Как да определим масата на звезда

почти всичко във Вселената има маса, от атоми и субатомни частици (като тези, изследвани от Големият адронов сблъсък) да се гигантски клъстери от галактики. Единствените неща, за които учените знаят досега, които нямат маса, са фотони и глуони.

Маса е важно да знаете, но обектите в небето са твърде далечни. Не можем да ги пипнем и със сигурност не можем да ги претеглим чрез конвенционални средства. И така, как астрономите определят масата на нещата в Космоса? Сложно е.

Да приемем, че a типична звезда е доста масивна, като цяло е много повече от типична планета. Защо да се грижи за неговата маса? Тази информация е важно да се знае, защото тя разкрива улики за еволюционното минало, настояще и бъдеще на звездата.

Астрономите могат да използват няколко косвени метода за определяне на звездна маса. Един метод, наречен гравитационно лещиране, измерва пътя на светлината, който се огъва от гравитационното дърпане на близкия обект. Въпреки че количеството на огъване е малко, внимателните измервания могат да разкрият масата на гравитационното издърпване на обекта, извършващ дърпането.

Астрономите отнемаха до 21 век, за да приложат гравитационните лещи за измерване на звездни маси. Преди това те трябваше да разчитат на измервания на звезди, обикалящи около обикновен център на масата, така наречените бинарни звезди. Масата на двоични звезди (две звезди около орбитален център на тежестта) е доста лесно да се измери астрономите. Всъщност множество звездни системи дават пример от учебник как да разберат своите маси. Малко е технически, но си струва да проучите, за да разберете какво трябва да правят астрономите.

Първо, те измерват орбитите на всички звезди в системата. Те също така часовника на орбиталните скорости на звездите и след това определят колко време отнема дадена звезда да премине през една орбита. Това се нарича "орбитален период".

След като цялата тази информация е известна, астрономите след това правят някои изчисления, за да определят масите на звездите. Те могат да използват уравнението V_орбита = SQRT (GM / R) където SQRT е "квадратен корен" a, G е гравитацията, М е маса, и R е радиусът на обекта. Въпрос на алгебра е да разкъсате масата, като пренаредите уравнението, за което трябва да решите М.

Така че, без никога да докосват някоя звезда, астрономите използват математика и известни физически закони, за да определят нейната маса. Те обаче не могат да направят това за всяка звезда. Други измервания им помагат да разберат масите за звездине в двоични или многозвездни системи. Например, те могат да използват осветеност и температура. Звездите с различна светимост и температура имат значително различни маси. Тази информация, когато е нанесена на графика, показва, че звездите могат да бъдат подредени по температура и светимост.

Наистина масивните звезди са сред най-горещите във Вселената. Звездите с по-малка маса, като Слънцето, са по-готини от гигантските си братя и сестри. Графиката на звездната температура, цветовете и яркостите се нарича Диаграма на Херцпрунг-Ръсели по дефиниция показва също масата на звездата, в зависимост от това къде се намира на диаграмата. Ако лежи по протежение на дълга синусна крива, наречена the Основна последователност, тогава астрономите знаят, че масата му няма да бъде гигантска, нито ще е малка. Звездите с най-голяма маса и най-малка маса попадат извън Главната последователност.

Астрономите се справят добре как звездите се раждат, живеят и умират. Тази последователност на живота и смъртта се нарича „звездна еволюция“. Най-големият предсказател за това как една звезда ще се развива е маса, с която се ражда, неговата "начална маса". Звездите с ниска маса обикновено са по-студени и по-димни от по-високата им маса колеги. Така че, просто като разгледат цвета, температурата на звездата и мястото, където тя "живее" в диаграмата Hertzsprung-Russell, астрономите могат да получат добра представа за масата на звездата. Сравненията на подобни звезди с известна маса (като споменатите по-горе бинари) дават на астрономите добра представа колко масивна е дадена звезда, дори и да не е двоична.

Разбира се, звездите не поддържат една и съща маса през целия си живот. Те го губят с напредване на възрастта. Те постепенно консумират ядреното си гориво и в крайна сметка изпитват огромни епизоди на масови загуби в краища на живота им. Ако са звезди като Слънцето, те го издуват леко и образуват планетарни мъглявини (обикновено). Ако са много по-масивни от Слънцето, те умират при събития на свръхнови, където сърцевините се сриват и след това се разширяват навън при катастрофална експлозия. Това изхвърля голяма част от техния материал в космоса.

Наблюдавайки видовете звезди, които умират като Слънцето или умират в свръхнови, астрономите могат да установят какво ще правят другите звезди. Те знаят своите маси, знаят как други звезди с подобни маси се развиват и умират и затова могат да направят някои хубави добри прогнози, базирани на наблюдения за цвят, температура и други аспекти, които им помагат да разберат своите маси.

За наблюдението на звездите има много повече от събирането на данни. Информацията, която астрономите получават, е сгъната в много точни модели, които им помагат да предсказват точно какво звезди в Млечния път и във цялата вселена ще направят така, както се раждат, остаряват и умират, всички въз основа на своите маси. В крайна сметка тази информация също така помага на хората да разберат повече за звездите, особено за нашето Слънце.

• Масата на една звезда е важен предиктор за много други характеристики, включително колко дълго ще живее.
• Астрономите използват косвени методи, за да определят масите на звездите, тъй като не могат директно да ги докоснат.
• Обикновено по-масивните звезди живеят по-кратък живот от по-малко масивните. Това е така, защото те консумират ядреното си гориво много по-бързо.
• Звезди като нашето Слънце са с междинна маса и ще завършат по много по-различен начин от масивните звезди, които ще се взривят след няколко десетки милиона години.