Najciekawsze są gwiazdy obiekty astronomiczne i reprezentują najbardziej podstawowe cegiełki galaktyki. Wiek, rozmieszczenie i skład gwiazd w galaktyce pozwala określić jej historię, dynamikę i ewolucję. Ponadto gwiazdy są odpowiedzialne za produkcję i dystrybucję ciężkich pierwiastków w przestrzeni kosmicznej, takich jak węgiel, azot, tlen, a ich charakterystyka jest ściśle związana z układami planetarnymi, które tworzą. Dlatego badanie procesu narodzin, życia i śmierci gwiazd zajmuje centralne miejsce w dziedzinie astronomii.
Narodziny gwiazd
Gwiazdy rodzą się w obłokach pyłu i gazu, które są rozproszone w większości galaktyk. Uderzającym przykładem rozmieszczenia takiej chmury jest Mgławica Oriona.
To zdjęcie łączy obrazy widzialne i podczerwone z teleskopów kosmicznych Hubble'a i Spitzera. Turbulencje w głębi tych chmur prowadzą do powstania węzłów o masie wystarczającej do rozpoczęcia procesu nagrzewania materiału w środku tego węzła. To właśnie ten gorący rdzeń, lepiej znany jako protogwiazda, może pewnego dnia stać się gwiazdą.
Trójwymiarowe symulacje komputerowe procesu formowania się gwiazd pokazują, że wirujące obłoki gazu i pyłu mogą rozpaść się na dwie lub trzy części; to wyjaśnia, dlaczego większość gwiazd w droga Mleczna są w parach lub małych grupach.
Nie cała materia z chmury gazu i pyłu dociera do przyszłej gwiazdy. Pozostały materiał może tworzyć planety, asteroidy, komety lub po prostu pozostać w postaci pyłu.
Główny ciąg gwiazd
Gwiazda wielkości naszego Słońca potrzebuje około 50 milionów lat, aby dojrzeć od momentu powstania do dorosłości. Nasze Słońce będzie w tej fazie dojrzałości przez około 10 miliardów lat.
Gwiazdy żywią się energią uwalnianą w procesie jądrowej fuzji wodoru z tworzeniem się w ich głębi helu. Wypływ energii z ich centralnych obszarów gwiazdy zapewnia niezbędne ciśnienie, aby zapobiec zapadaniu się gwiazdy z powodu właściwości grawitacji.
Jak pokazano na diagramie Hertzsprunga-Russella, główny ciąg gwiazd obejmuje szeroki zasięg jasności i kolory gwiazd, które można sklasyfikować według tych cech. Najmniejsze gwiazdy znane są jako czerwone karły, mają masę około 10% masy Słońca i promieniują zaledwie 0,01% energii w porównaniu z naszą gwiazdą. Ich temperatura powierzchni nie przekracza 3000-4000 K. Mimo miniaturowych rozmiarów czerwone karły są zdecydowanie najliczniejszym typem gwiazd we Wszechświecie i mają dziesiątki miliardów lat.
Z drugiej strony, najbardziej masywne gwiazdy, zwane hiperolbrzymami, mogą mieć masę 100 razy większą niż masa Słońca, a temperatury powierzchniowe przekraczają 30 000 K. Hiperolbrzymy uwalniają setki tysięcy razy więcej energii niż Słońce. ale mają życie trwające tylko kilka milionów lat. Takie ekstremalne gwiazdy, jak uważają naukowcy, były szeroko rozpowszechnione we wczesnym Wszechświecie, ale dziś są niezwykle rzadkie - kilka hiperolbrzymów jest znanych w całej Drodze Mlecznej.
Ewolucja gwiazd
Ogólnie rzecz biorąc, im większa gwiazda, tym krótsza jest jej żywotność, chociaż wszystkie gwiazdy poza supermasywnymi żyją miliardy lat. Kiedy gwiazda całkowicie wyprodukowała wodór w swoim jądrze, reakcje jądrowe w jego wnętrznościach ustają. Pozbawiony energii rdzeń potrzebny do utrzymania się zaczyna zapadać się w siebie i staje się znacznie gorętszy. Pozostały wodór poza rdzeniem nadal wspiera reakcję jądrową poza rdzeniem. Coraz gorętsze i gorętsze jądro zaczyna wypychać zewnętrzne warstwy gwiazdy na zewnątrz, powodując rozszerzanie się i ochładzanie gwiazdy, zamieniając ją w czerwonego olbrzyma.
Jeśli gwiazda jest wystarczająco masywna, proces zapadania się jądra może doprowadzić jej temperaturę do poziomu wystarczającego do obsługi bardziej egzotycznych reakcji jądrowych, które pochłaniają hel i wytwarzają różne ciężkie pierwiastki, włącznie z żelazem. Jednak takie reakcje zapewniają tylko chwilowe wytchnienie od globalnej katastrofy gwiazdy. Stopniowo wewnętrzne procesy jądrowe gwiazdy stają się coraz bardziej niestabilne. Zmiany te powodują pulsację wewnątrz gwiazdy, która później doprowadzi do wyrzucenia zewnętrznych powłok otaczających ją obłokiem gazu i pyłu. To, co dzieje się dalej, zależy od rozmiaru jądra.
Dalszy los gwiazdy w zależności od masy jej jądra
|
W przypadku średnich gwiazd, takich jak Słońce, proces uwalniania jądra z warstw zewnętrznych trwa do momentu wyrzucenia całej otaczającej materii. Pozostały, mocno nagrzany rdzeń nazywany jest białym karłem. Białe karły, które są mniej więcej wielkości Ziemi, mają masę pełnoprawnej gwiazdy. Do niedawna pozostawały dla astronomów zagadką - dlaczego nie ma dalszego niszczenia jądra. Mechanika kwantowa rozwiązał tę zagadkę. Ciśnienie szybko poruszających się elektronów ratuje gwiazdę przed zapadnięciem się. Im bardziej masywny rdzeń, tym gęstszy jest karzeł. Więc niż mniejszy rozmiar biały karzeł tym bardziej jest masywny. Te paradoksalne gwiazdy są dość powszechne we Wszechświecie – za kilka miliardów lat nasze Słońce również zamieni się w białego karła. Z powodu braku wewnętrznego źródła energii białe karły z czasem ochładzają się i znikają w rozległych przestrzeniach kosmosu. |
|
|
Jeśli biały karzeł uformowałby się w układzie podwójnym lub wielokrotnym, koniec jego życia może być bardziej obfitujący w wydarzenia, znany jako formacja Nowa gwiazda. Kiedy astronomowie nadali temu wydarzeniu nazwę, naprawdę myśleli, że powstaje nowa gwiazda. Dziś jednak wiadomo, że w rzeczywistości rozmawiamy o bardzo starych gwiazdach - białych karłach. Jeśli biały karzeł znajduje się wystarczająco blisko gwiazdy towarzyszącej, jego grawitacja może wyciągnąć wodór z zewnętrznej atmosfery sąsiada i stworzyć własną warstwę powierzchniową. Gdy na powierzchni białego karła zgromadzi się wystarczająca ilość wodoru, paliwo jądrowe eksploduje. Prowadzi to do wzrostu jego jasności i odpadania pozostałego materiału z powierzchni. W ciągu kilku dni jasność gwiazdy spada i cykl zaczyna się od nowa. Czasami, zwłaszcza u masywnych białych karłów (których masa przekracza 1,4 masy Słońca), może rosnąć tak duża ilość materiał, który podczas wybuchu ulega całkowitemu zniszczeniu. Proces ten znany jest jako narodziny supernowej. |
|
|
Gwiazdy ciągu głównego o masie około 8 lub więcej mas Słońca są skazane na śmierć w wyniku potężnej eksplozji. Ten proces nazywa się narodzinami supernowej. Supernowa to nie tylko wielka nowa gwiazda. W nowej gwieździe eksplodują tylko warstwy powierzchniowe, podczas gdy w supernowej zapada się samo jądro gwiazdy. W rezultacie uwalniana jest ogromna ilość energii. W okresie od kilku dni do kilku tygodni supernowa może przyćmić swoim światłem całą galaktykę. Terminy New i Supernova nie definiują dokładnie istoty procesu. Jak już wiemy, fizycznie nie dochodzi do powstawania nowych gwiazd. Następuje zniszczenie już istniejących gwiazd. To nieporozumienie wyjaśnia kilka historycznych przypadków, gdy na niebie pojawiły się jasne gwiazdy, które do tego czasu były prawie lub całkowicie niewidoczne. Ten efekt i pojawienie się nowej gwiazdy również wpłynęły na terminologię. |
|
|
Jeśli jądro o masie od 1,4 do 3 mas Słońca znajduje się w centrum supernowej, niszczenie jądra będzie trwało do momentu, gdy elektrony i protony połączą się i utworzą neutrony, które następnie utworzą gwiazdę neutronową. Gwiazdy neutronowe to niezwykle gęste obiekty kosmiczne – ich gęstość jest porównywalna z gęstością jądra atomowego. Dlatego duża liczba masy są upakowane w małej objętości, grawitacja na powierzchni gwiazda neutronowa zaraz za Gwiazdy neutronowe mają duże pola magnetyczne, które mogą przyspieszać cząstki atomowe wokół ich biegunów magnetycznych, wytwarzając silne wiązki promieniowania. Jeśli taka wiązka jest zorientowana w kierunku Ziemi, to z tej gwiazdy możemy zarejestrować regularne impulsy w zakresie rentgenowskim. W tym przypadku nazywa się to pulsarem. |
|
|
Jeśli rdzeń gwiazdy ma więcej niż 3 masy Słońca, to w procesie jej zapadania się powstaje czarna dziura: nieskończenie gęsty obiekt, którego grawitacja jest tak silna, że nawet światło nie może jej opuścić. Ponieważ fotony są jedynym narzędziem, którego możemy użyć do badania wszechświata, bezpośrednie wykrywanie czarnych dziur nie jest możliwe. Ich istnienie można poznać jedynie pośrednio. Jednym z głównych pośrednich czynników wskazujących na istnienie czarnej dziury na określonym obszarze jest jej ogromna grawitacja. Jeśli w pobliżu czarnej dziury znajduje się jakakolwiek materia - najczęściej są to gwiazdy towarzyszące - zostanie ona przechwycona przez czarną dziurę i przyciągnięta do niej. Przyciągnięta materia wiruje w kierunku czarnej dziury, tworząc wokół niej dysk, który nagrzewa się do ogromnych temperatur, emitując obfite ilości promieni rentgenowskich i gamma. To ich odkrycie pośrednio wskazuje na istnienie czarnej dziury w pobliżu gwiazdy. |
Przydatne artykuły, które odpowiedzą na większość ciekawe pytania o gwiazdach.
obiekty głębokiego nieba
SEKWENCJA GŁÓWNA, w astronomii, region na DIAGRAMIE HERTZSPRUNGA RUSSELLA, w którym znajduje się najwięcej gwiazd, w tym Słońce. Przeciąga się po przekątnej od gorąca jasne gwiazdy w lewym górnym rogu, aby schłodzić słabe gwiazdy w prawym dolnym... ... Naukowy i techniczny słownik encyklopedyczny
Diagramy Hertzsprunga Ressella, wąskie pasmo na tym diagramie, w którym znajduje się ogromna większość gwiazd. Przecina diagram po przekątnej (od wysokiej do niskiej jasności i temperatury). Gwiazdy sekwencji głównej (do ... ... słownik encyklopedyczny
Zbiór gwiazd, które są fizycznie podobne do Słońca i tworzą na diagramie stanu (diagram Hertzsprunga-Russella (patrz diagram Hertzsprunga-Russella)) jest praktycznie sekwencją jednoparametrową. Wzdłuż G. p. wykresy... ... Wielka radziecka encyklopedia
Diagramy Hertzsprunga Ressella, wąskie pasmo na tym diagramie, w którym znajduje się większość gwiazd. Przecina wykres po przekątnej (od wysokiej do niskiej jasności i temp. p). Gwiazdy G. p. (w szczególności obejmują ... ... Naturalna nauka. słownik encyklopedyczny
Główną sekwencją diagramu Hertzsprunga Ressella jest wąski pas na tym diagramie, w którym znajduje się zdecydowana większość gwiazd. Przecina diagram po przekątnej (od wysokiej do niskiej jasności i temperatury). Gwiazdy… … Wielki słownik encyklopedyczny
Ciąg główny diagramu Hertzsprunga-Russella- wykres wyraża zależność między jasnością a temperaturą gwiazd (klasa spektralna lub wskaźnik barwy niektórych obiektywnych cech gwiazd), które są zbliżone w właściwości fizyczne gwiazdy zajmują osobne obszary: główne ... ... Początki współczesnych nauk przyrodniczych
Zestaw gwiazd, które są fizycznie podobne do Słońca i tworzą pojedynczą sekwencję na diagramie widma jasności (patrz diagram Hertzsprunga Russella), w którym jasności zmniejszają się monotonicznie wraz ze spadkiem temperatury powierzchni, masy i ... ... Słownik astronomiczny
SEKWENCJA POŚREDNIA- - logika działań osoby trzeciej w celu rozwiązania konfliktu międzyludzkiego. Zawiera 17 podstawowych kroków. 1. Spróbuj sobie wyobrazić Duży obraz konfliktu i wniknąć w jego istotę, analizując posiadane przez nas informacje. Oszacować… …
SEKWENCJA SAMOROZWIĄZANIA KONFLIKTÓW- - logika działań podejmowanych przez bardziej kompetentnego psychologicznie przeciwnika w celu zakończenia konfliktu interpersonalnego. Zawiera 17 podstawowych kroków. 1. Przestań walczyć z przeciwnikiem. Zrozumieć, że przez konflikt nie będzie można chronić własnego ... ... Encyklopedyczny słownik psychologii i pedagogiki
- ... Wikipedia
Powyższy obrazek nie ma nic wspólnego z samochodem Czelabińsk; to zdjęcie nazywa się diagramem Hertzsprunga-Russella i pokazuje wzory w rozmieszczeniu gwiazd według jasności i koloru (klasa widmowa). Zapewne każdy, kto przeczytał choćby jakąś popularno-naukową książkę o astronomii, widział to zdjęcie i pamiętał, że zdecydowana większość gwiazd we Wszechświecie znajduje się na „ciągu głównym”, to znaczy znajdują się w pobliżu krzywej, która biegnie od lewego górnego do prawy dolny róg diagramu Hertzsprunga-Russella. Gwiazdy w ciągu głównym są stabilne i mogą poruszać się wzdłuż niego bardzo powoli przez wiele miliardów lat, powoli przekształcając wodór w hel; Kiedy paliwo jądrowe się wyczerpie, zwykła gwiazda opuszcza ciąg główny, stając się na krótki czas czerwonym olbrzymem, a następnie zapada się na zawsze w białego karła, który stopniowo zanika.
Tak więc metafora jest taka, że można narysować podobny obraz o startupach, a także okaże się, że istnieje wąska strefa stabilności – „sekwencja główna” – a poza nią są stany niestabilne. Osiami może być spalanie gotówki (stopa wydatków inwestycyjnych) oraz tempo wzrostu kluczowych wskaźników (każdy projekt ma oczywiście swoją własną; w najbardziej typowym przypadku jest to liczba użytkowników).
Na głównej sekwencji - projekty, które są w stanie zrównoważyć jeden z drugim. Idealna sytuacja to zgrabny, płynny ruch wzdłuż niej: wydatki stopniowo rosną, a tempo wzrostu rośnie proporcjonalnie (a mianowicie tempo wzrostu, a nie same wskaźniki!). Innymi słowy, zainwestowane pieniądze dają gwałtowny wzrost – startup „startuje”.
Pod sekwencją główną znajduje się ogromny cmentarz krasnoludków. Projekty te są zamrożone, nie pochłaniają pieniędzy, lub konsumują bardzo małą, niezmienioną ich ilość (z grubsza mówiąc koszty hostingu) - ale metryki są stabilne, nie rosną lub praktycznie nie rosną. Może ktoś wchodzi, rejestruje się, a nawet zaczyna z niego korzystać – ale to nie doprowadzi do nowej rundy wzrostu. (Z osobiste doświadczenie jest to oczywiście 9 faktów).
Nad sekwencją główną znajdują się sztucznie napompowane olbrzymy. Pieniądze wypalają się bardzo szybko (jak hel!), ale dzieje się to w niewłaściwym miejscu lub po prostu za wcześnie – rynek nie jest jeszcze gotowy, aby odpowiedzieć odpowiednim wzrostem wskaźników. Spektrogram takiego startupu pokazuje bardzo wyraźnie cechy charakterystyczne: rozdęty personel, brak organicznego wzrostu użytkowników (wzrost tylko poprzez kupowanie ruchu), rzucanie z boku na bok. W anamnezie z reguły „dziki inwestor” – ktoś, kto mocno wierzy w ideę, ale jednocześnie nie zajmuje się zawodowo rozwojem startupów, nie potrafi ocenić potrzeb projektu na kolejnym etapie, a daje za dużo pieniędzy. (Nawiasem mówiąc, to było również wszystko, co mieliśmy z 9 faktami).
Bardzo często można zaobserwować, jak projekt przebiega dokładnie tak samo, jak gwiazda w procesie swojej ewolucji: od ciągu głównego do gigantów (pomyłkowo uznali, że chwycili model, który zapewniłby gwałtowny wzrost i zaczęli pompować pieniądze), oraz potem krasnoludom (pieniądze zniknęły). Cóż, w tej bogatej metaforze można dostrzec jeszcze kilka zabawnych analogii.
I produktywność tej metafory jest taka.
1) Główna sekwencja jest bardzo wąska. To jest cienka ścieżka, nie da się nią przejść bez bardzo jasnego zrozumienia, jak działa branża venture w ogóle (skorzystam z okazji, aby ponownie się zareklamować), bez bardzo wyraźnego skupienia się na istocie swojego produktu , bez identyfikowania i kontrolowania własnych kluczowych wskaźników. bez doświadczonych pilotów, bez zaangażowania, pracowitości, nawet fanatyzmu. Krok w lewo, krok w prawo - a powrót będzie trudny, prawie niemożliwy. Jeśli jednak doszło do zebrania, musisz wszystko rzucić i spróbować wrócić. Taka jest przydatność mojej metafory dla startupu.
2) Jeśli projekt jest oczywiście poza głównym ciągiem – nie ma sensu w niego inwestować, nie ma sensu się nad nim zastanawiać. Nie ma szans. W tym nie ma sensu rozważać projektu, który jeszcze się jeszcze nie rozpoczął, ale którego główne parametry od samego początku sugerują odstępstwo od głównej sekwencji („zatrudnimy od razu 30 osób”). To jest korzyść z mojej metafory dla inwestora, bardzo pomaga zaoszczędzić czas.
3) I oczywiście nie wolno nam zapominać, że uogólnienia i dogmaty są przydatne tylko wtedy, gdy pamiętasz ich logiczne uzasadnienie i możesz sam zrozumieć, dlaczego w tym konkretna sytuacja generalizacja nie zadziała, a dogmat może zostać złamany.
I na koniec kilka słów o tym, jak wygląda główna sekwencja dla startupów. (Oczywiście można to powiedzieć tylko w sposób bardzo ogólny, rynki, kraje itp. są bardzo różne).
Wszystko zaczyna się w tej części wykresu, w której nie ma jeszcze użytkowników - i na tym etapie zespół nie może mieć więcej niż 2-3 osoby, a nie może spalić setek tysięcy rubli miesięcznie, ale lepiej nie spalić cokolwiek. Prototyp jest gotowy, sformułowano główną hipotezę, rozpoczęto próby promocji, zwiększono finansowanie zalążkowe - zespół może liczyć 5-6 osób, może wydawać kilkaset tysięcy miesięcznie, ale muszą być klienci, nawet jeśli tylko w trybie beta testów, a znaczna część pieniędzy powinna być skierowana nie na rozwój. Produkt powstał, klienci z niego korzystają i zaczęli płacić pierwsze pieniądze, udało nam się pozyskać poważne finansowanie od aniołów biznesu – najważniejsze na tym etapie jest zatrzymanie w pewnym momencie wzrostu kosztów rozwoju, skupienie się na biznesie rozwój i pozyskiwanie zrównoważonych mierników; Nie możesz wydawać milionów. Osiągnięto stabilny wzrost, przyciągnięto pierwszą rundę finansowania venture - to nie jest powód niekontrolowanej inflacji personelu i nieostrożnego obchodzenia się z pieniędzmi, udane projekty rosną tu do 10-20 osób, a ich koszty utrzymują się w granicach 50-100 tysiąc dolarów miesięcznie. I tak dalej.
Krótko mówiąc, wszystko jest jak w kosmosie, z jedną tylko różnicą.
Tam – 90% gwiazd jest w sekwencji głównej i nie będzie dla nas wielką przesadą stwierdzenie, że 90% startupów próbuje znaleźć się poza nią.
Z wywiadów i prezentacji z tego tygodnia:
- startup A wydał już 1,5 mln USD w ciągu dwóch lat na rozwój produktu, zapotrzebowanie na rozwiązanie nie zostało udowodnione, baza użytkowników nie rośnie, próbują pozyskać kolejne 2 mln - głównie po to, aby kontynuować rozwój (i kto da ich? i, co najważniejsze, według jakich szacunków?) ,
- startup B wyczerpał wszystkie pieniądze zebrane na etapie seed, a założyciele nadal majstrują przy nim równolegle do głównej pracy, podczas gdy konkurenci posuwają się do przodu w dobrym tempie; kiedyś założyciele nie podjęli przyzwoitej inwestycji przy dobrej ocenie, starając się nie rozwadniać i licząc na własne siły, a teraz już zgadzamy się na znacznie niższy szacunek, ale…,
- startup B stara się zebrać kilkadziesiąt milionów rubli na etapie pomysłu, planując zebranie zespołu około 20 osób w celu stworzenia prototypu i przetestowania hipotezy,
... i tak dalej.
Opublikowano w lutym. 17th, 2013 o 14:10 |
Gwiazdy to ogromne kule świetlistej plazmy. W naszej galaktyce jest ich ogromna liczba. Gwiazdy odegrały ważną rolę w rozwoju nauki. Zostały również odnotowane w mitach wielu narodów, służyły jako narzędzia nawigacyjne. Kiedy wynaleziono teleskopy i odkryto prawa ruchu ciał niebieskich i grawitacji, naukowcy zdali sobie sprawę, że wszystkie gwiazdy są jak Słońce.
Gwiazdy ciągu głównego obejmują wszystkie te, w których wodór zamienia się w hel. Ponieważ proces ten jest charakterystyczny dla większości gwiazd, większość opraw obserwowanych przez człowieka należy do tej kategorii. Na przykład Słońce również należy do tej grupy. Alfa Orionis, czyli na przykład satelita Syriusza, nie należą do gwiazd ciągu głównego.
Po raz pierwszy naukowcy E. Hertzsprung i G. Russell podjęli kwestię porównania gwiazd z ich typami widmowymi. Stworzyli wykres pokazujący widmo i jasność gwiazd. Następnie ten schemat został nazwany ich imieniem. Większość znajdujących się na nim opraw nazywana jest ciałami niebieskimi sekwencji głównej. Ta kategoria obejmuje gwiazdy od niebieskich nadolbrzymów do białych karłów. Jasność Słońca na tym schemacie jest traktowana jako jedność. W sekwencji występują gwiazdy o różnych masach. Naukowcy zidentyfikowali następujące kategorie opraw oświetleniowych:
Z punktu widzenia budowy Słońce można podzielić na cztery strefy warunkowe, w obrębie których różne procesy fizyczne. Energia promieniowania gwiazdy, jak również wewnętrzna energia cieplna, powstają głęboko w gwieździe i są przenoszone na warstwy zewnętrzne. Struktura gwiazd ciągu głównego jest podobna do budowy gwiazdy Układ Słoneczny. Centralną częścią każdej oprawy oświetleniowej należącej do tej kategorii na diagramie Hertzsprunga-Russella jest rdzeń. Tam nieustannie zachodzą reakcje jądrowe, podczas których hel przekształca się w wodór. Aby jądra wodoru zderzyły się ze sobą, ich energia musi być większa niż energia odpychania. Dlatego takie reakcje zachodzą tylko przy bardzo wysokie temperatury. Wewnątrz Słońca temperatura sięga 15 milionów stopni Celsjusza. Gdy oddala się od jądra gwiazdy, maleje. Na zewnętrznej granicy jądra temperatura jest już o połowę niższa niż w części środkowej. Zmniejsza się również gęstość plazmy.
Ale nie tylko w wewnętrznej strukturze ciągu głównego gwiazdy są podobne do Słońca. Oprawy tej kategorii wyróżniają się również tym, że reakcje jądrowe w ich wnętrzu zachodzą w procesie trójstopniowym. W przeciwnym razie nazywa się to cyklem proton-proton. W pierwszej fazie zderzają się ze sobą dwa protony. W wyniku tego zderzenia pojawiają się nowe cząstki: deuter, pozyton i neutrino. Następnie proton zderza się z cząsteczką neutrin i powstaje jądro izotopu helu-3 oraz kwant promieniowania gamma. W trzecim etapie procesu dwa jądra helu-3 łączą się ze sobą i powstaje zwykły wodór.
W procesie tych zderzeń, podczas reakcji jądrowych, stale powstają elementarne cząstki neutrin. Pokonują dolne warstwy gwiazdy i lecą w przestrzeń międzyplanetarną. Neutrina są również rejestrowane na ziemi. Kwota, która jest rejestrowana przez naukowców za pomocą instrumentów jest niewspółmiernie mniejsza niż powinny być w założeniu naukowców. Ten problem jest jedną z największych zagadek w fizyce Słońca.
Kolejną warstwą w strukturze Słońca i gwiazd ciągu głównego jest strefa promienista. Jego granice rozciągają się od rdzenia do cienkiej warstwy znajdującej się na granicy strefy konwekcyjnej - tachokliny. Strefa promieniowania wzięła swoją nazwę od sposobu, w jaki energia jest przenoszona z jądra do zewnętrznych warstw gwiazdy - promieniowanie. Fotony, które są stale wytwarzane w jądrze, poruszają się w tej strefie, zderzając się z jądrami plazmy. Wiadomo, że prędkość tych cząstek jest równa prędkości światła. Ale mimo to fotony potrzebują około miliona lat, aby dotrzeć do granicy stref konwekcyjnych i radiacyjnych. Takie opóźnienie występuje z powodu ciągłego zderzenia fotonów z jądrami plazmy i ich reemisji.
Słońce i gwiazdy ciągu głównego również mają cienką strefę, która najwyraźniej odgrywa ważną rolę w formacji pole magnetyczne luminarze, Nazywa się tachocline. Naukowcy sugerują, że to tutaj zachodzą procesy dynama magnetycznego. Polega ona na tym, że przepływy plazmy rozciągają linie pola magnetycznego i zwiększają ogólną siłę pola. Istnieją również sugestie, że w strefie tachokliny następuje gwałtowna zmiana składu chemicznego plazmy.
Ten obszar reprezentuje najbardziej zewnętrzną warstwę. Jej dolna granica znajduje się na głębokości 200 tys. Km, a górna sięga powierzchni gwiazdy. Na początku strefy konwekcyjnej temperatura jest jeszcze dość wysoka, dochodzi do około 2 milionów stopni. Jednak wskaźnik ten jest już niewystarczający do zajścia procesu jonizacji atomów węgla, azotu i tlenu. Strefa ta wzięła swoją nazwę ze względu na sposób, w jaki zachodzi stały transfer materii z głębokich warstw do warstw zewnętrznych - konwekcja lub mieszanie.
W prezentacji o gwiazdach ciągu głównego można zwrócić uwagę na fakt, że Słońce jest zwyczajną gwiazdą w naszej galaktyce. Dlatego szereg pytań – na przykład o źródła jego energii, strukturę, a także kształtowanie widma – jest wspólnych zarówno dla Słońca, jak i dla innych gwiazd. Nasza oprawa jest wyjątkowa w swojej lokalizacji - jest najbliższą naszej planecie gwiazdą. Dlatego jego powierzchnia poddawana jest szczegółowym badaniom.
Widoczna otoczka Słońca nazywana jest fotosferą. To ona promieniuje prawie całą energią, która dociera na Ziemię. Fotosfera składa się z granulek, które są wydłużonymi obłokami gorącego gazu. Tutaj również można zaobserwować małe plamki, które nazywane są pochodniami. Ich temperatura jest o około 200 o C wyższa od otaczającej masy, więc różnią się jasnością. Latarki mogą istnieć nawet przez kilka tygodni. Stabilność ta wynika z faktu, że pole magnetyczne gwiazdy nie pozwala na odchylanie pionowych strumieni zjonizowanych gazów w kierunku poziomym.
Czasami na powierzchni fotosfery pojawiają się również ciemne obszary - zarodki plam. Często plamy mogą urosnąć do średnicy przekraczającej średnicę Ziemi. z reguły pojawiają się w grupach, a następnie rosną. Stopniowo dzielą się na mniejsze obszary, aż całkowicie znikną. Po obu stronach równika słonecznego pojawiają się plamy. Co 11 lat ich liczba, podobnie jak powierzchnia zajmowana przez plamy, osiąga maksimum. Na podstawie obserwowanego ruchu plam Galileusz był w stanie wykryć rotację Słońca. Później rotację tę udoskonalono za pomocą analizy spektralnej.
Do tej pory naukowcy zastanawiają się, dlaczego okres narastających plam słonecznych wynosi dokładnie 11 lat. Pomimo luk w wiedzy, informacje o plamach słonecznych i cykliczności innych aspektów aktywności gwiazdy dają naukowcom możliwość dokonywania ważnych prognoz. Analizując te dane, możliwe jest przewidywanie nadejścia burz magnetycznych i zakłóceń w dziedzinie komunikacji radiowej.
Nazywa się ilość energii, która jest emitowana przez oprawę w jednej jednostce czasu. Wartość tę można obliczyć z ilości energii docierającej do powierzchni naszej planety, pod warunkiem, że znana jest odległość gwiazdy od Ziemi. Jasność gwiazd ciągu głównego jest większa niż gwiazd zimnych o małej masie i mniejsza niż gwiazd gorących, które mają od 60 do 100 mas Słońca.
Zimne gwiazdy znajdują się w prawym dolnym rogu w stosunku do większości źródeł światła, a gorące gwiazdy znajdują się w lewym górnym rogu. Jednocześnie w większości gwiazd, w przeciwieństwie do czerwonych olbrzymów i białych karłów, masa zależy od wskaźnika jasności. Każda gwiazda spędza większość swojego życia na sekwencji głównej. Naukowcy uważają, że bardziej masywne gwiazdy żyją znacznie krócej niż te, które mają małą masę. Na pierwszy rzut oka powinno być odwrotnie, ponieważ mają więcej wodoru do spalenia i muszą go dłużej używać. Jednak masywne gwiazdy zużywają paliwo znacznie szybciej.
Gwiazdy ciągu głównego
Jednostki
Większość cech gwiazd jest zwykle wyrażana w SI, ale używa się również CGS (na przykład jasność jest wyrażona w ergach na sekundę). Masa, jasność i promień są zwykle podawane w stosunku do naszego Słońca:
Aby wskazać odległość do gwiazd, przyjmuje się jednostki takie jak rok świetlny i parsek.
długie dystanse, takie jak promień gwiazd olbrzymów lub półoś wielka układów podwójnych gwiazd, są często wyrażane za pomocą
jednostka astronomiczna (AU) - średnia odległość między Ziemią a Słońcem (150 mln km).
Ryc.1 - Wykres Hertzsprunga-Russella
Rodzaje gwiazd
Klasyfikacje gwiazd zaczęto budować natychmiast po tym, jak zaczęły otrzymywać swoje widma. W pierwszym przybliżeniu widmo gwiazdy można opisać jako widmo ciała doskonale czarnego, ale z nałożonymi na nie liniami absorpcji lub emisji. W zależności od składu i siły tych linii gwiazda została przypisana do jednej lub innej konkretnej klasy. Nadal się to dzieje, jednak obecny podział gwiazd jest znacznie bardziej złożony: dodatkowo obejmuje jasność bezwzględną, obecność lub brak zmienności jasności i wielkości, a główne klasy widmowe są podzielone na podklasy.
Na początku XX wieku Hertzsprung i Russell narysowali różne gwiazdy na diagramie ʼʼAbsolute Magnitudeʼʼ - Spectral Classʼʼ i okazało się, że większość z nich była zgrupowana wzdłuż wąskiej krzywej. Później ten schemat (obecnie nazywany Wykres Hertzsprunga-Russella) okazał się kluczem do zrozumienia i badania procesów zachodzących wewnątrz gwiazdy.
Teraz, gdy istnieje teoria Struktura wewnętrzna gwiazd i teorii ich ewolucji, stało się możliwe wyjaśnienie istnienia klas gwiazd. Okazało się, że cała różnorodność typów gwiazd to tylko odbicie cechy ilościowe gwiazdy (takie jak masa i skład chemiczny) oraz etap ewolucyjny, na którym obecnie znajduje się gwiazda.
W katalogach i na piśmie klasa gwiazd zapisywana jest jednym słowem, przy czym najpierw jest oznaczenie literowe głównej klasy widmowej (jeśli klasa nie jest dokładnie określona, zakres liter zapisywany jest np. O-B), następnie podklasa widmowa jest określona cyframi arabskimi, następnie klasa jest jasnością cyfr rzymskich (numer regionu na diagramie Hertzsprunga-Russella), a następnie przechodzi Dodatkowe informacje. Na przykład Słońce ma klasę G2V.
Najliczniejszą klasą gwiazd są gwiazdy ciągu głównego, do tego typu gwiazd należy również nasze Słońce. Z ewolucyjnego punktu widzenia ciągiem głównym jest miejsce na diagramie Hertzsprunga-Russella, w którym gwiazda spędza większość swojego życia. W tym czasie straty energii spowodowane promieniowaniem są kompensowane energią uwalnianą podczas reakcji jądrowych. Żywotność w ciągu głównym jest określona przez masę i udział pierwiastków cięższych od helu (metaliczność).
Nowoczesna (Harvard) klasyfikacja widmowa gwiazd została opracowana w Obserwatorium Harvarda w latach 1890-1924.
| Podstawowa (Harvard) klasyfikacja widmowa gwiazd | ||||
| Klasa | Temperatura, K | prawdziwy kolor | Widoczny kolor | Główne cechy |
| O | 30 000-60 000 | niebieski | niebieski | Słabe linie neutralnego wodoru, helu, zjonizowanego helu, pomnożonego zjonizowanego Si, C, N. |
| B | 10 000-30 000 | biało niebieski | biało-niebieski i biały | Linie absorpcyjne dla helu i wodoru. Słabe linie H i K Ca II. |
| A | 7500-10 000 | biały | biały | Silne serie Balmer, linie H i K Ca II intensyfikują się w kierunku klasy F. Linie metalowe również zaczynają pojawiać się bliżej klasy F |
| F | 6000-7500 | Żółto-biały | biały | Linie H i K Ca II, metalowe linie są mocne. Linie wodorowe zaczynają słabnąć. Pojawia się linia Ca I. Pojawia się i nasila pasmo G utworzone przez linie Fe, Ca i Ti. |
| G | 5000-6000 | żółty | żółty | Linie H i K Ca II są intensywne. Ca I linia i liczne metalowe linie. Linie wodorowe nadal słabną i pojawiają się pasma cząsteczek CH i CN. |
| K | 3500-5000 | Pomarańczowy | żółtawo-pomarańczowy | Metalowe linie i pasmo G są intensywne. Linie wodorowe są prawie niewidoczne. Pojawiają się pasma absorpcji TiO. |
| M | 2000-3500 | czerwony | pomarańczowy czerwony | Pasma TiO i innych cząsteczek są intensywne. Pasmo G słabnie. Metalowe linie są nadal widoczne. |
brązowe karły
Brązowe karły to rodzaj gwiazd, w których reakcje jądrowe nigdy nie były w stanie zrekompensować energii utraconej na skutek promieniowania. Przez długi czas brązowe karły były obiektami hipotetycznymi. Ich istnienie przewidziano w połowie XX wieku na podstawie wyobrażeń o procesach zachodzących podczas formowania się gwiazd. W tym samym czasie, w 2004 roku, odkryto po raz pierwszy brązowego karła. Do tej pory odkryto wiele gwiazd tego typu. Ich klasa widmowa to M - T. Teoretycznie wyróżnia się jeszcze jedną klasę - oznaczoną przez Y.
Gwiazdy ciągu głównego - pojęcie i typy. Klasyfikacja i cechy kategorii „Gwiazdy sekwencji głównej” 2017, 2018.
