Tähtitiede

Iän ja tähtityypin suhde

Iän ja tähtityypin suhde

Muutuuko tähden spektrityyppi ikääntyessään? Koska sen lämpötila muuttuu, oletan, että myös spektrityypin pitäisi muuttua, mutta olen hieman hämmentynyt tästä. Lisäksi, perustuukö spektrityyppi kokonaan tähtien spektriin? Jos kyllä, niin miksi sanomme, että O-tyypit ovat kuumempia ja M-tyypit viileämpiä. Tarkoitan, että väite on totta, mutta miksi ei sanota, että O-tyypeillä on hyvin vähän viivoja ja M-tyypeillä on suuri määrä viivoja? Vai onko se vain lause, joka on juuttunut historian läpi, aivan kuten O-tyyppi olisi varhainen ja M-tyyppi myöhäinen tähti (vaikka tämä on väärä)?


Kyllä, spektrityyppi muuttuu iän myötä. Spektrityyppi on lämpötilan, painovoiman ja fotosfäärin kemiallisen koostumuksen funktio. Kaikki nämä voivat muuttua tähden elämän aikana.

Tähti viettää suurimman osan elämästään pääjaksossa, ja lämpötilan ja painovoiman muutokset ovat suhteellisen hitaita. Mutta sen jälkeen tapahtuu suhteellisen nopeita muutoksia. Esimerkiksi auringosta tulee K-tyyppinen jättiläinen, kun se on vanhempi.

Toinen kysymys. Spektrityyppi perustuu spektrin ulkonäköön. On kuitenkin käynyt ilmi, että kun laitat spektrityypit oikeaan järjestykseen, ne ovat myös lämpötilojen ja painovoiman sekvenssi.

Sanomme, että O-tähdet ovat kuumempia kuin M-tähdet, koska se on fyysisesti mielekästä sanoa. Taajuuksien esiintyminen ja luokittelu on vain taksonomiaa.


δ Aquarii (Latinalaiseksi Delta Aquarii) on tähden Bayer-nimitys. Sillä on myös Flamsteed-nimitys 76 Aquarii.

Se kantoi perinteistä nimeä Skat (myös renderoitu Huijata, Istuin, Sheatjne., jota sovellettiin virheellisesti Beta Pegasiin myöhään keskiajalla), arabian kielestä الساق al-sāq "säären". [18]

Vuonna 2016 Kansainvälinen tähtitieteellinen unioni järjesti tähtien nimityöryhmän (WGSN) [19] tähtien omien nimien luetteloimiseksi ja standardoimiseksi. WGSN hyväksyi nimen Skat Tähän tähtiin 21. elokuuta 2016, ja se on nyt sisällytetty IAU: n hyväksymiin tähtinimien luetteloon. [16]

Delta Aquariin spektri vastaa A3 Vp: n tähtiluokitusta, mikä osoittaa, että tämä on kemiallisesti erikoinen A-tyyppinen pääsekvenssitähti, joka tuottaa energiaa vedyn ydinfuusion avulla ytimessään. Tällä tähdellä on kaksinkertainen auringon massa ja sen säde on 2,4 kertaa suurempi. [9] Se säteilee 26 [9] kertaa suurempaa Auringon kirkkautta ulkotilasta tehokkaassa lämpötilassa, joka on noin 9000 K. [21] Tämä lämpö antaa sille A-tyypin tähden tyypillisen valkoisen sävyn. [22] Sen pyörimisnopeus on suhteellisen korkea, ja sen ennustettu pyörimisnopeus on 81 km s −1. [13]

Delta Aquarii -laitteessa ei ole voimakasta signaalia ylimääräisestä infrapunasäteilystä, joka voisi viitata tilanne-aineen läsnäoloon. [23] Delta Aquarii on todennäköinen virtatähtijäsen Ursa Major Moving Groupissa, [24] jonka arvioitu ikä on 500 miljoonaa vuotta. [25]

Hipparcos-tietojen analyysi ehdotti vahvasti läheistä kumppaniobjektia. Kiertorata johdettiin 483 päivän jaksolla, epäkeskeisyys 0,12 ja kaltevuus 41 °. Kun Delta Aquariia tutkittiin ensimmäisen kerran kumppanin löytämiseksi, sitä ei voitu nähdä. Mahdollisen kumppanin, joka oli yli 100 au, pakotettiin olevan alle 0,07 M . [14] Infrapuna-interferometriset havainnot löysivät sitten kumppanin, todennäköisesti G5-pään sekvenssitähden noin 2 au: n etäisyydellä primaarista. [8]


Pääsyasetukset

Hanki täysi pääsy päiväkirjaan 1 vuodeksi

Kaikki hinnat ovat NET-hintoja.
ALV lisätään myöhemmin kassalla.
Verolaskenta viimeistellään kassalla.

Hanki rajoitettu tai koko artikkelin käyttöoikeus ReadCubessa.

Kaikki hinnat ovat NET-hintoja.


Luku 15

D) valon kokonaismäärä, jota tähti säteilee koko eliniänsä ajan.

A) pienenee kertoimella neljä ja näennäinen kirkkaus pienenee kertoimella neljä.

B) pienenee kertoimella kaksi ja näennäinen kirkkaus pienenee kertoimella kaksi.

C) pysyy samana, mutta näennäinen kirkkaus pienenee kertoimella kaksi.

D) pysyy samana, mutta näennäinen kirkkaus pienenee kertoimella neljä.

C) näennäinen kirkkaus = kirkkaus × 4π × (etäisyys) 2

tähden näennäinen kirkkaus?

A) Kaikki tähdet sammuttavat suurimman osan valostaan ​​spektrin näkyvällä alueella.

B) Jotta voit mitata tähden näennäisen kirkkauden, sinun on mitattava sen kirkkaus sisään

kaikilla aallonpituuksilla, ja tätä on vaikea tehdä. Ainoat aallonpituudet, joita voit mitata

maan pinta ovat näkyvissä ja radion aallonpituudet.

C) Useimmat tähdet eivät sytytä valoa muilla spektrialueilla.

D) Ne ovat identtisiä useimmille tähdille.

D) Linnunradan galaksin puolivälissä.

A) Suuruusjärjestelmä, jota nyt käytämme, perustuu muinaisten kreikkalaisten käyttämään järjestelmään

2000 vuotta sitten se luokitti tähdet niiden kirkkauden mukaan.

B) Näennäisen suuruusluokan 1 tähti on kirkkaampi kuin näennäissuuruusluokan 2 tähti.

C) Tähden absoluuttinen suuruus on toinen sen kirkkauden mittari.

D) Tähden absoluuttinen suuruus on näennäinen suuruus, joka sillä olisi, jos se olisi etäisyydellä

A) Kirjaimet viittaavat löydettyjen alkuperäisten nimikirjaimiin.

B) Alkuperäinen aakkosellinen merkintä ei vastannut pintalämpötilaa, joten sen oli oltava

C) Ne valittiin sopivaksi muistiin.

D) Koska on vielä epävarmuutta siitä, mikä tuottaa tähtiytimissä energiaa.

A) Tähden spektrityyppiä voidaan käyttää sen pintalämpötilan määrittämiseen.

B) Tähden spektrityyppiä voidaan käyttää sen värin määrittämiseen.

C) Tähti, jolla on spektrityyppi A, on viileämpi kuin tähti, jolla on spektrityyppi B.

D) Tähti, jolla on spektrityyppi F2, on kuumempi kuin tähti, jolla on spektrityyppi F3.

käytämme tänään ja luokittelemme henkilökohtaisesti yli 400 000 tähteä?

C) Cecilia Payne-Gaposchkin

spektriluokituskaavio on lämpötilan laskun järjestyksessä?

C) Cecilia Payne-Gaposchkin

näennäinen kirkkaus kuin Tähti 2 kertoimella 100. Mitä voit tehdä? (Hylkää kaikki vaikutukset

Tähtienvälinen pöly ja kaasu saattavat aiheuttaa

A) Tietämättä ensin etäisyyksiä näihin tähtiin, et voi tehdä mitään johtopäätöksiä

kuinka niiden todelliset kirkkaudet verrataan toisiinsa.

B) Tähden 1 kirkkaus on kerroin 100 pienempi kuin tähden 2 kirkkaus.

C) Tähti 1 on 100 kertaa kauempana kuin Tähti 2.

D) Tähti 1 on sata kertaa lähempänä kuin Tähti 2.

taivaalla, mikä osoittaa, että he kiertävät toisiaan?

mittaamalla toisilleen vain säännöllisiä Doppler-siirtymiä?

A) pinnan lämpötila vaaka-akselilla ja kirkkaus pystyakselilla

B) massa vaaka-akselilla ja kirkkaus pystyakselilla

C) pinnan lämpötila vaaka-akselilla ja säde pystyakselilla

D) massa vaaka-akselilla ja tähtien ikä pystyakselilla

kaavio. Sinun on määritettävä kaikki seuraavat, paitsi

A) tähden spektrityyppi.

C) tähden näennäinen kirkkaus taivaallamme.

A) kemiallisista reaktioista.

B) painovoiman supistumisesta.

C) muuttamalla vety heliumiksi.

D) muuntamalla helium hiileksi, typeksi ja hapeksi.

A) Pienimassaiset tähdet ovat viileämpiä ja vähemmän valoisia kuin suuren massan tähdet.

B) Pienimassaiset tähdet ovat kuumempia ja valoisampia kuin suuren massan tähdet.

C) Pienimassaiset tähdet ovat viileämpiä, mutta valoisampia kuin suuren massan tähdet.

D) Pienimassaiset tähdet ovat kuumempia, mutta vähemmän valoisia kuin suuren massan tähdet.

D) energiantuotantoprosessi

A) Niillä kaikilla on sama kirkkaus.

B) Kaikilla on sama ajanjakso.

C) Niiden kirkkaus voidaan päätellä ajanjaksosta.

D) Ne ovat riittävän lähellä havaittavaa parallaksia.

A) Kaikki tähtijoukon tähdet ovat suunnilleen samanvärisiä.

B) Kaikki tähtijoukon tähdet ovat suunnilleen saman ikäisiä.

C) Kaikilla tähtijoukon tähdillä on suunnilleen sama massa.

D) Kaikki tähtijoukot kehittyvät samalla tavalla.

A) Kaikki tähtijoukon tähdet ovat suunnilleen samassa evoluution vaiheessa.

B) Suurin osa tähtijoukosta on alle 10 miljardia vuotta vanhoja.

C) Useimmat tähtijoukon tähdet ovat keltaisia ​​tai punertavia.

D) Kaikilla tähtijoukon tähdillä on suunnilleen sama massa.

C) sykkivät vaihtelevat tähdet.

käyttävätkö tutkijat tähän?

B) laskemalla suurimpien tähtien ympärille muodostuneet planeetat

C) tähtien pääjakson sammutuspisteen löytäminen

D) kiertoradan parametrien laskeminen Keplerin lailla

A) kolme neljäsosaa vetyä, yksi neljäsosa heliumia, korkeintaan 2% raskaampia alkuaineita

B) puolet vetyä ja puolet heliumia

muuttaa, jos sen etäisyys meihin kolminkertaistuu?

A) Sen näennäinen kirkkaus kasvaa kertoimella 9.

B) Sen näennäinen kirkkaus vähenee kertoimella 9.

C) Sen näennäinen kirkkaus kasvaa kertoimella 3.

valolaki antaa meidän tehdä?

A) Määritä sekä tähden etäisyys että kirkkaus sen näennäisen kirkkauden perusteella.

B) Määritä etäisyys tähteen sen näennäisestä kirkkaudesta.

C) Laske tähden kirkkaus, jos tiedämme sen etäisyyden, tai laske etäisyys, jos tiedämme sen

A) pienempi kuin tähti B.

B) suurempi kuin tähti B.

C) kuumempi kuin tähti B.

C) 10 parallaksisekuntia kulmaa.

C) Näillä kahdella tähdellä on sama kirkkaus taivaallamme, mutta tähti A on lähempänä meitä kuin tähti B.

tapaukset voivat antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden mitata tähden massaa?

A) Tähti on binäärisen tähtijärjestelmän jäsen.

B) Tähti on spektrityyppiä G.

C) Tähti on spektrityyppi A.

mittaamalla toisilleen vain säännöllisiä Doppler-siirtymiä?

B) kirkkaus ja pintalämpötila.

C) kirkkaus ja näennäinen kirkkaus.

A) ovat suurimpia vasemmassa alakulmassa ja vähiten oikeassa yläkulmassa.

B) laske vasemmalta oikealle.

C) on mahdotonta määrittää.

A) voidaan määrittää pääjärjestys tähdille, mutta ei muille tähtityypeille.

B) ovat suurimpia vasemmassa alakulmassa ja vähiten oikeassa yläkulmassa.

C) lasku vasemmasta yläkulmasta oikeaan alakulmaan.

A) voidaan määrittää pääjärjestys tähdille, mutta ei muille tähtityypeille.

B) ovat suurimpia vasemmassa alakulmassa ja vähiten oikeassa yläkulmassa.

C) lasku vasemmasta yläkulmasta oikeaan alakulmaan.

A) Massiivisemmat tähdet elävät hieman lyhyempää elämää kuin vähemmän massiiviset tähdet.

B) Massiivisemmat tähdet elävät paljon pidempään kuin vähemmän massiiviset tähdet.

C) Massiivisemmat tähdet elävät paljon lyhyempää elämää kuin vähemmän massiiviset tähdet.

A) spektrityyppi M1, kirkkausluokka V

B) spektrityyppi O9, kirkkausluokka I

C) spektrityyppi G2, kirkkausluokka V

A) He ovat elämänsä viimeisessä vaiheessa.

B) Ne tuottavat energiaa vetyfuusion avulla ytimessään.

C) Ne ovat kaikki spektrityyppiä G.

A) Maa olisi supervoiman sisällä.

B) Supersuuren pintalämpötila olisi paljon korkeampi kuin

C) Maa lentäisi tähtienväliseen avaruuteen.

A) Se on spektrityypin F pääsekvenssitähti, jolla on taipumus näyttää väriltään valkoiselta.

B) Tähden jäännökset loppuivat polttoaineesta ydinfuusioon.

C) Se on eräänlainen tähti, joka tuottaa energiaa painovoiman supistumisella.

A) Avoimia klustereita löytyy vain galaksin levyltä, kun taas pallomaisia ​​klustereita saattaa olla

sekä levyllä että galaksin halossa.

B) Tähdet avoimissa ryhmissä ovat suhteellisen nuoria, kun taas pallomaisissa ryhmissä olevat tähdet ovat hyvin vanhoja.

C) Avoin ja pallomainen joukko sisältää tyypillisesti muutama sata tähteä.

D) Sekä avoimille että pallomaisille ryhmille voidaan olettaa, että tietyn rypän kaikki tähdet ovat

A) Se on tähtijoukon kohta, jonka yläpuolella ei ole pääsekvenssitähtiä, ja se kertoo meille

B) Se on tähtijoukon kuumin pääsekvenssitähden spektrityyppi, ja se kertoo meille

C) Se on tähtijoukon suurimman tähden kirkkausluokka, ja se kertoo klusterin iän.

toinen. Mitkä kaksi tekijää määräävät ensisijaisesti tähden ominaisuudet?

A) sen massa ja elämänvaihe

B) sen näennäinen kirkkaus ja etäisyys

C) sen ikä ja sijainti galaksissa

D) sen massa ja pintalämpötila

A) molemmilla tähdillä on sama kirkkaus, mutta tähti B: n näennäinen kirkkaus on kaksinkertainen tähtiin

B) molemmilla tähdillä on sama näennäinen kirkkaus, mutta tähden B kirkkaus on neljä kertaa suurempi kuin

C) molemmilla tähdillä on sama kirkkaus, mutta tähti A: n näennäinen kirkkaus on neljä kertaa suurempi kuin

D) molemmilla tähdillä on sama kirkkaus, mutta tähti B: n näennäinen kirkkaus on neljä kertaa suurempi kuin

Absoluuttisen ja näennäisen suuruuden määritelmien perusteella voimme päätellä, että

A) Vega on lähempänä kuin 10 parsekkiä maasta.

B) Vegan parallaksikulma on 1/10 kaarisekuntia.

C) Vegan kirkkaus on pienempi kuin aurinkomme.

A) Tähden spektrityyppiä voidaan käyttää sen pintalämpötilan määrittämiseen.

B) Tähden spektrityyppiä voidaan käyttää sen etäisyyden määrittämiseen.

C) Tähden spektrityyppiä voidaan käyttää sen värin määrittämiseen.

A) Rigelillä on korkeampi sisälämpötila kuin Siriusilla.

B) Siriusilla on korkeampi sisälämpötila kuin Rigelillä.

C) Rigelillä on korkeampi pintalämpötila kuin Siriusilla.

A) spektrityypit ja etäisyys maasta.

B) absoluuttiset suuruudet ja kirkkaudet.

C) kirkkaus ja etäisyys maasta.

paitsi että tarkkojen 73 tunnin välein tähti himmenee noin 2 tunniksi. Eniten

todennäköisesti selitys on se

A) tähti on kefeidimuuttuja.

B) tähti on pimenneen binääritähtijärjestelmän jäsen.

C) tähti ajaa säännöllisesti kaasua avaruuteen 73 tunnin välein.

seuraavista, paitsi tähtien

A) käyttämällä vetyfuusion ja tähtirakenteen tietokonemalleja

B) mittaamalla tähtien säteet erittäin voimakkailla teleskoopeilla

C) vertaamalla tähtiä, joilla on sama spektrityyppi, mutta erilaiset kirkkaudet

klusteri. Mikä klusteri on nuorin?

A) Kaavio näyttää spektrityyppien G, K ja M pääjärjestys tähdet lukemattomien kanssa

B) Kaavio esittää kaikkien spektrityyppien pääsekvenssitähdet paitsi O ja B sekä a

harvat jättiläiset ja suurjätit.

C) Kaavio esittää jokaisen spektrityypin pääsekvenssitähdet paitsi O, muutamia

D) Kaavio ei sisällä lainkaan pääjärjestys tähtiä, mutta siinä on lukuisia superjättejä ja valkoisia

klusteri. Mikä klusteri todennäköisesti sijaitsee galaksimme halossa?

A) Kaavio näyttää kaiken spektrityypin pääsekvenssitähdet paitsi O ja muutaman

B) Kaavio näyttää spektrityyppien G, K ja M pääjärjestys tähdet lukemattomien kanssa

C) Kaavio esittää kaikkien spektrityyppien pääsekvenssitähdet paitsi O ja B sekä a

harvat jättiläiset ja suurjätit.

D) Kaavio ei sisällä lainkaan pääjärjestys tähtiä, mutta siinä on lukuisia superjättejä ja valkoisia


Johtaminen

Tähden kirkkaus on ajan yksikköä kohti vapautuva energia. Pääsekvenssitähtien energia tulee vedyn fuusiosta, ja meillä on:

missä L = tähden kirkkaus
E = H-palamisen tuottama energia
t = aika

Voimme käyttää Einsteinin energia-massayhtälöä vedynpolton tuottaman energian laskemiseen. Massa, joka muunnetaan energiaksi polttamisen kautta, on murto-osa f tähden kokonaismassasta.

missä E = H-palamisen tuottama energia
f = massaosuus muunnettuna energiaksi
M = tähden massa
c = valonnopeus

Yhdistämällä kaksi viimeistä yhtälöä, meillä on seuraava lauseke pääjakson elinaikana:

Massa-kirkkaus -suhteen käyttäminen pääjärjestys tähtiin:

ja korvaamalla L, meillä on pääsekvenssin käyttöikä ilmaisu tähtimassana:

Tämä voidaan ilmaista (kuten yllä) aurinkoyksiköinä:

missä t = Sun MS: n käyttöikä = 10 10
M = tähtien massa
M = aurinko massa

merkintä: tämä ilmaisu on vain likiarvo, eikä päde hyvin massiivisille tai erittäin kevyille tähdille. Tärkein rajoitus on yhden arvon massa-kirkkaus -suhteen käyttö pääsekvenssitähtiin.

Opiskele astronomiaa verkossa Swinburne-yliopistossa
Kaikki materiaali on © Swinburne University of Technology paitsi, jos on ilmoitettu.


Iän ja tähtityypin suhde - tähtitiede

Tähdet ovat uskomattoman suuria ja uskomattoman kaukana. Emme voi mitenkään mitata heidän lämpötilojaan lämpömittarilla - mutta silti voimme tietää niiden lämpötilat erittäin tarkasti.

Maan kokeiden perusteella tiedämme, että kaikki kuumat esineet lähettävät valoa. Kohteet luovuttavat valoa monilla eri aallonpituuksilla, mutta jokaisella esineellä on jatkumon huippuaallonpituus, jolla ne lähettävät enemmän valoa kuin millään muulla aallonpituudella.

Jatkuvuushuipun aallonpituutta symboloi & lambdahuippu (kreikkalaisella kirjaimella "lambda"). Maan kokeiden perusteella tiedämme, että kohteen lähettämän valon jatkumahuippuinen aallonpituus on kääntäen verrannollinen sen lämpötilaan. Tämä suhde voidaan symboloida yhtälöllä:

Huomaa, että koska tämä on käänteinen suhde, mitä pidempi huipun aallonpituus on, sitä matalampi lämpötila on. Muista myös, että jatkumo viittaa spektrin yleiseen muotoon. Spektri, joka johtui vain lämpötilasta, näkyy kuvan vasemmalla puolella oikean tähden spektrin alapuolella.

Katso todellisen tähden spektri, joka näkyy yllä ja oikealla. Spektrin kokonaismuoto huipentuu noin 4500 & Aringngstromiin, joten sen jatkumohuipun aallonpituus on 4500 & Aringngstroms.

Kysymys 8. Mikä on kuumempi: tähti, joka huipentuu 5000 & Aringngstromsiin tai tähti, joka huipentuu 6000 & Aringngstromiin? Mistä tiedät?

Tutki 4. Katso näiden seitsemän tähden spektrit (sivu avautuu uuteen ikkunaan). Nämä ovat samat seitsemän tähteä siitä lähtien, kun luokitit viivan voimakkuuden mukaan, ne ovat saatavilla FlashPaper-tiedostona (vaatii ilmaisen Flash Playerin) tai PDF-tiedostona (vaatii ilmaisen Adobe Readerin).

Tässä harjoituksessa voit jättää huomiotta jokaisen paneelin alla olevan zoomauksen. Jäljitä jokaiselle spektrille taustalla oleva jatkumomuoto - tämä näyttäisi spektriltä, ​​jos sillä ei olisi emissio- tai absorptioviivoja. Etsi jatkuvan huipun aallonpituus kullekin tähdelle. Jos piikkiä ei näy kaaviossa, arvioi, missä luulet sen olevan huippu.

Järjestä tähdet kunkin tähden lämpöjakson huippuaallonpituuden mukaan alla olevan taulukon avulla.

Tutki 5. Käytä nyt käänteistä suhdetta jatkuvuushuipun aallonpituuden ja lämpötilan välillä tähtien järjestykseen lämpötilan mukaan.

Lämpötila Tähtinumero Spektrityyppi
Kuumin
& darr
& darr
& darr
& darr
& darr
Hienoin

Haluaisin antaa opiskelijoiden tutustua OBAFGKM-tilauksiin itse, mutta tämä ei välttämättä ole kannattavaa. Voinko tehdä ilman tätä kappaletta?
Tähtitieteilijät luokittelevat tähdet lämpötilan mukaan kuumin tähdiksi, jotka on merkitty O-tähteiksi, seuraavaksi kuumin tähdiksi B-tähdiksi, seuraavaksi kuumimmiksi A-tähdiksi ja niin edelleen, noudattamalla kaaviota O, B, A, F, G, Tähdelle osoitettua kirjainta kutsutaan sen spektriluokaksi. Jokainen seitsemästä spektristä vastaa yhtä tähtiluokista. Merkitse taulukon kolmanteen sarakkeeseen kutakin tähtiä vastaava spektrityyppi käyttämällä yllä kuvattua kirjoituskaaviota.


18.4 H – R-kaavio

Tässä luvussa ja Tähtien valon analysointi kuvailimme joitain ominaisuuksia, joiden perusteella voimme luokitella tähdet ja kuinka ne mitataan. Nämä ajatukset on esitetty yhteenvetona taulukossa 18.2. Olemme myös antaneet esimerkin kahden näiden ominaisuuksien välisestä suhteesta massa-kirkkaus-suhteessa. Kun suurten tähtimäärien ominaisuudet mitattiin 1900-luvun alussa, tähtitieteilijät pystyivät aloittamaan syvemmän mallien ja suhteiden etsimisen näistä tiedoista.

1. Määritä väri (erittäin karkea).

2. Mittaa spektri ja hanki spektrityyppi.

1. Mittaa tapa, jolla kuu estää tähden valon.

2. Mittaa valokäyrät ja Doppler-siirtymät binääritähtien pimennyksen varalta.

Tarkastelemme lyhyesti erilaisia ​​tietoja ihmisistä, jotta voimme ymmärtää, minkälaisia ​​suhteita voi olla. Jos haluat ymmärtää ihmisiä vertaamalla ja vertaamalla heidän ominaisuuksiaan - olettaen aikaisempaa tietoa näistä oudoista olennoista -, voit yrittää selvittää, mitkä ominaisuudet johtavat sinut hedelmälliseen suuntaan. Voit esimerkiksi piirtää suuren ihmisnäytteen korkeuden heidän painoaan vastaan ​​(mikä on heidän massansa mittari). Tällainen juoni on esitetty kuvassa 18.12 ja sillä on mielenkiintoisia piirteitä. Tietojemme esittämistavalla korkeus kasvaa ylöspäin, kun taas paino kasvaa vasemmalle. Huomaa, että ihmisiä ei jaeta satunnaisesti kaaviossa. Suurin osa pisteistä putoaa pitkin järjestystä, joka kulkee vasemmasta yläkulmasta oikeaan alakulmaan.

Tästä kaaviosta voidaan päätellä, että ihmisen pituus ja paino liittyvät toisiinsa. Yleisesti ottaen pitemmät ihmiset painavat enemmän, kun taas lyhyemmät painavat vähemmän. Tämä on järkevää, jos tunnet ihmisten rakenteen. Tyypillisesti, jos meillä on isompia luita, meillä on enemmän lihaa täyttämään suurempi kehyksemme. Se ei ole matemaattisesti tarkka - vaihteluita on laaja - mutta se ei ole huono yleissääntö. Ja tietysti on joitain dramaattisia poikkeuksia. Voit joskus nähdä lyhyen ihmisen, joka on erittäin ylipainoinen ja olisi siten kaavion vasemmassa alakulmassa kuin ihmisten keskimääräinen järjestys. Tai sinulla voi olla erittäin pitkä, laiha malli, jolla on suuri pituus, mutta suhteellisen pieni paino, ja joka löytyy lähellä oikeaa yläkulmaa.

Samanlainen kaavio on todettu erittäin hyödylliseksi tähtien elämän ymmärtämisessä. Vuonna 1913 amerikkalainen tähtitieteilijä Henry Norris Russell esitti tähtien kirkkaudet spektriluokkiinsa nähden (tapa merkitä niiden pintalämpötiloja). Tämä tutkimus ja tanskalaisen tähtitieteilijän Ejnar Hertzsprungin vuonna 1911 tekemä samanlainen riippumaton tutkimus johti äärimmäisen tärkeään havaintoon, että tähtien lämpötila ja kirkkaus ovat yhteydessä toisiinsa (kuva 18.13).

Matkailijat tähtitieteessä

Henry Norris Russell

Kun Henry Norris Russell valmistui Princetonin yliopistosta, hänen työnsä oli ollut niin loistavaa, että tiedekunta päätti luoda hänelle uuden tason arvosanan "summa cum laude" -tapahtuman ulkopuolella. Hänen oppilaansa muistivat hänet myöhemmin mieheksi, jonka ajattelu oli kolme kertaa nopeampi kuin vain kenenkään muun. Hänen muistinsa oli niin ilmiömäinen, että hän osasi oikein lainata valtavan määrän runoja ja limerickejä, koko Raamatun, matemaattisten toimintojen taulukoita ja melkein mitä tahansa tähtitieteestä oppimaansa. Hän oli hermostunut, aktiivinen, kilpailukykyinen, kriittinen ja hyvin sanallinen, että hänellä oli taipumus hallita jokaista kokousta, johon hän osallistui. Ulkonäöltään hän oli 1800-luvun vanhanaikainen tuote, jolla oli yllään korkeat mustat kengät ja korkeat tärkkelyspannat ja joka kuljetti sateenvarjoa joka päivä elämässään. Hänen 264 artikkeliaan olivat valtavan vaikuttavia monilla tähtitieteen alueilla.

Vuonna 1877 syntynyt presbiterialaisen ministerin poika Russell osoitti varhaisen lupauksen. Kun hän oli 12-vuotias, hänen perheensä lähetti hänet asumaan tätin luo Princetoniin, jotta hän voisi käydä ylimmässä valmistelevassa koulussa. Hän asui tuossa kaupungissa samassa talossa kuolemaansa asti vuonna 1957 (jonka keskeytti vain lyhyt oleskelu Euroopassa jatko-opiskelua varten). Hän halusi kertoa, että sekä hänen äitinsä että äitinsä isoäiti olivat voittaneet palkintoja matematiikassa ja että hän todennäköisesti peri kyvynsä tällä alalla heidän perheeltään.

Ennen Russellia amerikkalaiset tähtitieteilijät omistautuivat pääasiassa tähtien tutkimiseen ja vaikuttavien luetteloiden tekemiseen ominaisuuksistaan, etenkin spektristään (kuten on kuvattu artikkelissa Analysing Starlight. Russell alkoi nähdä, että tähtien spektrin tulkitseminen vaati paljon kehittyneempää ymmärrystä atomi, aihe, jota eurooppalaiset fyysikot kehittivät 1910- ja 1920-luvuilla. Russell aloitti elinikäisen tehtävän selvittää tähtien fyysiset olosuhteet spektrinsä vihjeistä, joita hänen työnsä inspiroi ja jota jatkoi tähtitieteilijöiden sukupolvi. , monet ovat Russellin ja hänen yhteistyökumppaneiden kouluttamia.

Russell osallistui myös merkittävästi binääritähtien tutkimukseen ja tähtimassojen mittaamiseen, aurinkokunnan alkuperään, planeettojen ilmakehiin ja etäisyyksien mittaamiseen tähtitieteessä muun muassa. Hän oli vaikutusvaltainen tähtitieteen opettaja ja popularisoija kirjoittamalla sarakkeen tähtitieteellisistä aiheista Tieteellinen amerikkalainen aikakauslehti yli 40 vuoden ajan. Hän ja kaksi kollegaa kirjoittivat oppikirjan astronomiatunneille, jotka auttoivat kouluttamaan tähtitieteilijöitä ja tähtitieteilijöitä usean vuosikymmenen ajan. Tuo kirja loi kohtauksen sellaiselle oppikirjalle, jota luet nyt ja jossa paitsi esitetään astronomian tosiasiat myös selitetään, kuinka ne sopivat yhteen. Russell piti luentoja ympäri maata ja korosti usein nykyaikaisen fysiikan ymmärtämisen tärkeyttä tähtitieteen tapahtumien ymmärtämiseksi.

Harvard College Observatoryn johtaja Harlow Shapley kutsui Russellia "amerikkalaisten tähtitieteilijöiden dekaaniksi". Russellia pidettiin varmasti alan johtajana monien vuosien ajan, ja kollegat ympäri maailmaa kuulivat häntä monista tähtitieteellisistä ongelmista. Tänään yksi korkeimmista tunnustuksista, jonka tähtitieteilijä voi saada, on hänen muistoksien perustettu American Astronomical Society -palkinto Russell-palkinnoksi.

H – R-kaavion ominaisuudet

Hertzsprungin ja Russellin jälkeen piirretään valitun läheisten tähtiryhmien lämpötila (tai spektriluokka) niiden kirkkauteen nähden ja katsotaan, mitä löydämme (kuva 18.14). Tällaista juoni kutsutaan usein Hertzsprung – Russell-kaavio, lyhennetty H – R-kaavio. Se on yksi tähtitieteen tärkeimmistä ja yleisimmin käytetyistä kaavioista, ja sen sovellukset ulottuvat kauas niihin tarkoituksiin, joita varten se on alun perin kehitetty yli sata vuotta sitten.

H-R-kaaviot on tapana piirtää siten, että lämpötila nousee vasemmalle ja kirkkaus ylhäältä. Huomaa samankaltaisuus ihmisten korkeuden ja painon kanssa (kuva 18.12). Tähdet, kuten ihmiset, eivät jakaudu kaavion yli sattumanvaraisesti, kuten ne olisivat, jos niillä olisi kaikki kirkkauden ja lämpötilan yhdistelmät. Sen sijaan näemme, että tähdet ryhmittyvät H – R-kaavion tiettyihin osiin. Suurin osa on kohdistettu kapeaa sekvenssiä pitkin, joka kulkee vasemmasta yläkulmasta (kuuma, erittäin valoisa) oikeaan alakulmaan (viileä, vähemmän valoisa). Tätä pisteiden kaistaa kutsutaan pääjärjestykseksi. Se edustaa suhdetta lämpötila ja kirkkaus sitä seuraa useimmat tähdet. Voimme tiivistää tämän suhteen sanomalla, että kuumemmat tähdet ovat valoisampia kuin viileämmät.

Useat tähdet ovat kuitenkin H – R-kaavion pääjärjestyksen yläpuolella oikeassa yläkulmassa, jossa tähtien lämpötila on matala ja niiden kirkkaus on korkea. Kuinka tähti voi olla kerralla viileä, mikä tarkoittaa, että jokainen neliön neliömetri tähdellä ei kuluta niin paljon energiaa ja on silti erittäin valoisa? Ainoa tapa on, että tähti on valtava - sen pinnalla on niin monta neliömetriä, että kaikki yhteensä energiantuotanto on edelleen suuri. Näiden tähtien on oltava jättiläisiä tai supergigantteja, halkaisijaltaan suuret tähdet, joista keskustelimme aiemmin.

Kaavion vasemmassa alakulmassa on myös joitain tähtiä, joilla on korkea lämpötila ja heikko kirkkaus. Jos niillä on korkeat pintalämpötilat, jokainen tämän tähden neliömetri kuluttaa paljon energiaa. Kuinka sitten tähti voi olla himmeä? Pitäisi olla, että sen kokonaispinta-ala on hyvin pieni. Tällaisia ​​tähtiä kutsutaan valkoisiksi kääpiöiksi (valkoisia, koska näissä korkeissa lämpötiloissa niiden lähettämän sähkömagneettisen säteilyn värit sekoittuvat yhteen saadakseen ne näyttämään sinivalkoisilta). Sanomme lisää näistä hämmentävistä esineistä hetkessä. Kuva 18.15 on kaavamainen H – R-kaavio suuresta tähtinäytteestä, joka on piirretty erilaisten tyyppien näkyvyyden lisäämiseksi.

Ajatelkaa nyt tähtikyselyjen keskustelua. Kaikkia tähtiä edustavaa H – R-kaaviota on vaikea piirtää, koska suurin osa tähdistä on niin heikkoja, että emme näe niitä lähialueemme ulkopuolella. Kuvassa 18.14 esitetyt tähdet valittiin, koska niiden etäisyydet ovat tiedossa. Tämä näyte jättää pois monia luonnostaan ​​heikkoja tähtiä, jotka ovat lähellä, mutta joiden etäisyyksiä ei ole mitattu, joten se näyttää vähemmän heikkoja pääjärjestyksessä esiintyviä tähtiä kuin "oikeudenmukainen" kaavio. Ollakseen todella edustava tähtipopulaatiosta H-R-kaavio tulisi piirtää kaikille tähdille tietyllä etäisyydellä. Valitettavasti tietämyksemme on kohtuullisen kattava vain tähdille, jotka ovat 10-20 valovuoden sisällä Auringosta ja joiden joukossa ei ole jättiläisiä tai suurjättejä. Silti monista tutkimuksista (ja vielä enemmän voidaan tehdä uusilla, tehokkaammilla teleskoopeilla) arvioimme, että noin 90% todellisista tähdistä (lukuun ottamatta ruskeita kääpiöitä) avaruudessamme ovat pääjärjestys tähtiä, noin 10% ovat valkoisia kääpiöitä, ja alle 1% on jättiläisiä tai superjättejä.

Näitä arvioita voidaan käyttää suoraan tähtien elämän ymmärtämiseen. Salli meille uusi nopea analogia ihmisten kanssa. Oletetaan, että tutkimme ihmisiä aivan kuten tähtitieteilijät tutkivat tähtiä, mutta haluamme keskittää huomiomme 6-18-vuotiaiden nuorten sijaintiin. Tutkimusryhmät puhuvat ja ottavat tietoja siitä, missä tällaisia ​​nuoria on jatkuvasti 24 tunnin vuorokauden aikana. Jotkut löytyvät paikallisesta pizzasalista, toiset nukkuvat kotona, jotkut elokuvissa ja monet ovat koulussa. Tutkittuaan hyvin suuren määrän nuoria, yksi asioista, jotka ryhmät määrittelevät, on se, että keskimäärin 24 tunnin aikana kolmasosa kaikista nuorista löytyy koulusta.

Kuinka he voivat tulkita tämän tuloksen? Tarkoittaako se sitä, että kaksi kolmasosaa opiskelijoista on koululaisia ​​ja loput kolmasosa viettää kaiken aikansa koulussa? Ei, meidän on pidettävä mielessä, että tutkimusryhmät laskivat nuoria koko 24 tunnin päivän ajan. Jotkut tutkimusryhmät työskentelivät yöllä, kun suurin osa nuorista oli kotona unessa, ja toiset työskentelivät myöhään iltapäivällä, kun suurin osa nuorista oli matkalla kotiin koulusta (ja todennäköisemmin nauttivat pizzasta). Jos tutkimus oli todella edustava, me voi Johtopäätöksenä on kuitenkin, että jos keskimäärin kolmasosa kaikista nuorista löytyy koulusta, 6-18-vuotiaiden ihmisten on käytettävä noin kolmasosa lapsista heidän aikansa koulussa.

Voimme tehdä jotain vastaavaa tähtien puolesta. Olemme havainneet, että keskimäärin 90% kaikista tähdistä sijaitsee H – R-kaavion pääjärjestyksessä. Jos voimme tunnistaa jonkin toiminnan tai elämänvaiheen pääjärjestyksellä, seuraa, että tähtien on käytettävä 90% elämästään kyseisessä toiminnassa tai elämänvaiheessa.

Pääjärjestyksen ymmärtäminen

Julkaisussa The Sun: A Ydinvoimala keskustelimme auringosta edustavana tähtinä. Näimme, että mitä tähdet, kuten Aurinko, tekevät elantonsa puolesta, on muuntaa protonit heliumiksi syvälle sisätilaansa ydinfuusion prosessin kautta, mikä tuottaa energiaa. Protonien fuusio heliumiin on erinomainen, pitkäaikainen energialähde tähdelle, koska suurin osa kaikista tähdistä koostuu vetyatomista, jonka ytimet ovat protoneja.

Tietokonemallimme siitä, kuinka tähdet kehittyvät ajan myötä, osoittavat meille, että tyypillinen tähti viettää noin 90% elämästään sulattamalla ytimessään oleva runsas vety heliumiin. Tämä on sitten hyvä selitys sille, miksi 90% kaikista tähdistä löytyy H-R-kaavion pääjärjestyksestä. Mutta jos kaikki pääsekvenssin tähdet tekevät samaa asiaa (sulattaa vetyä), miksi ne jakautuvat pisteille? Eli miksi ne eroavat kirkkaudessa ja pintalämpötilassa (mitä piirrämme H – R-kaavioon)?

To help us understand how main-sequence stars differ, we can use one of the most important results from our studies of model stars. Astrophysicists have been able to show that the structure of stars that are in equilibrium and derive all their energy from nuclear fusion is completely and uniquely determined by just two quantities: the total mass and the composition of the star. This fact provides an interpretation of many features of the H–R diagram.

Imagine a cluster of stars forming from a cloud of interstellar “raw material” whose chemical composition is similar to the Sun’s. (We’ll describe this process in more detail in The Birth of Stars and Discovery of Planets outside the Solar System, but for now, the details will not concern us.) In such a cloud, all the clumps of gas and dust that become stars begin with the same chemical composition and differ from one another only in mass. Now suppose that we compute a model of each of these stars for the time at which it becomes stable and derives its energy from nuclear reactions, but before it has time to alter its composition appreciably as a result of these reactions.

The models calculated for these stars allow us to determine their luminosities, temperatures, and sizes. If we plot the results from the models—one point for each model star—on the H–R diagram, we get something that looks just like the main sequence we saw for real stars.

And here is what we find when we do this. The model stars with the largest masses are the hottest and most luminous, and they are located at the upper left of the diagram.

The least-massive model stars are the coolest and least luminous, and they are placed at the lower right of the plot. The other model stars all lie along a line running diagonally across the diagram. In other words, the main sequence turns out to be a sequence of stellar masses.

This makes sense if you think about it. The most massive stars have the most gravity and can thus compress their centers to the greatest degree. This means they are the hottest inside and the best at generating energy from nuclear reactions deep within. As a result, they shine with the greatest luminosity and have the hottest surface temperatures. The stars with lowest mass, in turn, are the coolest inside and least effective in generating energy. Thus, they are the least luminous and wind up being the coolest on the surface. Our Sun lies somewhere in the middle of these extremes (as you can see in Figure 18.14). The characteristics of representative main-sequence stars (excluding brown dwarfs, which are not true stars) are listed in Table 18.3.

Spectral Type Mass (Sun = 1) Luminosity (Sun = 1) Temperature Radius (Sun = 1)
O5 40 7 × 10 5 40,000 K 18
B0 16 2.7 × 10 5 28,000 K 7
A0 3.3 55 10,000 K 2.5
F0 1.7 5 7500 K 1.4
G0 1.1 1.4 6000 K 1.1
K0 0.8 0.35 5000 K 0.8
M0 0.4 0.05 3500 K 0.6

Note that we’ve seen this 90% figure come up before. This is exactly what we found earlier when we examined the mass-luminosity relation (Figure 18.9). We observed that 90% of all stars seem to follow the relationship these are the 90% of all stars that lie on the main sequence in our H–R diagram. Our models and our observations agree.

What about the other stars on the H–R diagram—the giants and supergiants, and the white dwarfs? As we will see in the next few chapters, these are what main-sequence stars turn into as they age: They are the later stages in a star’s life. As a star consumes its nuclear fuel, its source of energy changes, as do its chemical composition and interior structure. These changes cause the star to alter its luminosity and surface temperature so that it no longer lies on the main sequence on our diagram. Because stars spend much less time in these later stages of their lives, we see fewer stars in those regions of the H–R diagram.

Extremes of Stellar Luminosities, Diameters, and Densities

We can use the H–R diagram to explore the extremes in size, luminosity, and density found among the stars. Such extreme stars are not only interesting to fans of the Guinness Book of World Records they can teach us a lot about how stars work. For example, we saw that the most massive main-sequence stars are the most luminous ones. We know of a few extreme stars that are a million times more luminous than the Sun, with masses that exceed 100 times the Sun’s mass. These superluminous stars, which are at the upper left of the H–R diagram, are exceedingly hot, very blue stars of spectral type O. These are the stars that would be the most conspicuous at vast distances in space.

The cool supergiants in the upper corner of the H–R diagram are as much as 10,000 times as luminous as the Sun. In addition, these stars have diameters very much larger than that of the Sun. As discussed above, some supergiants are so large that if the solar system could be centered in one, the star’s surface would lie beyond the orbit of Mars (see Figure 18.16). We will have to ask, in coming chapters, what process can make a star swell up to such an enormous size, and how long these “swollen” stars can last in their distended state.

In contrast, the very common red, cool, low-luminosity stars at the lower end of the main sequence are much smaller and more compact than the Sun. An example of such a red dwarf is Ross 614B, with a surface temperature of 2700 K and only 1/2000 of the Sun’s luminosity. We call such a star a dwarf because its diameter is only 1/10 that of the Sun. A star with such a low luminosity also has a low mass (about 1/12 that of the Sun). This combination of mass and diameter means that it is so compressed that the star has an average density about 80 times that of the Sun. Its density must be higher, in fact, than that of any known solid found on the surface of Earth. (Despite this, the star is made of gas throughout because its center is so hot.)

The faint, red, main-sequence stars are not the stars of the most extreme densities, however. The white dwarfs, at the lower-left corner of the H–R diagram, have densities many times greater still.

The White Dwarfs

The first white dwarf star was detected in 1862. Called Sirius B, it forms a binary system with Sirius A, the brightest-appearing star in the sky. It eluded discovery and analysis for a long time because its faint light tends to be lost in the glare of nearby Sirius A (Figure 18.17). (Since Sirius is often called the Dog Star—being the brightest star in the constellation of Canis Major, the big dog—Sirius B is sometimes nicknamed the Pup.)

We have now found thousands of white dwarfs. Table 18.1 shows that about 7% of the true stars (spectral types O–M) in our local neighborhood are white dwarfs. A good example of a typical white dwarf is the nearby star 40 Eridani B. Its surface temperature is a relatively hot 12,000 K, but its luminosity is only 1/275 LAurinko. Calculations show that its radius is only 1.4% of the Sun’s, or about the same as that of Earth, and its volume is 2.5 × 10 –6 that of the Sun. Its mass, however, is 0.57 times the Sun’s mass, just a little more than half. To fit such a substantial mass into so tiny a volume, the star’s density must be about 210,000 times the density of the Sun, or more than 300,000 g/cm 3 . A teaspoonful of this material would have a mass of some 1.6 tons! At such enormous densities, matter cannot exist in its usual state we will examine the particular behavior of this type of matter in The Death of Stars. For now, we just note that white dwarfs are dying stars, reaching the end of their productive lives and ready for their stories to be over.

The British astrophysicist (and science popularizer) Arthur Eddington (1882–1944) described the first known white dwarf this way:

The message of the companion of Sirius , when decoded, ran: “I am composed of material three thousand times denser than anything you’ve ever come across. A ton of my material would be a little nugget you could put in a matchbox.” What reply could one make to something like that? Well, the reply most of us made in 1914 was, “Shut up don’t talk nonsense.”

Today, however, astronomers not only accept that stars as dense as white dwarfs exist but (as we will see) have found even denser and stranger objects in their quest to understand the evolution of different types of stars.

Link to Learning

Use this interactive H-R diagram to explore the sizes of stars based on their placement. Overlay the closest stars and the brightest stars, and consider where they lie on the figure. How many stars are among both the closest and brightest stars?


Local places Edit

Zams: Lötz, Rease, Oberdorf, Engere, Oberreit, Unterreit, Siedlung, Riefe

Zammerberg: Falterschein, Grist, Kronburg, Lahnbach, Rifenal, Schwaighof, Tatschhof, Anreit

Neighbour municipalities Edit

Zams has been populated since pre-Christian times, though the first known use of the name (as "Zamis") is from 1150. While Zams has often enjoyed prosperity due to its location, it has also suffered disasters. In 1406 and 1703, Zams was sacked and partially burned. In 1584 and 1635, plague came to Zams, and a plague cemetery was created on the site of the hospital. In 1763, fire destroyed 42 houses and damaged the church tower. In 1911, another fire burned half the village to ash and destroyed much of the old man-made structures, leaving 54 families homeless. The tower remained, and the church was established about fifty meters away. The free-standing church tower is a notable feature of the town. [3] [4]

In 1812 the Merciful Sisters of St. Vincent de Paul established a hospital in Zams, their first in Austria. [4]

The castle at Kronburg was built in 1380 and reconstructed after changing owners in 1504. It fell into disrepair and has been saved only through conservation efforts since the 1830s. [4]

Population Edit

    (born 1954), mayor of Zams for 11 years, then advisor for culture and sports in Tirol. From 2003 to 2007 Platter was Austrian minister of defense and from 2007 to 2008 Austrian minister of the interior. As of July 1, 2008, he is Governor (Landeshauptmann) of Tyrol.
  • Nikolaus Schuler (born 1756 in Fließ), founder of the monastery in Zams (born 1808 in Zams, died 1864), composer
  • Franz Xaver Hauser (1924-1999), academic painter and sculptor, originally from Zammerberg
  • Romed Mungenast (1953-2006), Yeniche writer (born 1994), professional cyclist [5] (born 1979), slalom skier, 2014 Olympic slalom champion [6] (born 1982), ski-cross racer, 2010 Olympic silver medallist [6] (born 1993), slalom skier, 2018 Olympic bronze medallist [6] (born 1988), award-winning chef (1984–2019), mountaineer

While most other places in the Landeck district are shaped by tourism (especially winter tourism), in Zams handicraft, trade, and other services are major activities. About 5% of the population still practice agriculture, usually for supplementary income, particularly near Zammerberg.


Sisällys

O-type stars are classified by the relative strength of certain spectral lines. [1] The key lines are the prominent He + lines at 454.1 nm and 420.0 nm, which vary from very weak at O9.5 to very strong in O2–O7, and the He 0 lines at 447.1 nm and 402.6 nm, which vary from absent in O2/3 to prominent in O9.5. The O7 class is defined where the 454.1-nanometer He + and 447.1-nanometer He 0 lines have equal strength. The very hottest O-type stars have such weak neutral He lines that they must be separated on the relative strength of the N 2+ and N 3+ lines. [2]

The luminosity classes of O-type stars are assigned on the relative strengths of the He + emission lines and certain ionised nitrogen and silicon lines. These are indicated by the "f" suffix on the spectral type, with "f" alone indicating N 2+ and He + emission, "(f)" meaning the He emission is weak or absent, "((f))" meaning the N emission is weak or absent, "f*" indicating the addition of very strong N 3+ emission, and "f+" the presence of Si 3+ emission. Luminosity class V, main-sequence stars, generally have weak or missing emission lines, with giants and supergiants showing increasing emission line strength. At O2–O4, the distinction between main sequence and supergiant stars is narrow and may not even represent true luminosity or evolutionary differences. At intermediate O5–O8 classes, the distinction between O((f)) main sequence, O(f) giants, and Of supergiants is well-defined and represents a definite increase in luminosity. The increasing strength of Si 3+ emission is also an indicator of increasing luminosity and this is the primary means of assigning luminosity classes to the late O-type stars. [3]

Stars of types O3 to O8 are classified as luminosity class sub-type Vz if they have a particularly strong 468.6 nm ionised helium line. The line's presence is thought to indicate extreme youth the "z" stands for zero-age. [4]

To help with the classification of O-type stars, standard examples are listed for most of the defined types. The following table gives one of the standard stars for each spectral type. In some cases, a standard star has not been defined. For spectral types O2 to O5.5, supergiants are not split into Ia/Iab/Ib sub-types. Subgiant spectral types are not defined for types O2, O2.5, or O3. Bright giant luminosity classes are not defined for stars hotter than O6. [5]

O-type stars are hot and luminous. They have characteristic surface temperatures ranging from 30,000 to 52,000 K, emit intense ultraviolet light, and so appear in the visible spectrum as bluish-white. Because of their high temperatures the luminosities of main sequence O-type stars range from 10,000 times the Sun to around 1,000,000 times, giants from 100,000 times the Sun to over 1,000,000, and supergiants from about 200,000 times the Sun to several million times. [6]

Other stars in the same temperature range include rare O-type subdwarf (sdO) stars, the central stars of planetary nebulae (CSPNe), and white dwarfs. The white dwarfs have their own spectral classification scheme, but many CSPNe have O-type spectra. Even these small low-mass subdwarfs and CSPNe have luminosities several hundred to several thousand times that of the Sun. sdO-type stars generally have somewhat higher temperatures than massive O-type stars, up to 100,000K. [7]

O-type stars represent the highest masses of stars on the main sequence. The coolest of them have initial masses of around 16 times the Sun. [8] It is unclear what the upper limit to the mass of an O-type star would be. At solar metallicity levels, stars should not be able to form with masses above 120–150 solar masses, but at lower metallicity this limit is much higher. O-type stars form only a tiny fraction of main-sequence stars and the vast majority of these are towards the lower end of the mass range. The most massive and hottest types O3 and O2 are extremely rare, were only defined in 1971 [9] and 2002 [2] respectively, and only a handful are known in total. Giant and supergiant stars are somewhat less massive than the most massive main sequence O-type stars due to mass loss, but are still among the most massive stars known.

The formation rate of class O stars cannot be observed directly, but initial mass functions (IMF) can be derived that model observations of existing star populations and particularly young star clusters. Depending on the chosen IMF, class O stars form at a rate of one in several hundred main sequence stars. [10] Because the luminosity of these stars increases out of proportion to their masses, they have correspondingly shorter lifespans. The most massive spend less than a million years on the main sequence and explode as supernovae after three or four million years. The least luminous O-type stars can remain on the main sequence for around 10 million years, but cool slowly during that time and become early B-type stars. No massive star remains with spectral class O for more than about 5–6 million years. [6] [8] Although sdO and CSPNe stars are low-mass stars billions of years old, the time spent in this phase of their lives is extremely short, of the order of 10,000,000 years. [11] The present day mass function can be directly observed, and in the solar neighbourhood less than one in 2,000,000 stars is class O. Differing estimates find between 0.00003% (0.00002% if white dwarfs are included) and 0.00005% of stars being of class O. [12] [13]

It has been estimated that there are around 20,000 massive O-type stars in the galaxy. The low-mass sdO and CSPNe O-type stars are probably more common, although less luminous and therefore harder to find. Despite their short lifetimes, they are thought to be normal stages in the evolution of common stars only a little more massive than the Sun.

Structure Edit

O-type main-sequence stars are fueled by nuclear fusion, as all main-sequence stars are. However, the high mass of O-type stars results in extremely high core temperatures. At these temperatures, hydrogen fusion with the CNO cycle dominates the production of the star's energy and consumes its nuclear fuel at a much higher rate than low-mass stars which fuse hydrogen predominantly with the proton–proton cycle. The intense amount of energy generated by O-type stars cannot be radiated out of the core efficiently enough, and consequently they experience convection in their cores. The radiative zones of O-type stars occur between the core and photosphere. This mixing of core material into the upper layers is often enhanced by fast rotation, and has a dramatic effect on the evolution of O-type stars. They start to slowly expand and show giant or supergiant characteristics while still burning hydrogen in their cores, then may remain as blue supergiants for much of the time during helium core burning. [8]

sdO-type stars and CSPNe have a substantially different structure, although they have a wide range of characteristics and it is not fully understood how they all form and develop. They are thought to have degenerate cores that will eventually become exposed as a white dwarf. Outside the core the stars are mostly helium with a thin layer of hydrogen which is rapidly being lost due to the strong stellar wind. There may be several different origins for this type of star, but at least some of them have a region where helium is being fused in a shell, which enlarges the core and powers the high luminosity of these small stars. [14]

Evolution Edit

In the lifecycle of O-type stars, different metallicities and rotation rates introduce considerable variation in their evolution, but the basics remain the same. [8]

O-type stars start to move slowly from the zero-age main sequence almost immediately, gradually becoming cooler and slightly more luminous. Although they may be characterised spectroscopically as giants or supergiants, they continue to burn hydrogen in their cores for several million years and develop in a very different manner from low-mass stars such as the Sun. Most O-type main-sequence stars will evolve more or less horizontally in the HR diagram to cooler temperatures, becoming blue supergiants. Core helium ignition occurs smoothly as the stars expand and cool. There are a number of complex phases depending on the exact mass of the star and other initial conditions, but the lowest mass O-type stars will eventually evolve into red supergiants while still burning helium in their cores. If they do not explode as a supernova first, they will then lose their outer layers and become hotter again, sometimes going through a number of blue loops before finally reaching the Wolf–Rayet stage.

The more-massive stars, initially main-sequence stars hotter than about O9, never become red supergiants because strong convection and high luminosity blow away the outer layers too quickly. 25–60 M stars may become yellow hypergiants before either exploding as a supernova or evolving back to hotter temperatures. Above about 60 M , O-type stars evolve though a short blue hypergiant or luminous blue variable phase directly to Wolf–Rayet stars. The most massive O-type stars develop a WNLh spectral type as they start to convect material from the core towards the surface, and these are the most luminous stars that exist.

Low to intermediate-mass stars age in a very different way, through red-giant, horizontal-branch, asymptotic-giant-branch (AGB), and then post-AGB phases. Post-AGB evolution generally involves dramatic mass loss, sometimes leaving a planetary nebula, and leaving an increasingly hot exposed stellar interior. If there is sufficient helium and hydrogen remaining, these small but extremely hot stars have an O-type spectrum. They increase in temperature until shell burning and mass loss ceases, then they cool into white dwarfs.

At certain masses or chemical makeups, or perhaps as a result of binary interactions, some of these lower-mass stars become unusually hot during the horizontal branch or AGB phases. There may be multiple reasons, not fully understood, including stellar mergers or very late thermal pulses re-igniting post-AGB stars. These appear as very hot OB stars, but only moderately luminous and below the main sequence. There are both O (sdO) and B (sdB) hot subdwarfs, although they may develop in entirely different ways. The sdO-type stars have fairly normal O spectra but luminosities only around a thousand times the Sun.

O-type stars are rare but luminous, so they are easy to detect and there are a number of naked eye examples.


Relation between age and spectral type of star - Astronomy

In order to better understand how stars are constructed, astronomers look for correlations between stellar properties. The easiest way to do this is make a plot of one intrinsic property vs. another intrinsic property. An luonnostaan property is one that does not depend on the distance the star is from the Earth (e.g., temperature, mass, diameter, composition, and luminosity). By the beginning of the 20th century, astronomers understood how to measure these intrinsic properties. In 1912, two astronomers, Ejnar Hertzsprung (lived 1873--1967) and Henry Norris Russell (lived 1877--1957), independently found a surprising correlation between temperature (color) and luminosity (absolute magnitude) for 90% of the stars. These stars lie along a narrow diagonal band in the diagram called the main sequence. This plot of luminosity vs. temperature is called the Hertzsprung-Russell diagram or just H-R diagram for short.

Before this discovery astronomers thought that it was just as easy for nature to make a hot dim star as a hot luminous star or a cool luminous one or whatever other combination you want. But nature prefers to make particular kinds of stars. Understanding why enables you to determine the rules nature follows. A correlation between mass and luminosity is also seen for main sequence stars: Luminosity = Mass 3.5 in solar units.


The mass-luminosity relation for 192 stars in double-lined spectroscopic binary systems.

The hot, luminous O-type stars are more massive than the cool, dim M-type stars. The mass-luminosity relationship tells about the structure of stars and how they produce their energy. The cause of the mass-luminosity relation will be explored further in the next chapter.

The other ten percent of the stars in the H-R diagram do not follow the mass-luminosity relationship. The giant and supergiant stars are in the upper right of the diagram. These stars must be large in diameter because they are very luminous even though they are cool. They have a huge surface area over which to radiate their energy. The white dwarfs are at the opposite end in the lower left of the diagram. They must be very small in diameter (only about the diameter of the Earth) because even though they are hot, they are intrinsically dim. They have a small surface area and so the sum of the total radiated energy is small.

The H-R diagram is also called a color-magnitude diagram because the absolute magnitude is usually plotted vs. the color. The H-R diagram below is for all stars visible to the naked eye (down to apparent magnitude = +5) plus all stars within 25 parsecs. Luminous stars are easier to observe because they can be seen from great distances away but they are rarer in the galaxy. They tend to reside in the top half of the H-R diagram. Faint stars are harder to see but they are more common in the galaxy. They tend to reside in the bottom half of the H-R diagram.

Use the UNL Astronomy Education program's Hertzsprung-Russell Diagram module for another in-depth tutorial on the HR diagram via a graphical interface (link will appear in a new window).

Spektroskooppinen parallaksi

  1. Determine the star's spectral type from spectroscopy and measure the star's apparent brightness (flux).
  2. Use a calibrated main sequence to get the star's luminosity. The Hyades cluster in the Taurus constellation is the standard calibrator.
  3. Use the Inverse Square Law for Brightness to get the distance: unknown distance = calibrator distance × Sqrt[calibrator flux/unknown star's flux.]

How do you do that?

Distances to red giant and supergiant stars are found in a similar way but you need to investigate their spectra more closely to see if they are the very large stars you think they are. Their position in the calibrated H-R diagram is found and their apparent brightness gives you the distance. Also, this process can be used to find the distance of an entire cluster. The entire color-magnitude diagram for the cluster is compared with a calibration cluster's color-magnitude diagram. The calibration cluster is a known distance away. Some adjustments for the cluster's age and composition differences between the stars in the cluster and the calibration cluster must be made. Such fine-tuning adjustments are called ``main-sequence fitting''.


Katso video: Utilisez la glycérine de cette façon et vitre peau paraîtra Si jeune, lisse, SANS TÂCHES (Lokakuu 2021).