Ana sıra

Olarak astronomi , ana dizi sürekli ve farklı şerit olan yıldızlı burada diyagramları görünür apsis olan renk indeksi , B-V  ve parlaklık veya aksine, koordine mutlak büyüklük yıldızlı. Bu renk-parlaklık diyagramları,  ortak mucitleri Ejnar Hertzsprung ve Henry Norris Russell'dan sonra " Hertzsprung-Russell diyagramları " olarak bilinir  . Bu gruptaki yıldızlar, ana dizi yıldızları veya "cüce yıldızlar" olarak bilinir . Bu nedenle, 0,5 M ☉ üzerinde gözlemlenen yıldızların yaklaşık %90'ı  ana dizidedir .

Ana sekans da ana sahne atar yıldızın evriminin  : onun özelliklerinin olanlar uygun bu dönemde olduğu ana dizinin Hertzsprung-Russell diyagramı ve aslında orada temsil edildiğini.

Ana dizideki yıldızların yüksek oranı, bu dizinin, yıldızın toplam ömrünün çoğunu sürdüren hidrojenin helyuma füzyon aşamasına tekabül etmesi gerçeğinden kaynaklanmaktadır (ilk bileşimde hidrojenin üstünlüğü nedeniyle, ve ayrıca hidrojenin helyuma füzyonunun nükleer füzyon reaksiyonlarının en ekzoenerjetik olduğu için).

Tarih

Başında XX inci  yüzyıl, biz türleri ve mesafelerde daha güvenilir bilgi sahibi başlar yıldızlı  : onlar gösterdi spektrumları (o dönemde onların görünen kısmı farklı yapıların). Annie Jump Cannon ve Edward Charles Pickering , Harvard College Observatory'de ( Harvard University Observatory ) daha sonra , 1901'de Annals of Harvard'da yayınlanan Harvard Classification Scheme olarak bilinen bir sınıflandırma yöntemi çıkardılar.

In Potsdam , 1906 yılında, Danimarkalı astronom Ejnar Hertzsprung fark reddest Harvard şemada K ve M sınıflandırılmış yıldız, alt bölünmüş iki ayrı gruba olabilir:

Ertesi yıl yıldız kümelerini incelemeye başladı  ; yani, hepsi kabaca aynı mesafede olan büyük yıldız örnekleri (bir kümenin özelliği, küçük bir uzayda çok sayıda yıldızı bir araya toplamaktır). Bu yıldızlar için ilk parlaklığa karşı renk diyagramlarını yayınlar. Bu diyagramlar, "ana dizi" dediği açık ve sürekli bir yıldız dizisini göstermektedir.

At Princeton Üniversitesi , Henry Norris Russell aynı yönde araştırmalarına devam etti. Spektral sınıflandırma ile mutlak parlaklık, mutlak büyüklük arasındaki ilişkiyi inceler . Bu amaçla, birçoğu Harvard'da sınıflandırılmış, güvenilir paralaks yıldızlarından bir örnek kullanır . Bu yıldızların tayf türlerini mutlak büyüklüklerine göre sınıflandırdığında, cüce yıldızların iyi tanımlanmış bir ilişki izlediğini bulur. Bu , bir yıldızın mutlak büyüklüğünü göreceli doğrulukla tahmin etmesini sağlar .

Hertzsprung tarafından gözlemlenen kırmızı yıldızlar arasında cüceler, Russell tarafından keşfedilen renk-parlaklık ilişkisini de takip ederler. Ancak devler cücelerden çok daha zeki oldukları için aynı ilişkiyi izlemezler. Russell, "dev yıldızların düşük yoğunluğa veya yüksek yüzey parlaklığına sahip olması gerektiğini ve cüce yıldızlar için bunun tersini" önermektedir . Aynı şema, çok az aydınlatılmış birkaç ender beyaz yıldız olduğunu da gösteriyor.

1933'te Bengt Strömgren , spektral sınıfın bir fonksiyonu olarak parlaklığı gösteren bir diyagramı belirtmek için “Hertzsprung-Russell diyagramı” ifadesini tanıttı . Bu isim, yüzyılın başında Hertzsprung ve Russell tarafından paralel olarak bu tekniğin geliştirilmesine atıfta bulunmaktadır.

Ana sıra

Vogt-Russell teoremi 1930'larda geliştirilen, diğer taraftan bu yıldızın bir yandan yıldızın kütlesi ve yarıçapı ve parlaklığı arasında bir ilişki kurar. HR diyagramı aynı değerleri kullandığından, bir yıldızın kütlesi ve yarıçapı diyagramdaki konumundan çıkarılabilir (ancak daha sonra, yıldızın bileşimi yıldız ise teoremin artık doğru olmadığı keşfedildi. ).

"MK" olarak bilinen yıldız sınıflandırması için geliştirilmiş bir şema , 1943'te WW Morgan ve PC Keenan tarafından yayınlandı. MK sınıflandırması, her yıldıza Harvard sınıflandırmasına dayalı bir spektral tip ve bir parlaklık sınıfı verir. Harvard sınıflandırması, spektrum ve sıcaklık arasındaki ilişki bilinmeden önce, hidrojen spektrumundaki çeşitli çizgilerin önemine dayalı olarak yıldız türlerine harfler atanarak geliştirilmiştir. Bunları sıcaklık sırasına göre düzenlersek ve kopyaları ortadan kaldırarak, maviden kırmızıya değişen renklerle azalan sıcaklıkların bir fonksiyonu olarak spektral türleri elde ederiz : dizi O, B, A, F, G, K olur ve M. Parlaklık sınıfları, azalan parlaklık sırasına göre I ile V arasında değişir. Parlaklık V yıldızları ana diziyi oluşturur.

Ana dizinin yıldızları

Bir zaman ön yıldız form çökme a dev molekül bulutunun gaz ve toz yerel yıldızlararası ortamın ( stellogenesis ), başlangıçta homojen ve yaklaşık olarak% 70 oluşur , hidrojen ve% 28 . Hidrojen ' helyum artı izleri diğer elementlerin. Yıldızın ilk kütlesi, buluttaki yerel koşullara bağlıdır.

Bu ilk çöküş sırasında , ana dizinin habercisi olarak bilinen yeni doğan yıldız ortaya çıkan iç basınçtan enerjiyi (özellikle kinetik ve sıcaklık biçiminde) serbest bırakır. Protostar, Coulomb bariyerini geçmek için yeterli bir yoğunluğa ulaştığında , nükleer füzyon süreci , hidrojeni çekirdekte helyuma dönüştürmeye ve böylece , esasen merkezcil yerçekimi enerjisini kademeli olarak dengeleyecek olan daha fazla merkezkaç enerjisi salmaya başlar .

Yıldızın yoğunluğu dengelenir ve hidrojenin nükleer füzyonu, enerji üretiminin baskın süreci haline gelir.

Dengeli

Bir yıldız oluştuktan sonra , hidrojen çekirdeklerinin helyum çekirdeklerine nükleer füzyonu ile sıcak, yoğun çekirdeğinde enerji yaratır . Yıldızın ömrünün bu döneminde, esas olarak kütlesi tarafından tanımlanan bir noktada HR diyagramının ana sekansı üzerindedir ve esas olarak kimyasal bileşimi nedeniyle bazı düzeltmeler yapılır. Yeni oluşan yıldızların kütlelerinin dağılımı , ilk kütle fonksiyonu ile ampirik olarak tanımlanır .

Ana dizideki tüm yıldızlar, enerjinin nükleer füzyonla üretildiği bir çekirdek bölgeye sahiptir. Bu çekirdeğin sıcaklığı ve yoğunluğu, yıldızın geri kalanının ağırlığını destekleyebilecek enerji üretimini sürdürmek için yeterli seviyelerdedir. Enerji üretimindeki bir azalma, bu ağırlık tarafından sıkıştırma üretecek ve bu da basınç ve sıcaklıktaki artıştan dolayı enerji üretimini uygun seviyeye geri getirecektir. Tersine, enerji üretiminde çok fazla bir artış yıldızın şişmesine neden olarak çekirdeğin basıncını ve sıcaklığını düşürür. Bu nedenle yıldız , ana dizide kaldığı süre boyunca kararlı , hidrostatik dengede kendi kendini düzenleyen bir sistem oluşturur . Ana dizideki tüm yıldızlar, sıcak çekirdeğin termal basıncının üst katmanların yerçekimi basıncını dengelediği bu kararlı durumda ve özelliklerinin çoğu bu dengeden kaynaklanmaktadır.

İlk dağıtım

Hertzsprung-Russell diyagramı ,
yıldız grupları tarafından basitleştirilmiş spektral tip kahverengi cüce Beyaz cüceler kırmızı cüceler alt cüceler Ana sıra ("cüceler") alt devler devler Aydınlık Devler süperdev hiperdev büyüklük mutlak ( MV ) Mutlak büyüklük

Yıldızın özellikleri, Hertzsprung-Russell diyagramındaki yerini , standart ana dizi olarak adlandırılan bir eğri üzerinde belirler . Gökbilimciler bazen bu aşamaya Sıfır Çağ Ana Dizisi (ZAMS, Sıfır Çağ Ana Dizisi'nin kısaltması) adını verirler . ZAMS eğrisi, yıldız birleşmeye başladığında yıldız özelliklerinin sayısal modelleri kullanılarak hesaplanabilir. Bu noktadan sonra yıldızların parlaklıkları ve yüzey sıcaklıkları genellikle yaşla birlikte artar.

Tipik bir HR diyagramındaki yıldızların çoğu ana dizide bulunur. Bu çizgi vurgulanmıştır, çünkü tayf tipi ve parlaklık , yıldız çekirdeğinde hidrojen füzyonunu başardığı sürece, en azından ilk tahmin olarak yalnızca yıldızın kütlesine bağlıdır - ve neredeyse tüm yıldızların yaptığı şey budur. onların büyük çoğunluğu çalışma hayatları .

Daha soğuk yıldızlar arasındaki ışık yoğunluğundaki değişiklik, cüceleri ( kırmızı , turuncu veya sarı ) büyük olanlardan ayırt etmeye yetecek kadar büyüktür. Ancak, daha sıcak yıldızlar için (beyaz ve mavi), boyut ve parlaklıktaki değişim yıldızlar arasında doğrudan gözlemlenemez . Bu nedenle, isimlendirme ayıran cüce yıldızlı gelen devleri arasındaki farka bakarak spektrumlar , çizgiler yıldız ana sekansı veya dışarıda olup olmadığını gösterir. Bununla birlikte, ana dizideki çok sıcak ve büyük kütleli yıldızlar bile bazen cüce olarak adlandırılabilir.

Diğer faktörler, HR diyagramındaki ana dizinin yayılmasına katkıda bulunur: yıldızların uzaklığındaki belirsizlik ve gözlemlenen yıldız parametrelerini değiştirebilen çözülmemiş ikili yıldızların varlığı . Ancak, bir yıldızın rengini ve/veya parlaklığını etkileyen tek parametre kütle olmadığı için, mükemmel bir gözlem bile genişlemiş bir ana dizilim gösterecektir. Kimyasal bileşimdeki (hem yıldızın başlangıçtaki bolluğundaki hem de evrimindeki) değişikliklerin yanı sıra , yakın bir yoldaşla etkileşim , hızlı bir dönüş veya bir manyetik alan da bir yıldızın yıldız üzerindeki konumunu biraz değiştirebilir. , birkaç faktörü saymak gerekirse. Örneğin, atom numarası helyumdan daha yüksek olan elementler açısından çok fakir olan yıldızlar vardır - bunlar düşük metalikliğe sahip yıldızlardır - ana dizinin hemen altında bulunurlar. Alt cüceler olarak adlandırılan bu yıldızlar, çekirdeklerinde hidrojen füzyonunu gerçekleştirir ve kimyasal bileşim söz konusu olduğunda ana dizinin alt sınırını işaretler.

Kararsızlık bandı olarak bilinen HR diyagramının neredeyse dikey bir bölgesi, titreşen değişken yıldızlar, özellikle Cepheidler tarafından işgal edilmiştir . Bu yıldızların büyüklükleri düzenli aralıklarla değişir ve onlara titreşimli bir görünüm verir. Şerit, ana dizinin üst kısmını A ve F sınıfları bölgesinde 1 ile 2 M ☉ arasında  keser . Ana dizinin üst kısmıyla kesişen kararsızlık bölgesinin kısmındaki değişken yıldızlara Delta Scuti tipi değişkenler denir . Bu bölgedeki ana dizi yıldızları, büyüklük olarak sadece küçük genlik değişimlerine maruz kalır ve bu nedenle bu değişimin tespit edilmesi zordur. Beta Cephei tipi değişkenler gibi diğer kararsız ana dizi yıldız sınıfları - Sefeidlerle karıştırılmamalıdır - bu kararsızlık bandıyla ilgili değildir.

nükleer reaksiyonlar

Ana dizi yıldızları, enerjilerini iki hidrojen füzyon işlemi yoluyla üretir ve her birinin enerji üretim hızı, çekirdek sıcaklığa bağlıdır. Gökbilimciler daha sonra, baskın nükleer füzyon reaksiyonunun kesin mekanizmasına bağlı olarak ana diziyi üst ve alt bölümlere ayırır:

Bir buçuk kez aşağıdaki Yıldız Güneş kütlesine (1.5  M ☉ :) doğrudan füzyonu ve hidrojen izotoplarının β bozunması ile esas olarak birleştirme hidrojen çekirdeği döteryum ve trityum ( s zinciri ). Alttaki, hidrojen protonu , döteryum ve trityum izotoplarının doğrudan birleştiği yerde pp zincirinin hakim olduğu yerdir , trityum β bozunumuna uğrar ve bu da protonları yavaş yavaş α parçacıkları oluşturmak üzere nötronlara dönüştürür.

18 milyon Kelvin sıcaklıkta CNO çevrimi üretkenlik açısından pp zincirini aşıyor. Bu, yaklaşık 1,5 M ☉ büyüklüğünde bir yıldıza karşılık gelir  . Dolayısıyla, F veya daha soğuk yıldızlar pp zincirini kullanırken A veya daha sıcak yıldızlar CNO döngüsünü kullanır. Bir üretim tarzından diğerine geçiş, 1 M than'den daha kısa bir aralıkta gerçekleşir   : Güneş'te, CNO döngüsü tarafından enerjinin sadece %1,5'i üretilir. Tersine, 1.8 M ☉'den büyük  yıldızlar, enerjilerinin neredeyse tamamını CNO döngüsünden alırlar. Bu kütlenin üzerinde çekirdek sıcaklığı, protonların karbon (C), nitrojen (N) ve oksijen (O) çekirdekleri ile füzyonuna ve bu çekirdekleri ara ürün olarak kullanan bir zincire, helyum çekirdeği üretimi başladıktan sonra geri dönen bir zincire izin vermek için yeterli hale gelir. . Bu, önem açısından proton-proton zincirini hızla geride bırakan CNO döngüsüdür . Üstteki, CNO döngüsünün hakim olduğu, protonların daha ağır çekirdeklerle, karbon, nitrojen ve oksijenle kaynaştığı, β bozunmasına uğrayan ve sonunda döngüyü yeniden başlatmak için bir α çıkaran yerdir.

Anakol yıldızları için gözlemlenen üst sınır 120 ila 200  M ☉'dir . Bu sınırın teorik açıklaması, bu sınırı aşan yıldızların kararlı kalabilecek kadar hızlı enerji yayamayacaklarıdır, bu nedenle herhangi bir ek kütle, yıldız kararlı bir sınıra ulaşana kadar bir dizi darbe tarafından püskürtülür. Pp zinciri tarafından sürdürülen nükleer füzyon için alt sınır yaklaşık 0.08  M M'dir . Bu kütlenin altında, hidrojen füzyonunu desteklemeyen ve kahverengi cüceler olarak adlandırılan yıldız altı nesneler bulunur .

İç yapının rolü

Kalp ile yüzey veya fotosfer arasında sıcaklık farkı olduğu için enerji dışarıya doğru yayılır. İki enerji taşıma modu iletim ve konveksiyondur . İletimde, enerji esas olarak bu sıcaklıklarda radyasyonla iletilir. Bir iletken alan konveksiyon ile ilgili olarak sabit bir alandır, ve çok az maddenin orada karıştırılması. Öte yandan, bir konvektif bölgede , enerji hareketli plazma tarafından taşınır : malzeme dönüşümlü olarak çekirdek tarafından ısıtılır ve dışarıya taşınır, daha sonra yüzeyde radyasyonla soğutulur ve içeriye taşınır. Konveksiyon, enerjinin taşınması için iletimden daha verimli bir moddur, ancak yalnızca güçlü bir sıcaklık gradyanı oluşturan koşullar altında, yani sıcaklığın sıcaklıkla hızla değiştiği, merkeze olan uzaklığın, örneğin yüksek bir iletimi sınırlayacak termal opaklık . Bu nedenle konveksiyon bölgesi , yıldızın dış katmanlarında, tabanında çekirdek tarafından kuvvetli bir şekilde ısıtılan ve çevresinde yıldızın dış tabakası tarafından soğutulan bir bölgede bulunur.

Masif yıldız (10 Yukarıda  M ☉ füzyon yüksek iç konsantre edilir, böylece), KAO döngü enerji üretim hızı, sıcaklık çok hassastır. Dolayısıyla bu bölgede güçlü bir sıcaklık gradyanı vardır ve bu da daha iyi enerji aktarımı sağlayan konvektif bir bölge ile sonuçlanır. Çekirdek etrafındaki bu malzeme karışımı, hidrojen eritme bölgesinden üretilen helyumu uzaklaştırır. Bu, ana blokta kalma sırasında hidrojenin daha büyük bir bölümünün tüketilmesine izin verir. Buna karşılık, büyük bir yıldızın çevresel bölgeleri, çok az veya hiç konveksiyon olmadan iletim yoluyla enerji taşır.

Kütlesi daha düşük olan yıldızlar için bu konvektif çekirdek giderek küçülür ve yaklaşık 2  M ☉ kadar kaybolur . Bu, enerjiyi esas olarak iletim yoluyla ve kalbe yakın küçük bir konvektif bölge ile taşıyan Sirius gibi orta kütleli yıldızlar için geçerlidir . Aşağıda, Güneş gibi yıldızlar çekirdeğin yakınında iletken, ancak yüzeyin yakınında konvektiftir: konveksiyona kararlı çekirdek helyum açısından zengindir ve konveksiyonla karıştırılmış hidrojen açısından zengin katmanlarla çevrilidir.

Ve daha da küçük kütleye sahip yıldızlar için, tüm kütleyi kaplayan konveksiyon bölgesi olan yıldızlara ulaşırız : çok küçük kütleli, çok sıcak olmayan (0.4 M be 'nin altında  ) yıldızlar , bütün olarak konvektiftir. Böylece çekirdekte üretilen helyum, yıldız boyunca dağılır, nispeten tekdüze bir atmosfer ve ana dizide orantılı olarak daha uzun bir ömür üretir.

Parlaklık

Kesin kütle-parlaklık ilişkisi, enerjinin kalpten yüzeye ne kadar verimli taşındığına bağlıdır. Daha yüksek opaklık , çekirdeğin yakınında daha fazla enerji tutan bir yalıtım etkisine sahiptir, bu nedenle yıldızın hidrostatik dengeyi korumak için çok fazla enerji üretmesi gerekmez . Tersine, daha düşük opaklık, enerjinin daha kolay kaçmasına neden olur ve yıldızın dengeyi korumak için daha fazla eriyebilir malzeme tüketmesi gerekir. Bununla birlikte, yeterince yüksek bir opaklığın, dengeyi korumak için gerekli koşulları değiştiren konveksiyon yoluyla enerjinin taşınmasını tetikleyebileceğini unutmayın.

Ana dizideki yüksek kütleli yıldızlarda, opaklığa , pratik olarak sıcaklıktan bağımsız olan elektron saçılması hakimdir . Dolayısıyla parlaklık sadece yıldızın kütlesinin küpü kadar artar. 10 Aşağıdaki yıldız için  M ☉ , donukluk parlaklık bir değişime yol açar yaklaşan sıcaklığına bağlı hale gelir 4 inci  yıldız kütle gücü. Çok küçük kütleli yıldızlar için atmosferdeki moleküller de opaklığa katkıda bulunur. Yaklaşık 0,5  M ☉'nin altında, yıldızın parlaklığı, kütlenin 2.3 kuvvetine göre değişir, bu da kütlenin bir fonksiyonu olarak parlaklık grafiğinin eğiminde bir azalmaya neden olur. Bununla birlikte, bu iyileştirmeler bile yalnızca yaklaşık bir değerdir ve kütle-parlaklık ilişkisi yıldızın bileşimine bağlı olabilir.

yıldız parametreleri

Ana dizi yıldız parametre tablosu


spektral tip

K Örnekler
Işın kitle Parlaklık Sıcaklık
O5 18 40 500.000 38.000 Zeta Yavrusu
B0 7.4 18 20.000 30.000 Phi 1 Orionis
B5 3.8 6.5 800 16.400 Pi Andromedae A
A0 2.5 3.2 80 10.800 Alfa Corona Borealis A
AT 5 1.7 2.1 20 8 620 Beta Resimleri
F0 1.4 1.7 6 7.240 gama bakire
F5 1.2 1.29 2.5 6540 eta Arietis
G0 1.05 1.10 1.26 6000 Beta Koma Berenisleri
G2  1.00  1.00  1.00 5 750 Güneş
G5 0.93 0.93 0.79 5 560 alfa aybaşı
K0 0.85 0.78 0.40 5 150 70 Yılancı A
K5 0.74 0.69 0.16 4.640 61 Kuğu A
M0 0.63 0.47 0.063 3 920 185
M5 0.32 0.21 0.0079 3 120 EZ Kova A
M8 0.13 0.10 0.0008 - Van Biesbroeck'in Yıldızı

Bir yıldızın sıcaklığı , fotosferindeki plazmanın fiziksel özellikleri üzerindeki etkisiyle onun tayf tipini belirler . Bir yıldızın dalga boyunun bir fonksiyonu olarak enerji emisyonu, hem sıcaklıktan hem de kimyasal bileşimden etkilenir. Bu enerji dağılımındaki önemli bir gösterge, mavi standart filtre ( B ) ve yeşil-sarı standart filtre ( V ) aracılığıyla görülen yıldızın görünen büyüklüğündeki farkı ölçen B  -  V renk indeksi tarafından verilir . Bu büyüklük farkı, yıldızın sıcaklığının bir ölçüsüdür.

Bir şekilde bilinen bir enerji ideal radyatörü gibi yıldız tedavi ise siyah gövdenin biz ışınım ilgili olabilir L ve yarıçap R için etkin sıcaklık göre Stefan-Boltzmann yasasına göre:

burada σ , Stefan-Boltzmann sabitidir . Bir yıldızın HR diyagramındaki konumu, parlaklığının bir tahminini verdiğinden, bu ilişki yarıçapını tahmin etmek için kullanılabilir.

Değerleri parlaklık ( L ), yarıçap ( R ) ile kütle ( M ) bir yıldız için gerçek değerler 20 ila 30 göre farklı olabilir Sun, spektral sınıflandırma G2 V'luk bir cüce yıldızın kişilerce göreli % değerleri karşıda listelenmiştir.

Evrim yörüngeleri

Bir yıldız, çekirdeğindeki hidrojenin önemli bir kısmı tüketilene kadar ana dizideki başlangıç ​​konumuna yakın kalacaktır. Daha sonra daha parlak bir yıldıza doğru gelişmeye başlar. (HR diyagramında, yıldız ana dizinin sağına ve yukarısına doğru hareket eder.)

Bir ana dizi yıldızının çekirdeğinde kullanılamayan helyum biriktikçe, birim kütle başına hidrojendeki azalma, kütle füzyon hızının kademeli olarak düşmesine neden olur. Bu etkiyi telafi etmek için, kalbin sıcaklığı ve basıncı kademeli olarak artar ve toplam enerji üretiminin artmasına neden olur (içteki artan yoğunluğu desteklemek için). Bu, zaman içinde yıldızın parlaklığında ve yarıçapında yavaş ama sürekli bir büyüme sağlar. Örneğin, Güneş'in ilk günlerinde parlaklığı, mevcut değerinin sadece %70'i kadardı. Yaşla birlikte, bir yıldızın konumu, HR diyagramındaki konumunu yukarı doğru değiştirecektir. Bu, ana dizi bandının genişlemesine neden olur, çünkü yıldızlar yaşamlarının rastgele kesirlerinde gözlemlenir. Bir bütün olarak gözlemlenen ana dizi, tek başına ZAMS'den daha geniş bir banttır .

Bir yıldız kümesi aynı anda oluştuğunda, yıldızlarının ömrü kütlelerine bağlıdır. En büyük kütleli yıldızlar önce ana diziyi terk eder, ardından zamanla, sürekli azalan kütlelere sahip yıldızlar gelir. Bu nedenle yıldızlar, HR diyagramının sol üst köşesindeki en kütleli olandan başlayarak, ana dizi üzerindeki konumlarına göre evrimleşirler. Bu yıldızların ana diziden ayrıldığı mevcut konuma dönüm noktası denir. Bu konumdaki ana dizideki yaşam süresini bilerek, kümenin yaşını tahmin etmek mümkündür.

Sahne ana dizisi

paragraf formüllerinde kullanılan değişkenler
Sembol Gösterilen boyut
Yıldızın ömrü boyunca üretilecek toplam enerji
Ana dizideki yıldızın kütlesi
Ana dizideki yıldızın parlaklığı
Güneş kütlesi
Güneşin parlaklığı
Ana dizide yıldızın ömrünün tahmini değeri

Bir yıldızın hidrojenin nükleer füzyonu ile üretebileceği toplam enerji miktarı, çekirdekte başlangıçta mevcut olan hidrojen miktarı ile sınırlıdır. Dengedeki bir yıldız için çekirdekte üretilen enerji, yüzeyde yayılan enerjiye eşittir. Bu nedenle, bir yıldızın ömrü, ilk tahmin olarak, füzyon yoluyla üretebileceği toplam enerji ile parlaklığı (birim zaman başına yaydığı enerji miktarı) arasındaki oran olarak tahmin edilebilir :

Bu nedenle, bu iki ilişkili orantılılık oranı şunları verir:

Ana dizideki bir yıldızın yaşam süresi, Güneş'in bilinen ve tahmin edilen evriminden sonra tahmin edilebilir: yaklaşık 4,5 milyar yıldır ana dizidedir ve 6,5 milyar yıl sonra onu kırmızı bir dev haline getirecektir. 10 ila 10 yıla yaklaşan ana dizideki toplam kullanım ömrü için . Dolayısıyla yaklaşıklık:

Negatif güç, yıldızın ana dizisindeki yaşam süresinin kütlesi ile ters orantılı olarak değiştiğini gösterir . Ana sırayla bir yıldız bir ilk yaklaşım, gaz bir top ve benzeri gibi, bir plazma eğilimi olan çökmesi yerçekimine bağlı enflasyonu eğilimi ile dengelenir nedeniyle radyasyon basınç . Birleşmek için daha fazla hidrojene sahip olan büyük bir yıldız için, bu dengeye önemli ölçüde daha yüksek bir çekirdek sıcaklığı için ulaşılır, bu da çok yüksek bir erime hızına neden olur: bir bakıma, büyük bir yıldızın 'düşük kütleli bir yıldızdan daha büyük bir rezervuarı vardır, ancak onu tüketir. çok daha fazlası, sonuçta çok daha az özerkliğe sahiptir.

Bu nedenle en büyük kütleli yıldızlar ana dizide yalnızca birkaç milyon yıl kalabilirken , 0,1 M ☉'den daha az kütleye sahip  yıldızlar orada bir trilyondan (10 12 yıl) fazla kalabilir .

Merkezinde tüm hidrojen yakıt tüketildiğinde, yıldız geliştikçe uzak İK şemasında ana dizisinden. Bir yıldızın davranışı daha sonra onun kitle bağlıdır: yıldız az 0.23 den  M ☉ haline beyaz cüceler 10 kadar sahip olanlar ise,  M ☉ bir geçmesi kırmızı dev aşamasında . Daha büyük kütleli yıldızlar patlayarak bir süpernovaya dönüşebilir veya doğrudan bir kara deliğe çökebilir .

Beyaz cüce

Bir anakol yıldızı, çekirdeğindeki hidrojeni tükettiğinde, enerji üretiminin yavaşlaması yerçekimi çöküşünün yeniden başlamasına neden olur. 0.23 M ☉ ' den küçük  yıldızlar için , nükleer füzyon enerjisi üretimi sona erdiğinde beyaz cüce olmaları beklenir , ancak süreç o kadar yavaştır ki, Evrenin şu anki yaşından daha fazlasına ihtiyaç duyarlar.

dev yıldız

En az 0,5 M ☉ büyüklüğündeki bir yıldız  için, çekirdekteki hidrojen rezervi tükendiğinde, bir dev olmak üzere şişer ve 3α işlemiyle helyum çekirdeklerinin karbona kaynaşmasını tetiklemeye yeterli bir sıcaklığa ulaşır . 5–7,5 M ☉'den fazla olan yıldızlar, daha  yüksek atom numaralı elementleri de birleştirebilir.

Bu yolun birim kütle başına enerji çıkışı hidrojenin sadece onda biri kadardır ve yıldızın parlaklığı artmaktadır. Bu dev aşama, ana dizininkinden daha kısadır: örneğin, Güneş, hidrojeni eritmek için harcanan 10 milyar yılla karşılaştırıldığında, bu aşamada yalnızca 130 milyon yıl kalmalıdır .

kırmızı dev

Daha büyük yıldız, en çok 10  M ☉ , helyum çekirdeği çevreleyen hidrojen, hidrojen olan bir füzyon katmanını oluşturan füzyon geçirerek için yeterli bir sıcaklık ve basınç, ulaşır. Bunun sonucunda yıldızın dış kabuğu gevşer ve soğur ve yıldız bir kırmızı dev olur . Bu noktada yıldız bu nedenle ana diziden ayrılarak devlerin dalına girer. Ana dizinin çaprazında, sağa doğru HR diyagramında evrimsel bir yörünge izler. Bu onun evrimsel yörüngesidir.

Helyum çekirdeği , elektronların dejenere edici basıncı tarafından tamamen desteklenene kadar büzülmeye devam eder - maddenin sıkıştırmasını sınırlayan bir kuantum etkisi .

süpernova

10  M ☉ veya daha büyük yıldızlar için , bu süreç daha da yoğun bir çekirdeğe yol açabilir, bu da sonunda çökerek dış katmanları bir süpernova patlaması , tip II, tip Ib veya tip Ic'de fırlatır .

Notlar ve referanslar

Notlar

  1. "B" ve "V" harfleri , B için "mavi" ve V için "görünür" (yeşil-sarı) olmak üzere iki farklı standartlaştırılmış renk filtresi aracılığıyla görülen bir yıldızın büyüklüğünü belirtir . Fark, rengin ne kadar uzaklaştığını gösterir. maviden.
  2. İngilizce konuşanlar için, türlerin sırasını hatırlamak için anımsatıcı bir ifade "Oh Be A Fine Girl / Guy, Kiss Me" dir .
  3. Tanım olarak. Güneş tipik bir G2 V tipi yıldızdır.
  4. Bu iki değer arasındaki farkı ölçerek yıldıza olan uzaklığı bilme ihtiyacından kurtuluruz. Ancak, yok olma konusuna bakın .

Referanslar

  1. (içinde) Harding E. Smith, "  Hertzsprung-Russell Diyagramı  " , Gene Smith'in Öğretici Astronomi , Astrofizik ve Uzay Bilimleri Merkezi, California Üniversitesi, San Diego,21 Nisan 1999( 4 Mart 2010'da erişildi )
  2. (içinde) Richard Powell, "  Hertzsprung Russell Diyagramı  " , Evrenin Atlası,2006( 4 Mart 2010'da erişildi )
  3. (içinde) Malcolm S. Longair , The Cosmic Century: A History of Astrophysics and Cosmology , Cambridge, Cambridge University Press ,2006, 545  s. ( ISBN  0-521-47436-1 )
  4. ( Brown, Pais ve Pippard 1995 )
  5. ( Russell 1913 )
  6. Bu makalenin Adlandırma paragrafı
  7. (içinde) Bengt Strömgren , "  Hertzsprung-Russell Diyagramının Yorumlanması Üzerine  " , Zeitschrift für Astrofizik , cilt.  7,1933, s.  222 - 248 ( çevrimiçi okuyun )
  8. (in) Evry L. Schatzman ve Françoise Praderie , The Stars , Berlin / Heidelberg / Paris vb., Springer ,1993, 402  s. ( ISBN  3-540-54196-9 , çevrimiçi okuyun ).
  9. (içinde) WW Morgan , PC Keenan ve E. Kellman , Bir yıldız tayfının atlası, tayfsal sınıflandırmanın ana hatlarıyla , Chicago, Illinois, University of Chicago Press ,1943( çevrimiçi okuyun ).
  10. ( Unsöld 1969 ).
  11. (içinde) George Gloeckler ve Johannes Geiss , "  Yerel yıldızlararası ortamın bileşimi, toplama iyonlarıyla teşhis edildi  " , Uzay Araştırmalarında Gelişmeler , cilt.  34, n o  1,2004, s.  53-60 ( DOI  10.1016 / j.asr.2003.02.054 , çevrimiçi okuma )
  12. (içinde) Govert Schilling , "  Yeni Model Güneşin Sıcak Bir Genç Yıldız Olduğunu Gösteriyor  " , Bilim , cilt.  293, n o  5538,2001, s.  2188–2189 ( PMID  11567116 , DOI  10.1126 / bilim.293.5538.2188 , özet )
  13. ( Kroupa 2002 )
  14. (Brainerd, 2005)
  15. (in) "  Zero Age Main Sequence  " , The Encyclopedia of Astronomy ODS , Swinburne University ( 5 Mart 2010'da erişildi )
  16. ( Clayton 1983 )
  17. bölümü Bu makalenin Evrim yörüngeleri
  18. (içinde) "  Ana Dizi Yıldızları  " , Avustralya Teleskopu Sosyal Yardım ve Eğitim ( 6 Mart 2010'da erişildi )
  19. (içinde) Patrick Moore , Amatör Gökbilimci , Springer ,2006, 293  s. ( ISBN  1-85233-878-4 )
  20. (içinde) JT Wright , "  Maunder Minimum Yıldızlarından Herhangi Birini Biliyor Muyuz?  ” , Astronomi Dergisi , cilt.  128, n o  3,2004, s.  1273–1278 ( DOI  10.1086 / 423221 , çevrimiçi okuyun )
  21. (içinde) Roger John Tayler , Yıldızlar: Yapıları ve Evrimleri , Cambridge University Press ,1994, 241  s. ( ISBN  0-521-45885-4 , çevrimiçi okuyun )
  22. (içinde) IPA Sweet ve AE Roy , "  Dönen yıldızların yapısı  " , Royal Astronomical Society'nin Aylık Bildirimleri , Cilt.  113,1953, s.  701–715 ( çevrimiçi okuyun )
  23. (içinde) Adam J. Burgasser , J. Davy Kirkpatrick ve Sebastien Lepine , Proceedings of the 13th on the Cool Stars, Stellar Systems and the Sun , D. Reidel Publishing Co., Dordrecht,5-9 Temmuz 2004(ttp: //adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query? arXiv: astro-ph / 0409178) , “Ultracool Subdwarfs: Geç-tip M, L ve T Cücelere uzanan Metal-fakir ve Kahverengi Cüceler” , s.  237
  24. (içinde) SF Green , Mark Henry Jones ve S. Jocelyn Burnell , Güneşe ve Yıldızlara Giriş , Cambridge University Press ,2004( ISBN  0-521-54622-2 )
  25. ( Karttunen 2003 )
  26. (in) John N. Bahcall , MH Pinsonneault ve Sarbani Basu , "  Güneş Modeller: Güncel Epoch ve Zaman bağımlılık durumu, Nötrino ve Helioseismological Özellikleri  " , Astrophysical Journal , Vol.  555,10 Temmuz 2001, s.  990–1012 ( çevrimiçi okuyun )İncir. 3, efsane
  27. (içinde) Maurizio Salaris ve Santi Cassisi , Yıldızların ve Yıldız Popülasyonlarının Evrimi , John Wiley and Sons ,2005, 374  s. ( ISBN  0-470-09220-3 ) , s.  128
  28. (in) MS Oey ve CJ Clarke , "  Stellar Üst Kütle Limitinin İstatistiksel Doğrulaması  " , The Astrophysical Journal , cilt.  620, n, o  , 1,2005, s.  L43 – L46 ( çevrimiçi okuyun )
  29. (in) Kenneth ZIEBARTH , "  Ana-Dizi Yıldızları için Üst Kitle Sınırı On  " , Astrophysical Journal , Vol.  162,1970, s.  947–962 ( DOI  10.1086 / 150726 , çevrimiçi okuyun )
  30. (içinde) A. Burrows , WB Hubbard , D. Salmon ve JI Lunine , "  Genişletilmiş bir kahverengi cüce ve çok düşük kütleli yıldız modelleri seti  " , Astrophysical Journal, Bölüm 1 , Cilt.  406, n, o  , 1,Mart 1993, s.  158–171 ( DOI  10.1086 / 172427 , çevrimiçi okuyun )
  31. (in) Lawrence H. Go , Atom, Yıldızlar ve Nebülözler , Cambridge University Press ,1991( ISBN  0-521-31040-7 )
  32. (içinde) F. Martins , E. Depagne , D. Russeil ve L. Mahy , "  Büyük kütleli yıldızların güneş metalikliğine kadar neredeyse kimyasal olarak homojen Evriminin kanıtı  " , Astronomy & Astrophysics , cilt.  554,2013, A23 ( DOI  10.1051 / 0004-6361 / 201321282 , Bibcode  2013A & A ... 554A..23M , arXiv  1304.3337 ).
  33. (içinde) AG Bressan , C. Chiosi ve G. Bertelli , "  Büyük kütleli yıldızlarda kütle kaybı ve aşma  " , Astronomy and Astrophysics , cilt.  102, n o  1,bin dokuz yüz Seksen bir, s.  25–30 ( çevrimiçi okuyun )
  34. (in) Jim Lochner, Meredith Sherman Phil Newman, "  Yıldızlar  " , NASA6 Eylül 2006( 7 Mart 2010 tarihinde erişildi )
  35. (içinde) James N. Imamura, "  Kütle-Parlaklık İlişkisi  " , Oregon Üniversitesi,7 Şubat 1995( 8 Mart 2010'da erişildi )
  36. ( Prialnik 2000 )
  37. ( Rolfs ve Rodney 1988 )
  38. (içinde) Martin V. Zombeck , Handbook of Space Astronomy and Astrophysics , Cambridge University Press ,1990, 2 nci  baskı. ( ISBN  0-521-34787-4 , çevrimiçi okuyun )
  39. (in) "  SIMBAD Astronomical Database  " , Strasbourg Astronomical Data Center (erişim tarihi 6 Mart 2010 )
  40. (in) R. Earle Luck ve Ulrike Heiter , "  15 Parsek İçinde Yıldızlar: Kuzey Örneği için bolluk  " , The Astronomical Journal , cilt.  129, n o  22005, s.  1063–1083 ( DOI  10.1086 / 427250 , çevrimiçi okuyun )
  41. (içinde) "  LTT 2151 Yüksek uygun hareketli Yıldız  " , Strasbourg Astronomik Veri Merkezi (erişim tarihi 6 Mart 2010 )
  42. (içinde) "  En Yakın Yüz En Yakın Yıldız Sistemlerinin Listesi  " , Yakın Yıldızlar Üzerine Araştırma Konsorsiyumu,1 st Ocak 2008( 6 Mart 2010'da erişildi )
  43. (içinde) "  Hertzsprung-Russell Diyagramının Kökeni  " , Nebraska Üniversitesi (erişim tarihi 6 Mart 2010 )
  44. (in) Lionel Siess, "  Isochronous hesaplanması  " , Astronomi ve Astrofizik, Brüksel Üniversitesi Enstitüsü,2000( 6 Mart 2010'da erişildi ) - Örneğin, 1 M ☉ ZAMS için oluşturulan modelin  izokronlarını karşılaştırın . Tablodagüneş parlaklığının1,26 katıolarak listelenmiştir. Bir metallik 'de Z =0.01; parlaklık1.34güneşparlaklığıdır. Bir metallik 'de Z =0.04; parlaklık0.89güneşparlaklığıdır.
  45. (in) OD Gough , "  Solar iç yapı ve parlaklık değişimleri  " , Solar Physics , cilt.  74,bin dokuz yüz Seksen bir, s.  21–34 ( DOI  10.1007 / BF00151270 , çevrimiçi okuyun )
  46. (içinde) Thanu Padmanabhan , Teorik Astrofizik , Cambridge, Cambridge University Press ,2001, 619  s. ( ISBN  0-521-56241-4 )
  47. (in) Lawrence M. Krauss ve Brian Chaboyer , "  Samanyolu'ndaki Küresel Kümelerin Yaş Tahminleri: Kozmoloji Kısıtlamaları  " , Bilim , cilt.  299, n o  5603,2003, s.  65–69 ( DOI  10.1126 / bilim.1075631 , özet )
  48. (içinde) David Arnett , Supernovae and Nucleosenthesis: An Investigation of the History of the History of Matter, from Big Bang'den Günümüze , Princeton University Press ,1996( ISBN  0-691-01147-8 ). Hidrojenin füzyonu 8 × 10 18  erg/g verir, helyumunki ise sadece 8 × 10 17  erg/g verir.
  49. (içinde) Michael W. Richmond, "  Eldeki Stellar Evolution dizisi  " , Rochester Institute of Technology,10 Kasım 2004( 7 Mart 2010 tarihinde erişildi )
  50. ( Rolfs ve Rodney 1988 , s.  46)
  51. Bu ilişkinin 1924'te Eddington tarafından teorik olarak gösterilmesinin ayrıntılı bir tarihsel yeniden inşası için bkz . Stefano Lecchini , How Dwarfs Became Giants. Kütle-Parlaklık İlişkisinin Keşfi , Bern Bilim Tarihi ve Felsefesi Çalışmaları,2007, 228  s. ( ISBN  978-3-9522882-6-9 ve 39522882-6-8 )
  52. (içinde) I. Juliana Sackmann , Arnold I. Boothroyd ve Kathleen E. Kraemer , "  Bizim Güneşimiz. III. Şimdi ve Gelecek  ” , Astrofizik Dergisi , cilt.  418,Kasım 1993, s.  457–468 ( DOI  10.1086 / 173407 , çevrimiçi okuyun )
  53. (tr) Carl J. Hansen ve Steven D. Kawaler , Stellar Interiors: Physical Principles, Structure and Evolution , Birkhäuser,1994, 446  s. ( ISBN  0-387-94138-X , çevrimiçi okuyun ) , s.  28
  54. (içinde) Gregory Laughlin , Peter Bodenheimer ve Fred C. Adams , "  The End of the Main Sequence  " , The Astrophysical Journal , cilt.  482,1997, s.  420-432 ( DOI  10.1086 / 304125 , çevrimiçi okuyun )
  55. ( Adams ve Laughlin 1997 )
  56. ( Gilmore 2004 )
  57. (tr) Hans VEYA Fynbo , ISOLDE Coll. et al. , “  12C nükleer rezonanslarının ölçümünden yıldız üçlü-α süreci için revize edilmiş oranlar  ” , Nature , cilt.  433,2004, s.  136-139 ( DOI  10.1038 / nature03219 , özet )
  58. (içinde) Michael L. Sitko, "  Stellar Structure and Evolution  " , Cincinnati Üniversitesi (erişim tarihi 9 Mart 2010 )
  59. (içinde) "  Ana Dizi Yıldızları  " , Avustralya Teleskop Sosyal Yardım ve Eğitim ( 9 Mart 2010'da erişildi )
  60. (in) L Girardi , A. Bressan , G. Bertelli ve C. Chiosi , "  : 0,15 kaynaktan 7M düşük ve orta kütle yıldız için evrimsel parçaları ve izokron ☉ ve bunlardan 0.03  " , astronomi ve Astrofizik eki , cilt.  141,2000, s.  371–383 ( DOI 10.1051 / aas: 2000126 , çevrimiçi okuyun ) 
  61. (içinde) AJT Poelarends F. Herwig , N. Langer ve A. Heger , "  The Supernova Channel of Super-AGB Stars  " , The Astrophysical Journal , cilt.  675, n o  1,Mart 2008, s.  614-625 ( DOI  10.1086 / 520872 , çevrimiçi okuyun )
  62. (tr) K.-P. Schröder ve Robert Connon Smith , “  Güneşin Uzak geleceği ve Dünya yeniden ziyaret edildi  ” , Kraliyet Astronomi Topluluğunun Aylık Bildirimleri , cilt.  386, n, o  , 1,Mayıs 2008, s.  155–163 ( DOI  10.1111 / j.1365-2966.2008.13022.x , çevrimiçi okuyun )
Kaynaklar

Şuna da bakın:

bibliyografya

İlgili Makaleler