Astronomie

Jsou horké hvězdy jako hvězdy typu O zcela složeny z hélia?

Jsou horké hvězdy jako hvězdy typu O zcela složeny z hélia?


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.

Horké hvězdy jako hvězdy typu O nevykazují ve svých spektrech žádný vodík. Znamená to, že jsou vyrobeny výhradně z hélia?

Jakékoli vysvětlení by bylo opravdu užitečné.


Čáry, které se objevují ve hvězdném spektru, odrážejí hlavně jeho teplotu, nikoli její složení, viz zde

Hvězdy typu O začínají se stejným druhem složení jako jiné hvězdy, to znamená, že jsou to hlavně H a He (přibližně 75% a 25% hmotnosti) se stopami těžších prvků.


ASTR 210 Kvíz č. 2

Emisní mlhoviny ukazují linie EMISE, takže musí obsahovat horký plyn. Čáry jsou hlavně vodíkové čáry, ale jsou vidět také čáry několika dalších prvků.

Tyto NESVÍTÍ svým vlastním světlem, ale jsou osvětleny horkými hvězdami typu O & ampB umístěnými uvnitř hvězd. Oblasti HII jsou tedy spojeny s mladými hvězdami o vysoké hmotnosti

Horké hvězdy (T> 30 000 K) vyzařují hodně UV světla s <912 A. Tyto fotony jsou dostatečně energické, aby ionizovaly H. Tudíž tvoří sférické oblasti ionizovaného vodíku (odtud název HII oblasti).

Nejsou vidět žádné emisní čáry a světlo z těchto mlhovin
zobrazte pouze spektra absorpční čáry hvězdy, jejíž světlo je
odráží se tím.

Fúze vodíku vyžaduje teploty vyšší než 10 milionů Kelvinů.

Nad touto teplotou je rychlost fúze silně závislá na teplotě: malé zvýšení teploty má za následek mnohem vyšší rychlost fúze.

Zvyšování rychlosti fúze tedy nastavuje řetězec událostí do akce, jejichž konečným výsledkem je opětovné snížení rychlosti fúze.
Nyní zvažte, co by se stalo, kdybyste snížili rychlost fúze v jádru hvězdy:

• (2) Vývoj mimo MS zahrnuje komplikovanou řadu vzájemně souvisejících účinků. Jak evoluce postupuje, jádra zvyšujícího se Z jsou spálena, což vede k vývoji vysoce nehomogenní hvězdy se skořápkami různých prvků.

• (3) Pokud se jádro smršťuje, zvyšuje se teplota, proto se zvyšuje T gradient. T gradient je však mnohem slučitelný se svítivostí, proto se obálka rozšiřuje a snižuje T gradient. Opak se stane, když se jádro roztahuje, T gradient klesá, proto se musí obálka smršťovat, aby udržovala T gradient.

• (4) Struktura obálek hvězd s nízkou a vysokou hmotností se v hlavní sekvenci liší. Hvězdy s nízkou hmotností jsou chladné, brání to záření a vyvíjí se konvekční zóna (CZ). U hvězd s vyšší hmotností je obálka radiačně stabilní.

Pokud gravitační kolaps dostatečně nezvýší teplotu, aby se zahájila další fáze jaderné fúze, jádro zůstane zdegenerované a stane se „bílým trpaslíkem“ poté, co rozptýlí svůj obal.

V procesu této kontrakce se jádra hvězd s nízkou hmotností degenerují a přestávají sledovat stavovou rovnici ideálního plynu.

Jádra hvězd s vyšší hmotou na druhé straně dosahují teplot fúze He dlouho předtím, než se hustota stane dostatečně vysokou na to, aby se jádro zvrhlo. Výsledkem je, že fúze He začíná tam postupně. Jedná se o stabilní proces, protože pokud teplota mírně stoupne, tlak plynu v jádru se zvýší, jádro se roztáhne a ochladí.

V degenerovaném jádru je situace velmi odlišná. Vzhledem k tomu, že tlak v degenerovaném jádru je v podstatě nezávislý na teplotě, zvyšuje se teplota při iniciaci jaderné energie
Reakce nevedou k následnému zvýšení tlaku, expanzi a ochlazení k řízení zvýšení teploty. Teplota tedy stále stoupá, což způsobí, že hélium bude dostatečně rychle fúzovat. Kromě toho je zdegenerovaná hmota velmi dobrým vodičem tepla, takže jakmile je teplota v jedné části
jádro je dostatečně vysoké, aby zahájilo fúzi hélia, toto se velmi rychle šíří zbytkem jádra.


Jsou horké hvězdy jako hvězdy typu O zcela složeny z hélia? - Astronomie

Hvězdy jsou složeny převážně z vodíku a helia, se stopovým množstvím kovů. Mají extrémně horká, hustá jádra, která vyzařují záření ve formě spojitého spektra (z fotosféry, nejhlubší vrstvy, kterou lze pozorovat), které lze dobře aproximovat jako černé těleso. Toto záření pak prochází horními vrstvami atmosféry, které jsou stále horké, ale mají nižší hustotu a které přednostně absorbují záření při klíčových vlnových délkách určených atomovým složením atmosféry. Pozorované absorpční linie závisí především na exitaci a ionizaci atmosféry, spíše než na jejím chemickém složení.

    Ó : (30 000 - 50 000 K) Masivní, jasné, horké hvězdy, nejmodřejší konec (a nejvzácnější členové) hlavní sekvence. Vodík a kovy jsou ionizované, takže existuje jen několik slabých absorpčních linií H, ale silných linií He +. Subklasifikováno porovnáním síly vlastností He I a He II.

Spektrální klasifikace MK byla původně založena na vzhledu párů spektrálních čar v modré oblasti s rozlišením 2A. Zde jsou kritické poměry. Proč si myslíte, že byla tato data použita?

TřídaČárové páry
O5 - O94471 He I 4541 He II
B0 - B14552 Si III 4089 Si IV
B2 - B84129 Si II 4121 He I
B8 - A24471 He I 4481 Mg II
B8 - A24026 He I 3934 Ca II
A2 - F54032 Mn I 4130 Mn I
A2 - F54300 CH 4385 CH
F2 - K. 4300 Gband 4340 H
F5 - G54045 Fe I 4101 H
F5 - G54226 Ca I 4340 H
G5 - K04144 Fe I 4101 H
K0 - K54226 Ca I 4325 Ca I
K0 - K54290 Ca I 4300 Ca I

Sekundární klasifikace závisí na zářivost, a je označen římskými číslicemi I až V, v pořadí podle klesající svítivosti:


Počátky hmoty

Téměř veškerý existující vodík a hélium vznikly asi za první tři minuty po Velkém třesku, kdy byl celý vesmír extrémně horký a hustý. Ani tyto podmínky však nebyly správné pro udržení chodu jaderné fúze, takže bylo vyrobeno velmi málo těžších prvků. Většina ostatních prvků, které astronomové označují jako „kovy“, byla vytvořena jadernou fúzí ve hvězdách.

Ačkoli pro ně zatím máme pouze nepřímé důkazy, první hvězdy ve vesmíru byly velmi hmotné a byly vyrobeny výhradně z vodíku a helia. Výbuchy supernovy těchto raných hvězd vyprodukovaly a rozšířily první kovy. Z těchto těžších prvků se částečně vytvořily mladší generace hvězd a pokračovaly v cyklu. Výsledkem je, že počet atomů kovů se zvyšuje s každou generací hvězd, i když vodík a hélium dnes tvoří asi 99% všech atomů ve vesmíru.


Smrt [Upravit]

Hvězdy jsou neuvěřitelně horké a září, protože jaderné reakce v jejich jádrech je neustále zahřívají. Hvězdy nakonec „zemřou“ buď explozí jako supernova, nebo pouze ochlazením do bodu, kdy nemohou podporovat jaderné reakce. Konečným osudem hvězd mohou být černé díry, neutronové hvězdy, bílé (nebo černé) trpasličí hvězdy.

Mimo hlavní sekvenci [Upravit]

Předtím, než hvězda skutečně zemře, prochází řadou smrtelných křečí. Téměř ve všech případech jde o nějakou formu červeného obra: hvězda se rozšiřuje, obvykle v průběhu několika stovek milionů let, na mnohonásobek svého průměru hlavní posloupnosti. V tomto procesu se jeho vnější vrstvy ochladí a stanou se červenějšími. K expanzi dochází, protože když jádru dojde vodík, jeho vnější radiační tlak ustane a skořápka materiálu kolem jádra se na něj zhroutí. Tato skořápka se poté dostatečně zahřeje a pod vysokým tlakem, aby začala spalovat vodík na samotné hélium. Díky své větší povrchové ploše pláště spalující vodík skutečně produkují více vnější radiační tlak než jádro během života hlavní sekvence hvězdy. Fáze červeného obra může trvat až několik milionů let, pokud by hvězda začala dostatečně malá. Jakmile inertní hvězdné jádro dosáhne teploty kolem 108 K a hustoty dostatečně vysoké (10 3 kg cm -3), dojde k fúzi helia na uhlík a kyslík. Pro hvězdy s podobnou hmotou jako Slunce je tento proces („heliový záblesk“) výbušný a během několika sekund uvolňuje tolik energie jako celá galaxie (žádná z těchto energií však nedorazí na povrch a místo toho se použije k opětovnému rozpínání) hvězdné jádro). Hvězda se smršťuje a stává se menší, méně svítivou hvězdou, aby se znovu rozpínala, jakmile je červený obr vyčerpán jádrem hélia, aby nakonec vytlačil své vnější vrstvy a vytvořil planetární mlhovinu a zanechal za sebou své jádro s vysokou hustotou, inertní: bílý trpaslík (viz níže). Hvězdy podobné slunci nespojují prvky za heliem, protože nejsou schopné produkovat požadované teploty a tlaky.

Masivnější hvězdy mají ještě živější stáří. Hvězdy o minimálně 9 slunečních hmotách, a dokonce o něco méně, jsou schopny spálit (roztavit) ve svých jádrech těžší prvky než hélium, přičemž každý proces hoření produkuje méně a méně energie, a je tak spotřebováván rychleji a rychleji, dokud nedorazí k železu , prvek, jehož fúze vyžaduje energie. Hvězda se poté zhroutí a exploduje jako supernova, přičemž energie exploze - podobná energii galaxie - dokáže roztavit železo a produkovat těžší prvky. Mezitím jsou věci zvenčí také docela živé: v závislosti na jejich hmotnosti se stávají červenými supergianty (v podstatě červenými obry na steroidech) & # 91 poznámka 4 & # 93 a mohou v této fázi explodovat, nebo naopak rozsáhlá hromadná ztráta může způsobit jejich smyčku zpět na vyšší povrchové teploty a menší velikosti před časem supernovy.

Nejhmotnější hvězdy nezůstanou červenými superobrymi a místo toho se stanou horkými než červenými supergianty hyperobřími hvězdami (nebo dokonce tuto fázi přeskočí), než se stáhnou kvůli velké ztrátě hmoty na mnohem menší poloměr a mnohem vyšší povrchové teploty, aby nakonec trpěly jádro se zhroutí přímo do černé díry a exploduje jako hypernova (u nejhmotnějších z nich se také předpovídá přímé zhroucení do černé díry bez hypernovy, stejně jako možnost, že jednoduše vybuchnou, aniž by zbyly zbytky). V době, kdy vyčerpají své vodíkové palivo, budou malé, matné červené trpasličí hvězdy téměř úplně hélium (mnoho krát současný věk vesmíru), takže místo toho nebude existovat žádný vodík, který by vytvořil vodík hořící skořápku, budou se zahřívat, aniž by se rozšiřovaly, a staly se hypotetickým modrým trpaslíkem, následovaným kontrakcí na bílého trpaslíka.

Všimněte si, že ve všech výše uvedených případech může přítomnost blízké společenské hvězdy královsky pokazit věci (stačí se zeptat Algola)

Černá díra [Upravit]

A Černá díra je astronomické těleso tak husté, že úniková rychlost & # 91 poznámka 5 & # 93 je větší než rychlost světla. Ve středu je singularita, která je nekonečně hustá a nelze ji popsat současnými zákony fyziky. Jeho přesná povaha a účinky na okolní prostor jsou zdrojem nekonečných vědeckých debat. Planety a další hvězdy mohou obíhat kolem černé díry stejně jako kterákoli jiná hvězda. Černé díry, i když samotné černé, mohou mít velmi jasné akreční disky. Je ironií, že mezi ně patří nejjasnější objekty ve vesmíru, kvasary.

Neutronová hvězda [Upravit]

A neutronová hvězda je kompaktní objekt, který je vytvořen v jádru hmotné hvězdy během exploze supernovy. & # 912 & # 93 Jak naznačuje jejich název, neutronové hvězdy jsou složeny téměř výhradně z neutronů. I když jsou to mrtvé hvězdy, jsou stále velmi horké. Jsou mimořádně menší než původní hvězda, ze které pocházejí, s poloměrem asi 12 km. Naproti tomu poloměr Slunce je asi 60 000krát větší. Obvykle mají hmotnost mezi 1,35 a asi 2,1 slunečními hmotami. & # 91note 6 & # 93 Díky své extrémní hustotě má typická neutronová hvězda povrchovou gravitaci přes sto miliard G a únikovou rychlost asi 1/3 rychlosti světla. Jedna čajová lžička jejího vnitřku by vážila nejméně dvě miliardy tun na povrchu Země. Jakýkoli předmět padající k neutronové hvězdě by byl roztržen přílivovými silami, než dopadl na povrch.

Jaderné těstoviny a předkrmy [Upravit]

Vědci vypočítali, že neutronové klastry ve vnější kůře neutronové hvězdy mohou být složeny z nejtvrdších materiálů ve vesmíru, s názvy jako jaderné gnocchi, špagety, vafle, lasagne, defekty, antispaghetti a antignocchi, které odkazují na tvary v různé mřížky, do kterých se skládají neutrony. Například v „špagetách“ se neutrony skládají do dlouhých řetězců, zatímco v „lasagnách“ se skládají do listů. & # 913 & # 93 & # 914 & # 93

Pulsar [Upravit]

O některých neutronových hvězdách je známo, že emitují rádiové vlny, které pulzují a vypínají. K tomu dochází, pokud je vyrovnána významná část magnetických momentů komponentních neutronů. & # 915 & # 93 Tyto neutronové hvězdy se nazývají pulsary. Emise „vypnuto“ a „zapnuto“, které jsou charakteristické pro pulzary, jsou způsobeny rotací hvězdy. Rádiové vlny unikají pouze ze severního a jižního magnetického pólu neutronové hvězdy. Pokud je osa otáčení nakloněna vzhledem k magnetickým pólům, unikající rádiové vlny se šíří kolem jako světelný paprsek z majáku. Na Zemi radioastronomové zachytí rádiové vlny pouze tehdy, když paprsek zametá přes rozsah Země. První pulsar byl detekován v roce 1967 a na krátkou dobu byl pravidelný signál považován za důkaz mimozemského života (pulsar PSR B1919 + 21 byl původně přezdíván LGM-1 pro „malé zelené muže“).

Bílý trpaslík [Upravit]

A bílý trpaslík je malá hvězda složená převážně z elektronově zdegenerované hmoty. Protože hmotnost bílého trpaslíka je srovnatelná s hmotou Slunce a jeho objem je srovnatelný s hmotou Země, je velmi hustý, i když zdaleka není tak hustý jako neutronová hvězda. Ve srovnání s jinými hvězdami jsou bílí trpaslíci slabí, protože jsou opravdu maličcí, i když hmota v nich již nepodléhá fúzním reakcím a veškerá jejich svítivost pochází z emise uloženého tepla, mají hodně akumulovaného tepla. Jejich povrchové teploty jsou ve skutečnosti podle hvězdných standardů poměrně vysoké. Postupem času se stmívaly, když se ochladily a vydaly méně energie, a proměnily se v teoretického „černého trpaslíka“. Protože žádní bílí trpaslíci nejsou starší než samotný vesmír, i nejstarší bílí trpaslíci stále vyzařují při teplotách několika tisíc kelvinů a předpokládá se, že žádní černí trpaslíci dosud neexistují. Je zajímavé, že naše vlastní Slunce se více než pravděpodobně stane bílým trpaslíkem, protože je příliš malé na to, aby se z něj stala černá díra nebo neutronová hvězda.

Pokud je bílý trpaslík součástí binárního hvězdného systému a jeho doprovodná hvězda se na konci své životnosti rozšíří do červeného obra, může bílý trpaslík akumulovat materiál z vnější atmosféry druhé hvězdy (tvořící binární systém „hromadné výměny“ ). Tento vtažený materiál bude vystaven povrchové gravitaci bílého trpaslíka, řádově sto tisíc G. Když se nahromadí dostatek materiálu, akumulovaný materiál se může dostatečně zahřát a natlakovat natolik, aby podstoupil jadernou fúzi, což by mělo za následek výbuch nové. Pokud se bílý trpaslík hromadí tak tolik materiálu, že jeho hmotnost přesahuje 1,44 hmotnosti Slunce, zhroutí se pod svou vlastní hmotností a exploduje a vytvoří velkolepou supernovu typu 1a.


Smrt NGC 2440

7. února 2007 Hubble vyfotografoval NGC 2440, díky svému nástroji WPFC 2 (Wide Field Planetary Camera).
Falešné barvy označují molekuly oblaku plynu a prachu. Vodík se shoduje s dusíkem ve stejném červeném, modrém heliu a kyslíku v modrozeleném.
Vysunutý materiál je osvětlován ultrafialovým vyzařováním, které zbylo z centrální hvězdy.
Velmi hustý, stal se z něj bílý trpaslík.
Hodnota NGC 2440 dosahuje teploty 200 k Kelvinů.
Tento krásný obrázek také ukazuje nepravidelnost mraku naznačuje, že několik explozí.
NGC 2440 je planetární mlhovina, to znamená plynná obálka prudce vystřelená umírající hvězdou, která explodovala při nedostatku paliva a jaderné reakce stačily k zadržení gravitační síly.
Přesnost obrazu pořízeného Hubbleem ukazuje složitost vnitřního mraku, což naznačuje chaotickou strukturu s oblastmi silně naloženými materiálem a jinými téměř prázdnými.
Tato heterogenita naznačuje, že hvězda nevybuchla najednou, ale umírající hvězda prošla několika cykly kontrakcí a výbuchů.

Při každém nárazu byla část jeho materiálu nalezena vysunutá, ale jiným směrem.
Prach, který byl přítomný kolem hvězdy, byl vyfouknut a nyní tvoří dlouhé pruhy, centrální styl bílého trpaslíka.

Obrázek: Obrázek je pozorován proti, falešné barvy pomocí Hubbleova nástroje WPFC 2, mlhovina NGC 2440 ukazuje oblak plynu a prachu, který se rozprostírá přes světelný rok. Ve středu identifikujeme bílého trpaslíka, pozůstatek explodované hvězdy. Mrak má nepravidelnou a chaotickou strukturu: hvězda zažila několik výbuchů, které vytlačily hmotu v různých směrech vytvarováním sloupců prachu. Červená barva ukazuje dusík a vodík, heliovou modrou, zelený kyslík. Zápočet: ESA / K. Noll (STScI).


Většina hvězd má planety, ale přesně to, jaký podíl hvězd mají planety, je nejisté, protože ne všechny planety ještě lze detekovat. Metoda radiální rychlosti a metoda tranzitu (které jsou mezi nimi zodpovědné za velkou většinu detekcí) jsou nejcitlivější na velké planety na malých drahách. Mnoho známých exoplanet je tedy „horkých Jupiterů“: planety joviánské hmoty nebo větší na velmi malých oběžných drahách s periodami jen několika dní. Průzkum planet zjišťovaných radiální rychlostí z roku 2005 zjistil, že asi 1,2% hvězd podobných Slunci má horký jupiter, kde „hvězda podobná slunci“ označuje jakoukoli hvězdu hlavní posloupnosti spektrálních tříd pozdě-F, G nebo brzy -K bez blízkého hvězdného společníka. [2] Toto 1,2% je více než dvojnásobek frekvence horkých jupiterů detekovaných kosmickou lodí Kepler, což může být způsobeno tím, že zorné pole Kepler pokrývá jinou oblast Mléčné dráhy, kde je metalicita hvězd odlišná. [3] Dále se odhaduje, že 3% až 4,5% hvězd podobných Slunci vlastní obří planetu s oběžnou dobou 100 dnů nebo méně, kde „obří planeta“ znamená planetu s nejméně 30 hmotami Země. [4]

Je známo, že malé planety (zhruba Země podobné hmoty nebo poněkud větší) jsou běžnější než obří planety. [5] Ukazuje se také, že na velkých drahách je více planet než na malých drahách. Na základě toho se odhaduje, že asi 20% hvězd podobných Slunci má alespoň jednu obří planetu, zatímco nejméně 40% může mít planety s nižší hmotností. [4] [6] [7] Studie dat gravitačních mikročoček z roku 2012 shromážděná v letech 2002 až 2007 dospěla k závěru, že podíl hvězd s planetami je mnohem vyšší a odhaduje průměr 1,6 planet obíhajících kolem Mléčné dráhy mezi 0,5–10 AU na hvězdu , autoři této studie dospěli k závěru, že „hvězdy obíhají planety zpravidla, spíše než výjimku“. [1] V listopadu 2013 bylo oznámeno, že 22 ± 8% hvězd podobných Slunci má planetu o velikosti Země [b] v obytné zóně [c]. [8] [9]

Bez ohledu na podíl hvězd na planetách musí být celkový počet exoplanet velmi velký. Protože Mléčná dráha má nejméně 200 miliard hvězd, musí také obsahovat desítky nebo stovky miliard planet.

Nejznámější exoplanety obíhají kolem hvězd zhruba podobných Slunci, tedy hvězdám ve sledu spektrálních kategorií F, G nebo K. Jedním z důvodů je, že programy pro vyhledávání planet měly tendenci se na takové hvězdy soustředit. Statistické analýzy navíc naznačují, že u hvězd s nižší hmotností (červení trpaslíci spektrální kategorie M) je méně pravděpodobné, že budou mít planety dostatečně masivní, aby je bylo možné detekovat metodou radiální rychlosti. [4] [10] Nicméně mnoho planet kolem červených trpaslíků byla objevena kosmickou lodí Kepler tranzitní metodou, která dokáže detekovat menší planety.

Hvězdy spektrální kategorie A se obvykle velmi rychle otáčejí, což ztěžuje měření malých Dopplerových posunů vyvolaných obíháním planet, protože spektrální čáry jsou velmi široké. [11] Tento typ hmotné hvězdy se však nakonec vyvinul do chladnějšího červeného obra, který se otáčí pomaleji a lze jej tedy měřit pomocí metody radiální rychlosti. [11] Několik desítek planet bylo nalezeno kolem červených obrů.

Pozorování pomocí Spitzerova vesmírného dalekohledu naznačují, že extrémně hmotné hvězdy spektrální kategorie O, které jsou mnohem žhavější než Slunce, vytvářejí efekt foto-odpařování, který inhibuje formování planet. [12] Když hvězda typu O přejde na supernovu, všechny planety, které se vytvořily, by se volně vznášely kvůli ztrátě hvězdné hmoty, pokud by ji nativní kop výsledného zbytku netlačil stejným směrem jako unikající planeta. [13] Záložní disky hmoty, které nedokázaly uniknout z orbity během supernovy, mohou vytvářet planety kolem neutronových hvězd a černých děr. [14]

Dopplerovské průzkumy kolem široké škály hvězd naznačují, že asi 1 ze 6 hvězd s dvojnásobnou hmotností Slunce obíhá jedna nebo více planet o velikosti Jupitera, oproti 1 ze 16 hvězdám podobným Slunci a pouze 1 z 50 u červených trpaslíků . Na druhou stranu, mikročočkové průzkumy naznačují, že dlouhodobé planety s hmotou Neptunu se vyskytují kolem 1 ze 3 červených trpaslíků. [15] Pozorování planet Kepler Space Telescope s obdobími až jednoho roku ukazují, že míry výskytu planet o velikosti Země až Neptun (1 až 4 poloměry Země) kolem hvězd M, K, G a F jsou postupně vyšší směrem k chladnějším, méně hmotné hvězdy. [16]

Na konci s nízkou hmotností formování hvězd jsou subhvězdné objekty, které nefúzují vodík: hnědí trpaslíci a subhnědí trpaslíci spektrální klasifikace L, T a Y. V okolí hnědých trpaslíků byly objeveny planety a protoplanetární disky. a kolem subhnědých trpaslíků byly nalezeny disky (např. OTS 44).

Darebácké planety vysunuté z jejich systému si mohly udržet systém satelitů. [17]

Obyčejné hvězdy se skládají převážně ze světelných prvků vodíku a hélia. Obsahují také malý podíl těžších prvků a tento zlomek se označuje jako metalicita hvězdy (i když prvky nejsou v tradičním smyslu kovy), [2] označeno [m / H] a vyjádřeno v logaritmické stupnici, kde nula je metalicita Slunce.

Studie z roku 2012 o datech kosmické lodi Kepler zjistila, že menší planety s poloměry menšími než Neptunovy byly nalezeny kolem hvězd s metalitami v rozsahu -0,6 & lt [m / H] & lt +0,5 (asi čtyřikrát méně než Slunce až tři krát více), [d] zatímco větší planety byly nalezeny většinou kolem hvězd s metalitami na horním konci tohoto rozsahu (při sluneční metalalitě a výše). V této studii se malé planety vyskytovaly přibližně třikrát častěji než velké planety kolem hvězd metalicity větší než hvězdy Slunce, ale vyskytovaly se přibližně šestkrát častěji u hvězd metalicity méně než Slunce. Nedostatek plynných gigantů kolem hvězd s nízkou metalicitou může být způsoben tím, že metalicita protoplanetárních disků ovlivňuje, jak rychle se mohou vytvořit planetární jádra a zda akumulují plynný obal dříve, než se plyn rozptýlí. Kepler však může pozorovat pouze planety velmi blízké jejich hvězdě a zjištěné plynné obry pravděpodobně migrovaly z dálky ven, takže snížená účinnost migrace na discích s nízkou metalicitou by mohla tato zjištění částečně vysvětlit. [18]

Studie z roku 2014 zjistila, že nejen obří planety, ale planety všech velikostí mají zvýšenou míru výskytu kolem hvězd bohatých na kov ve srovnání s hvězdami chudými na kov, ačkoli čím větší je planeta, tím větší je tento nárůst se zvyšováním metalicity. Studie rozdělila planety do tří skupin na základě poloměru: plynní obři, plynoví trpaslíci a suchozemské planety s dělícími čarami v poloměrech 1,7 a 3,9 Země. U těchto tří skupin je míra výskytu planety 9,30, 2,03 a 1,72krát vyšší u hvězd bohatých na kov než u hvězd chudých na kov. Existuje předpojatost proti detekci menších planet, protože hvězdy bohaté na kovy mají tendenci být větší, což ztěžuje detekci menších planet, což znamená, že tyto zvýšení výskytu jsou nižšími limity. [19]

Ukázalo se také, že sluneční hvězdy s planetami mají mnohem větší pravděpodobnost, že budou mít nedostatek lithia, i když u jiných typů hvězd tato korelace vůbec není. [20] Tento nárokovaný vztah se však stal v komunitě planetární astrofyziky sporným bodem, který je často popírán [21] [22], ale také podporován. [23] [24]

Hvězdná multiplicita se zvyšuje s hvězdnou hmotou: pravděpodobnost, že hvězdy budou ve více systémech, je u červených trpaslíků asi 25%, u hvězd podobných Slunci asi 45% a u nejhmotnějších hvězd stoupá asi na 80%. Z více hvězd je asi 75% binárních souborů a zbytek jsou multiplicity vyššího řádu. [25]

Bylo objeveno více než sto planet obíhajících kolem jednoho člena soustavy binárních hvězd (např. 55 Cancri, případně Alpha Centauri Bb) [26] a bylo objeveno několik cirkubinárních planet, které obíhají kolem obou členů binární hvězdy (např. PSR B1620 -26 b, Kepler-16b). Je známo několik desítek planet v trojhvězdných systémech (např. 16 Cygni Bb) [27] a dvě ve čtyřnásobných soustavách Kepler 64 a 30 Arietis. [28]

Výsledky Kepler naznačují, že cirkumbinární planetární systémy jsou relativně běžné (v říjnu 2013 našla kosmická loď sedm cirkumbinárních planet ze zhruba 1000 prohledávaných zákrytových dvojhvězd). Jedním záhadným zjištěním je, že i když polovina dvojhvězd má orbitální období 2,7 dne nebo méně, žádná z dvojhvězd s cirkusovými planetami nemá období kratší než 7,4 dne. Dalším překvapivým Keplerovým nálezem je cirkumbinární planeta, která má tendenci obíhat kolem svých hvězd v blízkosti poloměru kritické nestability (teoretické výpočty naznačují, že minimální stabilní vzdálenost je zhruba dvakrát až třikrát větší než vzdálenost hvězd). [29]

V roce 2014 bylo ze statistických studií hledání společenských hvězd odvozeno, že přibližně polovina hostitelských hvězd exoplanety má společenskou hvězdu, obvykle do 100 AU. [30] [31] To znamená, že mnoho hvězd exoplanet, které byly považovány za jediné, jsou dvojhvězdy, takže v mnoha případech není známo, které z hvězd planeta obíhá, a zveřejněné parametry tranzitujících planet by mohly být výrazně nesprávné protože poloměr planety a vzdálenost od hvězdy jsou odvozeny z hvězdných parametrů. K nalezení nebo vyloučení společníků jsou zapotřebí následné studie se zobrazováním (jako je skvrnité zobrazování) (a pro detekci binárních souborů, které jsou opravdu blízko u sebe, by byly zapotřebí techniky radiální rychlosti), a to u většiny hostitelských hvězd exoplanet dosud nebylo provedeno. Příklady známých dvojhvězd, kde není známo, které z hvězd obíhá planeta, jsou Kepler-132 a Kepler-296 [32], ačkoli studie z roku 2015 zjistila, že planety Kepler-296 pravděpodobně obíhají kolem jasnější hvězdy. [33]

Většina hvězd se tvoří v otevřených hvězdokupách, ale v otevřených hvězdokupách bylo nalezeno jen velmi málo planet, což vedlo k hypotéze, že prostředí otevřené hvězdokupy brání vzniku planet. Studie z roku 2011 však dospěla k závěru, že k takové hypotéze není dostatečný počet průzkumů klastrů. [34] Nedostatek průzkumů byl způsoben tím, že v Mléčné dráze je relativně málo vhodných otevřených klastrů. Nedávné objevy jak obřích planet [35], tak planet s nízkou hmotností [36] v otevřených hvězdokupách jsou v souladu s tím, že v otevřených hvězdokupách je podobná míra výskytu planet jako u hvězd v terénu.

Otevřená hvězdokupa NGC 6811 obsahuje dva známé planetární systémy Kepler-66 a Kepler-67.


Vědci objevili nový typ pulzující hvězdy

Zbytky mlhoviny mrtvé obří hvězdy obklopují zbývající subhwarf O hvězdu, další druh horkého subwarfa. Zápočet: ESO

Vědci mohou o hvězdě hodně říci podle světla, které vydává. Barva například odhaluje svoji povrchovou teplotu a prvky v ní a kolem ní. Jas koreluje s hmotou hvězdy a pro mnoho hvězd jas kolísá, trochu jako blikající svíčka.

Tým vědců vedený výzkumníkem UC Santa Barbara Thomasem Kupferem nedávno objevil novou třídu těchto pulzátorů, jejichž jas se mění každých pět minut. Jejich výsledky se objevily v The Astrofyzikální deníkové dopisy.

„Mnoho hvězd pulzuje, dokonce i naše slunce je ve velmi malém měřítku,“ řekl Kupfer, postdoktorský vědec na Kavli Institute of Theoretical Physics (KITP) UC Santa Barbara. Skutečný pulzátor se může lišit v jasu přibližně o 10% v důsledku periodické změny jeho teploty, poloměru nebo obou. „Ti, kteří mají největší změny jasu, jsou obvykle radiální pulzátory, které„ dýchají “dovnitř a ven, jak celá hvězda mění velikost,“ vysvětlil. Podrobným studiem pulzací se vědci mohou dozvědět o vnitřních vlastnostech těchto hvězd.

Kupfer a jeho kolegové z Caltechu zpočátku hledali dvojhvězdy s periodami kratšími než hodina v pozorováních Zwicky Transient Facility, průzkumu oblohy na Palomarské observatoři poblíž San Diega. Čtyři vynikli kvůli velkým změnám jejich jasu během několika minut. Následná data rychle potvrdila, že se skutečně jednalo o pulzátory, nikoli o binární páry.

Ve spolupráci se svými spolupracovníky z Caltech, vedle bývalého doktoranda UC Santa Barbary Evana Bauera a ředitele KITP Larse Bildstena, Kupfer nyní identifikoval výjimečné hvězdy jako horké subdwarf pulzátory. Subdwarf je hvězda o jedné desetině průměru Slunce s hmotností mezi 20 a 50% hmotnosti Slunce. Jsou neuvěřitelně horké - až 90 000 stupňů Fahrenheita, ve srovnání se slunečními paprsky 10 000 F. „Tyto hvězdy jistě dokončily fúzi veškerého vodíku v jejich jádru do hélia, což vysvětluje, proč jsou tak malé a mohou tak rychle oscilovat,“ řekl Bildsten.

Objev byl překvapením. Vědci dříve nepředpovídali existenci těchto hvězd, vysvětlil Kupfer, ale při zpětném pohledu dobře zapadají do předních modelů hvězdné evoluce.

Vzhledem k nízké hmotnosti hvězd tým věří, že začali život jako typické hvězdy podobné slunci, které ve svých jádrech fúzují vodík s héliem. Po vyčerpání vodíku v jejich jádrech hvězdy expandovaly do stupně červeného obra. Hvězda obvykle dosáhne svého největšího poloměru a začne fixovat hélium hluboko v jádru. Vědci si však myslí, že těmto nově objeveným hvězdám jejich vnější materiál ukradl společník, než se hélium dostatečně zahřálo a zhustlo, aby se spojilo.

V minulosti byli horkí subdwarfi téměř vždy příbuzní s hvězdami, které se staly červenými obry, začaly tavit hélium v ​​jejich jádrech a poté je svlékl společník. Nové poznatky naznačují, že tato skupina zahrnuje různé typy hvězd. „Někteří fúzi hélia provádějí a jiní ne,“ řekl Kupfer.

Pulzace hvězd umožňují vědcům zkoumat jejich hmotnosti a poloměry a porovnávat tato měření s hvězdnými modely, něco, co dříve nebylo možné. „Byli jsme schopni porozumět rychlým pulzacím jejich porovnáním s teoretickými modely s jádry o nízké hmotnosti vyrobenými z relativně studeného helia,“ řekl Bauer.

„Průzkumy oblohy transformují astronomii a Zwicky Transient Facility pomáhá propagovat tento přístup,“ říká Richard Barvainis z Národní vědecké nadace, který dohlíží na granty agentury na podporu tohoto zařízení. „Tento nejnovější výsledek je dokonalým příkladem - sledováním pulzování vzdálených hvězd během pouhých několika minut astronomové získali neočekávané poznatky o hvězdném vývoji.“

Kupfer věří, že přijde více. "I expect that these large, time-domain surveys like the Zwicky Transient Facility will bring many unexpected discoveries in the future," he said.


Structure of Stars

Above the photosphere are upper atmospheric layers, mostly transparent, which on the Sun are called the chromosphere. Gases in a stellar atmosphere absorb characteristic lines in the spectrum and reveal the chemical composition of the star. The temperature of the stellar atmosphere is lower than the temperature of the photosphere.

Above the atmosphere is a transparent corona of diffuse gas at high temperature. For reasons that are as yet uncertain, outgoing energy from the Sun or star heats the corona to temperatures over 1,000,000 K (1,800,000° F), so that it emits X rays of much shorter wavelength than visible light. The solar corona also has emission lines in visible light which give it the greenish glow visible during a total solar eclipse. In the atmosphere and corona of a star, explosions known as flares occur in regions several thousand kilometers across, shooting out high-speed protons and electrons and causing plumes of higher temperature in the corona. High-speed protons and electrons are also shot out in all directions to form the solar or stellar wind.

The solar wind has been detected by the two Voyager spacecraft and Pioneer 10 a 11 on their way out of the solar system. By 1993 they had already apparently detected the outer boundary of the solar wind, the heliopause, where interstellar gas pressure stops the outflow of the wind. According to their observations, the heliopause lies at a distance of 82 to 130 astronomical units from the Sun - that is, 82 to 130 times farther from the Sun than is the Earth.

The knowledge of a star's internal structure is almost entirely theoretical, based on laboratory measurements of gases. Beneath the photosphere are several layers, some where the hot, ionized gas is turbulent, and some where it is almost at rest. Calculations of structure are based on two principles: convective equilibrium, in which turbulence brings the energy outward, and radiative equilibrium, in which radiation brings the energy outward. The temperature and density are calculated for each depth, using the characteristics of the mix of gases (hydrogen, helium, and heavier elements) derived from the spectrum of the atmosphere. The pressure is calculated from the weight of the gases overhead.

Eventually, deep in the interior, the temperature and density are high enough (10,000,000 K and 30 g/cm 3 ) for a nuclear reaction to occur, converting four hydrogen atoms(4 1 H) to one helium atom ( 4 He), with a 0.7% loss of mass. The conversion of this mass (m) to energy (E) follows Einstein's equation E = mc 2 , where c is the velocity of light. Therefore such a reaction releases 6.4 X 10 18 ergs of energy per gram of hydrogen, 60 million times more than chemical reactions such as the burning of hydrogen in oxygen. This enormous source of energy makes long-lasting, self-luminous stars possible.

In an attempt to determine the precise mechanism providing the energy for stars, physicists in the early 1930s measured the rates of several nuclear reactions in the laboratory. In 1938, Hans Bethe showed that the carbon-nitrogen cycle could account for a star's long-lasting luminosity. In Bethe's theory, carbon-12 acts as a catalyst in the conversion of hydrogen to helium. The small amount needed is converted to nitrogen-14, then converted back to carbon to be used again. The Bethe reactions are (1) carbon-12 + hydrogen-1 &rarr carbon-13 + positron + photon + neutrino (2) carbon-13 + hydrogen-1 &rarr nitrogen-14 + photon (3) nitrogen-14 + hydrogen-1 &rarr nitrogen-15 + photon + neutrino (4) nitrogen-15 + hydrogen-1 &rarr carbon-12 + helium-4 + photon. A positron is a positive electron, the photons are short-wavelength gamma rays, and the negative electrons are ignored because the atoms of hydrogen, carbon, and nitrogen are fully ionized (all electrons removed). The reaction rates at the temperature and density in the core of the Sun are fast enough to produce 1033 ergs/sec, the luminosity of the Sun.

Later it was shown that the proton-proton reaction could also produce the Sun's luminosity. More recent studies show that in the Sun and smaller stars, where temperature and density in the core are lower than in larger stars, the proton-proton reaction beats out the Bethe cycle and can occur with no carbon-12 or nitrogen-14 present, if the temperature is about 10,000,000 K. Equations for the proton-proton reaction are (1) hydrogen-1 + hydrogen-1 &rarr hydrogen-2 + positron + neutrino (2) hydrogen-2 + hydrogen-1 &rarr helium-3 + 3 photons (3) helium-3 + helium-3 &rarr helium-4 + hydrogen-1. The rates increase with the fourth power of the temperature, so that at a temperature of 20,000,000 K the rate is 16 times faster than at 10,000,000 K. Lithium-7 and beryllium-7 are probably also involved.

The neutrino is a very-low-mass particle that is produced in the Sun's core and can pass through its outer regions to enter space. One of the great mysteries of modern astrophysics for many years was the failure of experiments to detect the neutrinos expected from nuclear reactions in the Sun. Various potential explanations were attempted, including the possibility that the solar neutrinos fail to be detected because they change to other forms of neutrinos. Astrophysicists in 2001 determined that this is what happens.

Whether by the Bethe cycle or by the proton-proton reaction, the Sun and other stars are converting hydrogen to helium in their cores at a considerable rate (600,000,000 tons/sec in the Sun). Because helium has different characteristics, this conversion changes the structure of the star. During the process there is a central core composed entirely of helium, a spherical shell around it in which hydrogen is being converted to helium, and the rest of the star, composed mostly of hydrogen. When a large core of helium has been created, the core may collapse, and new nuclear reactions may start as the temperature and density jump to very high values. When the temperature exceeds 100,000,000 K, helium is converted to carbon by the triple-alpha (ionized helium) process: (1) helium-4 + helium-4 &rarr beryllium-8 (2) helium-4 + beryllium-8 &rarr carbon-12 + photon.

Astrophysicists make use of the Hertzsprung-Russell diagram and large computers to calculate how stars evolve. The most massive stars rapidly change from blue giants to red giants and may become unstable and pulsate as variable stars during this stage. Stars of lesser mass, such as the Sun, spend a large fraction of their lives on the main sequence of the diagram while they convert hydrogen to helium. After several billion years, these stars become white dwarfs. Depending on mass and other circumstances, a star may evolve to a nova or supernova, pulsar, neutron star, or black hole. Because stars beyond our Sun lie outside the distance range for studying their individual behaviors, they are known simply by their general characteristics in terms of stellar type. In 2001, however, the corona of a cool star (CN Leonis) only eight light-years distant was observed for the first time, opening up the possibility of detailed studies of the cycles of behavior of other stars in the future.


Komentáře

Thanks Bob, this is a masterful lesson in stellar spectroscopy and classification, and I love how you relate this rather arcane subject to casual naked-eye skywatching. You're tempting me to buy a spectroscope! I may not be able to see faint galaxies and nebulae from my urban back yard, but I can certainly see bright stars.

One thing that I think bears mentioning: All the cool M and K stars that are bright enough to be seen by the naked eye are giants, and the very bright A and F stars are nearby.

Only bad astronomers feel good knowing mnemonics -- indeed.

Pro přidání komentáře musíte být přihlášeni.

Hi Anthony,
Great point about M and K stars and A and Fs. Děkuju! I think you'd enjoy a spectroscope. Other star worth looking at with one are bright Mira variables (rich with lines/bands) and novae. I saw emission in Nova Delphini a couple years back. The emission spectrum of Gamma Velorum is also quite striking. The limit for seeing clear spectral features in the Rainbow Optics through my 10 and 15-inch scopes is around mag. 4. Much smaller scopes show absorption lines, too but only in the brightest stars.

Pro přidání komentáře musíte být přihlášeni.

I can't help but notice that since our star has a G2V classification it's spectral lines are dominated by ionized metals, especially Calcium, whereas the A and F stars are on the hotter side of our classification and the K and M stars are on the cooler side of our classification, but all of these stars contain the metals necessary for life as we know it.. Therefore, 5 out of 7 star classifications appear to provide the metals we've found are necessary for life as we know it. I wonder. shouldn't this factor be included in the Drake equation?

The Drake equation is: N= R* X fp X ne X fl X fi X fc X l but with spectral analysis might be construed: N= R* X fp X ne X fl X fi X fc X l / S*, where S* is the spectral type?

N = the number of civilizations in our galaxy with which communication might be possible (i.e. which are on our current past light cone) and
R* = the average rate of star formation in our galaxy
fp = the fraction of those stars that have planets
ne = the average number of planets that can potentially support life per star that has planets
fl = the fraction of planets that could support life that actually develop life at some point
fi = the fraction of planets with life that actually go on to develop intelligent life (civilizations)
fc = the fraction of civilizations that develop a technology that releases detectable signs of their existence into space
L = the length of time for which such civilizations release detectable signals into space

Pro přidání komentáře musíte být přihlášeni.

Hi Bob-
Nice article, very reminiscent of one I wrote for my own blog! I had even constructed a sorted series of spectral types like the NOAO version you ran. Being an optics type, I made an objective prism that I used in front of my 300mm lens for the spectra in my post. I found that I can work to the faintest star I can see visually in my central Tucson back yard (about 4th or 5th magnitude). Currently working on a 6" version to run on my TEC 140 for stellar spectra and also for monochromatic images of emission-line objects. It is amazing what you can do with an inexpensive piece of glass and off-the-shelf cameras and optics. Keep looking up!
-Dean


Podívejte se na video: Hvězdy jako hvězdy - text. Lucie Bílá (Listopad 2022).