Principalele caracteristici ale stele
3. CARACTERISTICI CHEIE ALE STARS
Star - este o minge fierbinte de gaz care a fost încălzit de către energia nucleară și menținut de către forțele gravitaționale. Informații de bază despre stelele le dă lumina emisă și radiația electromagnetică în alte regiuni ale spectrului. Factorii principali care determină proprietățile stelelor, este masa, compoziția sa chimică și de vârstă. Stars ar trebui să se schimbe în timp, deoarece acestea radiază energie în spațiul înconjurător. Informații despre evoluției stelare pot fi derivate din Hertzsprung-Russell, care reprezintă dependența luminozitate stele temperatura de suprafață (Fig.9).
Fig. Diagrama 9. Hertzsprung de-Russell. Linia arată pozițiile inițiale de stele, cu diferite mase pe secvența principală
În stelele Hertzsprung-Russell sunt distribuite inegal. Aproximativ 90% dintre stele sunt concentrate într-o bandă îngustă care traversează graficul pe diagonală. Această bandă este denumită secvența principală. capătul său superior este situat în zona de stele luminoase albastre. Diferența în populațiile de stele din secvența principală, și zonele adiacente la secvența principală, este de mai multe ordine de mărime. Motivul este că principalele stelele de secvență sunt hidrogen pas de ardere, care constituie partea principală a duratei de viață a stelei. Soarele este pe secvența principală. Poziția sa este prezentată în Fig. 9.
Următoarea regiune cel mai populat după secvența principală - pitice albe, roșii și giganți roșii super-giganți. giganți și supergigante Red - este stea în principal pe heliu treaptă de ardere și nuclee mai grele.
luminozitatea stelei - energia totală emisă de steaua pe unitatea de timp. luminozitatea de stele poate fi calculată din energia ajunge pe pământ, atunci când distanța până la steaua.
De la termodinamica cunoscut faptul că prin măsurarea lungimii de undă la maximul radiației corpului negru, este posibil să se determine temperatura. Un corp negru cu temperatură K 3 va avea o distribuție spectrală maximă la o frecvență de 3 x 10 11 Hz. Corpuluinegru cu o temperatură de 6000 K va emite lumină verde. Temperatura luna iunie 10 K corespunde radiației cu raze X. Tabelul 2 prezintă intervalele de lungimi de undă care corespund diferitelor culori observate în domeniul optic.
Culoare și lungimea de undă
Temperatura suprafeței stelei este calculată prin distribuția spectrală a radiației.
Clasificarea tip spectral de stele este ușor de înțeles din tabelul 3.
Fiecare literă descrie o anumită clasă de stele. O clasa stele, cea mai tare clasa N - cel mai rece. Stelele O clasă sunt vizibile în principalele linii spectrale ale heliu ionizat. Soarele face parte din clasa G, care se caracterizează prin linii de calciu ionizat.
Tabelul 4 prezintă principalele caracteristici ale soarelui. Limitele schimba caracteristicile, cum ar fi masa stea (M), luminozitate (L), raza (R) și temperatura suprafeței (T) sunt prezentate în tabelul 5.
Tipuri spectrale de stele
de desemnare a clasei
stele
atribut
linii spectrale
temperatură
suprafață, K
Calciul ionizat,
metale neutre
metale neutre,
bandă de absorbție
molecule
Benzile de absorbție
cianogen (CN) 2
Fig. 10. Raportul dintre mass-luminozitate
Pentru principalele stele secventa cu dependență de masă cunoscută a mass-luminozitatea prezentată în figura 10 și are forma
L
M n. unde n = 1,6 pentru stea masă mică (M
Caracteristici principale Sun.
3.83 × 10 33 erg / s (2,4 x 10 39 MeV / s)
Fluxul de radiație pe unitate
suprafață
Densitatea medie a materiei
Densitate la centru
în centrul temperaturii
Compoziția chimică:
hidrogen
heliu
carbon, azot, oxigen, neon, și altele.
Accelerarea gravitației
la suprafață
Schwarzschild rază - 2 gm / c2
(C - viteză de lumină)
Perioada de rotație în raport cu
stelele fixe
Distanța de la centrul galaxiei
Viteza de rotație în jurul centrului
galaxie
Limitele schimbă caracteristicile diferitelor stele
10 -1 M 10 -4 L 10 -2 R 2 x 10 3 K Unitatea M, R, L luate caracteristicile solare relevante, temperatura la suprafata T. Astfel, stelele mai masive sunt mai luminoase. Cu toate acestea, aceasta este doar o regulă generală. În unele zone există o lipsă de stele masive. În zonele în care multe stele tinere, stele cu masă mică mai puțin. Se crede că primele stele au fost în mare parte luminoase, masive și de scurtă durată. (0.1-.025) M. Folosind ca cele două valori inferioare de evaluare ale maselor M 0,1 M și 0,025 M. pot fi obținute de stele în masă relativă cu mase mai 5M: Masă (M> 5 M) / Greutatea totală Pentru a explica incidența observată a diferitelor elemente necesare pentru a presupune că stelele din reacțiile nucleare au loc în care se formează aceste elemente. Caracteristici ale reacțiilor nucleare sunt discutate mai jos. O stea se naște. Conform formării moderne concepte de stea se întâmplă în interiorul norului de gaz și de praf. De obicei pornesc de la ideea că substanța este distribuită uniform în spațiul este instabil și pot fi colectate în cheag sub influența forțelor gravitaționale. Mici, formate în mod aleatoriu densitatea cheaguri cresc din cauza instabilității gravitaționale. Necesară pentru a forma o anumită regiune de compresie stea praf nor la etapa până când este suficient de dens și fierbinte. În timpul acestei concentrației substanței are loc o creștere a temperaturii și presiunii. Există condiții pentru apariția stelelor. De îndată ce comprimarea va fi o substanță care este formată dintr-o stea, steaua va fi creșterea temperaturii. Radiații și creșterea energiei cinetice a atomilor și moleculelor gazului și prafului creează o presiune care previne compresia nor de praf. Temperatura și presiunea sunt maximizate în centrul norului, și joasă la periferie. Temperatura medie a stelei crește mai repede, cu atât mai repede radiază energie și comprimat. energia gravitationala este eliberată într-un ritm care nu numai că face pentru pierderea de energie de la suprafața stelei, dar, de asemenea, incalzeste steaua. Vom explica acest lucru pe baza teorema virialului. teorema virialului. Energia cinetică medie a unei particule trece printr-o mișcare spațială limitată sub acțiunea gravitației, se supună legii pătratul, egală cu jumătate energia potențială medie cu semnul opus. Luați în considerare mișcarea unui punct material într-un câmp de forță centrală descrisă de potențialul: unde C - constantă. În cazul ecuației mișcării non-relativistic are forma: Acest lucru înseamnă că, capacitatea calorică a stelei este negativ: pierderile de energie datorate radiațiilor nu sunt răcite stele, ci dimpotrivă, este încălzit. Într-adevăr, să stea de radiații a pierdut energia E, atunci se va schimba energia termică de la căldură = - E să se încălzească = - (E - AE) = - E + AE, și anume Aceasta crește, ceea ce duce la o creștere a temperaturii stelei. unde G - constanta gravitațională, R - raza stelei. Se presupune că agentul este distribuit uniform într-o sferă de rază R. Deoarece starea de referință ales nivelul zero energie II. Prin urmare, energia potențială gravitațională trebuie să fie negativ. Astfel, magnitudinea energiei gravitaționale totală eliberată în timpul contracției stelei, de ordinul a:
In partea de jos din stânga a graficului (Figura 9) - al doilea grup - pitice albe. În colțul din dreapta sus al diagramei sunt grupate stele, cu luminozitate ridicată, dar temperatura scăzută de suprafață - giganți roșii și supergigante. Acest tip este mai puțin obișnuite stele. Denumirile „giganți“ și „pitici“ sunt legate de mărimea stelelor. pitice albe nu sunt supuse mass-luminozitate, stele tipice principale-secvență. În cazul în care aceeași greutate, au o luminozitate semnificativ mai mică decât principalele stelele de secvență.
Steaua poate fi pe secvența principală într-un anumit stadiu de evoluție și să fie un pitic gigant sau alb la celălalt. Cele mai multe dintre stelele sunt pe secvența principală, deoarece aceasta este cea mai faza consumatoare de timp a evoluției stelare.
Unul dintre punctele esențiale în înțelegerea evoluției universului este o reprezentare a distribuției de stele formate de masă. Studiind distribuția observată de stele de masă și luând în considerare durata de viață de stele de mase diferite, se poate obține distribuția de stele pentru mase în momentul nașterii. Sa constatat că probabilitatea unui anumit masa unei stele, foarte aproximativ, invers proporțională cu pătratul masei (funcția Salpeter):
Aparent, funcția de masă trebuie să pună capăt la capătul inferior în jurul maselor
Pe măsură ce steaua ajunge pe secvența principală? Steaua rezultă două moduri posibile de transfer a căldurii din zona centrală cald la periferia rece. Prima metodă - convecția, în care particulele fierbinți de praf și gaz sunt mutate din zona centrală cald la periferie. A doua metodă - radiație. În acest caz, căldura este transferată fotoni.
În funcție de condițiile existente în mediu, rolul acestor mecanisme pot fi diferite. In timpul densitatea de compresie a substanței stea și stea crește convectie devine mai puțin eficientă metodă de transfer de energie și ca luminozitate rezultat slăbește. Această fază în istoria stelei se numește faza Hayashi. Pentru această fază, caracterizată prin suprafață temperatură aproximativ constantă stelei - aproximativ 4000 K. La temperaturi> 4000 K este atomii ionizați și electroni liberi încep să se disipeze în mod eficient radiația, adică, sub suprafața protosteaua la temperaturi de peste 4000 K, radiația este prins. După Hayashi fazei protosteaua în transferul de căldură de la centru către periferie se produce datorită radiației. Steaua continua sa scada, iar temperatura din centrul crește stele. Creșterea temperaturii și pe suprafață. Cu toate acestea, rata de creștere a temperaturii în centrul stelei este mult mai mare. La o temperatură de câteva mii de grade pe temperatura de la suprafața stelei în centrul stelei ajunge la un milion de grade. La sfârșitul fazei Hayashi stele devine pe secvența principală.
Luați în considerare două stări ale materiei, cu o masă totală M. condiție I - este starea atunci când întreaga masă este concentrată în minge stării rază R. II - este atunci când toate substanță distanțate la infinit. Pentru a trece de la starea I de stat II este necesar să se consume energie. Calculele bazate pe legea lui Newton a gravitației, conduce la următoarea expresie pentru energia potențială gravitațională: