الفلك

لماذا أُطلق على فئات القزم البني اسم L و T و Y؟

لماذا أُطلق على فئات القزم البني اسم L و T و Y؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

تعتبر الفئات المستخدمة لتصنيف النجوم (O ، B ، A ، F ، G ، K ، M) في ترتيب غريب لأسباب تاريخية. تم تصنيف النجوم بناءً على الخطوط الطيفية التي كانت مرئية ، ثم تم وضع الفئات في ترتيب مختلف لحساب درجة حرارتها. عند اكتشاف درجة حرارة النجوم ، لم تتم إعادة تسمية الفئات ، بحيث لا يزال من الممكن استخدام الفهارس القديمة ، وتعلم الجميع للتو "كن شابًا رائعًا / قبلني".

تم تحديث الفصول السبعة الأولى مع تحسن المعرفة ، ولكن تم اكتشاف الأقزام البنية مؤخرًا ، فلماذا تم اختيار الأحرف L و T و Y ، بدلاً من الأسهل في تذكر P و Q و R (أو بعض مجموعة الأحرف الأخرى) ، على سبيل المثال؟


تم شرح اختيار L و T في Kirkpatrick et al. (1999) 'Dwarfs Cooler than "M": تعريف النوع الطيفي "L" باستخدام الاكتشافات من المسح 2 Micron All-Sky Survey (2MASS) ". ترد المبادئ الكامنة وراء الاختيار في بداية القسم 5.1:

عند اختيار تعيين حرف لفئة طيفية جديدة ، يجب مراعاة ثلاث نقاط مهمة: (1) يجب أن يكون الحرف واضحًا ، حيث لم يتم استخدامه لأي نوع طيفي معترف به حاليًا. على سبيل المثال ، على الرغم من أن الحرف "N" يتبع الحرف "M" في الأبجدية ، إلا أنه سيكون اختيارًا سيئًا للحرف لأنه يُستخدم لفئة من نجوم الكربون. (2) يجب أن تنشئ الرسالة تصنيفًا مميزًا بوضوح عن الأنواع الأخرى من الأجسام الفلكية. في هذه الحالة ، يجب أن يتم قبول الرسالة من قبل المجتمع بأكمله ، سواء من قبل الباحثين المشاركين في علم النجوم منخفض الكتلة والقزم البني ومن قبل علماء الفلك بشكل عام. على الرغم من أن علماء التحليل الطيفي النجمي قد يجدون "E0" و "E1" و "E2" وما إلى ذلك ، مقبولة تمامًا كفئات فرعية طيفية جديدة ، فإن علماء التشكل خارج المجرة يتعرفون بالفعل على هذه التعيينات على أنها أنواع مجرات إهليلجية. (3) يجب أن تصمد الرسالة أمام اختبار الزمن. على سبيل المثال ، اختيار "D" للإشارة إلى أن هذه الكائنات أقزام بنية "منحطة" سيكون تفكيرًا خاطئًا. من المؤكد أن بعض هذه الأقزام شبه نجمية (انظر الفقرة 7) ، لكن مثل هذا التعيين لا يمكن ربطه بشكل فريد بأي سمة طيفية معينة. يجب أن ينطبق التعيين على السمات الطيفية وحدها وأن يكون خاليًا من التفسير المادي. قد يتغير فهمنا للفيزياء الأساسية مع مرور الوقت ؛ يجب أن يكون اختيارنا للحرف منيعًا لمثل هذه التغييرات.

وبتطبيقها ، وجدوا أن الأحرف H و L و T و Y على ما يرام: ويرد الأساس المنطقي لاستبعاد الأحرف الأخرى في جدولهم 5:

خطابحالةملاحظات
أفي الاستخدامفئة طيفية قياسية
بفي الاستخدامفئة طيفية قياسية
جفي الاستخدامفئة نجوم الكربون القياسية
دغامضالخلط مع فئات القزم الأبيض DA و DB و DC وما إلى ذلك.
هغامضالخلط بين المجرات البيضاوية والأنواع المورفولوجية E0-E7
Fفي الاستخدامفئة طيفية قياسية
جيفي الاستخدامفئة طيفية قياسية
حنعم
أناإشكاليةمشاكل النسخ مع I0 (10 ، Io) و I1 (11 ، II ، Il)
يفي الاستخدامفئة نجوم الكربون القياسية
كفي الاستخدامفئة طيفية قياسية
إلنعم
مفي الاستخدامفئة طيفية قياسية
نفي الاستخدامفئة نجوم الكربون القياسية
افي الاستخدامفئة طيفية قياسية
صإشكالية؟ارتباط غير صحيح مع الكواكب؟
سإشكالية؟ارتباط غير صحيح مع QSOs؟
صفي الاستخدامفئة نجوم الكربون القياسية
سفي الاستخدامفئة طيفية قياسية للنجوم الغنية بـ ZrO
تينعم
يوإشكالية؟ارتباط غير صحيح بمصادر الأشعة فوق البنفسجية؟
الخامسإشكاليةالخلط مع أكسيد الفاناديوم (V0 مقابل VO)
دبليوغامضالخلط مع فصول Wolf-Rayet WN و WR
Xإشكاليةالارتباط غير الصحيح بمصادر الأشعة السينية
صنعم
ضإشكالية؟التلميح غير الصحيح إلى أننا وصلنا إلى "النهاية"؟

يذهبون مع "L" لأنه أقرب حرف إلى "M" الذي لا يزال متاحًا. إنهم يفضلونها على "H" بسبب الاستخدام العرضي لمصطلح "قزم الهيدريد" للإشارة إلى الأقزام الفرعية M التي يهيمن عليها نطاقي CaH و MgH.

بعد ذلك ، ينتقل التسلسل أبجديًا من خلال الأحرف المتبقية المتاحة ، لذلك وضعوا Gl 229B ، الذي يحتوي على طيف مختلف بشكل ملحوظ عن الأقزام البنية الأخرى (فئة L) المعروفة في ذلك الوقت ، في الفئة الطيفية T. بضع سنوات أخرى لتظهر في الملاحظات ، وتم اختياره وفقًا لنفس المبدأ.

إذا وصلت الملاحظات إلى النقطة التي يستحق فيها إنشاء فئة طيفية جديدة تتجاوز Y ، فستصبح الأمور مثيرة للاهتمام.


راجع الأسئلة

1: ما العاملان اللذان يحددان مدى سطوع النجم في السماء؟

2: اشرح سبب كون اللون مقياسًا لدرجة حرارة النجم.

3: ما هو السبب الرئيسي لعدم تطابق أطياف جميع النجوم؟ يشرح.

4: ما هي العناصر التي تتكون منها النجوم في الغالب؟ كيف لنا أن نعرف هذا؟

5: ماذا ساهمت آني كانون في فهم الأطياف النجمية؟

6: قم بتسمية خمس خصائص للنجم يمكن تحديدها بقياس طيفها. اشرح كيف ستستخدم الطيف لتحديد هذه الخصائص.

7: كيف تختلف الكائنات من الأنواع الطيفية L و T و Y عن تلك الأنواع الطيفية الأخرى؟

8: هل النجوم التي تبدو أكثر إشراقًا في السماء لها مقادير أكبر أو أصغر من النجوم الخافتة؟

9: يبلغ حجم النجم الظاهر قلب العقرب 1.0 ، في حين أن القدر الظاهري للنجم Procyon هو 0.4. أي نجم يبدو أكثر إشراقا في السماء؟

10: بناءً على ألوانها ، أي النجوم التالية أكثر سخونة؟ أيهما أروع؟ Archenar (أزرق) ، منكب الجوزاء (أحمر) ، كابيلا (أصفر).

11: اطلب الأنواع الطيفية السبعة الأساسية من الأكثر سخونة إلى الأبرد.

12: ما هو الفرق بين القزم البني والنجم الحقيقي؟


استكشاف الأنواع المختلفة من النجوم

تنقسم النجوم إلى فئات طيفية ، والتي بدورها تساعد في تحديد لونها وحجمها وإشراقها. يتم تعيين الأنواع السبعة الرئيسية للنجوم بأحد الأحرف O و B و A و F و G و K و M ، تذكرها الذاكرة الكلاسيكية & # 8220Oh Be A Fine Girl (Guy) ، Kiss Me ، & # 8221 مع ألوانها الفردية ودرجات الحرارة الفعالة وحجمها وكتلها مقارنة بالشمس (ص) على النحو التالي:

تصنيف هارفارد الطيفي

ا: أزرق ، 28000-50000 ك ، نصف قطر 20 ، كتلة 40 ،
ب: أزرق-أبيض ، 10،000-28،000 كيلو ، نصف قطر 5 ، كتلة 0.1 ،
أ: أبيض ، 7500-10000 كلفن ، نصف قطر 2 ، كتلة 10 ،
F: أبيض-أصفر ، 6000-7500 كيلو ، نصف قطر 1.2 ، كتلة 1.5 ،
جي: أصفر ، 4900-6000 كلفن ، نصف قطرها 1 ، كتلة 1 ،
ك: برتقالي ، 3500-4900 كيلو ، نصف قطر 0.3 ، كتلة 0.5 ،
م: أحمر ، 2000-3500 كيلو ، نصف قطر 0.1 ، كتلة 0.1 ،

منذ ذلك الحين تم تمديد تسلسل التصنيف النجمي ليشمل الأنواع الطيفية L و T و Y ، حيث تتراوح درجة حرارة النجوم من النوع L من 1300 كلفن إلى 2000 كلفن ، وعادةً ما تكون النجوم من النوع T باللون الأحمر والبني بين 700 كلفن و 1300 كلفن و لون أحمر أرجواني ونجوم من النوع Y تظهر درجات حرارة أقل من 600 كلفن.

دورة حياة النجوم

السديم عبارة عن مساحات كبيرة من الغاز بين النجوم والتي تحتوي في الغالب على كميات هائلة من الهيدروجين والهيليوم ، وعندما تبدأ منطقة كثيفة من السديم في الانهيار الجاذبي والسخونة ، تبدأ النجوم في التكون. قد يؤدي هذا بدوره إلى ولادة بضع عشرات من النجوم إلى عدة آلاف ، ولوضع العملية في منظورها الصحيح ، ستتطلب شمسنا ، التي يبلغ قطرها 864938 ميلاً (1.392 مليون كيلومتر) ، كمية من الغاز مئات من أضعاف حجم نظامنا الشمسي لتشكيله.

بروتوستارز / مرحلة T Tauri أو الأقزام البنية

تبدأ عملية تكوين النجوم بتكوين كتل ساخنة من الجزيئات داخل سحابة غازية لتكوين نجم أولي ، مع بقاء الجسم في مرحلة الانكماش هذه طالما استمرت المادة في السقوط إلى الداخل. بالنسبة لشمسنا ، كان من الممكن أن تستمر مرحلة النجم الأولي حوالي 100000 عام ، وبعد ذلك كانت ستدخل مرحلة T Tauri لمدة 100 مليون عام ، حيث تتألق باستخدام الطاقة الناتجة فقط عن انهيار الجاذبية المستمر. في النهاية ، كان من الممكن أن يكون قد اكتسب حجمًا وكتلة كافيين ، بالإضافة إلى درجات حرارة وضغوط في جوهره للحفاظ على التفاعلات النووية (اندماج الهيدروجين في الهيليوم) ، وبعد ذلك يتم موازنة القوة الخارجية للإشعاع المنبعث من خلال جاذبيته الداخلية مما يؤدي إلى يشار إلى حالة التوازن الهيدروستاتيكي باسم التسلسل الرئيسي.

ومع ذلك ، فإن هذه الكرات الغازية التي تقل كتلتها عن 8٪ من كتلة الشمس ، غير قادرة على إشعال الاندماج النووي ، وينتهي بها الأمر على أنها أقزام بنية ، أو نجم فاشل. تقع هذه الأجسام القاتمة والباردة في الفئة الطيفية M و L و T ، وتبلغ كتلة كوكب المشتري ما بين 13 و 90 مرة. كما أنها تصدر القليل من الضوء والطاقة بحيث يصعب اكتشافها.

التسلسل الرئيسي

التسلسل الرئيسي هو المكان الذي يقضي فيه النجم 90 ٪ من حياته في دمج الهيدروجين في الهيليوم في قلبه. يمثل هذا النوع من النجوم حوالي 90٪ من جميع النجوم في الكون ، وتتراوح كتلتها من 1/10 إلى 200 ضعف كتلة الشمس ، حيث تعتمد فترات حياتها في الغالب على كتلتها والتركيبات الكيميائية التي تدوم فيها النجوم الأقل كتلة. عشرات المليارات من السنين ، في حين أن الأعمار المقدرة للنجوم الأثقل قد لا تتجاوز بضعة ملايين من السنين.

الانتقال من الأروع إلى الأكثر سخونة ، تشمل الأنواع المختلفة من نجوم التسلسل الرئيسي الأقزام الحمراء (من K إلى M) والأقزام البرتقالية (K) والأقزام الصفراء (G) والنجوم البيضاء (F إلى A) والنجوم الزرقاء (B إلى O) .

ترك التسلسل الرئيسي

تحدد الكتلة أيضًا كيف يترك النجم مرحلة التسلسل الرئيسية لحياته ، ونوع النجم الذي يصبح بعد ذلك.

1) تلك النجوم ذات الكتل الشمسية الأقل من 0.5 ليس لديها حجم أو ضغط كافٍ في نواتها لدمج الهيليوم ، وبالتالي تنهار مباشرةً في نجم & # 8216dead & # 8217 يُعرف باسم القزم الأبيض. يمكن أن يكون هذا النوع من النجوم أكثر كثافة بمليون مرة من الشمس ، ولكن لا يزيد قطرها عن 1٪ وسطوعها. على مدى عدة مليارات من السنين ، فإن الحرارة المتبقية التي لا تزال تنبعث منها ستشع بعد ذلك لتترك قزمًا أسود ، وهو بقايا نجمية افتراضية لا تحتوي على حرارة أو ضوء.

2) تلك النجوم ذات الكتل الشمسية بين 0.5 و 8 تستمر في دمج الهيدروجين في الهيليوم في قلبها حتى ينفد الهيدروجين المتاح ويحدث اندماج الهيدروجين في غلاف يحيط باللب ، والذي يتوسع بعد ذلك إلى الطبقات الخارجية للنجم ، مما أدى إلى نمو حجمها وإشراقها لتشكيل عملاق ، ثم عملاق أحمر. في غضون ذلك ، يبدأ قلب النجم الغني بالهيليوم في دمج الهيليوم في الكربون والأكسجين ، وبعد نفاد إمداداته من الهليوم ، سيتم طرد الطبقات الخارجية للنجم لتشكيل سديم كوكبي ، بينما يصبح لبه قزمًا أبيض.

3) النجوم الأكثر ضخامة سوف تتطور إما إلى عمالقة حمراء ، أو حتى عمالقة حمراء لأنها تدمج العناصر الأثقل والأثقل في نواتها. بمرور الوقت ، قد تتأرجح بين الوجود كعملاق أحمر وأزرق قبل أن تكون غير قادرة على دمج الحديد الذي تشكل في جوهره ، مما يؤدي إلى عدم استقراره وانهياره. ثم يتسبب انفجار هائل في تحول النجم إلى مستعر أعظم ، مما يؤدي إلى تكوين العديد من العناصر أثقل من الحديد ، مثل اليورانيوم والبلوتونيوم ، حيث تترك تلك النجوم ذات الكتلة الشمسية 8 أو أكثر وراءها نجمًا نيوترونيًا ، وتلك التي تحتوي على 30 شمسًا أو أكثر. كتل 8217s تتحول إلى ثقب أسود.


لماذا أُطلق على فئات القزم البني اسم L و T و Y؟ - الفلك

بنهاية هذا القسم ، ستكون قادرًا على:

  • صف كيف يستخدم علماء الفلك الفئات الطيفية لتمييز النجوم
  • اشرح الفرق بين النجم والقزم البني

قياس الألوان هو طريقة واحدة فقط لتحليل ضوء النجوم. طريقة أخرى هي استخدام مطياف لنشر الضوء في طيف (انظر فصول الإشعاع والأطياف والأدوات الفلكية). في عام 1814 ، لاحظ الفيزيائي الألماني جوزيف فراونهوفر أن طيف الشمس يظهر خطوطًا داكنة تعبر نطاقًا مستمرًا من الألوان. في ستينيات القرن التاسع عشر ، نجح علماء الفلك الإنجليز السير ويليام هوغينز وليدي مارجريت هوجينز ([رابط]) في تحديد بعض الخطوط في الأطياف النجمية مثل تلك الموجودة على الأرض ، مما يدل على وجود نفس العناصر الكيميائية الموجودة في الشمس والكواكب في النجوم. منذ ذلك الحين ، عمل علماء الفلك بجد لإتقان التقنيات التجريبية للحصول على الأطياف وقياسها ، وقد طوروا فهمًا نظريًا لما يمكن تعلمه من الأطياف. يعد التحليل الطيفي اليوم أحد الأركان الأساسية للبحث الفلكي.

كان ويليام ومارجريت هوجينز أول من حدد الخطوط في طيف نجم غير الشمس ، كما التقطوا أول مخطط طيفي ، أو صورة لطيف نجمي.

تشكيل الأطياف النجمية

عندما رُصدت أطياف النجوم المختلفة لأول مرة ، وجد علماء الفلك أنها ليست جميعها متطابقة. نظرًا لأن الخطوط المظلمة تنتج عن العناصر الكيميائية الموجودة في النجوم ، فقد اعتقد علماء الفلك أولاً أن الأطياف تختلف عن بعضها البعض لأن النجوم ليست كلها مصنوعة من نفس العناصر الكيميائية. تبين أن هذه الفرضية خاطئة. السبب الرئيسي لذلك تبدو الأطياف النجمية مختلفة لأن النجوم لها درجات حرارة مختلفة. معظم النجوم لها نفس تركيب الشمس تقريبًا ، مع استثناءات قليلة فقط.

الهيدروجين ، على سبيل المثال ، هو العنصر الأكثر وفرة في معظم النجوم. ومع ذلك ، لا تظهر خطوط الهيدروجين في أطياف النجوم الأكثر سخونة وأبرد. في أجواء النجوم الأكثر سخونة ، تتأين ذرات الهيدروجين تمامًا. لأن الإلكترون والبروتون منفصلان ، لا يستطيع الهيدروجين المتأين إنتاج خطوط امتصاص. (تذكر من قسم تشكيل الخطوط الطيفية ، أن الخطوط هي نتيجة للإلكترونات في مدار حول نواة تغير مستويات الطاقة.)

في أجواء النجوم الأكثر برودة ، ترتبط إلكترونات ذرات الهيدروجين ويمكنها تبديل مستويات الطاقة لإنتاج خطوط. ومع ذلك ، فإن جميع ذرات الهيدروجين عمليًا في أدنى حالة طاقة (غير مستثارة) في هذه النجوم ، وبالتالي يمكنها فقط امتصاص تلك الفوتونات القادرة على رفع الإلكترون من مستوى الطاقة الأول إلى مستوى أعلى. تقع الفوتونات ذات الطاقة الكافية للقيام بذلك في الجزء فوق البنفسجي من الطيف الكهرومغناطيسي ، وهناك عدد قليل جدًا من الفوتونات فوق البنفسجية في الإشعاع الصادر عن نجم بارد. ما يعنيه هذا هو أنك إذا لاحظت طيف نجم ساخن جدًا أو بارد جدًا باستخدام تلسكوب نموذجي على سطح الأرض ، فإن العنصر الأكثر شيوعًا في هذا النجم ، الهيدروجين ، سيظهر خطوطًا طيفية ضعيفة جدًا أو لا تظهر على الإطلاق.

خطوط الهيدروجين في الجزء المرئي من الطيف (تسمى خطوط بالمر) هي الأقوى في النجوم ذات درجات الحرارة المتوسطة & # 8212 ليست شديدة الحرارة ولا شديدة البرودة. تظهر الحسابات أن درجة الحرارة المثلى لإنتاج خطوط الهيدروجين المرئية هي حوالي 10000 كلفن عند درجة الحرارة هذه ، يتم تحفيز عدد ملموس من ذرات الهيدروجين إلى مستوى الطاقة الثاني. يمكنهم بعد ذلك امتصاص فوتونات إضافية ، والارتفاع إلى مستويات أعلى من الإثارة ، وإنتاج خط امتصاص مظلم. وبالمثل ، فإن كل عنصر كيميائي آخر ، في كل مرحلة من مراحل التأين الممكنة ، له درجة حرارة مميزة يكون فيها أكثر فعالية في إنتاج خطوط الامتصاص في أي جزء معين من الطيف.

تصنيف الأطياف النجمية

يستخدم علماء الفلك أنماط الخطوط المرصودة في الأطياف النجمية لفرز النجوم إلى فئة طيفية. نظرًا لأن درجة حرارة النجم & # 8217s تحدد خطوط الامتصاص الموجودة في طيفه ، فإن هذه الفئات الطيفية هي مقياس لدرجة حرارة سطحه. هناك سبع فئات طيفية قياسية. من الأكثر سخونة إلى أبرد ، تم تعيين هذه الفئات الطيفية السبعة O و B و A و F و G و K و M. في الآونة الأخيرة ، أضاف علماء الفلك ثلاث فئات إضافية حتى للأجسام الأكثر برودة & # 8212L و T و Y.

في هذه المرحلة ، قد تنظر إلى هذه الرسائل بذهول وتسأل نفسك لماذا لم يطلق علماء الفلك & # 8217t على الأنواع الطيفية A و B و C وما إلى ذلك. سترى ، كما نخبرك بالتاريخ ، أنه مثال انتصر فيه التقليد على الحس السليم.

في ثمانينيات القرن التاسع عشر ، ابتكر ويليامينا فليمنج نظامًا لتصنيف النجوم بناءً على قوة خطوط امتصاص الهيدروجين. تم تصنيف الأطياف ذات الأسطر الأقوى على أنها & # 8220A & # 8221 نجمة ، والأقوى التالية & # 8220B ، & # 8221 وهكذا أسفل الأبجدية إلى & # 8220O & # 8221 نجوم ، حيث كانت خطوط الهيدروجين ضعيفة جدًا. لكننا رأينا أعلاه أن خطوط الهيدروجين وحدها ليست مؤشرًا جيدًا لتصنيف النجوم ، حيث تختفي خطوطها من طيف الضوء المرئي عندما تصبح النجوم شديدة الحرارة أو شديدة البرودة.

في تسعينيات القرن التاسع عشر ، قامت Annie Jump Cannon بمراجعة نظام التصنيف هذا ، مع التركيز على بضعة أحرف من النظام الأصلي: A و B و F و G و K و M و O. وبدلاً من البدء من جديد ، أعاد كانون أيضًا ترتيب الفئات الحالية & # 8212 بترتيب انخفاض درجة الحرارة & # 8212 في التسلسل الذي تعلمناه: O ، B ، A ، F ، G ، K ، M. كما يمكنك أن تقرأ في الميزة في Annie Cannon: Classifier of the Stars في هذا الفصل ، صنفت حوالي 500000 النجوم على مدار حياتها ، حيث صنفت ما يصل إلى ثلاث نجوم في الدقيقة من خلال النظر إلى الأطياف النجمية.

للتعمق في الأنواع الطيفية ، استكشف المشروع التفاعلي في Sloan Digital Sky Survey حيث يمكنك التدرب على تصنيف النجوم بنفسك.

لمساعدة علماء الفلك على تذكر هذا الترتيب الجنوني للأحرف ، أنشأ كانون كتابًا ذاكريًا ، & # 8220Oh Be A Fine Girl ، Kiss Me. & # 8221 (إذا كنت تفضل ذلك ، يمكنك بسهولة استبدال & # 8220Guy & # 8221 بـ & # 8220Girl. & # 8221) فن الإستذكار الأخرى ، التي نأمل ألا تكون مناسبة لك ، تتضمن & # 8220Oh Brother ، الفلكيون كثيرًا ما يمنحون Killer Midterms & # 8221 و & # 8220Oh Boy ، An F Grade Kills Me! & # 8221 مع L ، T الجديد ، و Y الطيفية ، يمكن توسيع ذاكري إلى & # 8220Oh Be A Fine Girl (Guy) ، Kiss Me Like That ، Yo! & # 8221

تنقسم كل فئة من هذه الفئات الطيفية ، باستثناء الفئة Y التي لا يزال يتم تحديدها ، إلى 10 فئات فرعية تحددها الأرقام من 0 إلى 9. نجم B0 هو النوع الأكثر سخونة من النجوم B ، والنجم B9 هو أروع نوع من النجم B وهو أكثر سخونة بقليل من نجم A0.

وفقط عنصر آخر من المفردات: لأسباب تاريخية ، يسمي علماء الفلك جميع العناصر أثقل من الهيليوم المعادن، على الرغم من أن معظمها لا يظهر خصائص معدنية. (إذا كنت منزعجًا من المصطلحات الغريبة التي يستخدمها علماء الفلك ، فقط ضع في اعتبارك أن كل مجال من مجالات النشاط البشري يميل إلى تطوير مفرداته المتخصصة. فقط حاول قراءة بطاقة ائتمان أو اتفاقية وسائل التواصل الاجتماعي هذه الأيام دون تدريب في القانون! )

دعونا نلقي نظرة على بعض تفاصيل كيفية تغير أطياف النجوم مع تغير درجة الحرارة.(هذه التفاصيل هي التي سمحت لـ Annie Cannon بتحديد الأنواع الطيفية للنجوم بسرعة ثلاثة في الدقيقة!) كما يوضح [الرابط] ، في أكثر النجوم حرارةً (تلك التي تزيد درجة حرارتها عن 28000 كلفن) ، فقط خطوط الهيليوم المؤين و تكون الذرات شديدة التأين للعناصر الأخرى واضحة. خطوط الهيدروجين هي الأقوى في النجوم ذات درجة حرارة الغلاف الجوي حوالي 10000 كلفن.توفر المعادن المؤينة الخطوط الأكثر وضوحا في النجوم بدرجات حرارة من 6000 إلى 7500 كلفن (النوع الطيفي F). في أبرد النجوم M (أقل من 3500 كلفن) ، تكون نطاقات امتصاص أكسيد التيتانيوم والجزيئات الأخرى قوية جدًا. بالمناسبة ، الطبقة الطيفية المخصصة للشمس هي G2. يتم تلخيص تسلسل الصنف الطيفي es في [link].

يوضح هذا الرسم البياني نقاط قوة خطوط الامتصاص لأنواع كيميائية مختلفة (الذرات والأيونات والجزيئات) أثناء انتقالنا من النجوم الساخنة (اليسرى) إلى النجوم الباردة (اليمنى). يتم عرض تسلسل الأنواع الطيفية أيضًا.
فئات طيفية للنجوم
فئة طيفية اللون درجة الحرارة التقريبية (ك) الميزات الرئيسية أمثلة
ا أزرق و GT 30000 خطوط الهليوم المحايدة والمتأينة ، خطوط الهيدروجين الضعيفة 10 لاكرتا
ب أزرق أبيض 10,000󈞊,000 خطوط الهليوم المحايدة وخطوط الهيدروجين القوية ريجل ، سبيكا
أ أبيض 7500󈝶,000 أقوى خطوط الهيدروجين ، خطوط الكالسيوم المتأينة الضعيفة ، خطوط المعادن المتأينة الضعيفة (مثل الحديد والمغنيسيوم) سيريوس ، فيجا
F أصفر ابيض 6000� خطوط الهيدروجين القوية ، خطوط الكالسيوم المتأينة القوية ، خطوط الصوديوم الضعيفة ، العديد من الخطوط المعدنية المتأينة كانوب ، الراكون
جي الأصفر 5200� خطوط هيدروجين أضعف ، خطوط كالسيوم مؤينة قوية ، خطوط صوديوم قوية ، خطوط عديدة للمعادن المتأينة والمحايدة صن ، كابيلا
ك البرتقالي 3700� خطوط هيدروجين ضعيفة للغاية ، خطوط كالسيوم متأينة قوية ، خطوط صوديوم قوية ، خطوط عديدة للمعادن المحايدة أركتوروس ، الديبران
م أحمر 2400� تهيمن خطوط قوية من المعادن المحايدة والعصابات الجزيئية لأكسيد التيتانيوم منكب الجوزاء ، قلب العقرب
إل أحمر 1300� خطوط هيدريد المعادن وخطوط المعادن القلوية (مثل الصوديوم والبوتاسيوم والروبيديوم) تايد 1
تي أرجواني 700� خطوط الميثان جليس 229 ب
ص الأشعة تحت الحمراء 1 & اللفتنانت 700 خطوط الأمونيا وايز 1828 + 2650

لمعرفة كيفية عمل التصنيف الطيفي ، دع & # 8217s استخدم [رابط]. افترض أن لديك طيفًا تكون فيه خطوط الهيدروجين تقريبًا نصف قوة الخطوط التي تظهر في النجم A. بالنظر إلى الخطوط الموجودة في الشكل الخاص بنا ، ترى أن النجم يمكن أن يكون إما نجم B أو نجم G. ولكن إذا كان الطيف يحتوي أيضًا على خطوط هيليوم ، فهو نجم B ، بينما إذا كان يحتوي على خطوط من الحديد المتأين ومعادن أخرى ، فيجب أن يكون نجم G

إذا نظرت إلى [الرابط] ، يمكنك أن ترى أنه يمكنك أيضًا تخصيص فئة طيفية لنجم لم يكن نوعه معروفًا بالفعل. كل ما عليك فعله هو مطابقة نمط الخطوط الطيفية مع نجمة قياسية (مثل تلك الموضحة في الشكل) التي تم تحديد نوعها بالفعل.

تقارن هذه الصورة أطياف الفئات الطيفية المختلفة. يتم سرد الفئة الطيفية المخصصة لكل من هذه الأطياف النجمية على يسار الصورة. أقوى أربعة خطوط تُرى في النوع الطيفي A1 (واحد باللون الأحمر ، وواحد باللون الأزرق والأخضر ، واثنان باللون الأزرق) هي خطوط Balmer للهيدروجين. لاحظ كيف تضعف هذه الخطوط في درجات الحرارة المرتفعة والمنخفضة ، كما يشير [رابط] أيضًا. الزوج القوي من الخطوط المتقاربة في اللون الأصفر في النجوم الباردة يرجع إلى الصوديوم المحايد (أحد المعادن المحايدة في [رابط]). (الائتمان: تعديل العمل من قبل NOAO / AURA / NSF)

يمكن استخدام كل من الألوان والفئات الطيفية لتقدير درجة حرارة النجم. يصعب قياس الأطياف لأن الضوء يجب أن يكون ساطعًا بما يكفي لينتشر في جميع ألوان قوس قزح ، ويجب أن تكون أجهزة الكشف حساسة بما يكفي للاستجابة للأطوال الموجية الفردية. من أجل قياس الألوان ، تحتاج أجهزة الكشف فقط إلى الاستجابة للعديد من الأطوال الموجية التي تمر في وقت واحد من خلال المرشحات الملونة التي تم اختيارها & # 8212 ، وهذا يعني ، الكل الضوء الأزرق أو الكل الضوء الأصفر والأخضر.

ولدت آني جمب كانون في ولاية ديلاوير عام 1863 ([رابط]). في عام 1880 ، التحقت بكلية ويلسلي ، وهي واحدة من السلالات الجديدة من الكليات الأمريكية التي تفتح أبوابها لتعليم الشابات. كان ويليسلي ، الذي كان يبلغ من العمر 5 سنوات فقط في ذلك الوقت ، لديه ثاني مختبر للفيزياء للطلاب في البلاد وقدم تدريبًا ممتازًا في العلوم الأساسية. بعد الجامعة ، أمضت كانون عقدًا من الزمن مع والديها لكنها كانت غير راضية تمامًا وتتوق إلى القيام بعمل علمي. بعد وفاة والدتها & # 8217s في عام 1893 ، عادت إلى ويليسلي كمساعد تدريس وأيضًا لتلقي دورات في رادكليف ، كلية النساء # 8217s المرتبطة بجامعة هارفارد.

تشتهر كانون بتصنيفاتها للأطياف النجمية. (الائتمان: تعديل العمل من قبل مؤسسة سميثسونيان)

في أواخر القرن التاسع عشر ، احتاج مدير مرصد هارفارد ، إدوارد سي بيكرينغ ، إلى الكثير من المساعدة في برنامجه الطموح لتصنيف الأطياف النجمية. كان أساس هذه الدراسات عبارة عن مجموعة ضخمة من ما يقرب من مليون طيف فوتوغرافي للنجوم ، تم الحصول عليها من سنوات عديدة من الملاحظات التي تم إجراؤها في مرصد كلية هارفارد في ماساتشوستس وكذلك في محطات المراقبة البعيدة في أمريكا الجنوبية وجنوب إفريقيا. سرعان ما اكتشفت بيكرينغ أنه يمكن توظيف الشابات المتعلمات كمساعدات مقابل ثلث أو ربع الراتب المدفوع للرجال ، وغالبًا ما يتحملن ظروف عمل ومهام متكررة لا يتحملها الرجال الذين لديهم نفس التعليم. أصبحت هؤلاء النساء تعرف باسم حواسيب هارفارد. (يجب أن نؤكد أن علماء الفلك لم يكونوا وحدهم في التوصل إلى مثل هذه الاستنتاجات حول الفكرة الجديدة نسبيًا لنساء الطبقة العليا المتعلمات اللائي يعملن خارج المنزل: لقد تم استغلال النساء والتقليل من قيمتهن في العديد من المجالات. وهذا إرث بدأ منه مجتمعنا للتو لينحرف.)

تم التعاقد مع Cannon بواسطة Pickering كأحد & # 8220computers & # 8221 للمساعدة في تصنيف الأطياف. لقد أصبحت بارعة في ذلك لدرجة أنها تمكنت من فحص وتحديد الأنواع الطيفية لعدة مئات من النجوم في الساعة بصريًا (تملي استنتاجاتها على مساعد). قامت بالعديد من الاكتشافات أثناء التحقيق في لوحات هارفارد الفوتوغرافية ، بما في ذلك 300 نجم متغير (النجوم التي يتغير لمعانها بشكل دوري). لكن إرثها الرئيسي هو كتالوج رائع للأنواع الطيفية لمئات الآلاف من النجوم ، والذي كان بمثابة أساس لكثير من علم الفلك في القرن العشرين.

في عام 1911 ، ذكرت لجنة زائرة من علماء الفلك أن & # 8220s هي الشخص الوحيد في العالم الذي يمكنه القيام بهذا العمل بسرعة وبدقة & # 8221 وحثت جامعة هارفارد على منح كانون موعدًا رسميًا وفقًا لمهاراتها وشهرتها. ومع ذلك ، لم تقم هارفارد حتى عام 1938 بتعيينها عالمة فلك في الجامعة التي كان عمرها آنذاك 75 عامًا.

حصلت كانون على أول درجة فخرية من أكسفورد لامرأة ، وأصبحت أول امرأة تنتخب ضابطة في الجمعية الفلكية الأمريكية ، وهي المنظمة المهنية الرئيسية لعلماء الفلك في الولايات المتحدة. تبرعت بسخاء بالمال من إحدى الجوائز الكبرى التي فازت بها لتأسيس جائزة خاصة للمرأة في علم الفلك ، تُعرف الآن باسم جائزة آني جامب كانون. من حيث الشكل ، واصلت تصنيف الأطياف النجمية تقريبًا حتى نهاية حياتها في عام 1941.

الفئات الطيفية L و T و Y

نجح المخطط الذي ابتكره كانون بشكل جيد حتى عام 1988 ، عندما بدأ علماء الفلك في اكتشاف أجسام أكثر برودة من النجوم من نوع M9. نحن نستخدم الكلمة موضوع لأن العديد من الاكتشافات الجديدة ليست نجوماً حقيقية. يُعرَّف النجم بأنه جسم يستمد 100٪ من طاقته خلال جزء من حياته من نفس العملية التي تجعل الشمس تلمع & # 8212 ؛ اندماج نوى الهيدروجين (البروتونات) في الهيليوم. كائنات ذات كتل أقل من حوالي 7.5٪ من كتلة شمسنا (حوالي 0.075 مشمس) لا تصبح ساخنة بدرجة كافية لحدوث اندماج الهيدروجين. حتى قبل العثور على النجم الأول & # 8220failed & # 8221 ، أُطلق على هذه الفئة من الأجسام ، ذات الكتل المتوسطة بين النجوم والكواكب ، اسم الأقزام البنية.

من الصعب جدًا ملاحظة الأقزام البنية لأنها باهتة للغاية وباردة ، وتطرد معظم ضوءها في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف. لم ينجح البحث عن الأقزام البنية إلا بعد بناء تلسكوبات كبيرة جدًا ، مثل تلسكوبات كيك في هاواي ، وتطوير أجهزة كشف الأشعة تحت الحمراء شديدة الحساسية. تم اكتشاف أول قزم بني في عام 1988 ، واعتبارًا من صيف 2015 ، يوجد أكثر من 2200 قزم بني معروف.

في البداية ، تم إعطاء الأقزام البنية فئات طيفية مثل M10 + أو & # 8220 أكثر برودة من M9 ، & # 8221 ولكن الكثير من المعروف الآن أنه من الممكن البدء في تعيين أنواع طيفية. يتم إعطاء الأنواع الأكثر سخونة من الأقزام البنية L0 & # 8211L9 (درجات حرارة في النطاق 2400 & # 82111300 كلفن) ، في حين يتم إعطاء الكائنات الأكثر برودة (1300 & # 8211700 كلفن) الأنواع T0 & # 8211T9 (انظر [الرابط]). في الأقزام البنية من الفئة L ، اختفت خطوط أكسيد التيتانيوم القوية في النجوم M. هذا لأن الأقزام L باردة جدًا بحيث يمكن للذرات والجزيئات أن تتجمع معًا في جزيئات الغبار في غلافها الجوي ، حيث يتم حبس التيتانيوم في حبيبات الغبار بدلاً من أن يكون متاحًا لتكوين جزيئات أكسيد التيتانيوم. توجد خطوط من البخار (بخار الماء الساخن) ، إلى جانب خطوط أول أكسيد الكربون والصوديوم المحايد والبوتاسيوم والسيزيوم والروبيديوم. الميثان (CH4) خطوط قوية في الأقزام البنية من الدرجة T ، حيث يوجد الميثان في الغلاف الجوي للكواكب العملاقة في نظامنا الشمسي.

في عام 2009 ، اكتشف علماء الفلك أقزامًا بنية فائقة البرودة بدرجة حرارة تبلغ 500 & # 8211600 كلفن ، وقد أظهرت هذه الأجسام خطوط امتصاص بسبب الأمونيا (NH.3) ، والتي لا تُرى في الأقزام T. تم إنشاء فئة طيفية جديدة ، Y ، لهذه الكائنات. اعتبارًا من عام 2015 ، تم اكتشاف أكثر من عشرين من الأقزام البنية التي تنتمي إلى الفئة الطيفية Y ، بعضها بدرجات حرارة مماثلة لدرجات حرارة جسم الإنسان (حوالي 300 كلفن).

يوضح هذا الرسم التوضيحي أحجام ودرجات حرارة سطح الأقزام البنية Teide 1 و Gliese 229B و WISE1828 فيما يتعلق بالشمس والنجم القزم الأحمر (Gliese 229A) والمشتري. (الائتمان: تعديل العمل بواسطة MPIA / V. Joergens)

تبدأ معظم الأقزام البنية بدرجات حرارة وأطياف في الغلاف الجوي مثل تلك الموجودة في النجوم الحقيقية بفئات طيفية من M6.5 وما بعده ، على الرغم من أن الأقزام البنية ليست ساخنة وكثيفة بدرجة كافية في الداخل لدمج الهيدروجين. في الواقع ، فإن أطياف الأقزام البنية والنجوم الحقيقية متشابهة جدًا عن الأنواع الطيفية المتأخرة من M إلى L بحيث لا يمكن التمييز بين نوعي الأجسام بناءً على الأطياف وحدها. مطلوب مقياس مستقل للكتلة لتحديد ما إذا كان جسم معين هو قزم بني أو نجم ذو كتلة منخفضة جدًا. نظرًا لأن الأقزام البنية تبرد بشكل مطرد طوال حياتها ، فإن النوع الطيفي لقزم بني معين يتغير بمرور الوقت على مدى مليار سنة أو أكثر من أواخر الأنواع الطيفية M إلى L و T و Y.

الأقزام البنية منخفضة الكتلة مقابل الكواكب عالية الكتلة

من الخصائص المثيرة للاهتمام للأقزام البنية أنها جميعًا في نفس نصف قطر كوكب المشتري ، بغض النظر عن كتلها. بشكل مثير للدهشة ، يغطي هذا نطاقًا من الكتل من حوالي 13 إلى 80 ضعف كتلة كوكب المشتري (مي). هذا يمكن أن يجعل تمييز قزم بني منخفض الكتلة من كوكب عالي الكتلة أمرًا صعبًا للغاية.

إذن ، ما هو الفرق بين قزم بني منخفض الكتلة وكوكب كبير الكتلة؟ يعتبر الاتحاد الفلكي الدولي أن السمة المميزة هي انصهار الديوتيريوم. على الرغم من أن الأقزام البنية لا تحافظ على اندماج هيدروجين منتظم (بروتون-بروتون) ، إلا أنها قادرة على دمج الديوتيريوم (شكل نادر من الهيدروجين مع بروتون واحد ونيوترون واحد في نواته). يمكن أن يحدث اندماج الديوتيريوم عند درجة حرارة أقل من درجة حرارة اندماج الهيدروجين. إذا كان الجسم يحتوي على كتلة كافية لصهر الديوتيريوم (حوالي 13 مي أو 0.012 مشمس) ، إنه قزم بني. كائنات أقل من 13 مي لا تندمج الديوتيريوم وعادة ما تعتبر كواكب.

المفاهيم الأساسية والملخص

ترجع الاختلافات في أطياف النجوم بشكل أساسي إلى الاختلافات في درجة الحرارة وليس التكوين. يتم وصف أطياف النجوم من حيث الفئات الطيفية. من أجل خفض درجة الحرارة ، فإن هذه الفئات الطيفية هي O و B و A و F و G و K و M و L و T و Y. وتنقسم هذه أيضًا إلى فئات فرعية مرقمة من 0 إلى 9. الفئات L و T و تمت إضافة Y مؤخرًا لوصف الأجسام الشبيهة بالنجوم المكتشفة حديثًا & # 8212 الأقزام البنية بشكل أساسي & # 8212 التي تكون أكثر برودة من M9. شمسنا لها نوع طيفي G2.


أسئلة الفكر

13: إذا كان النجم سيريوس ينبعث من الطاقة 23 مرة أكثر من الشمس ، فلماذا تبدو الشمس أكثر إشراقًا في السماء؟

14: كيف يمكن أن يظهر نجمان متساويان في الإضاءة - أحدهما أزرق والآخر أحمر - في صورة مأخوذة من خلال مرشح يمرر الضوء الأزرق بشكل أساسي؟ كيف سيتغير مظهرهم في صورة مأخوذة من خلال مرشح ينقل الضوء الأحمر بشكل أساسي؟

15: يسرد الجدول 17.2 نطاقات درجات الحرارة التي تتوافق مع الأنواع الطيفية المختلفة. إلى أي جزء من النجم تشير درجات الحرارة هذه؟ لماذا ا؟

16: لنفترض أنك مُنحت مهمة قياس ألوان ألمع النجوم ، المدرجة في الملحق J ، من خلال ثلاثة مرشحات: الأول ينقل الضوء الأزرق ، والثاني ينقل الضوء الأصفر ، والثالث ينقل الضوء الأحمر. إذا لاحظت النجم Vega ، فسيظهر بنفس القدر من السطوع من خلال كل من المرشحات الثلاثة. ما النجوم التي ستظهر أكثر إشراقًا من خلال الفلتر الأزرق منها من خلال الفلتر الأحمر؟ أي النجوم ستظهر أكثر إشراقًا من خلال الفلتر الأحمر؟ ما النجم الذي من المحتمل أن يكون له ألوان أقرب ما تكون إلى ألوان Vega؟

17: يحتوي Star X على خطوط من الهيليوم المتأين في طيفه ، والنجم Y له نطاقات من أكسيد التيتانيوم. أيهما أكثر سخونة؟ لماذا ا؟ يُظهر طيف النجم Z خطوطًا من الهيليوم المتأين وأيضًا العصابات الجزيئية لأكسيد التيتانيوم. ما هو الغريب في هذا الطيف؟ هل يمكنك اقتراح تفسير؟

18: يحتوي طيف الشمس على مئات الخطوط القوية من الحديد غير الأيوني ولكن فقط عدد قليل من خطوط الهيليوم الضعيفة جدًا. نجم من النوع الطيفي B لديه خطوط قوية جدًا من الهيليوم ولكن خطوط حديدية ضعيفة جدًا. هل تعني هذه الاختلافات أن الشمس تحتوي على قدر أكبر من الحديد وأقل من الهيليوم مقارنة بالنجم B؟ يشرح.

19: ما هي الفئات الطيفية التقريبية للنجوم ذات الخصائص التالية؟

  1. خطوط Balmer من الهيدروجين قوية جدا بعض خطوط المعادن المتأينة موجودة.
  2. أقوى الخطوط هي تلك الموجودة في الهليوم المتأين.
  3. خطوط الكالسيوم المتأين هي الأقوى في خطوط الطيف الهيدروجين تظهر فقط خطوط قوة معتدلة من المحايد والمعادن موجودة.
  4. أقوى الخطوط هي تلك الخاصة بالمعادن المحايدة وخطوط أكسيد التيتانيوم.

20: انظر إلى العناصر الكيميائية في الملحق "ك". هل يمكنك تحديد أي علاقة بين وفرة عنصر ووزنه الذري؟ هل هناك استثناءات واضحة لهذه العلاقة؟

21: يسرد الملحق الأول بعض أقرب النجوم. هل معظم هذه النجوم أسخن أم أبرد من الشمس؟ هل يصدر أي منها طاقة أكثر من الشمس؟ إذا كان الأمر كذلك، وتلك التي؟

22: يسرد الملحق J النجوم التي تظهر أكثر سطوعًا في سمائنا. هل معظم هذه أكثر سخونة أو برودة من الشمس؟ هل يمكنك اقتراح سبب للاختلاف بين هذه الإجابة والإجابة على السؤال السابق؟ (تلميح: انظر إلى اللمعان.) هل هناك أي اتجاه لعلاقة بين درجة الحرارة واللمعان؟ هل هناك استثناءات من الارتباط؟

23: ما هو النجم الأكثر لمعاناً في السماء (بخلاف الشمس)؟ ثاني ألمع؟ ما هو لون منكب الجوزاء؟ استخدم الملحق J للعثور على الإجابات.

24: لنفترض أن البشر قد تركوا وراءهم خرائط للسماء ليلاً قبل مليون سنة. هل ستمثل هذه الخرائط بدقة السماء التي نراها اليوم؟ لما و لما لا؟

25: لماذا يمكن فقط تحديد حد أدنى لمعدل دوران النجوم من توسيع الخط بدلاً من معدل الدوران الفعلي؟ (راجع الشكل 17.14.)

26: لماذا تعتقد أن علماء الفلك قد اقترحوا ثلاثة أنواع طيفية مختلفة (L ، T ، و Y) للأقزام البنية بدلاً من M؟ لماذا لم تكن واحدة كافية؟

27: سام ، طالب جامعي ، اشترى للتو سيارة جديدة. يطلب آدم ، صديق "سام" ، وهو طالب دراسات عليا في علم الفلك ، من "سام" ركوبه. في السيارة ، يلاحظ آدم أن الألوان الموجودة على جهاز التحكم في درجة الحرارة خاطئة. لماذا قال ذلك؟

الشكل 9. (الائتمان: تعديل العمل لمايكل شيهان)

28: هل سيكون للنجم الأحمر حجم أصغر أم أكبر في المرشح الأحمر منه في المرشح الأزرق؟

29: نجمان لهما حركات مناسبة لثانية قوسية واحدة في السنة. يقع النجم A على بعد 20 سنة ضوئية من الأرض ، والنجم B على بعد 10 سنوات ضوئية من الأرض. أيهما أسرع في الفضاء؟

30: افترض أن هناك ثلاثة نجوم في الفضاء ، يتحرك كل منها بسرعة 100 كم / ثانية يتحرك النجم A عبر (أي عموديًا على) خط رؤيتنا ، والنجم B يتحرك بعيدًا عن الأرض مباشرةً ، والنجم C يتحرك بعيدًا عن الأرض ، ولكن بزاوية 30 درجة على خط البصر. من أي نجم ستلاحظ أعظم تحول دوبلر؟ من أي نجم ستلاحظ أصغر تحول دوبلر؟

31: ماذا ستقول لصديق أدلى بهذه العبارة ، "إن طيف الضوء المرئي للشمس يظهر خطوط هيدروجين ضعيفة وخطوط كالسيوم قوية. لذلك يجب أن تحتوي الشمس على كالسيوم أكثر من الهيدروجين ".


بقلم جيسي إمسباك

كانت الأقزام البنية تسمى ذات مرة بالنجوم الفاشلة - وهي أضخم من الكواكب ولكن بدون ثقل كافٍ لإشعال اندماج الهيدروجين والتألق تحت قوتها. في السنوات الأخيرة ، اكتشف علماء الفلك أنهم من بين أكثر الأجسام تعقيدًا في السماء: لقد حطم الضغط أجزاءها الداخلية إلى حالات فائقة الكثافة يسميها العلماء "متدهورة" بينما قد تحتوي أجواءها الباردة على سحب من الحديد والسيليكون. يمكنهم الاحتفاظ بالمفاتيح لفهم سبب تشكل الأنظمة الشمسية بالطريقة التي تعمل بها وتعمل كساعات لتحديد الأعمار في جميع أنحاء المجرة - إذا كان بإمكان الفلكيين تحديد كيفية تغيرها بمرور الوقت.

تقول إميلي رايس ، عالمة الفيزياء الفلكية في المتحف الأمريكي للتاريخ الطبيعي وكلية جزيرة ستاتن في مدينة نيويورك: "لقد أظهروا لنا أن نماذجنا التطورية [النجمية] خاطئة". لقد اعتاد الأقزام البنية على تحدي التوقعات ، وتنوعهم الهائل يبقيهم ممتعين ، كما تقول. "هناك الكثير من الأفكار الكبيرة والأسئلة المفتوحة [المحيطة بهم]. & # 8221

من النظرية إلى الواقع
اقترح عالم الفلك شيف كومار ، الذي كان يعمل وقتها في معهد جودارد لرحلات الفضاء التابع لوكالة ناسا لدراسات الفضاء في نيويورك ، وجود الأقزام البنية لأول مرة في الستينيات. قام كومار ببناء نماذج من النجوم منخفضة الكتلة ووجد حد الكتلة للأجسام القادرة على دمج الهيدروجين - حوالي 0.07 كتلة شمسية لسحابة غاز ذات تركيب مشابه للشمس وحوالي 0.09 كتلة شمسية لواحد مصنوع من الهيدروجين النقي. سيتقلص مثل هذا الجسم حتى يصل إلى حجم معين ، حيث يؤدي الضغط الذي تمارسه الإلكترونات المتحللة - التي تحتل جميع حالات الطاقة الدنيا الممكنة في الداخل الغازي - إلى وقف الانهيار.في ذلك الوقت ، أطلق عليهم كومار لقب "الأقزام السوداء" ، لكن هذا الاسم مأخوذ بالفعل من قبل النجوم القزمة البيضاء التي بردت لدرجة أنها لم تعد تتألق. في عام 1975 ، حصلت جيل تارتر على درجة الدكتوراه التي تم سكها حديثًا. والآن في معهد SETI في ماونتن فيو ، كاليفورنيا ، اقترح الاسم "القزم البني" ، واللقب عالق.

ومع ذلك ، فقد استغرق الأمر حتى عام 1995 لرؤية واحدة أخيرًا ، عندما اكتشف علماء الفلك Teide 1 في مجموعة نجوم Pleiades. بعد ذلك ، جاءت المشاهدات كثيفة وسريعة - حدد علماء الفلك الآن أكثر من 1000

الأقزام البنية بفضل كواشف أفضل ، لا سيما في جزء الأشعة تحت الحمراء من الطيف حيث تشع الأقزام البنية معظم طاقتها. يشمل اللاعبون الكبار مسح Two-Micron All-Sky Survey (2MASS) ، وتلسكوب Spitzer Space Telescope ، ومستكشف مسح الأشعة تحت الحمراء واسع النطاق (WISE).

ومع ذلك ، فقد ازدادت التعقيدات مع وجود أعداد أكبر.

يتصرف عمرك
تدمج النجوم الهيدروجين في الهيليوم خلال معظم حياتها ، وهي مرحلة يشير إليها العلماء باسم "التسلسل الرئيسي". يعتمد حجم النجم على التوازن بين سحب الجاذبية إلى الداخل والدفع الخارجي لضغط الغاز الناجم عن الحرارة. تمر النجوم الأثقل من خلال مخازن الهيدروجين الخاصة بها بشكل أسرع ، وبالتالي فهي أكثر إضاءة ، ويميل لون النجم وحجمه إلى البقاء كما هو حتى نفاد الوقود تقريبًا. بمجرد أن تعرف كتلة النجم ، واللمعان الجوهري ، واللون ، فليس من الصعب وضع قيود على عمر النجم ومدة بقائه.

لكن الأقزام البنية تتصرف بشكل مختلف. نظرًا لافتقارها إلى كتلة النجوم ، فإنها لا تولد الحرارة والضغط اللازمين في نواتها لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم. قد يصبح اللب ساخنًا بدرجة كافية لدمج الديوتيريوم ، وهو نظير ثقيل للهيدروجين مع نيوترون واحد ، أو حتى الليثيوم. لكن لا تدوم أي من العمليتين طويلاً لأن هذه العناصر لا تشكل سوى نسبة ضئيلة من كتلة القزم البني. يضع انحلال الإلكترون حداً أدنى لحجم القزم ، الذي يبرد ببطء عندما يشع حرارته الداخلية.

يصنف علماء الفلك الأقزام البنية على أنها L ، و T ، و Y ، وتتراوح درجات الحرارة من أسخن إلى أبرد. من الناحية النظرية ، يجب أن يمتد هذا التسلسل أيضًا من الأصغر إلى الأكبر ، مما يعكس التبريد البطيء للأقزام.

يقول آدم بورجاسر ، عالم الفيزياء الفلكية في جامعة كاليفورنيا ، سان دييغو ورئيس مختبر Cool Star Lab ، "النجوم تبقى في [التسلسل الرئيسي] وفي سطوع ولون مطلقين لفترة طويلة". في حين أنه من الممكن وضع حد أدنى لعمر النجم ، فإن الدليل غير مباشر حتى يبدأ في التحرك بعيدًا عن التسلسل الرئيسي. "لكن لمعان الحرب البنية هو الشيء الرئيسي الذي نقيسه - يمكن الوصول إليه بشكل مباشر - لذلك إذا كان هذا متغيرًا زمنيًا ، فهو ساعة أفضل بكثير."

تكمن المشكلة في التعامل بشكل جيد مع كتلة القزم البني ، ومن ذلك المعدل الذي يبرد به. يفقد القزم البني الضخم الحرارة بشكل أبطأ بكثير من القزم الأقل ضخامة.

تنبع صعوبة تحديد كتلة القزم البني من موقعه - فغالبًا ما يتواجد في عزلة. يجعل النجم أو الكوكب المرافق المهمة سهلة لأن العلماء يمكنهم قياس قوة جاذبية القزم وبالتالي كتلته. لذا فإن المفتاح ، كما يقول بورجاسر ، هو العثور على الكثير من الأقزام البنية في الأنظمة الثنائية. ويضيف: "يتم بذل الكثير من العمل لجعل ذلك حقيقة واقعة".

هناك طريقة أخرى لمعرفة عمر القزم البني وهي قياس جاذبية سطحه. من خلال تحطيم ضوء جسم ما إلى ألوان فردية ، يمكن للطيف أن يظهر ليس فقط المركبات الموجودة في الغلاف الجوي للقزم البني ولكن أيضًا قوة الجاذبية هناك. في حقول الجاذبية الأقوى ، تتسع الخطوط الطيفية لأن غازات الغلاف الجوي تكون مضغوطة بدرجة أكبر ، وبالتالي تتحرك الجزيئات بسرعة أكبر. لذلك ، من خلال النظر في عرض الخطوط الطيفية ، يمكن للعلماء تقدير جاذبية سطح القزم البني ، والتي بدورها تخبرهم بمدى تقلصه وبالتالي عمره تقريبًا.

ألوان حقيقية وطقس عاصف
في غضون ذلك ، يسعى بعض علماء الفلك جاهدين لرؤية الغلاف الجوي والتوصل إلى نماذج تصف الغيوم هناك. الأقزام البنية باردة بدرجة كافية للطقس ، لكنها ليست مثل أي شيء على الأرض.

بالنسبة للقزم البني ، يعتمد تكوين السحابة على درجة الحرارة. الأجسام الأصغر سنًا تكون ساخنة نسبيًا ، وقد تصل أحيانًا إلى حوالي 3000 درجة كلن. عندما يبرد القزم ، تتكثف المركبات المختلفة. في درجات الحرارة المرتفعة ، قد تتكون السحب من السيليكون أو الحديد ، بينما تعني درجات الحرارة المنخفضة سحب الميثان أو الماء. في كلتا الحالتين ، يحدث الكثير من الكيمياء الجزيئية المعقدة.

في الواقع ، المكان الوحيد الذي لوحظت فيه سحب المياه بالتأكيد خارج النظام الشمسي هو الأقزام البنية الباردة من الفئة Y. نشرت جاكي فهرتي ، عالمة الفلك في معهد كارنيجي بواشنطن والمتحف الأمريكي للتاريخ الطبيعي ، مؤخرًا دراسة عن قزم بارد بشكل خاص تبلغ درجة حرارته حوالي 250 كلفن فقط (-10 درجة فهرنهايت) وكتلة من ستة إلى 10 كواكب. . تقول: "أعتقد أن ما أملكه هو أول جسم يوجد به دليل يمكن التحقق منه لغيوم مائية خارج نظامنا الشمسي". يقع الجسم ، المصنف باسم WISE 0855–0714 ، على بعد حوالي 7 سنوات ضوئية فقط من الأرض.

هناك طريقة أخرى لاستخدام الغلاف الجوي للقزم البني للوصول إلى حقائق أعمق تتضمن النظر في مقدار الضوء الذي يسمح له بالمرور. تعمل كاي هيراناكا ، طالبة دراسات عليا في كلية هانتر في مدينة نيويورك ، على كيفية تحديد عمر القزم البني من خلال مدى عمق القزم الذي يمكن للمراقب رؤيته. يميل القزم البني الأصغر والأكثر دفئًا إلى أن يكون له جو أكثر سمكًا. وعندما يبرد القزم ، تتكاثف العناصر الأثقل في قطيرات وحبيبات غبار أكبر تتساقط في النهاية من الغلاف الجوي. لذلك ، مع تقدم القزم البني في العمر ، يجب أن يصبح أقل غائمة ، مما يسهل رؤية الضوء من الداخل.

مضيفا المضاعفات
لكن قصة أجواء الأقزام البنية ليست بهذه البساطة. كانت عالمة الفلك في كلية هانتر كيلي كروز (مستشار هيراناكا) تدرس أطياف الأقزام البنية منخفضة الكتلة باستخدام بيانات 2MASS لأكثر من عقد من الزمان. في دراسة عام 2009 نشرت في المجلة الفلكية، وجدت أنه في حين أن العديد من هذه الأجسام لها أطياف تبدو طبيعية ، فإن بعضها أظهر خطوط امتصاص لا تتطابق مع نقاط القوة المتوقعة ، وكان الضوء العام القادم من القزم إما أكثر زرقة أو أحمر مما ينبغي أن يكون.

على سبيل المثال ، وجد كروز أن الخطوط الطيفية للصوديوم والسيزيوم والروبيديوم والبوتاسيوم وهيدرات الحديد وأكسيد التيتانيوم كانت ضعيفة بينما كانت الخطوط الطيفية لأكسيد الفاناديوم قوية نسبيًا. تختلف هذه النتائج عن معظم الأقزام البنية من نفس الفئة ولكن مع جاذبية سطحية أعلى.

جانب آخر غريب من الأطياف هو الليثيوم ، ثالث أخف عنصر. في النجوم العادية ، تندمج ذرات الليثيوم مع الهيدروجين لتكوين نواتين من الهيليوم ، وبالتالي ينضب الليثيوم بسرعة. لا يمكن لأي جسم أقل من 65 كتلة كوكب المشتري (0.06 كتلة شمسية) أن يولد حرارة كافية لدمج الليثيوم ، مما يعني أنه يجب أن يظهر في أطياف الامتصاص. فشلت العديد من الأجسام منخفضة الكتلة التي درستها كروز وزملاؤها في ما يسمى باختبار الليثيوم ، لأنهم لم يظهروا أيًا من هذا العنصر.

نظر فريق كروز في تفسيرات مختلفة لنقص الليثيوم وخلصوا إلى أن الجاذبية المنخفضة للأقزام هي السبب المحتمل. يقول كروز إن السحب قد تساعد أيضًا في منع توقيع الليثيوم. على سبيل المثال ، قد يقوم قزم بني به الكثير من جزيئات الغبار في غلافه الجوي بتشتيت أطوال موجية أقصر من الضوء حيث تظهر خطوط الليثيوم.

كانت الغيوم أيضًا محور اهتمام ستانيمير ميتشيف ، عالم الفلك بجامعة ويسترن أونتاريو في لندن ، الذي درس دوران الأقزام البني لمعرفة المزيد عن هذه الظواهر الجوية. من خلال تتبع سطوع الأقزام ، يمكنه استخدام التباين لتعيين المعالم المرئية. يقول: "إنها أقدم تقنية في علم الفلك ، فقط قياس السطوع الكلي بمرور الوقت."

يقول: "المحصلة النهائية من دراستنا للطقس على الأقزام البنية هي أن جميعها تقريبًا بها بقع على أسطحها ، ربما لا تختلف كثيرًا عن أنظمة الطقس التي نلاحظها على كوكب المشتري والكواكب العملاقة الأخرى في النظام الشمسي". "كان الفهم الحديث قبل المسح الذي أجريناه هو أن الأقزام البنية المرقطة قد تكون محصورة في نطاق درجة حرارة ضيقة ، بين 1300 و 1500 كلفن ، حيث من المتوقع أن يخضع غلافها الجوي لأكبر التغييرات بسبب اضطراب السيليكات [ متربة] السحب. أظهر المسح الذي أجريناه أن هذه الغيوم مرئية في جميع الأقزام البنية ، وليس في تلك الخاصة فقط ".

بالإضافة إلى ذلك ، وجد Metchev أن الأقزام البنية الأصغر سنًا والأكثر سخونة تظهر تباينًا أكبر في درجة الحرارة بين المناطق مقارنة بالأقزام الأكبر سنًا. توفر تباين درجات الحرارة عبر سطح قزم القوة الدافعة للعواصف التي يمكن أن تكون عنيفة في كل جزء مثل تلك الموجودة على كوكب المشتري أو زحل ، وربما عدة أضعاف هذا الحجم.

يمكن للسحب على الأقزام البنية أيضًا أن تضيف تعقيدًا إلى النماذج الخاصة بكيفية تغير لمعان هذه الكائنات بمرور الوقت. وجد الفلكي ترينت دوبوي من جامعة تكساس في أوستن مؤخرًا دليلًا على أن النماذج معطلة ، ربما بمقدار ضعفين. نظر إلى نظام ثنائي يمكنه من أجله الحصول على كتلة دقيقة للقزم وفحص لمعانه مقابل النماذج المتاحة. وجد أن القزم كان شديد السطوع بالنظر إلى العمر المقدر للنظام.

يعتقد دوبوي أن السبب الرئيسي وراء ذلك هو أن الغيوم غير منتظمة - لا يوجد كوكب أو قزم يتسم بالغيوم بشكل موحد في كل مكان. في الوقت نفسه ، تعمل الغيوم مثل البطانية وتساعد القزم على التمسك بمزيد من الطاقة. يقول إن النماذج تميل إلى افتراض أن درجات الحرارة موحدة عبر السطح. لا يعتقد دوبوي أن التناقض سيء للغاية. زحل ، على سبيل المثال ، هو أيضًا أكثر سخونة مما يجب أن يكون وفقًا للنماذج التي تعمل جيدًا للمشتري. يقول: "من ناحية ، هم عاملان متوازيان". "من ناحية أخرى ، إنها فقط عاملين."

أطباء سبين
وجد ميتشيف وزملاؤه أن فترات دوران الأقزام البنية لا تتطابق أيضًا مع النظرية. عندما يتعارض الجسم مع الجاذبية ، فإن قانون الحفاظ على الزخم الزاوي يفرض أنه سوف يدور بشكل أسرع ، مثل المتزلج على الجليد الذي يسحب ذراعيها. على الرغم من أن الباحثين وجدوا أن جزءًا كبيرًا من الأقزام البنية يدور في حوالي 10 ساعات أو أكثر ، إلا أن ميتشيف يقول إن المتوسط ​​المتوقع يجب أن يكون أسرع. بدون قوى المد والجزر - من كوكب يدور حول القزم البني أو القزم الذي يدور حول نجم - لا توجد طرق عديدة لإبطاء جسم يدور بسرعة.

أحد الاحتمالات هو أن يقترن المجال المغناطيسي للقزم بالوسط النجمي. تكمن مشكلة هذه الفكرة في أنه قد لا يكون هناك مادة كافية لتوليد اقتران قوي بدرجة كافية. يقول ميتشيف: "في غضون 300 سنة ضوئية من الشمس ، نكون في فقاعة محلية". "مستعر أعظم منذ زمن طويل طهر هذه المنطقة."

الى اي مستوي تستطيع النزول؟
ترتبط هذه المشاكل بكيفية ولادة الأقزام البنية في المقام الأول. قبل اكتشافهم ، لم يكن من الواضح كيف يمكن أن يتشكلوا على الإطلاق.

يقول عالم الفلك بجامعة أونتاريو الغربية شانتانو باسو ، الذي يدرس تكوين النجوم ، إن معظم العلماء في حوالي عام 1990 قالوا إن تكوين نجم يتطلب سحابة غازية من كتلة شمسية واحدة على الأقل. لكن معظم النجوم أصغر من الشمس ، لذلك من الواضح أنه من الممكن تكوين أجسام ذات كتل أقل ، ربما من خلال التشظي. لكن هل يمكنك النزول إلى أدنى مستوى مثل قزم بني؟

يقول باسو: "من الصعب في الواقع الحصول على شيء ما بهذه الكتلة المنخفضة لينهار مباشرة". ويضيف أن الجدل الآن هو ما إذا كانت الأقزام البنية تتشكل "من أعلى إلى أسفل" ، من سحب الغاز المنهارة كما تفعل النجوم ، أو "من أسفل إلى أعلى" من خلال تراكم مادة مثل الكواكب. الأدلة ليست قاطعة ، ومن الممكن أن تحدث كلتا العمليتين.

عالم الفلك كيفين لومان من جامعة ولاية بنسلفانيا ليس متأكدًا تمامًا. يقول: "أعتقد أن الملاحظات تشير إلى أن معظم الأقزام البنية ربما تتشكل بالطريقة نفسها التي تتشكل بها النجوم ، من خلال الانهيار الثقالي لنواة السحب". "لقد ولدوا للتو من نوى سحابة جزيئية أصغر من النجوم."

ويضيف أنه من الممكن أن يتسبب الاضطراب داخل سحابة الغاز في تحول بعض أجزاء منها إلى نجوم والبعض الآخر إلى أقزام بنية. من خلال الدراسات الاستقصائية لمناطق تشكل النجوم ، وجد أجسامًا صغيرة تصل إلى 0.005 كتلة شمسية (حوالي خمسة كواكب كواكب).

يلاحظ باسو أن قرص التراكم للنجم الأولي يمكن أن يحتوي على الكثير من الكتلة ، لذلك فمن الممكن أن الأقزام البنية تتشكل بالطريقة نفسها التي تتشكل بها الكواكب الغازية العملاقة. إذا كان الأمر كذلك ، يجب أن يتم إخراج بعض هذه الأجسام إلى الفضاء السحيق عندما تتدافع. يمكن أن يحدث هذا حتى قبل أن يتشكلوا بالكامل - مما يؤدي إلى تكوين كتل من المادة نصف التعاقدية والتي ستشكل في النهاية أقزامًا بنية حرة الطفو.

إذا كان هذا صحيحًا ، يجب أن يوجد عدد كبير من العوامات الحرة في مناطق تشكل النجوم وفي محيط أنظمة النجوم المحلية. تكمن مشكلة تأكيد هذه الأجسام في أن سرعات طردها تميل إلى أن تكون بطيئة ، في حدود ميل في الثانية ، وهو ما يعادل تحريك سنة ضوئية في بضع مئات الآلاف من السنين. لذلك ، سيكون من الصعب معرفة ما إذا كان قزم بني قد تشكل في مكانه أو في مكان آخر.

يأمل باسو أن تكشف الملاحظات الجديدة باستخدام مصفوفة أتاكاما الكبيرة المليمترية / ما دون المليمترات في تشيلي عن أقزام بنية في أقراص الغبار المحيطة بالنجوم. وقد لوحظ وجود أقزام بنية منعزلة ، على الرغم من أنه لم يتضح بعد ما إذا تم طردهم من النظام الأم. يقول: "ليس لدينا أي ملاحظات للمراحل الأولى ، أول 10000 سنة".

مواقف الكوكب
يقول Faherty إن الحدود غير الواضحة بين الأقزام البنية والكواكب العملاقة هي جزء مما يجعل هذه الأشياء جديرة بالدراسة. "سيكون بعض هؤلاء بدون شك كوكبًا [إذا كانوا يدورون حول نجم]."

ويمكن لكتلها أن تقترب من بعض عوالم المشتري التي عثر عليها تلسكوب كبلر الفضائي. وهي تقول: "إنها بوابة لفهم الكواكب الخارجية العملاقة".

يقول لومان: "أحد الأسباب التي تجعل الأقزام البنية مثيرة للاهتمام هو أنها تسمح لنا بدراسة عملية تشكل النجوم على مدى واسع جدًا من الكتل ، من 100 كتلة شمسية إلى 0.005 كتلة شمسية [وربما أقل]". "في الوقت نفسه ، يمكننا أن نفحص كيف يختلف تكوين الكواكب على نفس النطاق من الكتل بالنسبة للشمس المركزية. من خلال القيام بذلك ، يمكننا اختبار نظريات تكوين النجوم وتكوين الكواكب نظرًا لأن هذه النظريات غالبًا ما تقدم تنبؤات تعتمد على على الكتلة النجمية ".

هذا جزء مما يجعل دراسة الأقزام البنية مثيرة للغاية ، كما يقول فهرتي. عندما ندرس أصول هذه الأشياء ، "نحن نلعب دور المحقق لشيء [حدث في أي مكان] منذ 10 ملايين إلى 3 مليارات سنة."


المسافر المستقل

ظهر هذا المقال في الأصل في عدد يوليو 2015.

كما يعلم الكثير منا ممن درسوا الكتل النجمية ، يمكن أن يكون لكل نجم خصائصه الخاصة التي تجعله فريدًا مثل بصمة الإصبع. على سبيل المثال ، يمكن اعتبار شمسنا متغيرًا نجميًا بسبب دورات البقع الشمسية والقذف النجمي المنبثق من سطح الشمس.

مع وضع ذلك في الاعتبار ، بدأت في البحث عن أنواع أخرى من المتغيرات ووجدت مجموعة متنوعة مدرجة. بعض الأنواع المعروفة هي كما يلي:

متغيرات Alpha Cygni (& # 945 Cyg) هي متغيرات نابضة غير شعاعية من النوع الطيفي B أو A وفئة اللمعان Ia. نظرًا لحجمها الهائل وإشراقها العالي ، يمكن للمرء أن يتوقع رؤية زيادات سريعة دورية في EMP (النبضات الكهرومغناطيسية) والإشعاع الشديد ، والتي تتراوح من 5 إلى 30 يومًا في الطول. المتغير النبضي غير الشعاعي & # 8217 يعني أن إحدى مناطق هذا النجم يمكن أن تتوسع بينما الجانب الآخر قد يتقلص. Deneb (& # 945 Cyg ، اكتب A2Ia) هو مثال نموذجي لهذا النوع من النجوم. من المحتمل أن تحتوي الكواكب المأهولة التي تدور حول & # 945 متغيرات Cyg & # 8220 & # 8221 موائل تحت سطح الأرض مع اتصالات محلية محمية بشدة ، وستستخدم السفن الفضائية العابرة منارات الميكروويف وأجهزة المسح للتواصل مع العالم (العالم). متغيرات Beta Cephei (& # 946 Cep) هي متغيرات نابضة بسرعة من النوع الطيفي B0-B2 وفئة السطوع III-V. تباينها هو دالة للتغيرات في نصف القطر الناتج عن عتامة الغلاف الجوي النجمي لإشعاع النجم & # 8217s (آلية & # 8220 & # 954 & # 8221 أو & # 8220kappa & # 8221). تعرض معظم متغيرات آلية & # 954 أعلى من المستويات الطبيعية للهيدروجين المتأين والهيليوم في أطيافها & # 946 متغيرات Cep مدفوعة بمستويات عالية من الحديد في أعماق النجم ، مما يتسبب في انكماش كروي وتراكم الضغط حتى عودة التمدد للشكل الأصلي. قد يتوقع المرء تعطلًا عرضيًا للاتصالات غير المحمية عندما يتعاقد النجم. متغيرات Cepheid هي متغيرات نابضة شعاعية من النوع الطيفي F ، G أو أحيانًا & # 8220hot & # 8221 K ، وفئة اللمعان Ia-III. الميزة الأكثر بروزًا هي العلاقة شبه المتقنة بين الفترة والكمية المطلقة ، مما يسمح باستخدامها لتحديد المسافات بدقة على المقاييس بين النجوم وبين المجرات. لمدة 2-40 يومًا ، يقذف هذا النجم جزيئات الهيليوم المؤينة بشكل إيجابي. النجم يزداد لمعانه خلال هذا الوقت. توقع زيادة الرياح الشمسية بينما تنبعث هذه الأيونات من النجم. نظرًا لأن هذا المقذوف يعتمد على الهيليوم ، فلن تتأثر معظم الكواكب التي لها غلاف جوي ضئيل. أول متغير Cepheid تم اكتشافه هو Eta Aquilae (& # 951 Aql) في عام 1784 ، ولكن تم تسمية الفئة على اسم Delta Cephei (& # 948 Cep). النجوم المتوهجة هي متغيرات ثورانية ، معظمها من الأنواع الطيفية K (النهاية الأكثر برودة) و M ، فئة اللمعان V (النجوم القزمة & # 8220red & # 8221 في التسلسل الرئيسي). كما هو الحال مع التوهجات الشمسية ، فإن التوهجات على هذا النوع من النجوم ناتجة عن التراكم المغناطيسي وما تلاه & # 8220reconnection & # 8221 في الغلاف الجوي النجمي ، مما يتسبب في اهتزاز شبه صرع لسطحه الخارجي وانفجارات غير منتظمة من الطاقة الحرارية والمشعة في أنماط غير منتظمة. من الأمثلة على النجوم المتوهجة Barnard & # 8217s Star و Proxima Centauri و Wolf 359. توقع حدوث رياح شمسية متغيرة جذريًا في هذا النظام وستحتاج معظم المستوطنات إلى أن تكون تحت الأرض أو محمية بطريقة ما. متغيرات Mira ، أو متغيرات Omicron Ceti (& # 959 Ceti) هي عمالقة حمراء (الفئة الطيفية M ، فئة اللمعان II-IV) التي تطورت من التسلسل الرئيسي وإلى الفرع العملاق المقارب في مخطط HR. بينما يتجه النجم نحو المراحل النهائية في حالة وجوده ، فإنه يقذف عناصر تتراوح من الهيليوم إلى الأكسجين لمدة 50 & # 8211550 يومًا. قد تشكل هذه العناصر حرة النطاق سدمًا كوكبية صغيرة عندما تنفجر بعيدًا عن النجم وتبدأ في التفاعل مع الأجسام النجمية والكواكب الأخرى. تمت تسمية هذا النوع من المتغيرات على اسم النجم Mira (& # 959 Ceti) في كوكبة قيطس. أي كواكب مصاحبة لمتغير من هذا النوع ستكون في السابق كواكب خارجية لنجم تسلسل رئيسي ، وعلى هذا النحو ربما لن يكون لديها أكثر من بؤر استيطانية أو محطات اكتساب الموارد (مثل التعدين).متغيرات RR Lyrae هي نجوم من النوع الثاني من النوع الطيفي من النوع الطيفي منخفض الكتلة (أو & # 8220hot & # 8221 F) والسطوع من الدرجة الثالثة. تشبه آلية التباين الخاصة بهم آلية المتغيرات & # 948 Cep ، ويتم استخدامها بالمثل لإنشاء مسافات بين النجوم ، للأشياء القريبة نسبيًا. من يوم إلى ستة أيام ، يقوم هذا النجم بإخراج الهيليوم المتأين ويزيد لمعانه بشكل كبير. هذه النجوم بشكل عام في أنظمة متعددة النجوم وفي مجموعات كروية. تمت تسمية هذا النوع من النجوم على اسم أول متغير تم العثور عليه (RR Lyrae). ستحتاج المستوطنات في هذه الأنظمة إلى الحماية من الزيادة الحارقة في الضوء والإشعاع من نوع ما. تختلف متغيرات RV Tauri عن متغيرات Cepheid المماثلة في أن النوع الطيفي لـ RV Tauri يتغير من F أو G في ألمع إلى K أو M في أبهى صورها. كما أنها تظهر بالتناوب بين الحد الأدنى الأساسي والثانوي في فترتها الأساسية ، مع كون الفترة الفاصلة بين الحد الأدنى الأساسي (أو الحد الأدنى الثانوي) ضعف الفترة الأساسية. خلال هذه الفترة ، يختلف النجم بشكل كبير في لمعانه بسبب التوسع السريع والانكماش في قطره. ستكون التوهجات النجمية الشديدة ، مع ما يصاحبها من اضطراب في الاتصالات ، أمرًا شائعًا. ستواجه الكواكب ذات المجالات المغناطيسية الضعيفة أو غير الموجودة إشعاعًا عاليًا. ستحتاج المستوطنات في أي مناطق صالحة للسكن إلى ملاذ آمن تحت الأرض. تظهر المتغيرات شبه الدورية تباينًا كبيرًا في دوراتها ، وغالبًا ما يتم حلها عند التحليل لفترات متداخلة متعددة. غالبية هذه النجوم من النوع الطيفي M أو S أو C ، وفئة اللمعان من الدرجة Ia إلى III ، ولكن أحد الفئات الفرعية الأربعة (SRD ، على سبيل المثال SV Ursae Majoris) هو من النوع الطيفي F أو G أو K. قد تحتوي الفئات الفرعية على فترات تتراوح من شهر تقريبًا إلى عدة آلاف من الأيام. تعتبر نجوم SRA من الفئة الفرعية (التي تم تمثيلها بواسطة Z Aquarii) بشكل أساسي هي نفسها متغيرات & # 959 Ceti ، باستثناء أنه حيث تنبض نجوم & # 959 Ceti في الفترة الأساسية ، تنبض نجوم SRA في وضع متناسق أو & # 8220 overtone & # 8221. قد لا تظهر نجوم SRB من الفئة الفرعية (التي تم تمثيلها في RR Coronae Borealis) أي تواتر كبير ، ومن المعروف أن بعضها قد توقف عن التغير لفترة من الوقت ، وقد ثبت أن البعض الآخر لديه فترات تباين متعددة متداخلة. النجوم من الفئة الفرعية SRC هي عمالقة عملاقة (فئة اللمعان Ia أو Ib) مع تباين يزيد عن حجم واحد فقط. مثال على هذا النوع هو منكب الجوزاء (Alpha Orionis [& # 945 Ori]، M2Iab). متغيرات T Tauri هي نجوم أولية متغيرة غير دورية في عملية التعاقد مع التسلسل الرئيسي. إنها نجوم أولية منخفضة الكتلة (أقل من 3Msol) من النوع الطيفي F أو G أو K أو M. وهي نجوم تكتسب لمعانها وتفقده بسرعة في حضانة نجمية ، مع الانكماش الجاذبي هو آلية القيادة (كما هي الآن أيضًا. بارد للحفاظ على الانصهار). لديهم ما يصل إلى ألف مرة من البقع الشمسية أكثر من النجم العادي ، وفي بعض الأحيان يقومون بإخراج الطاقة والقذف النجمي في نفاثات تخرج من كلا القطبين. تقذف هذه النجوم الليثيوم أيضًا بمعدل أعلى بكثير من معظم النجوم. فوضى عارمة في أقصى الحدود ، فإن أي حياة مستدامة في هذه الأنظمة ستكون صعبة في أحسن الأحوال. نجوم وولف رايت هي متغيرات ثورانية من النوع الطيفي O وفئة اللمعان Ia أو Ib ، ولكن نظرًا لخصائصها الفريدة (بما في ذلك خطوط الانبعاث القوية) ، فقد تم تصنيفها على أنها من النوع W (مع عدة أنواع فرعية). هذا النوع من المتغيرات هو نوع قديم من النجمة O قد فجّر الكثير من سطحه الخارجي. ذهب الهيدروجين وهو يستخدم الهيليوم الآن كوقود (أو شيء أثقل). هذا مثال كلاسيكي على نجم صغير يعيش بسرعة ، ويموت & # 8211 أي كواكب في هذا النظام سيتم تفجيرها أو الخروج منها جيدًا في المناطق الخارجية. من المحتمل أن تكون المناطق الداخلية مغطاة بالهيدروجين المقذوف حيث تشكل سديم رقيق مثل الكرة الأرضية المحيطة بالنجم. قد يكون قبطان المركبة الفضائية المغامر قادرًا على تقشير هذا الهيدروجين ، لكن تلك السفينة ستحتاج إلى الانتباه للإشعاع والرياح الشمسية القادمة من وحش نجم يحتضر. إن خصائص النجوم من النوع W هي التي من المتوقع أن يموت معظمها في النهاية على شكل مستعرات عظمى. اكتشف تشارلز وولف وجورج رايت الأنواع الأولى من هذه النجوم في كوكبة الدجاجة عام 1867.

توليد النجوم المتغيرة

يجب أن يتم وضع النجوم المتغيرة فقط بواسطة حكم قضائي ، ولكن نوعًا مناسبًا من المتغيرات يمكن أن يفسر سبب وجود عدد سكان منخفض لعالم به خاصية UWP لعالم مرغوب فيه للغاية. استخدم النوع النجمي الموجود (ولكن انظر قسم التصنيفات النجمية المنقحة وتصنيف الأقزام أدناه) لتحديد مكان في الجدول أدناه لتحديد نوع المتغير.

فرصة المتغيرات (لتوليد نظام Traveler star)
نوع ممتاز فرصة التباين نوع النجم المتغير
O / Ia و O / Ib 28٪ (+9: 2d6) نجوم Wolf-Rayet (أعيد تصنيفها كنوع W)
B0-B2 / III إلى V. 28٪ (+9: 2d6) & # 946 Cep
B / Ia و A / Ia 28٪ (+9: 2d6) & # 945 Cyg
أ (أي لمعان) 17٪ (+10: 2d6) RR ليراي
F / I إلى III 8٪ (+11: 2d6) لفة 1d6: 1-2 Cepheid ،
3-4 RV Tauri ،
5-6 SRD
F (أي) 3٪ (12: 2d6) لفة 1d6: 1-3 RV Tauri ،
4-6 SRD
G / I إلى III 8٪ (11+: 2D6) لفة 1d6: 1-2 Cepheid ،
3-4 RV Tauri ،
5-6 SRD
G (أي) 3٪ (12: 2d6) لفة 1d6: 1-3 RV Tauri ،
4-6 SRD
ك 3٪ (12: 2d6) لفة 1d6: 1-3 مضيئة ،
4-6 SRD
M / Ia ، M / Ib ، M / II-III 8٪ (+11: 2d6) لفة 1d6: 1-3 SRB
4-6 SRC
M / II إلى IV 28٪ (+9: 2d6) لفة 2d6: 2-5 & # 959 Ceti ،
6-8 ريال سعودي ،
9-10 نوع S ،
11-12 نوع ج
م / ف 28٪ (+9: 2d6) لفة 1d6: 1-3 نوع L ،
4-5 نوع T ،
6 اكتب ص

التصنيفات الموسعة للنجوم المحتضرة

منذ كتابة كتاب المسافر الكلاسيكي 6: الكشافة ، تم تحديث نظام التصنيف النجمي وتوسيعه. بفضل تلسكوبات هابل وكبلر ، جنبًا إلى جنب مع فهم أفضل لكيفية عمل النجوم ، توسع الكتالوج ليشمل أنواع النجوم L و T و Y و S و C. هذه ليست بأي حال نهاية التصنيف ، لكنني سأفعل. البقاء مع هذه الأنواع لأنها الأكثر شيوعًا.

يُشار عادةً إلى النجوم الواقعة تحت الفئات الطيفية L و T و Y باسم الأقزام البنية. هذه هي النجوم M / V و M / VI التي بردت بمرور الوقت (تعتبر نجوم الفئة الطيفية M7V أو M7VI أو الأكثر برودة أيضًا أقزام بنية). لا تزال ساخنة بما يكفي لتكون غازية وانبعاثية ، لذا فإن الاقتراب منها أمر مستحيل. سوف تتقدم مثل هذه الأقزام البنية من النوع M إلى L و T و Y بهذا الترتيب لأنها تبرد النوع الأقل كتلة من النجوم Y لديها القليل لتمييزها عن الكواكب jovian ذات الكتلة الأكبر. سيتم اعتبار جميع الكواكب الباقية التي قد لا تزال تحيط بهذه النجوم المحترقة في المنطقة الخارجية ، وستأتي الحرارة الوحيدة من التكتونيات المتأثرة بكوكب أكبر (مثل كوكب المشتري وجاذبية # 8217s تؤثر على القمر Io). هذه في الأساس عوائق ضخمة في الفضاء لأي مسافر ، لكن جاذبيتها قوية بما يكفي لإحداث بعض تأثيرات الجاذبية على المحركات المفرطة.

إل القزم البني 1300 ك - 2400 ك
تي قزم الميثان 700 ك - 1300 ك
ص شبه القزم البني أقل من 700 ألف

يتم استخدام النوعين H-R C و S (يُطلق عليهما معًا ، بشكل غير رسمي ، & # 8216 نجوم كربون & # 8217) لتحديد تلك النجوم الحمراء (النوع M) التي تقترب من نهاية دورة حياتها الرئيسية. حتى لا يتم تجميعه مع المتغيرات العادية ، فهذا نوع خاص من النجوم يستخدم بشكل مقتصد من قبل أي GM.

ينبعث عمالقة النوع S (اللمعان Ia أو Ib أو II) مزيجًا من الكربون والأكسجين (أو أول أكسيد الكربون) من نجم يعمل كمتغير & # 959 Ceti. ستكون الرياح الشمسية شديدة وستحتاج على الأرجح إلى إعادة توطين أي مستوطنات قد تكون موجودة منذ آلاف السنين & # 8211 وقريبًا.

النجوم من النوع C هي إما عمالقة أو نجوم تسلسل رئيسي (لمعان III-V) ينبعث منها الكربون. اختفى الهيدروجين والهيليوم. يجب معاملتها مرة أخرى على أنها متغيرات & # 959 Ceti ، ولكن مع إدراج نصف إلى ربع الوقت. كما ذكر أعلاه ، فإن أي مستوطنات / حضارات تقع بالقرب من هذا النجم يجب أن تخرج من النظام بأسرع ما يمكن.

تصنيف القزم

في وقت سابق من هذه المقالة ، تمت الإشارة إلى النجوم من النوع الطيفي M والنهاية الأكثر برودة لـ K وفئة السطوع V أو VI باسم & # 8220red dwarfs & # 8221. هذه النجوم هي جزء من التسلسل الرئيسي ، وتمثل النجوم في نهاية حياتها والتي لم تكن ضخمة بما يكفي لتتوسع إلى عمالقة. توجد منطقة منفصلة في مخطط الموارد البشرية لـ & # 8220 white dwarfs & # 8221 (يمتد طيفها & # 8220color & # 8221 من النوع الطيفي B إلى K) ، والتي تمت كتابتها باستخدام تسمية Dx & # 8211 لكن x لا يمثل النوع الطيفي (الكتاب 6: الكشافة يخطئون في هذا) بدلاً من ذلك ، فهو يمثل تكوين الطبقات الخارجية لجو النجم & # 8217s. يرمز التصنيف & # 8216D & # 8217 إلى & # 8216degenerate & # 8217 ، بدلاً من & # 8216dwarf & # 8217 ، ولم تعد النجوم في هذه الفئة تخضع للانصهار. قم بتغيير النجوم من النوع DG أو DK أو DM إلى النوع الطيفي المناسب وفئة السطوع V (التسلسل الرئيسي القزم) أو VI (يمكن أيضًا أن يكون القزم الفرعي مسبوقًا & # 8216sd & # 8217 ، أي G5VI و sdG5 متكافئان) نجوم من النوع DB يجب تغيير DA و DF إلى DB2 أو DB5 أو DB8 على التوالي (DB هو نوع من الأقزام البيضاء الغنية بالهيليوم يشير الرقم إلى درجة الحرارة الفعالة ، مع وجود أرقام أعلى تشير إلى النجوم الأكثر برودة).

ملخص

بالنسبة لأولئك منا الذين يحبون القليل من العلم مع سرد القصص لدينا ، آمل أن يضيف هذا لمسة أو اثنتين إلى مستعمراتك أو إلى هؤلاء الكشافة الجريئين الذين يجرون استطلاعات النظام. آمل أن تجد هذه المعلومات مفيدة كما فعلت.


مجموعة البطاقات التعليمية المشتركة

: لا توجد طاقة حرارية كافية لخلق اندماج في القلب ، فالضغط الكمي يوقف النجم من الانكماش بعد الآن.

ضغط تنكس الإلكترون

مسار التبريد / التلاشي في مخطط الموارد البشرية

- طرق الكشف المباشر مقابل طرق الكشف غير المباشرة

1. مباشر ترى الأطياف الفعلية و / أو صورة الكوكب ،

2. غير مباشر يقيس النجم الأصل من أجل الحصول على معلومات عن الكوكب الذي يدور حوله

1.استروميتريك - النظر إلى تمايل النجم

2. العبور - عندما يمر الكوكب من أمام النجم فيحدث "خسوفًا" ، لذا فإن حافته مستمرة

3. dopper / الطيفي- انزياح دوبلر للنجم ، نحصل على الحد الأدنى من كتلة الكوكب ، والسرعة ، والدورة ، والخطوة التي تعطينا نصف القطر

تذبذب الموقف (قياس الفلك)

يقوم النجم بإمالة مدارية صغيرة.

إنه القياس الدقيق للأجسام النجمية والمواقف.

طريقة تمايل دوبلر أو طريقة السرعة الشعاعية (التحليل الطيفي)

: يعطي الحد الأدنى من الكتلة والفترة المدارية مجتمعة طرق القياس الفلكي والطيفي للحصول على إمالة وكتلة المدار.

- & gt Doppler shift للنجم ، نحصل على الحد الأدنى من كتلة الكوكب والسرعة ،

(فترة يعطينا نصف القطر)

تدور كواكب بحجم كوكب المشتري حول نجم آخر بشكل قريب جدًا مما يجعلها شديدة الحرارة في درجة الحرارة. لديهم فترات قصيرة إلى حد كبير

المنطقة الصالحة للسكن هي المنطقة التي يكون فيها الكوكب الذي يدور حول نجم معين قادرًا على الحصول على ماء سائل (والذي يمكن أن يدعم الحياة) اعتمادًا على الكوكب ، أي لمعانه ، وبعده عن النجم ، وعوامل درجة الحرارة ، يكون HZ إما أبعد أو أقرب من النجم الأم.


& rdquoGoldilocks الكواكب والكواكب rdquo حيث يمكن أن توجد المياه في حالة سائلة

1. التسلسل الرئيسي المسبق أو المرحلة الأولية

الانكماش تحت الجاذبية

1. التسلسل الرئيسي المسبق أو المرحلة الأولية

- التحويل إلى طاقة حرارية

1. التسلسل الرئيسي المسبق أو المرحلة الأولية

بداية اندماج H.

1. التسلسل الرئيسي المسبق أو المرحلة الأولية

2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)


مرحلة حرق قشرة مزدوجة (فرع عملاق مقارب & ldquoAGB & rdquo)

2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

: هو ميل نجوم AGB للنبض كل سنة إلى سنتين ، مما يعني أنها تتضخم وتتقلص. ميرا الرائعة rdquo هي أشهر مثال على ذلك.

"التجريف" الذي يطلق "نبضات حرارية"

2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

2. تطور ما بعد MS للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

تفاعلات التقاط النيوترون:

2. تطور ما بعد MS للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)


2. تطور ما بعد M.S للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة (حتى 8 SM)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)


تفاعلات ألفا ثلاثية و تفاعلات اندماج أعلى

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)


- & ldquoonion & rdquo بنية النجم المتطور

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

: الطبقات الخارجية للنجم تفقد دعم الضغط ، لذا تسقط إلى الداخل. يتم إيقاف الانهيار الأساسي فجأة عن طريق ضغط انحلال النيوترونات ، لذلك تصطدم الطبقات الخارجية به وترتد ، مما يؤدي إلى انفجار المستعر الأعظم. النيوترينوات متورطة بطريقة ما.

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)


المزيد من تفاعلات التقاط النيوترونات (عملية سريعة و ldquoR و rdquo)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

: الصدمة من المستعر الأعظم الذي ينتقل إلى الخارج عند
حوالي 10٪ من سرعة الضوء.

يحمل المقذوف العناصر المركبة حديثًا معه في الوسط بين النجوم ، ليكون جاهزًا ليصبح الجيل التالي من النجوم.

3. التطور بعد MS للنجوم عالية الكتلة (أكثر من 8 SM)

1. القزم الأبيض ، النوى السابقة لنجوم AGB

النهايات للنجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة

1. القزم الأبيض ، النوى السابقة لنجوم AGB


- ضغط تنكس الإلكترون

1. القزم الأبيض ، النوى السابقة لنجوم AGB

1. القزم الأبيض ، النوى السابقة لنجوم AGB


- مسارات التبريد وأعمار التبريد

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة

- ضغط انحلال النيوترونات

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة

: الإشعاع المغناطيسي في حزم النجوم النابضة ليس انبعاثًا حراريًا. لها شكل طيفي مختلف عن الجسم الأسود ، كونها قوية جدًا في أطوال موجات الراديو.

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة


- تباطؤ النجم النابض ومواطن الخلل

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة


- ارتباط النجوم النابضة ببقايا المستعر الأعظم

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة

2. النجوم النيوترونية ، النوى المنهارة لمستعر أعظم نجمي عالي الكتلة

تحدث دورة CNO في النجوم ذات الكتلة العالية وهذا يعني أن الكربون هو عامل مساعد في الاندماج النووي ، أو اندماج الهيدروجين في الهيليوم. يتطلب درجة حرارة أساسية عالية.


الأقزام البنية شديدة البرودة وتقع خلف الأقزام الحمراء ، لذا فمن المنطقي أن يظهر طيفها في الأشعة تحت الحمراء. مجرد تخمين: يمكنك قياس نصف القطر لمعرفة مدى صغر حجم الجسم إذا كان أصغر مما يجب أن يكون عليه قزم أحمر ، فمن المحتمل أنه قزم أحمر. يمكنك استخدام طريقة الحركة الانعكاسية.

هل & rsquot ستأخذ خطوطها الطيفية لتأكيد ما إذا كان قزمًا بنيًا ، أي L ، T ، Y؟

-
نعم. في حين أنه من الصحيح أن الأقزام البنية تبلغ ذروتها في الأشعة تحت الحمراء ، إلا أنها تُعرف بنمط خطوط الامتصاص الخاصة بها L ، T ، Y ، والتي تكشف عن جزيئات أكبر وبالتالي نهاية أكثر برودة في الطيف الكهرومغناطيسي.

الحد الأدنى لكتلة القزم الأبيض هو 0.08 ، والحد الأقصى للكتلة هو 1.4

الحد الأدنى لكتلة النجم النيوتروني هو 1.4 ، والحد الأقصى للكتلة هو 2-3

الحد الأدنى للكتلة السوداء 2-3 ، لا يوجد حد أقصى

الحد الأدنى للكتلة للتسلسل الرئيسي هو 0.08 كتلة شمسية / الحد الأقصى للتسلسل الرئيسي هو 250+ سم

الحد الأقصى للكتلة للقزم البني هو أي شيء أقل من 0.08 كتلة شمسية / ربما يكون الحد الأدنى غير معروف أو لا يكاد يذكر


1. طريقة العبور - قم بقياس عبور كوكب أمام نجم. (يجد نصف قطر الكوكب وهو على الحافة)
2. التحول الموضعي - قم بقياس التحول في موقع النجم و rsquos عندما يدور الكوكب حوله
3. انزياح دوبلر - قياس انزياح دوبلر لموقع النجم و rsquos عندما يدور كوكب حوله (الحد الأدنى للكتلة) أول طريقة ناجحة لإيجاد الكواكب الخارجية.

العبور والدوبلر يعملان معًا بنجاح!

9. ما هي الخصائص التي يمكن ملاحظتها للنجم الأولي ، وأين تكمن في مخطط الموارد البشرية؟

يبدأ اللب في احتراق الهيليوم تحت ضغط من النجم يدمج ثلاث ذرات هيليوم لتكوين ذرة كربون. بإضافة ذرة هيليوم أخرى يتكون الأكسجين. يستمر اللب في هذه العملية حتى يتكون بالكامل من الكربون والأكسجين.

- 1. التسلسل الرئيسي: H core burn: H & rarr He in core! (صغير)


2. العملاق الأحمر: H قذيفة تحترق: H & rarr هو خارج قلبه! (أكبر) يتجه نحو الزاوية اليمنى العليا من مخطط HR بينما يتقلص النواة.


3. الفرع الأفقي: هو & rarr C في القلب ، H & rarr He in shell! (يصبح أصغر مرة أخرى) يتحرك يسارًا على مخطط HR باتجاه الجانب الأزرق.


4. AGB أو Double Shell Burning: H وهو كلاهما يندمج في القذائف ، يصبح CO الأساسية متدهورة! (يكبر مرة أخرى) يتحرك للخلف نحو Red Giants.


5. ارتقاء السديم الكوكبي تاركًا وراءه قزمًا أبيض!


6. القزم الأبيض: يفرز الطاقة المنتجة ، ولا ينمو أو يتقلص بسبب تحلل الإلكترون وينزلق لأسفل على طول خط نصف قطر ثابت في مخطط HR.
يتبلور ويصبح ألماسة.

12. اذكر المراحل الرئيسية في دورة حياة النجوم ذات الكتلة الأعلى (أكثر من 8 M & curren). لخص الخصائص الفيزيائية للنجم وآليات إنتاج الطاقة والمسار في مخطط الموارد البشرية. ما هي المراحل المشتركة مع النجوم ذات الكتلة الأقل وأيها مختلفة؟

- دورة الحياة - نجم ، نجم ضخم ، عملاق أحمر ، عملاق أزرق ، سوبر نوفا ، ثقب أسود أو نجم نيوتروني
الخواص الفيزيائية - النجم الهائل الذي يكون ساخناً وكبيراً ، يكبر ويبرد ، يبدأ في & ldquoonionize & rdquo (من الخارج - & gt في الداخل) الهيدروجين ، والهيليوم ، والكربون ، والأكسجين ، والنيون ، والمغنيسيوم ، والسيليكون ، وأخيراً الحديد ، وينهار في نيوترون نجم مع بقايا مستعر أعظم.
إنتاج الطاقة - النجم الهائل H - & GT He in core. تحترق قذيفة H عملاقة حمراء ، و Blue Supergiant He - & gt C و O في القلب. بمجرد أن يتحول اللب إلى حديد ينهار.

مراحل مماثلة للنجوم منخفضة الكتلة


& ndash اندماج قلب الهيدروجين (التسلسل الرئيسي)
& ndash حرق قشرة الهيدروجين (العملاق الأحمر)
& ndash انصهار قلب الهيليوم (عملاق أزرق)

الموضع في مخطط الموارد البشرية: يبدأ في الجزء الأيسر العلوي من التسلسل الرئيسي ، ويبدأ في التحرك يمينًا على الرسم التخطيطي عن طريق التهدئة والتوسع ، حيث يزداد عدد أصداف الانصهار حول النواة ، ويتأرجح النجم ويتأرجح ldquoback وإلى الأمام & rdquo بين الجانبين الأحمر والأزرق من مخطط الموارد البشرية.

الاختلافات هي أن النجوم ذات الكتلة المنخفضة تطرد جميع طبقات المواد الخارجية تاركة وراءها اللب ، في حين أن النجوم عالية الكتلة الموجودة في النواة تصبح كثيفة جدًا بالحديد بحيث تسقط كل المواد فيها مرة واحدة وتنفجر فقط مما يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم.

18. قارن الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية من حيث: الكتلة ، ونصف القطر ، والكثافة ، والتكوين.

- تميل الأقزام البيضاء إلى أن تكون ذات كتلة أصغر من النجوم النيوترونية ، وتتكون من نجوم ذات كتلة أقل. ومع ذلك ، فإن أنصاف أقطارها أكبر بكثير من النجوم النيوترونية ، والتي تميل إلى أن تكون بحجم مدينة صغيرة (مثل أوستن). لذلك فإن كثافة النجوم النيوترونية أكبر بكثير من كثافة الأقزام البيضاء.


بقدر ما يذهب التكوين ، تتكون الأقزام البيضاء في الغالب من الكربون والأكسجين ، مع طبقة خارجية من الهيدروجين ، وتتكون النجوم النيوترونية بالكامل من النيوترونات (الذي كان سيخمن).

19. ما الذي يمكن تعلمه من نجم نابض موجود في نظام ثنائي؟

يمكن معرفة أن الكواكب الجديدة قد تتكون من المادة بعد انفجار مستعر أعظم في قرص التراكم حول النجم النابض.

نرى أيضًا الفترة تتباطأ بمرور الوقت ، ونجمان نابضان يقتربان ، وتتزايد الفترات ، يجب أن يتخلوا عن الطاقة (موجات الجاذبية) التي تحمل الطاقة بعيدًا عن النظام الثنائي.

- هذا يثبت نظرية einsteins في النسبية العامة

- حسنًا ، كان أول سوبر نوفا لوحظ في علم الفلك الحديث. وهذا مهم لأنه وفقًا لنظرياتنا حول المستعرات الأعظمية ، يجب أن تترك وراءها نجومًا نيوترونية. لكن هذا 1987A لم يظهر دليلًا على وجود نجم نيوتروني. هل هذا يعني أنه لا يوجد واحد هناك؟ ليس تماما.


كانت النقطة الرئيسية حول SN 1987A هي أنه شوهد انفجار نيوترينو ، ينبعث عندما يكون القلب & ldquoneutronized. & rdquo ومع ذلك ، لم يتم رؤية أي نجم نابض في بقايا SN 1987A حتى الآن. !


المسافر المستقل

ظهر هذا المقال في الأصل في عدد يوليو 2015.

كما يعلم الكثير منا ممن درسوا الكتل النجمية ، يمكن أن يكون لكل نجم خصائصه الخاصة التي تجعله فريدًا مثل بصمة الإصبع. على سبيل المثال ، يمكن اعتبار شمسنا متغيرًا نجميًا بسبب دورات البقع الشمسية والقذف النجمي المنبثق من سطح الشمس.

مع وضع ذلك في الاعتبار ، بدأت في البحث عن أنواع أخرى من المتغيرات ووجدت مجموعة متنوعة مدرجة. بعض الأنواع المعروفة هي كما يلي:

متغيرات Alpha Cygni (& # 945 Cyg) هي متغيرات نابضة غير شعاعية من النوع الطيفي B أو A وفئة اللمعان Ia. نظرًا لحجمها الهائل وإشراقها العالي ، يمكن للمرء أن يتوقع رؤية زيادات سريعة دورية في EMP (النبضات الكهرومغناطيسية) والإشعاع الشديد ، يتراوح طوله بين 5-30 يومًا. المتغير النبضي غير الشعاعي & # 8217 يعني أن إحدى مناطق هذا النجم يمكن أن تتوسع بينما الجانب الآخر قد يتقلص. Deneb (& # 945 Cyg ، اكتب A2Ia) هو مثال نموذجي لهذا النوع من النجوم. من المحتمل أن تحتوي الكواكب المأهولة التي تدور حول & # 945 متغيرات Cyg & # 8220 & # 8221 موائل تحت سطح الأرض مع اتصالات محلية محمية بشدة ، وستستخدم المركبات الفضائية العابرة منارات الميكروويف وأجهزة المسح للتواصل مع العالم (ق). متغيرات Beta Cephei (& # 946 Cep) هي متغيرات نابضة بسرعة من النوع الطيفي B0-B2 وفئة السطوع III-V. تباينها هو دالة للتغيرات في نصف القطر الناتج عن عتامة الغلاف الجوي النجمي لإشعاع النجم & # 8217s (آلية & # 8220 & # 954 & # 8221 أو & # 8220kappa & # 8221). تعرض معظم متغيرات آلية & # 954 أعلى من المستويات الطبيعية للهيدروجين المتأين والهيليوم في أطيافها & # 946 متغيرات Cep مدفوعة بمستويات عالية من الحديد في أعماق النجم ، مما يتسبب في انكماش كروي وتراكم الضغط حتى عودة التمدد للشكل الأصلي. قد يتوقع المرء تعطلًا عرضيًا للاتصالات غير المحمية عندما يتعاقد النجم. متغيرات Cepheid هي متغيرات نابضة شعاعية من النوع الطيفي F ، G أو أحيانًا & # 8220hot & # 8221 K ، وفئة اللمعان Ia-III. الميزة الأكثر بروزًا هي العلاقة شبه المتقنة بين الفترة والحجم المطلق ، مما يسمح باستخدامها لتحديد المسافات بدقة على المقاييس بين النجوم وبين المجرات. لمدة 2-40 يومًا ، يقذف هذا النجم جزيئات الهيليوم المؤينة بشكل إيجابي. النجم يزداد لمعانه خلال هذا الوقت. توقع زيادة الرياح الشمسية بينما تنبعث هذه الأيونات من النجم. نظرًا لأن هذا المقذوف يعتمد على الهيليوم ، فلن تتأثر معظم الكواكب التي لها غلاف جوي. أول متغير Cepheid تم اكتشافه هو Eta Aquilae (& # 951 Aql) في عام 1784 ، ولكن تم تسمية الفئة على اسم Delta Cephei (& # 948 Cep). النجوم المتوهجة هي متغيرات ثورانية ، معظمها من الأنواع الطيفية K (النهاية الأكثر برودة) و M ، فئة اللمعان V (النجوم القزمة & # 8220red & # 8221 في التسلسل الرئيسي) كما هو الحال مع التوهجات الشمسية ، فإن التوهجات على هذا النوع من النجوم ناتجة عن التراكم المغناطيسي وما تلاه & # 8220reconnection & # 8221 في الغلاف الجوي النجمي ، مما يتسبب في اهتزاز شبه صرع لسطحه الخارجي وانفجارات غير منتظمة من الطاقة الحرارية والمشعة في أنماط غير منتظمة. من الأمثلة على النجوم المتوهجة Barnard & # 8217s Star و Proxima Centauri و Wolf 359. توقع حدوث رياح شمسية متغيرة جذريًا في هذا النظام وستحتاج معظم المستوطنات إلى أن تكون تحت الأرض أو محمية بطريقة ما. متغيرات Mira ، أو متغيرات Omicron Ceti (& # 959 Ceti) هي عمالقة حمراء (الفئة الطيفية M ، فئة اللمعان II-IV) التي تطورت من التسلسل الرئيسي وإلى الفرع العملاق المقارب في مخطط HR. بينما يتجه النجم نحو المراحل النهائية في حالة وجوده ، فإنه يقذف عناصر تتراوح من الهيليوم إلى الأكسجين لمدة 50 & # 8211550 يومًا. قد تشكل هذه العناصر حرة النطاق سدمًا كوكبية صغيرة عندما تنفجر بعيدًا عن النجم وتبدأ في التفاعل مع الأجسام النجمية والكواكب الأخرى. تمت تسمية هذا النوع من المتغيرات على اسم النجم Mira (& # 959 Ceti) في كوكبة قيطس. أي كواكب مصاحبة لمتغير من هذا النوع ستكون في السابق كواكب خارجية لنجم تسلسل رئيسي ، وبالتالي لن تحتوي على أكثر من مواقع استيطانية أو محطات اكتساب الموارد (مثل التعدين). متغيرات RR Lyrae هي نجوم من النوع الثاني من النوع الطيفي من النوع الطيفي منخفض الكتلة (أو & # 8220hot & # 8221 F) والسطوع من الدرجة الثالثة. تشبه آلية التباين الخاصة بهم آلية المتغيرات & # 948 Cep ، ويتم استخدامها بالمثل لإنشاء مسافات بين النجوم ، للأشياء القريبة نسبيًا. من يوم إلى ستة أيام ، يقوم هذا النجم بإخراج الهيليوم المتأين ويزيد لمعانه بشكل كبير. هذه النجوم بشكل عام في أنظمة متعددة النجوم وفي مجموعات كروية. تمت تسمية هذا النوع من النجوم على اسم أول متغير تم العثور عليه (RR Lyrae). ستحتاج المستوطنات في هذه الأنظمة إلى الحماية من الزيادة الحارقة في الضوء والإشعاع من نوع ما. تختلف متغيرات RV Tauri عن متغيرات Cepheid المماثلة في أن النوع الطيفي لـ RV Tauri يتغير من F أو G في ألمع إلى K أو M في أبهى صورها. كما أنها تظهر بالتناوب بين الحد الأدنى الأساسي والثانوي في فترتها الأساسية ، مع كون الفترة الفاصلة بين الحد الأدنى الأساسي (أو الحد الأدنى الثانوي) ضعف الفترة الأساسية. خلال هذه الفترة ، يختلف النجم بشكل كبير في لمعانه بسبب التوسع السريع والانكماش في قطره. ستكون التوهجات النجمية الشديدة ، مع ما يصاحبها من اضطراب في الاتصالات ، أمرًا شائعًا. ستواجه الكواكب ذات المجالات المغناطيسية الضعيفة أو غير الموجودة إشعاعًا عاليًا. ستحتاج المستوطنات في أي مناطق صالحة للسكن إلى ملاذ آمن تحت الأرض. تظهر المتغيرات شبه الدورية تباينًا كبيرًا في دوراتها ، وغالبًا ما يتم حلها عند التحليل لفترات متداخلة متعددة. غالبية هذه النجوم من النوع الطيفي M أو S أو C ، وفئة اللمعان من الدرجة Ia إلى III ، ولكن أحد الفئات الفرعية الأربعة (SRD ، على سبيل المثال SV Ursae Majoris) هو من النوع الطيفي F أو G أو K. قد تحتوي الفئات الفرعية على فترات تتراوح من شهر تقريبًا إلى عدة آلاف من الأيام. تعتبر نجوم SRA من الفئة الفرعية (التي تم تمثيلها بواسطة Z Aquarii) بشكل أساسي هي نفسها متغيرات & # 959 Ceti ، باستثناء أنه حيث تنبض نجوم & # 959 Ceti في الفترة الأساسية ، تنبض نجوم SRA في وضع متناسق أو & # 8220 overtone & # 8221. قد لا تظهر نجوم SRB من الفئة الفرعية (التي تم تمثيلها في RR Coronae Borealis) أي تواتر كبير ، ومن المعروف أن بعضها قد توقف عن التغير لفترة من الوقت ، وقد ثبت أن البعض الآخر لديه فترات تباين متعددة متداخلة. النجوم من الفئة الفرعية SRC هي عمالقة عملاقة (فئة اللمعان Ia أو Ib) مع تباين يزيد عن حجم واحد فقط. مثال على هذا النوع هو منكب الجوزاء (Alpha Orionis [& # 945 Ori]، M2Iab). متغيرات T Tauri هي نجوم أولية متغيرة غير دورية في عملية التعاقد مع التسلسل الرئيسي. إنها نجوم أولية منخفضة الكتلة (أقل من 3Msol) من النوع الطيفي F أو G أو K أو M. وهي نجوم تكتسب لمعانها وتفقده بسرعة في حضانة نجمية ، مع الانكماش الجاذبي هو آلية القيادة (كما هي الآن أيضًا. بارد للحفاظ على الانصهار). لديهم ما يصل إلى ألف مرة من البقع الشمسية أكثر من النجم العادي ، وفي بعض الأحيان يقومون بإخراج الطاقة والقذف النجمي في نفاثات تخرج من كلا القطبين. تقذف هذه النجوم الليثيوم أيضًا بمعدل أعلى بكثير من معظم النجوم. فوضى عارمة في أقصى الحدود ، فإن أي حياة مستدامة في هذه الأنظمة ستكون صعبة في أحسن الأحوال. نجوم وولف رايت هي متغيرات ثورانية من النوع الطيفي O وفئة اللمعان Ia أو Ib ، ولكن نظرًا لخصائصها الفريدة (بما في ذلك خطوط الانبعاث القوية) ، فقد تم تصنيفها على أنها من النوع W (مع عدة أنواع فرعية). هذا النوع من المتغيرات هو نوع قديم من النجمة O قد فجّر الكثير من سطحه الخارجي. ذهب الهيدروجين وهو يستخدم الهيليوم الآن كوقود (أو شيء أثقل). هذا مثال كلاسيكي على نجم صغير يعيش بسرعة ، ويموت & # 8211 أي كواكب في هذا النظام سيتم تفجيرها أو الخروج منها جيدًا في المناطق الخارجية. من المحتمل أن تكون المناطق الداخلية مغطاة بالهيدروجين المقذوف حيث تشكل سديم رقيق مثل الكرة الأرضية المحيطة بالنجم. قد يكون قبطان المركبة الفضائية المغامر قادرًا على تقشير هذا الهيدروجين ، لكن تلك السفينة ستحتاج إلى الانتباه للإشعاع والرياح الشمسية القادمة من وحش نجم يحتضر. إن خصائص النجوم من النوع W هي التي من المتوقع أن يموت معظمها في النهاية على شكل مستعرات عظمى. اكتشف تشارلز وولف وجورج رايت الأنواع الأولى من هذه النجوم في كوكبة الدجاجة عام 1867.

توليد النجوم المتغيرة

يجب أن يتم وضع النجوم المتغيرة فقط بواسطة حكم قضائي ، ولكن نوعًا مناسبًا من المتغيرات يمكن أن يفسر سبب وجود عدد سكان منخفض لعالم به خاصية UWP لعالم مرغوب فيه للغاية. استخدم النوع النجمي الموجود (ولكن انظر قسم التصنيفات النجمية المنقحة وتصنيف الأقزام أدناه) لتحديد مكان في الجدول أدناه لتحديد نوع المتغير.

فرصة المتغيرات (لتوليد نظام Traveler star)
نوع ممتاز فرصة التباين نوع النجم المتغير
O / Ia و O / Ib 28٪ (+9: 2d6) نجوم Wolf-Rayet (أعيد تصنيفها كنوع W)
B0-B2 / III إلى V. 28٪ (+9: 2d6) & # 946 Cep
B / Ia و A / Ia 28٪ (+9: 2d6) & # 945 Cyg
أ (أي لمعان) 17٪ (+10: 2d6) RR ليراي
F / I إلى III 8٪ (+11: 2d6) لفة 1d6: 1-2 Cepheid ،
3-4 RV Tauri ،
5-6 SRD
F (أي) 3٪ (12: 2d6) لفة 1d6: 1-3 RV Tauri ،
4-6 SRD
G / I إلى III 8٪ (11+: 2D6) لفة 1d6: 1-2 Cepheid ،
3-4 RV Tauri ،
5-6 SRD
G (أي) 3٪ (12: 2d6) لفة 1d6: 1-3 RV Tauri ،
4-6 SRD
ك 3٪ (12: 2d6) لفة 1d6: 1-3 مضيئة ،
4-6 SRD
M / Ia ، M / Ib ، M / II-III 8٪ (+11: 2d6) لفة 1d6: 1-3 SRB
4-6 SRC
M / II إلى IV 28٪ (+9: 2d6) لفة 2d6: 2-5 & # 959 Ceti ،
6-8 ريال سعودي ،
9-10 نوع S ،
11-12 نوع ج
م / ف 28٪ (+9: 2d6) لفة 1d6: 1-3 نوع L ،
4-5 نوع T ،
6 اكتب ص

التصنيفات الموسعة للنجوم المحتضرة

منذ كتابة كتاب المسافر الكلاسيكي 6: الكشافة ، تم تحديث نظام التصنيف النجمي وتوسيعه. بفضل تلسكوبات هابل وكبلر ، جنبًا إلى جنب مع فهم أفضل لكيفية عمل النجوم ، توسع الكتالوج ليشمل أنواع النجوم L و T و Y و S و C. هذه ليست بأي حال نهاية التصنيف ، لكنني سأفعل. البقاء مع هذه الأنواع لأنها الأكثر شيوعًا.

يُشار عادةً إلى النجوم الواقعة تحت الفئات الطيفية L و T و Y باسم الأقزام البنية. هذه هي النجوم M / V و M / VI التي بردت بمرور الوقت (تعتبر نجوم الفئة الطيفية M7V أو M7VI أو الأكثر برودة أيضًا أقزام بنية). لا تزال ساخنة بما يكفي لتكون غازية وانبعاثية ، لذا فإن الاقتراب منها أمر مستحيل. سوف تتقدم مثل هذه الأقزام البنية من النوع M إلى L و T و Y بهذا الترتيب لأنها تبرد النوع الأقل كتلة من النجوم Y لديها القليل لتمييزها عن الكواكب jovian ذات الكتلة الأكبر. سيتم اعتبار جميع الكواكب الباقية التي قد لا تزال تحيط بهذه النجوم المحترقة في المنطقة الخارجية ، وستأتي الحرارة الوحيدة من التكتونيات المتأثرة بكوكب أكبر (مثل كوكب المشتري وجاذبية # 8217s تؤثر على القمر Io). هذه في الأساس عوائق ضخمة في الفضاء لأي مسافر ، لكن جاذبيتها قوية بما يكفي لإحداث بعض تأثيرات الجاذبية على المحركات المفرطة.

إل القزم البني 1300 ك - 2400 ك
تي قزم الميثان 700 ك - 1300 ك
ص شبه القزم البني أقل من 700 ألف

يتم استخدام النوعين H-R C و S (يُطلق عليهما معًا ، بشكل غير رسمي ، & # 8216 نجوم كربون & # 8217) لتحديد تلك النجوم الحمراء (النوع M) التي تقترب من نهاية دورة حياتها الرئيسية. حتى لا يتم تجميعه مع المتغيرات العادية ، فهذا نوع خاص من النجوم يستخدم بشكل مقتصد من قبل أي GM.

ينبعث عمالقة النوع S (اللمعان Ia أو Ib أو II) مزيجًا من الكربون والأكسجين (أو أول أكسيد الكربون) من نجم يعمل كمتغير & # 959 Ceti. ستكون الرياح الشمسية شديدة وستحتاج على الأرجح إلى إعادة توطين أي مستوطنات قد تكون موجودة منذ آلاف السنين & # 8211 وقريبًا.

النجوم من النوع C هي إما عمالقة أو نجوم تسلسل رئيسي (لمعان III-V) ينبعث منها الكربون. اختفى الهيدروجين والهيليوم. يجب معاملتها مرة أخرى على أنها متغيرات & # 959 Ceti ، ولكن مع إدراج نصف إلى ربع الوقت. كما ذكر أعلاه ، فإن أي مستوطنات / حضارات تقع بالقرب من هذا النجم يجب أن تخرج من النظام بأسرع ما يمكن.

تصنيف القزم

في وقت سابق من هذه المقالة ، تمت الإشارة إلى النجوم من النوع الطيفي M والنهاية الأكثر برودة لـ K وفئة السطوع V أو VI باسم & # 8220red dwarfs & # 8221. هذه النجوم هي جزء من التسلسل الرئيسي ، وتمثل النجوم في نهاية حياتها والتي لم تكن ضخمة بما يكفي لتتوسع إلى عمالقة. توجد منطقة منفصلة في مخطط الموارد البشرية لـ & # 8220 white dwarfs & # 8221 (يمتد طيفها & # 8220color & # 8221 من النوع الطيفي B إلى K) ، والتي تمت كتابتها باستخدام تسمية Dx & # 8211 لكن x لا يمثل النوع الطيفي (الكتاب 6: الكشافة يخطئون في هذا) بدلاً من ذلك ، فهو يمثل تكوين الطبقات الخارجية لجو النجم & # 8217s. يرمز التصنيف & # 8216D & # 8217 إلى & # 8216degenerate & # 8217 ، بدلاً من & # 8216dwarf & # 8217 ، ولم تعد النجوم في هذه الفئة تخضع للانصهار. قم بتغيير النجوم من النوع DG أو DK أو DM إلى النوع الطيفي المناسب وفئة السطوع V (التسلسل الرئيسي القزم) أو VI (يمكن أيضًا أن يكون القزم الفرعي مسبوقًا & # 8216sd & # 8217 ، أي G5VI و sdG5 متكافئان) نجوم من النوع DB يجب تغيير DA و DF إلى DB2 أو DB5 أو DB8 على التوالي (DB هو نوع من الأقزام البيضاء الغنية بالهيليوم يشير الرقم إلى درجة الحرارة الفعالة ، مع وجود أرقام أعلى تشير إلى النجوم الأكثر برودة).

ملخص

بالنسبة لأولئك منا الذين يحبون القليل من العلم مع سرد القصص لدينا ، آمل أن يضيف هذا لمسة أو اثنتين إلى مستعمراتك أو إلى هؤلاء الكشافة الجريئين الذين يجرون استطلاعات النظام. آمل أن تجد هذه المعلومات مفيدة كما فعلت.


ما مدى واقعية إضاءة المركبة الفضائية الزاهية عند السفر عبر النظام الشمسي؟

تظهر هذه الصورة من المركبة الفضائية كاسيني التابعة لناسا ثلاثة أقمار - تيتان وميماس وريا. يبدو تيتان ، أكبر قمر معروض هنا ، غامضًا لأننا لا نرى سوى طبقاته السحابية. رصيد الصورة: NASA / JPL-Caltech / معهد علوم الفضاء

هذا سؤال رائع ، لكن قبل أن نصل إلى جوهر استفسارك ، أود توضيح مفهومين خاطئين موجودين في السؤال نفسه.

الأول هو أن القمر له علاقة بدورة النهار / الليل. تحدث الأيام والليالي لأن الأرض تدور بسرعة حول محورها. تستمر الشمس ، وهي ثابتة نسبيًا فيما يتعلق بالأرض في الأطر الزمنية لبضعة أيام ، في التألق من نفس النقطة. نظرًا لأن الجزء من الأرض الذي تعيش فيه أنت أو أنا يدور للوجه نحو الشمس أو بعيدًا عنها ، فإننا نحصل على النهار والليل على التوالي. يدور القمر حول الأرض بشكل أبطأ بكثير - مرة كل شهر تقريبًا. يمكن للقمر أحيانًا أن يلقي بظلاله على الأرض ، ولكن هذا حدث نادر نعرفه باسم كسوف الشمس.

والثاني هو سبب حروق الشمس على ارتفاع. أنت أكثر عرضة لحروق الشمس على ارتفاعات أعلى ، ولكن هذا ليس لأنك أقرب بكثير إلى الشمس. تقع الشمس على بعد 93 مليون ميل - لن يحدث تغيير كبير في كمية ضوء الشمس التي تحصل عليها بشرتك من خلال مسافة ميل واحد أو ميلين. ما يحدث بدلاً من ذلك هو أنك ترتفع فوق بعض الطبقة الواقية من غلافنا الجوي ، والتي تسمح لمزيد من الأشعة فوق البنفسجية بالوصول إليك. هذه الأشعة فوق البنفسجية هي التي تسبب حروق الشمس ، وكلما زاد الغلاف الجوي فوقك ، زادت حمايتك. إذا كنت على جبل ثلجي ، فلديك تعقيد إضافي يتمثل في قدرتك على التعرض لحروق الشمس في أماكن غريبة حقًا ، مثل الجانب السفلي من شحمة الأذن وأسفل ذقنك ، بسبب انعكاس الضوء عن الثلج.

تم إنشاء هذه الصورة لكوكب المشتري والبقعة الحمراء العظيمة الأيقونية بواسطة عالم مواطن (رومان تكاتشينكو) باستخدام بيانات من أداة جونو كام جونو. مصدر الصورة: NASA / JPL-Caltech / SwRI / MSSS / Roman Tkachenko

مع تناول هاتين النقطتين ، فإن سؤالك حول الإضاءة في الفضاء هو سؤال ممتاز. هناك بعض الأشياء التي يجب التفكير فيها فيما يتعلق بالإضاءة ، فلنبدأ بمركبة فضائية قريبة من الأرض. إذا كنت في وضع حيث لا يوجد شيء يحجب ضوء الشمس في طريقك ، فسوف تقصفك أشعة الشمس باستمرار ، تمامًا كما تشك. ومع ذلك ، هذا نظام إضاءة قاسي للغاية - لا يوجد جو في الفضاء لنشر الضوء قليلاً ، والمركبات الفضائية في ضوء الشمس النقي أو أعمق الظل.إذا كانت المركبة الفضائية تتحرك حول الشمس ، فهذا يعني أن الجانب المواجه للشمس من المركبة الفضائية سيكون مضاءً ، والنصف الآخر من مركبتك الفضائية سيكون في الظل - مما يؤدي إلى انحدار شديد في درجة الحرارة بين الجانبين. كنقطة مرجعية ، تتأرجح درجة الحرارة على سطح القمر بين 224 درجة فهرنهايت (106 درجة مئوية) وسالب 298 فهرنهايت (-183 درجة مئوية) عندما يكون السطح مضاءً مقابل عندما يكون في الظل.

تسبب دورة درجة الحرارة هذه ضغطًا على معظم المواد التي يمكنك بناء مركبة فضائية منها ، وهو تحد نواجهه بالفعل كأنواع ترتاد الفضاء بشكل معتدل. تتناوب محطة الفضاء الدولية ، التي تدور حول الأرض ، بين قضاء 45 دقيقة في ظل الأرض و 45 دقيقة في ضوء الشمس المباشر. بدون عزل مكثف ومكثف ، كان رواد الفضاء لدينا يتناوبون بين التجميد حتى الموت والغليان حتى الموت. يتعين علينا إدارة هذا الموقف نفسه على نطاق أصغر لبدلات الفضاء في ضوء الشمس ، يجب أن تبقي بدلتك باردة وتحمي عينيك من الوهج. في الظل ، يجب أن تبقيك دافئًا.

ستزداد هذه الاعتبارات سوءًا كلما اقتربت من الشمس ، أو بالقرب من أي نجم. مع تقدمنا ​​إلى الداخل ، ومع اقترابنا من الشمس ، تزداد كثافة ضوء الشمس ، ويزداد مقدار العمل الذي يتعين عليك القيام به للبقاء باردًا. لن يصبح الجانب البارد لمركبتك أكثر برودة ، لكن الضغط على درجة الحرارة سيصبح أكثر حدة بين الشمس والجوانب المظللة لمركبتك ، لذلك يجب أن يتحسن العزل لديك. ومع ذلك ، فإن هذه الشدة لا تتغير خطيًا - إذا اقتربت من النجم مرتين ، فلن تكون شدة ضوء الشمس مضاعفة. ستكون شدة أربع مرات.

يعمل هذا أيضًا في الاتجاه الآخر - اذهب ضعف المسافة في النظام الشمسي ، وسوف ينخفض ​​ضوء الشمس الخاص بك بمقدار أربعة أضعاف. اذهب إلى أبعد أربع مرات ، وستتعامل مع شدة الضوء 16 مرة أكثر خفوتًا مما تتعامل معه على مسافة الأرض. ومع ذلك ، فإن الشمس جدا مشرق. يبلغ حجم المشتري 5.2 وحدة فلكية - ونبتون عند 30 وحدة فلكية. في 5.2 au ، أنت تتعامل مع ضوء الشمس 27 مرة أكثر خفوتًا مما نتلقاه على الأرض. سيظل ألمع شيء في السماء. نبتون أبعد من ذلك بكثير ، ولكن حتى عند 900 مرة أضعف من ظهور الشمس من مسافة بعيدة عن الأرض ، فإنها لم تتلاشى إلى أي مكان بالقرب من الضعف النسبي للقمر الكامل في السماء ، ويمكنك القيام بالكثير في الضوء البدر ، الرؤية الحكيمة.

الطريقة التي يقيس بها علماء الفلك السطوع هي باستخدام نظام غير بديهي يسمى المقدار ، حيث 1 مقدار هو حوالي 2.5 في السطوع. كل حجم هو مضاعف ، لذا فإن خمسة مقادير هي اختلاف في السطوع بمعامل 100. والفرق بمقدار عشرة مقادير هو عامل 10000 في السطوع. إذن ، على مسافة كوكب المشتري ، ستظهر الشمس أكثر خفوتًا بنحو 3.6 درجة مما تبدو عليه من الأرض. على مسافة قريبة من نبتون ، يبدو الأمر أشبه بـ 7.5 درجة خافتة. ألمع نجم في سماء الليل ، نجم الشعرى اليمانية ، أخف بمقدار 25 درجة من الشمس ، لذلك حتى على مسافة نبتون ، ستظهر الشمس أكثر من 10 مليون دولار مرات أكثر سطوعًا من ظهور سيريوس على الأرض. البدر ، الذي ذكرته سابقًا ، أخف من الشمس بأربعة عشر درجة ، لذا ستكون الشمس ساطعة على نبتون بقوة 390 مرة أكثر من البدر.

إذا كانت مركبتك الخيالية ضمن حدود نظام شمسي ، فأنا أقول إن إضاءة المركبة الزاهية من جانب واحد أمر منطقي جدًا. إذا كنت ستتجاوز ذلك ، فستبدأ في النزول إلى الظلام الدامس. يجب أن تكون بعيدًا جدًا عن نجمنا قبل أن تغرق الشمس في سطوع سيريوس. في الواقع ، يجب أن تكون على بعد 1.5 سنة ضوئية من نجمنا. ستكون المساحات داخل النجوم ، والتي تشكل غالبية مجرة ​​درب التبانة ، مظلمة جدًا. في تلك الأماكن ، ستكون الأضواء الساطعة الوحيدة هي تلك التي تحضرها معك. ربما ترغب في الحصول على بعض الأضواء الكاشفة حولك ، إذا اضطر أي من أفراد الطاقم للخروج لأي نوع من عمليات الإصلاح ، ولكن لن يكون لها نفس الجماليات مثل الجانب المضاء بشدة من المركبة الفضائية التي تحبها العديد من العروض إذهب الى.

هل لديك سؤالك الخاص؟ اسأل بحرية! يمكنك أيضًا إرسال أسئلتك عبر الشريط الجانبي أو Facebook أو Twitter. الاشتراك في القائمة البريدية للحصول على التحديثات والأخبار مباشرة إلى صندوق الوارد الخاص بك!

هذا الموقع يدعم القارئ! لدعمها ، يمكنك أن تصبح راعياً في Patreon ، مما يمنحك وصولاً مبكرًا إلى هذه المقالة. يمكنك أيضًا التبرع لمرة واحدة عبر Ko-Fi! أو فكر في شراء الكتاب!


شاهد الفيديو: لغز صعب جدا للأذكياء مع الحل (كانون الثاني 2023).