Sterrekunde

Hoe kan sterre van die hoofreeks meer energie uitstraal as hoofreekssterre?

Hoe kan sterre van die hoofreeks meer energie uitstraal as hoofreekssterre?


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.

Hoe kan 'n ster voor die hoofreeks meer energie uitstraal deur gravitasiekrimping as wat 'n hoofreeksster deur waterstoffusie kan wees?


Alhoewel sterre voor die hoofreeks laer temperatuur het, is dit in werklikheid groot gaswolke, dikwels so groot soos 1 stuks breed. Die helderheid wat eweredig is aan die kwadraat van die radius is in wese groot vir sterre van die hoofreeks.

Plus, die probleem met gravitasiekrimping is nie die hoeveelheid energie wat per sekonde opgewek kan word nie. Dit kan eintlik groter wees as wat deur samesmelting geproduseer word as u aandring op regtig massiewe voorwerpe. Die logika, toe ons gravitasiekrimping as 'n bron van energie vir Son uitgesluit het, was dat gravitasiekrimping dit nie lank kan onderhou nie. Geoloë het uit hul dateringswetenskap geweet dat Sun ouer as graf moes wees. inkrimping is verantwoordelik vir.

Erken dit dus. Gravitasie-inkrimping laat sterre van voor-hoofreeks meer energie uitstraal as wat hoofreeks begin, maar dit is net helderheid en nie regtig energie nie. Lichtsterkte is energie per sekonde.


Hoe kan sterre van die hoofreeks meer energie uitstraal as sterre van die hoofreeks? - Sterrekunde

Konteks. Die eerste miljoen jaar van die pre-hoofreeks (PMS) evolusie van lae-massa sterre word gekenmerk deur magnetosferiese aanwas, 'n sirkelvormige proto-planetêre skyf en die prosesse wat lei tot die verspreiding daarvan. Onder hierdie is foto-verdamping wat veroorsaak word deur sterk X-straal-emissie van die sentrale ster waarskynlik beduidend. Verskeie aspekte van die X-straal-uitstoot van koronae en aanwas-skokke bly geheimsinnig, byvoorbeeld of en hoeveel aanwas koronale emissie beïnvloed.
Doelstellings: Ons het die X-straalveranderlikheid van

1 My ou lae-massa PMS-sterre as 'n funksie van tydskaal, sterrotasie en ster-eienskappe om insig te kry in die werking van PMS-korona's, hul X-straalemissie en die sirkelvormige omgewing waarin hulle gedompel is.
Metodes: Ons het die

850 ks lange Chandra-waarneming van die Orion-newelgroep wat deur die COUP-samewerking in Januarie 2003 verkry is, en die X-straalligkromme van lae-massa sterre in verskeie submonsters statisties ontleed. Ons hooffokus was om die verskillende X-straal-gedrag van sterre met en sonder sirkelvormige aanwas-skywe te karakteriseer, en om die fisiese meganisme wat verantwoordelik is vir die waargenome wisselvalligheid, af te lei.
Resultate: Akkreterende sterre (klassieke T Tauri-sterre, CTTS's) word gevind dat hulle veranderliker is as sterre wat nie aanpas nie (T-Tauri-sterre met 'n swak lyn, WTTS's) op alle tydskale en in alle X-straal-energiebande. Daar word gesien dat wisselvalligheid toeneem met tydskaal, tot die langste ondersoek,

10 dae. Handtekeninge van rotasie-modulasie word waargeneem vir beide CTTS's en WTTS's, en die duidelikste vir CTTS's in die sagte X-straalband. Laer massa sterre is veranderliker as sterre met 'n hoër massa.
Gevolgtrekkings: Ons stel voor dat die verskil in wisselvalligheid tussen CTTS's en WTTS's verklaar kan word met die veronderstelling dat die X-straalemissie van CTTS beïnvloed word deur tydsveranderlike absorpsie as gevolg van sirkelvormige strukture, soos kromtrekkings in die binneste skyf en / of aanwasstrome. Hierdie voorstel is aantreklik, omdat dit in die hipotese dat die koronae van CTTS's en WTTS's soortgelyk is, dit ook kan verklaar waarom CTTS's laer en meer verspreide X-straalemissievlakke het vergeleke met WTTS's.


Les 11

D) totale hoeveelheid lig wat die ster gedurende sy hele leeftyd sal uitstraal.

A) word verminder met 'n faktor van vier, en die skynbare helderheid word met 'n faktor van vier verlaag.

B) verminder met 'n faktor van twee, en die skynbare helderheid word met 'n faktor van twee verlaag.

C) bly dieselfde, maar die skynbare helderheid word met 'n faktor twee verminder.

D) bly dieselfde, maar die skynbare helderheid word met 'n faktor van vier verminder.

A) helderheid = skynbare helderheid / 4π × (afstand) 2

B) skynbare helderheid = helderheid / 4π × (afstand) 2

C) skynbare helderheid = helderheid × 4π × (afstand) 2

A) Alle sterre blus die meeste van hul lig binne die sigbare spektrum van die spektrum.

B) Om die totale helderheid van 'n ster te meet, moet u die helderheid daarvan in alle golflengtes meet, en dit is moeilik om te doen. Die enigste golflengtes wat u vanaf die aarde kan meet, is sigbaar en radiogolflengtes.

C) Die meeste sterre steek nie lig uit in ander spektrums nie.

D) Hulle is dieselfde vir die meeste sterre.

D) halfpad oor die Melkwegweg.

A) Die omvangstelsel wat ons nou gebruik, is gebaseer op 'n stelsel wat meer as 2000 jaar gelede deur die antieke Grieke gebruik is, wat sterre geklassifiseer het volgens hoe helder dit lyk.

B) 'n Ster met skynbare grootte 1 is helderder as een met skynbare grootte 2.

C) Die absolute grootte van 'n ster is 'n ander maatstaf vir die helderheid daarvan.

D) Die absolute grootte van 'n ster is die skynbare grootte wat dit sou hê as dit op 'n afstand van 10 parsek van die aarde af was.

A) Die letters verwys na die voorletters van die oorspronklike ontdekkings.

B) Die oorspronklike alfabetiese etikettering stem nie ooreen met die oppervlaktemperatuur nie en moes dus herbestel word.

C) Hulle is gekies om by 'n geheuehokkie te pas.

D) Omdat daar nog onsekerheid is oor wat die energie in sterkerne genereer.

A) Die spektraaltipe van 'n ster kan gebruik word om die oppervlaktemperatuur daarvan te bepaal.

B) Die spektraaltipe van 'n ster kan gebruik word om die kleur daarvan te bepaal.

C) 'n Ster met die spektrale tipe A is koeler as 'n ster met die spektrale tipe B.

D) 'n Ster met die spektrale tipe F2 is warmer as 'n ster met die spektrale tipe F3.

A) Sonder om eers die afstande na hierdie sterre te ken, kan u geen gevolgtrekkings maak oor hoe hul ware helderheid met mekaar vergelyk nie.

B) Die helderheid van ster 1 is 'n faktor van 100 minder as die helderheid van ster 2.

C) Ster 1 is 100 keer verder verwyder as Ster 2.

D) Ster 1 is 100 keer nader as ster 2.

A) oppervlaktemperatuur op die horisontale as en die helderheid op die vertikale as

B) massa op die horisontale as en die helderheid op die vertikale as

C) oppervlaktemperatuur op die horisontale as en radius op die vertikale as

D) massa op die horisontale as en sterouderdom op die vertikale as

A) spektrale tipe ster.

C) die helderheid van die ster in ons lug.

A) van chemiese reaksies.

B) van gravitasiekrimping.

C) deur waterstof in helium om te skakel.

D) deur helium in koolstof, stikstof en suurstof om te skakel.

A) Sterre met lae massa is koeler en minder helder as sterre met groot massa.

B) Sterre met lae massa is warmer en helderder as sterre met groot massa.

C) Sterre met lae massa is koeler, maar helderder as sterre met groot massa.

D) Sterre met lae massa is warmer, maar minder helder as sterre met groot massa.

D) energie-opwekking proses

A) Hulle het almal dieselfde helderheid.

B) Hulle het almal dieselfde tydperk.

C) Die helderheid daarvan kan afgelei word vanaf hul tydperk.

D) Hulle is naby genoeg om 'n waarneembare parallaks te hê.

A) Alle sterre in die groep het ongeveer dieselfde kleur.

B) Alle sterre in die groep is ongeveer dieselfde ouderdom.

C) Al die sterre in die groep het ongeveer dieselfde massa.

D) Alle sterre in die groep sal dieselfde ontwikkel.

A) Alle sterre in die groep is ongeveer op dieselfde stadium in evolusie.

B) Die meeste sterre in die groep is jonger as 10 miljard jaar oud.

C) Die meeste sterre in die groep is geel of rooierig van kleur.

D) Alle sterre in die groep het ongeveer dieselfde massa.

C) polsende veranderlike sterre.

B) tel die planete wat rondom die grootste sterre gevorm het

C) om die hoofreeks se afslaanpunt van die sterre te vind

A) Degenerasie-druk stop die sametrekking van 'n protostêr, sodat die kern nooit warm of dig genoeg word vir kernfusie nie.

B) Daar is nie genoeg massa om kernreaksies op 'n selfonderhoudende manier te handhaaf nie.

C) Die oppervlaktemperatuur styg nooit so hoog dat die straling vasgevang kan word nie en verhit die binnekant tot die temperatuur wat benodig word vir kernfusie.

D) Stralingsdruk stop die sametrekking van 'n protostaar sodat die kern nooit warm of dig word vir kernfusie nie.


Hoe kan sterre van die hoofreeks meer energie uitstraal as sterre van die hoofreeks? - Sterrekunde

Konteks. Protostars groei vanaf die eerste vorming van 'n klein saadjie en daaropvolgende aanwas van materiaal. Onlangse teoretiese werk het getoon dat die evolusie van die pre-hoofreeks (PMS) van sterre baie ingewikkelder is as wat voorheen voorsien is. In plaas van die tradisionele, bestendige, eendimensionele oplossing, kan die aanwas episodies wees en nie noodwendig simmetries nie, wat die energie wat in die ster neergelê is, beïnvloed en die binneste struktuur daarvan.
Doelstellings: Gegewe hierdie nuwe raamwerk, wil ons verstaan ​​wat die evolusie van aanwas-sterre beheer.
Metodes: Ons gebruik die MESA sterre evolusiekode met verskillende stelle toestande. Ons neem veral rekening met die (onbekende) doeltreffendheid van aanwas om gravitasie-energie in die protostaar te begrawe deur middel van 'n parameter, ξ, en ons varieer die hoeveelheid deuterium wat daar is.
Resultate: Ons bevestig die bevindinge van vorige werke dat, in terme van evolusionêre spore op 'n Hertzprung-Russell (HR) -diagram, die evolusie aansienlik verander met die hoeveelheid energie wat verlore gaan tydens aanwas. Ons vind dat verbranding van deuterium ook die PMS-evolusie reguleer. In die lae-entropie-aanwas-scenario verskil die evolusionêre spore in die HR-diagram aansienlik van die klassieke spore en is hulle sensitief vir die deuterium-inhoud. 'N Vergelyking van teoretiese evolusiespore en waarnemings stel ons in staat om 'n aantal koue aanwasmodelle (ξ 0) met lae deuterium-oorvloed uit te sluit.
Gevolgtrekkings: Ons bevestig dat die ligverspreiding wat in trosse gesien word, verklaar kan word deur modelle met 'n ietwat ondoeltreffende inspuiting van aanwashitte. Die gevolglike evolusiespore word dan sensitief vir die aanwas-hitte-doeltreffendheid, aanvanklike kern-entropie en deuterium-inhoud. In hierdie konteks voorspel ons dat trosse met 'n hoër D / H-verhouding minder ligverspreiding moet hê as trosse met 'n kleiner D / H. Toekomstige werk oor hierdie kwessie moet stralings-hidrodinamiese simulasies insluit om die doeltreffendheid van aanwasverwarming te bepaal en verdere waarnemings om die deuteriuminhoud in stervormende streke te ondersoek.


Hoe kan sterre van die hoofreeks meer energie uitstraal as hoofreekssterre? - Sterrekunde

Konteks. NGC 6611 en sy ouerlike wolk, die arendnevel (M 16), is goed bestudeerde stervormende streke, danksy hul groot inhoud van beide OB-sterre en sterre met skywe en die waargenome aanhoudende stervorming. In ons vorige studies oor die Eagle Nebula het ons 834 skyfdraende sterre wat met die wolk verband hou, geïdentifiseer nadat ons hul oormaat in NIR-bande van J-band tot 8,0 μm opgespoor het.
Doelstellings: In hierdie referaat bestudeer ons die aard van 'n deelmonster van skyfdraende sterre wat eienaardige eienskappe toon. Dit lyk ouer as die ander lede in die V vs. V-I-diagram, en / of hulle het een of meer IRAC-kleure teen suiwer fotosferiese waardes, ondanks die feit dat hulle NIR-oormaat toon, wanneer optiese en infrarooi kleure vergelyk word.
Metodes: Ons bevestig die lidmaatskap van hierdie sterre tot M 16 deur 'n spektroskopiese analise. Die fisiese eienskappe van hierdie sterre met skywe word bestudeer deur hul spektrale energieverdelings (SED's) te vergelyk met die SED's wat deur modelle van T Tauri-sterre voorspel word met skywe en omhulsels.
Resultate: Ons toon aan dat die ouderdom van hierdie sterre geskat uit die V vs. V-I-diagram onbetroubaar is, aangesien hul V-I-kleure verander word deur die lig wat deur die skyf in die siglyn versprei word. Slegs in enkele gevalle is hul SED's versoenbaar met modelle met oormaat V-band wat veroorsaak word deur optiese sluier. Kandidaatlede met skywe en fotosferiese IRAC-kleure word gekies deur die gebruikte NIR-skyfdiagnostiek, wat sensitief is vir matige oormaat, soos dié wat deur skyfies met 'n lae massa vervaardig word. In 1/3 van hierdie gevalle kan die verspreiding van sterrestroom deur die skywe ook aangeroep word.
Gevolgtrekkings: Die fotosferiese lig wat deur die skyfkorrels in die siglyn versprei word, kan die afleiding van fisiese parameters van Klas II-sterre uit fotometriese optiese en NIR-data beïnvloed. Daarbenewens is die diagnostiese skyfies wat ons gedefinieer het, nuttig om sterre met skywe te kies, selfs diegene met matige oormaat of waarvan die optiese kleure verander word deur 'n sluier of ligverspreide lig.


Sterkleur en energie

Sterre kom in verskillende groottes en kleure voor, maar dit skyn almal omdat dit warm is.

'N Ster se kleur gee 'n direkte meting van sy oppervlaktemperatuur. Die warmste sterre skyn blou-wit, terwyl die koelste vaal oranje of rooi is. Op hul beurt dui die temperatuur aan hoeveel energie 'n gegewe oppervlakte van die ster se oppervlak elke sekonde in die ruimte uitstraal. Wanneer dit vermenigvuldig word met die totale oppervlakte van die ster, vertel dit ons die helderheid van die ster - 'n meting van hoeveel energie dit elke sekonde in die ruimte uitstraal.

Wat laat sterre skyn?

Sterre produseer hul energie deur kernfusie. Vir die meeste sterre word hierdie proses oorheers deur 'n proses genaamd 'proton-protonketting', 'n reeks gebeure wat vier waterstofatome in een heliumatoom omskep. Die proton-proton-kettingreaksie vuur die meeste sterre aan en gee hulle die nodige energie om hul enorme massa gedurende die grootste deel van hul leeftyd te ondersteun. Dit is die bron van ons eie sonkrag.

Groter sterre, waarvan die verpletterende gewig selfs hoër temperature by hul kern veroorsaak, gebruik 'n meer komplekse samesmeltingsproses wat die "CNO-siklus" genoem word. In hierdie reaksie dien spoorhoeveelhede koolstof, stikstof en suurstof as katalisators om vier waterstofatome in een helium te smelt. Alhoewel hierdie metode meer energie oplewer, kan die vereiste hoër temperature slegs bereik word deur sterre massiewer as die son, en sulke sterre is gedoem deur hul produktiewe produksie tot 'n kort lewensduur.


Hoe kan voorhoofreekssterre meer energie uitstraal as hoofreekssterre? - Sterrekunde

2 MK tot> 40 MK, en is veral in staat om die temperatuur van warm (> 10 MK) koronae akkurater te meet as ander vorige of bestaande instrumente. AsCA het gevolglik baie warm koronale plasmas opgespoor wat hoër temperature het as gemeet met laer resolusie-data van satelliete soos Einstein en ROSAT. Hierdie sensitiwiteit vir hoë temperatuur kontinuum emissie en die vermoë om die emissie in die He-agtige Fe XXV lyne finaal met 6,7 keV te meet, is belangrike waarnemingsvermoëns van ASCA wat baie bydra tot multispektrale streekontledings van koronale termiese verdeling. Studies van ASCA-spektra vereis meestal verspreiding van multi-temperatuur koronale emissiemaatreëls om voldoende pasvorm te verkry. Oor die algemeen het sulke ontledings die vorm aangeneem van globale aanpassing van die spektra teen emissiwiteitsmodelle met 1-, 2- of 3-temperatuur met veranderlike elementêre oorvloed. Daar word gevind dat die koronae van aktiewe binêre sterre, soos RS CVn en Algol-binaries, baie warm plasma bevat. Warm emissie word ook gesien vanaf enkelreuse en superreuse, bv. 31 Com (G0 III) en ander matige massareuse by 20 en 8 MK (Ayres et al. 1998 ApJ 496, 428) en beta Dra (G2 Ib-II) by 1,6 en 0,7 keV (19 en 8 MK) (Skinner & Brown 1996). Drake et al. (1994 ApJ 436, L87) het laer temperature van 0,3-0,4 en 0,7 keV gevind vir die G-dwerg pi ^ 1 UMa en die laat-G reuse beta Cet, en Mewe et al. (1998, A&A, ingedien) vind bewyse vir slegs een enkele 0,3 keV-komponent in die kroon van die son-era, wye binêre alfa-Cen. Gudel, Guinan en Skinner (1997 ApJ 483, 947) het 'n monster van nege G-dwerge gebruik om te ondersoek hoe koronale aktiwiteit op 'n ster soos die son mettertyd ontwikkel. Hulle vind 'n stelselmatige versagting van die X-straalspektrum met verloop van tyd, met die warm 20-30 MK-komponent wat die koronale emissie van jong aktiewe sterre oorheers, en onbelangrik word in sterre met ouderdomme ouer as 500 Myr.

ASCA is sensitief vir emissie van plasmas met temperature van

2 MK tot> 40 MK, en is veral in staat om die temperatuur van warm (> 10 MK) koronae akkurater te meet as ander vorige of bestaande instrumente. AsCA het gevolglik baie warm koronale plasmas opgespoor wat hoër temperature het as gemeet met laer resolusie-data van satelliete soos Einstein en ROSAT. Hierdie sensitiwiteit vir hoë temperatuur kontinuum emissie en die vermoë om die emissie in die He-agtige Fe XXV lyne finaal met 6,7 keV te meet, is belangrike waarnemingsvermoëns van ASCA wat baie bydra tot multispektrale streekontledings van koronale termiese verdeling. Studies van ASCA-spektra vereis meestal verspreiding van multi-temperatuur koronale emissiemaatreëls om voldoende pasvorm te verkry. Oor die algemeen het sulke ontledings die vorm aangeneem van globale aanpassing van die spektra teen emissiwiteitsmodelle met 1-, 2- of 3-temperatuur met veranderlike elementêre oorvloed. Daar word gevind dat die koronae van aktiewe binêre sterre, soos RS CVn en Algol-binaries, baie warm plasma bevat. Warm emissie word ook gesien vanaf enkelreuse en superreuse, bv. 31 Com (G0 III) en ander matige massareuse by 20 en 8 MK (Ayres et al. 1998 ApJ 496, 428) en beta Dra (G2 Ib-II) by 1,6 en 0,7 keV (19 en 8 MK) (Skinner & Brown 1996). Drake et al. (1994 ApJ 436, L87) het laer temperature van 0,3-0,4 en 0,7 keV gevind vir die G-dwerg pi ^ 1 UMa en die laat-G reuse beta Cet, en Mewe et al. (1998, A&A, ingedien) vind bewyse vir slegs 'n enkele 0,3 keV-komponent in die kroons van die son-era, wye binêre alfa-Cen. Gudel, Guinan en Skinner (1997 ApJ 483, 947) het 'n monster van nege G-dwerge gebruik om te ondersoek hoe koronale aktiwiteit op 'n ster soos die son mettertyd ontwikkel. Hulle vind 'n stelselmatige versagting van die X-straalspektrum met verloop van tyd, met die warm 20-30 MK-komponent wat die koronale emissie van jong aktiewe sterre oorheers, en onbelangrik word in sterre met ouderdomme ouer as 500 Myr.

Figuur 1: Die ASCA-ligkromme (boonste paneel) en spektrum (onderste paneel) verkry vanaf die waarneming van UX Ari in 1994, 29 Augustus. Beide die rustige en die fakkelspektrum word getoon. Let op die afwesigheid van 'n yster K-lyn by 6,7 keV in die rustige spektrum en die voorkoms daarvan op 'n hoë betekenisvlak in die fakkelspektrum.

Koronale opvlam

Koronale elementêre oorvloed

1.3 tot 7 (Drake et al. 1994 ApJ 436, L87 Singh et al. 1996 ApJ 456, 766 Mewe et al. A&A in press, Ortolani et al. 1997 A&A 325, 664 Singh et al. 1998). Die ander swaar elemente, met die uitsondering miskien van Ni, toon soortgelyke uitputtingsfaktore in verhouding tot waterstof in vergelyking met hul waardes in die sonfotosfeer. Daar word algemeen geglo dat die koronêre oorvloed aan sonkrag oorvloedig is aan maklik geïoniseerde elemente soos Fe, Mg en Si in vergelyking met die fotosfeer, so die oorvloed wat in sterre koronae gesien word, is nogal raaiselagtig. Die verskil kan verband hou met die feit dat al die laat-tipe sterre wat ASCA waargeneem het, data baie hoër koronale helderheid en temperature het as dié van die son, alhoewel daar nie eenstemmigheid is oor wat die fraksioneringsmeganisme kan wees nie, hetsy vir die Son of die aktiewe sterre, hoewel onlangs van den Oord en Mewe (in voorbereiding 1998) 'n swaartekragmeganisme voorgestel het wat belowend lyk. Gudel et al. (1998, ApJ, in pers) het nuwe insig gegee in die prosesse wat koronale oorvloed beheer van ASCA-waarnemings van 'n fakkel op die aktiewe binêre UX Ari, waartydens die Fe-oorvloed gesien kan word toeneem van 0,17 sonkrag tot naby fotosfeerwaardes as (vermoedelik) onderliggende fotosferiese en chromosferiese materiaal is verdamp om die opvallende koronale lusse te vul.

Voor-hoof-volgorde sterre

2-3 keV (Carkner et al. 1996 ApJ 464, 286 Skinner & Yamauchi 1996 ApJ 471, 987 Skinner et al. 1997, ApJ, 486, 886 Tsuboi et al. ApJ, in pers Yamauchi et al. 1998, PASJ, ingedien ). Sommige hiervan is spektrale tipe B5-A6, waarvoor geen teorie X-straalemissie voorspel nie. Massiewe jong sterre in HII-streke of reuse-molekulêre wolke toon X-straalemissie met temperature van 3-10 keV en emissielyne van He-agtige Fe K (Yamauchi et al. 1996 PASJ 48, 719 Hofner en Churchwell 1997 ApJ 486, L39 Sekimoto & Torii, priv. Komm.). Die temperatuur wat waargeneem word, is hoër as dié van massiewe hoofreekssterre, wat kan dui op 'n hewiger sterwindskok naby die jong sterre. Die hoë temperatuur plasmas in massiewe stervormende streke kan bydra tot die Galactic Ridge-uitstoot.

Waarnemings van die kern van stervormingsstreke toon deurdringende harde X-straalemissie wat blykbaar afkomstig is van 'n verskeidenheid van voorheen bekende en nuwe puntbronne, waarvan baie by laer energieë verduister word (Koyama et al. 1994 PASJ 46, L125 Koyama et. 1996 Nagoya-vergadering, Kamata et al. 1997 PASJ 49, 461). Koyama et al. (1996, in Magnetodynamic Phenomena in the Solar Atmosphere - Prototypes of Stellar Magnetic Activity, p. 243) het harde X-straalemissie, insluitend 'n sterk opvlam, van Klas I-protostellêre bronne in die R CrA- en rho Oph-molekulêre wolke opgespoor. Sulke harde X-strale is nie tydens die vroeë stadiums van evolusie voor die hoofreeks verwag nie en laat interessante vrae ontstaan ​​oor hoe X-straalemissie en die geïmpliseerde magnetiese velde die stervormingsproses beïnvloed. Shu et al. (1997, Science, 277, 1475) en Hayashi et al. (1996, ApJ 468, L37) het onafhanklik voorgestel dat die harde X-straal-emissie van protostars te wyte is aan magnetiese interaksie tussen die protostellêre magnetiese velde en die binneste streke van die aanwasskywe waarin dit ingebed is. Baie harde X-straalbronne is gevind in NGC1333 sonder eweknieë teen ander golflengtes (Itoh et al. 1997 IAU Symp 184). Dit is waarskynlik klas-0-sterre. Sommige aanduidings van harde X-straalemissie van klasse 0-voorwerpe word ook gesien in die Orion Molekulêre wolke 2 en 3, waar harde X-strale opgespoor word langs 'eilande' van hoë digtheidskerne van die molekulêre gas (Koyama, priv. komm.).


Hoe kan sterre van die hoofreeks meer energie uitstraal as hoofreekssterre? - Sterrekunde

    In die melkweg neem ons sterre van so oud soos die heelal (13 miljard jaar) waar, sterre soos die son met 4,5 miljard jaar, sterretrosse wat 'n paar miljoen jaar oud is en sterre wat net vorm.

I. Stervorming en evolusie voor die hoofreeks

    Baie dun wolk met lae digtheid (10.000 atome per cm3) (amper 'n perfekte vakuum in vergelyking met kamerlug: 2x10 19 molekules per cm3).

10-20 K, sodat molekules kan vorm -> molekulêre wolk.

Die Orionnevel, 'n interstellêre wolk waarin sterstelsels en moontlik planete vorm.


Close-up van die Orion-newel verkry met HST, wat blyk dat skyfies stof en gas rondom nuutgevormde sterre blyk te wees. Hierdie protoplanetêre skywe strek oor ongeveer 0,14 ligjare en is waarskynlik soortgelyk aan die Sonnevel.

10 miljoen jaar om die hoofreeks te bereik.

0,08 sonmassas trek saam, maar bereik nooit die temperatuur vir kernfusie nie. Hulle gloei in die infrarooi as gevolg van die gravitasie-energie, en vervaag dan voordat kernreaksie kan begin. Dit is substellêre voorwerpe, ook bekend as "bruin dwerge".

II. Evolusie in die hoofreeks

    Hoofreeks: Die diagonale band wat loop van warm-helderblou sterre tot koel-flou-rooi sterre.

    Dit is die ligging van die sterre wat hul energie kry deur H in Hy in hul kern te smelt.

    Namate die massa toeneem, moet die druk en temperatuur in die kern toeneem om die groter swaartekrag te vergoed.

    As M 6 K, en die ster kry sy energie uit die proton-protonketting.

    1 H + 1 H -> 2 H + e + + neutrino

10 miljard jaar op die MS (klik hier).

    Na 1 miljoen jaar sal sterre groter as 100 sonmassas uit die MS verdwyn het.

Links: Ou sterregroep. Regs: Jong tros met helder warm sterre.

III. Plaas evolusie van hoofreeks en sterftedood

    Evolusie van 'n ster met 'n lae massa (1 sonmassa) (wat gebeur met 'n ster as dit ontwikkel?)

    Uiteindelik loop die ster uit H in die middel -> druk neem af -> inerte kern begin krimp en warmer word.

    sterre massiewer as 8 sonmassas kan hoër temperature bereik en swaarder elemente smelt:

    12 C + 4 He -> 16 O + foton (vir 500 miljoen grade)


Ui-velstruktuur met yster in die middel (nie volgens skaal nie)

    Tydens die ontploffing word atome swaarder as yster gevorm en in die ruimte gegooi (Silwer = 47 protone, Goud = 79 protone) -> die ster is dood.

SN 1987A in die groot Magellaanse wolk Die krapnevel: die oorblyfsel van 'n SN wat in 1054 n.C.

    As die kern minder as 3 sonmassas het, kan die swaartekrag gebalanseer word deur die druk van die dig gepakte neutrone (wat mekaar amper raak). Neutrone stop die ineenstorting en vorm 'n stabiele stelsel wat 'n neutronster genoem word.

    Dit is die digste vorm van materie in die waarneembare heelal: 10 17 kg / m 3 ('n teelepel neutronster materie op aarde sal 100 miljoen ton weeg).

    In teorie val al die massa in 'n punt.

    Vir 'n voorwerp soos die Son, Rs = 3 km -> Druk die son af tot die grootte van 'n klein dorpie en jy kry 'n BH.


Hoe kan voorhoofreekssterre meer energie uitstraal as hoofreekssterre? - Sterrekunde

Ons bied 'n vereenvoudigde analise van die effekte van skyfaanwas op die vroeë evolusie van sterrekonvektiewe sterre met 'n lae massa voor die hoofreeks. Ons analise bou voort op die vorige seminale werk van Stahler, maar dit verskil deurdat die aanwas van materiaal oor 'n klein area van die steroppervlak plaasvind, soos deur 'n skyf of magnetosferiese aanwas kolom, sodat die grootste deel van die sterre fotosfeer straal na die ruimte. Hierdie randtoestand is soortgelyk aan die beperkende geval wat Palla & amp Stahler vir sterre met 'n massa tussen twee massa beskou. Ons voer aan dat materiaal vir 'n wye verskeidenheid aanwas van skyfmassa materiaal met relatiewe klein hoeveelhede termiese energie aan die ster sal toevoeg. Protostellêre evolusie, berekend met die veronderstelling dat hierdie 'aanpassingsgrens' vir lae temperatuur ', volg gewoonlik die resultate van Stahler vanweë die termostatiese aard van deuteriumfusie, wat voorkom dat protostars onder 'n' geboortelyn 'in die HR-diagram saamtrek. Ons berekende protostellêre radiuse val onder hoër massas onder Stahler. Die bykomende energieverlies van die sterre fotosfeer in die geval van skyfaanwas is geneig om die protostar te laat saamtrek. Die evolusiespore van die lae temperatuur-skyfaanwas val nooit onder die geboortegrens van die deuterium-fusie totdat die interne deuterium uitgeput is nie, maar protostellêre spore kan bo die geboortelyn in die HR-diagram lê as die aanvanklike radius van die protostellêre kern groot genoeg is of as 'n vinnige skyf aanwas (soos wat tydens FU Ori-uitbarstings mag voorkom) voeg die ster aansienlike hoeveelhede termiese energie toe. Hierdie moontlikhede kan tans nie deur teoretiese argumente of waarnemingsbeperkings uitgesluit word nie, sodat individuele protostars kan ontwikkel langs 'n veelvoud van geboortelyne met 'n beskeie verskeidenheid helderheid by 'n gegewe massa. Ons resultate dui aan dat daar groot onsekerhede bestaan ​​in die toeken van ouderdomme vir die jongste sterre vanuit die HR-posisies, gegewe die onsekerheid in geboortelynposisies. Ons berekeninge dui ook daarop dat die relatief lae skyfaanwaspercentages wat kenmerkend is van T Tauri-sterre onder die geboortelyn, daartoe lei dat sterre met 'n lae massa slegs effens vinniger saamtrek as die normale evolusie van die Hayashi-spore, sodat die ouderdomme vir ouer sterre voor die hoofreeks geskat word volgens HR-diagram posisies is relatief veilig.


Kyk die video: Verrekening zonne-energie - Frédéric legt uit (November 2022).