Mchoro wa Hertzsprung-Russell (Mchoro wa HR)
© Maarifa ni nguvu
Mchoro wa Hertzsprung-Russell
Sifa muhimu zaidi za kimwili za nyota ni joto na ukubwa kamili. Viashiria vya joto vinahusiana kwa karibu na rangi ya nyota, na ukubwa kabisa unahusiana kwa karibu na aina ya spectral. Wacha tukumbuke kuwa, kulingana na uainishaji unaotumika sasa, nyota, kulingana na mwonekano wao, kama ilivyotajwa tayari katika sehemu ya "Spectral Madarasa" ya tovuti, imegawanywa katika madarasa saba kuu ya watazamaji. Wameteuliwa na herufi za Kilatini O, B, A, F, G, K, M. Ni katika mlolongo huu ambapo joto la nyota hushuka kutoka makumi kadhaa ya maelfu ya digrii kwa darasa O (nyota za moto sana) hadi digrii 2000-3000 kwa nyota za darasa M..
Wale. kipimo cha kipaji kinachoonyeshwa na kiasi cha nishati inayotolewa na nyota. Inaweza kuhesabiwa kinadharia, kujua umbali wa nyota.
Mnamo 1913, mtaalam wa nyota wa Denmark Einar Hertzsprung na Mwamerika Henry Norris Russell walikuja na wazo la kujenga grafu ya kinadharia inayounganisha vigezo kuu viwili vya nyota - joto na ukubwa kabisa. Matokeo yake yalikuwa mchoro ambao ulipewa majina ya wanaastronomia wawili - mchoro wa Hertzsprung-Russell (HRD), au, kwa urahisi zaidi, mchoro wa H-R. Kama tutakavyoona baadaye, mchoro wa Hertzsprung-Russell husaidia kuelewa mabadiliko ya nyota. Kwa kuongeza, hutumiwa sana kuamua umbali wa makundi ya nyota.
Kila nukta kwenye mchoro huu inalingana na nyota. Mhimili wa kuratibu (mhimili wima) unaonyesha mwangaza wa nyota, na mhimili wa abscissa (mhimili mlalo) unaonyesha joto la uso wake. Ikiwa tutaamua halijoto yake kwa rangi ya nyota, basi tutakuwa na moja ya kiasi kinachohitajika kuunda mchoro wa G-R. Ikiwa umbali wa nyota unajulikana, basi mwangaza wake unaweza kuamua na mwangaza wake unaoonekana mbinguni. Kisha tutakuwa na ovyo wetu idadi zote mbili zinazohitajika kuunda mchoro wa H-R, na tutaweza kuweka uhakika kwenye mchoro huu unaolingana na nyota yetu.
Jua limewekwa kinyume na mwangaza 1 kwenye mchoro, na kwa kuwa joto la uso wa Jua ni digrii 5800, iko karibu katikati ya mchoro wa H-R.
Nyota ambazo mwangaza wake ni mkubwa kuliko Jua ziko kwenye mchoro hapo juu. Kwa mfano, nambari 1000 inamaanisha kuwa katika kiwango hiki kuna nyota ambazo mwangaza wake ni mara 1000 zaidi ya mwangaza wa Jua.
Nyota zilizo na mwanga wa chini, kama vile Sirius B, kibete nyeupe kutoka kwa mfumo wa Sirius, hulala chini. Nyota ambazo ni moto zaidi kuliko Jua, kama vile Sirius A na Zeta Aurigae B - nyota moto kutoka kwa mfumo Zeta Aurigae na Spica kutoka kwa kundinyota Virgo, ziko upande wa kushoto wa Jua. Nyota baridi zaidi kama vile Betelgeuse na gwiji mwekundu Zeta Aurigae ziko kulia.
Kwa kuwa nyota baridi hutoa mwanga mwekundu na nyota moto hutoa mwanga mweupe au bluu, mchoro unaonyesha nyota nyekundu upande wa kulia na nyota nyeupe au bluu upande wa kushoto. Juu ya mchoro ni nyota zilizo na mwangaza wa juu, na chini - na mwanga mdogo.
Mlolongo kuu
Nyota nyingi kwenye mchoro wa H-R ziko ndani ya mstari wa diagonal unaoendesha kutoka juu kushoto hadi kulia chini. Kitambaa hiki kinaitwa "mlolongo mkuu" . Nyota zilizo juu yake zinaitwa "nyota kuu za mlolongo." Jua letu ni la nyota za mlolongo kuu na iko katika sehemu hiyo ambayo inalingana na nyota za njano. Juu ya mlolongo kuu ni nyota zenye mkali na za moto zaidi, na chini ya kulia ni dimmest na, kwa sababu hiyo, za muda mrefu zaidi.
Nyota kuu za mlolongo ziko katika hatua "ya utulivu" zaidi na thabiti ya uwepo wao, au, kama wanasema, awamu ya maisha.
Chanzo cha nishati yao ni. Kulingana na makadirio ya kisasa ya nadharia ya mageuzi ya nyota, awamu hii inachukua karibu 90% ya maisha ya nyota yoyote. Hii ndiyo sababu nyota nyingi ni za mlolongo kuu.
Kwa mujibu wa nadharia ya mageuzi ya nyota, wakati ugavi wa hidrojeni katika mambo ya ndani ya nyota unapokwisha, huacha mlolongo kuu, ukienda kwa haki. Katika kesi hiyo, joto la nyota daima huanguka, na ukubwa wake huongezeka kwa kasi. Ugumu, unaozidi kuongeza kasi ya harakati ya nyota kando ya mchoro huanza.
Majitu mekundu na vijeba weupe
Kando, kulia na juu ya mlolongo kuu kuna kikundi cha nyota zilizo na mwangaza wa juu sana, na hali ya joto ya nyota kama hizo ni ya chini - hizi ndizo zinazoitwa nyekundu. nyota kubwa na supergiants . Hizi ni nyota za baridi (takriban 3000 ° C), ambazo, hata hivyo, ni mkali zaidi kuliko nyota zilizo na joto sawa ambazo ziko katika mlolongo kuu. Sentimita moja ya mraba ya uso wa nyota baridi hutoa kiasi kidogo cha nishati kwa sekunde. Mwangaza wa juu wa jumla wa nyota unaelezewa na eneo kubwa la uso wake: nyota lazima iwe kubwa sana. Majitu ni nyota ambazo kipenyo chake ni mara 200 zaidi ya kipenyo cha Jua.
Tunaweza kuangalia sehemu ya chini kushoto ya mchoro kwa njia ile ile. Kuna nyota moto na mwanga mdogo huko. Kwa kuwa sentimita ya mraba ya uso wa mwili wa moto hutoa nishati nyingi kwa sekunde, na nyota zilizo kwenye kona ya chini ya kushoto ya mchoro zina mwanga mdogo, ni lazima tuhitimishe kuwa ni ndogo kwa ukubwa. Chini ya kushoto, kwa hiyo, ziko vijeba nyeupe , nyota zenye msongamano na zenye ukubwa kwa wastani mara 100 ndogo kuliko Jua, zenye kipenyo kinacholingana na kipenyo cha sayari yetu. Moja ya nyota kama hizo, kwa mfano, ni satelaiti ya Sirius inayoitwa Sirius B.
Mfuatano wa nyota wa mchoro wa Hertzsprung-Russell katika nambari za kawaida zinazokubalika
Kwenye mchoro wa Hertzsprung-Russell, pamoja na mlolongo tuliozingatia hapo juu, wanaastronomia kwa kweli hutambua mlolongo kadhaa zaidi, na mlolongo mkuu una nambari ya masharti. V . Hebu tuorodheshe:
Ia
- mlolongo wa supergiants mkali,
Ib
- mlolongo wa supergiants dhaifu,
II- mlolongo wa makubwa mkali,
III- mlolongo wa majitu dhaifu,
IV
- mlolongo wa subgiants,
V
- mlolongo kuu,
VI
- mlolongo wa subdwarfs,
VII
- mlolongo wa vibete nyeupe.
Kwa mujibu wa uainishaji huu, Jua letu na darasa lake la spectral G2 limeteuliwa kama G2V .
Hivyo, kutokana na mambo ya jumla, kujua mwangaza na joto la uso, tunaweza kukadiria ukubwa wa nyota. Joto hutuambia ni kiasi gani cha nishati kinachotolewa na sentimita moja ya mraba ya uso. Mwangaza, sawa na nishati ambayo nyota hutoa kwa kila kitengo cha wakati, huturuhusu kujua saizi ya uso unaotoa moshi, na kwa hivyo radius ya nyota.
Inahitajika pia kufanya tahadhari kwamba kupima ukubwa wa nuru inayokuja kwetu kutoka kwa nyota sio rahisi sana. Angahewa ya dunia hairuhusu mionzi yote kupita. Mwanga wa muda mfupi wa wimbi, kwa mfano, katika eneo la ultraviolet la wigo, hautufikii. Inapaswa pia kuzingatiwa kuwa ukubwa unaoonekana wa vitu vya mbali hupunguzwa sio tu kutokana na kunyonya kwa angahewa ya Dunia, lakini pia kutokana na kunyonya kwa mwanga na nafaka za vumbi zilizopo kwenye nafasi ya nyota. Ni wazi kwamba hata darubini ya anga ambayo inafanya kazi nje ya angahewa ya Dunia haiwezi kuondolewa kutoka kwa sababu hii inayoingilia.
Lakini ukubwa wa mwanga unaopita kwenye angahewa unaweza kupimwa kwa njia tofauti. Jicho la mwanadamu huona sehemu tu ya nuru inayotolewa na Jua na nyota. Mionzi ya mwanga ya urefu tofauti na rangi tofauti haina nguvu sawa kwenye retina, sahani ya picha au photometer ya elektroniki. Wakati wa kuamua mwangaza wa nyota, mwanga tu unaotambuliwa na jicho la mwanadamu huzingatiwa. Kwa hiyo, kwa vipimo ni muhimu kutumia vyombo ambavyo, kwa kutumia filters za rangi, kuiga unyeti wa rangi ya jicho la mwanadamu. Kwa hiyo, kwenye michoro za H-R, badala ya mwanga wa kweli, mwangaza katika eneo linaloonekana la wigo, unaoonekana kwa jicho, mara nyingi huonyeshwa. Pia inaitwa mwangaza wa kuona. Thamani za kweli (bolometric) na mwangaza wa kuona zinaweza kutofautiana kwa kiasi kikubwa. Kwa mfano, nyota ambayo uzito wake ni mara 10 ya Jua hutoa nishati mara elfu 10 zaidi ya Jua, wakati katika safu inayoonekana ya wigo ni mara 1000 tu ya kung'aa kuliko Jua. Kwa sababu hii, aina ya spectral ya nyota mara nyingi hubadilishwa leo na parameter nyingine sawa inayoitwa "index ya rangi"; au "kiashiria cha rangi" , inayoonyeshwa kwenye mhimili mlalo wa chati. Katika unajimu wa kisasa, faharisi ya rangi kimsingi ni tofauti kati ya ukubwa wa nyota katika safu tofauti za taswira (ni kawaida kupima tofauti kati ya ukubwa katika sehemu ya bluu na inayoonekana ya wigo, inayoitwa. B-V au B minus V kutoka kwa Kiingereza Bluu na Inayoonekana). Kigezo hiki kinaonyesha usambazaji wa kiasi cha nishati ambayo nyota hutoa kwa urefu tofauti wa mawimbi, na hii inahusiana moja kwa moja na joto la uso wa nyota.
Mchoro wa H-R kawaida hutolewa katika kuratibu zifuatazo:
1. Mwangaza ni joto la ufanisi.
2. Ukubwa kabisa - kiashiria cha rangi.
3. Ukubwa kabisa - darasa la spectral.
Maana ya kimwili ya mchoro wa H-R
Maana ya kimwili ya mchoro wa H-R ni kwamba baada ya kupanga idadi kubwa ya nyota zilizozingatiwa kwa majaribio juu yake, kwa eneo lao inawezekana kuamua mifumo ya usambazaji wao kwa uwiano wa wigo na mwanga. Ikiwa hapakuwa na uhusiano kati ya mwanga na joto lao, basi nyota zote zingesambazwa sawasawa kwenye mchoro kama huo. Lakini mchoro unaonyesha vikundi kadhaa vya nyota vinavyosambazwa mara kwa mara ambavyo tumechunguza hivi punde, vinavyoitwa mfuatano.
Mchoro wa Hertzsprung-Russell ni wa msaada mkubwa katika kusoma mageuzi ya nyota katika maisha yao yote. Ikiwa iliwezekana kufuata mageuzi ya nyota katika maisha yake yote, i.e. zaidi ya milioni mia kadhaa au hata miaka bilioni kadhaa, tungeiona ikihama polepole kwenye mchoro wa H-R kulingana na mabadiliko ya sifa za kimwili. Harakati za nyota kwenye mchoro kulingana na umri wao huitwa nyimbo za mabadiliko.
Kwa maneno mengine, mchoro wa H-P hutusaidia kuelewa jinsi nyota hubadilika katika maisha yao yote. Kwa kuhesabu nyuma kwa kutumia mchoro huu, unaweza kuhesabu umbali wa nyota.
Wageni wapendwa!
Kazi yako imezimwa JavaScript. Tafadhali wezesha hati katika kivinjari chako, na utendakazi kamili wa tovuti utakufungulia!Nyota kuu za mlolongo
Vitengo
Tabia nyingi za nyota kawaida huonyeshwa katika SI, lakini GHS pia hutumiwa (kwa mfano, mwangaza unaonyeshwa kwa ergs kwa sekunde). Misa, mwangaza na radius kawaida hutolewa kuhusiana na Jua letu:
Ili kuonyesha umbali wa nyota, vitengo kama vile mwaka wa mwanga na parsec hutumiwa.
Umbali mkubwa kama vile radius ya nyota kubwa au mhimili wa nusu kuu ya mifumo ya nyota binary mara nyingi huonyeshwa kwa kutumia.
kitengo cha astronomia (AU) - umbali wa wastani kati ya Dunia na Jua (km milioni 150).
Kielelezo 1 - mchoro wa Hertzsprung-Russell
Aina za nyota
Uainishaji wa nyota ulianza kujengwa mara baada ya spectra yao kuanza kupatikana. Kwa ukadiriaji wa kwanza, wigo wa nyota unaweza kuelezewa kama wigo wa mwili mweusi, lakini kwa unyonyaji au njia za utoaji zilizowekwa juu yake. Kulingana na muundo na nguvu ya mistari hii, nyota ilipewa darasa moja au lingine maalum. Hivi ndivyo wanavyofanya sasa, hata hivyo, mgawanyiko wa sasa wa nyota ni ngumu zaidi: kwa kuongeza, ni pamoja na ukubwa kamili wa nyota, kuwepo au kutokuwepo kwa kutofautiana kwa mwangaza na ukubwa, na madarasa kuu ya spectral yamegawanywa katika subclasses.
Mwanzoni mwa karne ya 20, Hertzsprung na Russell walipanga nyota mbalimbali kwenye mchoro "Ukubwa kabisa" - "darasa la spectral", na ikawa kwamba wengi wao wamepangwa kwenye curve nyembamba. Baadaye mchoro huu (sasa unaitwa Mchoro wa Hertzsprung-Russell) iligeuka kuwa ufunguo wa kuelewa na kutafiti michakato inayotokea ndani ya nyota.
Sasa kwa kuwa kuna nadharia ya muundo wa ndani wa nyota na nadharia ya mageuzi yao, imewezekana kuelezea uwepo wa tabaka za nyota. Ilibadilika kuwa aina nzima ya aina ya nyota sio zaidi ya onyesho la sifa za idadi ya nyota (kama vile wingi na muundo wa kemikali) na hatua ya mabadiliko ambayo nyota iko sasa.
Katika katalogi na kwa maandishi, darasa la nyota limeandikwa kwa neno moja, na muundo wa herufi ya darasa kuu la watazamaji kwanza (ikiwa darasa halijafafanuliwa kwa usahihi, safu ya barua imeandikwa, kwa mfano, O-B), kisha spectral. subclass imeainishwa kwa nambari za Kiarabu, basi darasa linaonyeshwa kwa numerali ya nambari za Kirumi (nambari ya mkoa kwenye mchoro wa Hertzsprung-Russell), na kisha inakuja habari ya ziada. Kwa mfano, Jua lina darasa la G2V.
Aina nyingi zaidi za nyota ni nyota kuu za mfuatano; Jua letu pia ni mali ya aina hii ya nyota. Kutoka kwa mtazamo wa mageuzi, mlolongo kuu ni mahali kwenye mchoro wa Hertzsprung-Russell ambapo nyota hutumia muda mwingi wa maisha yake. Kwa wakati huu, hasara za nishati kutokana na mionzi hulipwa na nishati iliyotolewa wakati wa athari za nyuklia. Muda wa maisha kwenye mlolongo kuu umedhamiriwa na wingi na sehemu ya vipengele nzito kuliko heliamu (metali).
Uainishaji wa kisasa wa nyota (Harvard) wa nyota ulianzishwa katika Harvard Observatory mnamo 1890 - 1924.
| Uainishaji wa msingi (Harvard) wa spectral wa nyota | ||||
| Darasa | Hali ya joto, K | rangi ya kweli | Rangi inayoonekana | Sifa kuu |
| O | 30 000-60 000 | bluu | bluu | Mistari dhaifu ya hidrojeni isiyo na upande, heliamu, heliamu ya ionized, kuzidisha ionized Si, C, N. |
| B | 10 000-30 000 | nyeupe-bluu | nyeupe-bluu na nyeupe | Mistari ya kunyonya ya heliamu na hidrojeni. Mistari dhaifu ya H na K ya Ca II. |
| A | 7500-10 000 | nyeupe | nyeupe | Msururu wa nguvu wa Balmer, mistari H na K ya Ca II inazidi kuelekea darasa F. Pia, karibu na darasa F, mistari ya metali huanza kuonekana. |
| F | 6000-7500 | njano-nyeupe | nyeupe | Mistari ya H na K ya Ca II, mistari ya metali, ina nguvu. Mistari ya hidrojeni huanza kudhoofika. Laini ya Ca I inaonekana. Bendi ya G inayoundwa na mistari ya Fe, Ca na Ti inaonekana na kuimarika. |
| G | 5000-6000 | njano | njano | Mistari ya H na K ya Ca II ni kali. Ca I line na mistari mingi ya chuma. Mistari ya hidrojeni inaendelea kudhoofika, na bendi za molekuli za CH na CN zinaonekana. |
| K | 3500-5000 | machungwa | manjano ya machungwa | Mistari ya chuma na bendi ya G ni kali. Mstari wa hidrojeni ni karibu hauonekani. Mikanda ya kunyonya ya TiO inaonekana. |
| M | 2000-3500 | nyekundu | machungwa-nyekundu | Mikanda ya TiO na molekuli nyingine ni kali. Bendi ya G inadhoofika. Mistari ya chuma bado inaonekana. |
Vibete vya kahawia
Vibete hudhurungi ni aina ya nyota ambayo athari za nyuklia hazingeweza kamwe kufidia nishati inayopotea kwenye mionzi. Kwa muda mrefu, vibete vya kahawia vilikuwa vitu vya dhahania. Uwepo wao ulitabiriwa katikati ya karne ya 20, kwa kuzingatia mawazo kuhusu taratibu zinazotokea wakati wa kuundwa kwa nyota. Wakati huo huo, kibete cha kahawia kiligunduliwa kwa mara ya kwanza mnamo 2004. Hadi sasa, nyota nyingi za aina hii zimegunduliwa. Darasa lao la spectral ni M - T. Kwa nadharia, darasa lingine linajulikana - lililoteuliwa Y.
Nyota za mlolongo kuu - dhana na aina. Uainishaji na vipengele vya kitengo "Nyota Kuu za Mlolongo" 2017, 2018.
Katika shida ya Usawa wa Stellar, ilijadiliwa kuwa kwenye mchoro wa Hertzsprung-Russell (unaohusiana na rangi na mwangaza wa nyota), nyota nyingi huanguka kwenye "bendi", ambayo kawaida huitwa mlolongo kuu. Nyota hutumia muda mwingi wa maisha yao huko. Kipengele cha tabia ya nyota kuu za mlolongo ni kwamba kutolewa kwao kuu kwa nishati ni kutokana na "kuchoma" kwa hidrojeni katika msingi, tofauti na nyota za T Tauri au, kwa mfano, makubwa, ambayo yatajadiliwa katika afterword.
Imejadiliwa pia kuwa rangi tofauti ("joto la uso") na mwangaza (nishati inayotolewa kwa kila kitengo cha wakati) zinalingana na misa tofauti ya nyota kuu za mlolongo. Msururu wa umati huanza kutoka sehemu ya kumi ya wingi wa Jua (kwa nyota ndogo) na huenea hadi mamia ya misa ya jua (kwa majitu). Lakini ukuu huja kwa gharama ya maisha mafupi sana kwenye mlolongo kuu: majitu hutumia mamilioni ya miaka tu juu yake (au hata chini), wakati vibete vinaweza kuishi kwenye mlolongo kuu hadi miaka trilioni kumi.
Katika tatizo hili, "tutatoka kwa kanuni za kwanza", kwa kutumia matokeo ya matatizo ya awali (Msawazo wa Stellar na Photon wander), tutaelewa kwa nini mlolongo kuu ni mstari wa moja kwa moja kwenye mchoro, na jinsi mwanga na wingi wa nyota zilivyo. kuhusiana juu yake.
Hebu u ni nishati ya fotoni kwa ujazo wa kitengo (wiani wa nishati). Kwa ufafanuzi, mwangaza L ni nishati inayotolewa kutoka kwenye uso wa nyota kwa kila kitengo cha wakati. Kwa mpangilio wa ukubwa \(L\sim \frac(V u)(\tau) \), ambapo V- kiasi cha nyota, τ - wakati fulani wa tabia ya uhamisho wa nishati hii nje (wakati huo huo wakati photon huacha matumbo ya nyota). Kama kiasi, tena kwa utaratibu wa ukubwa, tunaweza kuchukua R 3 wapi R- radius ya nyota. Wakati wa kuhamisha nishati unaweza kukadiriwa kama R 2 /lc, Wapi l ni njia isiyolipishwa ya wastani, ambayo inaweza kukadiriwa kuwa 1/ρκ (ρ ni msongamano wa maada ya nyota, κ ni mgawo wa kutoweka wazi).
Kwa usawa, msongamano wa nishati ya fotoni unaonyeshwa na sheria ya Stefan-Boltzmann: u = katika 4 wapi a- mara kwa mara fulani, na T- joto la tabia.
Hivyo, omitting constants wote, tunaona kwamba mwangaza L inalingana na thamani \(\frac(T^4 R)(\rho\kappa).\)
Pia tuna shinikizo hilo P lazima kusawazishwa na mvuto: \(P\sim \frac(M\rho)(r).\)
Ukandamizaji wa nyota wakati wa malezi yao huacha wakati mwako mkali wa hidrojeni huanza katikati, ambayo hutoa shinikizo la kutosha. Hii hutokea kwa joto fulani T, ambayo haitegemei chochote. Kwa hiyo, kwa kiasi kikubwa, hali ya joto ya tabia (kwa kweli, hii ni joto katikati ya nyota, haipaswi kuchanganyikiwa na joto la uso!) Ni sawa kwa nyota kuu za mlolongo.
Kazi
1) Kwa nyota za misa ya wastani (0.5< M/M ☉ < 10) давление обусловлено давлением газа P = ν RT ~ ρ T, na opacity (kwa fotoni) husababishwa na Thomson kutawanyika kwenye elektroni za bure, kwa sababu ambayo mgawo wa opacity ni thabiti: κ = const. Tafuta utegemezi wa mwangaza wa nyota hizo kwa wingi wao. Kiwango mwangaza wa nyota ambayo ni kubwa mara 10 zaidi ya Jua (kuhusiana na mwangaza wa Jua).
2) Katika nyota za chini, shinikizo bado imedhamiriwa na shinikizo la gesi, na mgawo wa opacity imedhamiriwa hasa na kutawanyika nyingine na hutolewa na makadirio ya Kramers: κ ~ ρ/ T 7/2 . Amua tatizo sawa kwa nyota za chini, kukadiria mwangaza wa nyota ambayo ni nyepesi mara 10 kuliko Jua.
3) Kwa nyota kubwa zilizo na wingi zaidi ya makumi kadhaa ya misa ya jua, mgawo wa kutoweka hubainishwa tu na mtawanyiko wa Thomson (κ = const), wakati shinikizo linatokana na shinikizo la fotoni, sio gesi ( P ~ T 4). Tafuta utegemezi wa mwangaza kwa wingi kwa nyota hizo, na kiwango mwangaza wa nyota ambayo ni kubwa mara 100 kuliko Jua (kuwa mwangalifu, huwezi kulinganisha na Jua hapa, unahitaji kuchukua hatua ya kati).
Kidokezo cha 1
Baada ya kukubali hilo M ~ ρ R 3, tumia misemo ya takriban ya mwangaza na shinikizo, na pia usemi wa mgawo wa msongamano na uwazi, ili kuondoa ρ. Tabia ya joto T ni sawa kila mahali, kama ilivyoonyeshwa hapo juu, kwa hivyo inaweza pia kuachwa kila mahali.
Kidokezo cha 2
Katika hatua ya mwisho, kuna utegemezi mmoja kwa nyota za raia wa jua, na mwingine kwa nzito, kwa hivyo haiwezekani kulinganisha mara moja na Jua. Badala yake, kwanza hesabu mwangaza wa misa ya kati (sema, misa 10 ya jua) ukitumia fomula ya nyota za wingi wa kati, kisha utumie fomula ya nyota kubwa kupata mwangaza wa nyota mara 100 ya wingi wa Jua.
Suluhisho
Kwa nyota ambazo shinikizo dhidi ya mvuto hutolewa na shinikizo la gesi bora P ~ ρ T, unaweza kuandika P ~ Mρ/ R~ ρ (kuchukua T kwa mara kwa mara). Kwa hivyo, kwa nyota kama hizi tunapata hiyo M ~ R, ambayo tutatumia hapa chini.
Kumbuka kwamba usemi huu unasema kwamba nyota ambayo ni kubwa mara 10 zaidi ya Jua ina karibu mara 10 ya radius.
1) Kuchukua κ na T kwa viunga, na pia kwa kuweka ρ ~ M/R 3 na kwa kutumia uhusiano uliopatikana hapo juu, tunapata nyota za misa ya kati L ~ M 3. Hii ina maana kwamba nyota kubwa mara 10 zaidi ya Jua itatoa nishati mara 1000 zaidi kwa kila kitengo cha wakati (yenye radius mara 10 pekee kuliko Jua).
2) Kwa upande mwingine, kwa nyota za chini, kuchukua κ ~ ρ/ T 7/2 (T- bado ni mara kwa mara), tunayo L ~ M 5 . Hiyo ni, nyota ambayo ni kubwa mara 10 kuliko Jua ina mwangaza mara 100,000 chini ya Jua (tena, yenye radius mara 10 tu chini).
3) Kwa nyota kubwa zaidi uwiano M ~ R haifanyi kazi tena. Kwa kuwa shinikizo hutolewa na shinikizo la fotoni, P ~ Mρ/ r ~ T 4 ~ const. Hivyo, M ~ R 2, na L ~ M. Haiwezekani kulinganisha mara moja na Jua, kwani kwa nyota za raia wa jua utegemezi tofauti unatumika. Lakini tayari tumegundua kuwa nyota kubwa mara 10 kuliko Jua ina mwangaza mara 1000 zaidi. Unaweza kuilinganisha na nyota kama hiyo; hii inamaanisha kuwa nyota ni kubwa mara 100 kuliko Jua na hutoa nishati mara 10,000 zaidi kwa kila kitengo cha wakati. Yote hii huamua sura ya curve ya mlolongo kuu kwenye mchoro wa Hertzsprung-Russell (Mchoro 1).
Baadaye
Kama zoezi, hebu pia tukadirie mteremko wa curve kuu ya mlolongo kwenye mchoro wa Hertzsprung-Russell. Kwa unyenyekevu, fikiria kesi L ~ M 4 - chaguo la kati kati ya hizo mbili zinazozingatiwa katika suluhisho.
Kwa ufafanuzi, joto la ufanisi ("joto" la uso) ni
\[ \sigma T_(\mathrm eff)^4=\frac(L)(4\pi R^2), \]
ambapo σ ni mara kwa mara. Kwa kuzingatia hilo M ~ R(kama tulivyopata hapo juu), tunazo nyota kuu za mlolongo (kwa wastani) \(L\sim T_(\rm eff)^8\). Hiyo ni, halijoto ya uso wa nyota ambayo ni kubwa mara 10 zaidi ya Jua (na inang'aa mara 1000 zaidi) itakuwa 15,000 K, na kwa nyota yenye uzito chini ya mara 10 kuliko Jua (inayoangaza mara 100,000 chini ya mkazo. ) - takriban 1500 K .
Fanya muhtasari. Katika mambo ya ndani ya nyota kuu za mlolongo, "inapokanzwa" hutokea kwa mwako wa thermonuclear wa hidrojeni. Mwako kama huo ni chanzo cha nishati ambayo hudumu kwa matrilioni ya miaka kwa nyota nyepesi zaidi, mabilioni ya miaka kwa nyota za sayari-jua, na mamilioni ya miaka kwa nyota nzito zaidi.
Nishati hii inabadilishwa kuwa nishati ya kinetic ya gesi na nishati ya photons, ambayo, kuingiliana na kila mmoja, kuhamisha nishati hii kwenye uso, na pia kutoa shinikizo la kutosha ili kukabiliana na ukandamizaji wa mvuto wa nyota. (Lakini nyota nyepesi zaidi ( M < 0,5M☉) na nzito ( M > 3M☉) uhamishaji pia hutokea kupitia upitishaji.)
Katika kila mchoro kwenye Mtini. Kielelezo cha 3 kinaonyesha nyota kutoka kwa nguzo moja kwa sababu nyota kutoka kwenye nguzo moja huenda ziliundwa kwa wakati mmoja. Mchoro wa kati unaonyesha nyota za nguzo ya Pleiades. Kama unaweza kuona, nguzo bado ni ndogo sana (umri wake unakadiriwa kuwa milioni 75-150), na nyota nyingi ziko kwenye mlolongo kuu.
Mchoro wa kushoto unaonyesha nguzo ambayo imeundwa hivi karibuni (hadi umri wa miaka milioni 5), ambayo nyota nyingi hata "hazijazaliwa" bado (ikiwa kuzaliwa kunachukuliwa kuwa kuingia kwenye mlolongo kuu). Nyota hizi ni mkali sana, kwa kuwa wingi wa nishati yao ni kutokana na athari za nyuklia, lakini kwa ukandamizaji wa mvuto. Kwa kweli, bado zimebanwa, zikisonga hatua kwa hatua chini ya mchoro wa Hertzsprung-Russell (kama inavyoonyeshwa na mshale) hadi halijoto katikati inapopanda vya kutosha kusababisha athari bora za nyuklia. Kisha nyota itakuwa kwenye mlolongo kuu (mstari mweusi kwenye mchoro) na itabaki pale kwa muda fulani. Inafaa pia kuzingatia kuwa nyota nzito zaidi ( M > 6M☉) huzaliwa tayari kwenye mlolongo mkuu, yaani, wakati zinaundwa, halijoto katikati tayari iko juu ya kutosha kuanzisha mwako wa nyuklia wa hidrojeni. Kwa sababu ya hili, hatuoni protostars nzito (upande wa kushoto) kwenye mchoro.
Mchoro wa kulia unaonyesha nguzo ya zamani (umri wa miaka bilioni 12.7). Inaweza kuonekana kuwa nyota nyingi tayari zimeacha mlolongo kuu, zikisonga "juu" kwenye mchoro na kuwa makubwa nyekundu. Tutazungumzia kwa undani zaidi kuhusu hili, pamoja na tawi la usawa, wakati mwingine. Walakini, inafaa kuzingatia hapa kwamba nyota nzito zaidi huacha mlolongo kuu kwanza (tayari tumegundua kuwa mwangaza wa juu unakuja kwa gharama ya maisha mafupi), wakati nyota nyepesi (upande wa kulia wa mlolongo kuu) zinaendelea kuwa. juu yake. Kwa hivyo, ikiwa “kipimo cha mkato” kinajulikana kwa nguzo—mahali ambapo mfuatano mkuu unapotokea na tawi kubwa huanza—mtu anaweza kukadiria kwa usahihi ni miaka ngapi iliyopita nyota ziliunda, yaani, kupata umri wa nguzo hiyo. . Kwa hiyo, mchoro wa Hertzsprung-Russell pia ni muhimu kwa kutambua makundi ya nyota ya vijana na ya zamani sana.
- ya kawaida zaidi ya vitu vyote vinavyoonekana vya ulimwengu katika Ulimwengu.
Kigezo muhimu zaidi cha nyota ni wingi. Nyota ni mipira ya gesi ambayo uzito wake unazidi misa ya jua 0.08.
Kwa kusoma mwanga wa nyota na spectra zao, ilianzishwa kuwa anga za nyota zinajumuisha hidrojeni, heliamu na mchanganyiko wa vipengele vingine. Ni katika nyota kwamba kuna masharti ya kuundwa kwa vipengele nzito kuliko heliamu.
Joto na mwangaza wa nyota ziko ndani ya mipaka pana sana, lakini vigezo hivi havijitegemea. Mwangaza wa nyota unalinganishwa na mwangaza wa Jua. Ukubwa kamili wa Jua ni M = +4.82 m. Mwangaza wa Jua: L = 3.58 · 10 26 W. Kuna nyota mamia ya maelfu ya mara zenye kung'aa zaidi na mamia ya maelfu ya mara dhaifu kuliko Jua.
Nyota kuu za mlolongo ni nyota za kawaida, sawa na Jua, ambalo hidrojeni huchomwa katika athari za nyuklia. Mlolongo kuu ni mlolongo wa nyota za raia tofauti. Nyota kubwa zaidi kwa wingi ziko juu ya mlolongo kuu na ni majitu ya bluu. Nyota ndogo zaidi kwa wingi ni dwarfs. Ziko chini ya mlolongo kuu.
Ina maana ya kina ya mageuzi mchoro wa wigo-mwangaza .
Nyota huunda kama matokeo ya kuyumba kwa mvuto katika mawingu baridi na mazito ya Masi. Kwa hiyo, nyota daima huzaliwa katika makundi (makundi, complexes). Hatua ya ukuaji wa nyota, inayoonyeshwa na kukandamizwa na bado haina vyanzo vya nishati ya nyuklia, inaitwa. protostar . Katika kipindi cha mamia ya maelfu ya miaka, gesi baridi na wingu la vumbi hupungua kwa kiasi kikubwa; joto katikati ya wingu huongezeka hadi mamilioni ya kelvins. Inapofikia joto la milioni kadhaa la Kelvin, athari za nyuklia huanza katikati. Uzito wa chini unaohitajika kwa hili ni 0.08 M.
Katika nyota kuu za mlolongo, athari za kinachojulikana kama mzunguko wa proton-protoni hutokea.
Mageuzi zaidi ya nyota inategemea wingi wake. Nyota za saizi ya kawaida na misa ya chini, pamoja na Jua, mwishoni mwa maisha yao, baada ya hatua kubwa nyekundu, mkataba na kumwaga ganda lao, na kugeuka kuwa vijeba nyeupe . Vibete vyeupe vina uzani usiozidi 1.2 M, na radius yao ni mara 100 chini ya ile ya Jua. Uzito wao ni mara milioni kubwa kuliko ule wa Jua.
Nyota za nyutroni huundwa wakati wa milipuko ya supernova ikiwa uzito wa awali wa nyota ulikuwa 10-40 M au wakati wa kuongezeka kwa dutu kwenye kibete nyeupe katika mfumo wa binary wa karibu. Wao huzunguka haraka kuzunguka mhimili wao na kuwa na shamba la nguvu la sumaku. Chembe chembe zinazosonga huzalisha mawimbi ya sumakuumeme, ambayo hutolewa kwa boriti nyembamba inayozunguka kwa kasi. Nyota za nyutroni zinatambuliwa na pulsars.
Ikiwa misa ya mwisho ya nyota ni kubwa kuliko 3 M, basi nyota inakuwa shimo nyeusi . Uga wa uvutano wa nyota hiyo kubwa hubana jambo lake kwa nguvu sana hivi kwamba nyota haiwezi kusimama kwenye hatua ya nyota ya neutroni na kuendelea kusinyaa hadi kwenye radius ya uvutano. Inaaminika kuwa idadi ya shimo nyeusi kwenye Galaxy yetu ni karibu milioni kumi.
Nyota zinaweza kuwa tofauti sana: ndogo na kubwa, mkali na sio mkali sana, wazee na vijana, moto na "baridi", nyeupe, bluu, njano, nyekundu, nk.
Mchoro wa Hertzsprung-Russell hukuruhusu kuelewa uainishaji wa nyota.
Inaonyesha uhusiano kati ya ukubwa kabisa, mwangaza, aina ya spectral na joto la uso wa nyota. Nyota katika mchoro huu hazipatikani kwa nasibu, lakini huunda maeneo yanayoonekana wazi.
Nyota nyingi ziko kwenye kinachojulikana mlolongo mkuu. Kuwepo kwa mlolongo kuu ni kutokana na ukweli kwamba hatua ya kuchoma hidrojeni inachukua ~ 90% ya wakati wa mabadiliko ya nyota nyingi: kuchomwa kwa hidrojeni katika mikoa ya kati ya nyota husababisha kuundwa kwa msingi wa heliamu ya isothermal, mpito kwa hatua kubwa nyekundu na kuondoka kwa nyota kutoka kwa mlolongo kuu. Mageuzi mafupi ya majitu mekundu husababisha, kulingana na wingi wao, kuunda vibete vyeupe, nyota za neutron au shimo nyeusi.
Zikiwa katika hatua mbalimbali za ukuzi wao wa mageuzi, nyota zimegawanywa katika nyota za kawaida, nyota ndogo, na nyota kubwa.
Nyota za kawaida ni nyota kuu za mlolongo. Hizi ni pamoja na Jua letu. Wakati mwingine nyota za kawaida kama Jua huitwa vibete vya manjano.
Kibete cha manjano
Kibete cha manjano ni aina ya nyota ndogo ya mfuatano yenye uzito kati ya 0.8 na 1.2 za sola na joto la juu la 5000-6000 K.
Muda wa maisha wa kibeti njano ni wastani wa miaka bilioni 10.
Baada ya ugavi mzima wa hidrojeni kuwaka, nyota huongezeka kwa ukubwa mara nyingi na hugeuka kuwa giant nyekundu. Mfano wa aina hii ya nyota ni Aldebaran.
Jitu jekundu hutoa tabaka zake za nje za gesi ili kuunda nebula ya sayari, huku msingi ukiporomoka na kuwa kibete kidogo cheupe mnene.
Giant nyekundu ni nyota kubwa yenye rangi nyekundu au rangi ya machungwa. Uundaji wa nyota kama hizo inawezekana wote katika hatua ya malezi ya nyota na katika hatua za baadaye za uwepo wao.
Katika hatua ya awali, nyota huangaza kutokana na nishati ya mvuto iliyotolewa wakati wa kukandamiza, mpaka ukandamizaji utakaposimamishwa na mmenyuko wa thermonuclear ambao umeanza.
Katika hatua za baadaye za mageuzi ya nyota, baada ya kuchomwa kwa hidrojeni kwenye cores zao, nyota huacha mlolongo kuu na kuhamia eneo la makubwa nyekundu na supergiants ya mchoro wa Hertzsprung-Russell: hatua hii huchukua takriban 10% ya wakati wa maisha "ya kazi" ya nyota, yaani, hatua za mageuzi yao, wakati ambapo athari za nucleosynthesis hutokea katika mambo ya ndani ya nyota.
Nyota kubwa ina joto la chini la uso, karibu digrii 5000. Radi kubwa, inayofikia jua 800 na kwa sababu ya saizi kubwa, mwangaza mkubwa. Upeo wa mionzi hutokea katika mikoa nyekundu na infrared ya wigo, ndiyo sababu wanaitwa giants nyekundu.
Kubwa zaidi ya majitu hugeuka kuwa supergiants nyekundu. Nyota iitwayo Betelgeuse katika kundinyota Orion ni mfano wa kuvutia zaidi wa supergiant nyekundu.
Nyota kibete ni kinyume cha majitu na inaweza kuwa inayofuata.
Kibete nyeupe ni kile kinachosalia cha nyota ya kawaida yenye wingi wa chini ya 1.4 ya sola baada ya kupita kwenye hatua kubwa nyekundu.
Kwa sababu ya ukosefu wa hidrojeni, athari za nyuklia hazifanyiki katika msingi wa nyota kama hizo.
Vibete nyeupe ni mnene sana. Sio kubwa kwa ukubwa kuliko Dunia, lakini wingi wao unaweza kulinganishwa na wingi wa Jua.
Hizi ni nyota za moto sana, joto lao hufikia digrii 100,000 au zaidi. Wanaangaza kwa kutumia nishati iliyobaki, lakini baada ya muda inaisha na msingi hupoa, na kugeuka kuwa kibete nyeusi.
Vibete wekundu ni vitu vya kawaida zaidi vya aina ya nyota katika Ulimwengu. Makadirio ya idadi yao hutofautiana kutoka 70 hadi 90% ya idadi ya nyota zote kwenye galaksi. Wao ni tofauti kabisa na nyota nyingine.
Uzito wa vibete nyekundu hauzidi theluthi moja ya misa ya jua (kikomo cha chini cha misa ni 0.08 ya jua, ikifuatiwa na vibete vya kahawia), joto la uso hufikia 3500 K. Vibete vyekundu vina darasa la spectral la M au marehemu K. Stars. ya aina hii hutoa mwanga mdogo sana, wakati mwingine katika mara 10,000 ndogo kuliko Jua.
Kwa kuzingatia mionzi yao ya chini, hakuna hata moja ya vibete nyekundu inayoonekana kutoka Duniani kwa macho. Hata kibete nyekundu aliye karibu zaidi na Jua, Proxima Centauri (nyota iliyo karibu zaidi katika mfumo wa utatu kwenye Jua), na kibete nyekundu aliye karibu zaidi, Barnard's Star, wana ukubwa unaoonekana wa 11.09 na 9.53 mtawalia. Katika kesi hii, nyota yenye ukubwa wa hadi 7.72 inaweza kuzingatiwa kwa jicho la uchi.
Kwa sababu ya kiwango cha chini cha mwako wa hidrojeni, vibete nyekundu vina muda mrefu sana wa maisha, kuanzia makumi ya mabilioni hadi makumi ya trilioni ya miaka (kibeti nyekundu na wingi wa misa ya jua 0.1 itawaka kwa miaka trilioni 10).
Katika vibete nyekundu, athari za nyuklia zinazohusisha heliamu haziwezekani, kwa hivyo haziwezi kugeuka kuwa makubwa nyekundu. Baada ya muda, wao hupungua hatua kwa hatua na joto zaidi na zaidi hadi watumie usambazaji mzima wa mafuta ya hidrojeni.
Hatua kwa hatua, kulingana na dhana za kinadharia, zinageuka kuwa vibete vya bluu - darasa la dhahania la nyota, wakati hakuna hata mmoja wa vibete nyekundu ambaye bado ameweza kugeuka kuwa kibete cha bluu, na kisha kuwa vibete nyeupe na msingi wa heliamu.
Nyepesi ya kahawia - vitu vya substellar (pamoja na misa ya takriban 0.01 hadi 0.08 ya misa ya jua, au, mtawaliwa, kutoka 12.57 hadi 80.35 misa ya Jupita na kipenyo takriban sawa na kipenyo cha Jupiter), kwa kina ambacho, tofauti na mlolongo kuu. nyota, hakuna mmenyuko wa muunganisho wa thermonuclear na ubadilishaji wa hidrojeni kuwa heliamu.
Kiwango cha chini cha joto cha nyota kuu za mlolongo ni karibu 4000 K, halijoto ya vijeba kahawia iko katika safu kutoka 300 hadi 3000 K. Vibete vya kahawia hupoa kila mara katika maisha yao yote, na kadiri kibeti kinavyokuwa kikubwa, ndivyo inavyopoa polepole.
Vibete vidogo vidogo
Vibete vidogo vidogo, au vidogo vidogo vya kahawia, ni miundo mizuri ambayo iko chini ya kikomo cha wingi wa rangi ya hudhurungi. Misa yao ni chini ya takriban mia moja ya misa ya Jua au, ipasavyo, 12.57 misa ya Jupita, kikomo cha chini hakijaamuliwa. Kwa ujumla wao huchukuliwa kuwa sayari, ingawa jumuiya ya wanasayansi bado haijafikia hitimisho la mwisho kuhusu kile kinachochukuliwa kuwa sayari na ni nini kibete kidogo cha kahawia.
Kibete mweusi
Vibete weusi ni vijeba vyeupe ambavyo vimepoa na, kwa sababu hiyo, havitoi katika safu inayoonekana. Inawakilisha hatua ya mwisho ya mageuzi ya vijeba weupe. Misa ya vibete weusi, kama wingi wa vibete weupe, ni mdogo zaidi ya misa 1.4 ya jua.
Nyota ya binary ni nyota mbili zilizounganishwa na mvuto zinazozunguka kituo cha kawaida cha wingi.
Wakati mwingine kuna mifumo ya nyota tatu au zaidi, katika kesi hii ya jumla mfumo huitwa nyota nyingi.
Katika hali ambapo mfumo wa nyota kama huo hauko mbali sana na Dunia, nyota za mtu binafsi zinaweza kutofautishwa kupitia darubini. Ikiwa umbali ni muhimu, basi wanajimu wanaweza kuelewa kuwa nyota mbili inaonekana tu kwa ishara zisizo za moja kwa moja - kushuka kwa mwangaza unaosababishwa na kupatwa kwa mara kwa mara kwa nyota moja na nyingine na zingine.
Nyota mpya
Nyota ambazo mwangaza wake huongezeka ghafla mara 10,000. Nova ni mfumo wa binary unaojumuisha kibete nyeupe na nyota mwenza iliyoko kwenye mlolongo kuu. Katika mifumo kama hiyo, gesi kutoka kwa nyota inapita polepole hadi kwenye kibete nyeupe na hulipuka mara kwa mara huko, na kusababisha mlipuko wa mwangaza.
Supernova
Supernova ni nyota ambayo inamaliza mageuzi yake katika mchakato wa janga la kulipuka. Flare katika kesi hii inaweza kuwa amri kadhaa za ukubwa zaidi kuliko katika kesi ya nova. Mlipuko huo wenye nguvu ni matokeo ya michakato inayotokea kwenye nyota katika hatua ya mwisho ya mageuzi.
Nyota ya nyutroni
Nyota za nyutroni (NS) ni miundo ya nyota yenye wingi wa mpangilio wa jua 1.5 na saizi ndogo sana kuliko vibete nyeupe; eneo la kawaida la nyota ya nyutroni labda iko kwenye mpangilio wa kilomita 10-20.
Wao hujumuisha hasa chembe zisizo na upande wowote - neutroni, zilizokandamizwa kwa nguvu na nguvu za mvuto. Msongamano wa nyota kama hizo ni wa juu sana, unaweza kulinganishwa, na kulingana na makadirio kadhaa, inaweza kuwa mara kadhaa juu kuliko msongamano wa wastani wa kiini cha atomiki. Sentimita moja ya ujazo ya dutu ya NS itakuwa na uzito wa mamia ya mamilioni ya tani. Nguvu ya uvutano juu ya uso wa nyota ya nyutroni ni karibu mara bilioni 100 kuliko Duniani.
Katika Galaxy yetu, kulingana na wanasayansi, kunaweza kuwa na nyota kutoka milioni 100 hadi bilioni 1, ambayo ni, mahali fulani karibu na nyota moja kwa elfu ya kawaida.
Pulsars
Pulsars ni vyanzo vya cosmic vya mionzi ya sumakuumeme inayokuja duniani kwa namna ya milipuko ya mara kwa mara (pulses).
Kulingana na kielelezo kikuu cha astrofia, pulsari ni nyota za neutroni zinazozunguka na uga wa sumaku unaoelekea kwenye mhimili wa mzunguko. Wakati Dunia inapoanguka kwenye koni inayoundwa na mionzi hii, inawezekana kuchunguza pigo la mionzi inayorudia kwa vipindi sawa na kipindi cha mapinduzi ya nyota. Baadhi ya nyota za neutroni huzunguka hadi mara 600 kwa sekunde.
Cepheids
Cepheids ni kundi la nyota zinazobadilika-badilika zenye mdundo na uhusiano sahihi wa kipindi-mwangaza, uliopewa jina la nyota Delta Cephei. Moja ya Cepheids maarufu zaidi ni Polaris.
Orodha iliyotolewa ya aina kuu (aina) za nyota na sifa zao fupi, bila shaka, haimalizi aina nzima ya nyota katika Ulimwengu.