Sådan bestemmes en stjernes masse

Næsten alt i universet har masse, fra atomer og subatomære partikler (såsom dem, der er undersøgt af den store Hadron Collider) til gigantiske klynger af galakser. De eneste, videnskabsmændene ved så langt, som ikke har masse, er fotoner og gluoner.

Masse er vigtig at vide, men genstande på himlen er for fjernt. Vi kan ikke røre ved dem, og vi kan bestemt ikke veje dem på traditionelle måder. Så hvordan bestemmer astronomer massen af ​​ting i kosmos? Det er kompliceret.

Antag, at a typisk stjerne er temmelig massiv, generelt meget mere end en typisk planet. Hvorfor bry sig om dens masse? Disse oplysninger er vigtige at vide, fordi det afslører ledetråde om en stjernes evolutionære fortid, nutid og fremtid.

Astronomer kan bruge flere indirekte metoder til at bestemme stjernemasse. En metode, kaldet gravitationslinse, måler lysets sti, der er bøjet af tyngdekraften i en nærliggende genstand. Selvom mængden af ​​bøjning er lille, kan omhyggelige målinger afsløre massen af ​​det tyngdekrafttræk på objektet, der gør trækningen.

Det tog astronomer indtil det 21. århundrede at anvende gravitationslinse til måling af stjernemasser. Før det var de nødt til at stole på målinger af stjerner, der kredser rundt om et fælles massecenter, såkaldte binære stjerner. Massen af binære stjerner (to stjerner, der kredser rundt om et fælles tyngdepunkt) er temmelig nemt for astronomer at måle. Faktisk giver flere stjernesystemer et eksempel på lærebøger om, hvordan man regner ud deres masser. Det er lidt teknisk, men det er værd at studere for at forstå, hvad astronomer skal gøre.

Først måler de bane for alle stjerner i systemet. De klokker også stjernenes orbitalhastigheder og bestemmer derefter, hvor lang tid det tager en given stjerne at gå gennem en bane. Det kaldes dets "orbitale periode."

Når alle disse oplysninger er kendt, foretager astronomer derefter nogle beregninger for at bestemme stjernenes masser. De kan bruge ligningen V_kredsløb = SQRT (GM / R) hvor SQRT er "firkantet rod" a, G er tyngdekraften, M er masse, og R er objektets radius. Det er et spørgsmål om algebra at drille massen ud ved at omarrangere ligningen, der skal løses for M.

Så uden nogensinde at røre ved en stjerne bruger astronomer matematik og kendte fysiske love for at finde ud af dens masse. De kan dog ikke gøre dette for hver stjerne. Andre målinger hjælper dem med at finde ud af masserne for stjernerikke i binære eller multiple-star-systemer. For eksempel kan de bruge lysstyrke og temperaturer. Stjerner med forskellige lysstyrker og temperaturer har meget forskellige masser. Denne information viser, når stjerner er afbildet på en graf, at stjerner kan arrangeres efter temperatur og lysstyrke.

Virkelig massive stjerner er blandt de hotteste i universet. Mindre stjerner som solen er køligere end deres gigantiske søskende. Grafen over stjernetemperaturer, farver og lysstyrker kaldes Hertzsprung-Russell diagram, og pr. definition viser det også en stjernemasse, afhængigt af hvor den ligger på diagrammet. Hvis den ligger langs en lang, langsom kurve kaldet Hovedsekvens, så ved astronomer, at dens masse ikke vil være gigantisk og heller ikke være lille. De største stjerner og stjerner med den mindste masse falder uden for Main Sequence.

Astronomer har et godt greb om, hvordan stjerner fødes, lever og dør. Denne sekvens af liv og død kaldes "stjernelig evolution." Den største prediktor for, hvordan en stjerne vil udvikle sig, er masse det er født med, dets "indledende masse." Stjerner med lav masse er generelt køligere og svagere end deres højere masse modstykker. Så simpelthen ved at se på en stjerners farve, temperatur og hvor den "bor" i Hertzsprung-Russell-diagrammet, kan astronomer få en god idé om en stjernemasse. Sammenligninger af lignende stjerner med kendt masse (såsom binærerne nævnt ovenfor) giver astronomer en god idé om, hvor massiv en given stjerne er, selvom den ikke er en binær.

Naturligvis holder stjerner ikke den samme masse hele deres liv. De mister det, når de bliver ældre. De forbruger gradvist deres nukleare brændstof og oplever til sidst store episoder med massetab ved ender af deres liv. Hvis de er stjerner som solen, blæser de det forsigtigt ud og danner planetariske tåge (normalt). Hvis de er meget mere massive end Solen, dør de i supernova-begivenheder, hvor kernerne kollapser og derefter ekspanderer udad i en katastrofal eksplosion. Det sprænger meget af deres materiale til rummet.

Ved at observere de typer stjerner, der dør som solen eller dør i supernovaer, kan astronomer udlede, hvad andre stjerner vil gøre. De kender deres masser, de ved, hvordan andre stjerner med lignende masser udvikler sig og dør, og så de kan gøre nogle smukke gode forudsigelser, baseret på observationer af farve, temperatur og andre aspekter, der hjælper dem med at forstå deres masserne.

Der er meget mere at observere stjernerne end at indsamle data. De oplysninger astronomer får er foldet ind i meget nøjagtige modeller, der hjælper dem med at forudsige præcist hvad stjerner i Mælkevejen og i hele universet vil gøre, som de er født, alder og dø, alt sammen baseret på deres masserne. I sidste ende hjælper denne information også folk med at forstå mere om stjerner, især vores sol.

• Stjernes masse er en vigtig forudsigelse for mange andre egenskaber, herunder hvor længe den vil leve.
• Astronomer bruger indirekte metoder til at bestemme masserne af stjerner, da de ikke direkte kan berøre dem.
• Typisk set lever mere massive stjerner kortere levetid end de mindre massive. Dette skyldes, at de forbruger deres nukleare brændstof meget hurtigere.
• Stjerner som vores Sol er mellemmasse og vil ende på en meget anden måde end massive stjerner, der vil sprænge sig selv op efter nogle få titusinder af år.