در حال ویرایش رشته اصلی
هشدار: شما وارد نشدهاید. نشانی آیپی شما برای عموم قابل مشاهده خواهد بود اگر هر تغییری ایجاد کنید. اگر وارد شوید یا یک حساب کاربری بسازید، ویرایشهایتان به نام کاربریتان نسبت داده خواهد شد، همراه با مزایای دیگر.
این ویرایش را میتوان خنثی کرد.
لطفاً تفاوت زیر را بررسی کنید تا تأیید کنید که این چیزی است که میخواهید انجام دهید، سپس تغییرات زیر را ذخیره کنید تا خنثیسازی ویرایش را به پایان ببرید.
نسخهٔ فعلی | متن شما | ||
سطر ۱۰: | سطر ۱۰: | ||
معمولا منظور از عمر ستارگان، مدت زمان باقی ماندن [[ستاره]] در رشته ی اصلی است. | معمولا منظور از عمر ستارگان، مدت زمان باقی ماندن [[ستاره]] در رشته ی اصلی است. | ||
− | مرحله رشته اصلی مرحله تحولی است که در آن ، تنها منبع انرژی [[ستاره]]ای انرژی تولیدی از سوختن [[هیدروژن]] در هسته میباشد.در این مرحله ، ستاره در تعادل پایدار قرار میگیرد و ساختار آن تنها به دلیل تغییر تدریجی در ترکیب شیمیایی آن، ناشی از واکنش هستهای ، عوض | + | مرحله رشته اصلی مرحله تحولی است که در آن ، تنها منبع انرژی [[ستاره]]ای انرژی تولیدی از سوختن [[هیدروژن]] در هسته میباشد.در این مرحله ، ستاره در تعادل پایدار قرار میگیرد و ساختار آن تنها به دلیل تغییر تدریجی در ترکیب شیمیایی آن، ناشی از واکنش هستهای ، عوض میشود.از این رو تحول در مقیاس زمانی هستهای رخ میدهد؛ به این معنی که مرحله رشته اصلی طولانیترین بخش از عمر یک ستاره است. برای مثل، این مرحله برای ستاره با جرم خورشید حدود ۱۰ میلیارد سال طول میکشد، ستارههای پر جرم تر سریعتر متحول می شوند چرا که توان تابشی در آنها بسیار بیشتر است. به همین دلیل مرحله رشته اصلی در یک ستاره با جرم ۱۵ برابر خورشید تنها ۱۰ ملیون سال به درازا میکشد. از طرف دیگر ،ستارههای کم جرم تر عمر طولانی تری در رشته اصلی دارند؛ یک ستاره با جرم ۰.۲۵ جرم خورشید حدود ۷۰ میلیارد سال روی رشته اصلی می ماند. |
با توجه به اینکه احتمال یافتن یک ستاره در مرحله هیدروژن سوزی آن بیشتر از سایر مرحله است، رشته اصلی در[[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] ، به ویژه در انتهای کم جرم آن ، بسیار متراکم میباشد. در بالای رشته اصلی (محدوده ستارگان پر جرم)تراکم کمتر است، چرا که این ستارگان مدت کمتری را بر رشته اصلی می مانند. | با توجه به اینکه احتمال یافتن یک ستاره در مرحله هیدروژن سوزی آن بیشتر از سایر مرحله است، رشته اصلی در[[نمودار هرتسپرونگ-راسل]] ، به ویژه در انتهای کم جرم آن ، بسیار متراکم میباشد. در بالای رشته اصلی (محدوده ستارگان پر جرم)تراکم کمتر است، چرا که این ستارگان مدت کمتری را بر رشته اصلی می مانند. | ||
− | اگر جرم ستاره بیش از حد زیاد شود، نیروی گرانش نم یتواند در مقابل فشار تابشی مقاومت کند. امکان شکل گیری ستارگانی با جرم بیشتر از این حد وجود ندارد، چرا که آن ها | + | اگر جرم ستاره بیش از حد زیاد شود، نیروی گرانش نم یتواند در مقابل فشار تابشی مقاومت کند. امکان شکل گیری ستارگانی با جرم بیشتر از این حد وجود ندارد، چرا که آن ها نمی توانند در مرحله انقباض ، جرم اضافی بربایند. از محاسبت نظری حد بالای ۱۲۰برابر جرم خورشید برای جرم به دست می آید؛ این در حالیست که ادعا میشود ستاره هایی با ۱۵۰ برابر جرم خورشید نیز مشاهده شده است. |
یک حد پایین هم برای جرم ستارگان در رشته اصلی وجود دارد. ستارههای زیر ۰.۰۸ جرم[[ خورشید]] هرگز به حدی گرم نمی شوند که سوختن هیدروژن آغاز شود. البته آنها هنوز م یتوانند با سوختن دوتریوم مقداری درخشندگی تولید کنند ، ولی این منبع انرژی به سرعت پایان مییابد. دمای سطحی در این کوتولههای قهوهای در محدودهی ۱۰۰۰ تا ۲۰۰۰ کوین است. تاکنون در جستجوهای اختصاصی ، صدها کوتوله قهوهای یافت شده است. گاهی اوقات حد پایین برای جرم کوتولههای قهوهای را حدود ۰.۰۱۵ جرم خورشید میدانند که متناظر است با جرم کمینه برای سوختن دوتریوم. | یک حد پایین هم برای جرم ستارگان در رشته اصلی وجود دارد. ستارههای زیر ۰.۰۸ جرم[[ خورشید]] هرگز به حدی گرم نمی شوند که سوختن هیدروژن آغاز شود. البته آنها هنوز م یتوانند با سوختن دوتریوم مقداری درخشندگی تولید کنند ، ولی این منبع انرژی به سرعت پایان مییابد. دمای سطحی در این کوتولههای قهوهای در محدودهی ۱۰۰۰ تا ۲۰۰۰ کوین است. تاکنون در جستجوهای اختصاصی ، صدها کوتوله قهوهای یافت شده است. گاهی اوقات حد پایین برای جرم کوتولههای قهوهای را حدود ۰.۰۱۵ جرم خورشید میدانند که متناظر است با جرم کمینه برای سوختن دوتریوم. |