Beveik viskas Visatoje turi masę, iš atomų ir subatominių dalelių (tokių, kuriuos tyrė didžiojo hadronų susidūrėjo) į milžiniškos galaktikų sankaupos. Vieninteliai dalykai, apie kuriuos iki šiol žino mokslininkai ir kurie neturi masės, yra fotonai ir gluonai.
Mišias svarbu žinoti, tačiau objektai danguje yra per toli. Mes negalime jų liesti ir tikrai negalime jų pasverti įprastomis priemonėmis. Taigi, kaip astronomai nustato daiktų masę kosmose? Tai sudėtinga.
Žvaigždės ir Mišios
Tarkime, kad a tipiška žvaigždė yra gana masyvi, paprastai daug daugiau nei tipiška planeta. Kodėl rūpi jos masė? Tą informaciją svarbu žinoti, nes tai atskleidžia užuominas apie žvaigždės evoliucinę praeitį, dabartį ir ateitį.
Astronomai gali naudoti kelis netiesioginius metodus, kad nustatytų žvaigždės masę. Vienas metodas, vadinamas gravitacinis lęšis, matuoja šviesos kelią, kurį sulenkia šalia esančio objekto gravitacinė trauka. Nors lenkimo dydis yra nedidelis, kruopščiais matavimais galima atskleisti vilkimą atliekančio objekto gravitacinio traukos masę.
Tipiški žvaigždės masės matavimai
Astronomams prireikė iki XXI amžiaus pritaikyti gravitacinius lęšius matuojant žvaigždžių masę. Prieš tai jie turėjo pasikliauti žvaigždžių, skriejančių aplink bendrą masės centrą, vadinamųjų dvejetainių žvaigždžių, išmatavimais. Mišios dvejetainės žvaigždės (dvi žvaigždes, skriejančias aplink bendrą svorio centrą) astronomai gali gana lengvai išmatuoti. Tiesą sakant, kelių žvaigždžių sistemos yra vadovėlių pavyzdys, kaip išsiaiškinti jų mases. Tai šiek tiek techninė, tačiau verta studijuoti, kad suprastum, ką turi daryti astronomai.
Pirma, jie matuoja visų žvaigždžių sistemoje orbitas. Jie taip pat stebi žvaigždžių orbitos greitį ir tada nustato, kiek laiko užtrunka tam tikra žvaigždė pereiti per vieną orbitą. Tai vadinama „orbitiniu periodu“.
Masės skaičiavimas
Kai visa ši informacija bus žinoma, astronomai atliks keletą skaičiavimų, kad nustatytų žvaigždžių masę. Jie gali naudoti V lygtįOrbita = SQRT (GM / R) kur SQRT yra "kvadratinė šaknis" a, G yra gravitacija, M yra masė, ir R yra objekto spindulys. Tai yra algebros reikalas, kaip išmušti masę, pertvarkant lygtį, kuriai spręsti M.
Taigi astronomai niekada neliesdami žvaigždės naudoja matematiką ir žinomus fizikinius dėsnius, kad išsiaiškintų jos masę. Tačiau jie negali to padaryti kiekvienai žvaigždei. Kiti matavimai jiems padeda išsiaiškinti žvaigždžių masęne dvejetainėse ar kelių žvaigždučių sistemose. Pavyzdžiui, jie gali naudoti šviesą ir temperatūrą. Skirtingo ryškumo ir temperatūros žvaigždės turi labai skirtingas mases. Ta informacija, pavaizduota grafike, rodo, kad žvaigždės gali būti išdėstytos pagal temperatūrą ir šviesumą.
Tikrai masyvios žvaigždės yra vienos karščiausių visatoje. Mažesnės masės žvaigždės, tokios kaip Saulė, yra vėsesnės nei jų gigantiški broliai ir seserys. Žvaigždžių temperatūros, spalvų ir ryškumo grafikas vadinamas Hertzsprung-Russell diagrama, ir pagal apibrėžimą ji taip pat rodo žvaigždės masę, atsižvelgiant į tai, kur ji yra ant diagramos. Jei jis yra išilgai ilgos kreivos kreivės, vadinamos Pagrindinė seka, tada astronomai žino, kad jo masė nebus milžiniška ir nebus maža. Didžiausios ir mažiausios masės žvaigždės yra už pagrindinės sekos ribų.
Žvaigždžių evoliucija
Astronomai puikiai supranta, kaip žvaigždės gimsta, gyvena ir miršta. Ši gyvenimo ir mirties seka vadinama „žvaigždžių evoliucija“. Didžiausias žvaigždės evoliucijos prognozatorius yra masė, su kuria gimsta, „pradinė masė“. Mažos masės žvaigždės paprastai yra vėsesnės ir blankesnės nei jų didesnė masė kolegos. Taigi, tiesiog pažiūrėję į žvaigždės spalvą, temperatūrą ir tai, kur ji „gyvena“ Hertzsprung-Russell diagramoje, astronomai gali susidaryti gerą vaizdą apie žvaigždės masę. Panašių žinomos masės žvaigždžių palyginimas (pvz., Aukščiau paminėtos dvejetainės dalys) astronomams suteikia gerą idėją, kokia masyvi yra duota žvaigždė, net jei ji nėra dvejetainė.
Žinoma, žvaigždės visą savo gyvenimą nelaiko tos pačios masės. Jie praranda tai senstant. Jie pamažu sunaudoja savo branduolinį kurą ir galiausiai patiria didžiulius masinių nuostolių epizodus jų gyvenimo pabaiga. Jei jos yra tokios žvaigždės kaip Saulė, jos švelniai nupučia ir sudaro planetinius ūkius (paprastai). Jei jie yra daug masyvesni už Saulę, jie žūsta dėl supernovos įvykių, kai branduoliai suskyla ir po to išsiplečia į išorę katastrofiško sprogimo metu. Tai sprogdina didžiąją dalį jų medžiagos į kosmosą.
Stebėdami žvaigždžių rūšis, kurios miršta kaip saulė arba miršta supernovose, astronomai gali nuspręsti, ką darys kitos žvaigždės. Jie žino savo mases, žino, kaip evoliucionuoja ir miršta kitos žvaigždės, turinčios panašias mases, ir todėl jos gali būti gražios geros prognozės, pagrįstos stebėjimais apie spalvą, temperatūrą ir kitus aspektus, kurie jiems padeda suprasti mišių.
Stebėti žvaigždes yra kur kas daugiau nei rinkti duomenis. Informacija, kurią gauna astronomai, yra sulankstyta į labai tikslius modelius, kurie jiems padeda tiksliai nuspėti, ką Žvaigždės Paukščių Take ir visoje visatoje padarys gimus, senstant ir mirštant, visa tai paremta mišių. Galiausiai ta informacija taip pat padeda žmonėms geriau suprasti žvaigždes, ypač mūsų Saulę.
Greiti faktai
- Žvaigždės masė yra svarbi daugelio kitų savybių prognozė, įskaitant tai, kiek laiko ji gyvens.
- Žvaigždžių masėms nustatyti astronomai naudoja netiesioginius metodus, nes jie negali jų tiesiogiai liesti.
- Paprastai masyvesnės žvaigždės gyvena trumpiau nei mažiau masyvios. Taip yra todėl, kad jie daug greičiau sunaudoja savo branduolinį kurą.
- Žvaigždės, tokios kaip mūsų Saulė, yra vidutinės masės ir pasibaigs daug kitaip nei didžiulės žvaigždės, kurios savaime susprogdins po kelių dešimčių milijonų metų.