الفلك

كم من الوقت يستغرق النجم للانتقال من التسلسل الرئيسي إلى العملاق الأحمر؟

كم من الوقت يستغرق النجم للانتقال من التسلسل الرئيسي إلى العملاق الأحمر؟

لقد قرأت أن الأمر يستغرق بلايين السنين حتى تمر النجوم بحجم الشمس تقريبًا عبر التسلسل الرئيسي ، وبعد ذلك ستدخل مرحلة العملاق الأحمر. عندما يحدث ذلك ، كم من الوقت يستغرق النجم لينتفخ إلى الخارج عندما يصبح عملاقًا أحمر؟


يستغرق نجمًا مثل الشمس حوالي مليار سنة للانتقال من نهاية احتراق الهيدروجين الأساسي إلى بداية احتراق قلب الهيليوم. قد لا يطلق المرء على تلك المرحلة بأكملها مرحلة العملاق الأحمر ، لأن عملية النفخ تستغرق وقتًا طويلاً حتى تبدأ. في هذه الأثناء ، النجم هو ما يسمى بـ "عملاق ثانوي" ، وليس عملاق أحمر ، والفرق المادي هو أنه في العملاق الأحمر الكامل ، تفقد الإلكترونات في القلب الكثير من الحرارة لدرجة أنها تقترب قريبة من حالتها الأرضية الميكانيكية الكم. هذا يعني أن اللب صغير جدًا ، بحجم الأرض تقريبًا ، لذلك يجب فقد الكثير من الحرارة قبل أن يصل النجم إلى هذه الحالة.

بعد ذلك ، يمكننا القول إن النجم عملاق أحمر ، لكنه لن يكون بهذه الضخامة حتى يكتسب اللب مزيدًا من الكتلة. ستتقلص كرة من الإلكترونات بالقرب من حالتها الأرضية مع إضافة المزيد من الكتلة إليها ، ومع تقلص اللب ، تكتسب الإلكترونات طاقة حركية ، والأهم من ذلك ، تنكمش أيونات الهيليوم. عندما تصبح الكتلة الأساسية كبيرة بدرجة كافية ، يحصل الهيليوم على طاقة حركية كافية لبدء الاندماج ، وهذه هي نهاية مرحلة العملاق الأحمر. توقف النجم عن التوسع وبدلاً من ذلك يتقلص إلى "الفرع الأفقي". يحدث معظم التوسع الهائل بالقرب من نهاية تلك العملية ، لذا ستبدو الشمس كعملاق أحمر لأقل من 100 مليون سنة على الأرجح ، اعتمادًا على الحجم والأحمر الذي تريده لكي يتم حسابه. مصدر معقول هو https://www.space.com/22471-red-giant-stars.html.


أسئلة مشابهة

علم

الاختيار من متعدد 1. أي من المصطلحات التالية يشير إلى جسم يدور حول الشمس ولديه جاذبية كافية ليكون كرويًا ولكنه لم يزيل مساحة مداره؟ (1 نقطة) نيزك مذنب كوكب قزم كوكب 2. أي من

الفيزياء

تحتوي الخلية الشمسية المحددة على المواصفات التالية: Isc = 4A Voc = 0.7V 36 خلية متطابقة مع المواصفات المذكورة أعلاه يجب أن تكون مترابطة لإنشاء وحدة PV. 1- ما هو جهد الدائرة المفتوحة (V) للوحدة الكهروضوئية إذا

علم

في الرسم الذي يمثل نموذجًا مصغرًا للنظام الشمسي ، توضع الشمس في المركز وتظهر الكواكب تدور في دوائر حولها. بينما في الواقع يبعد المريخ 1.5 وحدة فلكية عن الشمس ، يظهر المريخ في النموذج

علم

أي مما يلي يمثل مشكلة في استخدام الطاقة الشمسية كمصدر رئيسي للطاقة؟ أ. ليس لدى الناس بعد التكنولوجيا اللازمة لاستخدام الطاقة الشمسية *** ب. الشمس ليست قريبة بما يكفي لتوفير الطاقة الشمسية ج. الطاقة من الطاقة الشمسية

تساعد الفيزياء

في موقع معين ، تبلغ الطاقة الشمسية لكل وحدة مساحة تصل إلى سطح الأرض 180 واط / م 2 بمتوسط ​​24 ساعة في اليوم. لنفترض أنك تعيش في منزل يعمل بالطاقة الشمسية يبلغ متوسط ​​متطلبات الطاقة فيه 3.2 كيلو واط. بأي معدل يجب

الفلك

1. ما لون النجوم شديدة السطوع واللمعان؟ أ. أحمر ب. أزرق. أبيض. د. أصفر. 2. أثناء تقلص نجم أولي ، تزداد الكثافة و ______ ترتفع. ألف الطاقة النووية باء الغبار جيم درجة الحرارة د التدفق 3. ماذا

علم

أحتاج إلى شخص ما للتحقق من إجاباتي. ما القاسم المشترك بين التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية؟ حدد الإجابتين الصحيحتين (نقطة واحدة) إنهما أحداث متفجرة يمكن أن تؤثر على الأرض. ****** سببها الشمس

يكتب Alpha التسلسل الحسابي اللانهائي 10 ، 8 ، 6 ، 4 ، 2 ، 0. يكتب بيتا التسلسل الهندسي اللانهائي 9 ، 6 ، 4 ، 8/3 ، 16/9. تصنع جاما متتالية حدها n هو حاصل ضرب الحد n من تسلسل Alpha و

الفيزياء

يحتوي القمر الصناعي الذي يدور في اتجاه عقارب الساعة على أربع ألواح شمسية منخفضة الكتلة بارزة كما هو موضح ، تبلغ كتلة القمر الصناعي 750 كجم. نيزك صغير كتلته 2 كجم يسافر بسرعة عالية يمزق أحد الألواح الشمسية و

الفلك

لمعان الشمس 4 * 10 ^ 33 erg / s ، ونصف قطرها 7 * 10 ^ 10 cm. أنت مكلف ببناء محطة للطاقة الشمسية في صحراء أريزونا ، باستخدام الألواح الشمسية بكفاءة 10٪. ما هو حجم المساحة (km ^ 2) التي يجب أن تكون شمسية

الفلك

أيهما يدعم نظرية السديم الشمسي لأصل النظام الشمسي؟ أ- تندر الاقراص حول النجوم اليافعة. ب- المشروبات شائعة حول النجوم الصغار. ج- الشمس هي أصغر جسم في النظام الشمسي. د - الكواكب

حساب التفاضل والتكامل

استخدم الرسم البياني للدالة f في المتغير x يساوي x زائد 1 على x لتحديد أي العبارات التالية صحيحة بالنسبة للتسلسل a n يساوي المتتالية n زائد 1 على n. (15 نقطة) أ) التسلسل رتيب و


عندما تصطدم جزيئات الغاز في السحابة الجزيئية ببعضها البعض ، يتم إنشاء طاقة حرارية ، مما يسمح بتكوين كتلة دافئة من الجزيئات في سحابة الغاز. يشار إلى هذا التكتل باسم Protostar. نظرًا لأن البروتوستار أكثر دفئًا من المواد الأخرى في سحابة الجزيء ، يمكن رؤية هذه التكوينات من خلال رؤية الأشعة تحت الحمراء. اعتمادًا على حجم سحابة الجزيء ، يمكن أن تتشكل عدة نجوم أولية في سحابة واحدة.

في مرحلة T-Tauri ، يبدأ النجم الشاب بإنتاج رياح قوية تدفع الغازات والجزيئات المحيطة بعيدًا. هذا يسمح للنجم المتكون أن يصبح مرئيًا لأول مرة. يمكن للعلماء اكتشاف نجم في مرحلة T-Tauri دون مساعدة الأشعة تحت الحمراء أو موجات الراديو.


كم من الوقت يستغرق النجم للانتقال من التسلسل الرئيسي إلى العملاق الأحمر؟ - الفلك

طوال مرحلة التسلسل الرئيسي الطويل ، يتم موازنة الضغط القاسي للجاذبية من خلال الضغط الخارجي من تفاعلات الاندماج النووي في القلب. في النهاية يتحول الهيدروجين الموجود في القلب إلى الهيليوم وتتوقف التفاعلات النووية. تتولى الجاذبية وينكمش اللب. تنهار الطبقات خارج اللب أيضًا ، وتنهار الطبقات الأقرب إلى المركز بشكل أسرع من الطبقات القريبة من السطح. عندما تنهار الطبقات ، يضغط الغاز ويسخن.

في نهاية المطاف ، تصبح الطبقة الموجودة خارج القلب والتي تسمى & quot ؛ طبقة & quot ؛ ساخنة وكثيفة بدرجة كافية لبدء الاندماج. يسمى الانصهار في الطبقة خارج القلب مباشرة حرق قذيفة. هذا الاندماج سريع جدًا لأن طبقة الغلاف لا تزال تنضغط وتزداد درجة الحرارة. يزيد لمعان النجم من قيمة تسلسله الرئيسي. ينفث غلاف الغاز المحيط بالنواة إلى الخارج تحت تأثير الضغط الخارجي الإضافي. عندما يبدأ النجم في التوسع يصبح عملاق ثم أ العملاق الأحمر.

عند السطح المنتفخ ، يتم توزيع كمية الطاقة المتزايدة على مساحة أكبر بحيث يكون كل سنتيمتر مربع أكثر برودة. سيكون للسطح لون أحمر لأنه بارد جدًا وسيكون بعيدًا عن المركز أكثر مما كان عليه أثناء التسلسل الرئيسي. على الرغم من درجة حرارة سطحه الأكثر برودة ، إلا أن العملاق الأحمر شديد الإضاءة بسببه تسربت مساحة السطح. عندما تصبح الشمس عملاقًا أحمر ، ستبتلع الشمس عطارد والزهرة وربما الأرض أيضًا. حتى لو لم يتم ابتلاع الأرض ، فإن الظروف على سطحها ستصبح مستحيلة لوجود الحياة. سيؤدي سطوع الشمس المتزايد إلى تسخين سطح الأرض لدرجة أن مياه المحيطات والغلاف الجوي ستتبخر بعيدًا. سوف تتوسع نجوم التسلسل الرئيسي الهائل أكثر بكثير لتصبح العمالقة. منكب الجوزاء ، النجم الأحمر اللامع في الزاوية اليسرى العليا من كوكبة الجبار ، هو مثال على نجم عملاق. إذا تم وضعها في مركز نظامنا الشمسي ، فستكون جميع الكواكب خارج كوكب المشتري داخل منكب الجوزاء. عدد قليل من العمالقة أكبر من Betelgeuse!

--
تم التقاط صورة HST بالأشعة فوق البنفسجية (يسار) - تم التقاط صورة ALMA بطول موجة أقل من المليمتر (يمين)

يمكن أن يكون للعمالقة الحمراء رياح قوية تبدد كتلة أكبر من كل الرياح النجمية التي حدثت خلال مرحلة التسلسل الرئيسي الطويل. ومع ذلك ، ستفقد معظم كتلة النجم في المرحلة & quotlast gasp & quot (السديم الكوكبي أو المستعر الأعظم) الموصوف أدناه. طوال حياة النجم بعد أن بدأ التفاعلات النووية لأول مرة ، فقد كتلته حيث حول بعض كتلته إلى طاقة وفُقدت كتلة أخرى في الرياح. هذا يعني أنه على الرغم من أن العملاق الأحمر كبير من حيث الحجم الخطي ، إلا أنه كذلك أقل ضخامة من نجم التسلسل الرئيسي الذي جاء منه. العملاق الأحمر له أقصى درجات الحرارة والكثافة: سطحه بارد ومنخفض الكثافة للغاية ، في حين أن لبه شديد الحرارة وكثافة للغاية.

المرحلة 6: الانصهار الأساسي

إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، يمكن للجاذبية أن تضغط على اللب بما يكفي لخلق درجات حرارة عالية بما يكفي ، 100 مليون كلفن ، لبدء دمج الهيليوم ، أو درجات حرارة تبلغ بلايين كلفن لدمج العناصر الأثقل إذا كانت تكرر هذه المرحلة. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة (مثل الشمس) ، يمكن أن يكون بداية اندماج الهيليوم جدا سريعًا ، ينتج عنه انفجار من الطاقة يسمى أ فلاش الهيليوم. في النهاية ، يستقر معدل التفاعل. يطلق الاندماج في اللب خلال هذه المرحلة طاقة / ثانية أكثر من الاندماج الأساسي لمرحلة التسلسل الرئيسية ، وبالتالي يكون النجم أكبر ولكنه مستقر! تتم استعادة التوازن الهيدروستاتيكي حتى نفاد الوقود الأساسي.

يمكن للنجوم التي تدخل هذه المرحلة وتغادرها أن تخلق ظروفًا في مساحاتها الداخلية تحبس طاقتها المشعة في طبقاتها الخارجية. يزداد الضغط الحراري الخارجي بدرجة كافية لتوسيع الطبقات الخارجية للنجم. الطاقة المحاصرة قادرة على الهروب عندما تتمدد الطبقات الخارجية وينخفض ​​الضغط الحراري. تسيطر الجاذبية ويتقلص النجم ، لكنه يتقلص إلى ما بعد نقطة التوازن. تصبح الطاقة محاصرة مرة أخرى وتستمر الدورة.

في النجوم العادية ، يعمل التوازن الهيدروستاتيكي على إخماد (تقليل) النبضات. لكن النجوم التي تدخل وتخرج من المرحلة 6 يمكنها لفترة وجيزة (من حيث عمر النجوم!) أن تخلق ظروفًا يكون فيها الضغط والجاذبية غير متزامنين وتستمر النبضات لبعض الوقت. ستنبض النجوم الأكبر والأكثر سطوعًا بفترات أطول من النجوم الأصغر والأكثر خفوتًا لأن الجاذبية تستغرق وقتًا أطول لسحب الطبقات الخارجية الممتدة للنجوم الأكبر للخلف. ال علاقة اللمعان الفترة يمكن استخدامها لتحديد مسافات هذه النجوم المضيئة من قانون التربيع العكسي لسطوع الضوء. النجوم من هذا النوع تسمى متغيرات سيفيد، وهو نوع مهم جدًا من النجوم لتحديد مقياس الكون ، تمت مناقشته في فصل درب التبانة.

تلتقط هذه الصورة لـ NGC 3603 من تلسكوب هابل الفضائي (مقدمة من معهد علوم تلسكوب الفضاء) دورة حياة النجوم في مشهد واحد. من أسفل اليمين إلى أعلى اليسار ، ترى: غيومًا داكنة وعمودًا غازيًا عملاقًا مع نجوم جنينية في طرفه إلى أقراص محيطية حول النجوم الشابة إلى نجوم متسلسلة رئيسية في عنقود في المركز إلى عملاق مع حلقة وتدفق ثنائي القطب في الجزء العلوي الأيسر من مركز قرب نهاية دورة الحياة.

المرحلة 7: العملاق الأحمر أو العملاق

عندما ينفد الوقود الأساسي مرة أخرى ، يستأنف اللب انهياره. إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية ، فسوف يكرر المرحلة 5. عدد المرات التي يمكن للنجم أن يدور خلالها عبر المراحل من 5 إلى 6 إلى 7 يعتمد على كتلة النجم. في كل مرة خلال الدورة ، يخلق النجم عناصر أثقل جديدة في جوهره (المرحلة 6) من رماد تفاعلات الاندماج في الدورة السابقة. يسمى هذا الخلق للعناصر الأثقل من العناصر الأخف التركيب النووي النجمي. بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة ، يستمر هذا حتى إنتاج الحديد في اللب. النجوم مثل شمسنا سوف تصنع عناصر تصل فقط إلى الكربون والأكسجين في نواتها. كل تكرار للمراحل من 5 إلى 6 إلى 7 يحدث خلال فترة زمنية أقصر من التكرار السابق. يحدث اندماج الكربون عند حوالي 600 مليون كلفن ، ويحدث اندماج النيون عند حوالي 1.2 مليار كلفن ، ويحدث اندماج الأكسجين عند حوالي 1.5 مليار كلفن ، ويحدث اندماج السيليكون عند حوالي 2.7 مليار كلفن.

حتى إنتاج الحديد في النجوم الأكثر ضخامة ، فإن عملية الاندماج النووي قادرة على توليد طاقة إضافية من اندماج النوى الأخف وزناً. لكن انصهار نوى الحديد تمتص طاقة. يتشكل قلب الحديد في النهاية فقط عام من المرحلة العملاقة. ينفجر لب النجوم الضخمة وتصبح الكثافة كبيرة لدرجة أن البروتونات والإلكترونات تتحد لتشكل نيوترونات + نيوترينوات وتنطلق الطبقات الخارجية في انفجار مستعر أعظم ضخم. النجوم ذات الكتلة المنخفضة الأكثر شيوعًا سيكون لها موت لطيف ، وتشكل سديمًا كوكبيًا.


تطور الأرض & # x27S الغلاف الجوي

تطور الغلاف الجوي وفرضية جايا

وفقًا للنظريات المقبولة لتطور النجوم المتسلسلة الرئيسية ، والتي تعد الشمس عضوًا نموذجيًا فيها ، فإن لمعان الشمس يزداد باطراد بنحو 40٪ منذ تشكل الشمس. يتم تحديد متوسط ​​درجة حرارة سطح كوكب مثل الأرض من خلال توازن الطاقة. إذا ظل تكوين الغلاف الجوي دون تغيير ، فإن الأرض & # x27s تعني أن درجة حرارة السطح كانت أقل من نقطة تجمد الماء قبل حوالي ملياري عام. لكن السجل الرسوبي يُظهر أن الماء السائل كان دائمًا موجودًا على الأرض. الحل المعقول لمفارقة "الشمس الفتية الباهتة" هو أن الغلاف الجوي المبكر كان يحتوي على المزيد من غازات الدفيئة (على سبيل المثال ، CO 2). نوعان من غازات الدفيئة بخلاف ثاني أكسيد الكربون2 التي تم اعتبارها أيضًا لهذا الدور هي الأمونيا والميثان. يحتوي كلا الغازين على نطاقات امتصاص قوية تقع ضمن نطاق الطول الموجي الطيفي أو "النافذة" حيث تقوم الأرض بإعادة إشعاع معظم الطاقة الشمسية التي تتلقاها مرة أخرى إلى الفضاء ، ولكن خارج ثاني أكسيد الكربون الأساسي2 نطاق الامتصاص عند 15 ميكرومتر. وفرتها (نسب الاختلاط) في الغلاف الجوي ستعتمد على معدلات إنتاجها وتدميرها. أكبر مصادر الميثان والأمونيا في الوقت الحاضر هي مصادر بيولوجية ، ومن المحتمل أن يكون هذا هو الحال في الأوقات المبكرة أيضًا. في حين أن الأمونيا هي ممتص فعال للغاية للأشعة تحت الحمراء ، إلا أنه من السهل تدميرها بواسطة الأشعة فوق البنفسجية ومن غير المرجح أن تكون وفيرة بدرجة كافية في الغلاف الجوي لآرشي. الميثان ، من ناحية أخرى ، له عمر كيميائي يبلغ 10 سنوات: CH4 مستقر فيما يتعلق بالأكسجين الجزيئي ، ولكن التفاعل مع جذور الهيدروكسيل (OH) من التحلل الضوئي لبخار الماء ينتج CH3، والذي يتفاعل بسهولة مع O2. في حالة عدم وجود الأكسجين لإزالة الهيدروجين الناتج أيضًا عن التحلل الضوئي ، يمكن لـ OH إعادة الاتحاد مع H ولم يعد حوضًا فعالًا للميثان. يمكن أن يحافظ معدل الإنتاج الحديث على CH4 نسبة خلط تبلغ 10 3 في جو عديم الأكسجين ، وهو مستوى يمكن أن يعمل بالتنسيق مع كمية متواضعة من ثاني أكسيد الكربون في الغلاف الجوي.2 للحفاظ على درجات حرارة أعلى من درجة التجمد. ومع ذلك ، فإن المصدر الحديث السائد للميثان هو الكائنات الحية الدقيقة في أحشاء النمل الأبيض والمجترات قليلة الأكسجين. ليس من الواضح ما هي معدلات الإنتاج في عصر ما قبل الكمبري قبل وجود الحيوانات.

لقد تم اقتراح أن وجود الحياة وتطورها على هذا الكوكب قد يكون له تأثير عميق على المناخ من خلال تنظيم كميات ثاني أكسيد الكربون.2 وجزيئات الدفيئة الأخرى في الغلاف الجوي ، أو عن طريق التحكم في إنتاج الهباء الجوي وبالتالي تعديل تكوين السحب. تعتبر ملاحظات الدور الأساسي للبيولوجيا في تدوير غازات الغلاف الجوي أحد أسس فرضية "Gaia" التي يُنظر فيها إلى المحيط الحيوي على أنه منظم للمناخ للحفاظ على الظروف المناسبة للنشاط البيولوجي. تُعرف قدرة المحيط الحيوي على الحفاظ على بيئة عالمية مثالية للحياة باسم التعرق المنزلي. إن كون الغلاف الجوي الأرضي قد خضع للتأثيرات المنزلية من قبل المحيط الحيوي طوال تاريخه الطويل هو فرضية مثيرة للاهتمام ولكن يصعب إثباتها. لا تتناول التحقيقات في تطور الغلاف الجوي لـ Earth & # x27s أسئلة عميقة حول قابلية كوكبنا للسكن فحسب ، بل تتناول أيضًا إمكانية وجود واكتشاف الكواكب الصالحة للسكن والحياة حول النجوم الأخرى. يؤثر المجتمع البشري ، من خلال الاحتراق السريع للمركبات العضوية المدفونة (الوقود الأحفوري) ، وإزالة الغابات ، وتعديل البياض الكوكبي ، على تطور الغلاف الجوي والمناخ. ما هو نوع دور التغذية الراجعة الذي سنلعبه في النهاية في التطور المستمر للغلاف الجوي والمناخ لكوكبنا الذي لا يزال غير معروف.


كم من الوقت يستغرق النجم للانتقال من التسلسل الرئيسي إلى العملاق الأحمر؟ - الفلك

تتبع جميع النجوم نفس السلسلة الأساسية من الخطوات في حياتهم: التسلسل الرئيسي لسحابة الغاز العملاق الأحمر (سديم كوكبي أو سوبر نوفا) بقايا. كم من الوقت يستمر النجم في كل مرحلة ، سواء كان سديم كوكبي يتشكل أو حدث سوبر نوفا مذهل ، ونوع البقايا التي ستتشكل يعتمد على الكتلة الأولية للنجم.

يعتمد تطور النجوم على كتلتها (في بداية الاندماج فقط) *

* مع القليل من الاعتماد على التركيب الكيميائي

المرحلة 1: السحابة الجزيئية العملاقة

أ سحابة جزيئية عملاقة عبارة عن سحابة غاز كبيرة كثيفة (بها غبار) باردة بدرجة كافية لتشكيل الجزيئات. توجد الآلاف من السحب الجزيئية العملاقة في الجزء القرصي من مجرتنا. تحتوي كل سحابة جزيئية عملاقة على 100.000 إلى بضعة ملايين من كتلة المواد الشمسية.

أحد الأمثلة القريبة هو مجمع السحابة الجزيئية الجبار الذي يمتد من حزام كوكبة الجبار إلى سيفه الذي يعتبر سديم الجبار جزءًا منه. يقع مجمع Orion على بعد حوالي 1340 سنة ضوئية ، ويمتد عبر عدة مئات من السنين الضوئية ، ويحتوي على مادة تكفي لتشكيل عشرات الآلاف من الشموس. تحتوي السحب الجزيئية العملاقة على غبار بداخلها لحماية الأجزاء الأكثر كثافة منها من الإشعاع القاسي للنجوم القريبة بحيث يمكن للجزيئات أن تتشكل فيها. لذلك ، فهي مظلمة جدًا وباردة جدًا بدرجة حرارة حوالي 10 كلفن فقط بالإضافة إلى الجزيء الأكثر شيوعًا ، وهو الهيدروجين الجزيئي ، تم اكتشاف أكثر من 80 جزيئًا آخر في السحب من جزيئات بسيطة مثل أول أكسيد الكربون إلى الجزيئات العضوية المعقدة مثل مثل الميثانول والأسيتون. تُستخدم التلسكوبات الراديوية لمراقبة هذه السحب الباردة المظلمة جدًا. الغيوم كثيفة بالنسبة لبقية الغاز بين النجوم لكنها لا تزال أقل كثافة بكثير من الغلاف الجوي للكوكب. تتراوح كثافة السحابة النموذجية من 100 إلى 1000 جزيء لكل سنتيمتر مكعب بينما يحتوي كل سنتيمتر مكعب من الهواء الذي تتنفسه على حوالي 2.5 & # 215 10 19 جزيء - السحابة الجزيئية من عشرات إلى مئات المرات & مثلًا أكثر من أفضل الغرف المفرغة لدينا أرض!

في أجزاء السحابة الجزيئية العملاقة حيث تكونت النجوم شديدة الحرارة (من النوع O و B) ، يمكن جعل غاز الهيدروجين المحيط بها يتوهج في النطاق المرئي ليصنع ما يسمى منطقة H II. سديم الجبار هو مثال على ذلك. إنها الرقعة الغامضة التي يمكنك رؤيتها في جزء السيف من كوكبة الجبار. إنها فقاعة تمتد حوالي 26 سنة ضوئية وقد انفجرت من جانب واحد من مجمع أوريون.

يضيء السديم من خلال تألق غاز الهيدروجين حول نجم من النوع O في مجموعة Trapezium المكونة من أربعة نجوم في قلب السديم. النجم من النوع O حار جدًا لدرجة أنه ينتج كمية كبيرة من الضوء فوق البنفسجي. يؤين الضوء فوق البنفسجي غاز الهيدروجين المحيط. عندما تتحد الإلكترونات مع نوى الهيدروجين ، فإنها تنتج الضوء المرئي. تُرى العديد من النجوم التي لا تزال تتشكل بالقرب من النجوم شبه المنحرفة. تظهر على شكل نقاط مستطيلة في الشكل أدناه مع توجيه محورها الطويل نحو نجوم شبه منحرف الساخنة. إذا قمت بتحديد الصورة ، فسيظهر عرض موسع لمجموعة Trapezium في نافذة أخرى. كلتا الصورتين مأخوذة من تلسكوب هابل الفضائي (مقدمة من معهد علوم تلسكوب الفضاء).

تحدد مناطق H II مواقع تشكل النجوم لأنها تتكون من نجوم فتيّة وساخنة. تذكر من الجدول في بداية الفصل أن النجوم من النوع O تعيش بضعة ملايين من السنين فقط ، وهو وقت قصير جدًا لنجم! إنهم لا يعيشون طويلا بما يكفي للانتقال من مكان تشكلهم خلف الجزء المرئي من سديم الجبار توجد منطقة كثيفة من الغاز والغبار تكون باردة بدرجة كافية لتشكل الجزيئات. تتشكل الآن عدة مئات من النجوم داخل سديم الجبار.

شظايا من الغيوم الجزيئية العملاقة التي تحتوي على عشرات إلى مئات الكتل الشمسية من مادة واحدة ستبدأ في الانهيار لسبب ما في نفس الوقت تقريبًا. يمكن أن تكون آليات الزناد المحتملة موجة صدمية ناتجة عن انفجار نجم قريب عند وفاته أو من مرور السحابة عبر مناطق ذات جاذبية أكثر كثافة كما هو موجود في الأذرع الحلزونية للمجرات الحلزونية. تضغط موجات الصدمة هذه على سحب الغاز بما يكفي لانهيار الجاذبية. قد تبدأ سحب الغاز في الانهيار دون أي قوة خارجية إذا كانت باردة بدرجة كافية وضخمة بدرجة كافية لتنهار تلقائيًا. مهما كان السبب ، فإن النتيجة واحدة: تنضغط كتل الغاز لتصبح نجومًا أولية.

المرحلة 2: بروتوستار

ستصل درجة حرارة النجم الأولي من 2000 إلى 3000 كلفن ، وهي ساخنة بدرجة كافية لتوهج لون أحمر باهت مع وجود معظم طاقته في الأشعة تحت الحمراء. يحجب شرنقة الغاز والغبار المحيط بها الضوء المرئي. يسخن الغبار المحيط بدرجة كافية لإنتاج كميات وفيرة من الأشعة تحت الحمراء ويتوهج الغبار الأكثر برودة مع طاقة الميكروويف. يمكن لهذا الإشعاع الكهرومغناطيسي ذو الطول الموجي الأطول أن يمر عبر الغبار. تلسكوبات الأشعة تحت الحمراء قادرة على مراقبة النجوم الأولية نفسها وشرانقها في سحب الغبار في مجرتنا بينما تلسكوبات الميكروويف تستكشف المناطق المحيطة. قوة أجهزة الكشف بالأشعة تحت الحمراء موضحة في الصور أدناه. الجزء من السديم الموجود أعلى وإلى اليمين من نجوم Trapezium هو في الواقع تشكيل العديد من النجوم. يمكن رؤيتها فقط في صور الأشعة تحت الحمراء على الجانب الأيمن من الأشكال. إذا قمت بتحديد الأشكال ، فسيظهر عرض موسع في نافذة أخرى. كلتا الصورتين (على اليمين واليسار) مأخوذة من تلسكوب هابل الفضائي (مقدمة من معهد علوم تلسكوب الفضاء). تحقق أيضًا من فيديو جولة الضوء المرئي (HST) - الأشعة تحت الحمراء (Spitzer) لسديم الجبار.

النجوم الأولية منخفضة الكتلة (تلك التي تصل إلى حوالي 5 كتل شمسية) تكون في البداية أكثر إضاءة من نجم التسلسل الرئيسي الذي ستصبح عليه بسبب مساحة سطحها الكبيرة. عندما تنهار هذه النجوم الأولية ذات الكتلة المنخفضة ، فإنها تنخفض في لمعانها بينما تبقى عند درجة حرارة سطح ثابتة تقريبًا. يبقى النجم في مرحلة النجم الأولي لفترة قصيرة فقط ، لذلك من الصعب التقاط العديد من النجوم في تلك المرحلة من حياتهم. النجوم الأولية الأكثر ضخامة تنهار أسرع من النجوم الأقل ضخامة. يبدأ الاندماج في القلب والضغط الخارجي الناتج عن هذه التفاعلات يمنع القلب من الانهيار أكثر من ذلك. لكن المواد من السحابة المحيطة تستمر في السقوط على النجم الأولي. معظم الطاقة التي ينتجها النجم الأولي هي من الانهيار الثقالي للمادة السحابية.

النجوم الفتية اجتماعية - فتفتت السحابة الجزيئية العملاقة تنتج النجوم الأولية التي تتشكل في نفس الوقت تقريبًا. يُلاحظ أن النجوم تولد في مجموعات. من الأدلة المؤيدة الأخرى على ذلك أنه لا توجد نجوم شابة معزولة. هذه الملاحظة مهمة لأن الاختبار القيّم لنماذج التطور النجمي هو مقارنة النماذج مع العناقيد النجمية. يعتمد هذا التحليل على افتراض أن النجوم في العناقيد تستخدم للتحقق من صحة النماذج جميعها في نفس الوقت تقريبًا.

رصد تلسكوب هابل الفضائي النجوم الأولية في سديم الجبار وسديم النسر (في كوكبة سربنز). تم الكشف عن النجوم الأولية التي لاحظتها قبل الأوان. أدى الإشعاع المكثف من النجوم القريبة من نوع O أو B إلى تبخر الغبار وإبعاد الغاز حول النجوم الأصغر التي لا تزال في التكوين. في أكثر من حالة في سديم الجبار ، تم تفجير كل الغاز بعيدًا لترك فقط قرص الغبار المظلم مع النجم الأولي في المركز. يظهر في الشكل أعلاه أحد الأمثلة على قرص غبار مكشوف تمامًا شوهد وجهًا تقريبًا. إنها البقعة السوداء على يمين السديم الشرنقي البارز حول النجم الأولي في المركز. يتجه السديم الشرنقي على شكل دمعة حول النجم الأولي المركزي نحو نجوم شبه منحرف على يمين الشكل أعلاه. تم التقاط تبخر الأصابع المظلمة الكثيفة من الغبار والغاز في سديم النسر في صورة `` أعمدة الغاز '' الشهيرة على الجانب الأيمن من الشكل أدناه. سيؤدي تحديد الشكل إلى إظهار عرض موسع لصورة تلسكوب هابل الفضائي في نافذة أخرى (بإذن من معهد علوم تلسكوب الفضاء). لاحظ أن أصغر الأصابع التي تراها تخرج من جوانب الأعمدة أكبر من نظامنا الشمسي بأكمله!

عرض تفاعلي لطيف يوضح كيف تم إنشاء & quot ؛ & quot ؛ & quot ؛ & quot ؛ & quot ؛ & quot ؛ & ؛ & quot ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & quot ؛ & quot ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ و ؛ & ؛ & ؛ & ؛ و ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & ؛ & quot ؛ & ؛ & quot ؛ & quot ؛ & quot ؛ & ؛ & quot ؛ & quot ؛ & ؛ & quot ؛ في صورة من HST من تجميع صور المرشحات المختلفة ؛ & quot ؛ أعمدة الخلق & quot ؛ التفاعلية من سلسلة NOVA's Origins التي تم بثها على PBS (سيؤدي تحديد الرابط إلى إظهاره في نافذة أخرى).

مثال جميل آخر من تلسكوب هابل الفضائي هو الصورة البانورامية الضخمة لسديم كارينا التي أصدرها معهد علوم تلسكوب الفضاء في منتصف عام 2007. يحتوي هذا السديم على ما لا يقل عن عشرة نجوم تبلغ كتلتها من 50 إلى 100 ضعف كتلة الشمس والكثير من كريات بوك وأعمدة ونفاثات من النجوم المتكونة. لهذا ، تحتاج إلى أخذ عينات من أجزاء مختلفة من الصورة المتاحة من الرابط. توفر الصورة أدناه لأحد الأعمدة في سديم كارينا في الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء توضيحًا آخر لفائدة عمليات رصد الأشعة تحت الحمراء للنظر داخل سحب الغبار. لاحظ العدد الكبير من النجوم التي يمكن رؤيتها في الأشعة تحت الحمراء! لاحظ أيضًا النفاثات ثنائية القطب القادمة من النجوم الشابة عند أطراف بعض الوحدات. النجوم الشباب في مرحلة T-Tauri موصوفة في القسم التالي.


السدم الكوكبية والأقزام البيضاء

عندما يصل النجم إلى الفرع العملاق المقارب (صعوده الثاني إلى فرع العملاق الأحمر) ، تكون الطبقات الخارجية للنجم ، بشكل عام ، على بعد عدة وحدات من الاتحاد الأفريقي عن اللب. إذا كنت تتذكر من دراستنا لقوة الجاذبية ، فإن مقدار الجذب الداخلي ينخفض ​​مثل تربيع المسافة. وبالتالي ، فإن الطبقات الخارجية لم تعد مرتبطة بقوة بالجاذبية إلى اللب. بالنظر إلى ملاحظاتنا عن السدم الكوكبية (الموصوفة بمزيد من التفصيل أدناه) ، يمكننا أن نستنتج أنه في مرحلة ما بالقرب من نهاية عمر نجم منخفض الكتلة ، فإنه يتخلص من طبقاته الخارجية بالكامل. ومع ذلك ، ما زال علماء الفلك يحاولون تحديد الآلية أو الآليات المسؤولة عن التسبب في طرد الغلاف. هناك العديد من النماذج العلمية للطرد ، بما في ذلك النموذج الموصوف في موقع astronomynotes.com: نعلم أنه في المراحل المتأخرة من التطور النجمي ، تشكلت حبيبات الغبار (على سبيل المثال ، "السخام والرمل" التي تحدثنا عنها في السدم المظلمة) في أجواء النجوم العملاقة الرائعة جدًا. قد يكون الضغط الذي تمارسه الفوتونات المنبعثة من النجم على حبيبات الغبار هذه في الغلاف الجوي كافيًا لدفع الغلاف غير المحكم بعيدًا عن النجم. لذلك ، في نهاية عمر النجم الشبيه بالشمس ، سيكون هناك بقايا: غلافه ولبه.

بقايا اللب: القزم الأبيض

لم يعد قلب النجم يخضع لأي اندماج نووي من أي نوع ، لذا فهو ينهار مرة أخرى. عندما يصل اللب إلى حجم مساوٍ تقريبًا لحجم الأرض (حوالي 100 مرة أصغر من حجمه الأصلي عندما كان يدمج الهيدروجين) ، سيتوقف الانهيار. سيحقق اللب في النهاية توازنًا مستقرًا عندما يقاوم ضغط انحلال الإلكترون الانهيار. خلال حالة التوازن الجديدة هذه ، على الرغم من ذلك ، لا يحدث أي اندماج ، وبالتالي فإن بقايا الكربون / الأكسجين في النواة النجمية لن تولد أي طاقة جديدة. بدلاً من ذلك ، سوف يبرد ببطء عن طريق إشعاع الضوء ، ويصبح خافتًا وخافتًا حتى لا يعطي ضوءًا كافيًا ليكون مرئيًا. قد تستغرق هذه العملية مليارات أو حتى تريليونات السنين. بينما لا يزال الكائن مرئيًا ، يطلق عليه اسم قزم ابيض، ويحتل الجزء السفلي الأيسر من مخطط الموارد البشرية بسبب ارتفاع درجة حرارته وإشراقه الخافت. الأقزام البيضاء أصغر بكثير من النجوم النموذجية ، وبالتالي فهي واحدة من بقايا النجوم التي يشار إليها غالبًا باسم كائنات مضغوطة. حصل Subrahmanyan Chandrasekhar على جائزة نوبل في الفيزياء عام 1983 لمساهماته في فهمنا لتطور النجوم ، بما في ذلك استقرار النجوم القزمة البيضاء. أظهر Chandrasekhar ، نظريًا ، أن النجوم القزمة البيضاء قادرة فقط على البقاء في حالة توازن تقاوم انهيار الجاذبية إذا كانت كتلتها أقل من 1.4 Mشمس. فوق تلك الكتلة ، لم يعد ضغط انحلال الإلكترون قادرًا على مقاومة الجاذبية. هذا الحد الأعلى 1.4 مشمس تُعرف كتلة القزم الأبيض باسم حد شاندراسيخار.

تريد معرفة المزيد؟

تحقق من صفحة مرصد Chandra حول الاسم نفسه ، Subrahmanyan Chandrasekhar.

إذا اعتبرت أن حجم القزم الأبيض يقارب حجم الأرض وأنه يحتوي على نفس كمية كتلة الشمس تقريبًا ، يجب أن تدرك أن خصائص المادة التي يتكون منها القزم الأبيض يجب أن تكون غير عادية. كثافة القزم الأبيض لا مثيل لها على الأرض. كثافة المادة هي كتلتها مقسومة على حجمها ، وهذا الرقم يمنحك تقديرًا لمدى إحكام المادة داخل الحجم الذي تشغله. كلما كان الجسم أكثر حزمًا (أكثر كثافة) ، سيشعر الجسم بثقله. على سبيل المثال ، لنفكر في قطعة من الرصاص بحجم مكعب السكر وكتلة من القطن بحجم مكعب السكر. الرصاص أكثر كثافة من القطن ، لذا إذا حملت كلتا الكتل في يدك ، على الرغم من أنهما بنفس الحجم ، فإن كتلة الرصاص ستشعر بثقلها. مادة القزم الأبيض أكثر كثافة من الرصاص. كتلة بحجم مكعب السكر من القزم الأبيض ستكون كتلتها حوالي 2000 كجم ، والتي تزن حوالي 4000 رطل في جاذبية الأرض. من المتوقع أن تتبلور أروع الأقزام البيضاء بالفعل ، وبما أنها تتكون أساسًا من الكربون / الأكسجين ، فإنها تُقارن أحيانًا بالماس الهائل ، كما هو الحال في هذا البيان الصحفي الصادر عن مركز الفيزياء الفلكية.

نظرًا لأن الأقزام البيضاء لم تعد تولد الطاقة عن طريق الاندماج ، فيمكن اعتبارها بمثابة "جمر" النجوم الشبيهة بالشمس الميتة. في بعض الكتب المدرسية ، يشير المؤلفون إلى الحالة النهائية ليس على أنها قزم أبيض ، ولكن على أنها أ قزم أسود، والتي تتحقق عندما يبرد القزم الأبيض لدرجة أنه لم يعد يشع أي ضوء على الإطلاق. ومع ذلك ، فإن الوقت الذي يستغرقه القزم الأبيض ليبرد ليصبح قزمًا أسود أطول من عمر الكون ، لذلك لا توجد أقزام سوداء حتى الآن. أروع الأقزام البيضاء المعروفة لها درجات حرارة أقل من 4000 كلفن ، في حين أن الأقزام البيضاء الأكثر ضخامة وأصغرها لها درجات حرارة تقارب 100000 كلفن!

يوجد أدناه صورة من تلسكوب هابل الذي كان جزءًا من دراسة لتحديد أضعف وأروع الأقزام البيضاء في مجموعة نجمية تسمى M4. يمكننا تقدير عمر هذه الأقزام البيضاء بناءً على نماذج بسيطة لكيفية برودة هذه الأقزام. وُجِد أنها تتراوح أعمارها بين 12 و 13 مليار سنة ، وهو ما يتوافق مع عمر الكون كما تحدده طرق أخرى.

بقايا الغلاف: السديم الكوكبي

يلعب القزم الأبيض أيضًا دورًا في مصير الطبقات الخارجية المقذوفة للنجم. لفترة وجيزة ، وفقًا لمعايير النجوم (حوالي 50000 سنة فقط أو نحو ذلك) ، يضيء ضوء الأشعة فوق البنفسجية المكثف المنبعث من القزم الأبيض المادة التي كانت الطبقات الخارجية للنجم. هذا الضوء يؤين الذرات في الغاز. تتحد الإلكترونات المحررة من خلال عملية التأين بشكل دوري مع الأيونات الموجودة في الغاز ، مما يؤدي إلى إصدار فوتونات في العملية وإنشاء طيف لخط الانبعاث. لذلك ، سوف تتوهج الطبقات الخارجية بشكل ساطع ، مما يؤدي إلى إنشاء سديم انبعاثي يشار إليه باسم a السديم الكوكبي. هذا الاسم مضلل للغاية. لا علاقة للسدم بالكواكب. When the first few planetary nebulae were discovered by telescopes, they appeared disk-shaped and greenish (recall the green color comes from the bright lines of oxygen seen in these objects), similar to the planet Uranus. Astronomers called them planetary nebulae because of their observational similarity to Uranus, but we now know they are the remnants of dead stars and have nothing to do with planets.

In the image below of the Ring Nebula, note how the interior looks greenish. Also, note that the white dwarf remnant of the star's core is located in the center of the nebula.

The duration of the planetary nebula stage for stars can be estimated quite simply in the following way:

  1. From spectroscopy, the expansion velocities of planetary nebulae are estimated to be approximately 20 - 30 km/sec.
  2. We can use the standard right triangle technique to determine the physical size of a planetary nebula if we measure its angular size and its distance.
  3. If you calculate size / velocity, you can estimate how long a particular planetary nebula took to expand to its current size.
  4. For a typical planetary nebula, its radius is of order 1 light year, or 9.5 x 10 12 km. So 9.5 x 10 12 km / 25 km/sec = 3.8 x 10 11 seconds, which is approximately 12,000 years. The largest planetaries have ages determined in this way to be less than 50,000 years.

My opinion, which is shared by other astronomers, is that planetary nebulae are some of the most beautiful objects photographed by telescopes. The Hubble Space Telescope has taken many images of different planetaries, and I encourage you to look at some of the samples I link to below. Planetary nebulae images appear in many places, including occasionally in pop culture. The group “Pearl Jam” even used a Hubble Space Telescope image of a planetary nebula as the cover of their CD Binaural.

Like many of the topics that we have covered in this lesson, astronomers have been able to determine some of the details related to the formation of planetary nebulae, but this is another area of active research. One model that is successfully able to describe some of the structures and properties observed in planetary nebulae is sometimes called the colliding wind model. The idea is that the star is surrounded by slow-moving gas produced when it had a strong stellar wind. When the envelope has mostly been removed from the star—exposing the core—a higher velocity outflow is created. This high-velocity gas plows into the low-velocity gas in the stellar neighborhood. This collision compresses the gas at the interface between the two winds, and it is that gas that glows and produces the rings of emission we see in many planetary nebulae. In planetaries that show elongated or hourglass structures, it is possible that a dense structure around the star's equator, caused by perhaps a stellar companion, may collimate the fast wind into oppositely directed jets of gas rather than into a spherically symmetric wind.

Watch this!

  • Hubblesite provides a brief video story called a "Hubble Minute - Helix Nebula: A New Twist" on the formation of structures in complex planetary nebulae. They also provide links for the individual pieces of the production, including the short animation of the formation of a planetary nebula.
  • Hubblesite also has a second visualization called "The Formation of Planetary Nebulae" that shows a possible scenario for creating a "bipolar" planetary nebula in a binary star system.

Briefly, let's mention the fate of the lowest mass stars here -- they will not become red giants nor emit planetary nebulae. Instead, we predict they will transition from red dwarf Main Sequence stars directly to white dwarfs. However, this is purely a theoretical prediction, because the expected Main Sequence lifetime of a star of < 0.4 MSun is approximately 10 trillion years. So, no star < 0.4 MSun that has formed in the Universe has yet been around long enough to die!


[Sticky] Star Color Calibration 1.58 - an example using Frank Schmitz's M101 composite with complete explanation of the tool

I am not sure what I am doing wrong but I still can't get the star color calibration to work. It turns completely red right now. Actually I am not entirely certain what kind of special settings I could use here. Maybe you can point me in the right direction. Maybe I am doing something wrong in the combine tool already?

Edit by Mabula: upgraded this post to Sticky

Thank you for sharing your data.

First my compliments on great M101 data 😉

I am too blame here, since I haven't yet provided instructions on this tool 🙄 but having said that, this is a very nice example to correct this now. So I will start here with giving a thorough explanation.

The Black Body calibration model is based on real physics for the star colors of Main Sequence stars:

Most of the stars in our images are Main Sequence stars in our own galaxy, the Milky Way. These stars are in the first phase of their live, fusing hydrogen nuclei (protons) to helium nuclei in the core of the star. This phase is usually the longest phase in a star's life/evolution from a cloud of gas to a white dwarf (which is a dying star in fact) or super novae for instance. During this main sequence phase, the stars are in hydrostatic & thermal equilibrium. This equilibrium is the reason for thes stars to emit light almost identically as a Black Body on broadband wevelenghts.

Furthermore, it's important to realize the following 2 feautures of Main Sequence stars:

  1. by far most stars are Reddish(95-99%). These are low-mass stars that have live relatively very long. Only a fraction (1-5%) of the stars will be blueish, these stars are high-mass stars that live relatively very short.
  2. A red star has a low luminosity,a blue star has a high lumninosity. A blue star's total luminosity can be more than 1.000.000x . as bright as a red star's total luminosity.

These 2 aspects have an important consequence !

If you look at a (main sequence) star population from a very great distance over which you can hardly see the individual stars anymore (like looking at a neighbour galaxy or M101 in this example). Then, although there are much more red stars, the blue stars will easily outshine the red stars in large parts of the population.

Although stars are not perfect blackbodies, to first order the spectra of light emitted by stars conforms closely to a black-body radiation curve, also referred to sometimes as a thermal radiation curve. The overall shape of a black-body curve is uniquely determined by its temperature, and the wavelength of peak intensity is inversely proportional to temperature, a relation known as Wien's Displacement Law. Thus, observation of a stellar spectrum allows determination of its effective temperature. Obtaining complete spectra for stars through spectrometry is much more involved than simple photometry in a few bands. Thus by comparing the magnitude of the star in multiple different color indices, the effective temperature of the star can still be determined, as magnitude differences between each color will be unique for that temperature. As such, color-color diagrams can be used as a means of representing the stellar population, much like a Hertzsprung–Russell diagram, and stars of different spectral classes will inhabit different parts of the diagram. This feature leads to applications within various wavelength bands.

The graphs on the left side of the tool are called color-color diagrams and are quite common in the scientific literature:

In astronomy, color–color diagrams are a means of comparing the apparent magnitudes of stars at different wavelengths. Astronomers typically observe at narrow bands around certain wavelengths, and objects observed will have different brightnesses in each band. The difference in brightness between two bands is referred to as color. On color–color diagrams, the color defined by two wavelength bands is plotted on the horizontal axis, and then the color defined by another brightness difference (though usually there is one band involved in determining both colors) will be plotted on the vertical axis.

Now the key to using the Star Color Calibration tool is to look at the 2 graphs on the left side and the interpretation on where the stars are in the graphs and how these graphs work and knowing what astronomical color is.

Astronomical color:

The astronomical color B-R is the magnitude difference between the Blue and Red luminosity of the star. So what does this mean:

  • a value of B-R = 0 means that Blue and Red are equally bright for that particular star.
  • If the value is larger then 0 (zero) then, now this is important ! since magnitudes are used, then the Red luminosity is greater than the Blue luminosity of that star. ( vice versa, a negative value means that Blue is more luminous than Red.)
  • astronomical colors are always presented in such a way that lower values mean the star is more blue, and higher values mean, the star is more red. So that is a good rule of thumb to remember.

Let's look at the B-R versus G-R graph:

Look at the range of the G-R and B-R values for the plotted star population.

  • The G-R values are all positive, meaning all the stars are more red than green.
  • The B-R values are all positive, meaning all the stars are more red than blue.

So seeing a calibrated image with only red stars is confirmed by these graphs. Obviously it doens't fit our expectation of how the data should look calibrated. We expect some blue in there, right?

Blue-Red, slider:

To shift the star population towards blue, you can adjust the Blue-Red, slider. Bear in mind, if the star population selected is sufficiently large, we still expect more red than blue stars.

A value of -0.25 (which corresponds to the axis of the graphs) seems appropriate for your data. Basically, by adjust this slider, you adjust the B-R color of the average star in the population. Setting it lower means, the average star becomes more blue, setting it higher, means the average star becomes more red.

Note the range now of the B-R and G-R values.

  • B-R range -0.40 to +0.60
  • G-R range -0.23 to +0.40
  • the bulk of stars have B-R colors of -0.2 to + 0.6. Most stars are still red, but we have some blue stars.

This slider can also be called the white star-calibration slider, since this enables you to adjust where a white star in the population should be located in the graphs.

Looks immediately much better after only 1 adjustment, right?

Further finetuning is in my next post.

Awesome description Mabula, that helped a lot to understand! Very powerful tool you have created there, thanks a lot! Looking forward to the video tutorial.

Further finetuning can be done with the 2x slope & 2x constant sliders for the 2 color-color diagrams.

The slope and constant are 2 parameters of a linear function: y = ax + b

x = astronomical color on x-axis

y = astronomical color on y-axis

So the slope and constant values determine the Black Body line in the color-color diagrams.

The actual values depend on the filters that are used in acquiring the data. If you always use the same filters and camera, then you expect these slopes and constant to be the same for different objects.

The physics behind this is given by F.J. Ballesteros 2012, New insights into black bodies, https://arxiv.org/pdf/1201.1809.pdf .

The B-R versus G-R graph after the initial Blue-Red adjustment, already gives a hint. we can see that slopes are probably smaller.

That leaves us with the 2 constants. Lowering the constants will lower the Black Body model/line in the color-color diagrams and this will have the effect that the colors become more magenta. Vice versa, increasing the constants, will make the colors more green. The expected value depends, (as mentioned before, just like the slopes) on the actual filters that were used in acquiring the data. But reasonable values for most filters are between -0.50 to +0.25.

The initial/default values that were used are -0.20 for both constants. Setting these both at 0,0 produces a very fine result, both visually and in the color-color diagrams:

And to show that the found Black Body model for star color calibration does work on other stars in the field of view, giving a nearly identical result, I placed the area select boxes differently. Off course minor adjustments in the B-R slider can be expected for white star calibration, but not for the other sliders since they should be dependent on the used filters.

Finally, the Star Rejection Kappa slider is a slider that determines which stars are used to calculate the model. The higher the kappa, the more stars are used. Setting this at 2 kappa, the default value, will have the effect that about 95 % of the stars is used and outliers (which could be non-Main Sequence stars like white dwarfs, Wolf-Rayet, unstable, variable stars, stars transitioning from main sequence to a red giant, etc..) are not. Leaving it at 2, should prove fine in almost all cases. But setting it a higher value will have little influence, since the possible outliers will contribute little to the model calculation. As an example, I raised it to 3 kappa, which normally corresponds to using more than 99% of the stars.

To end this explanation on Star Color Calibration using a Black Body model, I show a crop of Frank's M101, the Pinwheel Galaxy. I think it's awesome with good colors, and Frank (@foschmitz) acquired great data, that always helps 😊 The amount of red color in the active star forming regions in M101 is stunning.


10 Interesting Facts about Blue Giant Stars

Image Credit: Alnilam in Orion by Philip A. Cruden

Since there is no clear definition of blue giant stars, the term is frequently applied to any hot, massive star, albeit erroneously in some cases. For the most part though, blue giant stars fall into the O and B spectral classes, and are categorized as either luminosity class III giants or class II bright giants.

While blue giant stars have a surface temperature of at least 10,000 Kelvin, compared to say a yellow dwarf star like our Sun at about 6,000K, another type of star called blue supergiants (class I) are even more extreme, with a surface temperature of between 10,000–50,000K and luminosities of 10,000 to a million times brighter than the Sun. One famous example is Rigel in the constellation of Orion, which is a class B supergiant that is 25 times bigger than the Sun, and has a surface temperature of 11,000K. Refer to the image below here blue giants are represented by the giant stars Bellatrix and Spica, while the blue supergiants Rigel and Deneb appear to the upper right of the main sequence.

Below are 10 more interesting facts about blue giant stars you may not have known.

Blue giant stars are not a stellar class

In astronomy, the term “blue giant star” does not have a clear definition. In practice, a blue giant star can be in any one of a variety of evolutionary states, with about the only common aspects between them being that they have all evolved off of the main sequence, and that they inhabit a specific area of the H-R diagram, i.e., to the upper right of the main sequence. However, even though the term “blue giant” is not clearly defined, it is often erroneously applied to some hot and massive stars such as Wolf-Rayet stars, simply because these stars are big and hot.

Blue giant stars are relatively small

Despite their giant status, blue giants are only moderately bigger and more luminous than they were when they were on the main sequence. Nonetheless, with minimum temperatures of 10,000K, these stars are hot enough to emit blue light, which places them in the O, B, and sometimes early A spectral classes. Typically, a blue giant star would have an absolute magnitude of about 0 and brighter, and be about twice as massive as the Sun, while typically being only about 5 to 10 times bigger.

Heaviest blue supergiant is 315 times more massive than the Sun

While blue giant stars are typically more modestly sized, blue supergiant stars can have more than 25 solar radii and 20 solar masses, making them the most massive stars in the Universe. The blue supergiant star found in the Large Megallanic Cloud designated R136a1, for instance, is so massive that its very existence is posing a serious challenge to all the standard models of star formation. At 29 times bigger than the Sun, it is not the largest star yet found, but it is the most luminous, shining at a whopping 8.7 million solar luminosities with its incredible surface temperature of about 53,000K. It also has somewhere between 265 and 315 solar-masses, making it the most massive star yet discovered. However, the star is blowing off its own mass at a rate about 20 billion times that at which the Sun is shedding its own mass every year, and it is estimated that R136a has lost about 50 solar masses since its birth about 800,000 years ago.

Image Credit: ESO

Blue giant stars can switch colors

While massive stars expand when hydrogen burns in a shell around their mainly helium cores, they do not gain much luminosity as they move horizontally across the H-R diagram. In practice, this means that a massive star can rapidly change from being a blue giant to becoming a bright blue giant, and then a yellow supergiant, before ending up as a red supergiant. The luminosity class of such a rapidly changing star is determined by the changes in its spectrum that are caused by changes in temperature and surface gravity.

Most blue giant stars occur in OB associations

Most blue giant stars fall into the O spectral class, and most of them occur in OB stellar associations, which are small clumps of hot and massive stars that are thought to have originated at about the same time, and from the same molecular cloud. Once the fully formed stars have blown away the remaining gas and dust, the tightly-bound O and B-type stars become unbound, and start to drift apart. Note though that a typical OB association will also contain hundreds and sometimes thousands of stars of other types of stars as well.

Blue giant stars are very short-lived

Because of their relatively high masses, blue supergiants of the O spectral class will burn through their hydrogen fuel in only about a million years or so, before expiring as supernovas a few million years later. As a result, the average age of OB associations is only a few million years, and most associations will lose all their O and B class stars in less than 10 million years.

The fastest known rotator is a blue giant star

Blue giant stars are extreme in many ways, one example of which is the rotational velocity of VFTS 102, a 25-solar mass blue supergiant star in the star forming region of the Large Megallanic Cloud caled the Tarantula Nebula. Studies have shown that the star is rotating at about 600 km/sec (100 times faster than the Sun) at its equator, which is so fast that material is being flung off the star to form a disc of stellar material around it. While the exact reasons for this high rotation rate is not certain, it is thought that the star is being “spun up” by the accretion of material from a close companion star.

Supernova SN 1987A was the death of a blue giant star

Designated SN 1987A because it was the first supernova observed in the year 1987, this supernova had the blue supergiant star Sanduleak -69° 202 as its progenitor, which was rather surprising since at the time, it was thought by most investigators that blue giants of any type cannot produce supernova events. Nonetheless, the supernova’s blue-supergiant origin was confirmed a few months after the event when photographs of the area showed that the star Sanduleak -69° 202 had disappeared.

Blue giant stars are the likely progenitors of most black holes

Unlike red giant stars that are big because they are swollen, blue giants are big because they contain a lot of material. Thus, when blue stars die, their cores are so big that they thought to be unable to support themselves against gravity through the repulsive forces of neutrons, which means that the core will keep on collapsing until it forms a black hole. However, not all black holes are formed by blue giant stars, but the most massive blue supergiants will almost certainly form black holes when they die.

Blue giant stars are rare

Although blue giant stars are among the rarest of stars, they are among the most luminous in the sky, meaning that many of the brightest stars in the sky are blue giants, despite their rarity. A famous examples of a bright blue giant star is Spica, a binary system whose primary component is a blue giant, and together with its companion, make up the 4 brightest star in the constellation Virgo. Moreover, Spica was the star whose movement across the sky had led the ancient astronomer Hipparchus to discover the precession of the equinoxes.


The Life Cycle Of A Star:

The starting phase for all stars, including our Sun, begins when a dense region in a nebula begins to shrink and warm up. This is usually the result of one of several events that may occur to initiate the gravitational collapse of a molecular cloud. The means by which this occurs include galactic collisions or a devastating nearby supernova explosion sending ruptured matter into the clouds at very high speeds. Each of these stellar maternity wards can form anything from a few dozen to thousands of stars.

To form a star like our Sun, which is 864,400 miles (1,391,000 kilometres) across, it would take a collection of gas and dust a hundred times the size of our solar system. This is just the beginning. Once such a large amount of gas and dust huddle together, they form what we call a protostar. An object is considered a protostar for as long as material is still falling inward. For our Sun, and stars of the same mass, the protostar phase would have ended after approximately 100,000 years. After this, the protostar stops growing and the disk of material surrounding it is destroyed by radiation.

If the protostar was unsuccessful in acquiring enough mass, a brown dwarf will come into shape. These poor little guys are substellar objects that are unable to sustain hydrogen fusion reactions in their cores, due to their insufficient mass. Main sequence stars have no issue with this, to the envy of brown dwarfs. Putting it simply, a brown dwarf is too big to be called a planet, and too small to be called a star. Until 1995, they were only a theoretical concept. It is now thought, however, that there is a brown dwarf for every six stars.

If the star is big enough to fuse hydrogen atoms into helium, it will enter the phase that our Sun is in, called the main sequence phase. A star will enjoy most of its life in the main sequence phase. At this point nuclear fusion is turning hydrogen into helium. The star is only stable because the light pressure of this energy balances out the star’s gravitational collapse.

الإعلانات

الإعلانات

Approximately nine out of ten stars in the universe are main sequence stars. These stars can range from around a tenth of the mass of our Sun all the way up to 200 times as massive, and how long a star will stay in the main sequence phase depends on its size. A star with higher mass might have more material to play around with, but it will burn faster due to higher core temperatures caused by greater gravitational forces. A star the size of our Sun will spend about 10 billion years in this phase, but a star 10 times the size of our own will stick around for only 20 million years.

After the main sequence phase, the star will become a red giant. A red giant is a dying star in one of the last stages of stellar evolution. In a few billion years’ time, our Sun will die and expand, gobbling up the inner planets, and maybe even the Earth (don’t worry we’ll have died out a few billion years earlier. If we do manage to survive for another billion years, the temperature of the Earth’s surface will become far too hot for us humans.)

After stars stop converting hydrogen into helium via nuclear fusion, gravity will take over. It’s all downhill from here, I’m afraid. Red giant stars reach sizes of 62 million to 621 million miles in diameter (100 million to 1 billion kilometres), 100 to 1,000 times the size of the sun today. The energy of the star is spread out across a larger area, like the pixels when one expands a raster graphic. Because of this, the star actually becomes cooler reaching only a little more than half the heat of the Sun. The temperature change causes stars to shine more towards the red part of the spectrum it is this that gives a red giant its name.

Where a star goes from this point depends on its size. Let’s first go with the less violent option. Smaller stars, up to around eight times the mass of our sun, can become a white dwarf. These old stellar remnants are incredibly dense. A teaspoon of their matter would weigh as much on Earth as an elephant – that’s 5.5 tons in one incredibly strong teaspoon. A white dwarf’s radius is just .01 times that of our Sun, but the mass is about the same. Estimating how long a white dwarf has been cooling helps astronomers increase their understanding of how old the universe really is.

الإعلانات

الإعلانات

After an unimaginable amount of time – tens or even hundreds of billions of years – a white dwarf will cool until it becomes a black dwarf, which are invisible because they are emitting at the same temperature as the microwave background. Because of the age of the universe and what we know about its oldest stars, there are no known black dwarfs.

Alternatively, a star with at least eight solar masses will have a much more violent, yet much more beautiful, death. Massive stars can create a supernova when they run out of fuel. To them, it’s better to go out with a bang than to fade away. When supernovae explode, they fling their guts into space at speeds of 9,000 to 25,000 miles per second.

These blasts produce much of the material in the universe including some heavy elements such as iron, which help to make up both ourselves and our planet, so all of us carry the remnants of these explosions in our bodies. As Neil deGrasse Tyson puts it, “It is quite literally true that we are stardust.” The cycle starts all over again, with a new generation of stars, and new stars are born from the stardust left behind in the same way.

That doesn’t mean it’s the end of the road for what remains of the star. After the supernova explosion, the star’s core is left behind in the form of either a black hole or a neutron star, both of which are incredibly destructive and violently beautiful. Neutron stars are hard to find and are very mysterious objects. They may only be about the size of a city, but don’t let that fool you, these objects are not to be messed with. They are extremely dense: if one takes the mass of our sun, doubles it, and then shrinks it down to the size of Los Angeles, that’s roughly how dense a neutron star is. A cubic metre of a neutron star would weigh just less than 400 billion tonnes. All of that density makes their surface gravity truly immense.

الإعلانات

الإعلانات

Alternatively, what’s left after the supernova can become a black hole. Black holes literally pull the space around them. They need to have a massive amount of mass in an incredibly small space to have the required gravity to pull in light. To put this into perspective, to make a black hole out of the Earth the entire planet would need to be squeezed down to the size of a pea! These mysterious and frightening objects can slow down time and rip you apart and nothing can escape the grasp of a black hole when it reaches its event horizon. Any matter that enters its path is never seen again. They’re the playground bully of the universe, but unlike playground bullies, we might depend on them to live. Some researchers think black holes actually help create the elements because they break down matter into subatomic particles.

These particles make up you and I, and everything around us. We owe the stars our lives. Whether it’s big or small, young or old, you can’t argue that stars are some of the most beautiful and poetic objects in all of creation. Next time you look up at the stars, remember, this is how they were all created and how they will die.

As a Futurism reader, we invite you join the Singularity Global Community, our parent company’s forum to discuss futuristic science & technology with like-minded people from all over the world. It’s free to join, sign up now!


شاهد الفيديو: فيديو لكوكب عملاق يظهر بجوار الشمس - جسم ثلالثي غامض في بريطانيا - حرارة الكويت استثنائية (ديسمبر 2021).