Diagramma di Hertzsprung-Russell: Parte 3, Determinazione dell’età e serie pre-principale [Alpha Cephei]

Diagramma di Hertzsprung-Russell: Parte 3, Determinazione dell’età e serie pre-principale [Alpha Cephei]

Nella mia serie di articoli sul Big Bang scrissiLe stelle più vecchie hanno 13 miliardi di anni. Come fai a saperlo? Nella vita umana, una stella non cambia, indipendentemente dalla supernova, nell’intervallo di precisione della misurazione. Come conosci l’età di una stella?

In effetti, è estremamente difficile per una singola stella determinare la sua età; Nella migliore delle ipotesi, si può stimare una durata approssimativa dei suoi minerali (come il contenuto degli elementi formati per primi nelle stelle) e soprattutto il contenuto di litio (che si decompone in stelle): la parte esterna della maggior parte delle stelle non è cambiata chimicamente dalla loro formazione e formazione. Quindi la metallicità è una forma del gas da cui era stata creata una volta. I loro minerali, a loro volta, dipendono da quanto tempo le precedenti generazioni di stelle hanno avuto il tempo di arricchirli di minerali.

Relazioni stabili

La situazione è abbastanza diversa con gli ammassi stellari, che può essere ben datata con l’aiuto del diagramma di Hertzsprung-Russell, perché stelle di massa diversa e quindi lo strato spettrale si evolvono a velocità diverse. Quanto velocemente farlo, a sua volta, può essere formato molto bene: stelle di gran lunga la maggior parte della loro vita nella sequenza principale mentre l’idrogeno si fonde per formare l’elio. Non cambiano quasi mai: il fatto che rimangano nella sequenza principale (o vicini ad essi) non significa altro che che le loro dimensioni e la loro temperatura rimangano costanti. Ciò significa che devono esserci condizioni stabili anche all’interno: la pressione, la temperatura e il volume coinvolti nei processi di fusione e fusione (per l’idrogeno ce ne sono due con efficienze diverse a seconda della temperatura: la catena protone-protone e il ciclo CNO) non cambiano.

In questo modo si può calcolare per quanto tempo una stella rimane accesa nella sequenza principale: la potenza radiante mostra la quantità di idrogeno bruciato al secondo; L’entità del co-volume nella fusione può essere stimata dalle condizioni di pressione e temperatura all’interno, che possono essere calcolate dalla massa e dal volume della stella, e la pressione idrostatica (peso) aumenta con la profondità e l’energia che la stella irradia.

Età τSclerosi multipla Di una stella di massa M, più o meno nella sequenza principale

τSclerosi multipla = 1010 (M / m)-2,5 Anni

Dove m È la massa solare, dove l’equazione per le stelle supermassicce non si adatta perfettamente, ma funziona bene fino a 10 masse solari. Pertanto, la massa solare ha una durata di 10 miliardi di anni. Più specificamente, il tempo per master class assomiglia a questo:

La lunghezza teorica della sopravvivenza della sequenza principale in anni tracciata rispetto alla massa stellare nelle masse solari (secondo le simulazioni di diversi autori; la curva si applica alle stelle che hanno lo stesso minerale del Sole). Le stelle hanno metà della massa solare rimanente di 1011= 100 miliardi di anni nella sequenza principale, il nostro Sole circa 1010= 10 miliardi, mentre le stelle con 100 masse solari durano solo 3 milioni di anni. Foto: Alberto Buzzoni, “Proprietà ultraviolette delle galassie primordiali: modelli teorici della struttura dei cluster stellari” arXiv.

Kink of stellar age

Supponi di avere ora una miscela di tutti i possibili tipi di stelle mentre appaiono in un ammasso stellare e intravedi i loro difensori delle risorse umane di età diverse. La sequenza principale viene quindi sempre più ripulita da stelle più massicce a partire da in alto a sinistra, perché maggiore è la massa, prima termina il tempo della sequenza principale. Quindi le stelle si sviluppano a destra o in alto a destra (più fredde, la loro luminosità aumenta – diventano giganti). Quindi la classe principale si rivolge sempre più a destra verso i Giganti con l’età. La curva su cui si allineano le stelle è chiamata ammasso stellare Isomonin, Quali linee assomigliano (Iso= Uguale a (l’età della stella)Chronos= Tempo). L’equilibrio teorico si presenta così:

Il tempo teorico degli ammassi stellari per diversi ammassi è identico nel diagramma Hertzprung-Russell. Le stelle più massicce si sono effettivamente trasformate nel ramo gigante dopo 5 milioni di anni, quando le stelle meno massicce dovevano ancora raggiungere la sequenza principale. Con l’aumentare dell’età del grappolo, il punto di torsione cambia. Punto di arresto, TOP) gradualmente verso il basso. Pertanto, l’età dell’ammasso stellare può essere letta al suo punto di partenza. immagine: Wikimedia CommonsEvan Ramirez CC BY 4.0.

We will be happy to hear your thoughts

Leave a reply

CALCIO.VIDEO È PARTECIPANTE AL PROGRAMMA ASSOCIATI DI AMAZON SERVICES LLC, UN PROGRAMMA DI PUBBLICITÀ AFFILIATO PROGETTATO PER FORNIRE AI SITI UN MEZZO PER GUADAGNARE TASSE PUBBLICITARIE IN E IN CONNESSIONE CON AMAZON.IT. AMAZON, IL LOGO AMAZON, AMAZONSUPPLY E IL LOGO AMAZONSUPPLY SONO MARCHI DI AMAZON.IT, INC. O LE SUE AFFILIATE. COME ASSOCIATO DI AMAZON, GUADAGNIAMO COMMISSIONI AFFILIATE SUGLI ACQUISTI IDONEI. GRAZIE, AMAZON PER AIUTARCI A PAGARE LE NOSTRE TARIFFE DEL SITO! TUTTE LE IMMAGINI DEL PRODOTTO SONO DI PROPRIETÀ DI AMAZON.IT E DEI SUOI ​​VENDITORI.
Calcio