Her türlü şey hakkında. Güneşin iç yapısı ve anakol yıldızları

Ana dizi yıldızları

Birimler

Çoğu yıldız özelliği genellikle SI cinsinden ifade edilir, ancak CGS de kullanılır (örneğin, parlaklık saniyede erg olarak ifade edilir). Kütle, parlaklık ve yarıçap genellikle Güneşimize göre verilir:

Yıldızlara olan uzaklığı belirtmek için ışık yılı ve parsek gibi birimler benimsenir.

Dev yıldızların yarıçapı veya ikili yıldız sistemlerinin yarı ana ekseni gibi büyük mesafeler genellikle şu şekilde ifade edilir:

astronomik birim (AU) - Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafe (150 milyon km).

Şekil 1 - Hertzsprung-Russell diyagramı

yıldız türleri

Yıldızların sınıflandırılması, spektrumlarını almaya başladıktan hemen sonra yapılmaya başlandı. İlk yaklaşımda, bir yıldızın tayfı siyah bir cismin tayfı olarak tanımlanabilir, ancak soğurma veya emisyon çizgileri bunun üzerine bindirilir. Bu çizgilerin bileşimine ve gücüne göre, yıldıza belirli bir sınıf atandı. Bununla birlikte, bu şimdi yapılıyor, ancak, yıldızların mevcut bölünmesi çok daha karmaşık: ek olarak, mutlak büyüklüğü, parlaklığın varlığını veya yokluğunu ve boyut değişkenliğini içerir ve ana spektral sınıflar alt sınıflara ayrılır.

20. yüzyılın başında Hertzsprung ve Russell, "Mutlak Büyüklük" - "Spektral Sınıf" diyagramında çeşitli yıldızlar çizdiler ve çoğunun dar bir eğri boyunca gruplandığı ortaya çıktı. Daha sonra bu diyagram (şimdi Hertzsprung-Russell diyagramı) yıldızın içinde meydana gelen süreçleri anlamanın ve araştırmanın anahtarı olduğu ortaya çıktı.

Artık yıldızların iç yapısı ve evrimi hakkında bir teori bulunduğuna göre, yıldız sınıflarının varlığını açıklamak mümkün hale geldi. Tüm yıldız türlerinin çeşitliliğinin, yıldızların niceliksel özelliklerinin (kütle ve kütle gibi) bir yansımasından başka bir şey olmadığı ortaya çıktı. kimyasal bileşim) ve hangi evrimsel aşamada şu an bir yıldız var

Kataloglarda ve yazılı olarak, yıldızların sınıfı tek kelimeyle yazılır, birincisi harf tanımı ana spektral sınıf (sınıf tam olarak tanımlanmamışsa, bir harf aralığı yazılır, örneğin O-B), ardından Arap rakamları spektral alt sınıf belirtilir, ardından parlaklık sınıfı Roma rakamlarıyla (Hertzsprung-Russell diyagramındaki bölge sayısı) takip eder ve ardından gelir Ek Bilgiler. Örneğin, Güneş'in G2V sınıfı vardır.

En çok sayıda yıldız sınıfı ana dizi yıldızlarıdır ve Güneşimiz de bu tür yıldızlara aittir. Evrimsel bir bakış açısından, ana dizi, Hertzsprung-Russell diyagramında yıldızın bulunduğu yerdir. en Kendi hayatı. Bu sırada radyasyondan kaynaklanan enerji kayıpları, nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji ile telafi edilir. Ana dizideki ömür, helyumdan (metaliklik) daha ağır elementlerin kütlesi ve fraksiyonu ile belirlenir.

Yıldızların modern (Harvard) spektral sınıflandırması, 1890-1924'te Harvard Gözlemevi'nde geliştirildi.

kahverengi cüceler

Kahverengi cüceler, nükleer reaksiyonların radyasyon nedeniyle kaybedilen enerjiyi asla telafi edemediği bir yıldız türüdür. Uzun zamandır kahverengi cüceler varsayımsal nesnelerdi. Varlıkları, yıldızların oluşumu sırasında meydana gelen süreçler hakkındaki fikirlere dayanarak 20. yüzyılın ortalarında tahmin edildi. Aynı zamanda, 2004 yılında ilk kez bir kahverengi cüce keşfedildi. Bugüne kadar, bu türden birçok yıldız keşfedildi. Spektral sınıfları M - T'dir. Teorik olarak, Y ile gösterilen bir sınıf daha ayırt edilir.

Ana dizi yıldızları - kavram ve türleri. "Ana dizinin yıldızları" 2017, 2018 kategorisinin sınıflandırılması ve özellikleri.

1910'da iki astronom - Dane Einar Hertzsprung ve Amerikalı Henry Ressell - bağımsız olarak bir yıldızın parlaklığının onun spektral tipine veya rengine nasıl bağlı olduğunu bulmaya karar verdiler. Bunu yapmak için, o dönemde bilinen yıldızların tüm spektral tiplerine ve parlaklıklarına ilişkin verileri grafik üzerinde çizdiler. Diyagramın sol tarafında sıcak beyaz ve mavi yıldızlar, sağda - üstte "soğuk" kırmızı olanlar - çok fazla enerji yayanlar, altta - radyasyona "cimri" olanlar. Spektrum-parlaklık bağımlılığı net olsaydı, diyagram üzerinde düz bir çizgi oluşurdu; eğer hiç bağımlılık olmasaydı, noktalar diyagramın tüm alanı üzerinde konumlandırılırdı.

Tamamen farklı bir şey ortaya çıktı: belirli yıldızlara karşılık gelen noktalar, çeşitli alanlar. Çoğu (yaklaşık %90'ı), sol üst köşeden (çok fazla enerji yayan O ve B sınıfı yıldızlar) sağ alt köşeye (soluk kırmızı yıldızlar) çizilen bir köşegen üzerinde bulunur. Gökbilimciler bu köşegeni "ana dizi" olarak adlandırdılar. Yukarıda yatay olarak uzanan, en yüksek parlaklığa sahip olan ve dev olarak adlandırılan bir yıldız dizisidir, çünkü yıldızın çok fazla enerji yayabilmesi için çok geniş bir yüzeye sahip olması gerekir. Dev dizisinin üzerinde daha da yüksekte hiperdevler ve süperdevler bulunur ve devler ile ana dizi arasında altdevler bulunur.

Başka bir alan dolduruldu - sol alt köşede beyaz cüceler adı verilen düşük parlaklığa sahip sıcak yıldızlar var - sonuçta, çok az enerji yaymak için sıcak bir yıldızın çok küçük olması gerekir.

İlk başta, bilim adamlarına, yıldızların yaşamları boyunca ana dizi boyunca seyahat ettikleri - yavaş yavaş enerji kaybedip soğudukları görüldü. Ancak gerçekte her şey daha karmaşık görünüyor. "Yeni doğmuş" bir yıldız neredeyse anında ana diziye "iner" ve içindeki yeri esas olarak kütleye bağlıdır - kütle ne kadar büyükse, işgal ettiği konum o kadar yüksek olur. Orada yıldız hayatının çoğunu geçiriyor. Bu yüzden ana dizide ve "toplanan" nai büyük miktar yıldızlar.

Ancak hidrojen "yakıtı" sona erdiğinde, yıldızın görünümü değişmeye başlar. Kabuğu şişmeye başlar, yıldız hızla artar ve diyagramdaki yerini değiştirerek kırmızı devler sınıfına geçer. Sonra soğutma kabuğu dökülür - ve yıldızın yalnızca kırmızı-sıcak çekirdeği kalır. Yeni bir beyaz cüce doğuyor.

Güneşimiz de dahil olmak üzere ana dizi yıldızları böyle yaşar. Diğer yıldız türleri için "biyografi" olaylar açısından hem daha karmaşık hem de daha zengindir.

Hertzsprung-Russell diyagramını kullanarak uzak yıldız kümelerinin yaşını belirlemek genellikle mümkündür. Tüm küme yıldızları ana dizide bulunuyorsa, küme gençtir; yıldızlardan bazıları zaten ana diziden ayrılmışsa, yaşı bir kat daha büyüktür.

Anakol (MS), Goetzsprung-Russell (GR) diyagramında en kalabalık bölgedir. GR diyagramındaki ana yıldız kütlesi, diyagramın sağ alt köşesinden sol üst köşeye uzanan bir şeritte köşegen boyunca yer almaktadır. Bu şeridin adı ana sıra.

Sağ alt köşe, 0.08 güneş kütlesi mertebesindeki yıldızlardan başlayarak düşük parlaklık ve düşük kütleye sahip soğuk yıldızlar tarafından işgal edilir ve sol üst köşe, kütleleri 60-100 güneş kütlesi mertebesinde ve yüksek olan sıcak yıldızlar tarafından işgal edilir. parlaklık (kütleleri daha büyük olan yıldızların kararlılığı sorunu 60-120M güneş açık kalır, ancak görünüşe göre bu tür yıldızların son gözlemleri olmuştur).

Ana diziye karşılık gelen evrim aşaması, hidrojeni helyuma dönüştürme sürecinde enerjinin salınmasıyla ilişkilidir ve tüm MS yıldızlarının bir taneye sahip olması nedeniyle. enerji kaynağı, o zaman yıldızın GR diyagramındaki konumu, kütlesi ve küçük bir ölçüde kimyasal bileşimi ile belirlenir.

Bir yıldız ömrünün çoğunu ana dizide geçirir ve bu nedenle ana dizi GR diyagramında en kalabalık gruptur (tüm yıldızların %90'a kadarı onun üzerinde yer alır).

Ana sıra

Ana sekans için kütle-parlaklık bağımlılığı

Anakol yıldızları için, kütle-parlaklık ilişkisi olarak bilinen yaklaşık bir ilişki vardır. Bu ilişki, anakol yıldızlarının kütlelerinin ve parlaklıklarının gözlemsel tespitlerinden elde edilmiştir, ancak MS yıldızları için yıldız modeli hesaplamaları ile de desteklenmektedir. Bir yıldızın parlaklığı kabaca kütlesinin 3,5 veya 4'ün kuvvetiyle orantılıdır:

L ~ M 3.5-4

Böylece Güneş'in iki katı kütleye sahip bir yıldızın parlaklığı Güneş'ten 11 kat fazladır. En büyük anakol yıldızları, Güneş'ten yaklaşık 60 kat daha büyük kütleye sahiptir. Bu, güneşten neredeyse bir milyon kat daha büyük bir parlaklığa karşılık gelir.

En büyük yıldızlar için L~M.

Ana dizide ömür boyu

Yıldızlar hayatlarının çoğunu ana dizide geçirirler. Genel olarak, daha büyük kütleli yıldızlar daha az kütleli olanlardan daha hızlı yaşarlar. Görünüşe göre yakmak için daha fazla hidrojene sahip olan yıldızlar onu daha uzun süre tüketmek zorunda kalacaklar, ancak durum böyle değil çünkü kaynaklarını daha hızlı kullanıyorlar.

MS üzerindeki bir yıldızın ömrünü tahmin edelim. Basitleştirilmiş, yayılabilen enerjinin birim zamanda yıldız tarafından salınan enerjiye oranına eşittir (bu parlaklık L'dir).

Bir yıldızın t zamanında yaydığı enerji, parlaklığın çarpımına eşittir ve bu kez:

E=LT.

Einstein'ın denklemine göre:

E=Mc2 .

Bu iki ifadeyi birleştirerek şunu elde ederiz:

t=Mc2/L,

kütle-parlaklık yasasını dikkate alarak şunu elde ederiz:

t \u003d c2 /M 2.5-3,

veya güneş ünitelerinde:

t/t güneş =1/(A/M güneş) 2/5-3 .

Böylece, Güneş'in ana dizideki tahmini ömrü 10 10 yıl ise, o zaman Güneş'ten 10 kat daha büyük bir yıldız 1000 kat daha az yaşayacaktır, yani. 10 7 yaşında. En büyük yıldızlar için beri L~M, daha sonra, kütleleri arttıkça ömürleri artmaz ve kozmik ölçekte çok küçük olan ~3,5 milyon yıllık bir değere yönelir.

Anakol yıldızları için yüzey sıcaklığı, parlaklık ve ömür

Anakol yıldızları tablosu

I. Mironova

Yukarıdaki resmin Chelyabinsk arabasıyla hiçbir ilgisi yok; Bu resim Hertzsprung-Russell diyagramı olarak adlandırılır ve yıldızların parlaklık ve renge (spektral sınıf) göre dağılımındaki kalıpları gösterir. Muhtemelen astronomi üzerine en azından bazı popüler bilim kitaplarını okuyan herkes bu resmi gördü ve Evrendeki yıldızların büyük çoğunluğunun "ana dizide" olduğunu, yani sol üstten sağa doğru giden eğrinin yakınında bulunduğunu hatırladı. Hertzsprung-Russell diyagramının sağ alt köşesi. Ana dizideki yıldızlar kararlıdır ve milyarlarca yıl boyunca çok yavaş hareket ederek hidrojeni yavaşça helyuma çevirebilir; nükleer yakıt bittiğinde, sıradan bir yıldız ana diziyi terk ederek kısa bir süre için kırmızı bir dev olur ve ardından sonsuza kadar beyaz bir cüceye dönüşür ve bu da yavaş yavaş kaybolur.

Yani, metafor şu ki, girişimler hakkında benzer bir resim çizebilirsiniz ve aynı zamanda dar bir istikrar bölgesi - "ana dizi" - olduğu ve bunun ötesinde istikrarsız durumlar olduğu ortaya çıkacaktır. Eksenler, nakit yakma (yatırım harcama oranı) ve temel ölçütlerin büyüme hızı olabilir (tabii ki her projenin kendine ait bir projesi vardır; en tipik durumda bu, kullanıcı sayısıdır).

Ana dizide - birbirini dengeleyebilen projeler. İdeal durum, düzgün ve pürüzsüz bir harekettir: harcamalar kademeli olarak artar ve büyüme oranları orantılı olarak artar (yani, büyüme oranları, metriklerin kendisi değil!). Başka bir deyişle, yatırılan para patlayıcı bir büyüme sağlar - başlangıç ​​\u200b\u200b"havalanır".
Ana dizinin altında büyük bir cüce mezarlığı var. Bu projeler donmuş durumda, parayı tüketmiyorlar veya çok küçük, değişmeyen bir miktarını kullanıyorlar (kabaca, barındırma maliyetleri) - ancak ölçütler sabit, büyümüyor veya pratikte büyümüyor. Belki birisi gelir, kaydolur, hatta kullanmaya başlar - ancak bu yeni bir büyüme turuna yol açmaz. (İtibaren kişisel deneyim tabii ki 9 gerçek).
Ana dizinin üzerinde yapay olarak şişirilmiş devler var. Para çok hızlı tükenir (helyum gibi!), ancak bu yanlış yerde veya çok erken gerçekleşir - piyasa, metriklerde karşılık gelen bir artışla yanıt vermeye henüz hazır değildir. Böyle bir girişimin spektrogramı çok net bir şekilde gösteriyor özellikler: şişkin personel, organik kullanıcı artışı eksikliği (yalnızca trafik satın alarak büyüme), bir yandan diğer yana savurma. Anamnezde, kural olarak, "çılgın bir yatırımcı" - fikre güçlü bir şekilde inanan, ancak aynı zamanda girişimlerin geliştirilmesine profesyonel olarak dahil olmayan biri, bir sonraki aşamada projenin ihtiyaçlarını değerlendiremez ve çok para veriyor (Ve bu arada, 9facts ile sahip olduğumuz tek şey buydu).
Çoğu zaman, bir projenin evrim sürecinde bir yıldızla tamamen aynı şekilde ilerlediğini görebilirsiniz: ana diziden devlere (yanlışlıkla patlayıcı büyüme sağlayacak modeli kaptıklarına karar verdiler ve para pompalamaya başladılar) ve sonra cücelere ( para gitti). Pekala, bu zengin metafor içinde birkaç eğlenceli benzetme daha görülebilir.

Ve bu metaforun üretkenliği şudur.
1) Ana sekans çok dardır. Bu ince bir yol, genel olarak girişim endüstrisinin nasıl çalıştığını çok net bir şekilde anlamadan (bu fırsatı tekrar reklam vermek için kullanacağım ve), ürününüzün özüne çok net bir şekilde odaklanmadan bu yolda yürümek imkansızdır. , kendi temel ölçümlerinizi belirlemeden ve kontrol etmeden. deneyimli pilotlar olmadan, katılım olmadan, çalışkanlık olmadan, hatta fanatizm olmadan. Sola adım atın, sağa adım atın - ve geri dönmek zor, neredeyse imkansız olacak. Yine de bir toplantı olmuşsa, her şeyi bırakıp geri dönmeye çalışmalısınız. Bu, bir başlangıç ​​için metaforumun kullanışlılığıdır.
2) Proje açıkça ana dizinin dışındaysa - ona yatırım yapmanın bir anlamı yok, onu dikkate almanın bir anlamı yok. Şans yok. Dahil olmak üzere, henüz başlamamış, ancak ana parametreleri en başından beri ana diziden sapma gösteren ("hemen 30 kişiyi işe alacağız") bir projeyi düşünmenin bir anlamı yoktur. Metaforumun yatırımcıya faydası bu, zamandan tasarrufa çok yardımcı oluyor.
3) Ve elbette, genellemelerin ve dogmaların yalnızca mantıklarını hatırladığınızda yararlı olduğunu unutmamalıyız ve bu özel durumda neden genellemenin işe yaramayacağını ve dogmanın ihlal edilebileceğini kendiniz anlayabilirsiniz.

Ve son olarak, başlangıçlar için ana sıralamanın nasıl göründüğü hakkında birkaç söz. (Tabii bu ancak çok genel bir şekilde söylenebilir, pazarlar, ülkeler vs. çok farklı).
Her şey programın henüz kullanıcının olmadığı bölümünde başlar - ve bu aşamada ekip 2-3 kişiden fazla olamaz ve ayda yüzbinlerce ruble yakamaz, ancak yapmamak daha iyi olur herhangi bir şeyi yakmak. Prototip hazır, ana hipotez formüle edildi, promosyon girişimleri başlatıldı, tohum finansmanı artırıldı - bir ekip 5-6 kişiden oluşabilir, ayda birkaç yüz bin harcayabilir, ancak müşteriler olmalı, hatta sadece beta test modundaysa ve paranın önemli bir kısmı geliştirmeye değil yönlendirilmelidir. Ürün oluşturuldu, müşteriler onu kullanıyor ve ilk parayı ödemeye başladılar, iş meleklerinden ciddi fonlar çekmeyi başardık - bu aşamada asıl mesele, geliştirme maliyetlerinin büyümesini bir noktada durdurmak, işe odaklanmak sürdürülebilir ölçütlerin geliştirilmesi ve elde edilmesi; Milyonlar harcayamazsın. İstikrarlı büyüme sağlandı, finansmanın ilk girişim turu çekildi - bu, kontrolsüz personel enflasyonu ve paranın dikkatsizce kullanılması için bir neden değil, burada başarılı projeler 10-20 kişiye çıkıyor ve maliyetlerini 50-100 arasında tutuyor. ayda bin dolar. Ve benzeri.

Kısacası her şey uzaydaki gibidir, tek bir farkla.
Orada - yıldızların %90'ı ana dizide yer alıyor ve startup'ların %90'ının kendilerini bunun dışında bulmaya çalıştığını söylemek bizim için büyük bir abartı olmayacak.
Sadece bu hafta yapılan röportajlardan ve satış konuşmalarından:
- Startup A, ürün geliştirmeye iki yılda 1,5 milyon dolar harcadı, çözüme olan talep kanıtlanmadı, kullanıcı tabanı büyümüyor, 2 milyon dolar daha çekmeye çalışıyorlar - esas olarak geliştirmeye devam etmek için (ve kim verecek) ve en önemlisi, hangi tahmine göre?),
- Startup B, tohum aşamasında toplanan tüm parayı bitirdi ve kurucular, ana işe paralel olarak bununla uğraşmaya devam ederken, rakipler iyi bir hızla ilerledi; bir zamanlar, kurucular iyi bir tahminle iyi bir yatırım yapmadılar, seyreltmemeye çalıştılar ve güvendiler kendi kuvvetleri, ve şimdi zaten çok daha düşük bir tahminde anlaşıyoruz, ancak ...,
- girişim B, fikir aşamasında on milyonlarca ruble toplamaya çalışıyor, bir prototip oluşturmak ve hipotezi test etmek için yaklaşık 20 kişilik bir ekip kurmayı planlıyor,
... ve benzeri.

Şubat tarihinde yayınlandı 17, 2013, 14:10 |

Evrendeki tüm gözlemlenebilir uzay nesneleri arasında en yaygın olanlarıdır.

Kütle, yıldızların en önemli parametresidir. Yıldızlara, kütlesi 0,08 güneş kütlesini aşan gaz topları denir.

Yıldızların parıltısını, spektrumlarını inceleyerek, yıldızların atmosferlerinin hidrojen, helyum ve diğer bazı elementlerin karışımından oluştuğu bulundu. Daha fazlasının oluşması için koşullar yıldızlardadır. ağır elementler helyumdan daha

Yıldızların sıcaklıkları ve parlaklıkları çok geniş sınırlar içindedir, ancak bu parametreler bağımsız değildir. Yıldızların parlaklığı, Güneş'in parlaklığı ile karşılaştırılır. Güneşin mutlak büyüklüğü M = +4,82 m'dir. Güneşin Parlaklığı: L = 3,58 10 26 W. Güneş'ten yüzbinlerce kat daha parlak ve yüzbinlerce kat daha sönük yıldızlar vardır.

Ana dizi yıldızları, hidrojenin termonükleer reaksiyonlarda yakıldığı, Güneş'e benzer normal yıldızlardır. Ana dizi, farklı kütlelere sahip bir yıldız dizisidir. Kütle olarak en büyük yıldızlar anakolun üst kısmında yer alır ve mavi devlerdir. En küçük kütle yıldızları cücelerdir. Ana dizinin altında bulunurlar.

derin bir evrimsel anlamı vardır. spektrum-parlaklık diyagramı .

Yıldızlar, soğuk ve yoğun moleküler bulutlardaki yerçekimi kararsızlığının bir sonucu olarak oluşur. Bu nedenle, yıldızlar her zaman gruplar halinde (kümeler, kompleksler) doğarlar. Sıkıştırma ile karakterize edilen ve henüz termonükleer enerji kaynaklarına sahip olmayan bir yıldızın gelişme aşamasına denir. protostar . Yüzbinlerce yıl boyunca, soğuk gaz ve toz bulutu belirgin bir şekilde sıkıştırılmıştır; bulutun merkezindeki sıcaklık milyonlarca kelvine yükselir. Birkaç milyon kelvin sıcaklığa ulaşıldığında, merkezde termonükleer reaksiyonlar başlar. Bunun için gereken minimum kütle 0,08 M'dir.

Anakol yıldızlarında, sözde proton-proton döngüsünün reaksiyonları gerçekleşir.

Bir yıldızın daha fazla evrimi, kütlesine bağlıdır. Güneş de dahil olmak üzere mütevazı büyüklükteki ve düşük kütleli yıldızlar, hayatlarının sonunda, kırmızı dev aşamasından sonra küçülür ve zarflarını atarak, beyaz cüceler . Beyaz cüceler 1,2 M'yi geçmeyen bir kütleye ve güneşten 100 kat daha küçük bir yarıçapa sahiptir. Yoğunlukları güneşten milyon kat fazladır.

nötron yıldızları yıldızın ilk kütlesi 10-40 M ise süpernova patlamaları sırasında veya maddenin yakın bir ikili sistemde beyaz bir cüce üzerine birikmesi sırasında oluşur. Eksenleri etrafında hızla dönerler ve güçlü bir manyetik alan. Hareket eden yüklü parçacıklar, dar ve hızla dönen bir ışın tarafından yayılan elektromanyetik dalgalar üretir. Nötron yıldızları pulsarlarla tanımlanır.

Yıldızın nihai kütlesi 3 M'den büyükse, yıldız şu hale gelir: Kara delik . yerçekimi alanı büyük yıldız maddesini o kadar sıkıştırır ki, yıldız nötron yıldızı aşamasında duramaz ve yerçekimi yarıçapına kadar küçülmeye devam eder. Galaksimizdeki kara deliklerin sayısının on milyon civarında olduğuna inanılıyor.