Jak określić masę gwiazdy

Prawie wszystko we wszechświecie ma masę, z atomów i cząstek subatomowych (takich jak te badane przez Wielki Zderzacz Hadronów) do gigantyczne gromady galaktyk. Jedyne rzeczy, o których naukowcy wiedzą do tej pory, że nie mają masy fotony i gluony.

Ważne jest, aby wiedzieć o masie, ale obiekty na niebie są zbyt odległe. Nie możemy ich dotknąć i z pewnością nie możemy ich zważyć za pomocą konwencjonalnych środków. Jak więc astronomowie określają masę rzeczy w kosmosie? To skomplikowane.

Załóżmy, że a typowa gwiazda jest dość masywny, ogólnie o wiele bardziej niż typowa planeta. Po co dbać o jego masę? Ta informacja jest ważna, ponieważ ujawnia wskazówki dotyczące ewolucyjnej przeszłości, teraźniejszości i przyszłości gwiazdy.

Astronomowie mogą użyć kilku pośrednich metod do ustalenia masy gwiazdowej. Jedna metoda o nazwie soczewkowanie grawitacyjne, mierzy ścieżkę światła ugiętego przez przyciąganie grawitacyjne pobliskiego obiektu. Chociaż stopień zgięcia jest niewielki, dokładne pomiary mogą ujawnić masę przyciągania grawitacyjnego obiektu wykonującego szarpanie.

Astronomowie potrzebowali aż do XXI wieku, aby zastosować soczewkowanie grawitacyjne do pomiaru mas gwiezdnych. Wcześniej musieli polegać na pomiarach gwiazd krążących wokół wspólnego centrum masy, tak zwanych gwiazd podwójnych. Masa gwiazdy binarne (dwie gwiazdy krążące wokół wspólnego środka ciężkości) astronomowie mogą łatwo zmierzyć. W rzeczywistości wiele układów gwiezdnych stanowi podręcznikowy przykład, jak obliczyć ich masy. Jest to trochę techniczne, ale warto przestudiować, aby zrozumieć, co muszą zrobić astronomowie.

Najpierw mierzą orbity wszystkich gwiazd w układzie. Zegar taktuje prędkości orbit gwiazd, a następnie określa, jak długo dana gwiazda potrzebuje jednej orbity. Nazywa się to „okresem obiegu”.

Po poznaniu wszystkich tych informacji astronomowie wykonują następnie obliczenia w celu ustalenia mas gwiazd. Mogą użyć równania V_orbita = SQRT (GM / R) gdzie SQRT to „pierwiastek kwadratowy” a, sol to grawitacja M. jest masą i R jest promieniem obiektu. Algebra polega na drażnieniu masy przez zmianę układu równania M..

Tak więc, bez dotykania gwiazdy, astronomowie używają matematyki i znanych praw fizycznych do obliczenia jej masy. Jednak nie mogą tego zrobić dla każdej gwiazdy. Inne pomiary pomagają im obliczyć masy gwiazdnie w układach podwójnych lub z wieloma gwiazdkami. Na przykład mogą używać jasności i temperatur. Gwiazdy o różnej jasności i temperaturze mają bardzo różne masy. Ta informacja, naniesiona na wykres, pokazuje, że gwiazdy można ułożyć według temperatury i jasności.

Naprawdę masywne gwiazdy należą do najgorętszych we wszechświecie. Gwiazdy o mniejszej masie, takie jak Słońce, są chłodniejsze niż ich gigantyczne rodzeństwo. Wykres temperatur, kolorów i jasności gwiazd nazywa się Schemat Hertzsprunga-Russella, i z definicji pokazuje również masę gwiazdy, w zależności od tego, gdzie leży na mapie. Jeśli leży wzdłuż długiej, falistej krzywej zwanej Główna sekwencja, wtedy astronomowie wiedzą, że jego masa nie będzie gigantyczna ani nie będzie niewielka. Największe masy i gwiazdy o najmniejszej masie wypadają poza Sekwencją Główną.

Astronomowie mają dobry pogląd na to, w jaki sposób gwiazdy rodzą się, żyją i umierają. Ta sekwencja życia i śmierci nazywa się „ewolucją gwiazd”. Największym predyktorem ewolucji gwiazdy jest masa, z którą się rodzi, „masa początkowa”. Gwiazdy o niskiej masie są zazwyczaj chłodniejsze i ciemniejsze niż ich większa masa odpowiedniki. A zatem, po prostu patrząc na kolor gwiazdy, temperaturę i miejsce, w którym „żyje” ona na schemacie Hertzsprunga-Russella, astronomowie mogą uzyskać dobre wyobrażenie o masie gwiazdy. Porównania podobnych gwiazd o znanej masie (takich jak wspomniane powyżej układy binarne) dają astronomom dobre wyobrażenie o masie danej gwiazdy, nawet jeśli nie jest to układ podwójny.

Oczywiście gwiazdy nie zachowują tej samej masy przez całe życie. Tracą to z wiekiem. Stopniowo zużywają paliwo jądrowe i ostatecznie doświadczają ogromnych epizodów utraty masy w koniec ich życia. Jeśli są gwiazdami takimi jak Słońce, delikatnie je zdmuchują i tworzą mgławice planetarne (zwykle). Jeśli są znacznie masywniejsze niż Słońce, giną w wydarzeniach supernowych, w których rdzenie zapadają się, a następnie rozszerzają na zewnątrz w katastrofalnej eksplozji. To wysadza większość ich materiałów w kosmos.

Obserwując typy gwiazd, które umierają jak Słońce lub giną w supernowych, astronomowie mogą wywnioskować, co zrobią inne gwiazdy. Znają swoje masy, wiedzą, w jaki sposób inne gwiazdy o podobnych masach ewoluują i umierają, dzięki czemu mogą być ładne dobre prognozy, oparte na obserwacjach koloru, temperatury i innych aspektów, które pomagają im zrozumieć ich szerokie rzesze.

Obserwowanie gwiazd to znacznie więcej niż gromadzenie danych. Informacje, które otrzymują astronomowie, są złożone w bardzo dokładne modele, które pomagają im dokładnie przewidzieć, co dokładnie gwiazdy Drogi Mlecznej i całego wszechświata będą postępować tak, jak się rodzą, starzeją i umierają, wszystko na podstawie ich szerokie rzesze. W końcu informacje te pomagają również ludziom lepiej zrozumieć gwiazdy, a zwłaszcza nasze Słońce.

• Masa gwiazdy jest ważnym predyktorem wielu innych cech, w tym czasu jej życia.
• Astronomowie używają metod pośrednich do określania mas gwiazd, ponieważ nie mogą ich bezpośrednio dotknąć.
• Zwykle bardziej masywne gwiazdy żyją krócej niż te mniej masywne. Wynika to z faktu, że zużywają paliwo jądrowe znacznie szybciej.
• Gwiazdy takie jak nasze Słońce mają masę pośrednią i zakończą się w zupełnie inny sposób niż gwiazdy masywne, które wybuchną po kilkudziesięciu milionach lat.