Solens struktur
Vi kan inte direkt titta in i solen, så vi får en uppfattning om dess inre struktur endast på basis av teoretisk analys, med hjälp av fysikens mest allmänna lagar och sådana egenskaper hos solen som massa, radie, ljusstyrka.
Solen expanderar eller drar ihop sig inte den är i hydrostatisk jämvikt, eftersom tyngdkraften, som tenderar att komprimera solen, förhindras av kraften; gastryck från insidan.
Beräkningar visar att för att upprätthålla hydrostatisk jämvikt bör temperaturen i solens centrum vara cirka 15 10 6 K. På ett avstånd av 0,7 R sjunker temperaturen till cirka 10 6 K. Materiens densitet i solens centrum är cirka 1,5 10 5 kg/m 3, vilket är mer än 100 gånger högre än dess genomsnittliga densitet.
Termonukleära reaktioner inträffar i den centrala delen av solen med en radie ungefär lika med 0,3R. Detta område kallas kärnan. Utanför kärnan är temperaturen otillräcklig för att termonukleära reaktioner ska inträffa.
Energin som frigörs i solens kärna överförs utåt till ytan på två sätt: strålande och konvektiv överföring. I det första fallet överförs energi genom strålning; i den andra - under mekaniska rörelser av uppvärmda materiamassor.
Strålningsenergiöverföring sker i kärnan upp till avstånd (0,6-0,7) R från solens centrum, sedan överförs energi till ytan genom konvektion. Manifestationen av konvektion observeras i form av granulering i fotosfären. Den totala tiden det tar för den energi som frigörs i kärnan att nå solens yta är cirka 10 miljoner år. Så ljuset och värmen som värmer och lyser upp vår jord idag producerades i termonukleära reaktioner i solens centrum för 10 miljoner år sedan.
Naturligtvis letar astronomer efter sätt att titta in i solen och testa teoretiska idéer om dess struktur. På denna väg kom fysiker som studerade elementarpartiklar till deras hjälp. Faktum är att under termonukleära reaktioner av syntesen av helium från väte, tillsammans med frigörandet av energi, uppstår födelsen av elementära partiklar - neutriner. Till skillnad från strålning är neutriner praktiskt taget inte försenade av materia. Uppstår i solens djup och fortplantar sig med en hastighet nära ljusets hastighet, lämnar de solens yta på 2 sekunder och når jorden på 8 minuter. För att observera solneutriner byggdes ett speciellt neutrinoteleskop, som under många års observationer registrerade det förväntade neutrinoflödet från solen. Dessa observationer bekräftade slutligen riktigheten av våra teoretiska modeller av solens struktur som en stjärna. Därför kan vi fullt ut använda resultaten för att utveckla modeller av andra stjärnor. Andra huvudsekvensstjärnor liknar solens struktur.
Röda jättar och superjättar
Utmärkande drag av dessa stjärnor är frånvaron av kärnreaktioner i själva mitten, trots höga temperaturer. Kärnreaktioner sker i tunna lager runt en tät central kärna. Eftersom stjärnans temperatur minskar mot ytan sker en viss typ av termonukleära reaktioner i varje lager. I kärnans yttersta skikt, där temperaturen är ca 15 10 6 K, bildas helium av väte; djupare, där temperaturen är högre, bildas kol från helium; sedan från kol - syre, och i de djupaste lagren av mycket massiva stjärnor, bildas järn under termonukleära reaktioner. Tyngre kemiska grundämnen kan inte bildas när energi frigörs. Tvärtom kräver deras bildning energiförbrukning. Så, skiktade energikällor bildas i röda jättar och superjättar och de flesta kemiska grundämnen ner till järnatomer.
Vita dvärgar
Dessa stjärnor kallades vita dvärgar eftersom stjärnor först upptäcktes bland dem vit, och mycket senare - gul och andra färger. Deras storlekar är små, bara tusentals och tiotusentals kilometer, d.v.s. jämförbara med jordens storlek. Men deras massor är nära solens massa, och därför är deras genomsnittliga densitet hundratals kilogram per kubikcentimeter. Ett exempel på en sådan stjärna är Sirius satellit, vanligtvis betecknad Sirius B. Denna stjärna av spektralklass A med en temperatur på 9000 K har en diameter som endast är 2,5 gånger jordens diameter, och en massa som är lika med solen, så att medeldensiteten överstiger 100 kg/cm 3 .
Pulsarer och neutronstjärnor
1967 upptäckte astronomer som använde radioteleskop fantastiska radiokällor som sänder ut periodiska pulser av radioemission. Dessa föremål kallas pulsarer. Pulsperioderna för pulsarer, av vilka över 400 nu är kända, sträcker sig från några sekunder till 0,001 s. Den höga stabiliteten av pulsupprepning var överraskande; Således hade den första upptäckta pulsaren, betecknad PSR 1919, belägen i den oansenliga konstellationen Vulpecula, en period T = 1,33 730 110 168 s (Fig. 16.3). Periodens höga stabilitet, tillgänglig endast när den mäts med moderna atomklockor, ledde oss till att börja med anta att astronomer hade att göra med signaler som skickades av utomjordiska civilisationer. I slutändan bevisades det att pulsationsfenomenet uppstår som ett resultat av den snabba rotationen av neutronstjärnor, och pulsupprepningsperioden är lika med neutronstjärnans rotationsperiod.
Dessa ovanliga stjärnor har radier på cirka 10 km och massor som är jämförbara med solen. Densiteten hos en neutronstjärna är fantastisk och lika med 2 10 17 kg/m 3. Det är jämförbart med materiens densitet i atomkärnorna. Vid denna täthet består stjärnans materia av tätt packade neutroner. Av denna anledning kallas sådana stjärnor neutronstjärnor.
Svarta hål
I slutet av 1700-talet. Den berömda astronomen och matematikern P. Laplace (1749-1827) gav enkla resonemang baserade på Newtons gravitationsteori, som gjorde det möjligt att förutsäga förekomsten av ovanliga föremål som kallas svarta hål. Det är känt att för att övervinna attraktionen av en himlakropp med massan M och radien R, behövs en andra kosmisk (parabolisk) hastighet 
Vid en lägre hastighet kommer kroppen att bli en satellit för himlakroppen vid ν ≥ ν 2 kommer den att lämna för alltid himlakropp och kommer aldrig att återvända till det. För jorden ν 2 = 11,2 km/s, på solens yta ν 2 = 617 km/s. På ytan av en neutronstjärna med en massa lika massa Solen, och med en radie på cirka 10 km ν 2 = 170 000 km/s och är bara cirka 0,6 ljusets hastighet. Som kan ses från formeln, med himlakroppens radie lika med R = 2GM/c 2, den andra flykthastighet kommer att vara lika med ljusets hastighet c = 300 000 km/s. Vid ännu mindre storlekar kommer den andra flykthastigheten att överstiga ljusets hastighet. Av denna anledning kommer inte ens ljus att kunna lämna en sådan himlakropp och ge information om de processer som sker på dess yta till oss, avlägsna observatörer.
Om sådana föremål finns i universum, är de som hål där allt faller och ingenting kommer ut. Därför, i modern litteratur, har namnet "svarta hål" slagit rot bakom dem.
Svarta hål har nu upptäckts i binära stjärnsystem. I stjärnbilden Cygnus finns alltså ett nära binärt system, en av stjärnorna som sänder ut synligt ljus, - en vanlig stjärna av spektralklass B, den andra - en osynlig stjärna av liten storlek - avger röntgenstrålar och har en massa på ca 10M. Denna osynliga stjärna är ett svart hål med dimensioner på cirka 30 km. Röntgenstrålning sänds inte ut av det svarta hålet i sig, utan av en skiva som värms upp till flera miljoner grader och som roterar runt det svarta hålet. Denna skiva består av materia som det svarta hålet med sin gravitation drar ut ur den ljusa stjärnan (Fig. XV på färginlägget).
Teoretiska idéer om den inre strukturen hos huvudsekvensstjärnor bekräftades av direkta observationer av neutrinoflöden från solkärnan.
Svarta hål har upptäckts i vissa binära stjärnsystem.
Stjärnornas utveckling: stjärnors födelse, liv och död
Gas- och dammmoln observeras i Vintergatan. Vissa av dem är så täta att de börjar krympa under påverkan av sin egen gravitation. När det drar ihop sig ökar molnets densitet och temperatur, och det börjar sända ut rikligt i det infraröda området av spektrumet. I detta skede av komprimering kallas molnet protostjärna. När temperaturen i tarmarna på en protostjärna stiger till flera miljoner kelvin börjar termonukleära reaktioner av väte till helium i dem och protostjärnan förvandlas till en vanlig huvudsekvensstjärna. Varaktigheten av en stjärnas vistelse på huvudsekvensen bestäms av stjärnans strålningskraft (ljusstyrka) och kärnenergireserver.
Efter att väte brinner ut i stjärnans inre sväller den och blir en röd jätte eller superjätte, beroende på dess massa.
Det uppblåsta skalet på en stjärna med liten massa attraheras redan svagt av dess kärna och bildar, gradvis bort från den, en planetarisk nebulosa (Fig. X på färginlägget). Efter den slutliga försvinnandet av skalet återstår bara den heta kärnan av stjärnan - en vit dvärg. Det som kommer att finnas kvar av en stjärna av soltyp är en kolvit dvärg.
Utvecklingen av massiva stjärnor sker snabbare. I slutet av sitt liv kan en sådan stjärna explodera som en supernova, och dess kärna, skarpt komprimerad, förvandlas till ett supertätt föremål - en neutronstjärna eller till och med ett svart hål. Det utskjutna skalet, berikat med helium och andra tunga element som bildas i stjärnans tarmar, är utspridda i rymden och fungerar som material för bildandet av en ny generation stjärnor. I synnerhet finns det anledning att tro att solen är en andra generationens stjärna.
Bilden ovan har ingenting att göra med Chelyabinsk-bilen; Denna bild kallas Hertzsprung-Russell-diagrammet, och den visar mönster i fördelningen av stjärnor efter ljusstyrka och färg (spektralklass). Förmodligen alla som har läst åtminstone någon populärvetenskaplig bok om astronomi har sett den här bilden och kommit ihåg att den stora majoriteten av stjärnorna i universum är på "huvudsekvensen", det vill säga de är belägna nära kurvan som går från den övre vänster till höger nedre hörn av Hertzsprung-Russell-diagrammet. Stjärnor i huvudsekvensen är stabila och kan röra sig mycket långsamt längs den under många miljarder år, och långsamt omvandla väte till helium; När kärnbränslet tar slut lämnar den vanliga stjärnan huvudsekvensen, blir en röd jätte för en kort stund och kollapsar sedan för alltid till en vit dvärg, som gradvis tonar ut.
Så metaforen är att du kan rita en liknande bild om startups, och det kommer också att visa sig att det finns en smal stabilitetszon - "huvudsekvensen" - och det finns instabila tillstånd bortom den. Axlarna kan vara cash burn (hastigheten med vilken investeringar spenderas) och tillväxttakten för nyckelmått (varje projekt har sin egen, naturligtvis; i det mest typiska fallet är detta antalet användare).
På huvudsekvensen finns projekt som vet hur man balanserar det ena med det andra. Den ideala situationen är en försiktig, smidig rörelse genom den: utgifterna ökar gradvis och tillväxttakten ökar proportionellt (nämligen tillväxttakten, inte själva måtten!). Med andra ord ger de investerade pengarna explosiv tillväxt - startupen "tar fart."
En enorm dvärgkyrkogård ligger under huvudsekvensen. Dessa projekt är frusna, de förbrukar inte pengar eller förbrukar en mycket liten, konstant mängd av dem (i grova drag, värdkostnader) - men mätvärdena är stabila, växer inte eller växer praktiskt taget inte. Kanske kommer någon in, registrerar sig, till och med börjar använda den – men det kommer inte att leda till en ny omgång av tillväxt. (Från personlig erfarenhet detta är naturligtvis 9fakta).
Ovanför huvudsekvensen finns artificiellt uppblåsta jättar. Pengar brinner väldigt snabbt (som helium!), men detta händer på fel ställe, eller helt enkelt för tidigt - marknaden är ännu inte redo att svara med en motsvarande ökning av mätvärden. Spektrogrammet för en sådan start visar mycket tydligt karaktäristiska egenskaper: överbemannad, brist på organisk tillväxt användare (tillväxt endast på grund av köp av trafik), kastar från sida till sida. Historien är som regel en "vild investerare" - någon som tror mycket starkt på idén, men som samtidigt inte är involverad i professionell utveckling av startups, kan inte bedöma projektets behov i nästa steg, och ger för mycket pengar. (Och detta var också allt vi hade med 9facts, förresten).
Mycket ofta kan man observera hur ett projekt går precis på samma sätt som en stjärna i sin evolution: från huvudsekvensen till jättar (de beslutade av misstag att de hade greppat modellen som skulle säkerställa explosiv tillväxt och började pumpa in pengar) , och sedan till dvärgar ( fick slut på pengar). Nåväl, några fler roliga analogier kan ses i denna rika metafor.
Och produktiviteten i denna metafor är denna.
1) Huvudsekvensen är mycket smal. Det här är en tunn väg, det är omöjligt att gå längs den utan en mycket tydlig förståelse för hur riskindustrin fungerar i allmänhet (jag tar tillfället i akt att återigen annonsera, och ), utan ett mycket tydligt fokus på essensen av din produkt, utan att identifiera och övervaka dina egna nyckeltal. utan erfarna piloter, utan inblandning, hårt arbete, till och med fanatism. Ett steg till vänster, ett steg till höger – och det blir svårt, nästan omöjligt, att återvända. Om en urspårning inträffar måste du släppa allt och försöka komma tillbaka. Detta är fördelen med min metafor för en startuper.
2) Om ett projekt uppenbarligen ligger utanför huvudsekvensen är det ingen idé att investera i det, det är ingen idé att överväga det. Ingen chans. I synnerhet är det ingen mening att överväga ett projekt som inte ens har börjat ännu, men vars huvudparametrar redan från början innebär en avvikelse från huvudsekvensen ("vi kommer omedelbart att anställa 30 personer"). Detta är fördelen med min metafor för investeraren, det hjälper verkligen att spara tid.
3) Och naturligtvis får vi inte glömma att generaliseringar och dogmer är användbara endast när du kommer ihåg deras logiska grund och själv kan förstå varför generaliseringen inte fungerar i just denna situation, och dogmen kan kränkas.
Och till sist, några ord om hur huvudsekvensen ser ut för startups. (Naturligtvis kan detta bara diskuteras i en mycket generaliserad form; marknader, länder etc. varierar mycket).
Allt börjar i den delen av schemat där det inte finns några användare ännu - och i det här skedet kan teamet inte ha mer än 2-3 personer, och det kan inte bränna hundratusentals rubel per månad, och det skulle vara bättre att inte bränna något alls. Prototypen är klar, huvudhypotesen har formulerats, försök till befordran har påbörjats, startfinansiering har samlats in - laget kan ha 5-6 personer, det kan spendera ett par hundra tusen i månaden, men det måste finnas kunder, även i betatestläge, och en betydande del av pengarna bör inte användas för utveckling. Produkten har skapats, kunder använder den och började betala de första pengarna, vi lyckades attrahera seriös finansiering från affärsänglar - det viktigaste i detta skede är att någon gång stoppa tillväxten av utvecklingskostnader, med fokus på affärsutveckling och erhålla hållbara mätvärden; Du kan inte spendera miljoner ännu. Stabil tillväxt har uppnåtts, den första finansieringsomgången har tagits upp - detta är inte en anledning till okontrollerad bemanning och vårdslös hantering av framgångsrika projekt här växer till 10-20 personer, och håller sina kostnader inom 50-100 tusen dollar; per månad. Och så vidare.
Kort sagt, allt är som i rymden, med bara en skillnad.
Där finns 90 % av stjärnorna i huvudsekvensen, och det skulle inte vara en stor överdrift att säga att 90 % av startups försöker hitta sig själva utanför den.
Från intervjuer och pitcher just denna vecka:
- startup A har redan spenderat 1,5 miljoner dollar på två år på produktutveckling, efterfrågan på lösningen har inte bevisats, användarbasen växer inte, de försöker attrahera ytterligare 2 miljoner dollar - främst för att fortsätta utvecklingen (vem kommer att ge det till dem? och, viktigast av allt, till vilken värdering?),
- Startup B har tagit slut på alla pengar som samlats in på seed-stadiet, och grundarna fortsätter att mixtra med det parallellt med sitt huvudsakliga arbete, samtidigt som konkurrenterna har gått framåt i god takt; vid ett tillfälle tog grundarna inte anständiga investeringar till en bra värdering, försökte inte bli utspädd och räknade med egen styrka, och nu går de redan med på en betydligt lägre uppskattning, men...,
- startup B försöker samla in flera tiotals miljoner rubel på idéstadiet och planerar att samla ett team på cirka 20 personer för att skapa en prototyp och testa hypotesen,
... och så vidare.
Postat i feb. 17:e 2013 kl. 14:10 |
Huvudsekvens stjärnor
Måttenheter
De flesta stjärnegenskaper uttrycks vanligtvis i SI, men GHS används också (till exempel uttrycks ljusstyrka i ergs per sekund). Massa, ljusstyrka och radie anges vanligtvis i förhållande till vår sol:
För att indikera avståndet till stjärnor används enheter som ljusår och parsec.
Stora avstånd såsom radien för jättestjärnor eller halvhuvudaxeln för binära stjärnsystem uttrycks ofta med
astronomisk enhet (AU) - det genomsnittliga avståndet mellan jorden och solen (150 miljoner km).
Fig. 1 – Hertzsprung-Russell-diagram
Typer av stjärnor
Klassificeringar av stjärnor började byggas omedelbart efter att deras spektra började erhållas. Till en första uppskattning kan spektrumet av en stjärna beskrivas som spektrumet av en svart kropp, men med absorptions- eller emissionslinjer överlagrade på det. Baserat på sammansättningen och styrkan av dessa linjer tilldelades stjärnan en eller annan specifik klass. Detta är vad de gör nu, men den nuvarande uppdelningen av stjärnor är mycket mer komplex: dessutom inkluderar den absolut stjärnmagnitud, närvaron eller frånvaron av variationer i ljusstyrka och storlek, och huvudspektralklasserna är indelade i underklasser.
I början av 1900-talet ritade Hertzsprung och Russell olika stjärnor på ett diagram "Absolut magnitud" - "spektralklass", och det visade sig att de flesta av dem är grupperade längs en smal kurva. Senare detta diagram (som nu kallas Hertzsprung-Russell diagram) visade sig vara nyckeln till att förstå och undersöka processerna som sker inuti en stjärna.
Nu när det finns en teori inre struktur stjärnor och teorin om deras evolution, blev det möjligt att förklara existensen av klasser av stjärnor. Det visade sig att alla typer av stjärnor inte är något annat än en återspegling av stjärnornas kvantitativa egenskaper (som massa och kemisk sammansättning) och det evolutionära skede där stjärnan för närvarande befinner sig.
I kataloger och i skrift skrivs klassen av stjärnor i ett ord, med bokstavsbeteckning huvudspektralklass (om klassen inte är exakt definierad skrivs ett bokstavsområde, till exempel O-B), då Arabiska siffror den spektrala underklassen anges, sedan visas luminositetsklassen (regionnummer på Hertzsprung-Russell-diagrammet) med romerska siffror, och sedan kommer ytterligare information. Solen har till exempel en klass G2V.
Den mest talrika klassen av stjärnor är huvudsekvensstjärnor vår sol tillhör också denna typ av stjärna. Ur en evolutionär synvinkel är huvudsekvensen den plats på Hertzsprung-Russell-diagrammet där stjärnan är belägen de flesta av av ditt liv. Vid denna tidpunkt kompenseras energiförluster på grund av strålning av den energi som frigörs vid kärnreaktioner. Livslängden på huvudsekvensen bestäms av massan och fraktionen av element som är tyngre än helium (metallicitet).
Den moderna (Harvard) spektralklassificeringen av stjärnor utvecklades vid Harvard Observatory 1890 - 1924.
| Grundläggande (Harvard) spektralklassificering av stjärnor | ||||
| Klass | Temperatur, K | äkta färg | Synlig färg | Huvuddrag |
| O | 30 000-60 000 | blå | blå | Svaga linjer av neutralt väte, helium, joniserat helium, multiplicera joniserat Si, C, N. |
| B | 10 000-30 000 | vit-blå | vit-blå och vit | Absorptionslinjer av helium och väte. Svaga H- och K-linjer av Ca II. |
| A | 7500-10 000 | vit | vit | Stark Balmer-serie, linjerna H och K i Ca II intensifieras mot klass F. Närmare klass F börjar också linjer av metaller dyka upp |
| F | 6000-7500 | gul-vit | vit | H- och K-linjerna i Ca II, metalllinjerna, är starka. Väteledningarna börjar försvagas. Ca I-linjen uppträder. G-bandet som bildas av Fe-, Ca- och Ti-linjerna dyker upp och intensifieras. |
| G | 5000-6000 | gul | gul | H- och K-linjerna för Ca II är intensiva. Ca I-linje och många metalllinjer. Vätelinjerna fortsätter att försvagas och band av CH- och CN-molekyler uppträder. |
| K | 3500-5000 | orange | gulaktig orange | Metalllinjer och G-band är intensiva. Vätelinjen är nästan osynlig. TiO-absorptionsband visas. |
| M | 2000-3500 | röd | orange-röd | Banden av TiO och andra molekyler är intensiva. G-bandet försvagas. Metalllinjer är fortfarande synliga. |
Bruna dvärgar
Bruna dvärgar är en typ av stjärna där kärnreaktioner aldrig kunde kompensera för den energi som går förlorad till strålning. Under lång tid var bruna dvärgar hypotetiska föremål. Deras existens förutspåddes i mitten av 1900-talet, baserat på idéer om de processer som inträffar under bildandet av stjärnor. Samtidigt upptäcktes en brun dvärg för första gången 2004. Hittills har ganska många stjärnor av denna typ upptäckts. Deras spektralklass är M - T. I teorin särskiljs en annan klass - betecknad Y.
Huvudsekvens stjärnor - koncept och typer. Klassificering och funktioner i kategorin "Main Sequence Stars" 2017, 2018.
Vår sol har en massa på 1,99 × 10 27 ton - 330 tusen gånger tyngre än jorden. Men detta är långt ifrån gränsen. Den tyngsta stjärnan som upptäckts, R136a1, väger så mycket som 256 solar. A, stjärnan närmast oss, översteg knappt en tiondel av vår stjärnas höjd. Massan av en stjärna kan variera häpnadsväckande - men finns det en gräns för det? Och varför är det så viktigt för astronomer?
Massa är en av de viktigaste och mest ovanliga egenskaperna hos en stjärna. Från det kan astronomer exakt bestämma stjärnans ålder och dess framtida öde. Dessutom bestämmer massiviteten styrkan hos stjärnans gravitationskompression - huvudvillkoret för att stjärnans kärna ska "antända" i en termonukleär reaktion och början. Därför är massa ett godkänt kriterium för kategorin stjärnor. Föremål som är för lätta, som , kommer inte att kunna lysa riktigt - och för tunga går in i kategorin extrema föremål av typen.
Och samtidigt kan forskare knappt beräkna stjärnans massa - den enda stjärnan vars massa är känd exakt är vår. Vår jord bidrog till att bringa sådan klarhet. Genom att känna till planetens massa och dess hastighet kan du beräkna massan av själva stjärnan baserat på Keplers tredje lag, modifierad av den berömda fysikern Isaac Newton. Johannes Kepler upptäckte sambandet mellan avståndet från en planet till en stjärna och hastigheten för ett fullständigt varv av planeten runt stjärnan, och Newton kompletterade sin formel med stjärnans och planetens massor. En modifierad version av Keplers tredje lag används ofta av astronomer - inte bara för att bestämma massan av stjärnor, utan också för andra rymdobjekt, komponenter tillsammans.
För närvarande kan vi bara gissa om avlägsna armaturer. Den mest avancerade (när det gäller noggrannhet) är metoden för att bestämma massan av stjärnsystem. Dess fel är "bara" 20–60 %. Denna felaktighet är avgörande för astronomi - om solen var 40 % lättare eller tyngre skulle livet på jorden inte ha uppstått.
När det gäller att mäta massan av enstaka stjärnor, nära vilka det inte finns några synliga föremål vars bana kan användas för beräkningar, gör astronomer en kompromiss. Idag läser man att massan av en stjärna är densamma. Forskare får också hjälp av förhållandet mellan massa och ljusstyrka hos en stjärna, eftersom båda dessa egenskaper beror på styrkan hos kärnreaktioner och storleken på stjärnan - direkta indikatorer på massa.
Stjärnmassavärde
Hemligheten bakom stjärnornas massivitet ligger inte i kvalitet, utan i kvantitet. Vår sol, som de flesta stjärnor, består till 98 % av de två lättaste elementen i naturen - väte och helium. Men samtidigt innehåller den 98% av hela massan!
Hur kan sådana lätta ämnen samlas till enorma brinnande bollar? För att göra detta måste du vara fri från stora kosmiska kroppar utrymme, mycket material och en inledande knuff – så att de första kilona helium och väte börjar attrahera varandra. I molekylära moln, där stjärnor föds, hindrar ingenting väte och helium från att ackumuleras. Det finns så många av dem att gravitationen kraftfullt börjar trycka ihop kärnorna av väteatomer. Detta startar en termonukleär reaktion som omvandlar väte till helium.
Det är logiskt att ju större massa en stjärna har, desto större ljusstyrka. Faktum är att i en massiv stjärna finns mycket mer väte "bränsle" för en termonukleär reaktion, och gravitationskompressionen som aktiverar processen är starkare. Beviset finns i den mest massiva stjärnan, R136a1, som nämns i början av artikeln - eftersom den är 256 gånger tyngre, lyser den 8,7 miljoner gånger starkare än vår stjärna!
Men massiviteten har också baksidan: på grund av intensiteten i processerna "bränns" väte snabbare i termonukleära reaktioner inuti. Därför lever massiva stjärnor inte särskilt länge i kosmisk skala - flera hundra, eller till och med tiotals miljoner år.
- Intressant fakta: när en stjärnas massa är 30 gånger solens massa kan den inte leva mer än 3 miljoner år - oavsett hur mycket mer dess massa är 30 gånger solen. Detta beror på att Eddingtons strålningsgräns har överskridits. Den transcendentala stjärnans energi blir så kraftfull att den river ut stjärnans materia i strömmar - och ju mer massiv stjärnan är, desto större massaförlust.
Ovan tittade vi på huvudet fysiska processer, relaterad till stjärnans massa. Låt oss nu försöka ta reda på vilka stjärnor som kan "göras" med deras hjälp.
Astronomi arbetsbok för årskurs 11 för lektion nr 25 (arbetsbok) - Evolution of stars
1. Baserat på uppgifterna i följande tabell, markera positionen för motsvarande stjärnor på Hertzsprung-Russell-diagrammet (Fig. 25.1), och fyll sedan i tabellen med de saknade egenskaperna.
Att plotta stjärnornas positioner på ett diagram illustreras med exemplet med solen. Vi plottar stjärnorna i skärningspunkten mellan ljusstyrka och temperaturkoordinater.
2. Med hjälp av Hertzsprung-Russell-diagrammet (Fig. 25.1), bestäm färgen, temperaturen, spektraltypen och den absoluta magnituden för stjärnor som finns på huvudsekvensen och har en ljusstyrka (i solenergi) lika med 0,01; 100; 10 LLC. Ange de erhållna uppgifterna i tabellen.
3. Ange sekvensen av stadier av solens utveckling:
a) kylning av den vita dvärgen;
b) packning av massor av gas och damm;
c) komprimering till en protostjärna;
d) gravitationskompression av den röda jätten;
e) stationärt stadium (strålningskälla - termonukleär reaktion);
e) en röd jätte med en expanderande heliumkärna.
b - c - d - d - f - a
4. När man studerade stjärnornas massor och deras ljusstyrka fastställdes att för stjärnor som tillhör huvudsekvensen, i intervallet, är ljusstyrkan (L) för en stjärna proportionell mot den fjärde potensen av dess massa: L~M 4 . Utför de nödvändiga beräkningarna och ange på Hertzsprung-Russell-diagrammet (Fig. 25.1) placeringen av stjärnor med massorna: 0,5, 5 och 10.
5. Beräkningar visar att tiden t (i år) en stjärna stannar i huvudsekvensen i Hertzsprungs-Russell-diagrammet kan uppskattas med formeln t, där M är stjärnans massa i solmassor. Bestäm den tid som stjärnan är kvar på huvudsekvensen (livstid).