Astronomija

Zašto je Sunce manje masivno od ostalih G2V zvijezda?

Zašto je Sunce manje masivno od ostalih G2V zvijezda?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Stranica Wikipedije za zvijezde glavnog niza G-tipa navodi očekivanu masu i temperaturu zvijezda svake podklasifikacije:

$$ begin {niz} {c | c | c |} & text {Masa ($ M_ odot $)} & text {Temperatura (K)} hline text {G0V} & 1.15 & 5980 hline text {G1V} & 1.10 & 5900 hline text {G2V} & 1.07 & 5800 hline text {G3V} & 1.04 & 5710 hline text {G4V} & 1.00 & 5690 hline text {G5V} & 0.98 & 5620 hline text {G6V} & 0.93 & 5570 hline text {G7V} & 0.90 & 5500 hline text {G8V} & 0.87 & 5450 hline text {G9V} & 0.84 & 5370 hline end {array} $$

Spektralni tip određuje se samo kroz temperaturu zvijezde, a time i Sunca s temperaturom od $ text {5778 K} $ je nedvosmisleno G2V zvijezda.

Međutim, Sunce je primjetno manje masivno od ostalih G2V zvijezda. Žašto je to? Ili, drugi način postavljanja pitanja, zašto je Sunce vruće od ostalih zvijezda iste mase (G4V)?


Nije. Upravo ste dobili prevrtljivi sto sa wikipedije.

Ovdje je modernija (i dobro korištena) verzija.

Navodi

G1V 1,07 5880

G2V 1,02 5770

G3V 1,00 5720

Ovo je prosjek odnos. Najbliži i najkonzistentniji odnos bit će između spektralnog tipa i efektivne temperature, a Suncu se u pravilu pripisuje spektralna klasa G2V i $ T _ { rm eff} simeq 5780 $ K.

Razlog za bilo kakve male razlike na stoti od nivoa solarne mase sa masom u tablici mogao bi biti taj što Sunce ima malo drugačiji sastav od prosječne zvijezde koja definira ovaj stol. Starost Sunca teško da će biti glavni faktor. Prema većini modela, temperatura Sunca povećava za samo 100 K između milijardu godina i oko 8 milijardi godina, a zatim se malo ohladi. S druge strane, zvijezde poput Sunca gube malo mase kako stare, uglavnom zahvaljujući zvjezdanom vjetru. Sunce je, međutim, otprilike prosječne starosti za ranu G zvijezdu u našem galaktičkom susjedstvu.


Ovo je još jedan primjer "to je Wikipedia za vas."

Autori tog članka na Wikipediji odlučili su izvući tablicu iz knjige koja je zauzvrat izvukla podatke iz opskurnog članka. Napisao sam "nejasno" jer se na članak referira jednom u dvije ili tri godine od objavljivanja prije tri decenije. Još gore, ispravan naslov tabele Wikipedije trebao bi biti "Termički parametri kasni tip zvijezde glavnog niza. "Naše Sunce je sredovječno. Još uvijek nije zvijezda glavnog slijeda kasnog tipa.

The kasni tip je ključno. Dvije zvijezde G klase iste mase iste mase mogu se razlikovati u osvjetljenju tri puta, ovisno o starosti. Glavna sekvenca nije linija. Umjesto toga, to je bend. Procjenjuje se da je naše Sunce bilo 30% manje svjetleće nego što je sada kada je prvi put izašlo na glavnom nizu, a procjenjuje se da je dvostruko svjetlije nego sada kada konačno izlazi iz glavnog niza. Zvijezde tipa G postaju svjetlije sa starenjem, ali postaju i veće. Prividna temperatura opada kako stare zvijezde tipa G, jer povećanje veličine nadvladava porast sjaja.

Dno: Sve što pročitate u Wikipediji uzmite s velikom rezervom.


Masa zvijezda

[/ caption]
Masi se zvijezde mogu kretati od najmanje masivnih zvijezda crvenih patuljaka do čudovišnih hipergiganskih zvijezda. Pogledajmo masu zvijezda različitih veličina.

Najmanje masivne zvijezde u Svemiru su crvene patuljaste zvijezde. To su zvijezde sa manje od 50% mase Sunca, a mogu biti i do 7,5% mase Sunca. Ova malena masa minimalna je gravitaciona sila koja vam je potrebna da bi zvijezda mogla podići temperaturu u svom jezgru do te mjere da nuklearna fuzija može započeti. Ako je objekt manji od ovih 7,5%, ili oko 80 puta više od mase Jupitera, astronomi nikada neće moći pokrenuti ove neuspjele zvijezde nazvati smeđim patuljcima. Umjesto nuklearne fuzije u jezgri, smeđi patuljci se zagrijavaju gravitacijskim trenjem njihovog tekućeg kolapsa.

Iznad 50% mase Sunca počinjete dobivati ​​i druge boje osim crvene. Najmanje masivne zvijezde su narančaste, zatim žute, pa bijele. Naše vlastito Sunce govori o najmanje masivnom primjeru bijele zvijezde (izgleda žuto, ali to samo zbog atmosfere Zemlje).

Najmasovnije zvijezde su plavi divovi, supergiganti i hipergigovi. Na primjer, Rigel je najsjajnija zvijezda u sazviježđu Orion. Ima 17 puta veću masu od Sunca i odaje 66 000 puta veću energiju od Sunca.

Ali još ekstremniji primjer je plavi hipergiant Eta Carinae, udaljen oko 8.000 svjetlosnih godina. Smatra se da Eta Carinae ima 150 puta veću masu od Sunca i daje 4 miliona puta više energije. Star je vjerojatno manje od 3 miliona godina, a astronomi pretpostavljaju da će detonirati kao supernova u roku od 100.000 godina. Najmasovnije zvijezde žive najkraće.

Napisali smo mnogo članaka o zvijezdama ovdje na Universe Today. Evo članka o gornjim granicama mase zvijezda i otkriću zvijezde veličine Jupitera.

Snimili smo nekoliko epizoda Astronomije Cast o zvijezdama. Evo dvije koje bi vam mogle biti korisne: Epizoda 12: Odakle dolaze dječje zvijezde i Epizoda 13: Gdje zvijezde odlaze kad umru?


Naučnici se slažu oko masivnog sistema zvijezda

Utisak umetnika o galaksiji. Zasluge: Pixabay

Ranije ove godine, međunarodni tim naučnika najavio je drugo otkrivanje signala gravitacionog vala od sudara dvije neutronske zvijezde. Događaj, nazvan GW190425, zbunjuje: Kombinovana masa dviju neutronskih zvijezda veća je od bilo kojeg drugog posmatranog binarnog neutronskog sistema. Kombinovana masa je 3,4 puta veća od mase našeg sunca.

Binarna neutronska zvijezda ove masive nikada nije viđena u našoj galaksiji, a naučnike je mistificiralo kako je mogla nastati - sve do sada. Tim astrofizičara iz ARC-ovog Centra izvrsnosti za otkrivanje gravitacijskog vala (OzGrav) misli da bi mogao imati odgovor.

Binarne neutronske zvijezde emitiraju gravitacijske valove - talasaju se u prostoru-vremenu - dok se okreću jedna oko druge, a naučnici mogu otkrivati ​​te talase kad se neutronske zvijezde spoje. Gravitacijski talasi sadrže informacije o neutronskim zvijezdama, uključujući njihove mase.

Gravitacijski talasi iz svemirskog događaja GW190425 govore o binarnoj strukturi neutronskih zvijezda masivnijoj od bilo koje binarne jedinice neutronske zvijezde koja je prethodno promatrana, bilo putem radio-talasa ili astronomije gravitacionih valova. Nedavno istraživanje koje je vodio dr. OzGrav student Isobel Romero-Shaw sa Univerziteta Monash predlaže formacijski kanal koji objašnjava i veliku masu ove binarne datoteke i činjenicu da se slični sistemi ne primjećuju kod tradicionalnih tehnika radio astronomije.

Romero-Shaw kaže: "Predlažemo da je GW190425 nastao postupkom koji se naziva 'nestabilni slučaj masovnog prijenosa mase'", postupkom koji je prvotno definiran 1981. godine. Počinje s neutronskom zvijezdom koja ima zvjezdanog partnera: helijevu (He) zvijezdu sa jezgrom ugljenik-kiseonik (CO). Ako se helijev dio zvijezde proširi dovoljno daleko da zahvati neutronsku zvijezdu, ovaj helijev oblak na kraju gura binarni element bliže prije nego što se rasprši. Jezgro ugljenik-kiseonik zvezde tada eksplodira u supernovi i sruši se na neutronsku zvezdu. "

Zasluge: Carl Knox, ARC centar izvrsnosti za otkrivanje gravitacijskog vala (OzGrav)

Binarne neutronske zvijezde koje se formiraju na ovaj način mogu biti znatno masivnije od onih koje se posmatraju kroz radio talase. Takođe se vrlo brzo spajaju nakon eksplozije supernove, što čini malo vjerovatnim da budu uhvaćeni u istraživanjima radio astronomije.

"Naša studija ističe da bi proces nestabilnog prenosa mase BB mogao biti način na koji se formirao masivni zvjezdani sistem," kaže Romero-Shaw.

Istraživači OzGrav-a su takođe koristili nedavno razvijenu tehniku ​​za mjerenje ekscentričnost binarnog - koliko orbitalni oblik zvjezdanog sistema odstupa od kruga. Njihovi nalazi su u skladu s nestabilnim slučajem BB masovnog prijenosa.

Trenutni zemaljski detektori gravitacijskog vala nisu dovoljno osjetljivi na tačno izmjerite ekscentričnost, međutim, budući detektori - poput svemirskog detektora LISA, koji treba da bude lansiran 2034. godine - omogućit će naučnicima da naprave tačnije zaključke.


Naše sunce je čudno 'tiha' zvijezda - i to je sreća za sve nas

Hvala vašim sretnim zvijezdama sunce je prilično čudno, kako su naučnici naučili upoređujući njegovu aktivnost sa sličnim zvijezdama.

U novom istraživanju, astronomi su upoređivali sjaj našeg sunca tokom vremena sa podacima prikupljenim na drugim zvijezdama NASA-in svemirski teleskop Kepler i od strane Evropske svemirske agencije Misija mapiranja zvijezda Gaia. Rezultat je popis zvijezda približno iste veličine našeg sunca. Ali u usporedbi s ovim zvijezdama, svjetlost našeg sunca varira znatno manje, što sugerira da je mirnije od ostalih zvijezda približno iste veličine.

"Bili smo vrlo iznenađeni da je većina zvijezda sličnih suncu mnogo aktivnija od sunca", Alexander Shapiro, fizičar sa Instituta Max Planck za istraživanje sunčevog sistema u Njemačkoj i koautor novog istraživanja, navodi se u izjavi.

Naučnici su, naravno, dobro upoznati sa trenutnim ponašanjem sunca i imaju astronomska posmatranja tamnih mrlja na njegovoj površini unatrag oko 400 godina. Oni sunčeve mrlje su ključne informacije o sunčevoj aktivnosti: Pokreće ih sunčevo magnetno polje i iz njih proizlaze masivni izlivi zračenja i materije.

Da bi razumjeli šta je sunce radilo prije nego što su ti zapisi započeli, naučnici mogu protumačiti mnoštvo tipova podataka, poput nivoa određenih elemenata u prstenovima drveća i drevnog leda. Uz pomoć ovih pomagala, istraživači su napravili procjene sunčeva aktivnost seže unazad oko 9000 godina. Istraživači su rekli da se moderno sunce poklapa s tim rekordima - ali to ne znači da je tih 9 000 godina reprezentativno za 4,6 milijardi godina postojanja Sunca.

"U poređenju sa cijelim životnim vijekom sunca, 9.000 godina je poput treptaja oka", rekao je u istoj izjavi Timo Reinhold, vodeći autor nove studije i astrofizičar s Instituta Max Planck za istraživanje sunčevog sistema. "Moguće je zamisliti da sunce prolazi kroz mirnu fazu hiljadama godina i da stoga imamo iskrivljenu sliku naše zvijezde."

Reinhold i njegove kolege željeli su uporediti poznatu aktivnost sunca sa onim što rade druge slične zvijezde. Naučnici ne mogu direktno pratiti sunčeve pjege na udaljenim zvijezdama, ali ove tamne mrlje na zapaljenoj kugli plazme utječu na sjaj zvijezde. Jer sve zvijezde se okreću, sunčeve pjege nose se oko zvijezde, što uzrokuje njezinu fluktuaciju - a naučnici vrlo dobro znaju kako pratiti promjene u sjaju zvijezde tokom vremena.

Ta vrsta podataka čini okosnicu jedne od glavnih tehnika astronoma za otkrivanje egzoplaneta, a NASA-in svemirski teleskop Kepler prilagođen je za mjerenje sitnih promjena u sjaju pojedine zvijezde tokom vremena. Tako su istraživači koji stoje iza nove studije iskopali te podatke.

Astronomi su suzili kolekciju od desetina hiljada zvijezda fokusirajući se na one s približno istom površinskom temperaturom, površinskom gravitacijom, starošću i metalnošću kao naše sunce. Zatim su te zvijezde podijelili u dvije serije: jednu koja sadrži 369 zvijezda koje se okreću svakih 20 do 30 dana i drugu sa 2.529 zvijezda za koje naučnici nisu uspjeli izračunati period rotacije. (Sunce se okreće svakih 24,5 dana, ali taj spin vjerojatno ne bi mogao otkriti vanzemaljski astrofizičari koji koriste iste tehnike kao i ljudi, pa su obje ove skupine zvijezda važne.)

Zatim su istraživači analizirali obje ove grupe zvijezda kako bi razumjeli nivo njihove aktivnosti i kako se uspoređuju sa suncem. Zvijezde sa poznatim stopama rotacije bile su u prosjeku mnogo aktivnije nego što je bilo naše sunce u posljednjih 9000 godina - oko pet puta aktivnije. Zvijezde bez praćenih rotacija bile su manje aktivne, puno više u skladu sa suncem.

Taj rascjep predstavlja zagonetku za naučnike: Ili postoji nešto suštinski različito između zvijezda koje se mogu zaključati i zvijezda koje se ne mogu otključati, ili je nešto učinilo Sunce mnogo tišim od zvijezda poput njega barem posljednjih 9000 godina.

Trenutno nema načina da se utvrdi šta je tačno. Ali definitivno nije loše što je naše sunce relativno mirno: svoje ispadi mogu ugroziti našu tehnologiju u orbiti i na Zemljinoj površini, i ako bi bila vrlo, vrlo aktivna, sunčeva narav bi mogla ugroziti sam život. Srećom, nema naznaka da će se sunce uskoro uskomešati, a naučnici su predvidjeli da bi predstojeći 11-godišnji solarni ciklus trebao biti razumno ukroćen.

Istraživanje je opisano u papir objavljeno 1. maja u časopisu Science.

Na ograničeno vrijeme možete pretplatiti digitalnu pretplatu na bilo koji od naših najprodavanijih naučnih časopisa za samo 2,38 dolara mjesečno ili 45% manje od standardne cijene za prva tri mjeseca. Pogledajte ponudu

Pridružite se našim svemirskim forumima da biste nastavili razgovarati o najnovijim misijama, noćnom nebu i još mnogo toga! A ako imate savjet za vijesti, ispravak ili komentar, javite nam na: [email protected]

Vrlo zanimljiv izvještaj. Evo još jedne poveznice na tu temu: Sunce je manje aktivno od ostalih zvijezda sličnih Suncu

"Nivoi aktivnosti zvijezda sličnih Suncu. Magnetska aktivnost na Suncu dovodi do sunčevih bljeskova, izbacivanja koronalne mase i drugog svemirskog vremena koje utječe na Zemlju. Slična aktivnost na drugim zvijezdama može odrediti nastanjivost bilo kojih egzoplaneta u orbiti. Reinhold i suradnici analizirali su sjaj varijacije zvijezda uočene kosmičkim teleskopima Kepler i Gaia da bi se zaključilo o njihovim nivoima aktivnosti (vidi Perspektivu Santosa i Mathura). Otkrili su da je Sunce manje aktivno od većine od 369 zvijezda solarnog tipa u njihovom uzorku (one sa Ostaje nejasno da li je Sunce trajno manje aktivno od ostalih zvijezda svog tipa ili se nivo njegove aktivnosti razlikuje tokom mnogih hiljada ili miliona godina. Sažetak Magnetska aktivnost Sunca i drugih zvijezda uzrokuje njihovu svjetlost Istražili smo koliko se tipična Sunčeva varijabilnost uspoređuje sa ostalim zvijezdama sličnim Suncu, tj. onima sa efektivnim temperaturama i periodima rotacije blizu Sunca. Nakon 4 godine fotometrijskih posmatranja sa svemirskog teleskopa Kepler sa astrometrijskim podacima sa svemirske letjelice Gaia, uspjeli smo izmjeriti fotometrijske varijabilnosti 369 zvijezda sličnih Suncu. Većina onih s dobro određenim periodima rotacije pokazala je veću varijabilnost od Sunca i stoga su znatno aktivnije. Izgleda da su ove zvijezde gotovo identične Suncu, osim što imaju veću varijabilnost. Stoga pretpostavljamo da bi Sunce potencijalno moglo proći kroz epohe tako velike varijabilnosti. "

Sunce se na svom ekvatoru vrti oko 2 km / s, neke zvijezde u ovoj studiji vrte se blizu 3 km / s. Drugi izvještaj pokazuje da je Sunce vrlo okrugli objekt. Sunčeve gotovo savršeno okrugle oblike zbunjuju Naučnici Ljudi mogu upoređivati ​​naše Sunce s ostalim zvijezdama za koje se izvještava da se nalaze egzoplanete, http://exoplanet.eu/ Izgleda da je naše Sunce vrlo dobro za život ovdje na Zemlji.

S obzirom na to da se naša zvijezda nalazi u relativno mirnom dijelu susjedstva galaksije, čovjek se pita gdje su u galaksiji ove druge zvijezde koje se posmatraju. Da li su u gušćim nakupinama zvijezda u spiralnom kraku galaksije?

Sunčev neobično slab broj sunčevih pjega tokom posljednje decenije ne bi se trebao smatrati mjerom izlazne energije Sunca (tj. Sjajnosti). Mislim da se i dalje ne mijenja za više od oko 0,1%, tako da ne tražite hladno ljeto. :)

Ciklus slabih sunčevih pjega stvara slabu solarnu mag. polje. Ovo slabije magnetsko polje omogućit će povećanje broja kosmičkih čestica (npr. Protona vrlo visoke energije) koje se ulijevaju u našu atmosferu. Postoje istraživanja koja pokazuju da ove čestice mogu uzrokovati stvaranje oblaka, odražavajući na taj način više sunčevog zračenja, pomažući tako u hlađenju naše atmosfere. Ne znam da li mainstream drži da ovo pomaže u velikoj mjeri ili samo na sićušan način, ili uopće ne.

Otkriveno je da je postojao jedan kozmički zrak (proton) koji je pogodio našu atmosferu imajući energiju brze lopte Nolana Ryana. S obzirom na veličinu protona, to mi je jednostavno nevjerovatno.


Keplerove opservacije sugeriraju da Superflare izbijaju u zvijezdama tipa G2V

Sunčeve baklje se događaju kada se petlje magnetskog polja koje se provlače kroz sunčeve mrlje uvijaju i lome, proizvodeći ogromne količine zračenja koje ubrzavaju nabijene čestice u svemir. Najveći koji je Sol ikada proizveo u zabilježenoj istoriji bio je 1. septembra 1859. godine, a primijetio ga je britanski astronom Richard Carrington. Nekoliko sati kasnije, polarne svjetlosti viđene su u tropskim geografskim širinama i telegrafske linije su bacale iskre, čak i kad su bile odvojene od baterija.

Plamen do 10 miliona puta energičniji od Carringtonovog događaja povremeno je primećen kod drugih zvijezda, ali ta su opažanja bila pjegava. NASA-ina svemirska letjelica Kepler neprekidno je promatrala isti dio neba i tražila je promjene u sjaju zvijezda koje bi mogle signalizirati orbitiranje planeta.

Hiroyuki Maehara, astronom sa Univerziteta Kyoto u Japanu, i njegove kolege dovršili su analizu 120 dana Keplerovih posmatranja 2009. Od 83.000 zvijezda tipa G2V poput Sola, 148 (0,2%) imalo je superbljesak s energijama 10 do 10 000 puta veći od Carringtonovog događaja. Svoje nalaze su objavili u časopisu Priroda.

Većina superbljeskova dogodila se u zvijezdama koje su se rotirale za manje od 10 dana, što se i očekivalo jer zvijezde koje se brzo okreću imaju više magnetne energije. Otprilike četvrtina superbljeskova dogodila se na sporije okretajućim zvijezdama poput Sola, kojem je potrebno oko mjesec dana da završi rotaciju.

Ranije se mislilo da bi za to mogla biti kriva magnetna interakcija sa planetama sličnim Jupiteru, ali nijedna od 148 superzvjezdanih zvijezda uočenih u ovim Keplerovim podacima nije imala planetu sličnu Jupiteru. Sada se činilo malo vjerojatnim da bi planeta mogla slučajno izbiti ove baklje. Sporije rotirajuće zvijezde mogu pohraniti svoju magnetsku energiju i osloboditi ih u obliku superbljeskova. Misterija je kako i zašto se to događa.

Iako je nevjerovatno da je Sol mogao imati superbljeskove, prije milijarde godina situacija je mogla biti drugačija. Međutim, ako bi se na Solu pojavile izuzetno velike sunčeve pjege, mogle bi se pojaviti superbljeskove. Zračenje bi moglo uništiti ozonski omotač i izazvati puls masovnog izumiranja.


Zašto je Sunce manje masivno od ostalih G2V zvijezda? - Astronomija

EnchantedLearning.com je stranica koju podržavaju korisnici.
Kao bonus, članovi web stranice imaju pristup verziji web stranice bez natpisa sa stranicama pogodnim za štampu.
Kliknite ovdje da biste saznali više.
(Već ste član? Kliknite ovdje.)

Možda će vam se svidjeti i:
Smrt zvijezda sličnih suncu - Uvećaj astronomijuZvjezdana smrt (Najveće zvijezde) - Uvećaj astronomijuOstali solarni sistemi - zum astronomijaŽivotni ciklus zvijezda - Zumirajte astronomijuRođenje zvijezda - Uvećaj astronomijuDanašnja istaknuta stranica: Napišite dijelove govora: Radni list za ispis

Procjena nivoa pretplatnika za ovu stranicu: 8. - 9
Sadržaj Začarano učenje
Sve o astronomiji
Indeks lokacija
Naš Sunčev sistem Zvijezde Rječnik Printables, Radni listovi i aktivnosti
Sunce Planete Mjesec Asteroidi Kuiperov pojas Komete Meteori Astronomi

-->
Zvijezde
Životni ciklus Nuklearna fuzija Najblistavije zvijezde Galaksije Ostali solarni sistemi Sazviježđa Zašto zvijezde svjetlucaju
Rođenje Smrt Vrste zvijezda Najbliže zvijezde Maglice Major Stars Zodijak Aktivnosti, linkovi

Rođenje zvijezda Smrt zvijezda
Zvijezde poput sunca
(Do 1,5 puta veće mase Sunca)
Ogromne zvijezde
(Od 1,5 do 3 puta veća masa Sunca)
Giant Stars
(Preko 3 puta mase Sunca)

SMRT ZVEZDA
Zvijezde se šire kako stare. Kako njihova jezgra ostaje bez vodika, a zatim i helija, kontakti jezgre i vanjski slojevi se šire, hlade i postaju manje svijetli. Ovo je crveni div ili crveni super div (ovisno o početnoj masi zvijezde). Na kraju će se srušiti i eksplodirati. Životni vijek zvijezde i eventualna sudbina određeni su izvornom masom zvijezde.

Životni vijek :
Najmasovnije zvijezde imaju najkraći život. Zvijezde koje su 25 do 50 puta veće od Sunčevih žive samo nekoliko miliona godina. Tako brzo umiru jer sagore ogromne količine nuklearnog goriva.

Na primjer, Betelgeuse (druga po sjaju zvijezda u Orionu) crvena je supergigantska zvijezda koja je oko 20 puta masivnija od Sunca. Otprilike je 14.000 puta sjajniji od Sunca i sagorijeva nuklearno gorivo brzinom 14.000 puta bržom od sunčeve. Sunce će živjeti oko 7000 puta duže od masivne zvijezde poput Betelgeusea.

Zvijezde poput našeg Sunca žive oko 10 milijardi godina. Zvijezde manje masivne od Sunca imaju još duži životni vijek.

Sudbina zvijezde:
Zvijezda će postati ili crni patuljak, neutronska zvijezda ili crna rupa, ovisno o tome koliko je bila masivna. .

Sunčeve zvijezde (masa ispod 1,5 puta veće od mase Sunca) -> Crveni div -> Planetarna maglica -> Bijeli patuljak -> Crni patuljak

Ogromne zvijezde (masa između 1,5 do 3 puta veće od mase Sunca) -> Crveni SuperGiant -> Supernova -> Neutron Star

Divovske zvijezde (masa preko 3 puta veća od mase Sunca) -> Crveni SuperGiant -> Supernova -> Crna rupa

EVOLVED STAR
Evoluirana zvijezda je stara zvijezda koja je pred kraj svog postojanja. Nuklearnog goriva uglavnom nema. Zvijezda gubi masu sa svoje površine, stvarajući zvjezdani vjetar (plin koji se izbacuje s površine zvijezde). Starije zvijezde proizvode više zvjezdanog vjetra od mlađih.


Severozapadno sada

Prvi model visoke rezolucije koji simulira čitav oblak plina u kojem se rađaju zvijezde


Tim koji uključuje astrofizičare Univerziteta Northwestern razvio je do sada najrealističniju 3D simulaciju stvaranja zvijezda u najvećoj rezoluciji. Rezultat je vizualno zapanjujuće, matematički vođeno čudo koje omogućava gledateljima da lebde oko šarenog oblaka plina u 3D prostoru dok gledaju kako blistave zvijezde izranjaju.

Nazvan STARFORGE (Stvaranje zvijezda u plinovitom okruženju), računski okvir je prvi koji simulira čitav oblak plina - 100 puta masivniji nego što je ranije bilo moguće i pun živih boja - gdje se rađaju zvijezde.

To je ujedno i prva simulacija koja simulira istovremeno stvaranje, evoluciju i dinamiku zvijezda, uzimajući u obzir povratne informacije zvijezda, uključujući mlaznice, zračenje, vjetar i aktivnosti supernova u blizini. Dok su druge simulacije uključivale pojedinačne vrste zvezdanih povratnih informacija, STARFORGE ih zajedno stavlja kako bi simulirao kako ti različiti procesi međusobno djeluju kako bi utjecali na stvaranje zvijezda.

Claude-André Faucher-Giguère

Koristeći ovaj prekrasni virtualni laboratorij, istraživači imaju za cilj istražiti dugogodišnja pitanja, uključujući zašto je stvaranje zvijezda sporo i neefikasno, što određuje masu zvijezde i zašto zvijezde imaju tendenciju da se formiraju u nakupinama.

Istraživači su već koristili STARFORGE kako bi otkrili da protozvezdani mlazovi - velike brzine plina koji prate stvaranje zvijezda - igraju vitalnu ulogu u određivanju mase zvijezde. Izračunavanjem tačne mase zvijezde, istraživači tada mogu odrediti njen sjaj i unutarnje mehanizme, kao i napraviti bolja predviđanja o njenoj smrti.

Novo prihvaćena u Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, napredna kopija rukopisa, koja detaljno opisuje istraživanje novog modela, danas se pojavila na mreži. Prateći članak, koji opisuje kako mlazovi utiču na stvaranje zvijezda, objavljen je u istom časopisu u februaru 2021. godine.

"Ljudi simuliraju stvaranje zvijezda već nekoliko decenija, ali STARFORGE je kvantni skok u tehnologiji", rekao je Michael Grudić iz Northwestern-a, koji je bio suvoditelj rada. „Ostali modeli su mogli simulirati samo mali dio oblaka gdje se formiraju zvijezde - ne i cijeli oblak u visokoj rezoluciji. Ne videći veliku sliku, nedostaje nam puno faktora koji bi mogli utjecati na ishod zvijezde. "

Razumijevanje odakle dolazimo i kako se nalazimo u svemiru na kraju zavisi od razumijevanja porijekla zvijezda. ”

"Kako nastaju zvijezde u velikoj je mjeri središnje pitanje u astrofizici", rekao je Claude-André Faucher-Giguère, sjeverozapadnjak, stariji autor studije. „Bilo je vrlo izazovno pitanje za istraživanje zbog niza fizičkih procesa koji su uključeni. Ova nova simulacija pomoći će nam da se direktno obratimo osnovnim pitanjima na koja ranije nismo mogli definitivno odgovoriti. "

Grudić je postdoktorand u Centru za interdisciplinarno istraživanje i istraživanje astrofizike Northwestern (CIERA). Faucher-Giguère je izvanredni profesor fizike i astronomije na Weinberg College of Arts and Sciences i član CIERA-e. Grudić je zajedno vodio rad s Dávidom Guszejnovom, postdoktorandom na Univerzitetu Texas u Austinu.

Od početka do kraja, stvaranje zvijezda traje desetine miliona godina. Pa čak i dok astronomi promatraju noćno nebo kako bi uvidjeli proces, mogu vidjeti samo kratki snimak.

Michael Grudić

"Kada promatramo stvaranje zvijezda u bilo kojoj regiji, sve što vidimo su mjesta nastanka zvijezda zamrznuta u vremenu", rekao je Grudić. "Zvijezde se također formiraju u oblacima prašine, tako da su uglavnom skrivene."

Da bi astrofizičari mogli sagledati puni, dinamični proces nastanka zvijezda, moraju se osloniti na simulacije. Da bi razvio STARFORGE, tim je uključio računski kod za više fenomena u fizici, uključujući plinsku dinamiku, magnetska polja, gravitaciju, grijanje i hlađenje i procese povratnih informacija zvijezda. Ponekad su potrebna puna tri mjeseca da bi se pokrenula jedna simulacija, modelu je potreban jedan od najvećih superračunara na svijetu, objekt koji podržava Nacionalna zaklada za nauku, a upravlja Teksaški napredni računski centar.

Rezultirajuća simulacija pokazuje masu gasa - desetine do miliona puta veću od mase sunca - koji pluta u galaksiji. Kako se oblak plina razvija, on stvara strukture koje se urušavaju i raspadaju u dijelove, koji na kraju formiraju pojedinačne zvijezde. Jednom kad se zvezde formiraju, ispaljuju mlaznice gasa sa oba pola, probijajući se kroz okolni oblak. Proces se završava kada više nema plina za stvaranje više zvijezda.

Izlijevanje mlaznog goriva na modeliranje

Već je STARFORGE pomogao timu da otkrije ključni novi uvid u formiranje zvijezda. Kada su istraživači izveli simulaciju bez računanja mlaznjaka, zvijezde su na kraju bile prevelike - 10 puta veće od mase sunca. Nakon dodavanja mlaznica simulaciji, mase zvijezda postale su mnogo realnije - manje od polovine mase sunca.

"Mlaznice ometaju dotok plina prema zvijezdi", rekao je Grudić. „Oni u suštini ispušuju plin koji bi završio u zvijezdi i povećavaju njezinu masu. Ljudi sumnjaju da bi se to moglo dogoditi, ali, simulirajući čitav sistem, čvrsto razumemo kako on funkcionira. "

Osim razumijevanja više o zvijezdama, Grudić i Faucher-Giguère vjeruju da nam STARFORGE može pomoći da naučimo više o svemiru, pa čak i nama samima.

"Razumijevanje nastanka galaksije zavisi od pretpostavki o stvaranju zvijezda", rekao je Grudić. „Ako možemo razumjeti stvaranje zvijezda, onda možemo razumjeti i stvaranje galaksije. I razumijevanjem stvaranja galaksija, možemo razumjeti više o tome od čega je svemir sazdan. Razumijevanje odakle dolazimo i kako se nalazimo u svemiru na kraju zavisi od razumijevanja porijekla zvijezda. "

"Poznavanje mase zvijezde govori nam o njezinu sjaju, kao io tome kakve se nuklearne reakcije događaju u njoj", rekao je Faucher-Giguère. "Uz to možemo saznati više o elementima koji se sintetišu u zvijezdama, poput ugljika i kiseonika - elementima od kojih smo i mi napravljeni."

Studiju „STARFORGE: Prema sveobuhvatnom numeričkom načinu formiranja i povratnih informacija jata zvijezda“ podržali su Nacionalna naučna fondacija i NASA.


Zašto je Sunce manje masivno od ostalih G2V zvijezda? - Astronomija

Robert Sanders, Odnosi s medijima

Novi model masivnog stvaranja zvijezda od strane astrofizičara sa Kalifornijskog univerziteta u Berkeleyu konačno rješava problem. Proširujući široko prihvaćenu teoriju o stvaranju zvijezda male mase, izračunali su da bi zvijezde oko 100 puta veće mase Sunca nastale za oko 100 000 godina.

Za usporedbu, smatra se da je naše sunce nastalo u znatno manje gustom molekularnom oblaku za oko nekoliko stotina hiljada godina.

Model takođe sugerira da protozvijezde najverovatnije rastu padom plina iz okolnog molekularnog oblaka, a ne sudarom niza manjih zvijezda, kako su neki astronomi predložili.

"Te su masivne zvijezde vrlo važne jer proizvode većinu teških elemenata od kojih smo napravljeni", rekao je Christopher McKee, profesor astronomije i fizike i predsjedavajući fizike na UC Berkeley i jedan od dvojice koautora rada koji opisuje model koji se ove sedmice pojavljuje u britanskom časopisu Nature. "Ali prethodne su teorije uglavnom bile fenomenološke i sugerirale su vrijeme nastanka u rasponu od hiljadu godina do miliona godina. Neke od tih teorija govorile su da će trebati čitav život zvijezde da bi nastala.

"Pravilnim proširenjem teorije (bivši astronom UC Berkeley) Frank Shu razvio je prije mnogo godina, mogli smo predvidjeti koliko će vremena trebati masivnoj zvijezdi da stane. Stavili smo teoriju masivne formacije zvijezda na čvršćim nogama. "

Jedan od problema u modeliranju formiranja masivnih zvijezda, rekao je koautor Jonathan C. Tan, bivši postdiplomac na UC Berkeley, koji je sada postdoktorand na Opservatoriji sveučilišta Princeton, taj što su zvijezde toliko vruće da pritisak radijacije gura otpadni plin i prašina. Budući da svoje nuklearno gorivo izgaraju tako brzo, imaju relativno kratak životni vijek: samo 3 miliona godina, u poređenju sa 10 milijardi godina našeg sunca.

Kao rezultat toga, neki su zaključili da masivne zvijezde nikada neće moći narasti dovoljno velikim nakupinama. Umjesto toga, predložili su da masivne zvijezde nastaju sudarom nekoliko manjih zvijezda, iako bi se činilo da gustina protozvijezda u nakupinama zvijezda ovo čini rijetkim događajem.

Međutim, ono što su otkrili McKee i Tan je da je pritisak padajućeg plina više nego dovoljan da se prevlada pritisak zračenja protozvijezde.

"Moraju se uzeti u obzir vrlo visoki pritisci u regijama koje stvaraju zvijezde", rekao je Tan. "Gustine i ram pritisci povezani sa padom plina su dovoljno jaki da prevladaju pritisak zračenja i pojačaju brzinu prirastanja na zvijezdu."

Zanimljivo je da stvarno vrijeme formiranja ne ovisi jako o masi zvijezde. Dok se zvijezda mase 100 sunčevih zraka formira za oko 100 000 godina, zvijezda sa masom sunca - sto puta manjom - formirala bi se samo tri puta brže - za oko 30 000 godina.

"Ovo nam pomaže da shvatimo kako se formiraju nakupine, jer nema direktnih dokaza, na primjer u maglici Orion, jednom od najbližih jata, da su masivne zvijezde nastale u različito vrijeme od zvijezda male mase", rekao je Tan.

Prihvaćenu teoriju o stvaranju zvijezda male mase iznio je Frank Hsia-San Shu, astronom UC Berkeley, koji je početkom ove godine napustio mjesto predsjednika Nacionalnog univerziteta Tsing Hua na Tajvanu. Izračunao je da će se međuzvjezdani oblaci atomskog i molekularnog vodoničnog plina, helijuma i prašine početi urušavati pod vlastitom težinom, kovitlajući se i izravnavajući se na disk. As material fell inward, the pressure and temperature would rise as the gravitational energy is converted to heat.

A protostar eventually would form at the center of the collapsing accretion disk, heated by its own gravitational energy, and continue to draw more matter onto it until it was large enough to trigger nuclear fusion at the core.

McKee and Tan applied this theory to the much more extreme conditions observed in the densest regions of giant molecular clouds, where massive stars are observed to form. The model will help them understand other processes in massive star formation, such as the production of high-powered jets as matter accretes onto a star, and the protostar mass at which nuclear burning in the core produces enough radiation to outshine the glowing accretion disk.

"This is certainly going to be important in understanding star clusters," said Tan.

McKee agreed, noting that massive stars are hard to study because their early stages are hidden behind a veil of gas and dust.

"Massive star research is way behind research on low-mass stars," he said. "It's definitely going to be a very active area of research during the coming decade."

The research was supported by the National Science Foundation and the Center for Star Formation Studies, which is funded by the National Aeronautics and Space Administration.


Pinning down the sun’s birthplace just got more complicated

Many astronomers think that a loose association of thousands of stars, like the cluster NGC 2244 in the Rosette Nebula shown here, is where the sun was born. A new study suggests there’s another possibility.

JPL-Caltech/NASA, Univ. of Ariz.

Share this:

The sun could come from a large, loose-knit clan or a small family that’s always fighting.

New computer simulations of young stars suggest two pathways to forming the solar system. The sun could have formed in a calm, large association of 10,000 stars or more, like NGC 2244 in the present-day Rosette Nebula, an idea that’s consistent with previous research. Or the sun could be from a violent, compact cluster with about 1,000 stars, like the Pleiades, researchers report July 2 in the Astrophysical Journal.

Whether a star forms in a tight, rowdy cluster or a loose association can influence its future prospects. If a star is born surrounded by lots of massive siblings that explode as supernovas before a cluster spreads out, for example, that star will have more heavy elements to build planets with (SN: 8/9/19).

To nail down a stellar birthplace, astronomers have considered the solar system’s chemistry, its shape and many other factors. Most astronomers who study the sun’s birthplace think the gentle, large association scenario is most likely, says astrophysicist Fred Adams of the University of Michigan in Ann Arbor, who was not involved in the new work.

But most previous studies didn’t include stars’ motions over time. So astrophysicists Susanne Pfalzner and Kirsten Vincke, both of the Max Planck Institute for Radio Astronomy in Bonn, Germany, ran thousands of computer simulations to see how often different kinds of young stellar families produce solar systems like ours.

Prijavite se za najnovije od Science News

Naslovi i sažeci najnovijeg Science News članaka, dostavljenih u vašu pristiglu poštu

The main solar system feature that the pair looked for was the distance to the farthest planet from the star. Planet-forming disks can extend to hundreds of astronomical units, or AU, the distance between the Earth and the sun (SN: 7/16/19). Theoretically, planets should be able to form all the way to the edge. But the sun’s planetary material is mostly packed within the orbit of Neptune.

“You have a steep drop at 30 AU, where Neptune is,” Pfalzner says. “And this is not what you expect from a disk.”

In 2018, Pfalzner and her colleagues showed that a passing star could have truncated and warped the solar system’s outer edge long ago. If that’s what happened, it could help point to the sun’s birth environment, Pfalzner reasoned. The key was to simulate groupings dense enough that stellar flybys happen regularly, but not so dense that the encounters happen too often and destroy disks before planets can grow up.

“We were hoping we’d get one answer,” Pfalzner says. “It turned out there are two possibilities.” And they are wildly different from each other.

Large associations have more stars, but the stars are more spread out and generally leave each other alone. Those associations can stay together for up to 100 million years. Compact clusters, on the other hand, see more violent encounters between young stars and don’t last as long. The stars shove each other away within a few million years.

“This paper opens up another channel for what the sun’s birth environment looked like,” Adams says, referring to the violent cluster notion.

The new study doesn’t cover every aspect of how a tight cluster could have affected the nascent solar system. The findings don’t account for how radiation from other stars in the cluster could erode planet-forming disks, for example, which could have shrunk the sun’s disk or even prevented the solar system from forming. The study also doesn’t explain certain heavy elements found in meteorites, which are thought to come from a nearby supernova and so could require the sun come from a long-lived stellar family.

“I think [the research] is an interesting addition to the debate,” Adams says. “It remains to be seen how the pieces of the puzzle fit together.”

Pfalzner thinks that the star cluster would break apart before radiation made a big difference, and there are other explanations for the heavy elements apart from a single supernova. She hopes future studies will be able to use that sort of cosmic chemistry to narrow the sun’s birthplace down even further.

“For us humans, this is an important question,” Pfalzner says. “It’s part of our history.”

Pitanja ili komentari na ovaj članak? Pošaljite nam e-poštu na [email protected]

Navodi

S. Pfalzner and K. Vincke. Cradle(s) of the sun. Astrofizički časopis. Published July 2, 2020. doi:10.3847/1538-4357/ab9533.

S. Pfalzner et al. Outer solar system possibly shaped by a stellar fly-by. The Astrophysical Journal. Published August 9, 2018. doi:10.3847/1538-4357/aad23c.

About Lisa Grossman

Lisa Grossman is the astronomy writer. She has a degree in astronomy from Cornell University and a graduate certificate in science writing from University of California, Santa Cruz. She lives near Boston.


Why is the Sun less massive than other G2V stars? - Astronomija

    Since we know that we must have a minimum temperature in order that nuclear reactions can occur, this implies that there is a minimum mass for stars. Models of how the physics of gas balls work suggest that if a protostar has less than about 1/10th the mass of the Sun, that it will never get hot enough for nuclear reactions to start. Observations seem to confirm this, in that we do not see stars with masses much less than this.

  • Different stars take different amount of times to go through the stages of evolution.
  • The most massive stars get the hottest in the cores, so they are the ones that use up their fuel quickest even though they have more fuel (since they are more massive), the rate of consumption is much faster, so they live shorter.
  • The more massive the star, the brighter it is during most stages of evolution.

    If the star is not extremely massive, the collapsing core can turn into a different state of matter called neutron degenerate matter, in which protons and electrons fuse together to create an incredibly dense star known as a neutron star. Neutron degenerate matter produces a sort of pressure called neutron pressure which can balance the gravitational force. We observe actual neutron stars when we see a sort of object called a pulsar .

    The end stages of stellar evolution, and supernovae explosions in particular, are very important for the existence of life in the Universe because they are the means by which heavy elements are distributed into the interstellar matter.

    Color. From the color of stars, we infer the temperature - hotter stars are bluer and cooler stars are redder.

    Most stars have similar compositions, namely: mostly hydrogen, some helium, and a little bit of everything else.

    We are greatly aided in our study of stars by the presence of clusters of stars, which are groups of stars in the sky. These clusters are real physical associations of stars, meaning that all stars in a cluster are at about the same distance from us.

    Većina zvijezda se nalazi duž crte na ovom dijagramu, poznate kao glavni niz. Vruće zvijezde u ovom nizu sjajnije su, čak i više nego što se očekivalo od njihove temperature: one su i veće.

    We already learned that we can measure composition from the spectra of stars and we find that most stars have similar compositions. So this is not responsible for the different appearances.

    This understanding leads to predictions about the appearance of stars in star clusters of different ages which is spectacularly confirmed by observations. It turns out that the stars in star clusters are not only at the same distance from us, but they are also all about the same age .


Why is the Sun less massive than other G2V stars? - Astronomija

In the previous chapter you found that mass was an important quantity for determining what stars are like. In fact, all of the other aspects of a star such as its luminosity, temperature, size, density, etc., can be explained using the fundamental property of a star: its mass. There is also a slight dependence of the luminosity, temperature, size, etc. on the composition of the star, but because stars are all mostly hydrogen and helium, the star's mass is the important quantity.

Mass Dependence

Stars shine because of nuclear fusion reactions in their core. The more luminous they are, the more reactions are taking place in their cores. Massive stars live shorter lives than the common small stars because even though they have a larger amount of hydrogen for nuclear reactions, their rate of consuming their fuel is very much greater. The massive stars are analogous to the big, gas-guzzling automobiles with big gas tanks of a few decades ago and the small stars are analogous to the small economy automobiles of today that are frugal with their gasoline.

It is a simple calculation to find out how long something can continue consuming fuel. The lifetime = amount of fuel/consumption rate. If your car has a full 15-gallon gas tank and it consumes 2 gallons/hour on the highway, then your car can travel for 15 gallons/(2 gallons/hour) = 7.5 hours. Stars are the same way. The amount of fuel for nuclear fusion is proportional to the total mass of the star when it first started producing energy from nuclear reactions, so the amount of fuel = k × initial mass. The consumption rate is simply the star's luminosity, so the star will live as a main sequence star for an amount of time = k × initial mass/luminosity. If the star masses and luminosity are in units relative to the Sun, then the star's lifetime = mass/luminosity × 10 10 years. Recall that the Sun's will live for ten billion (10 10 ) years before it runs out of hydrogen in its core.

In order to remain stable via hydrostatic equilibrium, a star's luminosity increases with mass as (the star's mass) p . The value of the exponent p varies between 3 and 4. For the rare massive stars (M* > 30 Msun), p = 3 and for the more common low-mass stars (M* < 10 Msun), p = 4. You can use the mass-luminosity relation to find the star's lifetime in terms of just its initial mass. The lifetime = mass/luminosity × 10 10 years is simply = (star's mass)/[(star's mass) p ] × 10 10 years = 1/(star's mass) p-1 × 10 10 years. Remember that the star's mass is in solar masses.


Pogledajte video: Koje je najbolje vrijeme za uzimati VITAMIN D? (Oktobar 2022).