Hovedsekvens stjerner. Stjerner

Astronomi projektmappe for klasse 11 for lektion nr. 25 (arbejdsbog) - Evolution of stars

1. Marker på baggrund af dataene i den følgende tabel placeringen af ​​de tilsvarende stjerner på Hertzsprung-Russell-diagrammet (fig. 25.1), og udfyld derefter tabellen med de manglende karakteristika.

At plotte stjerners positioner på et diagram er illustreret ved hjælp af eksemplet med Solen. Vi plotter stjernerne i skæringspunktet mellem lysstyrke og temperaturkoordinater.

2. Bestem ved hjælp af Hertzsprung-Russell-diagrammet (fig. 25.1) farven, temperaturen, spektraltypen og den absolutte størrelse af stjernerne placeret på hovedsekvens og har en lysstyrke (i sollysstyrker) lig med 0,01; 100; 10 LLC. Indtast de opnåede data i tabellen.

3. Angiv rækkefølgen af ​​stadier af Solens udvikling:

a) afkøling af den hvide dværg;
b) komprimering af gas- og støvmasser;
c) kompression til en protostjerne;
d) gravitationskompression af den røde kæmpe;
e) stationært trin (strålingskilde - termonukleær reaktion);
e) en rød kæmpe med en ekspanderende heliumkerne.

b - c - d - d - f - a

4. Når man studerede stjernernes masser og deres lysstyrker, blev det fastslået, at for stjerner, der tilhører hovedsekvensen, i intervallet, er lysstyrken (L) af en stjerne proportional med dens masses fjerde potens: L~M 4 . Udfør de nødvendige beregninger og angiv på Hertzsprung-Russell-diagrammet (fig. 25.1) placeringen af ​​stjerner med masse: 0,5, 5 og 10.

5. Beregninger viser, at tiden t (i år) en stjerne forbliver på hovedsekvensen af ​​Hertzsprungs-Russell-diagrammet kan estimeres ved hjælp af formlen t, hvor M er stjernens masse i solmasser. Bestem den tid, stjernen forbliver på hovedsekvensen (levetid).

- den mest almindelige af alle observerbare kosmiske objekter i universet.

Den vigtigste parameter for stjerner er masse. Stjerner er kugler af gas, hvis masse overstiger 0,08 solmasser.

Ved at studere stjernernes glød og deres spektre blev det fastslået, at stjerners atmosfærer består af brint, helium og blandinger af nogle andre grundstoffer. Det er i stjerner, at der er betingelser for dannelsen af ​​tungere grundstoffer end helium.

Stjernernes temperaturer og lysstyrker ligger inden for meget vide grænser, men disse parametre er ikke uafhængige. Stjernernes lysstyrke sammenlignes med Solens lysstyrke. Solens absolutte størrelse er M = +4,82 m. Solens lysstyrke: L = 3,58·10 26 W. Der er stjerner hundredtusindvis af gange lysere og hundredtusindvis af gange svagere end Solen.

Hovedsekvensstjerner er normale stjerner, der ligner Solen, hvor brint forbrændes i termonukleare reaktioner. Hovedsekvensen er en sekvens af stjerner forskellige masser. De største stjerner efter masse er placeret i toppen af ​​hovedsekvensen og er blå kæmper. De mindste stjerner efter masse er dværge. De er placeret i bunden af ​​hovedsekvensen.

Har dyb evolutionær betydning spektrum-lysstyrkediagram .

Stjerner dannes som et resultat af gravitationel ustabilitet i kolde, tætte molekylære skyer. Derfor fødes stjerner altid i grupper (klynger, komplekser). Udviklingsstadiet for en stjerne, karakteriseret ved kompression og endnu ikke har termonukleære energikilder, kaldes protostjerne . I løbet af hundredtusinder af år trækker den kolde gas- og støvsky sig mærkbart sammen; temperaturen i midten af ​​skyen stiger til millioner af kelvin. Ved at nå en temperatur på adskillige millioner Kelvin i midten, termonukleære reaktioner. Den mindste masse, der kræves til dette, er 0,08 M.

I hovedsekvensstjerner forekommer reaktioner i den såkaldte proton-proton-cyklus.

En stjernes videre udvikling afhænger af dens masse. Stjerner af beskeden størrelse og lav masse, inklusive Solen, trækker sig i slutningen af ​​deres liv, efter det røde kæmpestadium, sammen og fælder deres skal og bliver til hvide dværge . Hvide dværge har en masse, der ikke overstiger 1,2 M, og deres radius er 100 gange mindre end Solens. Deres tæthed er en million gange større end Solens.

Neutronstjerner dannes under supernovaeksplosioner, hvis stjernens begyndelsesmasse var 10-40 M eller under ophobning af stof på hvid dværg i et tæt binært system. De roterer hurtigt omkring deres akse og har en stærk magnetfelt. Bevægende ladede partikler genererer elektromagnetiske bølger, som udsendes af en smal, hurtigt roterende stråle. Neutronstjerner identificeres med pulsarer.

Hvis stjernens endelige masse er større end 3 M, så bliver stjernen sort hul . Tyngdefeltet for en så massiv stjerne komprimerer sit stof så kraftigt, at stjernen ikke kan stoppe på neutronstjernestadiet og fortsætter med at skrumpe op til gravitationsradius. Det menes, at antallet af sorte huller i vores galakse er omkring ti millioner.

Stjerner kan være meget forskellige: små og store, lyse og ikke særlig lyse, gamle og unge, varme og "kolde", hvide, blå, gule, røde osv.

Hertzsprung-Russell-diagrammet giver dig mulighed for at forstå klassificeringen af ​​stjerner.

Den viser forholdet mellem stjernens absolutte størrelse, lysstyrke, spektraltype og overfladetemperatur. Stjernerne i dette diagram er ikke placeret tilfældigt, men danner klart synlige områder.

De fleste af stjernerne er på den såkaldte hovedsekvens. Eksistensen af ​​hovedsekvensen skyldes det faktum, at brintforbrændingsstadiet udgør ~90% af udviklingstiden for de fleste stjerner: afbrændingen af ​​brint i de centrale områder af stjernen fører til dannelsen af ​​en isoterm heliumkerne, overgangen til den røde kæmpe scene og stjernens afgang fra hovedsekvensen. Den relativt korte udvikling af røde kæmper fører, afhængig af deres masse, til dannelsen af ​​hvide dværge, neutronstjerner eller sorte huller.

Da de er på forskellige stadier af deres evolutionære udvikling, er stjerner opdelt i normale stjerner, dværgstjerner og kæmpestjerner.

Normale stjerner er hovedsekvensstjerner. Disse inkluderer vores sol. Nogle gange kaldes normale stjerner som Solen for gule dværge.

Gul dværg

En gul dværg er en type lille hovedsekvensstjerne med en masse mellem 0,8 og 1,2 solmasser og en overfladetemperatur på 5000–6000 K.

Levetiden for en gul dværg er i gennemsnit 10 milliarder år.

Efter at hele forsyningen af ​​brint er brændt, øges stjernen i størrelse mange gange og bliver til en rød kæmpe. Et eksempel på denne type stjerne er Aldebaran.

Den røde kæmpe udstøder sine ydre lag af gas for at danne planetariske tåger, mens kernen kollapser til en lille, tæt hvid dværg.

Den røde kæmpe er stor stjerne rødlig el orange farve. Dannelsen af ​​sådanne stjerner er mulig både på stjernedannelsesstadiet og kl sene stadier deres eksistens.

På tidlig stadie stjernen udstråler på grund af den tyngdekraft, der frigives under kompression, indtil kompressionen stoppes af den termonukleare reaktion, der er begyndt.

I de senere stadier af udviklingen af ​​stjerner, efter afbrænding af brint i deres kerner, forlader stjernerne hovedsekvensen og bevæger sig til området for røde kæmper og supergiganter i Hertzsprung-Russell-diagrammet: dette stadie varer cirka 10 % af tidspunktet for stjerners "aktive" liv, det vil sige stadierne af deres udvikling, hvor nukleosyntesereaktioner forekommer i stjernens indre.

Den gigantiske stjerne har en forholdsvis lav temperatur overflade, omkring 5000 grader. Kæmpe radius, når 800 solenergi og på grund af sådan store størrelser enorm lysstyrke. Den maksimale stråling forekommer i de røde og infrarøde områder af spektret, hvorfor de kaldes røde kæmper.

Den største af kæmperne bliver til røde supergiganter. En stjerne kaldet Betelgeuse i stjernebilledet Orion er det mest slående eksempel på en rød supergigant.

Dværgstjerner er det modsatte af kæmper og kan være de næste.

En hvid dværg er det, der er tilbage af en almindelig stjerne med en masse på mindre end 1,4 solmasser, efter at den er passeret gennem det røde kæmpestadium.

På grund af manglen på brint forekommer termonukleare reaktioner ikke i kernen af ​​sådanne stjerner.

Hvide dværge er meget tætte. De er ikke større i størrelse end Jorden, men deres masse kan sammenlignes med Solens masse.

Disse er utrolig varme stjerner, deres temperaturer når 100.000 grader eller mere. De skinner ved at bruge deres resterende energi, men med tiden løber den ud, og kernen afkøles og bliver til en sort dværg.

Røde dværge er de mest almindelige stjerneobjekter i universet. Skøn over deres antal varierer fra 70 til 90 % af antallet af alle stjerner i galaksen. De er ret forskellige fra andre stjerner.

Massen af ​​røde dværge overstiger ikke en tredjedel af solmassen (den nedre grænse for massen er 0,08 sol, efterfulgt af brune dværge), overfladetemperaturen når 3500 K. Røde dværge har en spektralklasse på M eller sen K. Stjerner af denne type udsender meget lidt lys, nogle gange 10.000 gange mindre end Solen.

På grund af deres lave stråling er ingen af ​​de røde dværge synlige fra Jorden med det blotte øje. Selv den nærmeste røde dværg på Solen, Proxima Centauri (den nærmeste stjerne i det tredobbelte system til Solen), og den nærmeste enkeltstående røde dværg, Barnard's Star, har tilsyneladende størrelser på henholdsvis 11,09 og 9,53. I dette tilfælde kan en stjerne med en størrelsesorden på op til 7,72 observeres med det blotte øje.

På grund af den lave hastighed af brintforbrænding har røde dværge meget lange levetider, der spænder fra titusinder af milliarder til titusinder af billioner af år (en rød dværg med en masse på 0,1 solmasser vil brænde i 10 billioner år).

Hos røde dværge er termonukleære reaktioner, der involverer helium, umulige, så de kan ikke blive til røde kæmper. Med tiden skrumper de gradvist og opvarmes mere og mere, indtil de bruger hele forsyningen af ​​brintbrændstof.

Gradvist bliver de ifølge teoretiske begreber til blå dværge - en hypotetisk klasse af stjerner, mens ingen af ​​de røde dværge endnu har formået at blive til en blå dværg og derefter til hvide dværge med en heliumkerne.

Brun dværg - substellare objekter (med masser i området fra ca. 0,01 til 0,08 solmasser eller henholdsvis fra 12,57 til 80,35 Jupiter-masser og en diameter, der er omtrent lig med Jupiters diameter), i hvis dybder, i modsætning til hovedsekvensen stjerner, sker der ingen reaktion termonuklear fusion med omdannelse af brint til helium.

Minimumstemperaturen for hovedsekvensstjerner er omkring 4000 K, temperaturen for brune dværge ligger i området fra 300 til 3000 K. Brune dværge afkøles konstant gennem hele deres liv, og jo større dværgen er, jo langsommere afkøles den.

Underbrune dværge

Underbrune dværge, eller brune underdværge, er kølige formationer, der falder under den brune dværgmassegrænse. Deres masse er mindre end cirka en hundrededel af Solens masse eller følgelig 12,57 gange Jupiters masse er ikke blevet bestemt. De anses generelt for at være planeter, selvom det videnskabelige samfund endnu ikke er kommet til en endelig konklusion om, hvad der betragtes som en planet, og hvad der er en sub-brun dværg.

Sort dværg

Sorte dværge er hvide dværge, der er afkølet og som følge heraf ikke udsender i det synlige område. Repræsenterer den sidste fase af udviklingen af ​​hvide dværge. Masserne af sorte dværge er ligesom masserne af hvide dværge begrænset til over 1,4 solmasser.

En dobbeltstjerne er to gravitationsbundne stjerner, der kredser om generelt center vægt.

Nogle gange er der systemer med tre eller flere stjerner, hvori almindelig sag systemet kaldes en multipel stjerne.

I tilfælde, hvor et sådant stjernesystem ikke er for langt fra Jorden, kan individuelle stjerner skelnes gennem et teleskop. Hvis afstanden er betydelig, så er det muligt at forstå, at astronomer kun kan se en dobbeltstjerne ved indirekte tegn– udsving i lysstyrke forårsaget af periodiske formørkelser af en stjerne af en anden og nogle andre.

Ny stjerne

Stjerner, hvis lysstyrke pludselig stiger 10.000 gange. Novaen er et binært system bestående af en hvid dværg og en ledsagerstjerne placeret på hovedsekvensen. I sådanne systemer strømmer gas fra stjernen gradvist til den hvide dværg og eksploderer periodisk der, hvilket forårsager et udbrud af lysstyrke.

Supernova

En supernova er en stjerne, der ender sin udvikling i en katastrofal eksplosiv proces. Opblussen kan i dette tilfælde være flere størrelsesordener større end i tilfældet nova. En sådan kraftig eksplosion er en konsekvens af de processer, der sker i stjernen kl sidste etape udvikling.

Neutronstjerne

Neutronstjerner (NS) er stjerneformationer med masser af størrelsesordenen 1,5 sol og størrelser mærkbart mindre end hvide dværge den typiske radius for en neutronstjerne er formodentlig i størrelsesordenen 10-20 kilometer.

De består hovedsageligt af neutrale subatomære partikler - neutroner, tæt komprimeret af gravitationskræfter. Tætheden af ​​sådanne stjerner er ekstrem høj, den er sammenlignelig og kan ifølge nogle skøn være flere gange højere end den gennemsnitlige tæthed af atomkernen. En kubikcentimeter NS-stof vil veje flere hundrede millioner tons. Tyngdekraften på overfladen af ​​en neutronstjerne er omkring 100 milliarder gange højere end på Jorden.

I vores galakse kan der ifølge videnskabsmænd eksistere fra 100 millioner til 1 milliard neutronstjerner, det vil sige et sted omkring én promille almindelige stjerner.

Pulsarer

Pulsarer - kosmiske kilder elektromagnetisk stråling, der kommer til Jorden i form af periodiske udbrud (impulser).

Ifølge den dominerende astrofysiske model er pulsarer roterende neutronstjerner med et magnetfelt, der hælder til rotationsaksen. Når Jorden falder ind i keglen dannet af denne stråling, er det muligt at detektere en strålingsimpuls, der gentages med intervaller svarende til stjernens omdrejningsperiode. Nogle neutronstjerner roterer op til 600 gange i sekundet.

Cepheider

Cepheider - en klasse af pulserende variable stjerner med et ret nøjagtigt periode-lysstyrkeforhold, opkaldt efter stjernen Delta Cephei. En af de mest berømte Cepheider er Polaris.

Det følgende er en liste over de vigtigste typer (typer) af stjerner med deres Kort beskrivelse udtømmer naturligvis ikke hele det mulige udvalg af stjerner i universet.

Hovedsekvens stjerner

Enheder

De fleste stjernekarakteristika udtrykkes normalt i SI, men GHS bruges også (lysstyrke udtrykkes f.eks. i ergs pr. sekund). Masse, lysstyrke og radius er normalt givet i forhold til vores sol:

For at angive afstanden til stjerner bruges enheder som lysår og parsec.

Store afstande, såsom radius af gigantiske stjerner eller semimajor aksen af ​​binære stjernesystemer ofte udtrykt vha

astronomisk enhed (AU) - den gennemsnitlige afstand mellem Jorden og Solen (150 millioner km).

Fig. 1 – Hertzsprung-Russell diagram

Typer af stjerner

Klassifikationer af stjerner begyndte at blive bygget umiddelbart efter, at deres spektre begyndte at blive opnået. Til en første tilnærmelse kan en stjernes spektrum beskrives som spektret af et sort legeme, men med absorptions- eller emissionslinjer overlejret på det. Baseret på sammensætningen og styrken af ​​disse linjer blev stjernen tildelt en eller anden specifik klasse. Dette er, hvad de gør nu, men den nuværende opdeling af stjerner er meget mere kompleks: derudover inkluderer den absolut stjernestørrelse, tilstedeværelsen eller fraværet af variabilitet i lysstyrke og størrelse, og de vigtigste spektralklasser er opdelt i underklasser.

I begyndelsen af ​​det 20. århundrede plottede Hertzsprung og Russell forskellige stjerner på et diagram "Absolut størrelse" - "spektral klasse", og det viste sig, at de fleste af dem er grupperet langs en smal kurve. Senere dette diagram (nu kaldet Hertzsprung-Russell diagram) viste sig at være nøglen til at forstå og forske i de processer, der foregår inde i en stjerne.

Nu hvor der er en teori om stjerners indre struktur og en teori om deres udvikling, er det blevet muligt at forklare eksistensen af ​​klasser af stjerner. Det viste sig, at hele rækken af ​​typer stjerner ikke er andet end en afspejling af stjerners kvantitative egenskaber (såsom masse og kemisk sammensætning) og det evolutionære stadium, hvor stjernen i øjeblikket befinder sig.

I kataloger og skriftligt er klassen af ​​stjerner skrevet i ét ord, med bogstavbetegnelsen for hovedspektralklassen først (hvis klassen ikke er præcist defineret, skrives bogstavintervallet, f.eks. O-B), derefter Arabiske tal den spektrale underklasse er specificeret, derefter vises lysstyrkeklassen i romertal (nummeret på regionen på Hertzsprung-Russell-diagrammet), og går derefter Yderligere Information. For eksempel har Solen en klasse G2V.

Den mest talrige klasse af stjerner er hovedsekvensstjerner vores sol tilhører også denne type stjerne. Fra et evolutionært synspunkt er hovedsekvensen det sted på Hertzsprung-Russell-diagrammet, hvor stjernen er placeret mest eget liv. På dette tidspunkt kompenseres energitab på grund af stråling af den energi, der frigives under nukleare reaktioner. Levetiden på hovedsekvensen bestemmes af massen og fraktionen af ​​grundstoffer, der er tungere end helium (metallicitet).

Den moderne (Harvard) spektralklassificering af stjerner blev udviklet ved Harvard Observatory i 1890 - 1924.

Brune dværge

Brune dværge er en type stjerne, hvor kernereaktioner aldrig kunne kompensere for den energi, der tabes til stråling. I lang tid brune dværge var hypotetiske objekter. Deres eksistens blev forudsagt i midten af ​​det 20. århundrede, baseret på ideer om de processer, der opstår under dannelsen af ​​stjerner. Samtidig blev en brun dværg opdaget for første gang i 2004. Til dato er der blevet opdaget en hel del stjerner af denne type. Deres spektralklasse er M - T. I teorien skelnes en anden klasse - betegnet Y.

Hovedsekvens stjerner - koncept og typer. Klassificering og funktioner i kategorien "Main Sequence Stars" 2017, 2018.