الفلك

هل النجوم الساخنة مثل النجوم من النوع O تتكون بالكامل من الهيليوم؟

هل النجوم الساخنة مثل النجوم من النوع O تتكون بالكامل من الهيليوم؟

النجوم الساخنة مثل النجوم من النوع O لا تظهر أي هيدروجين في أطيافها. هل هذا يعني أنها مصنوعة بالكامل من الهيليوم؟

أي تفسير سيكون مفيدًا حقًا.


الخطوط التي تظهر في طيف النجوم تعكس بشكل أساسي درجة حرارته وليس تكوينه ، انظر هنا

تبدأ النجوم من النوع O بنفس نوع التركيب مثل النجوم الأخرى ، أي أنها تتكون أساسًا من H وهو (حوالي 75٪ و 25٪ بالكتلة) مع آثار أثرية لعناصر أثقل.


اختبار ASTR 210 # 2

تظهر السدم الانبعاثية خطوط الانبعاث ، لذا يجب أن تحتوي على غاز ساخن. الخطوط هي خطوط هيدروجين بشكل أساسي ، ولكن تظهر أيضًا خطوط من بعض العناصر الأخرى.

هذه لا تتألق بضوءها الخاص ، ولكنها تضيء بنجوم O & ampB الساخنة الموجودة داخل النجوم. وبالتالي ترتبط مناطق HII بالنجوم الشابة عالية الكتلة

النجوم الساخنة (T & gt 30000 كلفن) تبعث الكثير من ضوء الأشعة فوق البنفسجية مع & lt 912 A. هذه الفوتونات نشطة بما يكفي لتأين H. وبالتالي هذه تشكل مناطق كروية من الهيدروجين المتأين (ومن هنا جاءت تسمية مناطق HII).

لا توجد خطوط انبعاث وضوء من هذه السدم
تظهر فقط أطياف خط الامتصاص للنجم الذي يكون ضوءه
ينعكس فيه.

يتطلب اندماج الهيدروجين درجات حرارة تزيد عن 10 ملايين كلفن.

فوق درجة الحرارة هذه ، يعتمد معدل الاندماج بشدة على درجة الحرارة: تؤدي الزيادة الطفيفة في درجة الحرارة إلى معدل اندماج أعلى بكثير.

وبالتالي ، فإن زيادة معدل الاندماج يضع سلسلة من الأحداث في حيز التنفيذ تكون نتيجتها النهائية هي تقليل معدل الاندماج مرة أخرى.
فكر الآن فيما سيحدث إذا قللت من معدل الاندماج في قلب النجم:

• (2) يتضمن التطور من MS سلسلة معقدة من التأثيرات المترابطة. مع تقدم التطور ، يتم حرق نوى زيادة Z ، مما يؤدي إلى تطوير نجم غير متجانس للغاية مع قذائف من عناصر مختلفة.

• (3) إذا تقلص اللب ، تزداد درجة الحرارة ، وبالتالي يزيد التدرج T. ومع ذلك ، فإن التدرج اللوني T متوافق إلى حد كبير مع اللمعان ، وبالتالي يتوسع الغلاف لتقليل تدرج T. يحدث العكس إذا توسع اللب ، وانخفض التدرج T ، لذلك يجب أن يتقلص الغلاف للحفاظ على التدرج T.

• (4) تختلف بنية الغلاف للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والعالية عندما تكون على التسلسل الرئيسي. النجوم منخفضة الكتلة باردة ، وهذا يعيق الإشعاع ، وتتطور منطقة الحمل الحراري (CZ). في النجوم ذات الكتلة العالية ، يكون الغلاف مستقرًا إشعاعيًا.

إذا لم يرفع الانهيار التثاقلي درجة الحرارة بشكل كافٍ لبدء المرحلة التالية من الاندماج النووي ، فإن اللب يظل متدهورًا ويصبح & quot؛ قزمًا أبيض & quot بعد أن يتبدد غلافه.

في عملية هذا الانكماش ، تتحلل نوى النجوم منخفضة الكتلة وتتوقف عن اتباع معادلة الغاز المثالية للحالة.

من ناحية أخرى ، تصل نوى النجوم ذات الكتلة الأعلى إلى درجات حرارة الانصهار قبل فترة طويلة من أن تصبح الكثافة عالية بما يكفي لكي يتدهور اللب. نتيجة لذلك ، يبدأ الاندماج تدريجياً هناك ، وهذه عملية مستقرة ، لأنه إذا ارتفعت درجة الحرارة قليلاً ، يزداد ضغط الغاز في اللب ، ويتمدد اللب ويبرد.

الوضع مختلف جدا في جوهر متدهور. نظرًا لأن الضغط في النواة المتدهورة مستقل أساسًا عن درجة الحرارة ، فإن ارتفاع درجة الحرارة عند بدء النواة
لا تنتج التفاعلات ما يترتب على ذلك من ارتفاع في الضغط والتوسع والتبريد للتحكم في ارتفاع درجة الحرارة ، وبالتالي ، تستمر درجة الحرارة في الارتفاع ، مما يتسبب في اندماج الهيليوم بشكل أسرع. بالإضافة إلى ذلك ، فإن المادة المتحللة هي موصل جيد جدًا للحرارة ، لذا بمجرد درجة الحرارة في جزء واحد من
النواة عالية بما يكفي لبدء اندماج الهيليوم ، وهذا ينتشر عبر بقية النواة بسرعة كبيرة.


هل النجوم الساخنة مثل النجوم من النوع O تتكون بالكامل من الهيليوم؟ - الفلك

تتكون النجوم بشكل أساسي من الهيدروجين والهيليوم ، مع كميات ضئيلة من المعادن. لديهم نوى كثيفة شديدة الحرارة تنبعث منها إشعاع في شكل طيف مستمر (من الغلاف الضوئي ، أعمق طبقة يمكن ملاحظتها) والتي يمكن تقريبها بشكل جيد كجسم أسود. يمر هذا الإشعاع بعد ذلك عبر الطبقات العليا من الغلاف الجوي ، والتي لا تزال حارة ولكن ذات كثافة أقل ، والتي تمتص الإشعاع بشكل تفضيلي عند الأطوال الموجية الرئيسية التي يحددها التركيب الذري للغلاف الجوي. تعتمد خطوط الامتصاص المرصودة بشكل أساسي على خروج وتأين الغلاف الجوي ، بدلاً من تركيبه الكيميائي.

    ا : (30000 - 50000 كلفن) نجوم ضخمة ، ساطعة ، ساخنة ، الطرف الأكثر زرقة (والأكثر ندرة) من التسلسل الرئيسي. يتأين الهيدروجين والمعادن ، لذلك لا يوجد سوى عدد قليل من خطوط امتصاص H ضعيفة ولكن خطوط He + القوية. مصنفة بشكل فرعي من خلال مقارنة قوة ميزات He I و He II.

استند التصنيف الطيفي MK في الأصل إلى ظهور أزواج من الخطوط الطيفية في المنطقة الزرقاء ، بدقة 2A. فيما يلي النسب الحرجة. لماذا تم استخدام هذه البيانات في رأيك؟

صف دراسيأزواج الخط
O5 - O94471 أنا 4541 هو الثاني
B0 - B14552 سي الثالث 4089 سي الرابع
B2 - B84129 سي إي 4121 هو أنا
B8 - A24471 أنا 4481 ملغ II
B8 - A24026 أنا 3934 كاليفورنيا الثاني
A2 - F54032 مليون أنا 4130 مليون أنا
A2 - F54300 CH 4385 CH
F2 - ك 4300 جيجا 4340 هـ
F5 - G54045 Fe I 4101 هـ
F5 - G54226 كاليفورنيا أنا 4340 هـ
G5 - K04144 الحديد الأول 4101 هـ
K0 - K54226 كاليفورنيا أنا 4325 كاليفورنيا الأول
K0 - K54290 كاليفورنيا أنا 4300 كاليفورنيا أنا

التصنيف الثانوي يعتمد عليه لمعان، ويتم تحديده بواسطة الأرقام الرومانية من الأول إلى الخامس ، بترتيب تقليل اللمعان:


أصول المادة

تشكل كل الهيدروجين والهيليوم تقريبًا في الدقائق الثلاث الأولى أو نحو ذلك بعد الانفجار العظيم ، عندما كان الكون بأكمله شديد الحرارة والكثافة. ومع ذلك ، حتى هذه الظروف لم تكن مناسبة للحفاظ على استمرار الاندماج النووي ، لذلك تم إنتاج عدد قليل جدًا من العناصر الأثقل. تم إنشاء معظم العناصر المتبقية ، المعروفة لدى علماء الفلك باسم "المعادن" ، عن طريق الاندماج النووي في النجوم.

على الرغم من أننا لا نملك سوى أدلة غير مباشرة عليها حتى الآن ، إلا أن النجوم الأولى في الكون كانت ضخمة جدًا ومصنوعة بالكامل من الهيدروجين والهيليوم. أدت انفجارات السوبرنوفا لهذه النجوم المبكرة إلى إنتاج المعادن الأولى ونشرها. تشكلت الأجيال الشابة من النجوم جزئيًا من هذه العناصر الثقيلة ، واستمرت في الدورة. نتيجة لذلك ، ازداد عدد ذرات المعدن مع كل جيل من النجوم ، على الرغم من أن الهيدروجين والهيليوم لا يزالان يشكلان حوالي 99٪ من جميع الذرات في الكون اليوم.


الموت [عدل]

النجوم شديدة السخونة واللمعان لأن التفاعلات النووية في قلبها تستمر في تسخينها. في النهاية "تموت" النجوم إما عن طريق انفجارها كمستعر أعظم أو مجرد تبريد لدرجة أنها لا تستطيع دعم التفاعلات النووية. يمكن أن يكون المصير النهائي للنجوم هو الثقوب السوداء ، والنجوم النيوترونية ، والنجوم القزمة البيضاء (أو السوداء).

ما بعد التسلسل الرئيسي [عدل]

قبل أن يموت النجم بالفعل ، يمر بسلسلة من آلام الموت. في جميع الحالات تقريبًا ، يتضمن هذا شكلاً من أشكال العملاق الأحمر: يتمدد النجم ، عادةً على مدار ما يصل إلى عدة مئات من ملايين السنين ، إلى عدة أضعاف قطر تسلسله الرئيسي. في هذه العملية ، تبرد طبقاته الخارجية وبالتالي تصبح أكثر احمرارًا. يحدث التمدد لأنه عندما ينفد الهيدروجين من اللب ، يتوقف ضغطه الإشعاعي الخارجي وتنهار قشرة من المادة حول اللب عليها. ثم تصبح هذه القشرة ساخنة وضغطًا مرتفعًا بما يكفي لبدء حرق الهيدروجين في الهيليوم نفسه. نظرًا لمساحة سطحها الأكبر ، فإن غلاف احتراق الهيدروجين ينتج بالفعل أكثر ضغط الإشعاع الخارجي مقارنةً باللب أثناء عمر التسلسل الرئيسي للنجم. يمكن أن تستمر مرحلة العملاق الأحمر لعدة ملايين من السنين ، إذا بدأ النجم صغيرًا بدرجة كافية. بمجرد أن تصل درجة حرارة اللب النجمي الخامل إلى حوالي 10 8 كلفن وكثافة عالية بما يكفي (10 3 كجم سم -3) ، يترتب على ذلك اندماج الهيليوم في الكربون والأكسجين. بالنسبة للنجوم التي لها كتلة مماثلة للشمس ، فإن هذه العملية ("وميض الهيليوم") هي عملية انفجارية تحرر خلال بضع ثوانٍ من الطاقة التي تحررها مجرة ​​بأكملها (ومع ذلك ، لا تصل أي من هذه الطاقة إلى السطح ويتم استخدامها بدلاً من ذلك لإعادة التوسع النواة). يتقلص النجم ويصبح نجمًا أصغر حجمًا وأقل سطوعًا ليتوسع مرة أخرى كعملاق أحمر بمجرد استنفاد قلب الهيليوم ليطرد أخيرًا طبقاته الخارجية مكونًا سديمًا كوكبيًا ، تاركًا وراءه نواة خاملة عالية الكثافة: قزم أبيض (انظر أدناه). لا تدمج النجوم الشبيهة بالشمس عناصر أخرى غير الهيليوم لأنها غير قادرة على إنتاج درجات الحرارة والضغوط المطلوبة.

النجوم الأكثر ضخامة لها عمر أكثر حيوية. النجوم التي لا تقل كتلتها عن 9 كتل شمسية ، وحتى أقل قليلاً ، قادرة على الاحتراق (الاندماج) في نواتها عناصر أثقل من الهيليوم ، كل عملية احتراق تنتج طاقة أقل وأقل ، وبالتالي يتم استخدامها بشكل أسرع وأسرع حتى تصل إلى الحديد ، عنصر انصهاره يستوجب طاقة. ثم ينهار النجم وينفجر على شكل مستعر أعظم ، مع طاقة الانفجار - مثل طاقة المجرة - القادرة على دمج الحديد وإنتاج عناصر أثقل. في هذه الأثناء ، من الخارج ، تكون الأشياء أيضًا حية تمامًا: اعتمادًا على كتلتها ، فإنها تصبح عمالقة حمراء (عمالقة حمراء بشكل أساسي على المنشطات) & # 91note 4 & # 93 وقد تنفجر في تلك المرحلة ، أو بدلاً من ذلك ، قد يتسبب فقدان الكتلة الكبير في تكرارها إلى درجات حرارة سطح أعلى وأحجام أصغر قبل وقت المستعر الأعظم.

لن تتحول النجوم الأكثر ضخامة إلى عملاق أحمر وستصبح بدلاً من ذلك نجومًا عملاقة أكثر سخونة من النجوم الحمراء (أو ستتخطى هذه المرحلة) قبل أن تتقلص بسبب فقدان الكتلة الكبير إلى نصف قطر أصغر بكثير ودرجات حرارة سطح أعلى بكثير ، حتى تعاني أخيرًا انهيار النواة مباشرة إلى الثقب الأسود والانفجار في شكل فرط نوفا (بالنسبة لأكبرها ، من المتوقع أيضًا الانهيار المباشر إلى ثقب أسود بدون فرط نوفا بالإضافة إلى احتمال تفجيرها ببساطة دون ترك أي بقايا). ستكون النجوم القزمية الحمراء الصغيرة القاتمة بالكامل تقريبًا من الهيليوم بحلول الوقت الذي تستنفد فيه وقود الهيدروجين (عديدة أضعاف عمر الكون الحالي) ، لذلك لن يكون هناك هيدروجين لتشكيل غلاف يحترق الهيدروجين بدلاً من ذلك ، فسوف تسخن دون أن تتمدد ، لتصبح قزمًا أزرق افتراضيًا ، يليه تقلص إلى قزم أبيض.

لاحظ أنه في جميع الحالات المذكورة أعلاه ، قد يؤدي وجود نجم رفيق قريب إلى إفساد الأمور بشكل ملكي (فقط اسأل Algol)

الثقب الأسود [عدل]

أ ثقب أسود هو جسم فلكي كثيف لدرجة أن سرعة الهروب & # 91note 5 & # 93 أكبر من سرعة الضوء. في المركز توجد التفردات ، وهي كثيفة بشكل لا نهائي ولا يمكن وصفها بقوانين الفيزياء الحالية. تشكل طبيعتها الدقيقة وتأثيراتها على الفضاء المحيط مصدرًا لمناقشات علمية لا تنتهي. يمكن للكواكب والنجوم الأخرى أن تدور حول ثقب أسود مثل أي نجم آخر. يمكن أن تحتوي الثقوب السوداء ، في حين أن نفسها سوداء ، على أقراص تراكمية ساطعة للغاية. ومن المفارقات أن هذه تشمل ألمع الأجسام في الكون ، وهي الكوازارات.

نجم نيوتروني [عدل]

أ النجم النيوتروني هو جسم مضغوط يتكون في قلب نجم ضخم أثناء انفجار سوبر نوفا. & # 912 & # 93 كما يوحي اسمها ، تتكون النجوم النيوترونية بالكامل تقريبًا من النيوترونات. على الرغم من أنها نجوم ميتة ، إلا أنها لا تزال شديدة الحرارة. إنها أصغر بشكل غير عادي من النجم الأصلي الذي نشأت منه ، ويبلغ نصف قطرها حوالي 12 كم. في المقابل ، يبلغ نصف قطر الشمس حوالي 60 ألف مرة. عادة ما تكون كتلتها بين 1.35 وحوالي 2.1 كتلة شمسية. & # 91note 6 & # 93 نتيجة لكثافته الشديدة ، فإن النجم النيوتروني النموذجي له جاذبية سطحية تزيد عن مائة مليار جي وسرعة هروب تبلغ حوالي ثلث سرعة الضوء. يمكن أن تزن ملعقة صغيرة واحدة من باطنها ما لا يقل عن ملياري طن على سطح الأرض. أي جسم يسقط باتجاه نجم نيوتروني سوف يتمزق بفعل قوى المد والجزر قبل أن يصطدم بالسطح.

المعكرونة النووية والمقبلات [عدل]

لقد حسب العلماء أن العناقيد النيوترونية في القشرة الخارجية للنجم النيوتروني قد تتكون من بعض من أصعب المواد في الكون ، بأسماء مثل الجنوكتشي النووي ، والمعكرونة ، والفطائر ، واللازانيا ، والعيوب ، ومضادات الإسباجيتي ، والأنتيجنوشي ، والتي تشير إلى أشكال في المشابك المختلفة التي تتكدس فيها النيوترونات. على سبيل المثال ، في "السباغيتي" ، تتراكم النيوترونات في خيوط طويلة ، بينما في "اللازانيا" ، تتكدس في صفائح. & # 913 & # 93 & # 914 & # 93

بولسار [عدل]

من المعروف أن بعض النجوم النيوترونية تصدر موجات راديو تنبض وتتوقف. يحدث هذا إذا تمت محاذاة نسبة كبيرة من اللحظات المغناطيسية للنيوترونات المكونة. & # 915 & # 93 تسمى هذه النجوم النيوترونية النجوم النابضة. إن الانبعاث "off" و "on" الذي يميز النجوم النابضة يرجع إلى دوران النجم. لا تفلت موجات الراديو إلا من القطبين المغناطيسيين الشمالي والجنوبي للنجم النيوتروني. إذا كان محور الدوران مائلاً بالنسبة للأقطاب المغناطيسية ، فإن موجات الراديو الهاربة تدور مثل شعاع الضوء من المنارة. على الأرض ، يلتقط علماء الفلك الراديوي الموجات الراديوية فقط عندما يجتاح الشعاع نطاق الأرض. تم اكتشاف أول نجم نابض في عام 1967 ولفترة قصيرة كان يُعتقد أن الإشارة المنتظمة هي دليل على وجود حياة خارج كوكب الأرض (النجم النابض PSR B1919 + 21 كان يُطلق عليه في الأصل LGM-1 لـ "الرجال الخضر الصغار").

القزم الأبيض [عدل]

أ قزم ابيض هو نجم صغير يتكون في الغالب من مادة متحللة للإلكترون. نظرًا لأن كتلة القزم الأبيض يمكن مقارنتها بكتلة الشمس وحجمها مشابه لكتلة الأرض ، فهي كثيفة جدًا ، على الرغم من عدم قربها من كثافة نجم نيوتروني. تبدو الأقزام البيضاء باهتة مقارنة بالنجوم الأخرى لأنها صغيرة جدًا على الرغم من أن المادة الموجودة بداخلها لم تعد تخضع لتفاعلات الاندماج ، وكل لمعانها يأتي من انبعاث الحرارة المخزنة ، فلديها كثيرا من الحرارة المخزنة. درجات حرارة سطحها مرتفعة جدًا وفقًا للمعايير النجمية. بمرور الوقت ، تصبح أكثر قتامة لأنها تبرد وتصدر طاقة أقل ، وتتحول إلى "قزم أسود" نظري. نظرًا لعدم وجود أقزام بيضاء أقدم من الكون نفسه ، فإن أقدم الأقزام البيضاء لا تزال تشع عند درجات حرارة تصل إلى بضعة آلاف من درجات كلن ، ولا يُعتقد أن هناك أقزامًا سوداء موجودة حتى الآن. ومن المثير للاهتمام أن شمسنا ستصبح على الأرجح قزمًا أبيضًا نظرًا لحقيقة أنها أصغر من أن تصبح ثقبًا أسود أو نجمًا نيوترونيًا.

إذا كان القزم الأبيض جزءًا من نظام نجمي ثنائي ، وتمدد نجمه المصاحب إلى عملاق أحمر بالقرب من نهاية عمره ، يمكن للقزم الأبيض تجميع مادة من الغلاف الجوي الخارجي للنجم الآخر (مكونًا نظامًا ثنائيًا للتبادل الشامل) ). ستخضع هذه المادة المسحوبة إلى جاذبية سطح القزم الأبيض ، بترتيب مائة ألف جي. عندما تتراكم كمية كافية من المواد ، يمكن أن تصبح المادة المتراكمة ساخنة بدرجة كافية وضغطها بدرجة كافية للخضوع للاندماج النووي ، مما يؤدي إلى انفجار المستعر. إذا تراكم القزم الأبيض وبالتالي الكثير من المواد التي تتجاوز كتلتها 1.44 كتلة شمسية ، فسوف تنهار تحت ثقلها وتنفجر ، مما يخلق مستعر أعظم من النوع 1a مذهل.


وفاة NGC 2440

في 7 فبراير 2007 ، قام هابل بالتقاط صورة NGC 2440بفضل أداته WPFC 2 (الكاميرا الكوكبية واسعة المجال).
تشير الألوان الزائفة إلى جزيئات سحابة الغاز والغبار. يتطابق الهيدروجين مع النيتروجين في نفس الهيليوم الأحمر والأزرق والأكسجين باللون الأزرق والأخضر.
المادة المقذوفة تصبح خفيفة من انبعاث الأشعة فوق البنفسجية التي تبقى من النجم المركزي.
شديد الكثافة ، أصبح قزمًا أبيض.
تصل درجة حرارة NGC 2440 إلى 200 ألف كلفن.
تظهر هذه الصورة الجميلة أيضًا عدم انتظام السحابة مما يشير إلى حدوث انفجارات متعددة.
NGC 2440 هو سديم كوكبي ، أي غلاف غازي قذف بعنف من نجم محتضر ، وانفجر عند نقص الوقود ، وكانت التفاعلات النووية كافية لاحتواء قوة الجاذبية.
تُظهر دقة الصورة التي التقطها هابل مدى تعقيد السحابة الداخلية ، مما يشير إلى وجود بنية فوضوية ، مع وجود مناطق محملة بشدة بالمواد وأخرى شبه فارغة.
يشير عدم التجانس هذا إلى أن النجم لم ينفجر دفعة واحدة ، لكن النجم المحتضر خضع لعدة دورات من الانقباضات والانفجارات.

في كل هزة ، تم العثور على بعض مواده مقذوفة ، ولكن في اتجاه مختلف.
تم تفجير الغبار الذي كان موجودًا حول النجم ويشكل الآن خطوطًا طويلة ، التصميم المركزي للقزم الأبيض.

الصورة: تم ملاحظة عيوب الصورة ، لون خاطئ بواسطة أداة هابل WPFC 2 ، يظهر السديم NGC 2440 سحابة من الغاز والغبار تمتد على مدى سنة ضوئية. في الوسط ، نحدد القزم الأبيض ، من بقايا النجم المتفجر. تتميز السحابة ببنية غير منتظمة وفوضوية: فقد شهد النجم عدة انفجارات أدت إلى إخراج المادة في اتجاهات مختلفة عن طريق نحت أعمدة الغبار. يظهر اللون الأحمر النيتروجين والهيدروجين وأزرق الهيليوم والأكسجين الأخضر. الائتمان: ESA / K. Noll (STScI).


تمتلك معظم النجوم كواكب ، لكن نسبة النجوم التي لديها كواكب بالضبط غير مؤكدة لأنه لا يمكن اكتشاف جميع الكواكب بعد. تعتبر طريقة السرعة الشعاعية وطريقة العبور (وهما المسؤولتان عن الغالبية العظمى من الاكتشافات) أكثر حساسية للكواكب الكبيرة في المدارات الصغيرة. وبالتالي فإن العديد من الكواكب الخارجية المعروفة هي "كواكب المشتري الساخنة": كواكب من كتلة جوفيان أو أكبر في مدارات صغيرة جدًا مع فترات لا تتجاوز بضعة أيام. وجدت دراسة استقصائية أجريت عام 2005 للكواكب ذات السرعة الشعاعية المكتشفة أن حوالي 1.2٪ من النجوم الشبيهة بالشمس لها كوكب المشتري الساخن ، حيث يشير مصطلح "نجم شبيه بالشمس" إلى أي نجم متسلسل رئيسي من الفئات الطيفية المتأخرة F أو G أو مبكرًا. -K بدون رفيق ممتاز قريب. [2] هذه النسبة البالغة 1.2٪ هي أكثر من ضعف تردد كواكب المشترى الساخنة التي اكتشفتها مركبة الفضاء كبلر ، وربما يرجع ذلك إلى أن مجال رؤية كبلر يغطي منطقة مختلفة من مجرة ​​درب التبانة حيث تختلف فلزية النجوم. [3] كما تشير التقديرات إلى أن 3٪ إلى 4.5٪ من النجوم الشبيهة بالشمس تمتلك كوكبًا عملاقًا تبلغ مدته المدارية 100 يوم أو أقل ، حيث تعني عبارة "كوكب عملاق" كوكبًا به 30 كتلة أرضية على الأقل. [4]

من المعروف أن الكواكب الصغيرة (ذات الكتلة الشبيهة بالأرض تقريبًا أو الأكبر إلى حد ما) أكثر شيوعًا من الكواكب العملاقة. [5] كما يبدو أن عدد الكواكب في المدارات الكبيرة أكبر من عدد الكواكب الموجودة في المدارات الصغيرة. بناءً على ذلك ، يُقدر أن 20٪ من النجوم الشبيهة بالشمس لديها كوكب عملاق واحد على الأقل بينما 40٪ على الأقل قد يكون لها كواكب ذات كتلة أقل. [4] [6] [7] خلصت دراسة أجريت عام 2012 على بيانات الجاذبية الدقيقة التي تم جمعها بين عامي 2002 و 2007 إلى أن نسبة النجوم مع الكواكب أعلى بكثير وتقدر متوسط ​​1.6 كوكب يدور بين 0.5-10 وحدة فلكية لكل نجم في مجرة ​​درب التبانة ، خلص مؤلفو هذه الدراسة إلى أن "النجوم تدور حول الكواكب كقاعدة عامة ، وليس الاستثناء". [1] في نوفمبر 2013 ، أُعلن أن 22 ± 8٪ من النجوم الشبيهة بالشمس [أ] لها كوكب بحجم الأرض [ب] في المنطقة الصالحة للسكن [ج]. [8] [9]

مهما كانت نسبة النجوم مع الكواكب ، يجب أن يكون العدد الإجمالي للكواكب الخارجية كبيرًا جدًا. نظرًا لأن مجرة ​​درب التبانة تحتوي على 200 مليار نجم على الأقل ، يجب أن تحتوي أيضًا على عشرات أو مئات المليارات من الكواكب.

تدور معظم الكواكب الخارجية المعروفة حول نجوم تشبه الشمس تقريبًا ، أي نجوم التسلسل الرئيسي من الفئات الطيفية F أو G أو K. أحد الأسباب هو أن برامج البحث عن الكواكب تميل إلى التركيز على مثل هذه النجوم. بالإضافة إلى ذلك ، تشير التحليلات الإحصائية إلى أن النجوم ذات الكتلة المنخفضة (الأقزام الحمراء ، من الفئة الطيفية M) أقل احتمالًا لامتلاك كواكب ضخمة بما يكفي لاكتشافها بطريقة السرعة الشعاعية. [4] [10] ومع ذلك ، تم اكتشاف العديد من الكواكب حول الأقزام الحمراء بواسطة مركبة الفضاء كبلر بطريقة العبور ، والتي يمكنها اكتشاف الكواكب الأصغر.

عادةً ما تدور نجوم الفئة الطيفية A بسرعة كبيرة ، مما يجعل من الصعب جدًا قياس تحولات دوبلر الصغيرة التي تحدثها الكواكب المدارية لأن الخطوط الطيفية واسعة جدًا. [11] ومع ذلك ، فإن هذا النوع من النجوم الضخمة يتطور في النهاية إلى عملاق أحمر أكثر برودة والذي يدور ببطء أكثر وبالتالي يمكن قياسه باستخدام طريقة السرعة الشعاعية. [11] تم العثور على بضع عشرات من الكواكب حول عمالقة حمراء.

تشير الملاحظات باستخدام تلسكوب Spitzer Space Telescope إلى أن النجوم الضخمة للغاية من الفئة الطيفية O ، والتي تكون أكثر حرارة من الشمس ، تنتج تأثير تبخر ضوئي يمنع تكوين الكواكب. [12] عندما يتحول نجم من النوع O إلى مستعر أعظم ، فإن أي كواكب تكون قد تشكلت ستصبح عائمة بحرية بسبب فقدان الكتلة النجمية ما لم تدفعها الركلة الوليدة للبقايا الناتجة في نفس اتجاه كوكب هارب. [13] الأقراص الاحتياطية للمادة التي فشلت في الهروب من المدار خلال المستعر الأعظم قد تشكل كواكب حول النجوم النيوترونية والثقوب السوداء. [14]

تشير استطلاعات دوبلر حول مجموعة متنوعة من النجوم إلى أن حوالي 1 من كل 6 نجوم لها ضعف كتلة الشمس تدور حول واحد أو أكثر من الكواكب بحجم المشتري ، مقابل 1 من كل 16 للنجوم الشبيهة بالشمس وواحد فقط من كل 50 للأقزام الحمراء . من ناحية أخرى ، تشير استطلاعات العدسة الدقيقة إلى أن كواكب نبتون ذات الكتلة الطويلة توجد حوالي 1 من كل 3 أقزام حمراء. [15] تُظهر ملاحظات تلسكوب كبلر الفضائي للكواكب التي تصل مدتها إلى عام واحد أن معدلات حدوث الكواكب بحجم الأرض إلى نبتون (من 1 إلى 4 أنصاف أقطار الأرض) حول النجوم M و K و G و F هي أعلى بالتتابع باتجاه البرودة ، نجوم أقل كتلة. [16]

في نهاية الكتلة المنخفضة لتشكيل النجوم ، توجد أجسام شبه نجمية لا تندمج الهيدروجين: الأقزام البنية والأقزام شبه البنية ، من التصنيف الطيفي L و T و Y. تم اكتشاف الكواكب وأقراص الكواكب الأولية حول الأقزام البنية ، وتم العثور على أقراص حول الأقزام شبه البنية (مثل OTS 44).

يمكن للكواكب المارقة المقذوفة من نظامها الاحتفاظ بنظام الأقمار الصناعية. [17]

تتكون النجوم العادية بشكل أساسي من عنصري الضوء ، الهيدروجين والهيليوم. تحتوي أيضًا على نسبة صغيرة من العناصر الأثقل ، ويشار إلى هذا الجزء بمعدنية النجم (حتى لو لم تكن العناصر معادن بالمعنى التقليدي) ، [2] يُشار إليها بـ [m / H] ويتم التعبير عنها بمقياس لوغاريتمي حيث الصفر هو فلزية الشمس.

وجدت دراسة أجريت عام 2012 لبيانات مركبة الفضاء كبلر أن الكواكب الأصغر ، ذات نصف قطر أصغر من كوكب نبتون ، وجدت حول النجوم ذات المعادن في النطاق −0.6 & lt [m / H] & lt +0.5 (حوالي أربع مرات أقل من الشمس إلى ثلاثة مرات أكثر) ، [د] في حين تم العثور على الكواكب الأكبر في الغالب حول النجوم ذات الفلزات المعدنية في الطرف الأعلى من هذا النطاق (عند المعدن الشمسي وما فوق). في هذه الدراسة ، حدثت الكواكب الصغيرة بمعدل ثلاثة أضعاف عدد الكواكب الكبيرة حول نجوم معدنية أكبر من الشمس ، لكنها حدثت حوالي ستة أضعاف عدد الكواكب المعدنية الأقل من الشمس. قد يكون نقص الكواكب الغازية العملاقة حول النجوم منخفضة الفلزية بسبب معدنية أقراص الكواكب الأولية التي تؤثر على السرعة التي يمكن أن تتشكل بها النوى الكوكبية وما إذا كانت تلتصق بغلاف غازي قبل أن يتبدد الغاز. ومع ذلك ، لا يستطيع كبلر سوى مراقبة الكواكب القريبة جدًا من نجمها ، ومن المحتمل أن تكون الكواكب الغازية العملاقة المكتشفة قد هاجرت من أماكن أبعد ، لذا فإن انخفاض كفاءة الهجرة في الأقراص منخفضة المعادن يمكن أيضًا أن يفسر هذه النتائج جزئيًا. [18]

وجدت دراسة أجريت عام 2014 أنه ليس فقط الكواكب العملاقة ، ولكن الكواكب من جميع الأحجام لديها معدل حدوث متزايد حول النجوم الغنية بالمعادن مقارنة بالنجوم الفقيرة بالمعادن ، على الرغم من أنه كلما زاد حجم الكوكب ، زادت هذه الزيادة مع زيادة الفلزية. قسمت الدراسة الكواكب إلى ثلاث مجموعات بناءً على نصف القطر: عمالقة الغاز ، والأقزام الغازية ، والكواكب الأرضية مع خطوط فاصلة عند 1.7 و 3.9 نصف قطر الأرض. بالنسبة لهذه المجموعات الثلاث ، فإن معدلات حدوث الكوكب أعلى بنسبة 9.30 و 2.03 و 1.72 مرة بالنسبة للنجوم الغنية بالمعادن عنها في النجوم الفقيرة بالمعادن ، على التوالي. هناك تحيز ضد اكتشاف الكواكب الأصغر لأن النجوم الغنية بالمعادن تميل إلى أن تكون أكبر ، مما يجعل من الصعب اكتشاف الكواكب الأصغر ، مما يعني أن هذه الزيادات في معدلات الحدوث هي حدود أقل. [19]

وقد ثبت أيضًا أن النجوم الشبيهة بالشمس مع الكواكب من المرجح أن تكون ناقصة في الليثيوم ، على الرغم من أن هذا الارتباط لا يظهر على الإطلاق في الأنواع الأخرى من النجوم. [20] ومع ذلك ، أصبحت هذه العلاقة المزعومة نقطة خلاف في مجتمع الفيزياء الفلكية الكوكبية ، حيث تم رفضها بشكل متكرر [21] [22] ولكن يتم دعمها أيضًا. [23] [24]

يزداد تعدد النجوم مع زيادة الكتلة النجمية: احتمالية وجود النجوم في أنظمة متعددة تبلغ حوالي 25٪ للأقزام الحمراء ، وحوالي 45٪ للنجوم الشبيهة بالشمس ، وترتفع إلى حوالي 80٪ بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة. حوالي 75٪ من النجوم المتعددة عبارة عن ثنائيات والباقي تعدد مراتب أعلى. [25]

تم اكتشاف أكثر من مائة كوكب يدور حول عضو واحد من نظام نجمي ثنائي (على سبيل المثال 55 كانكري ، وربما ألفا سنتوري بي بي) ، [26] وتم اكتشاف العديد من الكواكب الدائرية التي تدور حول كلا عضوين في نجم ثنائي (على سبيل المثال PSR B1620) -26 ب ، كبلر -16 ب). تُعرف بضع عشرات من الكواكب في أنظمة النجوم الثلاثية (على سبيل المثال 16 Cygni Bb) [27] واثنان في الأنظمة الرباعية Kepler 64 و 30 Arietis. [28]

تشير نتائج كبلر إلى أن أنظمة الكواكب الدائرية شائعة نسبيًا (اعتبارًا من أكتوبر 2013 ، عثرت المركبة الفضائية على سبعة كواكب دائرية من بين ما يقرب من 1000 خسوف ثنائي تم البحث عنه). أحد الاكتشافات المحيرة هو أنه على الرغم من أن نصف الثنائيات لها فترة مدارية تبلغ 2.7 يومًا أو أقل ، إلا أن أيًا من الثنائيات التي تحتوي على كواكب دائرية لها فترة أقل من 7.4 يومًا. اكتشاف كبلر المفاجئ الآخر هو أن الكواكب الدائرية تميل إلى الدوران حول نجومها بالقرب من نصف قطر عدم الاستقرار الحرج (تشير الحسابات النظرية إلى أن الحد الأدنى للفصل المستقر هو تقريبًا ضعفين إلى ثلاثة أضعاف حجم انفصال النجوم). [29]

في عام 2014 ، من الدراسات الإحصائية للبحث عن النجوم المصاحبة ، تم الاستدلال على أن حوالي نصف النجوم المضيفة للكواكب الخارجية لها نجم مصاحب ، عادةً في حدود 100 وحدة فلكية. [30] [31] هذا يعني أن العديد من النجوم المضيفة للكواكب الخارجية التي كان يُعتقد أنها منفردة هي ثنائيات ، لذلك في كثير من الحالات لا يُعرف أي من النجوم يدور الكوكب بالفعل ، وقد تكون المعلمات المنشورة للكواكب العابرة غير صحيحة إلى حد كبير بسبب ال نصف قطر الكوكب و المسافة من النجم مشتقة من المعلمات النجمية. هناك حاجة لدراسات متابعة مع التصوير (مثل تصوير البقع) للعثور على رفقاء أو استبعادهم (وستكون تقنيات السرعة الشعاعية مطلوبة لاكتشاف الثنائيات القريبة حقًا من بعضها البعض) ولم يتم تنفيذ ذلك حتى الآن لمعظم النجوم المضيفة للكواكب الخارجية. من الأمثلة على النجوم الثنائية المعروفة التي لا يُعرف فيها أي من النجوم يدور الكوكب هي Kepler-132 و Kepler-296 ، [32] على الرغم من أن دراسة أجريت عام 2015 وجدت أن كواكب Kepler-296 كانت على الأرجح تدور حول النجم الأكثر إشراقًا. [33]

تتشكل معظم النجوم في مجموعات مفتوحة ، ولكن تم العثور على عدد قليل جدًا من الكواكب في مجموعات مفتوحة ، وهذا أدى إلى فرضية أن بيئة الكتلة المفتوحة تعيق تكوين الكوكب. ومع ذلك ، خلصت دراسة أجريت عام 2011 إلى أنه كان هناك عدد غير كافٍ من استطلاعات المجموعات لعمل مثل هذه الفرضية. [34] يرجع نقص الاستطلاعات إلى وجود عدد قليل نسبيًا من التجمعات المفتوحة المناسبة في مجرة ​​درب التبانة. تتفق الاكتشافات الحديثة لكل من الكواكب العملاقة [35] والكواكب منخفضة الكتلة [36] في عناقيد مفتوحة مع وجود معدلات مماثلة لحدوث الكواكب في العناقيد المفتوحة كما هو الحال حول نجوم المجال.

يحتوي العنقود المفتوح NGC 6811 على نظامين كوكبيين معروفين Kepler-66 و Kepler-67.


اكتشف العلماء نوعًا جديدًا من النجوم النابضة

بقايا السديم لنجم عملاق ميت يحيط بالنجم القزم الفرعي O المتبقي ، وهو نوع آخر من الأقزام الفرعية الساخنة. الائتمان: ESO

يمكن للعلماء أن يخبروا الكثير عن النجم بالضوء الذي ينبعث منه. اللون ، على سبيل المثال ، يكشف عن درجة حرارة سطحه والعناصر الموجودة فيه وما حوله. يرتبط السطوع بكتلة النجم ، وبالنسبة للعديد من النجوم ، يتقلب السطوع ، مثل الشمعة الوامضة.

اكتشف فريق من العلماء بقيادة الباحث توماس كوبفر بجامعة كاليفورنيا في سانتا باربرا مؤخرًا فئة جديدة من هذه النبضات التي تختلف في سطوعها كل خمس دقائق. ظهرت نتائجهم في رسائل مجلة الفيزياء الفلكية.

قال كوبفر ، باحث ما بعد الدكتوراه في معهد كافلي للفيزياء النظرية (KITP) التابع لجامعة كاليفورنيا في سانتا باربرا: "تنبض العديد من النجوم ، حتى شمسنا على نطاق صغير جدًا". يمكن أن يتنوع سطوع النابض الحقيقي بحوالي 10٪ بسبب تغير دوري في درجة حرارته أو نصف قطره أو كليهما. وأوضح أن "أولئك الذين لديهم أكبر تغير في السطوع هم عادة نبضات شعاعية ،" تتنفس "للداخل والخارج مع تغير حجم النجم بالكامل". من خلال دراسة النبضات بالتفصيل ، يمكن للعلماء التعرف على الخصائص الداخلية لهذه النجوم.

في البداية ، كان كوبفر وزملاؤه في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا يبحثون عن النجوم الثنائية بفترات أقل من ساعة في الملاحظات من مرفق زويكي العابر ، وهو مسح للسماء في مرصد بالومار بالقرب من سان دييغو. برز أربعة بسبب التغييرات الكبيرة في سطوعهم خلال بضع دقائق فقط. أكدت بيانات المتابعة بسرعة أنها كانت بالفعل نابضة وليست أزواجًا ثنائية.

من خلال العمل مع مساعديه في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا ، جنبًا إلى جنب مع إيفان باور ، طالب الدكتوراة السابق في جامعة كاليفورنيا في سانتا باربرا ، ومدير KITP لارس بيلدستين ، حدد كوبفر النجوم البارزين على أنهم نابضون شبه قزم ساخن. القزم الفرعي هو نجم يبلغ قطره حوالي عُشر قطر الشمس ، وتتراوح كتلته بين 20 و 50٪ من كتلة الشمس. إنها شديدة الحرارة - تصل إلى 90.000 درجة فهرنهايت ، مقارنةً بشمس الشمس 10000 فهرنهايت. "لقد أكملت هذه النجوم بالتأكيد دمج كل الهيدروجين الموجود في قلبها في الهيليوم ، موضحًا سبب صغر حجمها ويمكن أن تتذبذب بسرعة كبيرة ،" بيلدستن.

جاء الاكتشاف مفاجأة. أوضح كوبفر أن العلماء لم يتوقعوا سابقًا وجود هذه النجوم ، لكن في وقت لاحق يتناسبون جيدًا مع النماذج الرائدة للتطور النجمي.

بسبب كتل النجوم المنخفضة ، يعتقد الفريق أنهم بدأوا الحياة كنجوم نموذجية شبيهة بالشمس تدمج الهيدروجين إلى الهيليوم في نواتها. بعد استنفاد الهيدروجين في قلبها ، توسعت النجوم إلى مرحلة العملاق الأحمر. عادة ، يصل النجم إلى نصف قطره الأكبر ويبدأ في دمج الهيليوم في أعماق القلب. ومع ذلك ، يعتقد العلماء أن هذه النجوم المكتشفة حديثًا قد سرقت موادها الخارجية من قبل رفيق لها قبل أن يصبح الهيليوم ساخنًا وكثيفًا بدرجة كافية للانصهار.

في الماضي ، كانت الأقزام الفرعية الساخنة مرتبطة دائمًا بالنجوم التي أصبحت عمالقة حمراء ، وبدأت في دمج الهيليوم في نواتها ، ثم تم تجريدها من قبل رفيق. تشير النتائج الجديدة إلى أن هذه المجموعة تضم أنواعًا مختلفة من النجوم. قال كوبفر: "البعض يقوم بدمج الهيليوم والبعض الآخر لا يعمل".

تسمح نبضات النجوم للعلماء بسبر كتلتها وأنصاف أقطارها ومقارنة هذه القياسات بالنماذج النجمية ، وهو أمر لم يكن ممكنًا من قبل. قال باور: "لقد تمكنا من فهم النبضات السريعة من خلال مطابقتها مع النماذج النظرية ذات النوى منخفضة الكتلة المصنوعة من الهيليوم البارد نسبيًا".

يقول ريتشارد بارفينيس من مؤسسة العلوم الوطنية ، الذي يشرف على المنح التي تقدمها الوكالة لدعم المنشأة: "تعمل استطلاعات السماء على تغيير علم الفلك ، وتساعد منشأة زويكي العابرة في ريادة هذا النهج". "هذه النتيجة الأخيرة هي مثال ممتاز - من خلال مشاهدة النجوم البعيدة تنبض على مدى دقائق معدودة ، اكتسب علماء الفلك رؤى غير متوقعة حول تطور النجوم."

Kupfer believes there's more to come. "I expect that these large, time-domain surveys like the Zwicky Transient Facility will bring many unexpected discoveries in the future," he said.


Structure of Stars

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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


Comments

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

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

Only bad astronomers feel good knowing mnemonics -- indeed.

You must be logged in to post a comment.

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

You must be logged in to post a comment.

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

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

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

You must be logged in to post a comment.

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