Kuinka määrittää tähden massa

Lähes kaikessa maailmankaikkeudessa on massa, atomien ja alaatomien hiukkasista (kuten iso Hadron-kolari) jättiläiset galaksiklusterit. Ainoat asiat, joista tutkijat tietävät toistaiseksi ja joilla ei ole massaa, ovat fotonit ja gluonit.

Messu on tärkeää tietää, mutta taivaan esineet ovat liian kaukana. Emme voi koskea heihin emmekä todellakaan voi punnita niitä tavanomaisin keinoin. Joten miten tähtitieteilijät määrittävät asioiden massan kosmossa? Se on monimutkaista.

Oletetaan, että a tyypillinen tähti on melko massiivinen, yleensä paljon enemmän kuin tyypillinen planeetta. Miksi välittää sen massasta? Nämä tiedot on tärkeää tietää, koska se paljastaa vihjeitä tähden evoluutiohistoriasta, nykyisyydestä ja tulevaisuudesta.

Tähtitieteilijät voivat käyttää useita epäsuoria menetelmiä tähtimassan määrittämiseksi. Yksi menetelmä, nimeltään painovoimainen linssi, mittaa valopolkua, joka on taipunut lähellä olevan esineen painovoiman vetämällä. Vaikka taivutusmäärä on pieni, huolellisilla mittauksilla voidaan paljastaa vetävän objektin painovoiman vedon massa.

Tähtitieteilijöiden kesti 21. vuosisadalla gravitaatiolinssien käyttämiseen tähtimassojen mittaamiseen. Ennen sitä heidän täytyi luottaa tähdet, jotka kiertävät yhteistä massakeskusta, ns. Binaaritähtiä. Massa binaaritähdet (kaksi tähteä, jotka kiertävät yhteistä painopistettä) on melko helppo mitata tähtitieteilijöille. Itse asiassa useat tähtijärjestelmät tarjoavat oppikirjan esimerkistä niiden massojen selvittämisestä. Se on vähän tekninen, mutta tutkimuksen arvoinen ymmärtääksesi mitä tähtitieteilijöiden on tehtävä.

Ensinnäkin, ne mittaavat kaikkien järjestelmän tähdet kiertävät. He myös kellovat tähtijen kiertonopeuksia ja määrittävät sitten kuinka kauan tietyn tähden kuluu yhden kiertoradan läpi. Sitä kutsutaan "kiertoradalla".

Kun kaikki tämä tieto on tiedossa, tähtitieteilijät tekevät seuraavaksi joitain laskelmia tähtijen massien määrittämiseksi. He voivat käyttää yhtälöä V_{kiertoradalla} = SQRT (GM / R) missä SQRT on "neliöjuuri" a, G on painovoima, M on massa, ja R on esineen säde. Algebra on kiusata massa pois järjestämällä yhtälö ratkaistavaksi M.

Joten koskettamatta koskaan tähtiä, tähtitieteilijät käyttävät matematiikkaa ja tunnettuja fyysisiä lakeja selvittääkseen sen massan. He eivät kuitenkaan voi tehdä tätä jokaiselle tähdelle. Muut mittaukset auttavat heitä selvittämään tähteiden massatei binaarisissa tai usean tähden järjestelmissä. Esimerkiksi he voivat käyttää valoisuuksia ja lämpötiloja. Eri kirkkaudella ja lämpötiloilla olevilla tähtiillä on huomattavasti erilaiset massat. Nämä tiedot kuvaajalle osoittaen osoittavat, että tähdet voidaan järjestää lämpötilan ja valoisuuden perusteella.

Todella massiiviset tähdet ovat maailmankaikkeuden kuumimpia tähtiä. Pienemmän massan tähdet, kuten aurinko, ovat viileämpiä kuin heidän jättimäiset sisaruksensa. Tähtien lämpötilojen, värien ja kirkkauden kuvaajaa kutsutaan kuvaajaksi Hertzsprung-Russell-kaavio, ja määritelmän mukaan se näyttää myös tähden massan sen mukaan, missä se sijaitsee kartalla. Jos se sijaitsee pitkää, yksivaiheista käyrää pitkin, nimeltään Pääsekvenssi, sitten tähtitieteilijät tietävät, että sen massa ei ole jättimäinen eikä myöskään pieni. Suurimmat massa- ja pienimmän massan tähdet ovat pääsekvenssin ulkopuolella.

Tähtitieteilijöillä on hyvä käsitellä kuinka tähdet syntyvät, elävät ja kuolevat. Tätä elämän ja kuoleman jaksoa kutsutaan "tähtien evoluutioksi". Suurin ennustaja tähtien kehittymiselle on massa, jolla se on syntynyt, sen "alkuperäinen massa". Matalan massan tähdet ovat yleensä viileämpiä ja himmeämpiä kuin niiden suurempi massa kollegansa. Joten, katsomalla tähden väriä, lämpötilaa ja missä se "elää" Hertzsprung-Russell-kaaviossa, tähtitieteilijät voivat saada hyvän kuvan tähden massasta. Tunnetun massan vastaavien tähtien (kuten edellä mainittujen binaarien) vertailut antavat tähtitieteilijöille hyvän kuvan siitä, kuinka massiivinen tietty tähti on, vaikka se ei olekaan binaari.

Tähdet eivät tietenkään pidä samaa massaa koko elämänsä ajan. He menettävät sen ikääntyessään. He kuluttavat vähitellen ydinpolttoainetta ja kärsivät lopulta valtavista joukkotappioista heidän elämänsä loput. Jos ne ovat tähtiä kuin aurinko, he puhaltavat sen varovasti pois ja muodostavat planetaarisen sumun (yleensä). Jos ne ovat paljon massiivisempia kuin aurinko, ne kuolevat supernovatapahtumissa, joissa ytimet romahtavat ja sitten laajenevat ulospäin katastrofaalisen räjähdyksen yhteydessä. Se räjäyttää suuren osan heidän materiaalistaan ​​avaruuteen.

Tarkkailemalla tähtityyppejä, jotka kuolevat kuten aurinko tai kuolevat supernoovissa, tähtitieteilijät voivat päätellä, mitä muut tähdet tekevät. He tuntevat massansa, he tietävät, kuinka muut tähdet, joilla on samanlaiset massat, kehittyvät ja kuolevat, ja niin he voivat tehdä kauniista hyvät ennusteet, jotka perustuvat havaintoihin väristä, lämpötilasta ja muista näkökohdista, jotka auttavat heitä ymmärtämään massoja.

Tähtien tarkkailemiseen on paljon enemmän kuin tietojen keräämiseen. Tiedot, jotka tähtitieteilijät saavat, on taitettu erittäin tarkkoihin malleihin, jotka auttavat heitä ennustamaan tarkalleen mitä tähdet Linnunradalla ja kaikkialla maailmankaikkeudessa tekevät syntyessään, ikääntyessään ja kuollessaan, kaikki heidän pohjaltaan massoja. Lopulta nämä tiedot auttavat myös ihmisiä ymmärtämään paremmin tähtiä, erityisesti aurinkoamme.

• Tähden massa on tärkeä ennuste monille muille ominaisuuksille, mukaan lukien kuinka kauan se elää.
• Tähtitieteilijät käyttävät epäsuoraa menetelmää tähtijen massojen määrittämiseen, koska he eivät voi koskettaa niitä suoraan.
• Tyypillisesti massiivisemmat tähdet elävät lyhyemmän elinajan kuin vähemmän massiiviset tähdet. Tämä johtuu siitä, että he kuluttavat ydinpolttoainettaan paljon nopeammin.
• Auringon kaltaiset tähdet ovat keskimassoja ja päättyvät paljon eri tavalla kuin massiiviset tähdet, jotka räjäyttävät itsensä muutaman kymmenen miljoonan vuoden kuluttua.