som vi redan har upptäckt i introduktionen kan utvecklingen av en stjärna vara ett komplicerat ämne. Lyckligtvis finns det ett sätt att sortera igenom detta och skapa några riktlinjer.
alla stjärnor producerar sin energi via kärnfusion,
och det finns två huvudkategorier av stjärnor:
- lågmassstjärnor – som vår sol
- högmassstjärnor – som de stora supergianterna
båda kategorierna av stjärnor kan börja samma, men deras ändar är dramatiskt olika. En lågmassstjärna är en stjärna som är mindre än 2,2 solmassor. Varje stjärna som har mer massa än 2,2 solmassor är en högmassstjärna.
vi har redan introducerat begreppet Jeansmassa och Jeanslängd som begränsar storleken på molnet före kollaps. Nu kommer den totala massan av molnet som kontraheras att diktera den snart kommande stjärnplatsen på huvudsekvensen.
ett Hertzsprung-Russell-diagram är förmodligen ett av de mest kraftfulla verktygen en astronom kan ha. Pioneered av Elnar Hertzsprung och Henry Norris Russell, diagrammet visade förhållandet mellan ljusstyrka och radie:
resultatet är en grafisk representation av vad vi vet om stjärnor:
(bildkredit: Pearson Education, Addison Wesley)
diagrammet visar att normala stjärnor som vår sol finns på det som kallas huvudsekvensen. Andra stjärnor befolkar andra områden baserat på den energi de producerar och derasluminositet.
 |
men innan vi tittar på fullformade stjärnor måste vi undersöka proto-stjärnornas tidiga historia.
bilden till vänster visar ett molekylärt moln som har kollapsat till den punkten att en central proto-stjärna nu producerar lite värme och energi, inte tillräckligt för att smälta väteatomer, men tillräckligt för att platta molnet och mata ut skivmaterial (det gröna spåret) bort från molnet. när materialet har kastats ut börjar vinkelrotationen av molnet som helhet sakta och vinkelmomentet går förlorat, men energin måste gå någonstans. Formen på den upplysta delen av skivan visar var |
en del av denna energi går som magnetiska band bildar nära stjärnan. Energin från rotationen överförs nu via magnetiska linjer. Men proto-stjärnans värme fortsätter att stiga.
bildkredit
höghastighetsstrålar skapar interstellära chockvågor som bilden ovan. Detta kallas ett Herbig-Haro-objekt. Effekten är resultatet av joniserat syre och kol. Vindarna som skapar dessa föremål kan vara var som helst mellan 20 km/s till nästan 500 km/s.
namnet på det centrala objektet under dessa steg ändras från proto-stjärna till ungt Stjärnobjekt. Medan strålarna fortsätter att utvisa skivmaterial blir det unga Stjärnobjektet (YSO) synligt och namnet ändras igen till en T-Tauri-stjärna. Detta steg fortsätter tills vätefusion initieras.
separationspunkten mellan stjärnor med låg massa och hög massa ligger i själva molnens massa. Genom att studera grupper av YSO-och T-Tauri-stjärnor har astronomer kunnat teoretisera positioner som nya stjärnor tar på Hertzsprung-Russell-diagrammet (hädanefter känt som H-R-diagrammet). Hayashi-spåret, uppkallat efter Chushiro Hayashi efter omfattande arbete i stjärnutveckling, visar var en T-Tauri-stjärna kommer in i huvudsekvensen.
bildkredit
en mer detaljerad titt på de evolutionära spåren:
(bildkredit: Brooks / Cole Thomson lärande)
| denna tidslinje visar massgränsen för YSO: erna. Du kanske märker från diagrammet att större massa YSO anger huvudsekvensen måste snabbare än lägre massstjärnor. Denna faktor är också närvarande under dessa stjärnors livstid. I grund och botten stora stjärnor:
“Lev snabbt och dö ung.” |
|
av särskild anmärkning, den punkt stjärnan går in i huvudsekvensen, det kallas en Zero Age Huvudsekvensstjärna, eller ZAMS.
våra stjärnor har nu gått in i Huvudsekvensfasen. Kärnfusion har börjat i stjärnans kärna och strålar ut och/eller konvekterar sin energi till ytatmosfären.
(bildkredit: Brooks / Cole Thomson Learning)
när det gäller den inre energitransporten är skillnaderna lite annorlunda:
- energitransportmekanismen för strålning finns i stjärnor mellan 0.8 och 1,2 solmassor
- Stjärnor mindre än 0,8 (bruna dvärgar, YSO, T-Tauri) har konvektionskärnor
- alla andra stjärnor visar mönstret för energitransport som den massiva stjärnan i bilden ovan
en gång i huvudsekvensen skapar både lågmassa och högmassstjärnor sin energi genom Proton-Protonkedjan.
(bildkredit: Brooks / Cole Thomson Learning)
det tar ett tag för en del av denna reaktion att äga rum, och som ett resultat har en hel del tid innan man spenderar kärnvätet.
Stjärnlivstider baserade på spektralklass:
Lägg märke till hur o-typstjärnan ligger i huvudsekvensen i bara en miljon år jämfört med en stjärna som vår sol.
när en stjärna initierar skalväteförbränning markerar detta avstängningspunkten för huvudsekvensen. Vid denna tidpunkt utvecklas stjärnor med låg massa och hög massa lite annorlunda.
tillbaka till toppen