Как определить массу звезды

почти все во вселенной имеет массуот атомов и субатомных частиц (таких как изученные Большой адронный коллайдер) чтобы гигантские скопления галактик. До сих пор ученые знают о том, что не имеют массы, фотоны и глюоны.

Массу важно знать, но объекты на небе слишком далеки. Мы не можем их трогать, и мы, конечно, не можем взвесить их обычными способами. Итак, как астрономы определяют массу вещей в космосе? Это трудно.

Предположим, что типичная звезда довольно массивный, как правило, гораздо больше, чем типичная планета. Зачем заботиться о его массе? Эту информацию важно знать, потому что это показывает подсказки об эволюционном прошлом звезды, настоящем и будущем звезды.

Астрономы могут использовать несколько косвенных методов для определения массы звезды. Один метод называется гравитационное линзированиеизмеряет путь света, изогнутый гравитационным притяжением близлежащего объекта. Хотя степень изгиба невелика, тщательные измерения могут выявить массу гравитационного притяжения объекта, выполняющего подтягивание.

Астрономам потребовалось до 21-го века, чтобы применить гравитационное линзирование для измерения звездных масс. До этого им приходилось полагаться на измерения звезд, вращающихся вокруг общего центра масс, так называемых двойных звезд. Масса двойные звезды (две звезды вращаются вокруг общего центра тяжести) астрономам очень легко измерить. Фактически, множественные звездные системы представляют собой учебный пример того, как выяснить их массы. Это немного технически, но стоит изучить, чтобы понять, что должны делать астрономы.

Во-первых, они измеряют орбиты всех звезд в системе. Они также отслеживают орбитальные скорости звезд и затем определяют, сколько времени требуется данной звезде, чтобы пройти одну орбиту. Это называется "орбитальный период".

Как только вся эта информация известна, астрономы затем делают некоторые вычисления, чтобы определить массы звезд. Они могут использовать уравнение V_орбита = SQRT (GM / R) где SQRT является "квадратный корень", грамм это гравитация, M это масса, и р это радиус объекта. Это вопрос алгебры, чтобы дразнить массу, переставляя уравнение, чтобы решить для M.

Поэтому, даже не прикасаясь к звезде, астрономы используют математику и известные физические законы, чтобы выяснить ее массу. Тем не менее, они не могут сделать это для каждой звезды. Другие измерения помогают им выяснить массы для звездне в бинарных или многозвездных системах. Например, они могут использовать светимости и температуры. Звезды разной светимости и температуры имеют совершенно разные массы. Эта информация, представленная на графике, показывает, что звезды могут быть расположены по температуре и светимости.

Действительно массивные звезды являются одними из самых горячих во вселенной. Звезды меньшей массы, такие как Солнце, круче своих гигантских братьев и сестер. График звездных температур, цветов и яркости называется Диаграмма Герцспрунга-Расселаи, по определению, он также показывает массу звезды, в зависимости от того, где она лежит на карте. Если он лежит вдоль длинной извилистой кривой, называемой Основная последовательностьтогда астрономы знают, что его масса не будет гигантской и не будет маленькой. Звезды самой большой массы и самой маленькой массы выпадают за пределы Главной последовательности.

Астрономы хорошо разбираются в том, как звезды рождаются, живут и умирают. Эта последовательность жизни и смерти называется «звездная эволюция». Самый большой предсказатель того, как звезда будет развиваться, это масса, с которой он родился, его «начальная масса». Звезды с низкой массой обычно холоднее и тусклее, чем их звезды с большей массой двойники. Таким образом, просто взглянув на цвет звезды, ее температуру и то, где она «живет» на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, астрономы могут получить хорошее представление о массе звезды. Сравнения похожих звезд известной массы (таких как упомянутые выше двойные файлы) дают астрономам хорошее представление о том, какой массой является данная звезда, даже если она не является двойной.

Конечно, звезды не держат одинаковую массу всю свою жизнь. Они теряют это с возрастом. Они постепенно потребляют свое ядерное топливо и в конечном итоге испытывают огромные эпизоды потери массы на конец их жизни. Если они такие звезды, как Солнце, они мягко сдувают его и образуют планетарные туманности (обычно). Если они намного массивнее Солнца, они умирают в событиях сверхновых, где ядра коллапсируют, а затем расширяются наружу в результате катастрофического взрыва. Это взрывает большую часть их материала в космос.

Наблюдая за типами звезд, которые умирают подобно Солнцу или умирают в сверхновых, астрономы могут определить, что будут делать другие звезды. Они знают свои массы, они знают, как другие звезды с подобными массами эволюционируют и умирают, и поэтому они могут сделать некоторые красивые хорошие прогнозы, основанные на наблюдениях за цветом, температурой и другими аспектами, которые помогают им понять их массы.

Наблюдать за звездами гораздо больше, чем собирать данные. Получаемая астрономами информация складывается в очень точные модели, которые помогают им точно предсказать, что именно звезды в Млечном Пути и во всей вселенной будут действовать так, как они рождаются, стареют и умирают, все на основе их массы. В конце концов, эта информация также помогает людям понять больше о звездах, особенно о нашем Солнце.

• Масса звезды является важным предсказателем многих других характеристик, в том числе того, как долго она будет жить.
• Астрономы используют косвенные методы, чтобы определить массы звезд, так как они не могут непосредственно коснуться их.
• Как правило, более массивные звезды живут короче, чем менее массивные. Это потому, что они потребляют свое ядерное топливо намного быстрее.
• Звезды, подобные нашему Солнцу, имеют среднюю массу и будут заканчиваться совсем не так, как массивные звезды, которые взорвутся через несколько десятков миллионов лет.