Sterrekunde

Waarom Helium-brandende sterre in 'n horisontale tak gevind word?

Waarom Helium-brandende sterre in 'n horisontale tak gevind word?


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.

Waarom Helium-brandende sterre in 'n horisontale tak op die HR-diagram aangetref word? Waarom het hulle ongeveer dieselfde helderheid?


Dit word in die Wikipedia-artikel verduidelik

Sterre op die horisontale tak het almal dieselfde kernmassas na die heliumflits. Dit beteken dat hulle baie dieselfde helderheid het, en op 'n Hertzsprung-Russell-diagram wat deur die visuele grootte geteken word, is die tak horisontaal.

Om bietjie uit te brei. In sterre van 'n sekere massa-reeks, bou helium in die kern op totdat dit 'n spesifieke massa bereik, waarna die "Helium-flits" voorkom en die verbranding van helium tot koolstof en suurstof in die kern begin. Wanneer dinge bedaar, vind heliumverbranding plaas in die kern, wat min of meer dieselfde grootte het, onafhanklik van die oorspronklike massa van die ster. Aangesien dit die hoofbron van hierdie sterre is, het hulle almal ongeveer dieselfde helderheid.

Die variasie oor die tak kom van hoeveel oorblywende gas daar buite die helium-brandende dop is - meer gas beteken 'n groter koeler ster wat dieselfde totale hoeveelheid energie uitstraal


Hoofstuk 20: Sterre evolusie

Sodra 'n protostar waterstof in sy kern begin verbrand, gaan dit vinnig deur die T-Tauri-stadium (binne 'n paar miljoen jaar) en word dit 'n hoofreeksster waar die totale massa al sy strukturele eienskappe bepaal. Die drie afdelings in 'n sterre binnekant is die kernkern, die konvektiewe sone en die stralingsone. Energie, in die vorm van gammastrale, word slegs in die kern wat brand, opgewek. Energie word op 'n stralende wyse of konveksie na die oppervlak oorgedra, afhangende van watter doeltreffender die temperatuur, digtheid en ondeursigtigheid is.

Die binnekant van drie soorte sterre word hieronder getoon. Let daarop dat 'n O-ster ongeveer 15 groter is as 'n G-ster, en 'n M-ster ongeveer 1/10 van die grootte van 'n G-ster is, hierdie skaal word onder die binnekant getoon.

Let op hoe die kernbrandende streke 'n groter persentasie van die sterre binneland inneem as 'n mens na sterre met lae massa gaan. Sterre met 'n hoë massa het 'n baie klein kern omring deur 'n groot koevert. Die energie wat vrygestel word van die sterkerne, verhit die sterre-binnekant en lewer die druk wat 'n ster omhoog hou.

As sterre soos motors was, sou hulle hul kernwaterstof verbrand totdat dit opraak en die ster sou verdof. Maar fusie omskakel waterstof in helium. Die kern word dus nie leeg nie, dit word gevul met helium & # 8220ash. & # 8221

Namate die heliumas opbou, stop die opwekking van energie in die kern. Die samesmeltingsproses beweeg na buite in 'n dop wat die warm heliumkern omring. Helium kan ook saamsmelt, maar omdat dit 'n groter atoom is, benodig dit meer as 100 miljoen grade temperatuur om die elektrostatiese afstoting te oorkom (die heliumkern het twee protone, dubbel die waterstofkern). Vir klein sterre word hierdie temperatuur nooit bereik nie en die heliumkern bly inert.

Sterre begin hul lewens as 74% waterstof, 25% helium en 1% alles anders op die periodieke tabel (volgens massa). Fusie duur al 5 miljard jaar in die kern van die son, en die kern daarvan is nou ongeveer 29% waterstof, 70% helium en 1% alles anders. Fusion verander die chemiese samestelling van sterre interieurs.

Let daarop dat die kern van sterre so groot en massief is, dat dit tussen 100 en duisende tot miljarde jare neem om waterstofbrandstof op te raak. Dit is duidelik dat sterre wat die helderste brand, die vinnigste brand en dus die kortste leeftyd het.

Evolusionêre spore na hoofreeks:

Namate die toevoer van waterstof in die kern begin afneem, daal die samesmeltingstempo en daal die hoeveelheid opgewekte energie. Vanuit termiese ewewig weet ons dat die temperatuur dan sal begin daal en dan sal die druk ook in die fusiekern daal.

Uit hidrostatiese ewewig weet ons dat 'n daling in druk beteken dat die kern van die ster effens sal saamtrek. Dit sal veroorsaak dat die temperatuur weer styg, en die samesmeltingstempo, vir die oorblywende waterstof in die kern, spring op (al is die kernwaterstof amper weg, 'n laaste asem). Die skerp styging in temperatuur begin ook 'n waterstofbrandende dop rondom die kern, 'n gebied wat te koel (minder as 15 miljoen grade) was om vroeër samesmelting te onderdruk. Op hierdie stadium word die waterstofverbrandende dop belangrik as die enigste bron van energie in die sterwende ster.

Sodra die brandstofdop geskep is, spring die ster 'n klein sprong van die hoofreeks in die HR-diagram af. Dit word 'n bietjie helderder en 'n bietjie koeler. Die daling in die oppervlaktemperatuur is omdat die omhulsel van die ster 'n klein hoeveelheid vergroot en die oppervlakte vergroot. Hierdie verhoogde oppervlak verhoog ook die helderheid van die ster.

Sodra die laaste waterstof in die kern van 'n verouderende hoofreeksster opgebruik is, stop die samesmelting in die kern en daal die temperatuur en val die kern in. Die ineenstortende kern skakel gravitasie-energie (potensiële energie) om in termiese energie (kinetiese energie). Hierdie energie word in die waterstofverbrandingsdop gelei, wat uitbrei om meer brandstof in die binnekant van die ster te gebruik.

Die waterstofverbrandende dop genereer meer energie as wat die kern gedoen het (dit het toegang tot 'n veel groter volume van die ster en massa) en die ster neem skerp toe in helderheid en brei uit tot 'n rooi reus. Alhoewel die ster helderder is, meer energie produseer, het sy druk sodanig toegeneem dat sy oppervlakte baie groot geword het en die oppervlaktemperatuur van die ster in die spektrale tipe K en M daal. (HR-diagram)

Hierdie hele proses duur 'n paar miljoen jaar, maar uiteindelik word die hoofreeks 'n rooi reus of 'n rooi reus, afhangende van die aanvanklike massa. Let op dat waar en hoe vinnig 'n ster ontwikkel, bepaal word deur sy hoofreeksmassa. Warm, massiewe O-sterre verouder vinnig en word rooi reuse. Koeler, minder massiewe G-sterre leef 10 miljard jaar en ontwikkel dan in rooi reuse.

Let ook op dat ons nie evolusiespore vir sterre van minder as 0,8 sonmassas sien nie. Dit is omdat die tyd vir hierdie tipe sterre om in rooi reuse te ontwikkel langer is as die huidige ouderdom van die heelal (ongeveer 15 miljard jaar). Dus, selfs as 'n ster reg by die Skepping gebore is, was daar nie genoeg tyd vir 'n ster met so 'n lae massa om al sy waterstofbrandstof op te gebruik nie. In werklikheid ken ons die onderste grens tot die ouderdom van die heelal deur na die massas rooi reuse te kyk om te sien wat die oudste sterre is.

Red Giant Evolution:

'N Ster en evolusie na die rooi reuse-fase hang af van die massa daarvan. Vir sterre groter as 1 sonmassa, eet die waterstofverbrandende dop sy pad na buite en laat meer heliumas agter. Namate die helium ophoop, word die kern massiewer en trek dit saam. Die inkrimping verhit die kern namate dit digter word.

Die digtheid van die kern neem toe tot die punt waar die elektrone ontaard. Die kern begin meer soos 'n vloeistof as 'n gas werk, en dit word onkompresserbaar en verdere inkrimping stop.

Namate die waterstofdop aanhou brand, word die ontaarde kern warmer en warmer sonder om uit te brei. Helium, wat 'n groter kern as waterstof is, benodig meer kinetiese energie om te versmelt, wat hoër temperature beteken. Op 100 miljoen grade kan helium in die koolstof omgeskakel word deur die drievoudige alfa-proses.

Die energie wat deur die trippel-alfa-proses vrygestel word, verhit die kern en verhoog die temperatuur nog meer. Weereens, onder normale omstandighede, sal die verhitting die druk verhoog en die kern sal uitbrei en afkoel. Maar omdat die kern ontaard, styg die temperatuur, maar die kern brei nie uit nie. Hoër temperature beteken 'n vinniger drievoudige alfa-tempo, wat meer energie beteken, wat hoër temperature beteken, ens. & # 8230

Wanneer die kerntemperatuur 300 miljoen grade bereik, vind 'n byna plofbare verbruik van die helium plaas, wat die heliumflits genoem word. Tydens die baie kort heliumflits (enkele minute), stuur die ster meer energie uit as 100 keer die produksie van die hele sterrestelsel. Hierdie energie bereik egter nooit die oppervlak nie, maar gaan eerder die degenerasie van die elektrone verwyder en die kern uitbrei. (Helium flits)

Vir sterre meer as 2 sonmassas begin die trippel-alfa-proses voordat die elektrone ontaard. En dus is daar geen heliumflits nie, net 'n geleidelike verskuiwing na 'n kernheliumbrandstreek omring deur 'n waterstofbrandende dop.

Horisontale taksterre:

Nadat die verbranding van helium begin (eksplosief met 'n flits, of geleidelik vir swaarder sterre), het die ster twee energiebronne, waterstoffusie in 'n dop rondom die kern en heliumfusie in die kern. Helium verbrand in koolstof, en koolstof kombineer met helium om suurstof te maak. Die kern van die ster word ryk aan koolstof- en suurstofkerne, en die ster se oppervlaktemperatuur styg tot 'n horisontale takster.

Sterre met massas groter as of gelyk aan die son word kleiner en warmer teen 'n konstante helderheid. Hulle ontwikkel na horisontale taksterre deur konstant oor die HR-diagram te beweeg. Lae massa sterre teen ongeveer 10 sonligsterkte, hoë massa sterre (10 sonmassas) teen ongeveer 200 sonligsterkte. Let op dat HB-sterre die onstabiliteitsstrook oorsteek terwyl hulle ontwikkel. Vir 'n kort tydjie sal sterre met groot massa Cepheid-veranderlikes wees en sterre met lae massa RR Lyrae-sterre.

Asimptotiese reuse-taksterre:

Nadat hy 'n paar miljoen jaar as horisontale taksterre bestaan ​​het, is die helium in die kern van die ster uitgeput (nou meestal koolstof- en suurstofkerne) en sal 'n heliumbrandende dop onder die waterstofbrandende dop ontwikkel. Die elektrone in die kern word weer ontaard en die ster brei uit en verkoel om 'n asimptotiese reuse-takster te word.

Die meeste energie kom van die waterstof verbrandende dop, die helium brandende dop is op die oomblik klein. Die waterstofdop stort egter heliumas op die heliumdop. Na 'n geruime tyd word genoeg helium opgebou sodat die heliumskaal 'n plofbare gebeurtenis ondergaan wat die termiese pols genoem word.

Die termiese pols word skaars opgemerk aan die oppervlak van die ster, maar dien om die massa van die koolstof / suurstofkern te vergroot, sodat die grootte en helderheid van die ster geleidelik toeneem. Terwyl die ster op die asimptotiese reuse-tak klim, ontwikkel daar 'n wind in die ster-koevert wat die buitenste lae die ruimte in waai. In hierdie wind word stofdeeltjies gevorm (belangrik vir interstellêre wolke en proto-sonnestelsels).

Gedurende hierdie tyd blokkeer 'n dik stofdop die sigbare lig van die ster sodanig dat dit net in die IR gesien word, alhoewel dit 10 000 keer helderder is as die son.

Om die evolusie van 'n sterkern saam te vat, toon die volgende figuur die veranderinge in 'n ster met 'n hoë massa oor tyd.

Die sterwind veroorsaak massaverlies vir AGB-sterre van minder as 8 sonmassas. Hierdie verlies is ongeveer 10-4 sonmassas per jaar, wat beteken dat die ster binne 10 000 jaar sal oplos en die sentrale, warm kern (die sentrale ster in 'n planetêre newel) verlaat. As die ster groter is as 8 sonmassas, bly die kern steeds verhit. Koolstof en suurstof smelt saam om neon te vorm, dan magnesium en dan silikon. Dit vorm alles in brandende skulpe rondom 'n ysteraskern.

Yster is ongewoon omdat dit uiters stabiel en bestand is teen samesmelting. Die temperatuur van 'n ysterkern kan 3 miljard grade bereik. Wanneer die ysterkern 'n kritieke massa bereik, stort dit gewelddadig in 'n supernova-ontploffing in.

Planetêre newelfase:

Namate 'n asimptotiese reuse-takster groter en helderder word, verhoog die tempo waarteen massa verloor. Vir sterre minder as 8 sonmassas ontwikkel 'n sterk sterwind en word die buitenste lae van die ster verwyder om die warm ontaarde kern bloot te stel. Namate die gas uitgestoot word en die kern sigbaar is, word die ster se kleur baie blouer en beweeg dit in die HR-diagram teen konstante helderheid na links.

Slegs 'n paar duisend jaar is nodig om die temperatuur van 'n ster tot 30.000 K te laat groei. By hierdie temperatuur begin die ster groot hoeveelhede UV-straling uitstraal. Hierdie UV-straling is in staat om die waterstofdop van materie wat tydens die AGB-fase ontsnap het, te ioniseer. Hierdie dop van geïoniseerde waterstof gloei dieprooi as 'n planetêre newel. In die middel van die planetêre newel is die oorblywende kern.

Sterre bo 20 tot 25 sonmassas eindig hul tyd as AGB-sterre deur supernovas te word.

Wit dwerge:

Ons kennis van wit dwerge het in 1850 begin met die ontdekking van 'n metgesel van Sirius, genaamd Sirius B. Dit was 10 000 keer flouer as Sirius A, maar sy massa was 0,98 sonmassas. Aangesien die temperatuur daarvan 10 000 K gemeet is, het die klein massa en dowwe helderheid nie sin gemaak in die konteks van die massa-helderheidsverhouding vir sterre nie.

Die enigste manier waarop dit warm en flou kon wees, was dat Sirius B baie, baie klein was en dat hulle dus wit dwergsterre genoem is. Wit dwergsterre is baie kleiner as normale sterre, sodat 'n wit dwerg van die massa van die son net effens groter is as die aarde.

Daar is gou besef dat die gas in 'n wit dwerg te dig is om as 'n ideale gas op te tree en eerder ontaard het. As u die massa vergroot, word die ster groter vir normale sterre, en sy radius neem toe. Vir wit dwerge is die teendeel egter waar, die toename van die massa laat die ster krimp. Let op dat die radius van die ster by een of ander massa tot nul gaan.

Die grootte van 'n ster is 'n balans tussen druk en swaartekrag. Swaartekrag trek die buitenste lae van die ster na binne. Druk druk die lae na bo. In 'n ontaarde gas verhoog die verhoging van die digtheid nie die druk nie (teenoor 'n normale gas). Maar verhoogde digtheid verhoog wel swaartekrag. As u dus massa by 'n wit dwerg toevoeg, neem die swaartekrag toe, maar die druk verander net 'n klein hoeveelheid. Swaartekrag wen en die ster krimp.

Let op dat die massa-radius-verhouding vir wit dwerge beteken dat u nie kan voortgaan om massa by 'n ster te voeg nie, want uiteindelik gaan die radius na nul. Dit beteken ook dat die massiewe sterre (met massas groter as 1,4 sonmassas) die grootste deel van hul massa moet vergiet, aangesien die planetêre newel nie, of die finale sametrekking tot 'n wit dwerg nie deur die ontaarde elektrone kan stopgesit word nie. As die massa nie gestort kan word nie, sal dit neutronsterre of swart gate word.

Evolusie van wit dwerge:

Wit dwerge kom baie voor, dit kom voor in binêre stelsels en in trosse. Aangesien dit oorblyfsels is van sterre wat in die verlede gebore is, bou hulle getalle mettertyd op. Dit is slegs omdat hulle so flou is dat ons dit nie opspoor nie, behalwe vir die heel naaste.

Sodra 'n wit dwerg tot sy finale grootte kontrakteer, is daar geen kernbrandstof meer beskikbaar om te verbrand nie. 'N Wit dwerg is egter nog steeds baie warm uit sy verlede as die kern van 'n ster. Met die verloop van tyd koel die wit dwerg dus af deur sy energie na buite uit te straal. Let daarop dat wit dwerge met 'n groter massa klein is en dus energie stadiger uitstraal as groter, klein massa dwerge.

Stralingsverkoeling is een manier vir 'n wit dwerg om af te koel, 'n ander manier is neutrino-verkoeling. By baie hoë temperature, ongeveer 30 miljoen grade K, kan gammastrale naby elektrone beweeg en 'n paar neutrino's voortbring. Die neutrino's ontsnap onmiddellik van die wit dwerg (omdat hulle baie swak met materie omgaan) en verwyder energie.

Aan die ander kant, as 'n wit dwerg afkoel, kan die ione hulself in 'n georganiseerde roosterstruktuur rangskik as hul temperatuur onder 'n sekere punt daal. Dit word kristallisering genoem en sal energie vrystel wat die afkoeltyd tot 30% vertraag.

Die verkoelingsproses is baie stadig vir wit dwerge. Na 'n miljard jaar is die tipiese witdwerg tot 0,001 die helderheid van die son. Maar die eindresultaat is onstuitbaar, want die wit dwerg sal uiteindelik al sy energie prysgee en 'n soliede, kristalswart dwerg word.

Gemiddeld een keer per dekade neem ons 'n & # 8220nuwe & # 8221 ster in die hemel waar. Hierdie sterre, genaamd nova van die Latynse woord vir nuwe, is slegs enkele weke sigbaar en verdwyn dan uit die oog. Die vergelyking van voor- en na-beelde van die lugruim toon dat novae ou sterre is wat dramaties verhoog, soos Nova Herculis hieronder:

Die verandering is dat die helderheid gewoonlik 'n faktor van 106 is (terwyl 'n supernova 108 is, 'n ander voorwerp saam). Die ligkrommes vir 'n nova lyk soos volg:

Daar is baie redes waarom 'n ster die helderheid op 'n skielike en plofbare manier kan toeneem, die botsing van twee sterre, kernveranderings, onstabiele pulsasies. Novae kom egter dikwels terug, wat beteken dat die nova weer na 50 tot 100 jaar sal begin. Dit beteken dat wat ook al die helderheidsveranderings veroorsaak, siklies moet wees (dit wil sê dat dit die ster nie vernietig nie).

Die beste verklaring vir novae is samesmelting met 'n wit dwerg. Per definisie het wit dwerge nie meer waterstof om in 'n samesmeltingsreaksie te verbrand nie. Hulle het al hul waterstof in vroeëre fases van hul lewensiklus gebruik. Egter 'n wit dwerg in 'n binêre stelsel kan & # 8216 steel & # 8217; s ekstra waterstof uit sy metgesel deur getystroop.

'N Binêre stelsel met 'n normale hoofreeksster en 'n ou wit dwerg sal soos volg lyk:

Uiteindelik sal die hoofreeksster ontwikkel tot 'n rooi reuse-ster.

Namate die rooi reuse-ster voortgaan om uit te brei, sal dit sy Roche-limiet oorskry en waterstofgas na die wit dwerg sal stroom en na binne draai om 'n aanwasskyf te vorm.

Waterstofgas sal op die oppervlak van die wit dwerg opbou waar die swaartekrag van die oppervlak baie hoog is. Na 'n paar dekades sal die druk en digtheid van die buitenste dop van waterstof die punt bereik waar samesmelting kan begin en die dop in 'n uitbarsting van energie ontplof.

Nadat die dop gesmelt is, begin die proses weer en verduidelik dit waarom ons herhalende novae sien. Waarnemings van ou nova's, 'n paar jaar na die gebeurtenis, toon dat ons teorie korrek is met die ontdekking van uitbreidende skulpe van gas rondom DQ Her en GK Per. Hierdie skulpe beweeg teen ongeveer 1 000 km / sek van die binêre af.

Ons sal 'n soortgelyke scenario sien rondom binaries waar een van die paar 'n neutronster is. Aangesien die druk op die stortgas soveel hoër is, word die meeste energie vrygestel in die x-straal, 'n x-straalburster genoem.

Omdat die meeste sterre na wit dwerge ontwikkel, is novae relatief algemeen in die Melkweg. Ongeveer 200 is die afgelope 100 jaar ontdek.


Sterrekundiges bespeur reusevlekke op uiters warm sterre in drie bolvormige trosse

Met behulp van verskeie instrumente op die Very Large Telescope, VLT Survey Telescope en die New Technology Telescope van ESO, het sterrekundiges reuse-kolle op die oppervlak van uiterste horisontale taksterre in drie bolvormige trosse ontdek: NGC 2808, NGC 6752 en NGC 5139.

'N Kunstenaar se indruk van hoe een van ekstreme horisontale taksterre, en sy reuse witagtige kol, kan lyk. Die kol is helder, neem 'n kwart van die ster se oppervlak in beslag en word veroorsaak deur magnetiese velde. Soos die ster draai, kom en gaan die kol op sy oppervlak, wat sigbare veranderinge in helderheid veroorsaak. Beeldkrediet: ESO / L. Calçada, INAF-Padua / S. Zaggia.

Extreme horizontale tak (EHB) sterre is voorwerpe met 'n massa van ongeveer 0,5 sonmassas en temperature in die omgewing van 20.000-30.000 K.

Daar word geglo dat hierdie sterre ongeveer 30% van hul oorspronklike massa en bykans die hele atmosfeer verloor het.

Hul waterstofdop is so dun dat hulle, as gevolg van hul heliumverbrandende kern, gedoem is om eerder die asimptotiese reuse-takfase oor te slaan, dat hulle verhelder en dan direk wit dwerge word.

"Hierdie warm en klein sterre is spesiaal omdat ons weet dat dit een van die laaste fases in die lewe van 'n tipiese ster sal omseil en voortydig sal sterf," het dr. Yazan Momany, 'n sterrekundige by die INAF Astronomical Observatory of Padua, gesê.

"In ons Melkweg word hierdie eienaardige warm voorwerpe gewoonlik geassosieer met die teenwoordigheid van 'n goeie metgesel."

"Verrassend genoeg blyk dit egter dat die oorgrote meerderheid van hierdie EHB-sterre nie metgeselle het nie, as dit waargeneem word in diggepakte stergroepe wat bolvormige groepe genoem word."

Dr Momany en sy kollegas het EHB-sterre in NGC 2808, NGC 6752 en NGC 5139 bolvormige trosse waargeneem.

Hulle het gevind dat baie van hierdie sterre gedurende die loop van slegs 'n paar dae tot 'n paar weke gereeld veranderinge in hul helderheid getoon het.

"Nadat alle ander scenario's uitgeskakel is, was daar nog net een moontlikheid om hul waargenome helderheidsvariasies te verklaar. & # 8212: hierdie sterre moet deur kolle geteister word," het dr. Simone Zaggia, ook van die INAF Astronomical Observatory of Padua, gesê.

Die kolle op EHB-sterre is helderder en warmer as die omliggende steroppervlak, anders as op die son waar sterrekundiges kolle as donker vlekke op die sonoppervlak sien wat koeler is as hul omgewing.

Hulle is ook aansienlik groter as sonvlekke, wat tot 'n kwart van die ster se oppervlak bedek.

Hulle is ongelooflik aanhoudend en duur dekades, terwyl individuele sonvlekke tydelik is en slegs 'n paar dae tot maande duur. Soos die warm sterre draai, kom en gaan die kolle op die oppervlak, wat die sigbare veranderinge in helderheid veroorsaak.

Buiten die variasies in helderheid as gevolg van kolle, het die navorsers ook 'n paar ekstreme horisontale taksterre ontdek wat supervlamme vertoon.

"Dit is soortgelyk aan die fakkels wat ons op ons eie son sien, maar 10 miljoen keer meer energiek," het dr. Henri Boffin, sterrekundige van die ESO, gesê.

"Sulke gedrag is beslis nie verwag nie en beklemtoon die belangrikheid van magnetiese velde om die eienskappe van hierdie sterre te verklaar."

Die span se referaat is in die joernaal gepubliseer Natuursterrekunde.

Y. Momany et al. 'N Plaag van magnetiese kolle tussen die warm sterre van bolvormige trosse. Nat Astron, aanlyn gepubliseer 1 Junie 2020 doi: 10.1038 / s41550-020-1113-4


abs. grootteLigsterkte
SIRIUS A 1.4 24 L SON
SIRIUS B 11.6 0,002 L SON *
* - as die helderheid in die hele EM-spektrum in ag geneem word, is L Sirius-B = 0,025 L SUN

    Daar behoort baie wit dwerge in bolvormige trosse te wees
    • bolvormige trosse is oud:> 10 miljard jaar
    • dit is genoeg tyd vir die ligter sterre om tot wit dwerge te ontwikkel
      • onthou die sterre leeftye: tafel
        Hubble-ruimteteleskoop
          soos gesien vanaf die grondteleskoop
    • Hubble-ruimteteleskoop het ingezoem om byna honderd wit dwerge in die bolvormige groep M4 te fotografeer

    • Eienaardige chemie

      Die temperatuur, oppervlakte-swaartekrag en helderheid van 'n tipiese EHB-ster is in die regime waar verskeie interessante verskynsels die chemiese oorvloed op hul oppervlak beïnvloed, bv. sterwinde, stralingsevitasie en swaartekrag. Op die Woensdagoggend Ulrich Heber (Bamberg) het getoon dat dit kan lei tot baie eienaardige chemiese oorvloedpatrone in hoëresolusiespektra van EHB-sterre, insluitend 'n skynbare oorvloed van elemente soos titanium en vanadium met 'n faktor van 1000-10 000 of die volledige vervanging van die 4 He spektrumlyne by 3 He-lyne. Thorsten Lisker (Bamberg) het effektiewe temperature en swaartekrag aangebied vir 53 sdB-sterre, gemeet aan die spektra geneem met die UVES-spektrograaf op die ESO Very Large Telescope (figuur 2). Die spektra van een ster dui daarop dat dit die eerste bekende nabye stelsel is wat bestaan ​​uit twee heliumryke subdwerge. Pierre Chayer waarnemings van sdB-sterre met die Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer-satelliet beskryf om die oppervlakte-oorvloed van yster en ander elemente te bepaal. Na verwagting hou die ystervloed verband met die aan- of afwesigheid van pulsasies, maar dit word nie op 'n eenvoudige manier weerspieël in die waargenome oppervlakpatrone nie. Geen gesprekke was vir die Woensdagmiddag beplan nie, en baie van die afgevaardigdes het die geleentheid gebruik om die Gladstone Pottery Museum te besoek, insluitend die historiese toiletversameling.

      Die effektiewe temperature (Teff) en oppervlakte-swaartekrag (logg in cgs-eenhede) van sdB-sterre waargeneem as deel van die Supernova Progenitor-opname (SPY) met UVES op die VLT. He-ZAMS is die nul-ouderdom hoofreeks vir suiwer helium sterre modelle met 'n reeks massas. Die ZAEHB en TAEHB is die horisontale takke met nul-ouderdom en terminale ouderdom, dws modelle vir sterre met massas naby 0,5 Mmet 'n reeks waterstofomhullingsmassas. Die sirkelpunte dui op sterre met eienaardige Ha-profiele wat dui op 'n swak sterwind.

      Die effektiewe temperature (Teff) en oppervlakte-swaartekragte (logg in cgs-eenhede) van sdB-sterre waargeneem as deel van die Supernova Progenitor-opname (SPY) met UVES op die VLT. He-ZAMS is die nul-ouderdom hoofreeks vir suiwer helium sterre modelle met 'n reeks massas. Die ZAEHB en TAEHB is die horisontale takke met nul-ouderdom en terminale ouderdom, dws modelle vir sterre met massas naby 0,5 Mmet 'n reeks waterstofomhullingsmassas. Die sirkelpunte dui op sterre met eienaardige Ha-profiele wat dui op 'n swak sterwind.

      Aanbiedings gedurende die res van die vergadering bespreek pulserende EHB-sterre. Polsasies met 'n paar minute in EHB-sterre is in die prototipe sdB-pulsator EC 14026-2647 ontdek deur sterrekundiges by SAAO gedurende die negentigerjare en, volledig onafhanklik, voorspel deur die groep in Montréal uit teoretiese modelle. Gilles Fontaine (Montréal) het beskryf hoe daar vermoedelik gedeeltelik geïoniseerde yster verantwoordelik is vir die drywing van die p-moduspulsasies in beide hierdie EC 14026-sterre en in die pas ontdekte PG 1716 + 426-sterre. PG 1716 + 426 is die prototipe van veranderlike sdB-sterre met veelvuldige periodes van lae amplitude (& lt1%) en periodes van 'n paar uur as gevolg van g-moduspulsasies. Steven Kawaler (Iowa) het voorgestel dat die kernrotasie in sdB-sterre die spektrum van frekwensies wat in sommige EC 14026-sterre gesien word, kan bemoeilik. Stephane Charpinet (Observatoire Midi-Pyrénées) het beskryf hoe optimaliseringstegnieke gebruik word om die reeks sterre modelle te vind wat die frekwensiespektrum van 'n EC 14026-ster die beste beskryf, sonder dat modusidentifikasie nodig is. Hierdie objektiewe asteroseismologie is gebruik om twee EC 14026-sterre te bestudeer en bevestig in albei gevalle dat die totale massa naby aan 0,5 M is. en die waterstofomhulsel is baie dun (& lt0.01 M).

      Die oorvloedige tyd vir bespreking na alle aanbiedings tydens die vergadering is in hierdie sessie besonder goed gebruik vir lewendige, vriendelike debat oor die interpretasie van die frekwensiespektrum van hierdie EC 14026-sterre. Mike Reed (Missouri) het pogings en strategieë beskryf om die modusse te identifiseer wat verantwoordelik is vir die pulsasies in EHB-sterre, en dit is die hoop om baie van hierdie voortgaande debat op te los. Sommige van die intense waarnemingspogings wat gewy is aan die bestudering van polsende EHB-sterre, is Vrydagoggend beskryf. Roy Østensen (Isaac Newton Group) het spektrums van PG 1325 + 101 aangebied wat die veranderinge in radiale snelheid en temperatuur van die ster deur die pulssiklus toon. Simon O'Toole (Bamberg) het die afgevaardigdes 'n eerste blik gegee op 399 uur fotometrie en 151 uur tydopgeloste spektroskopie van PG 1605 + 072, 'n EC 14026-ster met 'n komplekse spektrum van ongewone groot-amplitude, lae frekwensie-pulsasies. Suzanna Randall (Montréal) het ook resultate van die teleskoop gekry, in hierdie geval die eerste uitgebreide fotometrie van 'n PG 1716 + 426 ster. Die teikenster, PG 1627 + 017, toon 8 tot 10 periodes in die reeks 4500 s tot 8900 s met amplitudes van 0,15-0,5%.

      Behalwe die hoë gehalte van die aanbiedings en die lewendige bespreking, het die vergadering baat gevind by kort, maar insiggewende praatjies deur diegene wat plakkate aanbied. Dave Kilkenny afgerond dinge met 'n oorsig van die vergadering wat alles geniet vir sy informele, maar informatiewe styl. Die opwinding wat veroorsaak word deur die stroom nuwe ontdekkings het gelei tot 'n oproep vir 'n ander vergadering oor die onderwerp - beantwoord deur dr Østensen wat 'n vergadering in La Palma reël. As u in die somer van 2005 'n vergadering oor EHB-sterre en ander blou sterre in ou sterrepopulasies wil bywoon, kontak dan Roy Østensen ([email protected]).

      Die organiseerders wil die RAS bedank vir 'n toekenning wat die bywoning van verskeie afgevaardigdes, veral PhD-studente, ondersteun het.

      Sterrekundiges het in Junie aan die Keele Universiteit, Staffordshire, vergader om te bespreek hoe waarnemings van verlengde horisontale taksterre ons siening van warmsteratmosfeer, sterwinde, evolusie van enkele en binêre sterre, sterpulsasies en die ouderdomsberamings vir elliptiese sterrestelsels verander het. Pierre Maxted berigte.


      Waarom Helium-brandende sterre in 'n horisontale tak gevind word? - Sterrekunde

      Die evolusie van 'n ster na die rooi reuse-fase hang af van die massa daarvan. Vir sterre groter as 1 sonmassa, maar minder as 2 sonmassas, eet die waterstofverbrandende dop sy weg na buite en laat meer heliumas agter. Namate die helium ophoop, word die kern massiewer en trek dit saam. Die inkrimping verhit die kern namate dit digter word.

      Die digtheid van die kern neem toe tot die punt waar die elektrone en heliumkerne ontaard. Die kern begin meer soos 'n vloeistof as 'n gas werk, en dit word onkompresserbaar en verdere inkrimping stop.

      Namate die waterstofdop aanhou brand, word die ontaarde kern warmer en warmer sonder om uit te brei. Helium, wat 'n groter kern as waterstof is, benodig meer kinetiese energie om te smelt, wat hoër temperature beteken. Op 100 miljoen grade kan helium in die koolstof omgeskakel word deur die triple- & alpha-proses.

      Energieopwekking is die sleutel tot die leeftyd van 'n ster. Die proton-protonketting en die CNO-siklus is die bron van energie vir hoofreekssterre, maar as helium in die kern opbou, moet die ster 'n ander bron van energie vind, anders sterf dit uit. Fusie kan tussen enige kerne voorkom as die beweging van die kerne vinnig genoeg is om die elektrostatiese afstoting tussen die protone te oorkom. Vir die afvalproduk van die proton-protonketting of die CNO-siklus, helium, is daar twee keer die hoeveelheid elektriese lading (twee protone), dus is dit twee keer so moeilik om dit te smelt in vergelyking met protone.

      In die trippel- en alfa-proses word drie He-kerne saamgesmelt om koolstof te vorm (tegnies gesproke twee smelt Hy saam om berillium te vorm (Be), dan berillium en 'n ander Hy smelt saam om koolstof te vorm, maar dit gebeur so vinnig dat Be net 'n paar bestaan mikrosekondes). Koolstof is die afvalproduk plus energie in die vorm van gammastraalfotone.

      Die energie wat deur die triple- & alpha-proses vrygestel word, verhit die kern en verhoog die temperatuur nog meer. Weereens, onder normale omstandighede, sou die verhitting die druk verhoog en die kern sou uitbrei en afkoel. Maar omdat die kern ontaard, styg die temperatuur, maar die kern brei nie uit nie. Hoër temperature beteken 'n vinniger drievoudige en alfa tempo, wat meer energie beteken, wat hoër temperature beteken, ens.

      Wanneer die kerntemperatuur 300 miljoen grade bereik, vind 'n byna plofbare verbruik van die helium plaas, wat die heliumflits genoem word. Tydens die baie kort heliumflits (enkele minute), stuur die ster meer energie uit as 100 keer die produksie van die hele sterrestelsel. However, this energy never reaches the surface but instead goes into removing the degeneracy of the electrons and expanding the core.

      For stars more than 2 solar masses, the triple-&alpha process starts before the electrons become degenerate. And, so, there is no helium flash, just a gradual shift to a core helium burning region surrounded by a hydrogen burning shell.

      After helium burning begins (either explosively with a flash, or gradually for heavier stars), the star has two sources of energy, hydrogen fusion in a shell around the core and helium fusion in the core. Helium burns into carbon, and carbon combines with helium to make oxygen. The core of the star becomes rich in carbon and oxygen nuclei, and the star's surface temperature goes up to become a horizontal branch star.

      Stars with masses greater than or equal to the Sun become smaller and hotter at a constant luminosity. They evolve to horizontal branch stars by moved across the HR diagram at constant brightness. Low mass stars at about 10 solar luminosities, high mass stars (10 solar masses) at about 200 solar luminosities. Notice that as they evolve, HB stars cross the instability strip. For a short time, high mass stars will be Cepheid variables and low mass stars will be RR Lyrae stars.

      Asymptotic Giant Branch Stars:

      After existing as horizontal branch stars for a few million years, the helium in the core of the star is exhausted (now being mostly carbon and oxygen nuclei) and a helium burning shell will develop underneath the hydrogen burning shell. The electrons and nuclei in the core again become degenerate and the star expands and cools to become an asymptotic giant branch star.

      Most of the energy is coming from the hydrogen burning shell, the helium burning shell is small at this time. However, the hydrogen shell is dumping helium ash onto the helium shell. After sometime, enough helium is built up so that the helium shell undergoes an explosive event called a thermal pulse.

      The thermal pulse is barely noticed at the surface of the star, but serves to increase the mass of the carbon/oxygen core, so that the size and luminosity of the star gradually increases with time. As the star climbs the asymptotic giant branch, a wind develops in the star's envelope which blows the outer layers into space. It is in this wind that dust particles (important for interstellar clouds and proto-solar systems) are formed from carbon material dredged up from the core by convective currents.

      During this time, a thick dust shell blocks the visible light from the star such that even though it is 10,000 brighter than the Sun, it is only seen in the IR.

      To summarize the evolution of a stellar core, the following figure shows the changes in a high mass star over time.

      The stellar wind causes mass loss for AGB stars. This loss is around 10 -4 solar masses per year, which means that in 10,000 years the typical star will dissolve, leaving the central, hot core (the central star in a planetary nebula). If the star is larger than 8 solar masses, then the core continues to heat. Carbon and oxygen fuse to form neon, then magnesium, then silicon. All forming into burning shells surrounding an iron ash core.

      Iron is unusual in that it is extremely stable and resistant to fusion. The temperature of an iron core can reach 3 billion degrees. When the iron core reaches a critical mass, it collapses, violently, into a supernova explosion.


      Why Helium-burning Stars are found in a Horizontal Branch? - Sterrekunde

      First, let's look at how a star with the mass of the Sun might evolve. The four figures below illustrate what this star will look like in the phases of its evolution. These figures are all to the same scale, which is approximately the diameter of the Earth's orbit from one side of each box to the other.

      The Main Sequence The Red Giant Branch Die Horisontale Tak Die Asimptotiese Reuse-tak

      Main sequence stars

      Eventually, the interior of a forming star gets so hot, thermo-nuclear fusion reactions begin in the core. These reactions produce tremendous amounts of energy, halting the collapse process and allowing the star to settle onto what is called the main sequence. Main sequence stars provide their energy by fusing hydrogen atoms together to produce helium.

      The more massive a star is, the more energy it requires to counteract its own gravity. As a consequence, very massive stars burn the available hydrogen in their cores much more quickly than low-mass stars. The more massive a star is, the shorter its life on the main sequence will be. Stars with the mass of the Sun will last on the main sequence about 9 billion years. Very massive stars, like those in the Trapezium in Orion, will only last a million years or less. Low-mass stars can survive for tens of billions of years or more.

      Stars more massive than the Sun not only burn out more quickly, but they burn much hotter and brighter. Less massive stars burn cooler and dimmer. Temperature translates to color, and this relationship between color and brightness (luminosity) for hydrogen-burning stars is called the main sequence. Massive hydrogen-burning stars are blue-white, the Sun is yellow, and low-mass stars are orange and red.

      Red giants

      When all of the hydrogen in the core of a star has been converted to helium, there is nothing left to prevent the core from collapsing under its own gravity. Hydrogen to helium fusion continues in a shell around this core, but the core starts to contract. As it does this, the temperature of the core increases and the luminosity increases, in some cases by a factor of 1000 or more. This extra energy production will cause the outer layers of the star to expand, even while the core is collapsing. In this bizarre geometry, even though the interior temperature is far hotter than on the main sequence, the outer layers expand and cool, producing a red giant.

      Horizontal branch stars

      The horizontal branch is also called the helium-burning main sequence.

      Eventually, the temperature of the stellar core gets so high, helium fusion can occur. The star has now found a new energy source to hold itself up, although it won't last anywhere near as long as the hydrogen-burning main sequence. The star contracts and dims as it settles down on the helium-burning main sequence.

      Asymptotic giant branch stars

      When the star exhausts its supply of helium in the core, it repeats the process that sent it up the red giant branch. The core begins to contract and heat up again, and the envelope expands and reddens, getting even larger than before. When the Sun reaches this phase, its radius will extend past Earth's orbit. Not only will Earth be cooked, but it will actually be swallowed up by the Sun! The interior of a star on the asymptotic giant branch has several layers. Around the inert (but toasty) core, there's a thin shell of helium fusion. Around this an inert shell of helium (the temperature isn't high enough to allow helium fusion), and around this a layer where hydrogen fuses into helium.

      This structure is not just complicated, it's also unstable to pulsations. While we don't know what drives the pulsations, we do know that once they start, they're hard to stop. These pulsations can actually be so strong, layers of the star will be blown off into space. Perhaps a star can lose half of its mass or more in this phase. As the mass expands into space, it cools and condenses out into dust grains. With enough mass-loss, a star will eventually be surrounded by a dust shell so thick that optical radiation is trapped. The shell reprocesses the radiation and emits it in the infrared. The star disappears from the visual sky and becomes an infrared source.

      For more information on these dust shells, go to the circumstellar dust page.

      Supergiants

      Stars several times more massive than the Sun have a simpler, quicker, and more spectacular evolutionary sequence. When the core hydrogen runs out, the core contracts and the envelope expands like less massive stars, and the star gets much redder, but since it's so much brighter and so much bigger, it becomes a red supergiant. One supergiant, Betelgeuse, is several times the size of Earth's orbit around the Sun, bug enough to swallow Jupiter.

      Because supergiants are so massive, the core temperature gets much hotter than in giants, so supergiants can fuse elements heavier than hydrogen and helium. But to support their tremendous mass, supergiants burn up their fuel much more quickly. Eventually, all possible fuels are exhausted, the core collapses, and the star goes supernova.


      Stellar evolution is a description of the way that stars change with time. On human timescales, most stars do not appear to change at all, but if we were to look for billions of years, we would see how stars are born, how they age, and finally how they die.

      The primary factor determining how a star evolves is its mass as it reaches the main sequence. The following is a brief outline tracing the evolution of a low-mass and a high-mass star.

      The life of a star

      • Stars are born out of the gravitational collapse of cool, dense molecular clouds. As the cloud collapses, it fragments into smaller regions, which themselves contract to form stellar cores. These protostars rotate faster and increase in temperature as they condense, and are surrounded by a protoplanetary disk out of which planets may later form.
      • The central temperature of the contracting protostar increases to the point where nuclear reactions begin. At this point, hydrogen is converted into helium in the core and the star is born onto the main sequence. For about 90% of its life, the star will continue to burn hydrogen into helium and will remain a main sequence star.
      • Once the hydrogen in the core has all been burned to helium, energy generation stops and the core begins to contract. This raises the internal temperature of the star and ignites a shell of hydrogen burning around the inert core. Meanwhile, the helium core continues to contract and increase in temperature, which leads to an increased energy generation rate in the hydrogen shell. This causes the star to expand enormously and increase in luminosity – the star becomes a red giant.
      • Eventually, the core reaches temperatures high enough to burn helium into carbon. If the mass of the star is less than about 2.2 solar masses, the entire core ignites suddenly in a helium core flash. If the star is more massive than this, the ignition of the core is more gentle. At the same time, the star continues to burn hydrogen in a shell around the core.
      • The star burns helium into carbon in its core for a much shorter time than it burned hydrogen. Once the helium has all been converted, the inert carbon core begins to contract and increase in temperature. This ignites a helium burning shell just above the core, which in turn is surrounded by a hydrogen burning shell.

      What happens next depends on the mass of the star

      • Stars less than 8 solar masses
        • The inert carbon core continues to contract but never reaches temperatures sufficient to initiate carbon burning. However, the existence of two burning shells leads to a thermally unstable situation in which hydrogen and helium burning occur out of phase with each other. This thermal pulsing is characteristic of asymptotic giant branch stars.
        • The carbon core continues to contract until it is supported by electron degeneracy pressure. No further contraction is possible (the core is now supported by the pressure of electrons, not gas pressure), and the core has formed a white dwarf. Meanwhile, each thermal pulse causes the outer layers of the star to expand, resulting in a period of mass loss. Eventually, the outer layers of the star are ejected completely and ionised by the white dwarf to form a planetary nebula.
        • Stars greater than 8 solar masses
          • The contracting core will reach the temperature for carbon ignition, and begin to burn to neon. This process of core burning followed by core contraction and shell burning, is repeated in a series of nuclear reactions producing successively heavier elements until iron is formed in the core.
          • Iron cannot be burned to heavier elements as this reaction does not generate energy – it requires an input of energy to proceed. The star has therefore finally run out of fuel and collapses under its own gravity.
          • The mass of the core of the star dictates what happens next. If the core has a mass less than about 3 times that of our Sun, the collapse of the core may be halted by the pressure of neutrons (this is an even more extreme state than the electron pressure that supports white dwarfs!). In this case, the core becomes a neutron star. The sudden halt in the contraction of the core produces a shock wave which propagates back out through the outer layers of the star, blowing it apart in a core-collapse supernova explosion. If the core has a mass greater than about 3 solar masses, even neutron pressure is not sufficient to withstand gravity, and it will collapse further into a stellar black hole.
          • The ejected gas expands into the interstellar medium, enriching it with all the elements synthesised during the star’s lifetime and in the explosion itself. These supernova remnants are the chemical distribution centres of the Universe.

          An important tool in the study of stellar evolution is the Hertzsprung-Russell diagram (HR diagram), which plots the absolute magnitudes of stars against their spectral type (or alternatively, stellar luminosity versus effective temperature). As a star evolves, it moves to specific regions in the HR diagram, following a characteristic path that depends on the star’s mass and chemical composition.

          Study Astronomy Online at Swinburne University
          All material is © Swinburne University of Technology except where indicated.


          Red giants and asymptotic giants have some close similarities, and one actually evolves into the other. Both have an extended envelope of relatively cool, non-burning material (mostly $ m$, $ m$). They also each have a core of dense, non-burning material in the case of the red giant this is mostly $ m$, while for the asymptotic giant it's $ m$ and $ m$.

          The burning shell in the red giant is $ m$. For stars of the right mass, the conditions (density, temperature) in the core will periodically be sufficient to ignite the $ m$ causing a "core flash".

          After the red giant branch of stellar evolution there is a brief period where the $ m$ core burns called the horizontal branch. Once the He core is exhausted (it's been converted to $ m$ and $ m$), the star starts on the asymptotic giant branch. This branch has two parts, the early asymptotic giant branch (E-AGB) and the thermal-pulse asymptotic giant branch (TP-AGB).

          Stars on the E-AGB are like red giants, but in addition to a $ m$ burning shell there is a $ m$ burning shell (the energy output is dominated by the He burning shell). In the TP-AGB, the $ m$ shell picks up again and dominates the energy output, but periodically as the $ m$ produced by $ m$ burning is accreted onto the $ m$ shell, "helium shell flashes" occur, analogously to helium core flashes in red giants.

          Source/Reference: Carroll & Ostlie "An Introduction to Modern Astrophysics: 2nd Edition" (Pearson)


          Kyk die video: Kun je zelf helium maken? (Februarie 2023).