Kokie yra zvaigzdziu nario dydis

Panagrinėkime Saulės raidą ji būdinga bet kuriai panašios masės žvaigždei. Apskaičiuota jo masė prilygsta maždaug 10 Saulės masių, tad tai negali būti neutroninė žvaigždė kurios masė neviršija 3 Saulės masių. Po labai atkaklių ir dramatiškų tyrinėjimų buvo nustatyta, kad tai yra labai greitai besisukančios, tik keliolikos kilometrų skersmens neutroninės žvaigždės - supernovų branduoliai. Deja, vandenilio virtimo heliu reakcija gali prasidėti tik suartėjus vandenilio branduoliams iki labai mažo atstumo.

Labai mažos žvaigždės — labai didelio mokslo proveržio šaltinis Lietuvos mokslininkai seka Nobelio laureatų pėdomis 38 Dr. Aušrinė Jurgelionytė, Vilniaus universiteto žurnalistė Atsakymą į šį ir panašius klausimus tikrai žino Vilniaus universiteto Fizikos fakulteto Teorinės fizikos ir astronomijos institute susibūrusi mokslinė grupė habil.

O štai mažos masės žvaigždėskurias sunku aptikti ir kurios evoliucionuoja labai lėtai, yra menkiau suprastos, todėl jų mases įvertinti yra sudėtinga. Bet čia į pagalbą ateina kiti modeliai — žvaigždžių atmosferų.

  • Paukščių Takas – Vikipedija
  • Žvaigždžių spiečiai Mes gyvename toje Galaktikos vietoje, kurioje žvaigždžių erdvinis tankis artimas vidutiniam.
  • Šiuos skaičius nustatyti prireikė ne vieno šimtmečio pastangų — žemiau papasakosiu apie keletą būdų, kaip nustatomos žvaigždžių masės.

Gravitacinis lęšiavimas Kartais viena žvaigždė pralekia priešais kitą, ir tolimesnės žvaigždės šviesa trumpam paryškėja dėl gravitacinio lęšiavimo. Taip atsitinka, nes artimesnės žvaigždės gravitacija iškreipia pro šalį einančių šviesos spindulių kelią; dalis spindulių nukreipiama tiesiai mūsų link, todėl žvaigždės regimasis šviesis išauga. Dažniausiai žvaigždes gravitaciškai lęšiuoja maži ir kitaip neaptinkami objektai, pavyzdžiui rudosios nykštukės ar juodosios skylės.

Bet jei lęšiuojantis objektas yra normali žvaigždė, ją įmanoma aptikti ir vėliau.

Apskritai žvaigždžių masės siekia nuo 8 proc. Šiuos skaičius nustatyti prireikė ne vieno šimtmečio pastangų. Žvaigždžių yra įvairaus dydžio ir masės.

Tada galima išmatuoti žvaigždės paralaksą ir apskaičiuoti atstumą iki jos. Žinant atstumą iki lęšiuojančio objekto ir tolimos žvaigždėsbei turint duomenis apie lęšiavimo metu įvykusį tolimos žvaigždės šviesio padidėjimą, galima apskaičiuoti ir lęšiuojančios žvaigždės masę.

Kaip pasverti žvaigždę: ar sunki Saulė

Pirmą kartą tai padaryta metais. Tačiau lęšaivimas — neprognozuojamas procesas, mat jam reikalingas atsitiktinis dviejų žvaigždžių suėjimas į vieną liniją, žiūrint iš Žemės. Taigi praktiškai kiekvienas toks atradimas yra vertas atskiros naujienos.

O šiemet vienos žvaigždės masė išmatuota labai panašiu metodu, tačiau ne stebint kitos žvaigždės šviesio pokytį, bet nustatant, kiek dėl lęšiuojančios žvaigždės gravitacijos poveikio pasikeičia regimoji toliau esančios žvaigždės padėtis danguje arXiv versija. Astroseismologija Visos žvaigždės virpa.

Bangos, sklindančios per žvaigždes, nuolatos keičia jų spindulį ir šviesį. Pokyčiai nėra dideli, tačiau išmatuojami.

Kokie yra zvaigzdziu nario dydis

Dar XX a. Panašiu metu prasidėjo ir kitų žvaigždžių šviesio kitimo dėl vibracijų tyrimai — astroseismologija.

Paukščių Takas

Tokie tyrimai leidžia gana tiksliai apskaičiuoti žvaigždžių spindulius. Spindulys ir seismologinė informacija leidžia apskaičiuoti ir masę, nors tiksliam apskaičiavimui reikia ir gero supratimo apie žvaigždės struktūrą.

Žvaigždėms, panašioms į Saulę, masės nustatymas yra netgi gana greitas procesas. Keplerio teleskopas surinko daugybę duomenų apie žvaigždžių vibracijas. Astroseisminiai duomenys surinkti ir maždaug šimtui žvaigždžių, prie kurių aptiktos planetos. Žvaigždžių spektrai Kiekviena žvaigždė skleidžia spinduliuotę, kurios spektras — intensyvumas skirtinguose bangos ilgiuose — priklauso nuo masės, šviesio, spindulio ir cheminės sudėties.

Kentauro proksima

Žvaigždžių, ypač mažos masės, paviršiniuose sluoksniuose — jų atmosferose — matomi elementai ir junginiai priklauso nuo to, kokio stiprumo gravitacija juos veikia. Kuo žvaigždė masyvesnė ir mažesnė, tuo stipresnė jos gravitacija, todėl ir atmosferos spektras yra skirtingas. Taigi žinodami žvaigždės absoliutinį šviesį ir spindulį, galime įvertinti ir jos masę.

Šis būdas — dar gana naujas ir praktiškai taikomas nedaug, nes skirtumai tarp skirtingos masės žvaigždžių nėra dideli ir aptikti juos yra sudėtinga. Supernovos išsklaido žvaigždžių gelmėse susidariusius įvairius cheminius elementus po kosminę erdvę ir tuo būdu praturtina jais tarpžvaigždinę medžiagą, iš kurios formuojasi naujos žvaigždės. Visi mes esame sudaryti iš supernovų sprogimo produktų.

Ilgą laiką dauguma astronomų manė, kad grandiozinio žvaigždės sprogimo metu išsilaksto ir žvaigždės šerdis.

Labai mažos žvaigždės – labai didelio mokslo proveržio šaltinis

Tačiau m. Po labai atkaklių ir dramatiškų tyrinėjimų buvo nustatyta, kad tai yra labai greitai besisukančios, tik keliolikos kilometrų skersmens neutroninės žvaigždės - supernovų branduoliai.

Spinduliavimas sklinda iš neutroninių žvaigždžių magnetinių polių vietų, ir, žvaigždei sukantis, jos spindulių pluoštas, lyg sukamas prožektorius, periodiškai švytruoja po dangų. Ši hipotezė visiškai pasitvirtino atradus pulsarą Krabo ūko centre. Teoriškai nustatyta, kad neutroninės žvaigždės masė negali viršyti maždaug trijų Saulės masių. Jeigu po supernovos sprogimo lieka masyvesnis objektas, tai jis ir toliau traukiasi, ir jokios jėgos nebegali atsispirti milžiniškai visuotinės traukos jėgai - žvaigždė virsta juodąja bedugne: nepaprastai masyvia ir tankia žvaigžde, iš kurių traukos lauko negalėtų ištrūkti joks kūnas ir netgi spindulys.

Mokslo sriuba: žvaigždės ir aplink jas skriejančios egzoplanetos

Juodasias bedugnės pagrindė m. Švarcšildas Schwarzschildremdamasis ką tik sukurta bendrąja reliatyvumo teorija. Švarcšildas apskaičiavo, iki kokio dydžio turi susitraukti žvaigždė, kad ji virstų juodąja bedugne. Kuo mažesnis žvaigždės radiusas, tuo stipresnis jos traukos laukas ir tuo didesnį greitį turi įgyti kūnas, kad įveiktų žvaigždės trauką.

Kai, traukiantis žvaigždei, tas pabėgimo greitis padidėja ligi šviesos greičio, žvaigždė tampa neįveikiamais spąstais bet kokiam kūnui ar elementariajai dalelei, taigi ir fotonui - susidaro juodoji bedugnė. Tai įvyksta žvaigždės radiusui sumažėjus ligi vadinamojo Švarcšildo radiuso, kuris Saulei lygus maždaug 3 km, t. Laimė, tai mūsų Saulei negresia. Pagal bendrąją reliatyvumo teoriją, labai stiprus juodosios bedugnės traukos laukas smarkiai iškreipia erdvę ir laiką, o įvykiai skirtingiems stebėtojams atrodo visai kitaip.

Kokie yra zvaigzdziu nario dydis

Hipotetiniam stebėtojui, kuris traukiasi kartu su žvaigžde ir išlieka nesuplėšytas gigantiškų jėgųatrodo, kad ir pasiekus gravitacinį radiusą, žvaigždės traukimasis vyksta toliau ir žvaigždė virsta materialiu tašku tiesa, kai atstumai labai maži, bendroji reliatyvumo teorija nustoja galioti, tad to stebėtojo galutinis likimas nėra aiškus. Tuo tarpu stebėtojui, tiriančiam žvaigždės kolapsą iš tolo, atrodo, kad žvaigždės traukimasis lėtėja artėjant prie gravitacinio radiuso, ir žvaigždė tarsi sustingsta, pasiekusi tą dydį.

Juodųjų bedugnių teoriją išplėtojo S. Hokingas Hawkingvienas žymiausių šių dienų teoretikų nors jis jau daugiau kaip dvidešimt metų yra sunkios ligos prikaustytas prie invalido vežimėlio ir gali judinti tik kelis vienos rankos pirštus, kuriais valdo kompiuterį bei kalbos sintezatorių.

Hokingas įrodė, kad juodosios bedugnės nėra absoliučiai juodos.

Kokie yra zvaigzdziu nario dydis

Labai stipriame tokios bedugnės traukos lauke gali gimti dalelių ir antidalelių poros, kai kurios iš jų, įgavusios didelius greičius, pasprunka iš juodosios bedugnės, nusinešdamos jos energijos. Be to, jei netoli tokios bedugnės elementarioji dalelė virsta dviem dalelėmis, tai viena iš jų gali būti pagrobta bedugnės, o kita, atšokusi į kitą pusę, gali išvengti juodosios bedugnės ir nuskrieti, spinduliuodama fotonus.

Dėl to vienišos bedugnės energija, taigi ir jos masė, po truputį mažėja, šis keistas objektas tarsi "garuoja".

Antra vertus, bedugnė pagrobia jos aplinkoje skriejančius reliktinius fotonus. Anot Hokingo teorijos, bedugnė "garuoja" tuo greičiau, kuo mažesnė jos masė, tad nedidelės masės juodosios bedugnės, galbūt susidariusios Didžiojo sprogimo metu, turėjo išnykti.

Aptikti vienišą bedugnę pagal jos "garavimą" ar traukos lauko veikimą nepaprastai sunku. Laimė, žvaigždės dažnai gimsta poromis, tik ne dvynukėmis, o skirtingos masės, tad jų evoliucija esti nevienoda. Masyvesnei žvaigždei baigus savo evoliucijos kelią ir virtus juodąja bedugne, jos kaimynė vis dar gali būti raudonoji milžinė.

Tik vienur ar kitur Galaktikoje yra žvaigždžių sambūrių, kurie sudaro tikrus spiečius. Geriausiai žinomas žvaigždžių spiečius yra Sietynas Plejadėsarba Septynios Seserys, Tauro žvaigždyne.

Kokie yra zvaigzdziu nario dydis

Plika akimi galima pamatyti dar kelis žvaigždžių spiečius. Padrikieji žvaigždžių spiečiai Žvaigždžių spiečiai yra dviejų pagrindinių tipų: padrikieji ir kamuoliniai. Padrikieji spiečiai yra mūsų Galaktikos spiralinėse vijose, jie netaisyklingos formos. Būna turtingų padrikųjų spiečių, susidedančių iš tūkstančių žvaigždžių, bet yra ir palyginti skurdžių, turinčių vos keliolika ar keliasdešimt žvaigždžių. Jų egzistavimo neįmanoma paaiškinti atsitiktine žvaigždžių projekcija dangaus skliaute.

Padrikieji spiečiai smarkiai skiriasi vienas nuo kito. Sietyno ryškiausios žvaigždės yra karštos ir baltos, jas gaubia dideli atspindžio ūkai, rodantys, kad čia yra nemažai tarpžvaigždinės medžiagos.

Kosminiu mastu Sietynas - labai jauna žvaigždžių grupė.

Apskritai žvaigždžių masės siekia nuo 8 proc. Šiuos skaičius nustatyti prireikė ne vieno šimtmečio pastangų. Žvaigždžių yra įvairaus dydžio ir masės. Jos skirstomos į spektrines klases — O žvaigždės yra masyviausios ir didžiausios, po to rikiuojasi B klasės žvaigždės, tada - A, F, G, K ir M, kai pastarosios yra mažiausios.

Mūsų Saulė yra G klasės žvaigždė.

Kokie yra zvaigzdziu nario dydis

Saulė Kai Niutonas XVII amžiuje suprato, jog kūnai vienas kitą traukia proporcingai jų masei, staiga atsirado galimybė apskaičiuoti tų kūnų mases pagal tai, kaip jie juda.

Dar šimtmečiu anksčiau Kepleris pastebėjo, kad planetų orbitoms galioja specifinis sąryšis. Niutono atrasti mechanikos dėsniai Keplerio dėsnius iš pastebėjimų pavertė fizikiniais sąryšiais, leidžiančiais apskaičiuoti įvairius svarbius dydžius, tarp jų ir Saulės masę. Susiję straipsniai Keista mokslininkų nuojauta: kodėl Saulė sukasi per lėtai 71 Tačiau išliko viena didelė problema: norint nustatyti Saulės masę, reikia žinoti ir aplink ją besisukančios planetos metų trukmę, ir planetos atstumą nuo Saulės.

Metų trukmė — reikalas nesudėtingas, o štai atstumą išmatuoti yra problematiška. Vienas būdas yra pasinaudoti paralaksu. Paralaksas — tai reiškinys, kai iš skirtingų vietų žiūrėdami į tą patį trimatį vaizdą, matome jį šiek tiek kitokį. Pavyzdžiui, stovint skirtingose vietose gatvėje, arti esantys medžiai pridengia skirtingas toliau esančių namų dalis.