som vi allerede har oppdaget i introduksjonen, kan utviklingen av en stjerne være et komplisert emne. Heldigvis er det en måte å sortere gjennom dette og lage noen retningslinjer.
alle stjerner produserer sin energi via kjernefysisk fusjon,
og det er to hovedkategorier av stjerner:
- stjerner Med lav masse – som Vår Sol
- stjerner med høy masse – som de store superkjempene
begge stjernekategorier kan begynne på samme måte, men endene deres er dramatisk forskjellige. En stjerne med lav masse er en stjerne som er mindre Enn 2,2 Solmasser. Enhver stjerne som har mer masse enn 2,2 Solmasser er en stjerne med høy masse.
vi har allerede introdusert Konseptet Med Jeansmasse og Jeanslengde som legger begrensninger på størrelsen på skyen før kollaps. Nå vil den totale massen av skyen som blir kontrahert, diktere de snart kommende stjernene på Hovedsekvensen.
Et Hertzsprung-Russell-diagram er trolig et Av De kraftigste verktøyene En Astronom kan ha. Utviklet Av Elnar Hertzsprung Og Henry Norris Russell, diagrammet viste forholdet mellom lysstyrke og radius:
resultatet er en grafisk fremstilling av det vi vet om stjerner:
(Bilde: Pearson Education, Addison Wesley)
diagrammet viser at normale stjerner som Vår Sol eksisterer på Det som kalles Hovedsekvensen. Andre stjerner befolker andre områder basert på energien de produserer og dereslysstyrke.
 |
Men før vi ser på fullt dannede stjerner, må vi undersøke den tidlige historien til proto-stjerner.
bildet til venstre viser en molekylær sky som har kollapset til det punktet at en sentral proto-stjerne nå produserer litt varme og energi, ikke nok til å smelte hydrogenatomer, men nok til å flate skyen og kaste ut diskmateriale (den grønne stien) bort fra skyen. når materialet er kastet ut, begynner vinkelrotasjonen av skyen som helhet å sakte og vinkelmomentet går tapt, men energien må gå et sted. Formen på den opplyste delen av disken viser hvor |
noe av denne energien går når magnetbånd dannes nær stjernen. Energien fra rotasjonen overføres nå via magnetiske linjer. Imidlertid fortsetter varmen til proto-stjernen å stige.
Bilde Kreditt
Høyhastighets jets skape interstellare sjokkbølger som bildet ovenfor. Dette kalles Et Herbig-Haro-objekt. Effekten er resultatet av ionisert oksygen og karbon. Vindene som skaper disse objektene kan være hvor som helst mellom 20 km / s til nesten 500 km / s.
navnet på det sentrale objektet i disse stadiene endres fra proto-stjerne Til Ung Stjerneobjekt. Mens jetstrålene fortsetter å utvise materiale fra skiven, blir Det Unge Stjerneobjektet (YSO) synlig og navnet endres igjen til en t-Tauri-stjerne. Dette stadiet fortsetter til hydrogenfusjon starter.
separasjonspunktet mellom stjerner med lav masse og høy masse ligger i massen til selve skyen. Ved å studere grupper AV YSO-og T-Tauri-stjerner har Astronomer vært i stand til å teoretisere posisjoner som nye stjerner tar På Hertzsprung-Russell-diagrammet (heretter Kjent som H-R-diagrammet). Hayashi-Sporet, oppkalt Etter Chushiro Hayashi etter omfattende arbeid i stjerneutviklingen, demonstrerer hvor en t-Tauri-stjerne vil komme inn I Hovedserien.
Bilde Kreditt
En mer detaljert titt på evolusjonære spor:
(Bilde kreditt: Brooks / Cole Thomson Learning)
| denne tidslinjen viser massegrensen til YSO-tallet. Du kan legge merke til fra diagrammet at STØRRE MASSE YSO er inn i hovedsekvensen må raskere enn lavere masse stjerner. Denne faktoren er tilstede i levetiden til disse stjernene også. I utgangspunktet, store stjerner:
” Lev fort og dø ung.” |
|
Av spesiell oppmerksomhet, punktet stjernen går Inn I Hovedserien, det kalles En Null Alder Hovedseriestjerne, ELLER ZAMS.
våre stjerner har nå gått Inn I Hovedsekvensfasen. Kjernefysisk fusjon har begynt i kjernen av stjernen og utstråler og / eller konvekterer sin energi til overflateatmosfæren.
(Bilde kreditt: Brooks / Cole Thomson Learning)
så langt som den indre energitransporten er forskjellene litt forskjellige:
- energitransportmekanismen for stråling er tilstede i stjerner mellom 0.8 Og 1,2 Solmasser
- Stjerner mindre enn 0,8 (Brune Dverger, YSO ‘ s, T-Tauri) har konveksjonskjerner
- Alle andre stjerner viser mønsteret for energitransport som den massive stjernen i bildet ovenfor
Når De Er i Hovedserien, skaper både stjerner med lav masse og høy masse sin energi gjennom Proton-Protonkjeden.
(Bilde kreditt: Brooks / Cole Thomson Learning)
det tar litt tid for noe av denne reaksjonen å finne sted, og som et resultat har det litt tid før du bruker kjernehydrogenet.
Stjernenes Levetid Basert På Spektralklasse:
Legg merke til hvordan o-stjernen befinner seg i Hovedserien i bare en million år sammenlignet med en stjerne som Vår Egen Sol.
Når en stjerne initierer shell hydrogenforbrenning, markerer Dette Hoved-Sekvens Avkjøringspunkt. På dette tidspunktet utvikler stjerner med lav masse og høy masse seg litt annerledes.
Tilbake til Toppen