Звезди на основната последователност: Определение и жизнен цикъл

Това изображение на космическия телескоп Хъбъл показва Сириус А, най -ярката звезда на нашето нощно небе, заедно със своя слаб, малък звезден спътник, Сириус Б.

Това изображение на космическия телескоп Хъбъл показва Сириус А, най -ярката звезда на нашето нощно небе, заедно със своя слаб, малък звезден спътник, Сириус Б. Астрономите преекспонират образа на Сириус А, така че затъмненият Сириус В (малка точка в долния ляв ъгъл) може да се види. Кръстосаните дифракционни шипове и концентрични пръстени около Сириус А и малкият пръстен около Сириус В са артефакти, произведени в системата за изобразяване на телескопа. Двете звезди се въртят една около друга на всеки 50 години. Сириус А, само на 8,6 светлинни години от Земята, е петата най-близка известна звездна система. (Кредит на изображението: НАСА, Н. Е. Бонд и Е. Нелан (Научен институт за космически телескопи, Балтимор, Мексико)



Звездите от основната последователност сливат водородни атоми, за да образуват атоми на хелий в техните ядра. Около 90 процента от звездите във Вселената, включително слънцето, са звезди от главната последователност. Тези звезди могат да варират от около една десета от масата на слънцето до 200 пъти по -масивна.



Звездите започват живота си като облаци прах и газ. Гравитацията събира тези облаци заедно. Оформя се малка протозвезда, задвижвана от срутващия се материал. Протозвездите често се образуват в плътно натъпкани газови облаци и могат да бъдат трудни за откриване.

„Природата не образува звезди изолирани“, казва Марк Морис от Калифорнийския университет в Лос Анджелис (UCLS) в изявление . 'Той ги формира в клъстери, от натални облаци, които се срутват под собствената си гравитация.'



По -малки тела - с по -малко от 0,08 масата на Слънцето - не могат да достигнат стадия на ядрен синтез в ядрото си. Вместо това те се превръщат в кафяви джуджета, звезди, които никога не се запалват. Но ако тялото има достатъчна маса, срутващият се газ и прах изгарят по -горещо, като в крайна сметка достигат температури, достатъчни за сливане на водород с хелий. Звездата се включва и става звезда от основната последователност, захранвана от водород синтез . Сливането произвежда външно налягане, което се балансира с вътрешното налягане, причинено от гравитацията, стабилизирайки звездата.

Колко дълго живее звездата от основната последователност зависи от това колко е масивна. Звездата с по-голяма маса може да има повече материал, но тя изгаря по-бързо поради по-високите температури на ядрото, причинени от по-големите гравитационни сили. Докато слънцето ще прекара около 10 милиарда години в основната последователност, звезда 10 пъти по -масивна ще се задържи само за 20 милиона години. А червено джудже , която е наполовина по -масивна от слънцето, може да издържи 80 до 100 милиарда години, което е много по -дълго от възрастта на Вселената от 13,8 милиарда години. (Този дълъг живот е една от причините червените джуджета да се считат за добри източници планети, приютяващи живота , тъй като те са стабилни за толкова дълго време.)

Отворете Star Cluster Messier 50



Ярка блестяща звезда

Преди повече от 2000 години гръцкият астроном Хипарх е първият, който прави каталог на звездите според тяхната яркост, според Дейв Ротщайн, който участва в уебсайта „Попитайте астроном“ на университета Корнел през 2003 г.

„По принцип той погледна звездите на небето и ги класифицира по това колко ярки се появяват - най -ярките звезди бяха„ магнитуд 1 “, следващите най -ярки бяха„ магнитуд 2 “и т.н., до„ магнитуд 6 “, които бяха най -слабите звезди, които можеше да види “, пише Ротщайн.

Съвременните инструменти са подобрили измерванията на яркостта, което ги прави по -прецизни.



В началото на 20 век астрономите осъзнаха, че масата на една звезда е свързана с нейната светимост или с това колко светлина произвежда. И двете са свързани със звездната температура. Звездите 10 пъти по -масивни от слънцето греят повече от хиляда пъти повече.

Масата и светимостта на една звезда също са свързани с нейния цвят. По -масивните звезди са по -горещи и по -сини, докато по -масивните звезди са по -хладни и имат червеникав вид. Слънцето попада между спектъра, като му придава по -жълтеникав вид.

„Повърхностната температура на една звезда определя цвета на светлината, която излъчва“, според световните Обсерватория Las Cumbres . 'Сините звезди са по -горещи от жълтите звезди, които са по -горещи от червените звезди.'

Това разбиране доведе до създаването на график, известен като диаграма на Херцшпрунг-Ръсел (H-R), графика на звездите въз основа на тяхната яркост и цвят (което от своя страна показва тяхната температура). Повечето звезди лежат на линия, известна като „основна последователност“, която минава от горния ляв ъгъл (където горещите звезди са по -ярки) до долния десен ъгъл (където хладните звезди са по -слаби). [Видео: Изграждане на диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел (Сайт на Хъбъл)]

Когато звездите угаснат

В крайна сметка звезда от основна последователност изгаря водорода в ядрото си, достигайки края на жизнения си цикъл. В този момент той напуска основната последователност.

Звездите, по -малки от една четвърт от масата на слънцето, се сриват директно в бели джуджета. Белите джуджета вече не изгарят синтез в центъра си, но все пак излъчват топлина. В крайна сметка белите джуджета трябва да се охладят черни джуджета , но черните джуджета са само теоретични; Вселената не е достатъчно стара, за да могат първите бели джуджета да се охладят достатъчно и да извършат прехода.

По -големите звезди откриват, че външните им слоеве се срутват навътре, докато температурите са достатъчно горещи, за да се слеят хелий с въглерод. Тогава налягането на сливане осигурява външна тяга, която разширява звездата няколко пъти по -голяма от първоначалния й размер, образувайки a червен гигант . Новата звезда е много по -слаба, отколкото беше като звезда от основната последователност. В крайна сметка слънцето ще образува червен гигант, но не се притеснявайте - това няма да се случи за още известно време .

„След около пет милиарда години, след като слънцето се превърна в червен гигант и изгори Земята до пепел, то ще изхвърли собствената си красива мъглявина и след това ще избледнее като бяла джудже звезда“, Хауърд Бонд от Научния институт за космически телескопи в Мериленд, каза в а изявление .

Ако първоначалната звезда е имала до 10 пъти масата на слънцето, тя изгаря материала си в рамките на 100 милиона години и се срутва в свръхплътно бяло джудже. По -масивни звезди избухват при насилствена смърт на свръхнова, изхвърляйки по -тежките елементи, образувани в ядрото им в галактиката. Останалото ядро ​​може да образува а неутронна звезда , компактен обект, който може да влезе в a разнообразие от форми .

Дългият живот на червените джуджета означава, че дори тези, образувани малко след Големия взрив, съществуват и до днес. В крайна сметка обаче тези тела с ниска маса ще изгорят чрез водорода. Те ще станат по -слаби и по -хладни и накрая светлините ще изгаснат.

Следвайте Нола Тейлър Ред на @NolaTRedd , Facebook , или Google+ . Последвайте ни на @Spacedotcom , Facebook или Google+ .