الفلك

كيف يمكنني تقدير المدة التي سيبقى فيها نجم التسلسل الرئيسي في التسلسل الرئيسي نظرًا لدرجة حرارته؟

كيف يمكنني تقدير المدة التي سيبقى فيها نجم التسلسل الرئيسي في التسلسل الرئيسي نظرًا لدرجة حرارته؟

لديّ نجم تسلسل رئيسي عام خالٍ من العمر. الشيء الوحيد الذي أعرفه عنه هو درجة حرارته. كيف يمكنني تقدير الوقت الذي يقضيه في التسلسل الرئيسي (بملايين السنين)؟ لقد رأيت معادلات تقدرها بناءً على الكتلة ، مثل $ L = M ^ {- 2.5} cdot10 ^ {10} $، لكن ليس لدي الكتلة ، فقط درجة الحرارة. هل هناك صيغة محددة (دقيقة إلى درجة معقولة) لهذا؟


يسرد موقع الويب الخاص بالتسلسل الرئيسي للنجوم من مرفق التلسكوب الوطني الأسترالي كتلة النجوم ودرجة الحرارة ومدى الحياة:

الكتلة / MSunاللمعان / LSunT = درجة الحرارة الفعالة / كنصف القطر / RSunt = عمر التسلسل الرئيسي / سنوات
0.10$3×10^{-3}$2,9000.16$2×10^{12}$
0.500.033,8000.6$2×10^{11}$
0.750.35,0000.8$3×10^{10}$
1.016,0001.0$1×10^{10}$
1.557,0001.4$2×10^9$
36011,0002.5$2×10^8$
560017,0003.8$7×10^7$
1010,00022,0005.6$2×10^7$
1517,00028,0006.8$1×10^7$
2580,00035,0008.7$7×10^6$
60790,00044,50015$3.4×10^6$

إذا اشتبهنا في عمر ، $ t $ يرتبط بدرجة الحرارة $ T $ بعلاقة قوة ، $ t = aT ^ k $، يمكننا رسم السجل (t) مقابل السجل (T) والبحث عن علاقة خطية

هذا يبدو معقولاً ، ويعطي علاقة بـ $ t = 10 ^ {28} times T ^ {- 4.7} $ (التقريب إلى 2sf)

إذا نظرنا عن كثب ، فإن هذا يميل إلى التقليل من العمر الافتراضي للنجوم متوسطة المدى ، لكنه يبالغ في تقدير النجوم الكبيرة والصغيرة. يمكنك التكيف مع ذلك من خلال التفكير في النجوم الأصغر والأكبر بشكل منفصل: بالنسبة للنجوم الأقل من 10000 ألف ، نموذج $ t = 10 ^ {37} times T ^ {- 7.6} $ وللنجوم الأكثر سخونة $ t = 10 ^ {20} times T ^ {- 3.0} $ يعطي ملاءمة معقولة للبيانات.

هذا ، بالطبع ، ملاءمة تجريبية بحتة لمنحنى ، ولا يعتمد على نموذج فيزيائي فلكي. (على الرغم من أنني أتوقع أن التغيير في التدرج مرتبط بالتغيير من البروتون-البروتون إلى دورة الانصهار CNO للهيدروجين.)


التطور النجمي في التسلسل الرئيسي

تتكون النجوم من كتل كثيفة من الغاز الجزيئي في أعماق السحابة. تتقلص الكتل حتى تصبح مراكزها ساخنة بدرجة كافية (حوالي 10 ملايين درجة) حتى يندمج الهيدروجين معًا. عند هذه النقطة ، تدفع الطاقة الناتجة عن الاندماج طبقاتها الخارجية للخارج وتوقف الانكماش. يستمر التوازن الدقيق بين الجاذبية وضغط الغاز طالما يوجد هيدروجين يندمج في القلب. خلال هذه المرحلة الطويلة من احتراق الهيدروجين من حياتهم ، تسقط النجوم على التسلسل الرئيسي من مخطط الموارد البشرية.

  • كم من الوقت يستمر النجم في دمج الهيدروجين؟
  • ماذا يحدث عندما ينفد الهيدروجين في قلبه؟

كم من الوقت يستمر النجم في دمج الهيدروجين؟

  • كانت كتلة الشمس في الأصل عبارة عن هيدروجين
  • تنتج الشمس الطاقة بمعدلها الحالي منذ ولادتها ، وستستمر في إنتاجها حتى نفاد الهيدروجين.
  1. كم عدد التفاعلات التي يجب أن تحدث كل ثانية؟
  2. كم كيلوغرامات من الهيدروجين تشارك في تفاعل واحد؟
  3. كم كيلو جرام من الهيدروجين يتم استخدامه كل ثانية؟

يبدو وكأنه وقت طويل ، أليس كذلك؟ كيف تقارن بعصر النظام الشمسي؟ هل نحن في خطر الاستيقاظ غدًا لنكتشف أن الشمس قد توقفت عن السطوع؟

بناء نموذج أفضل

يتضمن تقديرنا عدة تبسيطات. للقيام بالمهمة بشكل صحيح ، يحتاج المرء إلى بناء نموذج رياضي للنجم. تقسم معظم النماذج النجم إلى سلسلة من الأصداف الكروية الرقيقة.

  • درجة الحرارة
  • كثافة
  • التركيب الكيميائي
  • ضغط الغاز
  • توليد الطاقة
  • قوة الجاذبية
  • أرصدة ضغط الغاز سحب الجاذبية
  • الطاقة المتدفقة في المباريات الطاقة المتدفقة
  • التغيير السلس والتدريجي لكل كمية مقابل الأصداف المجاورة

في الأيام الخوالي ، كان على علماء الفلك العمل من خلال جميع المعادلات في جميع الأصداف المختلفة يدويًا ، استغرق الأمر وقتًا طويلاً ، وكان مملاً للغاية. لحسن الحظ ، يمكننا الآن كتابة برنامج كمبيوتر للقيام بكل الأعمال القذرة ، وإلقاء نظرة على النتائج. حتى أن بعض علماء الفلك قد أتاحوا لك إمكانية تشغيل برامجهم عبر الويب!

  • يتيح لك موقع Stellar Interior Construction Site إلقاء نظرة تفصيلية على الجزء الداخلي لنجم ولد للتو: نجم تسلسل رئيسي خالٍ من العمر. شكرًا لمايكل بريلي من جامعة ويسكونسن في أوشكوش ، الذي يمتلك عددًا من أدوات المحاكاة لتلعب بها.

يمكننا استخدام موقع Stellar Interior Construction Site لتوليد نموذج لنجم مثل الشمس تمامًا في الوقت الذي يبدأ فيه اندماج الهيدروجين. يتيح لنا النموذج إلقاء نظرة على درجة حرارة كل غلاف:

أو كثافة كل غلاف:

مرحبًا - تحقق من كثافة الغلاف في منتصف الطريق تقريبًا إلى حافة الشمس.

يتغير مع تقدم العمر

حسنًا ، يمكن للمرء أن يصنع نموذجًا يوضح بنية النجم عندما يبدأ في دمج الهيدروجين في قلبه. هذا طيب. ولكن يمكنك أيضًا استخدام النماذج النجمية لمشاهدة خصائص النجم تتطور بمرور الوقت. مع مرور الوقت ، تتغير المناطق الأعمق من قلب النجم من الهيدروجين في الغالب إلى الهيليوم في الغالب ، مما يغير معدل إنتاج الطاقة. تموج سلسلة كاملة من التغييرات للخارج من خلال النموذج النجمي حيث يصبح الجزء الداخلي غنيًا بالهيليوم أكثر فأكثر.

لا يمكننا رؤية هذه التغييرات داخل النجوم الأخرى مباشرة ، لكن يمكننا ملاحظة درجة حرارة الغلاف الضوئي والسطوع الكلي.

  • ليونيل سيس في معهد علم الفلك والفيزياء الفلكية في جامعة ليبر دي بروكسيل في بلجيكا له شكل يتيح لك فحص النجوم من مختلف الأعمار. فقط اذهب إلى
  • مكان 1.0e9 إلى مربع "أدخل العمر"
  • التحقق من نعم في مربع "مطلوب معلومات إضافية"
  • صحافة إرسال
  • تعني القيمة "0" أن النجم لا يزال سعيدًا بدمج الهيدروجين بالهيليوم
  • تعني القيمة "1" أن النجم قد استهلك كل الهيدروجين: لم يعد النموذج يعمل

مدى الحياة في التسلسل الرئيسي

باستخدام النماذج النجمية ، يمكن للمرء أن يتنبأ بـ عمر على التسلسل الرئيسي بمعنى آخر ، بالنسبة للنجوم ذات الكتل المختلفة ، المدة الزمنية التي يمكن خلالها الاستمرار في دمج الهيدروجين في الهيليوم. قد تفاجئك النتائج - تعيش النجوم الأكثر ضخامة في أقصر الأرواح:

يمكن للمرء أن يلائم معادلة تقريبية لهذه العلاقة:

يمكنك استخدام هذه الصيغة لتقدير طول الوقت الذي سيبقى فيه النجم في التسلسل الرئيسي.

الآن ، إذا عدت لإلقاء نظرة على مخطط الموارد البشرية للنجوم في منطقتنا النجمية المحلية ،

ستلاحظ أنه لا يوجد عدد كبير من النجوم في النهاية ذات الكتلة العالية. آها! وهذا بالضبط ما تتنبأ به النماذج النجمية: تحترق النجوم عالية الكتلة من خلال الهيدروجين بسرعة كبيرة ، لذا فهي لا تستمر لفترة طويلة.

الآن ، إذا نظرت إلى النهاية المنخفضة الكتلة للتسلسل الرئيسي ، سترى أيضًا نقاطًا قليلة نسبيًا. يعتقد علماء الفلك أن النجوم ذات الكتلة المنخفضة تتشكل في الواقع بشكل متكرر أكثر من النجوم مثل الشمس ، و (كما رأيت للتو) يجب أن تستمر لفترة طويلة جدًا. فلماذا يوجد عدد قليل جدًا من النجوم ذات الكتلة المنخفضة المرصودة؟

للمزيد من المعلومات

  • ليونيل سيس في معهد علم الفلك والفيزياء الفلكية في جامعة ليبر دي بروكسيل في بلجيكا له شكل يتيح لك فحص النجوم من مختلف الأعمار. فقط اذهب إلى موقعه على الإنترنت وتصفح العديد من الأدوات!
  • يمنحك قسم Stellar Structure and Evolution Simulator في غرفة العرض الرقمي الرقمي معلومات أساسية عن التطور النجمي ، وأفلام النجوم التي تتحرك عبر مخطط الموارد البشرية ، بل ويتيح لك أيضًا إنشاء أفلامك الخاصة.
  • توفر مكتبة Bill Paxton's EZ Star Plots العديد من الأمثلة على النجوم التي تتحرك خلال مخطط الموارد البشرية مع تقدمهم في العمر. تتيح لك حزمة برامج Bill's EZ ، المتوفرة على صفحته الرئيسية ، متابعة تطور النجوم على جهاز الكمبيوتر الخاص بك.
  • يتيح لك موقع Stellar Interior Construction Site إلقاء نظرة تفصيلية على الجزء الداخلي لنجم ولد للتو: نجم تسلسل رئيسي خالٍ من العمر. بفضل مايكل بريلي من جامعة ويسكونسن في أوشكوش.

حقوق النشر والنسخ مايكل ريتشموند. هذا العمل مرخص بموجب رخصة المشاع الإبداعي.


حلول كتب علمية إضافية

الفيزياء للعلماء والمهندسين ، تحديث التكنولوجيا (لم يتم تضمين رموز الوصول)

مقدمة في العلوم الفيزيائية

آفاق: استكشاف الكون (قائمة دورات MindTap)

الفيزياء للعلماء والمهندسين

الوراثة البشرية: المبادئ والقضايا (قائمة الدورات MindTap)

تشريح القلب والرئة وعلم وظائف الأعضاء

علم الأحياء البشري (قائمة الدورات MindTap)

الكيمياء لطلاب الهندسة

الكيمياء العضوية والبيولوجية

علم الأحياء: العلم الديناميكي (قائمة المقررات الدراسية MindTap)

العلوم البيئية (قائمة الدورات MindTap)

الكيمياء لطلاب الهندسة

التغذية: المفاهيم والخلافات - كتاب مستقل (MindTap Course List)


كيف يمكنني تقدير المدة التي سيبقى فيها نجم التسلسل الرئيسي في التسلسل الرئيسي نظرًا لدرجة حرارته؟ - الفلك

تعطي الشمس الطاقة طوال الوقت. هذه هي الطاقة التي تستخدمها جميع أشكال الحياة للنمو والعيش سواء بشكل مباشر (مثل التمثيل الضوئي بالنباتات) أو بشكل غير مباشر (مثل الحيوانات العاشبة والحيوانات آكلة اللحوم التي تستهلك الطاقة المخزنة في الكائنات الحية). بدون مصدر الطاقة هذا ، ستكون الأرض مكانًا مظلمًا وباردًا وبلا حياة. لذا ، فمن المؤكد أنه من المفيد أن نسأل "هل ستكون الشمس هناك غدًا؟" ، أو ، والأكثر فائدة ، أن نسأل متى تتوقف الشمس عن السطوع. بمعنى آخر ، إلى متى ستدوم الشمس؟
الهدف من هذا الواجب المنزلي هو الإجابة على هذا السؤال. تشكلت الشمس من سحابة دوارة من الغاز من خلال انهيار الجاذبية. تشكلت الكواكب في نفس الوقت. لذا فإن أعمار الكواكب تقدم تقديرًا جيدًا لعمر الشمس: 4.5 مليار سنة. كانت الشمس مشرقة ، بنفس المعدل تقريبًا (لمعان ثابت) ، لمدة 4.5 مليار سنة. هذا يعني أنها كانت تنتج الطاقة بمعدل ثابت لتلك الـ 4.5 مليار سنة.

    لماذا يمكننا أن نقول إن المعدل الذي تعطي به الشمس الطاقة على السطح (اللمعان) يجب أن يكون مساويًا للمعدل الذي تنتج به الطاقة في أعماق القلب؟ (تلميح: ماذا سيحدث لدرجة حرارة الشمس إذا كانت المعدلات متماثلة؟)

لذا ، فإن قياس سطوع الشمس يعادل قياس المعدل الذي تنتج به التفاعلات النووية الطاقة في قلب الشمس. لكننا نعتقد أننا نعرف بالضبط كيف تعمل ردود الفعل هذه:

4 ذرات H -> 1 ذرة + طاقة

حيث يتم إطلاق الطاقة لأن بعض كتلة ذرات الهيدروجين يتم تحويلها إلى طاقة.

لذلك ، مقابل كل 4 ذرات هيدروجين منصهرة ، نحصل على كمية الطاقة التي حسبتها أعلاه. لكننا نعرف مدى سرعة إنتاج الشمس للطاقة (اللمعان ، وفقًا للرقم 1) ، لذلك نحن نعرف مدى سرعة استهلاك وقود الهيدروجين في قلب الشمس.

ستبقى الشمس نجمة التسلسل الرئيسي حتى نفاد وقود الهيدروجين في قلب النجم. يحتوي لب الشمس على حوالي 10٪ من الكتلة الكلية للنجم.

اللمعان - الطاقة في الثانية عادةً إجمالي الطاقة المنبعثة من جسم ما في الثانية. 1 واط = 10 7 إرجس / ثانية 1 لمعان شمسي = 3.89 × 10 33 إرج / ثانية

الطاقة - باه. حاول وعرّف ذلك. عادة ما تقاس ergs و erg حول طاقة قفزة برغوث واحد. 1 erg = 1 جم * سم 2 / ثانية 2 = 10-7 جول [إذا كنت تستخدم E = mc 2 مع الكتلة بالجرام ، السرعة بالسنتيمتر / الثانية ، فستحصل على E بالجرام * (سم / ثانية) 2 ، وهو جم * سم 2 / ثانية 2 = ergs]

الكتلة - مقدار المادة. يقاس عادة بالجرام أو الكتل الشمسية. 1 كتلة شمسية = 1.989 × 10 33 جم. 1 ذرة هيدروجين = 1 بروتون = 1.67352 × 10-24 جم

السرعة - مسافة السرعة المقطوعة لكل وحدة زمنية. تقاس بالعديد من الوحدات سنستخدم سم / ثانية بسبب تعريف الطاقة في ergs سرعة الضوء = ج = 3.00 × 10 10 سم / ثانية = 300000 كم / ثانية

الوقت - يقاس بالثواني والأيام والشهور والسنوات. سنة واحدة = 3.15 × 10 7 ثوان


محتويات

مع تقدم النجوم في السن ، يزداد لمعانها بمعدل ملموس. [3] بالنظر إلى كتلة النجم ، يمكن استخدام معدل الزيادة في اللمعان لتحديد عمر النجم. تعمل هذه الطريقة فقط لحساب العمر النجمي على التسلسل الرئيسي ، لأنه في المراحل التطورية المتقدمة للنجم ، مثل مرحلة العملاق الأحمر ، لم تعد العلاقة القياسية لتحديد العمر قائمة. ومع ذلك ، عندما يمكن للمرء أن يلاحظ نجمًا عملاقًا أحمر بكتلة معروفة ، فيمكنه حساب عمر التسلسل الرئيسي ، [4] وبالتالي يُعرف الحد الأدنى لعمر النجم نظرًا لأنه في مرحلة متقدمة من تطوره. نظرًا لأن النجم يقضي حوالي 1٪ فقط من إجمالي عمره كعملاق أحمر ، [5] فهذه طريقة دقيقة لتحديد العمر.

يمكن أيضًا استخدام خصائص مختلفة للنجوم لتحديد عمرها. على سبيل المثال ، يصدر نظام إيتا كارينا كميات كبيرة من الغاز والغبار. يمكن استخدام هذه الانفجارات الهائلة لاستنتاج أن النظام النجمي يقترب من نهاية عمره ، وسوف ينفجر على شكل مستعر أعظم خلال فترة قصيرة نسبيًا من الزمن الفلكي. [6] النجوم الكبيرة جدًا مثل VY Canis Majoris ، أحد أكبر النجوم المعروفة ، جنبًا إلى جنب مع NML Cygni و VX Sagittarii و Trumpler 27-1 جميعها لها أنصاف أقطار أكبر من نصف القطر المداري لكوكب المشتري في النظام الشمسي ، مما يظهر أنهم في مراحل تطورية متأخرة للغاية. [7] من المتوقع أن يموت منكب الجوزاء على وجه الخصوص في انفجار مستعر أعظم خلال المليون سنة القادمة. [8]

بالإضافة إلى سيناريوهات النجوم فائقة الكتلة التي تتخلص بعنف من طبقاتها الخارجية قبل موتها ، يمكن العثور على أمثلة أخرى لخصائص النجوم التي توضح عمرها. على سبيل المثال ، متغيرات Cepheid لها نمط مميز في منحنياتها الضوئية ، ويعتمد معدل التكرار على لمعان النجم. [9] نظرًا لأن متغيرات Cepheid هي مرحلة تطورية قصيرة نسبيًا في دورة حياة النجوم ، ومعرفة كتلة النجم تسمح بتتبع النجم في مساره التطوري ، يمكن للمرء تقدير عمر متغير Cepheid.

لا تقتصر الخصائص النجمية الاستثنائية التي تسمح بتقدير العمر على المراحل التطورية المتقدمة. عندما يُظهر نجم ذو كتلة شمسية تقريبًا تقلبات T Tauri ، يمكن لعلماء الفلك تحديد عمر النجم على أنه قبل بداية مرحلة التسلسل الرئيسية لحياة النجم. [10] بالإضافة إلى ذلك ، يمكن أن تكون نجوم ما قبل التسلسل الرئيسي الأكثر ضخامة هي نجوم Herbig Ae / Be. [11] إذا أطلق نجم قزم أحمر توهجات وأشعة سينية نجمية هائلة ، فيمكن حساب النجم بأنه في مرحلة مبكرة من عمر التسلسل الرئيسي ، وبعد ذلك يصبح أقل تغيرًا ويصبح مستقرًا. [12]

تسمح العضوية في عنقود نجمي أو نظام نجمي بتعيين أعمار تقريبية لعدد كبير من النجوم الموجودة بداخلها. عندما يتمكن المرء من تحديد عمر النجوم من خلال طرق أخرى ، مثل تلك المذكورة أعلاه ، يمكن تحديد عمر جميع الأجسام في النظام. [13] هذا مفيد بشكل خاص في مجموعات النجوم التي تظهر قدرًا كبيرًا من التنوع في كتلها النجمية ومراحلها التطورية وتصنيفاتها. بينما لا تماما بصرف النظر عن خصائص النجوم في الكتلة أو النظام أو أي ارتباط آخر معقول الحجم للنجوم ، سيحتاج الفلكي فقط إلى عينة تمثيلية من النجوم لتحديد عمر العنقود ، بدلاً من إيجاد عمر كل نجم بشق الأنفس في الكتلة من خلال خصائص أخرى.

بالإضافة إلى ذلك ، فإن معرفة عمر أحد أعضاء النظام النجمي يمكن أن يساعد في تحديد عمر هذا النظام. في نظام النجوم ، تتشكل النجوم دائمًا في نفس الوقت مع بعضها البعض ، وبالنظر إلى عمر نجم واحد ، يمكن معرفة عمر جميع النجوم الأخرى. [14]

ومع ذلك ، فإن هذه الطريقة لا تعمل مع المجرات. هذه الوحدات أكبر بكثير ، وليست مجرد إنشاء لمرة واحدة للنجوم مما يسمح بتحديد أعمارها بهذه الطريقة. يحدث تكوين النجوم في المجرة على مدى بلايين السنين ، [15] على الرغم من أن إنتاج النجوم قد توقف منذ فترة طويلة (انظر المجرة الإهليلجية). لا تستطيع أقدم النجوم في المجرة سوى تحديد حد أدنى لعمر المجرة (عندما بدأ تشكل النجوم) ، لكنها لا تحدد العمر الفعلي بأي حال من الأحوال. [16]

إلى جانب عوامل أخرى ، فإن وجود قرص كوكبي أولي يضع حدًا أقصى لعمر النجوم. عادةً ما تكون النجوم ذات الأقراص الكوكبية الأولية صغيرة السن ، حيث انتقلت إلى التسلسل الرئيسي منذ وقت قصير نسبيًا فقط. [17] بمرور الوقت ، سيتحد هذا القرص ليشكل كواكب ، مع ترسب المواد المتبقية في أحزمة كويكبات مختلفة ومواقع أخرى مماثلة. ومع ذلك ، فإن وجود الكواكب النابضة يعقد هذه الطريقة كمحدد للعمر.

الكرونولوجيا الجيروسكوبية هي طريقة تستخدم لتحديد عمر نجوم المجال من خلال قياس معدل دورانها ، ثم مقارنة هذا المعدل مع معدل دوران الشمس ، والذي يعمل بمثابة ساعة مُعايرة مسبقًا لهذا القياس. [18] تعتبر هذه الطريقة طريقة أكثر دقة لتحديد الأعمار النجمية مقارنة بالطرق الأخرى الخاصة بنجوم المجال. [18]


كيف يمكنني تقدير المدة التي سيبقى فيها نجم التسلسل الرئيسي في التسلسل الرئيسي نظرًا لدرجة حرارته؟ - الفلك

في نشرة الحجم ، ميزنا بين قدرين مختلفين: الحجم الظاهر، والتي تشير إلى كيفية إحضار كائن ما ، و الحجم المطلق مما يشير إلى سطوع أو لمعان حقيقي للنجم. السبب الوحيد لاختلاف هذين الرقمين بالنسبة للنجوم المختلفة هو أن كل نجم ليس على مسافة واحدة منا. يمكننا الاستفادة من ذلك باستخدام الفرق بين المقدار الظاهري للنجم والقدر المطلق لحساب مسافة النجم. هذا الاختلاف يسمى معامل المسافة، م & # 8211 م.

تذكر أن الحجم الظاهري هو مقياس لمدى سطوع نجم من الأرض ، على & # 8220 المسافة الحقيقية ، & # 8221 التي نسميها د. الحجم المطلق هو مقدار النجم لو كان كذلك على مسافة قياسية تبلغ 10 فرسخ فلكي. يقدم لنا هذا ثلاثة احتمالات عامة لقيمة مقياس المسافة:

& middot إذا كان النجم على بعد 10 فرسخ فلكي بالضبط (نادر ، لكنه يحدث بالفعل) ، فإن الحجم المطلق سيكون هو نفسه الحجم الظاهري. الحجم الظاهر هو في الواقع مؤشر جيد لللمعان الحقيقي. وبالتالي ، إذا كانت m & # 8211 M = 0 ، فإن المسافة D = 10 قطعة.

& middot إذا كان النجم أقرب من 10 فرسخ فلكي ، فسيظهر النجم ساطعًا بشكل مخادع ، وسيكون حجمه الظاهري ساطعًا جدًا بحيث لا يخبرنا عن لمعانه الحقيقي. النجم تبدو أكثر إشراقًا منه في الواقع. تذكر أن نظام المقدار هو & # 8220backwards ، & # 8221 في أن الأرقام المنخفضة تعني نجومًا أكثر إشراقًا. لذلك ، في الحالة التي يكون فيها النجم أقرب من 10 فرسخ فلكي ، سيكون الحجم الظاهري رقمًا أقل (أكثر سطوعًا) من الحجم المطلق ، وسيكون m & # 8211 M رقمًا سالبًا. لذلك إذا كانت m & # 8211 M & lt 0 ، فإن المسافة D & lt 10 قطعة.

& middot إذا كان النجم أبعد من 10 فرسخ فلكي ، فسيظهر النجم خافتًا بشكل مخادع ، وسيكون حجمه الظاهري خافتًا جدًا بحيث لا يخبرنا عن لمعانه الحقيقي. النجم في الواقع أكثر إشراقًا منه تبدو.في الحالة التي يكون فيها النجم أبعد من 10 فرسخ فلكي ، سيكون الحجم الظاهري رقمًا أعلى (باهتًا) من الحجم المطلق ، وسيكون m & # 8211 M عددًا موجبًا. لذلك إذا كانت m & # 8211 M & gt 0 ، فإن المسافة D & gt 10 جهاز كمبيوتر.

تعتبر الحجج المذكورة أعلاه جيدة لعمل تقدير تقريبي لمسافة النجم & # 8217s ، ولكن كيف يمكننا العثور على قيمة أكثر دقة؟ لدينا خيارات مشابهة لتلك التي اكتشفناها في نشرة الحجم: طريقة سريعة تتضمن معادلة معقدة واحدة ، أو طريقة أبطأ تتضمن حسابات أبسط

إذا عرفنا الحجم الظاهري للنجم (فقط من خلال النظر إليه) ولدينا طريقة ما لاستنتاج الحجم المطلق (عن طريق تقنيات مختلفة ستتم مناقشتها لاحقًا) ، يمكننا حساب رقم يعرف باسم معامل المسافة ، م م. يمكن تحويل معامل المسافة هذا إلى مسافة فعلية إذا تذكرنا ما يلي:

  • اختلاف 5 مقادير يتوافق مع 100 مرة في السطوع.
  • الحجم الظاهر يعطينا فكرة عن النجوم سطوع واضح، ما مدى سطوع النجم من الأرض، على بعده الحقيقي ، د.
  • يعطينا الحجم المطلق مؤشرا على النجم سطوع حقيقي، وتسمى أيضًا اللمعان ، من خلال إخبارنا بمدى سطوع النجم إذا كان كذلك على مسافة قياسية 10 فرسخ فلكي.
  • اعتماد السطوع الظاهر على اللمعان والمسافة ب = L / D 2

تذكر أن B هو السطوع الظاهر للكائن ، L هو السطوع الحقيقي (اللمعان) للكائن. نظرًا لأن الحجم المطلق مرتبط ببساطة بالسطوع على مسافة D = 10 فرسخ فلكي (كمبيوتر) ، يمكن أن يكون معامل المسافة مرتبطًا بالنسبة بين قيمتين من B ، واحدة عند D = المسافة الحقيقية من الأرض (تقابل m) وواحد في 10 أجهزة كمبيوتر (يتوافق مع M). هكذا

م - م يتحول إلى (ب عند 10 قطعة) / (ب على مسافة حقيقية د)

الآن (B عند 10 قطعة) = L / (10 قطعة) 2 و (B عند D) = L / (D) 2

و (B عند 10 قطعة) / (B عند المسافة الحقيقية D) = (L / 10 2) / (L / D 2)

نظرًا لأننا نتحدث عن نفس النجم ، فإن قيم L تلغي ، ويمكننا بعد ذلك حل D:

(ب عند 10 قطعة) / (ب عند د) = د 2/10 2

د 2 = 10 2 س (ب عند 10 قطعة / ب عند د)

لذلك D = 10 فرسخ فلكي X الجذر التربيعي (نسبة السطوع)

الطريقة الأكثر شيوعًا لاستخدام هذه التقنية هي اكتشاف قيمة M للنجم بطريقة ما ، والحصول على الحجم الظاهري m من خلال الملاحظة ، واستخدام معامل المسافة للحصول على مسافة. لكن يمكننا أيضًا قلبها: إذا عرفنا المسافة ولاحظنا المقدار الظاهري ، فيمكننا أولاً حساب نسبة السطوع ، ثم معامل المسافة ، ثم المقدار المطلق!

فيما يلي بعض الأمثلة عن كيفية استخدام معامل المسافة:

مثال 1: المقدار المطلق المعروف ، المسافة غير معروفة

نكتشف أن حجمًا واضحًا للنجم +6 له المقدار المطلق -1. كم يبعد هذا النجم؟

احسب معامل المسافة: م - م = 6 - (-1) = 7

قسّم هذا إلى 1 و 5: 7 = 5 + 1 + 1

قم الآن بالتحول من اختلاف الحجم إلى نسبة السطوع. لكل 5 اكتب 100 ، لكل 1 اكتب 2.5 ، لكل + اكتب X.

نسبة السطوع: B (عند 10 أجهزة كمبيوتر) / B (عند D) = 100 × 2.5 × 2.5 = 625

الآن احسب المسافة: D = (10 قطعة) (الجذر التربيعي (625))

D = 10 قطعة × 25 = 250 فرسخ فلكي

النجم 250 فرسخ من عندنا.

مثال 2: المسافة المعروفة ، المقدار المطلق غير معروف

النجم الذي نعرف أنه يقع على مسافة 6250 فرسخ فلكي له حجم ظاهر قدره 16. ما هو الحجم المطلق للنجم؟

هذا أكثر تحديًا لأن علينا العمل بشكل عكسي. ابدأ بصيغة المسافة ، لكن حل نسبة السطوع:

D = 10 أجهزة كمبيوتر (الجذر التربيعي (نسبة السطوع)) يصبح (الجذر التربيعي (نسبة السطوع)) = D / 10

ربّع كلا الجانبين: نسبة السطوع = (D / 10) 2 = (6250/10) 2

نسبة السطوع = (625) 2 = 390،625

الآن الجزء الصعب: علينا & quot؛ تقسيم هذا & quot؛ إلى 100 & 2.5. إليك الطريقة:

قسّم 390،625 على 100: 390،625 / 100 = 3906 ومرة ​​أخرى: 3906/100 = 39

نحن الآن أقل من 100 ، لذا نبدأ بالقسمة على 2.5:

39 / 2.5 = 15.6. 15.6 / 2.5 = 6.24. 6.24 / 2.5 = 2.5. 2.5 / 2.5 = 1. انتهينا!

لذا يمكننا تقسيم 390،625 إلى 100 × 100 × 2.5 × 2.5 × 2.5 × 2.5 تقريبًا

(إنها ليست مثالية ، لكننا لا نعمل بالضبط مع وكالة ناسا أيضًا).

قم الآن بالتحويل للحصول على معامل المسافة

كل 100 يصبح 5 ، كل 2.5 يصبح 1 ، كل X يصبح +

م - م = 5 + 5 + 1+ 1+ 1+ 1 = 14 = (16) - م لذا م = 2

القدر المطلق للنجم هو 2. كيف يقارن لمعان هذا النجم لمعان الشمس عند القدر المطلق 5؟

احسب الفرق في الأقدار المطلقة: M.شمس - منجمة = 5 - 2 = 3

قسّم هذا وقم بتحويله: 3 = 1 + 1 + 1 يصبح 2.5 × 2.5 × 2.5 = 15.85

لذا فإن نسبة اللمعان هي 15.85 = L.نجمة / لشمس و

إلنجمة = 15.85 لترشمس والنجم أكثر إشراقًا من الشمس بمقدار 15.85 مرة.

مثال 3: اختلاف طيفي

عند فحص طيف النجم ، وجدنا أن النجم هو نجم تسلسل رئيسي بدرجة حرارة 4000 كلفن وفقًا لمخطط HR ، ما هو الحجم المطلق لهذا النجم؟

انظر إلى الرسم البياني الذي أنشأته للواجب المنزلي رقم 2. النجوم ذات درجة حرارة 4000 كلفن تميل إلى التجمع حول قيمة مقدارها المطلق +7.

كيف يقارن لمعان مثل هذا النجم لمعان الشمس؟

احسب الفرق في الأقدار المطلقة: M.نجمة - مشمس = 7 - 5 = 2 = 1 + 1

قم بتحويله: 2 = 1 + 1 يصبح 2.5 × 2.5 = 6.25

لذا فإن نسبة اللمعان Lشمس / لنجمة = 6.25

إلشمس = 6.25 لترنجمة والشمس أكثر سطوعًا من النجم بمقدار 6.25 مرة.

حجم النجم الظاهر هو 10. ما بعد النجم؟

احسب معامل المسافة:

تحول إلى نسبة سطوع:

نسبة السطوع = 2.5 × 2.5 × 2.5 = 15.625

هذا يقترب من 16. (تذكر ، نحن لا نجد علاجًا للسرطان هنا).


كيف يمكنني تقدير المدة التي سيبقى فيها نجم التسلسل الرئيسي في التسلسل الرئيسي نظرًا لدرجة حرارته؟ - الفلك

ملخص لحياة التسلسل الرئيسي
يمثل التسلسل الرئيسي مرحلة طويلة ومستقرة من الحياة النجمية حيث يستبدل الاندماج النووي الحراري للهيدروجين بالهيليوم في اللب الحرارة المتسربة على السطح. قبل الوصول إلى التسلسل الرئيسي ، يكون مصدر طاقة النجم هو الانكماش التدريجي. يؤدي ضغط غازاته إلى زيادة الكثافة ودرجة الحرارة والسطوع والضغط وقوة الجاذبية في داخله ويغير مظهره الخارجي ، بحيث تتحرك النقطة التي تمثل خصائصها (في مخطط Hertzsprung-Russell) إلى أسفل أو إلى اليسار خلال فترة من الوقت.
بمجرد أن يبدأ الاندماج النووي ، يتم تقليل صافي فقد الحرارة الذي يجب استبداله بانكماش الجاذبية ، وبالتالي يتباطأ الانكماش مع زيادة معدل الاندماج النووي. عندما يكون معدل الاندماج النووي مساويًا لفقد الحرارة على السطح ، يخضع النجم لتعديل هيكله ، من واحد يتم فيه استبدال فقد الحرارة في جميع أنحاء النجم (من خلال انكماشه الكلي) إلى واحد يتم فيه إنتاج الطاقة فقط في القلب وبقية النجم يمرر الحرارة إلى السطح ، وينتهي تقلص النجم. مهما طال الوقت الذي يستمر فيه الوقود في القلب (كما تمت مناقشته في مخطط الكتلة المضيئة وعمر نجوم التسلسل الرئيسي) ، لا يوجد سبب واضح لتغيير النجم ، لذلك تظل النقطة التي تمثل خصائص النجم ثابتة عامًا بعد عام. في موقع التسلسل الرئيسي في مخطط الموارد البشرية.

كيف تتغير الشمس مع تقدم العمر
للحصول على تقدير أولي جيد ، يظل نجم مثل الشمس كما هو طوال فترة تسلسله الرئيسي ، لكنه يتغير مع تقدمه في العمر ، قليلًا في البداية ، ولكن كلما تقدم في السن أكثر فأكثر. في الواقع ، كما هو موضح أدناه ، من المحتمل أن تكون هذه التغييرات قد جعلت الشمس أكبر بنحو 25٪ وأكثر سطوعًا بنسبة 50٪ مما كانت عليه عندما تشكلت لأول مرة ، قبل 4 1/2 مليار سنة.
عندما ظهرت الشمس لأول مرة (كنجم أولي) ، كانت قد انتهت لتوها من انهيار التأين ، وكانت بلا شك تمر بخلط رأسي عنيف في جميع أنحاء باطنها. استمر هذا الاختلاط مع تحركه إلى أسفل في مخطط الموارد البشرية ، ولكن مع ازدياد سخونة نواته ، تقلصت مساهمة الامتصاص في العتامة تدريجيًا ، ومع تحرك قاع منطقة الحمل الحراري نحو السطح ، بدأت النقطة التي تمثل خصائص الشمس في التحرك إلى اليسار في مخطط الموارد البشرية. يتوافق موقعها الحالي مع هيكلها الحالي ، حيث تصل منطقة الحمل الحراري إلى حوالي ثلث الطريق إلى الداخل الشمسي. ولكن على الرغم من أن المناطق المركزية لم تعد مختلطة ، لم يكن هناك سبب يجعلها غير مختلطة أيضًا ، لذلك في الوقت الذي وصلت فيه الشمس إلى التسلسل الرئيسي (أي ، حققت إنتاجًا للطاقة من اندماج الهيدروجين لدورة البروتون والبروتون بمعدل يساوي لمعانه) ، لا يزال من المفترض أن يكون مختلطًا تمامًا ، بحوالي 75٪ من كتلته على شكل ذرات هيدروجين (أو بشكل أكثر دقة ، بروتونات عارية وإلكترونات حرة) ، 25٪ على شكل ذرات هيليوم (أو أكثر بدقة ، جسيمات ألفا والإلكترونات الحرة) ، وحوالي 2٪ على شكل نوى ذرية أثقل (الكربون والنيتروجين والأكسجين والنيون بشكل أساسي). نظرًا لأن هذا التكوين كان من الممكن أن يكون هو نفسه في جميع أنحاء الشمس ، فإن الرسم البياني الذي يوضح النسب النسبية للمواد المختلفة في مناطق مختلفة يتكون من خطوط أفقية مستقيمة ، كما هو موضح أدناه.

ملخص وعواقب الشمس
مع نفاد الهيدروجين من لب الشمس ، يجب أن يتقلص ببطء شديد لتعويض جودة الوقود الرديئة. يحتاج اللب المركزي إلى الانكماش أكثر من اللب الخارجي للحفاظ على سطوع ثابت ولكن وزن باقي النجم يجبرهم على الانكماش معًا ، ونتيجة لذلك على الرغم من أن النواة المركزية تتقلص أقل من اللازم للحفاظ على سطوعها ، إلا أن اللب الخارجي أكثر من تعويضه ، ويزداد السطوع الكلي للنواة بدلاً من التناقص ، حيث ينفد الوقود. مع مرور الوقت ، يستخدم اللب المزيد والمزيد من الهيدروجين ويتقلص أكثر فأكثر ، مما يجعل النجم أكثر إشراقًا وإشراقًا. في البداية ، كان هذا التأثير ضئيلًا ، وبالكاد اختلفت الشمس البالغة من العمر مليار عام عن الشمس حديثة التكوين. ولكن مع مرور الدهور وتناقص وفرة الهيدروجين ، يزداد معدل تقلص اللب ، ويصبح أكثر إشراقًا وإشراقًا ، ومع زيادة سطوع اللب ، يتسبب تدفق الإشعاع الزائد إلى الخارج في تضخم بقية النجم إلى حجم أكبر وأكبر وسطوع أكبر وأكبر بحد ذاته (حيث يجب أن يكون له نفس سطوع النواة). ونتيجة لذلك ، أصبحت الشمس الآن أكبر بنحو 25٪ وأكثر سطوعًا بنسبة 50٪ مما كانت عليه عندما تشكلت لأول مرة ، وتنمو بنحو 5٪ أكبر و 10٪ أكثر سطوعًا كل مليار سنة.

عواقب التسلسل الرئيسي
ولكن إذا كانت الشمس الآن أكبر وأكثر إشراقًا مما كانت عليه عندما وصلت إلى التسلسل الرئيسي ، فهذا يعني أنها كانت مرة واحدة فقط 70٪ من السطوع كما هو الحال الآن ، وإذا استمرت في أن تصبح أكبر وأكثر إشراقًا ، فستكون في النهاية أكثر إشراقًا من الآن . بعبارات أخرى، لا تحافظ النجوم مثل الشمس على سطوع ثابت أثناء وجودها في التسلسل الرئيسي ، ولكنها تزداد سطوعًا تدريجيًا. وبحلول الوقت الذي تنتهي فيه الشمس تقريبًا من عمر تسلسلها الرئيسي ، ستكون أكبر بمقدار النصف مرة أخرى ومضاعفة سطوعها عندما أصبحت نجمة سلسلة رئيسية. ولكن هذا يعني أن نجوم التسلسل الرئيسي التي لها نفس الكتلة ليس لها نفس الخصائص ، كما تم توضيحه في الصفحات السابقة ، ولكن هناك بعض الاختلاف في تلك الخصائص ، وفقًا - من بين أشياء أخرى - لعمرها. بمعنى آخر ، التسلسل الرئيسي لديه بعض "الضبابية" أو "السماكة".
بالطبع عند ملاحظة خصائص النجوم ، نتوقع أن يكون التسلسل الرئيسي غامضًا ، لأننا يجب أن نعرف بالضبط مدى سطوع النجوم ومدى سخونة النجوم بالضبط لمعرفة مكان رسم النقاط التي تمثل خصائصها ، وهناك دائمًا بعض أوجه عدم اليقين في تلك القياسات والقيم الناتجة. بالإضافة إلى ذلك ، ليست كل النجوم لها نفس التكوين. النجوم في مجموعات النجوم القديمة جدًا التي تشكلت منذ أكثر من عشرة مليارات سنة لها ذرات قليلة جدًا بخلاف الهيدروجين والهيليوم (غالبًا أقل من واحد بالمائة من الكتلة) ، بينما تشكلت النجوم منذ أربعة إلى ثمانية مليارات سنة مثل الشمس عادةً ما يكون أكبر نسبة الذرات الثقيلة (حوالي 2٪ من الكتلة) ، والنجوم في بعض العناقيد الصغيرة لديها ما يصل إلى 4 أو 5٪ من الذرات الثقيلة بالكتلة. هذا الاختلاف في التركيب ناتج عن التحول التدريجي للسحب البينجمية إلى نجوم (بحيث يكون هناك كمية أقل من الهيدروجين والهيليوم مقارنة بالأصل) ، وخلط رماد النجوم الميتة مع الغازات المتبقية (عادةً في المستعرات الأعظمية ذات القلب الحديدي الانهيار ) ، والنتيجة زيادة تدريجية في نسبة الذرات الثقيلة داخل السحب الغازية التي تشكل نجومًا جديدة.

عواقب الشمس (والأرض)
(الإضافات المستقبلية لهذه المناقشة ، ربما في صفحات جديدة)
لا يتم استخدام كل وقود اللب أثناء التشغيل الرئيسي ، مما يؤدي إلى مرحلة Red Giant
التأثيرات الماضية والمستقبلية على مناخ الأرض (هل ستبقى الحياة على الأرض؟)
مصير الأرض (هل ستنجو الأرض نفسها؟)


كيف يمكنني تقدير المدة التي سيبقى فيها نجم التسلسل الرئيسي في التسلسل الرئيسي نظرًا لدرجة حرارته؟ - الفلك

لا أعتقد أن أي شخص يعرف كيف يخبرنا عن عمر نجم ما بمجرد النظر إليه. في الوقت الحالي ، أعتقد أن أفضل ما يمكن فعله هو تقدير عمر مجموعة مادية أو مجموعة من النجوم.
يعتمد التقدير على أدلة غير مباشرة ونظرية التطور النجمي. - إنها أشبه بمحاولة معرفة الوقت الذي مضى على وضع البيضة. بمجرد النظر إلى الجزء الخارجي من البيضة ، لا يمكنك معرفة ذلك. ولكن ، إذا كان لديك (1) نظرية تقترح المدة التي تستغرقها البيضة حتى تفقس بعد وضعها ، و (2) نظرت إلى مجموعة من البيض في عش حيث تفقس بيضة واحدة ، فيمكنك حينئذٍ عمل تخمين جيد جدًا عن عمر مخلب البيض. -- That's similar to how astrophysicists determine the ages of clusters of stars. (1) ==>>
The theory is this: Stars occurring in clusters are thought to have been formed at the same time. A star begins as mostly Hydrogen.
Under the extreme pressure and temperature at the center of the star, the Hydrogen nucleii interact to form Helium, releasing energy and making the star shine. More massive stars have hotter >centers with greater pressure than less massive stars, so more massive stars "burn" Hydrogen to Helium at a faster rate. As a result, more massive stars run out of Hydrogen fuel earlier than less massive stars. The time for this to happen for a star of given mass can be estimated through calculation. When the star runs out of Hydrogen, the star's interior begins to collaps and heat up, causing the outer part to expand, and the star becomes a Red Giant. There's more to this story, but that's all the theory we need at the moment to answer your question about ages of stars. (2)
==>> The observation is this: Stars in a cluster are of different masses, each observed to have a brightness and a color. More massive stars are brighter (they're burning their fuel faster, remember?), and they appear a bit bluer (that means they are hot yellow is medium and red is cool). So if you make a plot of brightness as a function of color (temperature), placing a dot on the plot for each star based on its brightness and color, then the stars of a cluster will form a fuzzy line. The plot is called a Hertzsprung-Russell (H-R) diagram. If all the stars of the cluster are still burning Hydrogen, then the line will be more or less straight, running from upper left (massive, hot and bright) to lower right (small, cool and dim). This line is called the Main Sequence. However, some clusters have a kink in the curve of their H-R diagram. The upper part of the curve bends to the right, because some of the more massive stars have become Red Giants (bright but cool and red) and have left the Main Sequence. ==>> So the conclusion is that some of the more massive stars have "hatched" into Red Giants, because they have run out of Hydrogen fuel earlier than the other, less massive, stars in the cluster. From the position on the H-R diagram where the bend takes place, one can calulate how old the cluster must be. +++>>> So, if you find a clutch of chicken eggs, and one has hatched, how old is the clutch? Could you make an "H-R diagram" for chicken egg clutches? What part of your method is theory, and what part is observation? Try it, and let me know what happens!

Very good question.The short answer is, it's not easy.

Basically, all we have to work with is the light that the star emits that we can pick up with a telescope. We believe (from a great many observations) that we can estimate the mass of a star based on. The total ("main sequence") lifetime of the star is related to the mass because the mass determines how much nuclear fuel it has available to burn and how quickly it burns the fuel. It turns out that the more mass a star has the shorter its lifetime is. The available nuclear fuel is burned up much faster even though there is nominally more fuel
متوفرة.

As an example, if we look at a star like the Sun (G2 spectral type) we believe (after doing some very careful calculations) that it will live for about 10 billion years. We think that the Sun is about 5 billion years old because we have some other evidence, like the age of some rocks on the Earth. For most stars though, if they are in the main sequence, we don't really know how long they have been around. We only really know that they are younger then their max. lifetime but old enough that they have had time to form and become main sequence stars.

If we look at a cluster of stars of different spectral types we might
be able to estimate the age of the cluster. One example of how we can do this occurs if some stars in the cluster have exhausted their nuclear fuel and gone on to the Red Giant phase while others that still have fuel remain main sequence stars. If we find the most massive stars that are still on the main sequence we can guess the age of the cluster by assuming that the most massive stars are getting close to the end of their main sequence lifetime.

The answer to this question goes like an intricate detective story.

Scientists can deduce the age of a star by its brightness and color.

كيف؟ Through a long process of deduction:

It turns out that if you sit outside every night and observe thousands of
stars, and make a diagram based on their color and brightness, they follow
a specific relationship: Bluish-white stars are brighter than yellow
stars, which in turn are brighter than red stars.

Now anybody who likes to play with fire knows that a flame that is
bluish-white is hotter than a flame that is yellow, which in turn is
hotter than a flame that is reddish. So you can conlude that stars which
are hotter are also brighter.

Also, a fire that starts out hot will eventually cool off and die out as
the fuel runs out. So stars which are cooler and dimmer must be older
than stars which are hotter and brighter.

But what exactly is "burning" in a star? Surprisingly, the answer comes
from rainbows. You see, if take the light from the sun, and put it
through a prism, you will get a rainbow. If you look very carefully at
the rainbow of the sun you will see that there are certain very specific
colors missing. The only reason these colors could be missing is that
some substance is absorbing it, and very element absorbs certain specific
colors. This pattern of missing colors is like a fingerprint which
identifies the element. In the sun and in stars, missing colors show that
the most abundant elements are hydrogen and helium.

So it must be hydrogen or helium that are burning. How do they burn?
Unfortunately the reason we know how hydrogen "burns" is from building
hydrogen bombs. We know that when we blow up small islands in the Pacific
with H-bombs its because hydrogens fuse together to form helium in a
process called nuclear fusion. So that's why we see both helium and
hydrogen in a star! The hydrogen that has been through nuclear fusion has
become helium.

So this is how you figure out just how old is a star:
1. We know a star's temperature by looking at its color.
2. We know stars must be burning something, because they get dimmer
as they get cooler.
3. We know that stars are made out of hydrogen and helium because of the
colors missing from their rainbows.
4. We know exactly how stars burn: by turning hydrogen into helium through
nuclear fusion. We know about nuclear fusion because we are experts at
building nuclear bombs. A star is just a giant H-bomb!
5. Therefore we can use what we know about nuclear fusion to calculate the
age of a star based on its temperature.

Actually, there is no completely direct evidence for the age of stars, but there is a lot of evidence
based on several assumed models which seem to correlate to each other:
First, the only current model for stellar activity is due to energy provided by nuclear fusion processes.
Such processes have several predictable consequences such as the mass at
which a star will become a white dwarf or create a supernova. Surprisingly, because a star is so warm, the physics of stellar
interiors is thought to be better understood that the interior of our own planet. Many of the processes that complicate the earth's interior canot occur at the supposed temperatures in a star. Confiramtion of these models has come recently in the form of solar seismology -- it is possible to see large scale seismic phenomina by viewing doppler shifts in the gasses that compose the chromosphere. i.e. we can measure the sun's vibration modes and these modes are sensitive to the density and temperature of the material which makes up the stellar interior. These models seem to validate the models worked out for stellar interiors based on fusion as an energy source. So, from such models, when a star is formed,its mass, density, temperature and energy output are predictable and by finding these numbers for a star you can work out how long ago it must have formed -- asuming that the model is correct. Other evidence comes from things like the solar neutrino number (indicating that nuclear reactions do occur in the sun), and the virtual lack of lithium in stars (because it is rapidly turned into other things). Finally, in the case of the sun, there is the fossil record of the earth -- which indicates that the solar constant had been relatively constant for at least 1.2 billion years.
There are some very well written articles on this subject by Willy Fowler and by S. Chandrasekhar, both of whom won Nobel prizes for their work in the theory of Stellar Evolution. A good basic source is the text by George Abell on astronomy. A very nice overview is presented in the book: Stars by Kahler (Scientific American Library #39). استمتع!

There are several clues, based on what we know of the way stars shine. First you have to determine its color - that gives an idea of its temperature. The bluer a star, the hotter it is, and the hotter it is, the faster it burns its fuel - therefor it is on the young side. Then you look at its spectrum the kinds of elements that are found in the outer atmosphere of a star, which are cool enough to absorb certain wavelengths of light, are important clues to a star's temperature. So, color and chemical composition tell you how hot a star is, and that tells you how fast it is using up its stellar fuel.
Next you need to determine how far away it is, so you can tell its absolute magnitude. This gives you an idea of its size and brightness or luminosity.
Once you have its temperature or spectral class, and absolute magnitude or luminosity, you can use several well-known relationships to tell the rest of the story. From luminosity you can get mass, and since luminosity is just the rate at which a star converts mass to energy, these two pieces of information give you an idea how old the star is. Not an absolute age, but an age relative to the expected lifetime of the sun, which is 10 billion years.
As I said above, the faster a star burns its fuel, the younger it is, and the shorter its lifetime relative to that of the sun. Blue giants are big, hot, burn fast, and all are much younger than the sun. They last several hundred thousand years before becoming red giants, and then going supernova. The sun, we believe, is 5 billion years old now (roughly) and will last another 5 billion before becoming a red giant. It will never get big or hot enough to go supernova. Red dwarfs are old and cool - they are going to outlive the sun.

To really tell just how old a star is, you really need a whole cluster of stars, which are all at the same distance from us. There are many steps you have to take to really determine just how old a cluster is.

My research is not related to astronomy, so I did not know the answer to your questions. However, I was able to find the answers on the web. I want to tell your class how I did it so that they can answer questions they don't know too.

I went to the following web site:

I typed in the question, "How do you find out the age of a star?"

It gave me a response that looked like:
"Where can I learn about _____ stars?", where there were a couple choices to fill in the blank. I chose "Where can I learn about the life cycle of stars?",and there was a great article about stars.

I hope your class can look up the article and read it, but the answer to your question is that it's actually very hard to determine the age of a single star. You can get a rough idea of a star's age, however, by looking at it's color and intensity. Further, young stars tend to be more active and therefore of a day or a week.


How is nuclear fusion in a main-sequence star different from nuclear fusion in a giant star?

The main difference is the elements being fused and the time that such elements can be fused.

تفسير:

Larger stars have much higher core temperatures, which means the elements that can be fused are heavier. However, this comes at a cost of expending much more energy, so the lifetimes of giant stars will be shorter for fusing these elements.

There are different type of fusion reactions which take place in stars of different sizes and stages.

تفسير:

Main sequence stars are fusing Hydrogen into Helium in their cores. Smaller stars mainly use the relatively low temperature proton-proton chain reaction. Larger stars us the much hotter Carbon-Nitrogen-Oxygen (CNO) cycle.

When a large star runs out of Hydrogen in its core it seamlessly moves on to fusing Helium and heavier elements.

When a smaller star runs out of Hydrogen in its core, fusion stops and the core collapses. It heats up until Hydrogen fusion can take place in the Hydrogen shell around the Helium core. This causes the outer layer of the star to expand into a red giant.

So, a main sequence star is fusing Hydrogen into Helium in its core. A red giant has fusion reactions in a shell around the core.


Revision questions

What is the name of the giant clouds where stars are formed? [1 mark]

In the human life cycle, a foetus is the unborn baby in a mother's womb. What is the equivalent stage in a star's life called? [1 mark]

Under what conditions do astronomers technically say a star has been born? [1 mark]

If there is enough gas and dust for the temperature to become hot enough for nuclear reactions to start, the protostar will then technically be called a star.

Which star colour is hotter, white or yellow? [1 mark]

A white star is hotter than a yellow star.

What nuclear reaction does a main sequence star undergo? [2 marks]

A main sequence star burns hydrogen to helium at its core. This is called nuclear fusion.

Once the Sun has exhausted its hydrogen fuel supply, it will swell up to form what type of star? [1 mark]

Low mass stars like the Sun eject their outer layers. What is the name of the object they form when they do this? [1 mark]

Low mass stars eject their outer layers forming a planetary nebula.

What kind of star is left behind after a planetary nebula? [1 mark]

What is the difference between a stellar nebula and a planetary nebula? [2 marks]

A stellar nebula is where stars are born, whereas a planetary nebula is what a star forms at the end of its life.

Study the following diagram showing a star's evolution.

Provide labels for the different stages. [5 marks]

What changes occur from stage B to form C? [2 marks]

Some time after puffing off its outer layers at stage D, the fuel of the central star will have become depleted. What causes the star to collapse inwards to become E? [1 mark]

What eventually happens to the star after stage E? [1 mark]

Main sequence star/Yellow star

When the hydrogen in the centre of the star is depleted, the star's core shrinks and heats up. The outer part of the star, which is still mostly hydrogen, starts to expand. The star becomes larger, brighter and its surface temperature cools so it glows red. The star is now a red giant star.

Gravity causes the star to collapse inwards and form a very dense star.

The energy of the white dwarf will have become depleted and it stops emitting light and becomes a black dwarf star forever more.

Massive stars die in powerful explosions. What are these explosions called? [1 mark]