الفلك

تقدير نصف قطر النجم ودرجة الحرارة واللمعان بناءً على كتلته

تقدير نصف قطر النجم ودرجة الحرارة واللمعان بناءً على كتلته



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.

(انظر الشكل والوصف المحدثين أدناه.)

لقد كنت أحاول إنشاء تقديرات الملعب لنصف قطر ودرجة حرارة ولمعان النجوم في التسلسل الرئيسي بناءً على كتلها فقط (بافتراض نفس التركيب لجميع النجوم). تكمن الفكرة في التكرار عبر الكتل في خطوات ، على سبيل المثال ، 0.1 كتلة شمسية من 0.1 إلى 100 ، وتتبع تقريبًا منحنى التسلسل الرئيسي في مخطط الموارد البشرية.

من أجل اللمعان ، أستخدم شيئًا مثل هذا:

إذا (الكتلة <0.43) {L = 0.23 * L_sun * pow (الكتلة / M_sun ، 2.3) ؛ } وإلا إذا (الكتلة <2) {L = L_sun * pow (الكتلة / M_sun ، 4) ؛ } وإلا إذا كانت (الكتلة <55) {L = 1.4 * L_sun * pow (الكتلة / M_sun ، 3.5) ؛ } وإلا {L = 32000 * L_sun * mass / M_sun ؛ }

بالنسبة إلى النطاق الجغرافي ، أستخدم شيئًا مثل هذا:

إذا (الكتلة <1) {R = R_sun * pow (الكتلة / M_sun ، 0.57) ؛ } else {R = R_sun * pow (mass / M_sun ، 0.78) ؛ }

وباستخدام هذه ، أحسب درجة الحرارة من العلاقة بين اللمعان ونصف القطر ودرجة الحرارة مثل هذا:

T = الأسرى (L / (4.0 * M_PI * R * R * sigma) ، 0.25) ؛

حيث سيجما هو ثابت ستيفان بولتزمان.

كل هذا يعمل كما كنت أتوقع بالنسبة للنجوم ذات الكتلة الشمسية 1 أو أعلى ، لكنه ينهار تمامًا للأقزام M ، كما ترون من الصورة المرفقة التي تُظهر جهدي الضئيل متراكبًا على بيانات HYG.

لاحظ أنني أرسم B-V هنا ، محسوبًا من درجة حرارة مثل هذا:

BV = الأسرى (5601.0 / T ، 1.5) - 0.4 ؛

والقدر المطلق ، محسوبًا من لمعان مثل هذا:

الحجم = -2.5 * سجل (L) / سجل (10) + 71.1974 ؛

ما الذي يمكنني فعله لتحسين هذا قليلاً؟ سأضيف أن هذا يهدف إلى أن يكون جزءًا من تمرين للطلاب الجامعيين الذين بدأوا مبرمجين ، لذلك أبحث عن تقريب بسيط في الملعب ، وليس أي شيء خيالي.

تحديث: بناءً على توصية Rob Jeffries أدناه ، ألقيت نظرة على بيانات Mamajek. إليك مخطط B-V مقابل درجة الحرارة من تلك البيانات: لقد قمت بتركيب دالة ملائمة للنموذج:

bv (t) = a / (b * t) - c

حيث تكون أفضل المعلمات هي:

أ = 4.2413 ب = 0.000576479 ج = 0.607144

يؤدي استخدام هذه الوظيفة لحساب B-V إلى تحريك أرقامي في الاتجاه الصحيح ، لكنها لا تزال غير فعالة تمامًا ، كما هو موضح في الشكل أدناه (قيم B-V الجديدة هي المنحنى الأدنى على الجانب الأيمن):


هل يمكن أن تتآمر $ L $ ضد $ T $ وقارن نتيجة النموذج الخاص بك مع المقاسة / المقدرة $ L $ و $ T $ من نجوم التسلسل الرئيسي؟

لم تشرح ماهية الرسم التخطيطي أو تسميه ، لكنها ليست كذلك $ L $ ضد $ T $؛ أظن أنه مطلق $ الخامس $ الحجم مقابل $ B-V $ لون.

التحولات بين $ L ، T $ و $ الخامس $, $ B-V $ غير خطية بدرجة كبيرة ، خاصة في درجات الحرارة المنخفضة (وهذا هو سبب فشل مؤامرة إعادة إنتاج الأقزام M) وتتضمن طي جو نموذجي من خلال بعض استجابات المرشحات القياسية أو استخدام العلاقات بين $ T $ و $ B-V $ والتصحيحات bolometric و $ T $. (على سبيل المثال Mamajek 2019)

تحرير: للسؤال الموضح.

علاقتك بـ $ T $ ضد $ B-V $ لا ينطبق في درجات حرارة منخفضة.

لا تأخذ علاقتك بين الحجم المطلق واللمعان في الحسبان توزيع الطاقة الطيفية للضوء الصادر عن النجم (أي أنها تفترض نفس التصحيح البوليومتري لجميع درجات الحرارة ، وهذا غير صحيح). يجب عليك حساب بولومتري المقدار من اللمعان ثم قم بتطبيق تصحيح بوليومتري يعتمد على درجة الحرارة لحساب حجم النطاق V.

الحل هو بناء علاقات صالحة عبر النطاق الكامل لدرجات الحرارة باستخدام المورد الذي أشرت إليه أعلاه.


ما هو حجم النجمة؟

إذا كان الحجم الزاوي `` a '' للنجم والمسافة `` d '' للنجم معروفين ، فيمكن حساب نصف القطر `` R '' للنجم.

لمحبي علم المثلثات فقط: المعادلة ذات الصلة هي
R = د تان (أ / 2)

التطبيقات الفلكية

  • أ = 1920 ثانية قوسية
  • د = 1 AU = 150.000.000 كيلومتر
  • نحسب R = 700000 كيلومتر
  • أ = 0.125 ثانية قوسية
  • د = 427 سنة ضوئية = 4 آلاف تريليون كيلومتر
  • نحسب R = 1.2 مليار كيلومتر

(2) يمكن استنتاج نصف قطر النجوم من لمعانها ودرجة حرارتها.

في المعادلة أعلاه ، E هي لمعان متر مربع من سطح الجسم الأسود ، والحرف اليوناني سيجما يرمز إلى ثابت تم قياسه في المختبر ، و T هي درجة حرارة سطح الجسم الأسود.

ضاعف درجة حرارة الجسم الأسود ، وستزيد لمعانه بمعامل 2 × 2 × 2 × 2 = 16.

لإيجاد السطوع الكلي لجسم أسود ، اضرب اللمعان لكل متر مربع في عدد الأمتار المربعة على سطحه. يتم تقريب النجم جيدًا بواسطة جسم كروي أسود (مساحة السطح = 4 pi R ^ 2) ، وبالتالي فإن الصيغة التي تعطي لمعان النجم الكلي هي التالية:

وهكذا ، إذا عرفنا اللمعان L* من نجم (وجد من شدته وبعده) وإذا عرفنا درجة الحرارة T* من نجم ، يمكننا حساب نصف قطره R*. على سبيل المثال ، ضع في اعتبارك سيريوس ، ألمع نجم في سماء الليل. إنه في الواقع نظام ثنائي. يُطلق على النجمين الأكثر لمعانًا في النظام اسم Sirius A الأقل سطوعًا (والذي لا يمكن رؤيته إلا من خلال تلسكوب كبير) يسمى Sirius B. دعونا نفحص النجمين في نظام Sirius كل على حدة.


تقدير نصف قطر النجم ودرجة الحرارة واللمعان بناءً على كتلته - علم الفلك

علاقة اللمعان الشامل

تؤثر كمية الكتلة في نجم التسلسل الرئيسي على العديد من خصائصه.
بشكل عام ، إذا قارنا نجمتين ، فسيكون للنجم ذي الكتلة الأكبر:

& # 8195 & # 149 سطوع أعلى (وحجم مطلق أكثر إشراقًا)

& # 8195 & # 149 أ أقصر مدى الحياة وموت أكثر عنفًا

& # 8195 & # 149 لون أكثر زرقة ، ونوع طيفي "أزرق"

دعونا أولاً نناقش كيف تؤثر الكتلة على اللمعان.


تأثير كتلة النجوم على اللمعان

هناك معادلة تتعلق بكتلة النجم واللمعان.
هذه المعادلة ليست قاعدة دقيقة ولكنها توفر تقريبًا جيدًا.


حيث يعتمد اللمعان والكتلة على الشمس = 1.

لذلك ، إذا كان النجم أكبر بثلاث مرات من الشمس ، فسيكون لمعانه 46.8 مرة أكثر سطوعًا.
3 3.5 = 46.8

نظرًا لأننا قمنا بحساب اللمعان ، يمكننا حساب المقدار المطلق بهذه الصيغة:

المقدار المطلق = 4.83 & # 98662.5 & # 8226 سجل10(46.8)
القدر المطلق = 4.83 & # 98662.5 & # 8226 1.6702458531
المقدار المطلق = 4.83 & # 98664.1756146328
المقدار المطلق = 0.6543853673


تأثير كتلة النجوم على نصف القطر

من المنطقي أنه إذا كان للنجم كتلة أكبر ، فسيكون له نصف قطر أكبر.
في الواقع ، إليك معادلات حساب نصف قطر النجم بناءً على كتلته.


حيث يعتمد نصف القطر والكتلة على الشمس = 1.

لذا ، نجم مع نصف نصف قطر كتلة الشمس 0.580 = 574
ونجم مع مرتين نصف قطر كتلة الشمس 2.57 = 1.48.


تأثير كتلة النجوم على درجة الحرارة

النجم ذو الكتلة الأعلى سيكون له سطح أعلى درجة الحرارة.

ربما تكون قد رأيت المعادلة التالية في العديد من صفحات الويب والكتب:
درجة الحرارة & # 8733 (اللمعان / نصف القطر & # 178) & # 188

ومع ذلك ، فإن هذه الصيغة ليست دقيقة للغاية على الإطلاق.
المعادلة الأكثر ملاءمة هي:

على الرغم من أن هذه المعادلة دقيقة للغاية ، إلا أنه يمكننا تبسيطها بشكل أكبر:

دعنا نستخدم المعادلة أعلاه لحساب درجة حرارة سطح الشمس:
لمعان الشمس = 3.828 x 10 & # 179 & # 179 ergs.
مساحة سطح الشمس = 6.09421 × 10 & # 178 & # 178 سم مربع.

درجة الحرارة = 3.828 x 10 & # 179 & # 179 ergs & # 247 (6.09421 x 10 & # 178 & # 178 cm & # 178 & # 8226 .000056704 erg / cm & # 178 & # 8226K & # 8308) & # 188 درجة الحرارة = 3.828 x 10 & # 179 & # 179 & # 247 (3.46 x 10 & # 185 & # 8312 K & # 8308) & # 188 درجة الحرارة = (1.11 × 10 & # 185 & # 8309 K & # 8308) & # 188
درجة الحرارة = 5769 كلفن

تأثير كتلة النجوم على طول العمر

يبدو من المنطقي أنه إذا كان للنجم كتلة أعلى ، فيجب أن يعيش لفترة أطول ولكن هذا صحيح ليس القضية.
كلما زاد حجم النجم ، تتطلب جاذبيته الأكبر درجات حرارة وضغوطًا أعلى لمنع انهيار الجاذبية. تتسبب الطاقة المطلوبة لهذا النجم في استهلاك الوقود بمعدل غاضب إلى حد ما.
لذا ، فإن النجم الذي تبلغ كتلته 10 أضعاف كتلة الشمس لديه 10 أضعاف الوقود. ومع ذلك ، كما نعلم من صيغة لمعان الكتلة ، سيستهلك النجم وقودًا بمعدل يساوي كتلته 3.5 أس.
بدمج هذين العاملين ، ستنقص كتلة النجم (أو تزيد) عمره بمعامل قدره 2.5.

مع العلم أن عمر الشمس سيكون 10 مليارات سنة ، يمكننا التوصل إلى هذه الصيغة:

النجم الأكثر ضخامة له عمر أقصر وموت أكثر عنفًا من نجم أقل كتلة.
أقل كتلة ممكنة للنجم هي حوالي 0.08 من كتلة الشمس.
اعتمادًا على كتلة النجم ، قمنا بعمل جدول يوضح كيفية تقدم كل نوع من النجوم.


قياسات كتلة النجوم النموذجية

استغرق الأمر علماء الفلك حتى القرن الحادي والعشرين لتطبيق عدسات الجاذبية لقياس الكتل النجمية. قبل ذلك ، كان عليهم الاعتماد على قياسات النجوم التي تدور حول مركز كتلة مشترك ، ما يسمى بالنجوم الثنائية. من السهل جدًا على علماء الفلك قياس كتلة النجوم الثنائية (نجمان يدوران حول مركز جاذبية مشترك). في الواقع ، توفر أنظمة النجوم المتعددة مثالًا كتابيًا حول كيفية معرفة كتلها. إنه تقني بعض الشيء ولكنه يستحق الدراسة لفهم ما يجب على علماء الفلك القيام به.

أولاً ، يقيسون مدارات جميع النجوم في النظام. يقومون أيضًا بتسجيل السرعات المدارية للنجوم ثم تحديد المدة التي يستغرقها نجم معين للدوران في مدار واحد. هذا يسمى "الفترة المدارية".


العلاقة بين الكتلة واللمعان

قبل العودة إلى العناقيد المفتوحة والعناقيد الكروية ، سنعيد النظر في موضوع الأعمار النجمية ، ولكن هذه المرة بتعمق أكبر. تذكر من الدرس 5 في الصفحتين 4 و 5 أننا تحدثنا عن كيفية تقدير الوقت الذي يمكن أن يبقى فيه النجم بسرعة في التسلسل الرئيسي وأن نجوم O تعيش حياة أقصر بكثير من النجوم M. يمكننا بالفعل اشتقاق علاقة طوال عمر النجم باستخدام ما نعرفه بالفعل عن النجوم.

من خلال دراستنا للنجوم الثنائية ، يمكننا حساب كتلة النجوم في النظام الثنائي. إذا كنت تعرف المسافة والسطوع الظاهري للنجم ، يمكنك أيضًا حساب لمعانه. لذلك ، ببساطة باستخدام بيانات الرصد ، تعلمنا أن النجوم على طول التسلسل الرئيسي هي تسلسل في الكتلة. النجوم O هي الأكثر كتلة ، ثم النجوم B ، ثم النجوم A و F و G و K و M هي الأقل كتلة. نظرًا لأن التسلسل الرئيسي هو أيضًا تسلسل في اللمعان - أي أن النجوم O هي الأكثر سطوعًا ، فإن النجوم B ، ثم A ، و F ، و G ، و K ، و M هي الأقل سطوعًا - يجب أن تكون هناك علاقة بين الكتلة واللمعان . إذا قمت برسم كتل النجوم على المحور x و لمعانها على المحور y ، يمكنك حساب العلاقة بين هاتين الكميتين:

يشار إلى هذا عادةً بعلاقة اللمعان الكتلي لنجوم التسلسل الرئيسي. للحصول على نموذج مؤامرة لهذه العلاقة ، انظر:

بالنظر إلى نظريتنا حول بنية النجوم ، يمكنك أن تفهم من أين تأتي هذه العلاقة. يجب أن تستخدم النجوم في التسلسل الرئيسي الطاقة المتولدة عن طريق الاندماج النووي في نواتها لإنشاء توازن هيدروستاتيكي. حالة التوازن الهيدروستاتيكي هي أن الضغط يوازن الجاذبية. نظرًا لأن الكتلة الأعلى تعني قوة جاذبية أكبر ، يجب أن تعني الكتلة الأعلى أيضًا أن الضغط العالي مطلوب للحفاظ على التوازن. إذا قمت بزيادة الضغط داخل نجم ، سترتفع درجة الحرارة أيضًا. لذا ، فإن درجات حرارة نوى النجوم الضخمة أعلى بكثير من درجات حرارة نوى النجوم الشبيهة بالشمس. في درجات الحرارة المرتفعة ، تولد تفاعلات الاندماج النووي طاقة أسرع بكثير ، لذا فكلما زادت حرارة اللب ، زاد إضاءة النجم.

إذا نظرت بالفعل إلى المعادلات التي تحكم البنية النجمية ، يمكنك اشتقاق هذه المعادلات التي:

حيث يختلف الأس قليلاً بالنسبة للنجوم ذات الكتل المختلفة ، ولكن بشكل عام ، يساوي تقريبًا 3.5 ، كما هو الحال مع الكتل واللمعان المرصود للنجوم في الأنظمة الثنائية.

يوجد أدناه مخطط يلتزم بهذه العلاقة ويعطي الحسابات النظرية لمعان النجم بالنظر إلى كتلته الأولية في التسلسل الرئيسي.

الآن ، دعنا نعيد النظر في موضوع الأعمار النجمية. تتناسب كمية الوقود التي يمتلكها النجم للاندماج بشكل مباشر مع كتلته. يقيس اللمعان مدى سرعة استخدام النجم لهذا الوقود ، لذلك ، بشكل عام ، التقدير التقريبي لعمر النجم هو:

لكن يمكنك الاستبدال باستخدام L ≈ M 3.5 وتحديد ما يلي:

بينما نواصل دراستنا للعناقيد النجمية ، ضع ذلك في الاعتبار - فكلما كان النجم أكبر حجمًا ، كان يعيش بشكل أسرع طوال حياته ، وبالنظر إلى أس هذه العلاقة ، فهي ليست علاقة خطية. وهذا يعني أن نجمًا أكبر بعشر مرات لا يعيش عمرًا أقصر بعشر مرات من النجم ذي الكتلة الأقل ، ولكن عمرًا أقصر بحوالي 316 مرة من عمر النجم الأقل كتلة!


تقدير نصف قطر النجم ودرجة الحرارة واللمعان بناءً على كتلته - علم الفلك

طريقة لتحديد نصف قطر النجم باستخدام درجة الحرارة الفعالة والجاذبية السطحية مقترحة. تفترض الطريقة أن العلاقة بين نصف القطر ودرجة الحرارة الفعالة وجاذبية السطح يمكن تقريبها باستخدام نماذج للبنية الداخلية وتطور النجم. الطريقة موضحة باستخدام حسابات جنيف-تولوز التطورية لمعدنين وفرتين - الطاقة الشمسية وعُشر الطاقة الشمسية. يُظهر تحليل الأخطاء المنهجية أن دقة الطريقة أفضل من 10٪ في معظم أجزاء مخطط Hertzsprung-Russell ، وحوالي 5٪ لنجوم التسلسل الرئيسي. أقصى خطأ منهجي نسبي بسبب التبسيط الذي تقوم عليه الطريقة هو حوالي 15٪. يؤكد الاختبار باستخدام ثنائيات الكسوف على صلاحية الطريقة المقترحة لتقدير نصف القطر النجمي. في منطقة التسلسل الرئيسي ، لا تتجاوز الانحرافات المنهجية 2٪ ، والانحراف المعياري النسبي ≤4.7٪. من المتوقع أن يكون الخطأ النسبي الأقصى على بقية مخطط Hertzsprung-Russell قريبًا أيضًا من الخطأ المنهجي ، حوالي 15-20٪. يتم تطبيق الطريقة لتقدير نصف قطر الغلاف الجوي النجمي. يمكن استخدام هذه التقديرات لتجميع مؤشر اللون واللمعان للنجم. يمكن استخدام هذه الطريقة عندما تكون الدقة حوالي 10٪ في نصف قطر النجم المقدر واللمعان مقبولان.


يعتمد تصنيف اللمعان على العروض لخطوط الامتصاص في طيف النجم.

  • تحصل الخطوط أوسع كالضغط يزيد.
  • النجوم الكبيرة منتفخة ، مما يعني أن الضغط في غلافها الجوي أقل.
  • نجوم أكبر لديك خطوط امتصاص أضيق (انخفاض الجاذبية ، انخفاض الضغط).
  • نجوم أكبر نكون أكثر إشراقا في ال نفس درجة الحرارة (أكبر ص، أكبر إل).

هذا يعطينا طريقة لتعيين قريب لمعان إلى النجوم بناءً على خصائص خطها الطيفي!


نجمة في صندوق: متقدم

يمكن أن تشكل دقة إجاباتهم على السؤال أساسًا لتقييم فهم الطلاب. ومع ذلك ، يمكن الحصول على ملاحظات أكثر تفصيلاً من خلال التحدث إلى الطلاب الفرديين حول فهمهم.
- اطلب من الطلاب التحدث عما يحدث لنجم كتلة شمسية واحدة أثناء تحرك علامة النجم حول الرسم البياني.
- اسأل الطلاب لماذا تؤدي الكتل الأولية المختلفة للنجوم إلى دورات حياة مختلفة ، ما هي الاختلافات الرئيسية والتي تحدث في نهاية حياة هذه النجوم؟

  • يجب أن يفهم الطلاب ماهية النجمة بعبارات عامة قبل البدء في هذا النشاط.
  • يجب أن يكون الطلاب على دراية بمفهوم احتراق / اندماج الهيدروجين.
  • يجب أن يكون الطلاب على دراية باستخدام الرسوم البيانية لعرض وتمييز المعلومات.
  • يمكن للمدرسين استخدام عرض Powerpoint المقدم لإعطاء الطلاب درسًا كاملاً حول دورة حياة النجوم قبل محاولة النشاط (متاح على http://lco.global/education/starinabox).

يتوفر تطبيق Star in a Box على http://starinabox.lco.global

المستوى المتقدم

  • افتح غطاء "نجمة في صندوق".
  • الرسم البياني عبارة عن مخطط هيرتزبرونج-راسل ، حيث يتم رسم لمعان النجم مقابل درجة حرارته.
  • تسمح لك لوحات المعلومات بمقارنة الشمس بنجمك. يقارن نصف القطر النسبي ودرجة حرارة السطح والسطوع (اللمعان) وكتلة النجم بالشمس.

أ. تطور الشمس خلال حياتها.

انقر على زر التشغيل أسفل مخطط Hertzsprung-Russell لإظهار تطور الشمس.

قم بتسمية المراحل الثلاث من حياة الشمس الموضحة في مخطط Hertzsprung-Russell.

استخدم الجدول أدناه لوصف التغييرات التي ستمر بها الشمس بين المراحل.

  • قم بتسمية "زيادة" أو "نقص" أو "ابق كما هي" لكل من الكميات في الجدول إلى جانب القيم التي يتغيرون منها وإليها.

| نصف قطر | اللمعان | درجة الحرارة | كتلة
: & [مدش]: | & [مدش] | & [مدش] | & [مدش] | و [مدش]
المرحلة 1 إلى المرحلة 2 | . . . زيادة

من عند: . . . صشمس
ل: . . . صشمس | . . . زيادة

من عند: . . . إلشمس
ل: . . . إلشمس | . . . زيادة

من عند: . . . ك
ل: . . . ك | . . . زيادة

من عند: . . . مشمس
ل: . . . مشمس
المرحلة 2 إلى المرحلة 3 | . . . زيادة

من عند: . . . صشمس
ل: . . . صشمس | . . . زيادة

من عند: . . . إلشمس
ل: . . . إلشمس | . . . زيادة

من عند: . . . ك
ل: . . . ك | . . . زيادة

انظر إلى علامة تبويب المصباح الكهربائي:

  • في أي مرحلة من دورة حياتها تكون الشمس في ألمعها؟
  • كم سيكون عمر الشمس في هذه المرحلة؟ مير

انظر إلى علامة تبويب ميزان الحرارة:

    في أي مرحلة من دورة حياتها تكون الشمس في ذروة سخونتها؟

انظر إلى علامة تبويب المخطط الدائري:

  • في أي مرحلة من مراحل حياتها تقضي الشمس معظم وقتها؟
  • كم من الوقت ستقضي في هذه المرحلة؟ مير

أي نوع من النجوم ستكون الشمس في نهاية حياتها؟

ما هو العمر الكلي للشمس؟

باستخدام لافتة "Star Properties" ، استكشف تطور النجوم بكتل بداية مختلفة.

  • حدد كتلة بداية مختلفة لنجمك في لافتة "Star Properties".
  • باستخدام علامة تبويب مخطط Hertzsprung-Russell ، انقر فوق تشغيل لمشاهدة تطور نجومك الجديدة.

جرب عدة مجموعات مختلفة ثم أجب عن الأسئلة التالية.

باستخدام مخطط Hertzsprung-Russell:

أين تبدأ النجوم ذات الكتلة الأعلى في التسلسل الرئيسي؟

هناك ثلاث نتائج محتملة للمرحلة الأخيرة من حياة النجوم اعتمادًا على كتلتها الأولية. قم بتسمية هذه المراحل النهائية المحتملة الثلاثة.

تابع تطور خمسة نجوم من كتل مختلفة.

أكمل الجدول أدناه ، واملأ صفًا لكل كتلة من الكتل المختلفة.
تلميح: قد تجد أنه من الأسهل استخدام جدول البيانات الموجود في "نجمة في صندوق" للعثور على القيم الدقيقة.

كتلة النجم (Mشمس) | أقصى نصف قطر (Rشمس) | أقصى قدر من اللمعان (Lشمس) (السطوع) | درجة الحرارة القصوى (ك) | اسم المرحلة النهائية | العمر الإجمالي (Myr)
: & [مدش]: | و [مدش]
0.2 | | | | |
1 | | | | |
6 | | | | |
20 | | | | |
40 | | | | |

ادرس بيانات النجوم المختلفة في جدولك أعلاه.

مقارنة درجات الحرارة:

  • أي نجم الكتلة يصل إلى أعلى درجة حرارة؟
  • في أي مرحلة من مراحل حياته يصل النجم إلى درجة الحرارة هذه؟

مقارنة اللمعان:

  • أي نجم جماعي يحصل على الأكثر إضاءة (ألمعًا)؟
  • هل هذه هي نفس كتلة النجم التي تصل إلى أعلى درجة حرارة؟

أسئلة الاختيار من متعدد اختر الإجابة الصحيحة.

أي نوع من النجوم ستصبح الشمس بعد أن تغادر التسلسل الرئيسي؟

نيوترون ستار | القزم الأحمر | العملاق الأحمر | عملاق أحمر

ما العامل الرئيسي الذي يحدد المراحل التي سيتبعها النجم بعد التسلسل الرئيسي؟

الكتلة | اللمعان | درجة الحرارة | نصف القطر

كتلة النجم منكب الجوزاء أكبر بكثير من كتلة الشمس ، لذلك فإن عمرها الإجمالي سيكون:

أكبر من الشمس | نفس الشمس | اقل من الشمس

مقارنةً بالوقت الذي ينضم فيه النجم إلى التسلسل الرئيسي ، فإن كتلة النجم في نهاية حياته سوف:


كيف تعمل النجوم

عندما تنظر إلى سماء الليل ، يمكنك أن ترى أن بعض النجوم أكثر إشراقًا من غيرها كما هو موضح في صورة Orion هذه.

هناك عاملان يحددان سطوع النجم:

  1. اللمعان - مقدار الطاقة التي تبعثها في وقت معين
  2. المسافة - كم يبعد عنا

الكشاف يخرج ضوءًا أكثر من ضوء القلم. وهذا يعني أن الكشاف أكثر إضاءة. إذا كان هذا الكشاف على بعد 5 أميال (8 كيلومترات) منك ، فلن يكون ساطعًا لأن شدة الضوء تتناقص مع تربيع المسافة. قد يبدو كشاف على بعد 5 أميال منك ساطعًا مثل ضوء القلم على بعد 6 بوصات (15 سم) منك ، وينطبق الشيء نفسه على النجوم.

يمكن لعلماء الفلك (المحترفين أو الهواة) قياس سطوع النجم (مقدار الضوء الذي يخرجه) باستخدام مضواء أو جهاز مقترن بالشحن (CCD) في نهاية التلسكوب. إذا كانوا يعرفون سطوع النجم والمسافة إلى النجم ، فيمكنهم حساب لمعان النجم:

[اللمعان = السطوع × 12.57 × (المسافة) 2 ].

يرتبط اللمعان أيضًا بحجم النجم. كلما كان النجم أكبر ، زادت الطاقة التي يبثها وزادت الإضاءة. يمكنك أن ترى هذا على شواية الفحم أيضًا. ثلاث قوالب فحم حمراء متوهجة تنتج طاقة أكثر من فحم حجري أحمر متوهج في نفس درجة الحرارة. وبالمثل ، إذا كان نجمان لهما نفس درجة الحرارة ولكن بحجمين مختلفين ، فإن النجم الكبير سيكون أكثر إضاءة من النجم الصغير. انظر إلى الشريط الجانبي للحصول على صيغة توضح كيفية ارتباط لمعان النجم بحجمه (نصف القطر) ودرجة حرارته.

هذه هي العلاقة بين اللمعان (L) ونصف القطر (R) ودرجة الحرارة (T): L = (7.125 × 10 -7) ص 2 تي 4 حيث يتم تعريف الوحدات على أنها L - واط و R - متر و T - درجة كلفن


بضع كلمات عن العالم الحقيقي

تعمل الكتب التمهيدية مثل كتبنا بجد لتقديم المواد بطريقة مباشرة ومبسطة. عند القيام بذلك ، أحيانًا نلحق الضرر بطلابنا من خلال جعل التقنيات العلمية تبدو نظيفة للغاية وغير مؤلمة. في العالم الواقعي ، يتبين أن التقنيات التي وصفناها للتو فوضوية وصعبة ، وغالبًا ما تسبب صداعًا لعلماء الفلك يستمر طويلاً حتى اليوم.

على سبيل المثال ، العلاقات التي وصفناها مثل علاقة اللمعان الفترة لبعض النجوم المتغيرة ليست خطوطًا مستقيمة تمامًا على الرسم البياني. تنتشر النقاط التي تمثل العديد من النجوم على نطاق واسع عند رسمها ، وبالتالي ، فإن المسافات المشتقة منها تحتوي أيضًا على بعض التشتت أو عدم اليقين.

وبالتالي ، فإن المسافات التي نقيسها بالطرق التي ناقشناها تكون دقيقة فقط ضمن نسبة معينة من الخطأ - أحيانًا 10٪ ، وأحيانًا 25٪ ، وأحيانًا تصل إلى 50٪ أو أكثر. خطأ بنسبة 25٪ لنجم يقدر ب 10،000 سنة ضوئية يعني أنه يمكن أن يكون في أي مكان من 7500 إلى 12500 سنة ضوئية. قد يكون هذا شكًا غير مقبول إذا كنت تقوم بتحميل الوقود في مركبة فضائية لرحلة إلى النجم ، ولكن هذا ليس الرقم الأول السيئ للعمل إذا كنت عالم فلك عالق على كوكب الأرض.

كما أن إنشاء مخططات H-R ليس سهلاً كما قد تعتقد في البداية. لعمل رسم تخطيطي جيد ، يحتاج المرء إلى قياس خصائص ومسافات العديد من النجوم ، والتي يمكن أن تكون مهمة تستغرق وقتًا طويلاً. نظرًا لأن حينا الشمسي قد تم تحديده جيدًا بالفعل ، فمن المرجح أن تكون النجوم التي يرغب علماء الفلك في دراستها لتعزيز معرفتنا بعيدة وخافتة. قد يستغرق الأمر ساعات من المراقبة للحصول على طيف واحد. قد يضطر المراقبون إلى قضاء العديد من الليالي على التلسكوب (والعديد من الأيام في المنزل للعمل مع بياناتهم) قبل أن يحصلوا على قياس المسافة. لحسن الحظ ، يتغير هذا لأن المسوحات مثل Gaia ستدرس مليارات النجوم ، وتنتج مجموعات بيانات عامة يمكن لجميع علماء الفلك استخدامها.

على الرغم من هذه الصعوبات ، فإن الأدوات التي كنا نناقشها تسمح لنا بقياس مدى رائع من المسافات - مناظير لأقرب النجوم ، نجوم RR Lyrae المتغيرة ، ومخطط H – R لمجموعات النجوم في مجراتنا والقرباء المجاورة لمسافات بعيدة 60 مليون سنة ضوئية. يصف الجدول 1 حدود المسافة والتداخل لكل طريقة.

تعتمد كل تقنية موصوفة في هذا الفصل على طريقة أخرى واحدة على الأقل ، مكونة ما يسميه الكثيرون سلم المسافة الكونية. المنظر هو أساس جميع تقديرات المسافة النجمية ، والطرق الطيفية تستخدم النجوم القريبة لمعايرة مخططات H-R الخاصة بهم ، وتقديرات RR Lyrae و cepheid مبنية على تقديرات مسافة الرسم البياني H-R (وحتى في قياس المنظر إلى سيفيد قريب و دلتا سيفي).

تسمح هذه السلسلة من الأساليب لعلماء الفلك بدفع الحدود عند البحث عن نجوم أبعد. استخدمت الأعمال الحديثة ، على سبيل المثال ، نجوم RR Lyrae لتحديد المجرات المرافقة الخافتة لمجرتنا درب التبانة على مسافات 300000 سنة ضوئية. تم استخدام طريقة الرسم البياني H-R مؤخرًا لتحديد أكثر نجمين بعدًا في المجرة: النجوم العملاقة الحمراء تبتعد في هالة مجرة ​​درب التبانة بمسافات تقارب مليون سنة ضوئية.

يمكننا أن نجمع المسافات التي نجدها للنجوم مع قياسات تكوينها ، لمعانها ، ودرجة حرارتها - باستخدام التقنيات الموضحة في تحليل ضوء النجوم والنجوم: تعداد سماوي. تشكل هذه معًا ترسانة المعلومات التي نحتاجها لتتبع تطور النجوم من الولادة إلى الموت ، وهو الموضوع الذي ننتقل إليه في الفصول التالية.

الجدول 1: مدى المسافة لطرق القياس السماوية
طريقة مدى المسافة
المنظر المثلثي 4-30.000 سنة ضوئية عند اكتمال مهمة Gaia
نجوم RR Lyrae ما يصل إلى 300000 سنة ضوئية
مخطط H-R والمسافات الطيفية ما يصل إلى 1200000 سنة ضوئية
نجوم Cepheid ما يصل إلى 60،000،000 سنة ضوئية

المفاهيم الأساسية والملخص

النجوم ذات درجات حرارة متطابقة ولكن ضغوط مختلفة (وأقطار) لها أطياف مختلفة إلى حد ما. لذلك يمكن استخدام التصنيف الطيفي لتقدير فئة لمعان النجم بالإضافة إلى درجة حرارته. نتيجة لذلك ، يمكن أن يسمح لنا الطيف بتحديد مكان وجود النجم على مخطط H-R وتحديد لمعانه. هذا ، مع السطوع الظاهر للنجم ، يعطي المسافة مرة أخرى. يمكن استخدام طرق المسافة المختلفة لفحص أحدها مقابل الآخر ، وبالتالي إنشاء نوع من سلم المسافة الذي يسمح لنا بالعثور على مسافات أكبر.


شاهد الفيديو: البناء البلوري و حساب الكثافة ومعامل المليء او الرص Crystal Structures Atomic Packing factor, APF (أغسطس 2022).