Skocz do zawartości

Witaj na forum skupiającym największą społeczność astronomiczną w Polsce - Astropolis.pl
Zachęcamy do rejstracji, dzięki której uzyskasz dostęp do wszystkich funkcji Astropolis.pl. Po tym, jak założysz swoje konto i zalogujesz się do systemu będziesz mógł zakładać wątki, odpowiadać we wszystkich tematach, oceniać posty innych użytkowników, a także korzystać z rozbudowanego systemu komunikacji między użytkownikami. Jeśli masz już swoje konto, zaloguj się tutaj - w przeciwnym wypadku zarejestruj konto - za darmo - teraz!

Ostatnio dodane artykuły

Zobacz wszystkie artykuły

BĄDŹ NA BIEŻĄCO - SUBSKRYBUJ NAS

 
           

Ewolucja gwiazd ciągu głównego

Autor: Bellatrix | lut 05 2017 12:22 | 21 komentarze

EWOLUCJA  GWIAZD  CIĄGU  GŁÓWNEGO

w zależności od ich masy początkowej

 

 

       Protogwiazda staje się gwiazdą w momencie, kiedy grawitacyjne zapadanie się materii równoważone jest przez ciśnienie pochodzące z reakcji syntezy termojądrowej. U nowo powstałej gwiazdy, reakcje te zachodzą z udziałem wodoru, który łączy się tworząc jądra helu. Wypromieniowana w wyniku tego procesu energia służy do podtrzymania równowagi promienistej (wówczas gwiazda nie zapada się). Synteza termojądrowa jest również przyczyną świecenia gwiazd.

Kiedy w materii formującej się gwiazdy, na skutek postępującej kontrakcji, temperatura sięgnie wartości rzędu 107 K, niezwykle wysoka energia kinetyczna jąder wodoru (protonów) pozwoli im znaleźć się dostatecznie blisko, aby mogła zajść fuzja. Wcześniej, gdy temperatura w rdzeniu protogwiazdy była niższa od wymaganej wartości progowej, na obecne w materii protony wpływ miały siły odpychania istniejące pomiędzy ładunkami jednoimiennymi. Wzrost ich energii kinetycznej pomaga pokonać tzw. barierę potencjału i uruchamia syntezę. Kiedy gwiazda jest na etapie, w którym głównym paliwem jądrowym jest wodór, mówimy, ze należy do ciągu głównego. Jest to najbardziej stabilny etap życia gwiazdy.

Czas, jaki dana gwiazda pozostaje w ciągu głównym jest indywidualny dla każdej gwiazdy i zależy od jej masy początkowej. Ciężkie obiekty o masie wyjściowej 15 mas Słońca, pozostają w ciągu głównym przez ok. 160.000 lat. Z kolei te o masie zbliżonej do słonecznej, syntezują wodór przez blisko 30.000.000 lat. Im gwiazda jest bardziej masywna, tym krótszy jest jej czas życia. Aby powstrzymać ogromne siły grawitacyjne przyczyniające się do zapadania materii, gwiazda musi wytworzyć znacznie większą ilość energii w wyniku fuzji termojądrowej- spala więc większe ilości paliwa na jednostkę czasu niż gwiazda mało masywna.

 

ile która gwiazda pozostaje w ciągu głównym.png

 

Kiedy formująca się protogwiazda ma masę niższą od 1/12 masy Słońca, kontrakcja grawitacyjna (powolne kurczenie się) nie przyczyni się do osiągnięcia wymaganej temperatury 107 K wewnątrz rdzenia i synteza wodoru nigdy nie nastąpi.

Obiekt taki stanie się brązowym karłem. Jego początkowa temperatura nie będzie przekraczać 1300-2100 K. Co prawda, z początku (kilka milionów lat) będzie w nim zachodzić fuzja deuteru (wodoru 2), ale brązowy karzeł będzie stopniowo stygnął.

 

 

Dlatego masę 1/12 Mʘ uznaje się za minimalną niezbędną do zapoczątkowania życia gwiazdy.

 

Ewolucja gwiazd o masie 1/12 Mʘ do ok 0,4 Mʘ

Mało masywne gwiazdy, dzięki powolnej kontrakcji osiągają w swoim rdzeniu minimalną wymaganą temperaturę zapłonu. Wówczas uruchamia się w nich proces fuzji i zapadanie grawitacyjne jest równoważone przez energię pochodzącą z jądrowej przemiany wodoru w hel. Gwiazda pozostaje w ciągu głównym do czasu wyczerpania zapasów paliwa wodorowego. Po zużyciu paliwa , gwiazda o  masie 1/12 – 0,4 Mʘ zaczyna się zapadać. Ciśnienie działające na helowy rdzeń rośnie, ale mimo to, jest ono niewystarczające do zainicjowania spalania helu. Materia helowa ulega stopniowej degeneracji. Elektrony nie orbitują już wokół jąder, tylko opływają ją w sposób swobodny. Znajdują się znacznie bliżej jądra niż ma to miejsce w zwykłych atomach podlegających prawom gazu doskonałego. Materia zdegenerowana ma szczególne, nadzwyczajne właściwości. Jedną z nich jest bardzo duża gęstość. Jeden centymetr sześcienny tej materii waży blisko tonę.

 

Gwiazdy o masie 0,4- 4 Mʘ

U nieco cięższych gwiazd, których masa mieści się w przedziale 0,4- 4 Mʘ, w momencie wyczerpania depozytów paliwa wodorowego, gwiazda również zaczyna się zapadać. Wzrost temperatury zaowocuje zapłonem rezerw wodoru obecnych w otoczce gwiazdy (wcześniej reagował wodór z rdzenia- aż do momentu wyczerpania). Cienka warstwa wodoru wokół helowego jądra zaczyna przemianę w hel. Z początku proces przebiega spokojnie i stopniowo staje się coraz bardziej dynamiczny. Gdy energia uwalniana w procesie syntezy zacznie mieć przewagę nad  wpływem grawitacyjnym górnych warstw atmosfery, zewnętrzna rozrzedzona otoczka wodorowa zostaje odrzucona na zewnątrz, dostrzeżemy wzrost rozmiaru oraz jasności gwiazdy. Gwiazda „puchnie”. Stale ekspandująca sfera rozrzedzonego wodoru oddala się od pozostałego w centrum niewielkiego helowego jądra. W wyniku rozszerzania, zewnętrzna część otoczki ochładza się i przybiera czerwoną barwę (czerwony olbrzym).

Tym czasem rdzeń gwiazdy, na skutek powolnej, stopniowej kontrakcji, osiąga temperaturę zapłonu helu. Następuje wówczas tzw. błysk helowy. W bardzo krótkim czasie ulega zużyciu ogromna porcja helu, który od tej chwili staje się nowym paliwem jądrowym zasilającym gwiazdę. Zachodzi wówczas tzw. reakcja trzy alfa. Polega ona na syntezie trzech jąder helu (zwanych cząstkami alfa) i tworzy się jądro węgla.

 

3 42He à 126C

 

Jednak proces trzy alfa jest bardzo wrażliwy na fluktuacje temperatury.

Kiedy depozyty helu zapłoną, gwieździe zostaje przywrócona równowaga promienista, a materia w jej rdzeniu powraca do stanu niezdegenerowanego. Gdy hel ulegnie wyczerpaniu, synteza ustaje. Jądro ponownie zapada się. Tworzy się z niego biały karzeł węglowy.  W tym czasie zewnętrzne warstwy atmosfery, w których płoną depozyty rozrzedzonego wodoru, nieustannie oddalają się od helowego rdzenia gwiazdy , ulegają powolnemu rozpraszaniu, formując rozległą otoczkę gazową zwaną mgławicą planetarną. Jest ona widoczna dzięki promieniowaniu UV emitowanemu przez białego karła.

 

Gwiazdy o masie 4- 8 Mʘ

 Gwiazdy o masie 4- 8 mas słonecznych ulegają podobnym procesom ewolucyjnym jak gwiazdy z przedziału mas 0,4- 4 Mʘ. Istotną różnicą jest skład rdzenia. Jako bardziej masywne, są zdolne do syntezy nie tylko węgla, ale również nieco cięższych pierwiastków, takich jak tlen, neon oraz magnez. Wyższa masa wiąże się z wyższym ciśnieniem podczas zapadania się helowego rdzenia, a to z kolei umożliwia fuzję helu do węgla, a następnie do wspomnianych cięższych pierwiastków. U końca swego życia pozostawiają białego karła (tlenowo-neonowo-magnezowego) oraz otaczającą go mgławicę planetarną.

 

Gwiazdy o masie powyżej 8Mʘ

 

U gwiazd cięższych niż 8 mas Słońca, synteza cięższych jąder nie kończy się na magnezie. Wysoka temperatura oraz ciśnienie sprawiają, że te pierwiastki, które w poprzedniej grupie gwiazd były ostatecznym produktem, w przypadku gwiazd masywnych są zdolne do dalszego przyłączania helu, a także fuzji między dwoma jądrami o znacznej masie, np.:

 

126C  +  168à  2814Si

168O  +  168à  3116S  +  10n

2814Si  +  2814Si  à  5626Fe

 

Powyższe procesy są niekiedy nazywane spalaniem zaawansowanym.
Najcięższym jądrem, jakie może powstać w rdzeniu masywnej gwiazdy jest izotop żelaza Fe-56. Synteza cięższych jąder jest procesem endoenergetycznym, a więc wymaga dodatkowych nakładów energii.

Procesy spalania zaawansowanego mają charakter warstwowy. W zewnętrznej sferze jest w dalszym ciągu obecny niespalony wodór, nieobjęty procesem fuzji (zbyt niskie ciśnienie, temperatura oraz silne rozrzedzenie materiału). W głębszych warstwach gwiazdy zachodzą procesy syntezy helu, następnie węgla. A im bliżej środka gwiazdy, tym syntezowane są cięższe nuklidy. W samym centrum rdzenia tworzy się jądro żelazne, które jest w obecnych warunkach niezdolne do dalszych przemian jądrowych.

 

wielowarstwowe spalanie w gwiazdach pow. 8M.png

 

Synteza wygasa, co skutkuje naruszeniem równowagi promienistej. Ustanie reakcji sprawia, że siły grawitacji mają przewagę i rdzeń zapada się. Degeneracja materii nie zatrzymuje się na etapie białego karła. Formą zdegenerowanej materii o wyższej gęstości jest gwiazda neutronowa. Pod wpływem ogromnego ciśnienia działającego na materię, jądra atomowe ulegają dekompozycji. Protony rekombinują z elektronami i powstają neutrony. Cała materia ulega przemianie w neutrony- stąd pochodzi określenie „gwiazda neutronowa”.

Masywne gwiazdy kończą swoje życie wybuchem supernowej. Proces ten generuje tak wielkie porcje energii, że możliwa staje się synteza pierwiastków cięższych od żelaza. Wyrzucona na skutek wybuchu supernowej materia znacznie różni się składem od tej, która powstała w rdzeniu przed eksplozją. Pierwiastki ciężkie tworzą się m.in. na drodze kolejnych wychwytów neutronowych, a następnie rozpadów beta minus (neutrony przemieniają się w protony zwiększając tym samym liczbę atomową pierwiastka). Przy udziale intensywnego strumienia neutronów, obserwowanego u supernowych o krótkiej skali czasowej, powstają bardzo ciężkie jądra transuranowe (Liczb atomowa Z > 92). A wśród nich m.in. emitery alfa o krótkim okresie połowicznego zaniku: polon 212, kaliforn 256 czy ferm 100. Granicą liczby atomowej jest podatność produktów na spontaniczny rozpad inicjowany dalszym wychwytem neutronów.

 

56Fe (n; у) à 57Fe (n; у) à 58Fe (n; у) à 59Fe (β-) à 59Co (n; у) à 60Co (β-) à 60Ni

 

Wybuch supernowej prowadzi do odrzucenia zewnętrznych warstw gwiazdy. Pozostaje niewielkie, supergęste jądro zbudowane z materii neutronowej.

Dla wyjątkowo masywnych gwiazd (ok. >20Mʘ) zapadanie się rdzenia nie zatrzymuje się na etapie gwiazdy neutronowej. Ogromna masa kurczy się do obiektu o niezwykle małych rozmiarach. Powstaje wówczas czarna dziura, której nadzwyczaj silne pole grawitacyjne pochłania nawet fotony światła.

 

Źródło:

1.       W. Szymański: „Chemia Jądrowa” 1996; str. 222-231

2.       J. Sobkowski M. Jelińska-Kazimierczuk: „Chemia Jądrowa” 2006; str. 75

3.       T. Mrozek: wykład pt. „Lekcje ze Słońcem w tle”

4.       E. Pittich, D. Kalmancok: "Niebo na dłoni” 1988; str. 128- 135

 


+24

Zdjęcie

Ewolucja gwiazd ciągu głównego

* * * * * 1 głosy

  • Zaloguj się, aby dodać odpowiedź
21 odpowiedzi w tym temacie

#1
Bellatrix

Bellatrix

    Uxor Orionis

  • Opiekun Celestii
  • PipPipPipPipPipPipPip
  • 913 postów
  • Skąd:Łódź

*
Popularny

EWOLUCJA  GWIAZD  CIĄGU  GŁÓWNEGO

w zależności od ich masy początkowej

 

 

       Protogwiazda staje się gwiazdą w momencie, kiedy grawitacyjne zapadanie się materii równoważone jest przez ciśnienie pochodzące z reakcji syntezy termojądrowej. U nowo powstałej gwiazdy, reakcje te zachodzą z udziałem wodoru, który łączy się tworząc jądra helu. Wypromieniowana w wyniku tego procesu energia służy do podtrzymania równowagi promienistej (wówczas gwiazda nie zapada się). Synteza termojądrowa jest również przyczyną świecenia gwiazd.

Kiedy w materii formującej się gwiazdy, na skutek postępującej kontrakcji, temperatura sięgnie wartości rzędu 107 K, niezwykle wysoka energia kinetyczna jąder wodoru (protonów) pozwoli im znaleźć się dostatecznie blisko, aby mogła zajść fuzja. Wcześniej, gdy temperatura w rdzeniu protogwiazdy była niższa od wymaganej wartości progowej, na obecne w materii protony wpływ miały siły odpychania istniejące pomiędzy ładunkami jednoimiennymi. Wzrost ich energii kinetycznej pomaga pokonać tzw. barierę potencjału i uruchamia syntezę. Kiedy gwiazda jest na etapie, w którym głównym paliwem jądrowym jest wodór, mówimy, ze należy do ciągu głównego. Jest to najbardziej stabilny etap życia gwiazdy.

Czas, jaki dana gwiazda pozostaje w ciągu głównym jest indywidualny dla każdej gwiazdy i zależy od jej masy początkowej. Ciężkie obiekty o masie wyjściowej 15 mas Słońca, pozostają w ciągu głównym przez ok. 160.000 lat. Z kolei te o masie zbliżonej do słonecznej, syntezują wodór przez blisko 30.000.000 lat. Im gwiazda jest bardziej masywna, tym krótszy jest jej czas życia. Aby powstrzymać ogromne siły grawitacyjne przyczyniające się do zapadania materii, gwiazda musi wytworzyć znacznie większą ilość energii w wyniku fuzji termojądrowej- spala więc większe ilości paliwa na jednostkę czasu niż gwiazda mało masywna.

 

ile która gwiazda pozostaje w ciągu głównym.png

 

Kiedy formująca się protogwiazda ma masę niższą od 1/12 masy Słońca, kontrakcja grawitacyjna (powolne kurczenie się) nie przyczyni się do osiągnięcia wymaganej temperatury 107 K wewnątrz rdzenia i synteza wodoru nigdy nie nastąpi.

Obiekt taki stanie się brązowym karłem. Jego początkowa temperatura nie będzie przekraczać 1300-2100 K. Co prawda, z początku (kilka milionów lat) będzie w nim zachodzić fuzja deuteru (wodoru 2), ale brązowy karzeł będzie stopniowo stygnął.

 

 

Dlatego masę 1/12 Mʘ uznaje się za minimalną niezbędną do zapoczątkowania życia gwiazdy.

 

Ewolucja gwiazd o masie 1/12 Mʘ do ok 0,4 Mʘ

Mało masywne gwiazdy, dzięki powolnej kontrakcji osiągają w swoim rdzeniu minimalną wymaganą temperaturę zapłonu. Wówczas uruchamia się w nich proces fuzji i zapadanie grawitacyjne jest równoważone przez energię pochodzącą z jądrowej przemiany wodoru w hel. Gwiazda pozostaje w ciągu głównym do czasu wyczerpania zapasów paliwa wodorowego. Po zużyciu paliwa , gwiazda o  masie 1/12 – 0,4 Mʘ zaczyna się zapadać. Ciśnienie działające na helowy rdzeń rośnie, ale mimo to, jest ono niewystarczające do zainicjowania spalania helu. Materia helowa ulega stopniowej degeneracji. Elektrony nie orbitują już wokół jąder, tylko opływają ją w sposób swobodny. Znajdują się znacznie bliżej jądra niż ma to miejsce w zwykłych atomach podlegających prawom gazu doskonałego. Materia zdegenerowana ma szczególne, nadzwyczajne właściwości. Jedną z nich jest bardzo duża gęstość. Jeden centymetr sześcienny tej materii waży blisko tonę.

 

Gwiazdy o masie 0,4- 4 Mʘ

U nieco cięższych gwiazd, których masa mieści się w przedziale 0,4- 4 Mʘ, w momencie wyczerpania depozytów paliwa wodorowego, gwiazda również zaczyna się zapadać. Wzrost temperatury zaowocuje zapłonem rezerw wodoru obecnych w otoczce gwiazdy (wcześniej reagował wodór z rdzenia- aż do momentu wyczerpania). Cienka warstwa wodoru wokół helowego jądra zaczyna przemianę w hel. Z początku proces przebiega spokojnie i stopniowo staje się coraz bardziej dynamiczny. Gdy energia uwalniana w procesie syntezy zacznie mieć przewagę nad  wpływem grawitacyjnym górnych warstw atmosfery, zewnętrzna rozrzedzona otoczka wodorowa zostaje odrzucona na zewnątrz, dostrzeżemy wzrost rozmiaru oraz jasności gwiazdy. Gwiazda „puchnie”. Stale ekspandująca sfera rozrzedzonego wodoru oddala się od pozostałego w centrum niewielkiego helowego jądra. W wyniku rozszerzania, zewnętrzna część otoczki ochładza się i przybiera czerwoną barwę (czerwony olbrzym).

Tym czasem rdzeń gwiazdy, na skutek powolnej, stopniowej kontrakcji, osiąga temperaturę zapłonu helu. Następuje wówczas tzw. błysk helowy. W bardzo krótkim czasie ulega zużyciu ogromna porcja helu, który od tej chwili staje się nowym paliwem jądrowym zasilającym gwiazdę. Zachodzi wówczas tzw. reakcja trzy alfa. Polega ona na syntezie trzech jąder helu (zwanych cząstkami alfa) i tworzy się jądro węgla.

 

3 42He à 126C

 

Jednak proces trzy alfa jest bardzo wrażliwy na fluktuacje temperatury.

Kiedy depozyty helu zapłoną, gwieździe zostaje przywrócona równowaga promienista, a materia w jej rdzeniu powraca do stanu niezdegenerowanego. Gdy hel ulegnie wyczerpaniu, synteza ustaje. Jądro ponownie zapada się. Tworzy się z niego biały karzeł węglowy.  W tym czasie zewnętrzne warstwy atmosfery, w których płoną depozyty rozrzedzonego wodoru, nieustannie oddalają się od helowego rdzenia gwiazdy , ulegają powolnemu rozpraszaniu, formując rozległą otoczkę gazową zwaną mgławicą planetarną. Jest ona widoczna dzięki promieniowaniu UV emitowanemu przez białego karła.

 

Gwiazdy o masie 4- 8 Mʘ

 Gwiazdy o masie 4- 8 mas słonecznych ulegają podobnym procesom ewolucyjnym jak gwiazdy z przedziału mas 0,4- 4 Mʘ. Istotną różnicą jest skład rdzenia. Jako bardziej masywne, są zdolne do syntezy nie tylko węgla, ale również nieco cięższych pierwiastków, takich jak tlen, neon oraz magnez. Wyższa masa wiąże się z wyższym ciśnieniem podczas zapadania się helowego rdzenia, a to z kolei umożliwia fuzję helu do węgla, a następnie do wspomnianych cięższych pierwiastków. U końca swego życia pozostawiają białego karła (tlenowo-neonowo-magnezowego) oraz otaczającą go mgławicę planetarną.

 

Gwiazdy o masie powyżej 8Mʘ

 

U gwiazd cięższych niż 8 mas Słońca, synteza cięższych jąder nie kończy się na magnezie. Wysoka temperatura oraz ciśnienie sprawiają, że te pierwiastki, które w poprzedniej grupie gwiazd były ostatecznym produktem, w przypadku gwiazd masywnych są zdolne do dalszego przyłączania helu, a także fuzji między dwoma jądrami o znacznej masie, np.:

 

126C  +  168à  2814Si

168O  +  168à  3116S  +  10n

2814Si  +  2814Si  à  5626Fe

 

Powyższe procesy są niekiedy nazywane spalaniem zaawansowanym.
Najcięższym jądrem, jakie może powstać w rdzeniu masywnej gwiazdy jest izotop żelaza Fe-56. Synteza cięższych jąder jest procesem endoenergetycznym, a więc wymaga dodatkowych nakładów energii.

Procesy spalania zaawansowanego mają charakter warstwowy. W zewnętrznej sferze jest w dalszym ciągu obecny niespalony wodór, nieobjęty procesem fuzji (zbyt niskie ciśnienie, temperatura oraz silne rozrzedzenie materiału). W głębszych warstwach gwiazdy zachodzą procesy syntezy helu, następnie węgla. A im bliżej środka gwiazdy, tym syntezowane są cięższe nuklidy. W samym centrum rdzenia tworzy się jądro żelazne, które jest w obecnych warunkach niezdolne do dalszych przemian jądrowych.

 

wielowarstwowe spalanie w gwiazdach pow. 8M.png

 

Synteza wygasa, co skutkuje naruszeniem równowagi promienistej. Ustanie reakcji sprawia, że siły grawitacji mają przewagę i rdzeń zapada się. Degeneracja materii nie zatrzymuje się na etapie białego karła. Formą zdegenerowanej materii o wyższej gęstości jest gwiazda neutronowa. Pod wpływem ogromnego ciśnienia działającego na materię, jądra atomowe ulegają dekompozycji. Protony rekombinują z elektronami i powstają neutrony. Cała materia ulega przemianie w neutrony- stąd pochodzi określenie „gwiazda neutronowa”.

Masywne gwiazdy kończą swoje życie wybuchem supernowej. Proces ten generuje tak wielkie porcje energii, że możliwa staje się synteza pierwiastków cięższych od żelaza. Wyrzucona na skutek wybuchu supernowej materia znacznie różni się składem od tej, która powstała w rdzeniu przed eksplozją. Pierwiastki ciężkie tworzą się m.in. na drodze kolejnych wychwytów neutronowych, a następnie rozpadów beta minus (neutrony przemieniają się w protony zwiększając tym samym liczbę atomową pierwiastka). Przy udziale intensywnego strumienia neutronów, obserwowanego u supernowych o krótkiej skali czasowej, powstają bardzo ciężkie jądra transuranowe (Liczb atomowa Z > 92). A wśród nich m.in. emitery alfa o krótkim okresie połowicznego zaniku: polon 212, kaliforn 256 czy ferm 100. Granicą liczby atomowej jest podatność produktów na spontaniczny rozpad inicjowany dalszym wychwytem neutronów.

 

56Fe (n; у) à 57Fe (n; у) à 58Fe (n; у) à 59Fe (β-) à 59Co (n; у) à 60Co (β-) à 60Ni

 

Wybuch supernowej prowadzi do odrzucenia zewnętrznych warstw gwiazdy. Pozostaje niewielkie, supergęste jądro zbudowane z materii neutronowej.

Dla wyjątkowo masywnych gwiazd (ok. >20Mʘ) zapadanie się rdzenia nie zatrzymuje się na etapie gwiazdy neutronowej. Ogromna masa kurczy się do obiektu o niezwykle małych rozmiarach. Powstaje wówczas czarna dziura, której nadzwyczaj silne pole grawitacyjne pochłania nawet fotony światła.

 

Źródło:

1.       W. Szymański: „Chemia Jądrowa” 1996; str. 222-231

2.       J. Sobkowski M. Jelińska-Kazimierczuk: „Chemia Jądrowa” 2006; str. 75

3.       T. Mrozek: wykład pt. „Lekcje ze Słońcem w tle”

4.       E. Pittich, D. Kalmancok: "Niebo na dłoni” 1988; str. 128- 135

 

Załączone miniatury

  • ciąg.png

+24



#2
ekolog

ekolog

    Astropolis.pl

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPipPipPipPipPipPipPipPip
  • 5554 postów
  • Skąd:Wrocław

A tak ogólnie "ciąg główny gwiazd" to ... ?

 

Obstawiam, ale poprawcie jakby co, że są to tylko te gwiazdy, które:

 

1.  (zazwyczaj) nazywane są jakimś karłem

 

2.  syntetyzują hel z wodoru

 

3.  typ widmowy (temperatura/kolor) jest wprost proporcjonalna do jasności
    i dlatego każda z nich jest (z parą swoich cech) punktem gdzieś na ukośnej wstędze od lewo-góra do prawo-dół.

 

    Gwiazdy trafiające z oboma parametrami w obszar tej wstęgi są prawie(?) zawsze gwiazdami ciągu głównego.

 

Jest jeszcze trochę innych gwiazd - niż te z ciągu głównego, które "łamią" jedną z tych zasad - zwłaszcza ostatnią.
W szczególności pewne "olbrzymy" oraz gwiazdy węglowe i cyrkonowe.

 

(załącznik: Diagram Hertzsprunga-Russella).

Pozdrawiam

p.s.

To miłe że my, Ziemianie/Słonecznicy, załapaliśmy sie na główny ciąg - w kupie raźniej, kupy nic nie ruszy :)

 

Wczoraj też zwróciłem uwagę na te 30000000 lat ale w końcu nie doliczyłem się jaką liczbę znaczą  ;)

 

Załączone miniatury

  • DiagramHR.jpg

Użytkownik ekolog edytował ten post 06 luty 2017 - 12:59

+1
Post rekomendują: Maćko8911,
Z pierwszą lornetką astronomiczną lub teleskopem kup latarkę diodową czerwoną (o mapkach szukaj na forum)
WSZYSTKIE WSZECHŚWIATY SĄ WIECZNE
Wielki Wybuch był tylko etapem na drodze od nieskończonej przeszłości

#3
Behlur_Olderys

Behlur_Olderys

    fanatyk OTW

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPipPipPipPipPip
  • 933 postów
  • Skąd:Kraków
Wydaje mi się, że karły i gwiazdy ciągu głównego to w zasadzie synonimy. A ciąg główny, to jak nazwa wskazuje, po prostu najdłuższa i najgrubsza krecha na diagramie HR :) Ten diagram powstał dużo wcześniej, zanim dowiedziano się, że gwiazdy spalają wodór.
0
"Człowieku! gdybyś wiedział, jaka twoja władza! (...)
Gdybyś wiedział, że ledwie jednę myśl rozniecisz,
Już czekają w milczeniu, jak gromu żywioły,
Tak czekają twej myśli - szatan i anioły;
Czy ty w piekło uderzysz, czy w niebo zaświecisz"

#4
Rybi

Rybi

    Regulus

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPip
  • 142 postów
  • Skąd:Szczecin

>>>Materia takiego obiektu ulegnie degeneracji i nigdy nie osiągnąwszy etapu ciągu głównego, stanie się białym karłem. Dlatego masę 1/12 Mʘ uznaje się za minimalną niezbędną do zapoczątkowania życia gwiazdy.<<<

 

Nieścisłość - powinno być ... stanie się brązowym karłem.

Białe karły kiedyś były gwiazdami, a teraz powoli stygną by stać się czarnymi karłami (...hipotetycznymi, bo o ile wiem, jeszcze żadnego nie odkryto - jest to proces przekraczający wiek Wszczechświata).

Więcej o brązowych karłach można znaleźć na FA:

http://astropolis.pl...

 


Użytkownik Rybi edytował ten post 06 luty 2017 - 08:28

+2
Post rekomendują: Bellatrix, ekolog,
Statyw + Cannon 400D + obiektyw 200mm = fotometria dżonsonowska AZ CAS!!!
http://astropolis.pl...on/#entry466439

#5
Bellatrix

Bellatrix

    Uxor Orionis

  • Opiekun Celestii
  • PipPipPipPipPipPipPip
  • 913 postów
  • Skąd:Łódź

Prawda. Jeden z podręczników ("Niebo na dłoni") zawierał taką nieścisłość: "Wnętrze części gwiazd o masach mniejszych 1/12masy Słońca nigdy nie osiągną na etapie kontrakcji grawitacyjnej temperatury niezbędnej do zainicjowania reakcji termojądrowych. Kontrakcja grawitacyjna takich gwiazd następuje nader powoli aż w rezultacie materia zawarta w takich gwiazdach osiąga stan zdegenerowany. Ich ewolucja w fazie kontrakcji grawitacyjnej biegnie prosto w kierunku białych karłów. [...]" -  E. Pittich, D. Kalmancok: "Niebo na dłoni” 1988; str. 130. 

Nadużyciem wydało mi się nazywanie takich obiektów gwiazdami. Teraz widzę, że również opis był niepoprawny. Wieczorem wprowadzę korektę do treści artykułu. Dziękuję za czujność.

 

 


0

#6
kjacek

kjacek

    Procjon

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPipPipPipPip
  • 562 postów
  • Skąd:Żukowo koło Kartuz koło Gdańska :-)

30mln lat to bardzo mało w skali kosmosu. Słońce 'jedzie' na wodorze dużo dłużej. I będzie go spalać jeszcze przez jakiś czas.

Zatem prośba do znawców o weryfikację wpisu  >>Z kolei te o masie zbliżonej do słonecznej, syntezują wodór przez blisko 30.000.000 lat.<<

Albo ja czegoś nie rozumiem, albo to jest nieścisłość.

Napisałem to także tutaj, aby wypowiedział się ktoś mądrzejszy ode mnie w tych sprawach.

 

Reszta pomimo uproszczeń OK, powodzenia :-)


+2
Post rekomendują: ekolog, Behlur_Olderys,

#7
Marek_N

Marek_N

    Arktur

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPipPipPipPipPipPip
  • 1017 postów
  • Skąd:Kraków

Słońce spala wodór przez około 10-12 mld lat. Jest to również napisane na załączonym diagramie H-R. Tak to jest jak sie tylko patrzy na kolorowe gwiazdki :P

 

Długości czasu przebywania gwiazdy Ciągu Głównym zależy tylko od jej masy początkowej i jest dość proste do obliczenia. Opiera się na założeniu że jasność gwiazdy jest proporcjonalna do jej masy^3,5.

 

W związku z tym: T ~ 1/M^2,5

 

Czyli gwiazda o masie początkowej równej 15 M. Sł. przebywa w Ciągu Głównym przez 0,00114 tego czasu co Słońce. Jeśli założymy że dla Słońca to 10 mld lat, to taka gwiazda będzie spalać wodór przez ~11,4 mln lat. 


+4
Post rekomendują: ekolog, kjacek, Bellatrix, Miszuda,
Taurus 270 + platforma | SW 80/400 2" + AZ4 | 20T5 | 13T6 | 8E | ES 4.7 | Lumicon UHC, OIII | AstroTrac TT320X-AG

#8
Bellatrix

Bellatrix

    Uxor Orionis

  • Opiekun Celestii
  • PipPipPipPipPipPipPip
  • 913 postów
  • Skąd:Łódź

E. Pittich, D. Kalmancok: "Niebo na dłoni", str. 130:

 

"Zanim z obłoku materii międzygwiazdowej uformuje się w procesie kolapsu grawitacyjnego, a następnie grawitacyjnej kontrakcji, normalna gwiazda z termojądrowym źródłem energii mijają dziesiątki tysięcy do milionów lat. Prędkość formowania się gwiazdy zależy tylko od jej masy. Gwiazdy o masie 15x większej od masy Słońca zajmują miesce wśród normalnych gwiazd przez mniej więcej 160 tysięcy lat. Gwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca przez 30 mln lat, a gwiazdy o masie równej połowie masy Słońca przez- w ciągu 100 mln lat."

 

I teraz pytanie: może autorzy mieli na myśli czas formowania się gwiazd z obłoku materii? Ale z drugiej strony, wyraźnie jest napisane " zajmują miesce wśród normalnych gwiazd". Czyli tak jakby znaczyło to tyle co "przebywają w obszarze ciągu głównego". Jaka jest Wasza opinia w tej kwestii?


+1
Post rekomendują: ekolog,

#9
Paether

Paether

    Saiya-jin

  • Administrator
  • PipPipPipPipPipPipPipPipPipPip
  • 6146 postów
  • Skąd:Krosno/Rugby

Prędkość formowania się gwiazdy zależy tylko od jej masy. Gwiazdy o masie 15x większej od masy Słońca zajmują miesce wśród normalnych gwiazd przez mniej więcej 160 tysięcy lat. Gwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca przez 30 mln lat, a gwiazdy o masie równej połowie masy Słońca przez- w ciągu 100 mln lat."

 

Zdanie-klucz, które określa sens kolejnych ;) 


+2
Post rekomendują: Bellatrix, Darek_B,

Równość dla wszystkich kolorów! Stowarzyszenie LRGB


#10
Behlur_Olderys

Behlur_Olderys

    fanatyk OTW

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPipPipPipPipPip
  • 933 postów
  • Skąd:Kraków

Można to rozumieć: przez 30 mln lat Słońce zajmuje miejsce wśród normalnych gwiazd, a po zajęciu tego miejsca nie zwalnia go przez następne 12 miliardów ;)


+1
Post rekomendują: Bellatrix,
"Człowieku! gdybyś wiedział, jaka twoja władza! (...)
Gdybyś wiedział, że ledwie jednę myśl rozniecisz,
Już czekają w milczeniu, jak gromu żywioły,
Tak czekają twej myśli - szatan i anioły;
Czy ty w piekło uderzysz, czy w niebo zaświecisz"

#11
szuu

szuu

    :-)

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPipPipPipPipPipPipPipPip
  • 3398 postów

i nie wiemy co napisali autorzy.

wiemy tylko co napisał tłumacz - może w oryginale nie było takiego niejednoznacznego sformułowania...


+1
Post rekomendują: Bellatrix,

#12
ekolog

ekolog

    Astropolis.pl

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPipPipPipPipPipPipPipPip
  • 5554 postów
  • Skąd:Wrocław

Zapewne masz rację.

>>> zajmują miejsce

Mogło chodzić mu o proces "zajmowania miejsca" w sensie od impulsu początkującego zapadanie się obłoku do momentu gdy gwiazda zaczyna stabilnie spalać wodór i jest już, ze swymi oboma parametrami, w obszarze wstęgi ciągu głównego.

 

Pozdrawiam

p.s.

Pamiętajmy, że omawiane gwiazdy też po koniec życia skaczą/migrują ze swoimi parametrami (daleko od "ciągu głównego")

Na wykresie HR im więcej kropek tym więcej gwiazd (takich) jest w kosmosie (czyli około 14.7 mld lat po etapie wielkiego wybuchu) 


+1
Post rekomendują: Bellatrix,
Z pierwszą lornetką astronomiczną lub teleskopem kup latarkę diodową czerwoną (o mapkach szukaj na forum)
WSZYSTKIE WSZECHŚWIATY SĄ WIECZNE
Wielki Wybuch był tylko etapem na drodze od nieskończonej przeszłości

#13
JSC

JSC

    Wega

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPipPipPipPipPip
  • 794 postów
  • Skąd:Gdańsk/Słupsk
Czyli gwiazda o masie początkowej równej 15 M. Sł. przebywa w Ciągu Głównym przez 0,00114 tego czasu co Słońce. Jeśli założymy że dla Słońca to 10 mld lat, to taka gwiazda będzie spalać wodór przez ~11,4 mln lat. 

 

Uściślijmy, że chodzi o spalanie wodoru w jądrze - jak rozumiem?

 

800px-Evolution_of_the_Sun_2_PL.svg.png
 


Użytkownik JSC edytował ten post 06 luty 2017 - 14:44

+4
Post rekomendują: Bellatrix, ekolog, kjacek, Darek_B,

#14
JSC

JSC

    Wega

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPipPipPipPipPip
  • 794 postów
  • Skąd:Gdańsk/Słupsk

Jeszcze taki poglądowy rysunek znalazłem w mojej ulubionej pierwszej astronomicznej książeczce ("Przewodnik po gwiezdnym niebie" Krzysztof Włodarczyk)

xxx041v.jpg

 


+3
Post rekomendują: Bellatrix, Darek_B, ekolog,

#15
Rybi

Rybi

    Regulus

  • Społeczność Astropolis
  • PipPipPip
  • 142 postów
  • Skąd:Szczecin

E. Pittich, D. Kalmancok: "Niebo na dłoni", str. 130:

 

"Zanim z obłoku materii międzygwiazdowej uformuje się w procesie kolapsu grawitacyjnego, a następnie grawitacyjnej kontrakcji, normalna gwiazda z termojądrowym źródłem energii mijają dziesiątki tysięcy do milionów lat. Prędkość formowania się gwiazdy zależy tylko od jej masy. Gwiazdy o masie 15x większej od masy Słońca zajmują miesce wśród normalnych gwiazd przez mniej więcej 160 tysięcy lat. Gwiazdy o masie zbliżonej do masy Słońca przez 30 mln lat, a gwiazdy o masie równej połowie masy Słońca przez- w ciągu 100 mln lat."

 

I teraz pytanie: może autorzy mieli na myśli czas formowania się gwiazd z obłoku materii? Ale z drugiej strony, wyraźnie jest napisane " zajmują miesce wśród normalnych gwiazd". Czyli tak jakby znaczyło to tyle co "przebywają w obszarze ciągu głównego". Jaka jest Wasza opinia w tej kwestii?

 

 

Jest to dokładnie czas kolapsu obłoku materii międzygwiazdowej  (brak równowagi dynamicznej - tzw. ścieżka Hayashiego na diagramie HR) i następnie dochodzenia do Ciągu Głównego (brak równowagi termicznej - tzw. ścieżka Henyeya na diagramie HR). Dla chmury materii, która utworzyła Słońce trwało to około 30 mln lat. Poniżej slajd z prezentacji, którą kiedyś przygotowałem o brązowych karłach.

 

Przed_ciagiem_glownym.png

 

I jeszcze dla ilustracji przetłumaczony rys. z A.S. ze schematycznym powstaniem gwiazdy o masie Słońca z układem planetarnym i brązowego karła (dla porównania).

bol_gwiezdnych_narodzin.png


Użytkownik Rybi edytował ten post 06 luty 2017 - 23:01

+3
Post rekomendują: JSC, ekolog, Bellatrix,
Statyw + Cannon 400D + obiektyw 200mm = fotometria dżonsonowska AZ CAS!!!
http://astropolis.pl...on/#entry466439





Również z jednym lub większą ilością słów kluczowych: Polecamy, ewolucja gwiazd, biały karzeł

Użytkownicy przeglądający ten temat: 0

0 użytkowników, 0 gości, 0 anonimowych użytkowników