• Meniu

    Copyright © Variousmag.eu - Įvairenybės iš viso pasaulio

    Reklama viršuje

    Kaip išmatuojama žvaigždės masė?

    Variousmag
    2020 m. vasario 9 d., sekmadienis Last Updated 2020-02-09T10:51:55Z
    Vienuose internetuose užtikau tokį gana paprastą klausimą, į kurį atsakymas nėra toks jau elementarus. Pabandžiau atsakyti ten, pasiieškojau informacijos, tai ta proga parašysiu ir čia. O klausimas, kaip matome pavadinime – labai paprastas.

    Taigi, žiūrime mes į kokią nors spingsulę nakties danguje ir galvojame – o kas gi tai per dalykai, tos žvaigždės? Dideli jie ar maži? O kokia jų masė? Kaip tą masę išmatuoti? Ant svarstyklių žvaigždės juk nepadėsi. Bet visgi žvaigždžių mases išmatuoti įmanoma, tai daroma nuolatos. Kaip?

    Pradėkime nuo Saulės. Jos masę nustatyti galėjome tik tada, kai pradėjome suprasti šį tą apie gravitaciją, tai yra jau po Niutono.

    Iš gravitacijos dėsnio – du kūnai vienas kitą traukia jėga, proporcinga jų masėms ir atvirkščiai proporcinga atstumo tarp jų kvadratui – galime išskaičiuoti ir Žemę veikiančią traukos jėgą, ir Žemės judėjimo orbita greitį bei periodą; aišku, jei žinome Saulės masę, atstumą iki jos ir gravitacijos konstantą.

    Atstumą iki Saulės galima nustatyti Veneros tranzito metu, planetų masės nėra svarbios. Gravitacijos konstantą nustatyti įmanoma eksperimentais Žemėje. Štai ir turime visus ingredientus, kurie leidžia išmatuoti Saulės masę.

    Bet Saulė – tik pirmas žingsnis. Toliau seka dvinarės žvaigždės, kuriose galime stebėti, kaip dvi komponentės juda aplink bendrą masės centrą.

    Turint omeny, kad masės centras nesutampa nei su viena žvaigžde, galima išmatuoti atstumą tarp žvaigždžių ir masės centro, taip pat sukimosi periodą, o kartais – ir greičius. Šių dydžių pakanka, kad, vėlgi pasinaudodami žiniomis apie traukos jėgą ir objektų judėjimą gravitaciniame lauke, galėtume nustatyti abiejų žvaigždžių mases.

    Tačiau ne visos žvaigždės yra dvinarės. Pavienių žvaigždžių judėjimas dangaus skliautu apie jų masę mums, deja, nepasako nieko. Bet masę išduoti gali kitos, tiesiogiai pamatuojamos, jų savybės. Tos savybės – ryškis ir spalva.

    Ryškis būna dvejopas – regimasis ir absoliutinis. Mums reikalingas absoliutinis, o jį apskaičiuoti galima tik žinant atstumą iki žvaigždės. Artimų žvaigždžių nuotolius randame iš paralakso, tolesnių – kitaip, bet tai yra įmanoma. „Spalva“ astronomijoje yra skaitinę vertę turintis dydis, o žvaigždžių atveju jis nurodo žvaigždės paviršiaus temperatūrą.

    Išmatavę daugelio žvaigždžių šviesius ir temperatūras, atidedame juos grafike ir pamatome įvairias žvaigždžių grupes. Šitoks grafikas vadinamas Hercšprungo-Raselo, arba tiesiog HR, diagrama.
    HR diagramoje galima matyti, kad yra viena žvaigždžių juosta (vadinama pagrindine seka), kurioje žvaigždės eina nuo blausių šaltų iki skaisčių mėlynų.

    Taip pat yra blausių mėlynų debesėlis ir įvairios šviesių raudonų žvaigždžių juostos. Iš šių duomenų, žinodami šį tą apie karštų objektų švytėjimą (tam reikia kvantinės mechanikos žinių, bet esmę suprasti galima ir iš eksperimentų; tokie buvo atliekami XIX a. antroje pusėje, o juos paaiškinanti teorija sukurta maždaug XIX-XX amžių sandūroje), galime daryti tam tikras išvadas. Pavyzdžiui, jei turime dvi žvaigždes, kurių temperatūra vienoda, o šviesis skiriasi, reiškia skiriasi ir jų spinduliai.

    Apskritai susieti šviesį su temperatūra ir spinduliu yra nesunku, nes šviesis proporcingas temperatūrai ketvirtuoju laipsniu ir spindulio kvadratui.

    Bet mus domina masė. O ji, pasirodo, susijusi su temperatūra, nes kuo didesnės masės objektas, tuo stipresnė yra jį rišanti gravitacinė energija. Šią energiją kažkas turi kompensuoti, o tas kažkas yra žvaigždę sudarančios plazmos slėgis, kuriamas šiluminio dalelių judėjimo, t.y. temperatūros.

    Vadinasi karštesnės žvaigždės yra masyvesnės: temperatūra tiesiogiai proporcinga masei ir atvirkščiai proporcinga spinduliui. Sudėję šį sąryšį su šviesio-temperatūros ryšiu, randame, kad žvaigždės masė proporcinga kvadratinei šakniai iš šviesio ir atvirkščiai proporcinga temperatūrai.

    Naudodamiesi HR diagrama, galime pašalinti temperatūrą ir rasti, kad šviesis proporcingas masei, pakeltai 3.5 laipsniu; apvertus sąryšį randame, kad masė proporcinga šviesiui, pakeltam laipsniu, kurio rodiklis maždaug 0.3. Sukalibruoti visus šiuos sąryšius mums padeda Saulė ir žvaigždės dvinarėse sistemose, kurių mases išmatavome kitais būdais.

    Šitie aukščiau aprašyti būdai – dinaminis ir HR diagramos – yra tik pirmas iš daugelio žingsnių, matuojant tikslias žvaigždžių mases. Jis duoda visai neblogus rezultatus, o toliau jie tikslinami, gilinantis į termobranduolinės sintezės reakcijas, astroseismologiją (žvaigždžių drebėjimų analizę) ir kitas sritis. Bet pagrindai vis tiek yra čia – Niutono mechanikoje ir termodinamikoje.

    Komentarai

    Tampilkan

    Naujausi įrašai

    Versijos

    +