Pereiti prie turinio

Labai grubiai skaičiuojant, šviesis proporcingas masei, pakeltai kiek daugiau nei trečiuoju laipsniu. Saulės masės žvaigždė susiformuoja maždaug per 40 milijonų metų. Įvairūs dvinarių žvaigždžių tipai. Paprasčiausia apskaičiuoti dvinarės žvaigždės komponenčių masę.

Šiam straipsniui ar jo daliai trūksta išnašų į šaltinius. Jūs galite padėti Vikipedijai pridėdami tinkamas išnašas su šaltiniais.

Užtemdomoji dvinarė

Užtemdomoji dvinarė žvaigždė ir jos spindesio kitimo kreivė. Užtemdomoji dvinarė — dvinarė žvaigždėkurios narių orbitos plokštuma yra taip arti regėjimo spindulio, kad narės užtemdo viena kitą. Ta diagrama, pagal jos sudarytojus, vadinama Hercšprungo-Raselo Herzsrpung-Russellarba, bendresniu atveju, spalvos-ryškio, nes žvaigždės temperatūra nulemia jos spalvą, o šviesis — ryškį. Dvinarių žvaigždžių šviesio ir temperatūros duomenys leidžia nustatyti dalies žvaigždžių mases spalvos-ryškio diagramoje.

Taip galima nustatyti sąryšį tarp žvaigždės masės ir jos šviesio.

Kentauro proksima

Paaiškėja, kad dauguma žvaigždžių, kuo yra masyvesnės, tuo ryškiau ir šviečia. Labai grubiai skaičiuojant, šviesis proporcingas masei, pakeltai kiek daugiau nei trečiuoju laipsniu. Skaičiuojant truputį tiksliau, naudinga žvaigždes sugrupuoti į keletą intervalų pagal šviesį arba masę, kuriuose sąryšio laipsnio rodiklis šiek tiek skiriasi. Turėdami šį sąryšį ir nustatę žvaigždės šviesį, galime apskaičiuoti ir jos masę.

Deja, viskas nėra taip jau paprasta. Žvaigždės toje siauroje juostoje, vadinamoje pagrindine seka, praleidžia ne visą savo gyvenimą.

  • Vaizdo irasai, ka reikia padaryti, kad padidintumete Parlamento nario
  • Kentauro proksima – Vikipedija
  • Šiuos skaičius nustatyti prireikė ne vieno šimtmečio pastangų — žemiau papasakosiu apie keletą būdų, kaip nustatomos žvaigždžių masės.

Gyvenimo pradžioje jos kurį laiką yra šviesesnės, nei pagrindinė seka, nes vis dar traukiasi ir spinduliuoja traukimosi metu išlaisvinamą energiją, o ne tik termobranduolinių reakcijų sukurtą. Gyvenimo pabaigoje jos ima deginti helį, o nebe vandenilį, ir išsipučia, atvėsta bei paryškėja — palieka pagrindinę seką. Net ir pagrindinėje sekoje žvaigždžių temperatūros ir šviesiai yra šiek tiek išsibarstę, priklausomai nuo jų amžiaus pavyzdžiui, Saulė, net ir būdama pagrindinėje sekoje, nuolat po truputį šviesėja ar metalingumo už helį sunkesnių elementų kiekio.

Jei negalime būti tikri, ar žvaigždė yra pagrindinėje sekoje, masės apskaičiavimas tampa daug sunkesne užduotimi.

Mūšis dėl Zanavykų. Seimo rinkimų debatai -- Laisvės TV

Norėdami apskaičiuoti žvaigždžių, esančių ne pagrindinėje sekoje, mases, turime remtis žvaigždžių evoliucijos modeliais, kurie nurodo, kaip skirtingos masės žvaigždės turėtų evoliucionuoti gyvenimo pradžioje ar pabaigoje. Šiuo metu žvaigždžių evoliucijos modeliai gana gerai leidžia apskaičiuoti masyvių žvaigždžių mases.

O štai mažos masės žvaigždėskurias sunku aptikti ir kurios evoliucionuoja labai lėtai, yra menkiau suprastos, todėl jų mases įvertinti yra sudėtinga.

Metodai didejancio namo nario Penis 25 dydis

Bet čia į pagalbą ateina kiti modeliai — žvaigždžių atmosferų. Gravitacinis lęšiavimas Kartais viena žvaigždė pralekia priešais kitą, ir tolimesnės žvaigždės šviesa trumpam paryškėja dėl gravitacinio lęšiavimo.

Kaip as galiu padidinti augimo nari su kremais Seksopatologo nario padidejimas

Taip atsitinka, nes artimesnės žvaigždės gravitacija iškreipia pro šalį einančių šviesos spindulių kelią; dalis spindulių nukreipiama tiesiai mūsų link, todėl žvaigždės regimasis šviesis išauga.

Dažniausiai žvaigždes gravitaciškai lęšiuoja maži ir kitaip neaptinkami objektai, pavyzdžiui rudosios nykštukės ar juodosios skylės. Bet jei lęšiuojantis objektas yra normali žvaigždė, ją įmanoma aptikti ir vėliau. Tada galima išmatuoti žvaigždės paralaksą ir apskaičiuoti atstumą iki jos. Žinant atstumą iki lęšiuojančio objekto ir tolimos žvaigždėsbei turint duomenis apie lęšiavimo metu įvykusį tolimos žvaigždės šviesio padidėjimą, galima apskaičiuoti ir lęšiuojančios žvaigždės masę.

Pirmą kartą tai padaryta metais. Tačiau lęšaivimas Zvaigzdes apie nario dydi neprognozuojamas procesas, mat jam reikalingas atsitiktinis dviejų žvaigždžių suėjimas į vieną liniją, žiūrint iš Žemės. Taigi praktiškai kiekvienas toks atradimas yra vertas atskiros naujienos. O šiemet vienos žvaigždės masė išmatuota labai panašiu metodu, tačiau ne stebint kitos žvaigždės šviesio pokytį, bet nustatant, kiek dėl lęšiuojančios žvaigždės gravitacijos poveikio pasikeičia regimoji toliau esančios žvaigždės padėtis danguje arXiv versija.

Astroseismologija Visos žvaigždės virpa. Bangos, sklindančios per žvaigždes, nuolatos keičia jų spindulį ir šviesį. Pokyčiai nėra dideli, tačiau išmatuojami. Dar XX a. Panašiu metu prasidėjo ir kitų žvaigždžių šviesio kitimo dėl vibracijų tyrimai — astroseismologija. Tokie tyrimai leidžia gana tiksliai apskaičiuoti žvaigždžių spindulius. Spindulys ir seismologinė informacija leidžia apskaičiuoti ir masę, nors tiksliam apskaičiavimui reikia ir gero supratimo apie žvaigždės struktūrą.

Žvaigždėms, panašioms į Saulę, masės nustatymas yra netgi gana greitas procesas. Keplerio teleskopas surinko daugybę duomenų apie žvaigždžių vibracijas.

Astroseisminiai duomenys surinkti ir maždaug šimtui žvaigždžių, prie kurių aptiktos planetos. Vykstant šiai reakcijų grandinėlei, keturi vandenilio branduoliai virsta vienu helio branduoliu ir išsiskiria gana didelis kiekis 27 MeV energijos. Kai žvaigždėje yra anglies priemaišų, kurios veikia kaip katalizatorius, vyksta šiek tiek kitokia reakcijų grandinėlė. Helio branduoliai turi dvigubai didesnį elektros krūvį negu protonai, todėl heliui virsti sunkesniais elementais reikalinga dar aukštesnė - šimto milijonų laipsnių - temperatūra.

Ji susidaro po to, kai žvaigždės centre baigiasi vandenilio degimo reakcijos ir, vėstančiai plazmai neįstengiant atsverti gravitacijos jėgų, žvaigždė ima vėl trauktis į centrą. Tada du helio branduoliai jungiasi į nestabilų berilio branduolį, o šis prieš suskildamas kartais suspėja prisijungti dar vieną helio branduolį, ir susidaro anglis.

Taip palaipsniui žvaigždėse, esant pakankamai temperatūrai, vyksta vis sunkesnių elementų sintezė, tačiau išskiriamos energijos kiekis mažėja, didėjant nukleonų skaičiui branduoliuose. Sunkesnių už geležį elementų sintezei jau reikalinga papildoma energija, tad toks jungimasis nebegali būti žvaigždžių energijos šaltinis. Žvaigždės raida priklauso nuo jos masės - kuo ji didesnė, tuo aukštesnė temperatūra susidaro žvaigždės viduje ir tuo greičiau vyksta branduolinės reakcijos, vadinasi, tuo spartesnė žvaigždės evoliucija.

Be to, skirtingomis sąlygomis atsiveria vis kitokios raidos galimybės, tad mažos ir didelės masės žvaigždžių likimai esti skirtingi. Žmogus, tarsi vienadienė peteliškė, mato tik akimirką žvaigždės raidoje. Laimė, Galaktikoje yra labai daug įvairaus amžiaus žvaigždžių. Zvaigzdes apie nario dydi vertus. Žvaigždės pagrindinės charakteristikos yra jos paviršiaus temperatūra, nustatoma iš žvaigždės spalvos, ir šviesis - energija, kurią žvaigždė išspinduliuoja per l sekundę kadangi žvaigždės yra įvairiais atstumais nutolusios nuo Saulės, tai norint nustatyti šviesį, reikia išmatuoti ne tik stebimą žvaigždės ryškį spindesįbet ir atstumą ligi jos.

Tos dvi žvaigždžių charakteristikos įgalina sudaryti pačią žinomiausią astronomijoje - Hercšprungo Hertzsprung ir Raselo Russell diagramą, pavadintą jos autorių vardais dažnai sutrumpintai vadinamą HR diagrama.

Kiekvieną stebimą žvaigždę galima atvaizduoti tašku toje diagramoje, o panašias žvaigždes atitinka gretimi taškai. Daugumos žvaigždžių taškai išsidėsto išilgai kreivės, pavaizduotos punktyru. Tai pagrindinė žvaigždžių seka, jai priklauso daugelis žvaigždžių, išskyrus prožvaigždės bei vėlyvųjų stadijų žvaigždes. Kai žvaigždėje prasideda helio sintezės reakcija, jos taškas atsiduria toje kreivėje tuo aukščiau, kuo didesnė žvaigždės masė, taigi ir jos temperatūra.

Vėliau, vandeniliui virstant heliu, žvaigždė vis labiau įsidega, kyla Zvaigzdes apie nario dydi temperatūra ir didėja Zvaigzdes apie nario dydi, tad žvaigždė iš lėto kyla pagrindine seka aukštyn. Taigi naudojantis HR diagrama galima tirti ne tik žvaigždžių tipus, bet ir jų evoliuciją. Panagrinėkime Saulės raidą ji būdinga bet kuriai panašios masės žvaigždei.

Saulė įsidegė prieš 4,5 milijardo metų, jos to meto padėtis sekoje pažymėta mėlyna strėliuke. Dabar Saulė yra pasislinkusi diagramoje į viršų, betgi jos vandenilis dar toli gražu nėra išeikvotas, tad dar tris milijardus metų vyks lėta Saulės evoliucija išilgai pagrindinės sekos. Baigiantis vandenilio jungimosi reakcijai žvaigždės šerdyje, ši ima trauktis nes degimo produktų slėgis nebeatsveria traukos jėgųo medžiagai susi-spaudžiant, jos temperatūra pakyla.

Dėl to įkaista toliau esantis vandenilio sluoksnis - helio sintezės reakcija sklinda link žvaigždės išorės. Žvaigždė ima plėstis, jos šviesis stiprėja, ir žvaigždė nukrypsta nuo pagrindinės sekos, kildama diagramoje į viršų. Per maždaug pusę milijardo metų žvaigždės skersmuo išauga kelis šimtus kartų ir ji tampa raudonąja milžine.

Taigi kada nors ateityje Saulė gerokai išsiplės ir spinduliuos daugiau energijos: iš pradžių ji sudegins Merkurijų, dar vėliau, jai išsiplėtus beveik ligi Žemės orbitos, mūsų planeta irgi užvirs, išgaruos, o jos likučiai nukris į Saulę. Ši liūdna prognozė visai pagrįsta, laimė, tai įvyks dar labai negreit.

10 dydis yra normalus Penio dydziai ir laikai

Žvaigždės šerdžiai labai įkaitus, staiga - galingu žybsniu - prasideda helio jungimosi reakcija. Žybsniai vyksta ir vėliau, nes ta reakcija nėra stabili -jos sparta labai priklauso nuo temperatūros. Taigi žvaigždė išgyvena neramų kelių milijonų metų periodą, jos dydis dar išauga. Helio jungimosi reakcijai priartėjus Zvaigzdes apie nario dydi žvaigždės paviršiaus, jos šviesis dėl reakcijos nestabilumų ir kitų priežasčių pradeda pulsuoti - žvaigždė kurį laiką tampa kintamąja žvaigžde.

Galų gale išoriniai žvaigždės sluoksniai neatlaiko galingo jos spindulių veikimo ir išsilaksto į visas puses, sudarydami burbulo pavidalo ūką aplink žvaigždę. Likusioji žvaigždės dalis, palaipsniui gęstant branduolinėms reakcijoms, virsta iš pradžių baltąja, o po to juodąja nykštuke. Panašiai, bet žymiai greičiau evoliucionuoja žvaigždės, kurių masė keletą kartų didesnė už Saulės masę. Jeigu prožvaigždės masė viršija šimtą Saulės masių, tai jos centras labai greitai ir smarkiai susispaudžia bei įkaista, vandenilio jungimosi reakcija prasideda taip audringai, kad žvaigždė susprogsta ir išsilaksto į šalis.

Jei prožvaigždės masė yra mažiau nei šimtas, bet daugiau nei Saulės masių, jos irgi laukia katastrofa bei ypatingas likimas. Tokia žvaigždė gana greitai evoliucionuoja į supermilžinę su geležine šerdimi, kurioje nebevyksta jokios termobranduolinės reakcijos.

Šiam straipsniui ar jo daliai trūksta išnašų į šaltinius.

Kai tokios šerdies masė pasidaro lygi maždaug 1,5 Saulės masės, jos traukos jėga taip sustiprėja, kad jai nebegali atsispirti elektrinės jėgos tarp dalelių: protonai susijungia su elektronais ir virsta neutronais.