Original English version: http://faculty.wcas.northwestern.edu/~infocom/The%20Website/evolution.html
Den Hertzsprung-Russell-diagram (aka hoved Sekvens)
De fleste stjernene er ganske enkle ting. De kommer i en rekke størrelser og temperaturer, men det store flertallet kan være preget av bare to parametere: deres masse og deres alder. (Kjemisk sammensetning har også noen effekt, men ikke nok til å endre det generelle bildet av hva vi skal diskutere her. Alle stjernene er omtrent tre fjerdedeler hydrogen og en firedel helium når de blir født.)
Avhengigheten av massen skjer fordi selve vekten av stjernens massen bestemmer sin sentrale trykk, som i sin tur bestemmer frekvensen av kjernebrenn (høyere trykk = flere kollisjoner = mer energi), og den resulterende fusjonsenergi er hva som driver den stjernens temperaturen. Generelt, jo mer massiv en stjerne er, jo lysere og varmere det må være. Det er også slik at gasstrykket ved en hvilken som helst dybde i stjernen (som også avhenger av temperaturen på den dybden) må balansere vekten av gassen over det. Og til slutt, selvfølgelig, den totale energi som frembringes i kjernen må være lik den totale energien som stråles ut ved overflaten.
| 1 – Meget godt, hvis man må vite, er lik 5,67 x 10 konstant-8 W m-2 K-4.
Denne ligningen er viktig fordi det viser hvordan selv små endringer i overflatetemperaturen av en stjerne kan føre til store variasjoner i energiproduksjon. Hvis solens temperatur ble bare hevet fra 5780 K° til 5900 K°, ville dens lysstyrke stige med nesten 9%. |
Det siste genererer enda en begrensning, fordi energien stråling av en kule suspendert i et vakuum adlyder en lov som kalles Stefan-Boltzmanns ligning:
Her L er lysstyrken av stjernen, C er en konstant1, R er radien av den stjerne i meter, og T er overflatetemperaturen av stjernen i K°. Legg merke til hvordan raskt energien utstrålt av en stjerne stiger med T: dobling temperaturen fører sin energiproduksjon til å øke med 16 ganger.
En stjerne som oppfyller alle disse begrensningene er sagt å være i hydrostatisk likevekt. Hydrostatisk likevekt har den heldige effekten at det har en tendens til å gjøre stjerner stabil. Skulle en stjerne kjerne være komprimert, bevirker kompresjon atom brenning for å øke, noe som genererer mer varme, noe som tvinger opp trykket og gjør den stjerne ekspandere. Det går tilbake til likevekt. Likeledes, hvis en stjerne kjerne skal dekomprimeres, og deretter atom brenning reduseres, som kjøler den stjerne og bringer trykket ned, og dermed stjerne kontrakter og igjen tilbake til likevekt. Den energiproduksjon of the Sun har ikke svingt med mer enn kanskje 0,1% til 0,2% i menneskehetens historie – ikke dårlig for en atomreaktor som ikke har forskriftskomité, ingen ingeniører, og har ikke hatt en sikkerhetskontroll i nesten fem milliarder år.
Den tette sammenhengen mellom temperatur, trykk, masse og hastighet av kjernebrenn betyr at en stjerne av en gitt masse, og alder kan bare oppnå hydrostatisk likevekt ved ett sett av verdier. Det vil si hver stjerne i vår galakse av samme masse og alder som Sun har også den samme diameter, temperatur og energiproduksjon. Det er ingen annen måte for alt å balansere. Hvis man frembringer en meget harde kjerne astro graf kjent som en Hertzsprung-Russell Diagram (HR diagram for kort), blir forholdet mellom en stjerne masse og dens andre egenskaper mer tydelig. HR-skjema er vist på figur 1.
En HR diagram tar et sett av stjerner og plotter deres lysintensitet (i forhold til solen) som funksjon av deres overflatetemperatur. Legg merke til at temperaturskalaen på HR diagrammet i figur 1 kjører bakover, til høyre til venstre, og at lysstyrkeaksen er sterkt komprimert. (Historisk sett var dette hvordan den første HR diagrammet ble bygget, så nå er de alle er.) Når du er ferdig for et stort utvalg av stjerner, finner vi at det overveldende flertallet av stjernene faller langs en enkel, bemerkelsesverdig smalt bånd som går fra rste høyre til øverst venstre: det vil si fra dim og rød til lys og hvitglødende. Astronomer kaller dette bandet Hoved Sekvens, og dermed noen stjerne langs båndet kalles en hovedseriestjerne.2
| 2 – Astronomer tradisjonelt klassifisere hovedserie stjerner med bokstaver, som så: O – 30 000 til 40 000 K° B – 10 800 til 30 000 K° A – 7240 til 10 800 K° F – 6000 til 7240 K° G – 5,150 til 6,000 K° K – 3920 til 5150 K° M – 2700 til 3920 K°Innenfor hver klasse, tall fra 0 til 9 gir underklasser, der null er den høyeste subklassen (høyeste temperatur). Solen er klassifisert som en G2 stjerne. |
Hoveddelen foreligger nettopp på grunn av den ikke-fleksible natur av hydrostatisk likevekt. Stjerner med svært lave masser (så lite som 7,5% av det solen) ligger ved den nedre høyre del av diagrammet HR. De må ligge nederst til høyre. Denne delen av den HR-diagrammet tilsvarer ekstremt lav lyshet – så lite som 1/10000 den for solen – og lav overflatetemperatur, noe som tilsvarer den matt orange-gul glød av smeltet metall. Disse stjernene har ikke nok masse til å skape det trykket som er nødvendig for å gjøre den kjernefysiske brennende i sine kjerner gå noe raskere. Høy masse stjerner (i overkant av 40 solmasser) befinne seg øverst til venstre, som de må. I motsetning til stjerner med liten masse, sine enorme masser og høye sentrale press gi opphav til giganter som kan være 160.000 ganger mer lysende enn Solen, og så varm at de avgir mer energi i den ultrafiolette enn de som synlig lys. The Sun ligger nesten nøyaktig halvveis mellom disse ytterpunktene, og dermed er det verken svært svak eller svært lyse som stjerner går. Det skinner med en lyst gulaktig-hvit farge.
Den en-til-en natur mellom massen og hydrostatisk likevekt betyr at når man varierer massen av en stjerne, er alt man kan gjøre glir langs en enkelt, forutbestemt bane i forhold til alle de andre fysikalske egenskaper. Dette sporet er nøyaktig hoveddelen. Men nå som jeg har sagt, en ekstra titt på HR diagrammet viser at det er en overfladisk kjennskap til stjerner godt av de viktigste sekvens: de er konsentrert i “øyer” i øvre høyre og nedre venstre. Siden stjernene på øverste høyre er veldig lyse, men likevel har kule, rødlige flater, astronomer kaller dem røde kjemper. Tilsvarende, siden stjernene nederst til venstre er veldig svak, men også hvitglødende, blir de kalt hvite dverger. Vi har møtt de hvite dverger allerede, på en teoretisk måte. La oss nå se hvor de ekte kommer fra.
Røde Gigantene Og Hvite Dverger
Røde kjemper og hvite dverger kommet fordi stjernene, som mennesker, endrer seg med alderen og til slutt dø. For mennesker, årsaken til aldring er forverring av biologiske funksjoner. For en stjerne, er årsaken den uunngåelige energikrise som det begynner å gå tom for kjernefysisk brensel.
Siden fødselen 4,5 milliarder år siden, har Solens luminositet veldig forsiktig økt med ca 30%.3 Dette er en uunngåelig utvikling som kommer om fordi, som de milliarder av år ruller forbi, er solen brenner opp hydrogen i kjernen. Helium “aske” etterlatt er tettere enn hydrogen, slik at hydrogen/helium blanding i solens kjerne er meget langsomt bli tettere, og dermed øke trykket. Dette fører til at kjernefysiske reaksjoner å kjøre en litt varmere. Solen lyser.
| 3 – En av de utestående spørsmålene i geologi er hvordan Sun kunne ha blitt stadig lysere selv som den generelle temperaturen på jorda har vært mer eller mindre konstant. Vi vet ikke nøyaktig, men i to ord eller mindre, er svaret: drivhuseffekten. Jordens atmosfære tydeligvis hadde en mye høyere klimagassinnholdet fire milliarder år siden, som holdt den varm. (Faktisk kan meget varm. Gjennomsnittstemperaturen vært så høy som 140° F.) Forskjellige komplekse bio-tilbakekoblingssløyfer geologiske har stadig redusert i drivhuseffekten nettopp fordi solen blir lysere. |
Dette lysgjøringsprosessen beveger seg langs meget langsomt i begynnelsen, mens det fremdeles er nok hydrogen som er tilbake for å bli brent i sentrum av stjernen. Men etter hvert blir kjernen så sterkt utarmet av drivstoff som energiproduksjonen begynner å falle, uavhengig av den økende densitet. Når dette skjer, tettheten av kjernen begynner å øke enda mer, fordi uten en varmekilde for å hjelpe den motstå tyngdekraften, den eneste mulige måten kjernen kan svare er ved kontrahering til sin indre trykket er høyt nok til å holde opp vekten av hele stjernen. Merkelig nok, denne tømming av den sentrale brennstofftank på stjernen lysere, ikke dimmer, fordi den intense trykket ved overflaten av kjernen bevirker at hydrogen er det å brenne enda raskere. Dette mer enn tar opp slakk fra brensel-oppbrukt sentrum.
Solen er omtrent halvveis gjennom en meget lang ferd med å skifte fra en modus hvor hydrogen blir brent i en kjerne ved dens senter til en modus hvor hydrogen vil bli brent i et kuleskall pakket rundt en intens varme, meget tett, men ganske inert, helium kjerne. Når den gjør overgangen fra kjernebrenn å skall brenning, vil det være å angi dens skumring år. Etter hvert som helium kjernen øker, øker også den hydrogenforbrenningen skall over det, og dermed gjør det Sun stadig lysere selv når faretruende å øke den hastighet som helium er samlet opp på kjernen. Den voksende kjerne brenner Solens hydrogen enda mer raskt, noe som i sin tur bare forstørres kjerne hurtigere. . . .
4 – Alas, feedback loops nevnt i fotnote 3 kan ikke beskytte jorden for alltid. Når det er drivhuseffekten har falt til null, kan jorda ikke gjøre noe mer for å avkjøle seg. |
Kort sagt, til slutt, det kjernefysiske ovn i midten av hver stjerne begynner å overopphetes. For å sette tall på dette, når Solen ble dannet 4,5 milliarder år siden var det ca 30% svakere enn i dag. På slutten av de neste 4,8 milliarder år vil solen være ca 67% lysere enn den er nå. I de 1,6 milliarder år etter det, vil solens lysstyrke stige til et dødelig 2,2 Lo. (Lo = liggende sø) Jorden da vil ha blitt stekt til å blottlegge bergart, hav og hele dens levetid kokt bort av en truende Sun som vil være omtrent 60% større enn i dag.4 Overflatetemperaturen på jorden vil være i overkant av 600°F. Men selv denne versjonen av Sun er fortsatt stabil og gyllen i forhold til hva som skal komme.
Rundt år 7100 millioner AD, vil Sun begynne utvikler seg så raskt at det vil opphøre å være en hovedseriestjerne. Sin posisjon på HR diagrammet vil begynne å skifte fra der den er nå, nær sentrum, mot øvre høyre der de røde kjempene bor. Dette er fordi Solens helium kjerne vil til slutt nå et kritisk punkt hvor trykket fra normale gasser ikke kan holde opp til knuse vekten blir stablet på den (ikke engang gasser varmes opp til flere titalls millioner grader). En lite frø av elektron-degenerert materie vil begynne å vokse i sentrum av Solen Detaljene i denne overgang er omdiskutert, men teoretiske beregninger tyder på at det vil begynne når Solens inert helium kjerne når ca. 13% av et solar masse, eller ca 140 Jupiters.
På dette punktet i sitt liv, vil solen bli uregjerlig. Mekanismen som er sakte slik at det er lysere de siste elleve milliarder år – flere kjerne trykk, noe som ga varmere atom brenning, noe som ga mer helium for å forstørre kjernen – har nå akselerert til katastrofale nivåer ved den stadig økende elektron-degenerasjon. 500 millioner år etter at den treffer det kritiske punktet, vil solens lysstyrke ballongen til 34 Lo, heftig nok til å skape glødende innsjøer av smeltet aluminium og kobber på jordens overflate. Jeg bar 45 millioner år mer vil det komme 105 Lo, og 40 millioner år etter at den vil hoppe til en utrolig 2300 Lo.
5 – Men det er ikke en veldig god analogi. Klikk her for å lese hele historien, eller klikk på ikonet. |
Ved dette tidspunkt den enorme energiutgangssignalet fra sol vil ha forårsaket dets ytre lag for å blåse inn i et stort, men meget tynn atmosfære i det minste størrelsen av banen av kvikksølv, og muligens så stor som den bane Venus. (Tenk på hvor voldsomt vannet oppfører seg i en gryte med raskt kokende vann i forhold til det i et forsiktig kokende gryte. Dette er analogt til hvorfor Solens atmosfære “koker” utover som sin kjerne blir varmere.) 5 Den enorme størrelsen av solens atmosfære og den enorme varmeeffekt of the Sun mener at: 1) Jorden skal ha blitt brent ned til ingenting, men en brennemerket jernkjerne ved dette punktet, om ikke fordampet helt – Beregningene viser at det kan gå uansett – og #2) solens atmosfære vil være relativt kjølig til tross solens enorme energiproduksjon. Dermed vil Søn være både rød i fargen og usedvanlig lysende. Det vil ha sluttet seg til røde kjemper. (Se figur 2).
Antallet stjerner i den røde giganten del av HR diagrammet er bare en brøkdel av en prosent av det på hovedsekvensen, fordi ingen stjerne kan være en gigantisk for lang. Når solen når sin maksimale lysstyrke som en rød kjempe, vil det brenne mer brensel hver seks millioner år enn det gjorde under hele elleve milliarder års levetid på hovedsekvensen. Dette er ikke bærekraftig. Også, minst like viktig, røde kjempestjerner er egentlig aldri stabilt på samme måte som solen er nå. De er alltid voksende og brenne sine drivstoff stadig raskere, før noe stopper dem. Det er ingen langsiktig likevekt for en rød kjempe.