Kā noteikt zvaigznes masu

Gandrīz visam visumam ir masa, no atomiem un apakšatomu daļiņām (piemēram, tām, kuras izpētījis lielais hadronu sadursme) līdz milzu galaktiku kopas. Vienīgās lietas, par kurām zinātnieki līdz šim zina, bet kurām nav masas, ir fotoni un gluoni.

Mise ir svarīgi zināt, bet objekti debesīs ir pārāk tālu. Mēs nevaram viņiem pieskarties, un mēs tos noteikti nevaram nosvērt ar parastajiem līdzekļiem. Tātad, kā astronomi nosaka lietu masu kosmosā? Tas ir sarežģīti.

Pieņemsim, ka a tipiska zvaigzne ir diezgan masīva, parasti daudz vairāk nekā tipiska planēta. Kāpēc rūp tās masa? Šī informācija ir svarīgi zināt, jo tas atklāj pavedienus par zvaigznes evolūcijas pagātni, tagadni un nākotni.

Zvaigžņu masas noteikšanai astronomi var izmantot vairākas netiešas metodes. Viena metode, saukta gravitācijas lēca, mēra gaismas ceļu, ko saliek blakus esoša objekta gravitācijas vilkme. Kaut arī lieces apjoms ir mazs, rūpīgi mērījumi var atklāt objekta, kas velk, gravitācijas vilkmes masu.

Astronomiem līdz 21. gadsimtam bija vajadzīgs gravitācijas objektīvu pielietojums zvaigžņu masu mērīšanai. Pirms tam viņiem bija jāpaļaujas uz zvaigžņu mērījumiem, kas riņķo ap kopēju masas centru, tā sauktajām binārajām zvaigznēm. Masa binārās zvaigznes (divas zvaigznes, kas riņķo ap kopēju smaguma centru) ir diezgan viegli izmērīt astronomiem. Faktiski vairāku zvaigžņu sistēmas sniedz mācību grāmatas piemēru, kā noskaidrot to masu. Tas ir mazliet tehnisks, taču ir vērts studēt, lai saprastu, kas astronomiem jādara.

Pirmkārt, tie mēra visu sistēmā esošo zvaigžņu orbītas. Viņi arī pulksteņo zvaigznes orbitālo ātrumu un pēc tam nosaka, cik ilgs laiks nepieciešams, lai dotā zvaigzne izietu cauri vienai orbītā. To sauc par tā "orbitālo periodu".

Kad visa šī informācija ir zināma, nākamie astronomi veic dažus aprēķinus, lai noteiktu zvaigžņu masu. Viņi var izmantot vienādojumu V_orbītā = SQRT (GM / R) kur SQRT ir "kvadrātsakne" a, G ir gravitācija, M ir masa, un R ir objekta rādiuss. Tas ir algebra jautājums, kā ķircināt masu, pārkārtojot vienādojumu, kas jāatrisina M.

Tātad, nekad nepieskaroties zvaigznei, astronomi izmanto matemātiku un zināmos fizikālos likumus, lai noskaidrotu tās masu. Tomēr viņi to nevar izdarīt katrai zvaigznei. Citi mērījumi viņiem palīdz noskaidrot zvaigžņu masunē binārās vai vairāku zvaigžņu sistēmās. Piemēram, viņi var izmantot gaismas un temperatūru. Dažādas gaismas un temperatūras zvaigznēm ir ārkārtīgi atšķirīga masa. Šī informācija, diagrammā parādot grafiku, parāda, ka zvaigznes var sakārtot pēc temperatūras un gaismas.

Patiešām masīvas zvaigznes ir vienas no karstākajām zvaigznēm Visumā. Mazākas masas zvaigznes, piemēram, Saule, ir vēsākas nekā viņu gigantiskie brāļi un māsas. Zvaigžņu temperatūras, krāsu un spilgtuma grafiku sauc par Hertzsprunga-Rasela diagramma, un pēc definīcijas tas parāda arī zvaigznes masu atkarībā no tā, kur tā atrodas uz diagrammas. Ja tas atrodas gar garu, izliektu līkni, ko sauc par Galvenā secība, tad astronomi zina, ka tā masa nebūs ne gigantiska, ne arī maza. Lielākās masas un mazākās masas zvaigznes atrodas ārpus galvenās secības.

Astronomiem ir labs veids, kā zvaigznes dzimst, dzīvo un mirst. Šo dzīvības un nāves secību sauc par "zvaigžņu evolūciju". Lielākais zvaigznes evolūcijas prognozētājs ir masa, ar kuru tā ir dzimusi, ar “sākotnējo masu”. Zema masas zvaigznes parasti ir vēsākas un blāvākas nekā to augstākā masa kolēģi. Tātad, vienkārši apskatot zvaigznes krāsu, temperatūru un to, kur tā dzīvo, Hertzsprunga-Rasela diagrammā, astronomi var iegūt labu priekšstatu par zvaigznes masu. Zināmu masu līdzīgu zvaigžņu (piemēram, iepriekšminēto bināro attēlu) salīdzinājumi sniedz astronomiem labu priekšstatu par to, cik liela ir noteiktā zvaigzne, pat ja tā nav binārā.

Protams, zvaigznes visu mūžu neuztur vienādu masu. Viņi to zaudē, novecojot. Viņi pakāpeniski patērē savu kodoldegvielu un galu galā piedzīvo milzīgas masu zaudēšanas epizodes viņu dzīves beigas. Ja tās ir zvaigznes, piemēram, Saule, tās maigi izpūš un veido planētu miglājus (parasti). Ja viņi ir daudz masīvāki par Sauli, viņi mirst supernovas notikumos, kur serdeņi sabrūk un pēc tam katastrofālā sprādzienā izplešas uz āru. Tas lielu daļu viņu materiāla izpludina kosmosā.

Novērojot to zvaigžņu veidus, kas mirst tāpat kā saule vai mirst supernovās, astronomi var secināt, ko darīs citas zvaigznes. Viņi zina savas masas, viņi zina, kā attīstās un mirst citas zvaigznes ar līdzīgām masām, un tāpēc viņi var padarīt dažus glītus labas prognozes, kuru pamatā ir novērojumi par krāsu, temperatūru un citiem aspektiem, kas viņiem palīdz saprast masas.

Zvaigžņu novērošanai ir daudz vairāk nekā datu vākšanai. Informācija, ko iegūst astronomi, ir salocīta ļoti precīzos modeļos, kas viņiem palīdz precīzi paredzēt, ko tieši zvaigznes Piena ceļā un visā Visumā darīs to, kā tās piedzimst, noveco un mirst, balstoties uz tām masas. Galu galā šī informācija arī palīdz cilvēkiem labāk izprast zvaigznes, it īpaši mūsu Sauli.

• Zvaigznes masa ir svarīgs daudzu citu īpašību prognozētājs, ieskaitot to, cik ilgi tā dzīvos.
• Zvaigžņu masu noteikšanai astronomi izmanto netiešas metodes, jo viņi nevar tām tieši pieskarties.
• Parasti masīvākas zvaigznes dzīvo īsāku mūžu nekā mazāk masīvās. Tas notiek tāpēc, ka viņi kodoldegvielu patērē daudz ātrāk.
• Zvaigznes, piemēram, mūsu Saule, ir vidējas masas un beigsies daudz savādāk nekā masīvās zvaigznes, kuras uzsprāgs pēc dažiem desmitiem miljonu gadu.