మెయిన్ సీక్వెన్స్ నక్షత్రాలు
ఖగోళ శాస్త్రంలో, మెయిన్ సీక్వెన్స్ అంటే నక్షత్రాల వర్గీకరణలో ఒక రకం. నక్షత్రాల రంగు, ప్రకాశాలను బట్టి తయారు చేసిన పటాలపై, నిరంతరాయంగా, విలక్షణంగా ఒక పట్టీ (బ్యాండ్) లాగా ఇవి కనిపిస్తాయి. ఈ కలర్-మాగ్నిట్యూడ్ ప్లాట్‌లను హెర్ట్జ్‌స్ప్రంగ్-రస్సెల్ రేఖాచిత్రాలు అని పిలుస్తారు. వాటిని తయారు చేసిన ఎజ్నార్ హెర్ట్జ్‌స్ప్రంగ్, హెన్రీ నోరిస్ రస్సెల్ ల పేరిట వాటికి ఆ పేరు వచ్చింది. ఈ బ్యాండ్‌లోని నక్షత్రాలను మెయిన్-సీక్వెన్స్ స్టార్స్ అనీ, డ్వార్ఫ్ స్టార్స్ అనీ అంటారు. విశ్వంలోని అనేక నక్షత్రాలూ, సౌరకుటుంబపు సూర్యుడూ మెయిన్ సీక్వెన్సు లోనే ఉంటాయి. మెయిన్ సీక్వెన్సును ప్రధాన శ్రేణి అని ప్రధాన క్రమం అనీ అనవచ్చు.
వాయు మేఘపు కోర్ సంకోచించాక, సాంద్రమైన దాని కోర్‌లో జరిగే కేంద్రక సంలీన ప్రక్రియలో హైడ్రోజన్ హీలియంగా మారుతూ ఉష్ణ శక్తి ఉత్పత్తి అవుతుంది. నక్షత్రపు జీవితకాలం లోని ఈ దశలో ఇది, ప్రధాన శ్రేణిలో దాని ద్రవ్యరాశిని బట్టి, మెయిన్ సీక్వెన్సులో నిర్ణీత స్థానంలో ఉంటుంది. అంతేకాక, దాని రసాయన కూర్పు, వయస్సు ఆధారంగా కూడా ఈ స్థానం ఆధారపడి ఉంటుంది. ప్రధాన-శ్రేణి నక్షత్రాల కోర్‌లు హైడ్రోస్టాటిక్ సమతుల్యతలో ఉంటాయి. అంటే, కోర్ నుండి బయటికి వెలువడే ఉష్ణ పీడనం, పై పొరల గురుత్వాకర్షణ పతనం వలన లోపలికి వచ్చే పీడనానికి సమతుల్యంగా ఉంటుంది. ఉష్ణోగ్రత, పీడనంపై శక్తి ఉత్పత్తి రేటు ఆధారపడటం వలన ఈ సమతుల్యత కొనసాగుతుంది. కోర్‌లో ఉత్పత్తి అయ్యే శక్తి ఉపరితలానికి చేరుకుని, ఫోటోస్పియర్ వద్ద వెలుపలికి రేడియేటు అవుతుంది. ఈ శక్తి వికిరణం (రేడియేషన్) లేదా ఉష్ణసంవహనం (కన్వెక్షన్) ద్వారా ప్రసరిస్తుంది. ఉష్ణోగ్రతలో తేడాలు ఎక్కువగా ఉన్న ప్రాంతాల మధ్య గానీ, అధిక అపారదర్శకత ఉన్న ప్రాంతాల మధ్య గానీ రెండూ ఉన్న ప్రాంతాల్లో గానీ ఉష్ణసంవహనం సంభవిస్తుంది.
శక్తిని ఉత్పత్తి చేయడానికి నక్షత్రం ఎక్కువగా ఏ ప్రక్రియను అనుసరిస్తుంది అనేదానిపై ఆధారపడి, మెయిన్ సీక్వెన్సును ఎగువ, దిగువ అనే రెండు భాగాలుగా విభజించారు. సూర్యుని ద్రవ్యరాశికి 1.5 రెట్లు (1.5 M☉) లోపు ఉండే ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాలు (సూర్యుడు కూడా) ప్రాథమికంగా హైడ్రోజన్ పరమాణువులను వివిధ దశల్లో సంలీనం చేసి హీలియంను ఏర్పరుస్తాయి. ఈ దశలను ప్రోటాన్-ప్రోటాన్ చైన్ అని పిలుస్తారు. ఈ ద్రవ్యరాశి కంటే ఎక్కువ ఉన్న నక్షత్రాలు ఎగువ మెయిన్ సీక్వెన్సులో ఉంటాయి. వీటిలో కేంద్రక సంలీన ప్రక్రియ ప్రధానంగా CNO చక్రం ద్వారా కార్బన్, నైట్రోజన్, ఆక్సిజన్ అణువులను మధ్యంతరంగా ఉపయోగించుకుని, హైడ్రోజన్ అణువుల నుండి హీలియంను ఉత్పత్తి చేస్తాయి. సౌర ద్రవ్యరాశికి రెండింతల కంటే పైన ఉన్న ప్రధాన-శ్రేణి నక్షత్రాల కోర్ ప్రాంతాలలో ఉష్ణసంవహనం జరుగుతుంది. ఇది కొత్తగా ఉద్భవించిన హీలియంను కల్లోలపరచి, సంలీనం సంభవించడానికి అవసరమైన ఇంధన నిష్పత్తిని అందుబాటులో ఉంచుతుంది. ఈ ద్రవ్యరాశి కంటే తక్కువ ఉన్న నక్షత్రాలలో కోర్‌లు పూర్తిగా రేడియేటివుగా ఉండి, ఉపరితలం వద్ద ఉష్ణసంవహన ప్రాంతాలుంటాయి. నక్షత్ర ద్రవ్యరాశి తగ్గుతూ ఉంటే, ఉష్ణసంవహన ప్రాంత నిష్పత్తి క్రమంగా పెరుగుతూ ఉంటుంది. 0.4 M☉ కంటే తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉండే ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాలు వాటి ద్రవ్యరాశి అంతటా ఉష్ణసంవహనానికి లోనవుతాయి. కోర్‌లో ఉష్ణసంవహనం జరగనప్పుడు, కోర్ హీలియంతో నిండి, హైడ్రోజన్‌తో నిండిన బయటి పొర దాని చుట్టూ ఉంటుంది.
నక్షత్రం ద్రవ్యరాశి ఎంత ఎక్కువగా ఉంటే, మెయిన్ సీక్వెన్సులో దాని జీవితకాలం అంత తక్కువగా ఉంటుంది. కోర్‌లో ఉన్న హైడ్రోజన్ ఇంధనం నిండుకున్న తర్వాత, ఆ నక్షత్రం HR రేఖాచిత్రంలోని ప్రధాన శ్రేణి నుండి ఒక సూపర్ జెయింట్ గానో, రెడ్ జెయింట్ గానో లేదా నేరుగా తెల్ల మరగుజ్జు గానో పరిణామం చెందుతుంది.
నిర్మాణం, పరిణామం
[మార్చు]స్థానిక ఇంటర్‌స్టెల్లార్ మాధ్యమంలో వాయువు, ధూళి లతో కూడుకున్న భారీ అణు మేఘాలు పతనం చెంది ఆదిమ నక్షత్రం ఏర్పడినప్పుడు, అందులో 70% హైడ్రోజన్, 28% హీలియం, చెదురుమదురుగా ఇతర మూలకాలూ హోమోజెనస్‌గా సమ్మిళితమై ఉంటాయి.[1] నక్షత్రపు ప్రారంభ ద్రవ్యరాశి, మేఘం లోని స్థానిక పరిస్థితులపై ఆధారపడి ఉంటుంది (కొత్తగా ఏర్పడిన నక్షత్రాల ద్రవ్యరాశి పంపిణీ ప్రారంభ ద్రవ్యరాశి ఫంక్షన్ ద్వారా ప్రయోగ ఫలితాల ద్వారా వివరించబడుతుంది). [2] పతనం ప్రారంభంలో ఈ ప్రీ-మెయిన్-సీక్వెన్స్ స్టార్ గురుత్వాకర్షణ సంకోచం ద్వారా శక్తిని ఉత్పత్తి చేస్తుంది. సాంద్రత తగినంతగా పెరిగిన తర్వాత, నక్షత్రాలు హైడ్రోజన్‌ను హీలియంగా మార్చడం ప్రారంభించి, ఎక్సోథర్మిక్ కేంద్రక సంలీన ప్రక్రియ ద్వారా శక్తిని విడుదల చేస్తాయి.[3]
హైడ్రోజన్ కేంద్రక సంలీనం ప్రధాన శక్తి ఉత్పత్తి ప్రక్రియగా మారినప్పుడు, గురుత్వాకర్షణ సంకోచం నుండి పొందిన అదనపు శక్తి కోల్పోయినప్పుడు ఈ నక్షత్రం, [4] హెర్ట్జ్‌స్ప్రంగ్-రస్సెల్ రేఖాచిత్రం (లేదా HR రేఖాచిత్రం)లో ప్రామాణిక ప్రధాన శ్రేణి అనే ఒక కర్వులో ఉంటుంది. ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు కొన్నిసార్లు ఈ దశను "జీరో-ఏజ్ మెయిన్ సీక్వెన్స్" లేదా ZAMS అని సూచిస్తారు. [5] [6]}}
నక్షత్రాలు హైడ్రోజన్ సంలీనాన్ని ప్రారంభించే సమయంలో నక్షత్ర లక్షణాల కంప్యూటర్ నమూనాలను ఉపయోగించి ZAMS వక్రరేఖను లెక్కించవచ్చు. ఈ స్థితి నుండి, నక్షత్రాల ప్రకాశం, ఉపరితల ఉష్ణోగ్రతలు సాధారణంగా వయస్సుతో పాటు పెరుగుతాయి. [7]
కోర్‌లోని హైడ్రోజన్ గణనీయమైన మొత్తంలో వినియోగించబడే వరకు నక్షత్రం, ప్రధాన శ్రేణిలో దాని ప్రారంభ స్థానానికి దగ్గరగా ఉంటుంది. ఆపై మరింత ప్రకాశించే నక్షత్రంగా పరిణామం చెందడం ప్రారంభమవుతుంది. (HR రేఖాచిత్రంలో, అభివృద్ధి చెందుతున్న నక్షత్రం ప్రధాన శ్రేణిలో పైకి కుడి వైపుకు వెళ్తుంది.) ఆ విధంగా మెయిన్ సీక్వెన్సు, నక్షత్రపు జీవితకాలపు ప్రాధమిక హైడ్రోజన్-దహన దశను సూచిస్తుంది.
లక్షణాలు
[మార్చు]సాధారణ HR రేఖాచిత్రంలోని మెజారిటీ నక్షత్రాలు ప్రధాన శ్రేణి వక్రరేఖ వెంట ఉంటాయి. స్పెక్ట్రల్ రకం, ప్రకాశం రెండూ ఒక నక్షత్రపు ద్రవ్యరాశిపై మాత్రమే ఆధారపడి ఉంటాయి కాబట్టి ఈ రేఖ స్ఫుటంగా ఉంటుంది. దాని కోర్‌లో హైడ్రోజన్‌ను సంలీనం చేస్తున్నంత కాలం ఇలా ఉంటుంది. దాదాపు నక్షత్రాలన్నీ తమ క్రియాశీలక జీవిత కాలమంతా చేసే పని ఇదే.
నక్షత్రపు ఉష్ణోగ్రత, దాని ఫోటోస్పియర్‌లోని ప్లాస్మా యొక్క భౌతిక లక్షణాలపై ప్రభావం చూపిస్తూ, దాని స్పెక్ట్రల్ రకాన్ని నిర్ణయిస్తుంది. తరంగదైర్ఘ్యపు ఫంక్షనుగా నక్షత్రపు శక్తి ఉద్గారం, దాని ఉష్ణోగ్రత, కూర్పు రెండింటి ద్వారా ప్రభావితమవుతుంది. ఈ శక్తి పంపిణీ ముఖ్యంగా రంగు సూచిక (కలర్ ఇండెక్స్) B -V ద్వారా వెల్లడవుతుంది. ఇది ఫిల్టర్‌ల ద్వారా నీలం (B), ఆకుపచ్చ-పసుపు (V) కాంతిలో నక్షత్రపు పరిమాణాన్ని కొలుస్తుంది. [note 1] పరిమాణంలోని వ్యత్యాసం నక్షత్రపు ఉష్ణోగ్రత కొలతను అందిస్తుంది.
మరుగుజ్జు పరిభాష
[మార్చు]ప్రధాన-శ్రేణి నక్షత్రాలను మరగుజ్జు నక్షత్రాలు అని కూడా పిలుస్తారు. [8] [9] కానీ ఈ పరిభాష పాక్షికంగా చారిత్రకమైనది, కొంత గందరగోళంగా ఉంటుంది. చల్లని నక్షత్రాలలో ఎరుపు మరగుజ్జులు, నారింజ మరుగుజ్జులు, పసుపు మరగుజ్జులు వంటి మరుగుజ్జులు అదే రంగుల్లో ఉన్న ఇతర నక్షత్రాల కంటే చాలా చిన్నవి గాను, మసక గానూ ఉంటాయి. అయితే, వేడిగా ఉండే నీలం, తెలుపు నక్షత్రాలలో, ప్రధాన శ్రేణిలో ఉన్న "మరగుజ్జు" నక్షత్రాలు, ప్రధాన శ్రేణిలో లేని "జెయింట్" నక్షత్రాలు అని పిలవబడే వాటి మధ్య పరిమాణం, ప్రకాశాల్లో వ్యత్యాసం తక్కువగా ఉంటుంది. అత్యంత వేడిగా ఉండే నక్షత్రాలలో ఈ తేడా నేరుగా గమనించలేం. ఈ నక్షత్రాలలో "మరగుజ్జు", "జెయింట్" అనే పదాలు స్పెక్ట్రల్ లైన్లలోని తేడాలను సూచిస్తాయి. ఆ నక్షత్రం ప్రధాన శ్రేణిలో ఉందా లేదా అనేదాన్ని ఇవి సూచిస్తాయి. ఏది ఏమయినప్పటికీ, చాలా వేడిగా ఉండే ప్రధాన-శ్రేణి నక్షత్రాలు అంతే ఉష్ణోగ్రత కలిగిన "జెయింట్" నక్షత్రాల వలె దాదాపు అదే పరిమాణం, ప్రకాశాన్ని కలిగి ఉన్నప్పటికీ వాటిని ఇప్పటికీ మరుగుజ్జులు అనే పిలుస్తూంటారు
ప్రధాన శ్రేణిని "మరగుజ్జు" అనడం వలన మరొక విధంగా కూడా గందరగోళం ఏర్పడుతుంది. ఎందుకంటే ప్రధాన-శ్రేణిలో లేని మరగుజ్జు నక్షత్రాలు కూడా ఉన్నాయి. ఉదాహరణకు, తెల్ల మరగుజ్జు అనేది - ఒక నక్షత్రం దాని బయటి పొరలను వదిలించుకున్న తర్వాత మిగిలిపోయిన కోర్. ఇది ప్రధాన-శ్రేణి నక్షత్రం కంటే చాలా చిన్నగా, దాదాపు భూమి పరిమాణంలో ఉంటుంది. అనేక ప్రధాన-శ్రేణి నక్షత్రాల చివరి పరిణామ దశలో ఇలా మారతాయి. [10]
శక్తి ఉత్పత్తి
[మార్చు]ప్రధాన-శ్రేణి నక్షత్రాలన్నిటికీ కేంద్రక సంలీనం ద్వారా శక్తిని ఉత్పత్తి చేసే కోర్ ప్రాంతం ఉంటుంది. ఈ కోర్ ఉష్ణోగ్రత, సాంద్రతలు నక్షత్రం యొక్క మిగిలిన భాగాలకు మద్దతునిచ్చే స్థాయిలో శక్తిని ఉత్పత్తి చేసేందుకు అవసరమైన స్థాయిలలో ఉంటాయి. శక్తి ఉత్పత్తిని తగ్గితే, కోర్ చుట్టూ ఉన్న ద్రవ్యరాశి కోర్‌ను అదిమేస్తాయి. ఫలితంగా ఉష్ణోగ్రత, పీడనం పెరిగి సంలీనం రేటు పెరుగుతుంది. అదేవిధంగా, శక్తి ఉత్పత్తి పెరిగితే, నక్షత్రం వ్యాకోచించి, కోర్‌పై పీడనం తగ్గుతుంది. ఆ విధంగా నక్షత్రం హైడ్రోస్టాటిక్ సమతౌల్యంలో స్వీయ-నియంత్రణ వ్యవస్థను ఏర్పరుచుకుంటుంది. ఇది దాని ప్రధాన-శ్రేణి జీవితకాలమంతా స్థిరంగా ఉంటుంది. [11]
ప్రధాన-శ్రేణి నక్షత్రాలు రెండు రకాల హైడ్రోజన్ సంలీన ప్రక్రియలను ఉపయోగిస్తాయి. ఈ రెండు పద్ధతుల లోనూ, ఉత్పత్తయ్యే శక్తి రేటు కోర్ ప్రాంతంలోని ఉష్ణోగ్రతపై ఆధారపడి ఉంటుంది. పై రెండింటిలో, ఏది ఆధిపత్య సంలీన ప్రక్రియ అనేదాని ఆధారంగా, ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు ప్రధాన క్రమాన్ని ఎగువ, దిగువ అనే రెండు భాగాలుగా విభజిస్తారు. దిగువ ప్రధాన శ్రేణిలో, శక్తి ప్రధానంగా ప్రోటాన్-ప్రోటాన్ గొలుసు ఫలితంగా ఉత్పత్తి అవుతుంది. ఇది హైడ్రోజన్‌ను వరుస దశల్లో నేరుగా సంలీనం చేస్తూ హీలియంను ఉత్పత్తి చేస్తుంది. [12] ఎగువ ప్రధాన శ్రేణిలోని నక్షత్రాలు CNO సైకిల్‌ పద్ధతిని ఉపయోగించడానికి సరిపడినంత అధిక ఉష్ణోగ్రతలను కలిగి ఉంటాయి. ఈ ప్రక్రియలో హైడ్రోజన్‌ను హీలియంలోకి సంలీనం చేసే క్రమంలో కార్బన్, నైట్రోజన్, ఆక్సిజన్ పరమాణువులను మధ్యంతరంగా ఉపయోగిస్తుంది.
కోర్‌లో ఉష్ణోగ్రత 18 మిలియన్ కెల్విన్ వద్ద ఉంటే, PP ప్రక్రియ, CNO చక్రం రెండూ ఒకేలా సమర్థవంతంగా పనిచేస్తాయి. రెండూ, నక్షత్రపు నికర ప్రకాశంలో సగాన్ని ఉత్పత్తి చేస్తాయి. ఇది దాదాపు 1.5 M☉ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రపు కోర్ ఉష్ణోగ్రత కాబట్టి, ఈ ద్రవ్యరాశి కంటే ఎక్కువ ఉన్న నక్షత్రాలు ఎగువ ప్రధాన శ్రేణిలో ఉంటాయి. అందువల్ల, స్థూలంగా చెప్పాలంటే, స్పెక్ట్రల్ క్లాస్ F లేదా అంతకంటే చల్లగా ఉండే నక్షత్రాలు దిగువ ప్రధాన శ్రేణిలో ఉండగా, A- రకం నక్షత్రాలు లేదా అంతకంటే వేడిగా ఉండేవి ఎగువ ప్రధాన-శ్రేణిలో ఉంటాయి. [7] ఒక సౌర ద్రవ్యరాశి కలిగిన నక్షత్రమైన సూర్యునిలో, CNO చక్రం ద్వారా కేవలం 1.5% శక్తి మాత్రమే ఉత్పత్తి అవుతుంది. [13] దీనికి విరుద్ధంగా, 1.8 M☉ గానీ, అంతకంటే ఎక్కువ గానీ ఉన్న నక్షత్రాలు దాదాపు తమ శక్తినంతటినీ CNO చక్రం ద్వారానే ఉత్పత్తి చేస్తాయి. [14]
ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రాల ద్రవ్యరాశికి ఎగువ పరిమితి 120–200 M☉. [15] ఈ పరిమితికి సైద్ధాంతిక వివరణ ఏమిటంటే, ఈ ద్రవ్యరాశి కంటే ఎక్కువ ఉన్న నక్షత్రాలు తమను తాము స్థిరంగా ఉంచుకోగలిగేంత వేగంగా శక్తిని ప్రసరింపజేయలేవు. [16] కాబట్టి నక్షత్రం స్థిరమైన పరిమితిని చేరుకునే వరకు అదనపు ద్రవ్యరాశిని వరసగా పల్సేషన్‌ల రూపంలో బయటకు తోసేస్తుంది.
ప్రోటాన్-ప్రోటాన్ న్యూక్లియర్ ఫ్యూజన్ జరగాలంటే ఉండాల్సిన కనీస ద్రవ్యరాశి 0.008 M☉. ఇది బృహస్పతి ద్రవ్యరాశికి 80 రెట్లు. [12] ఈ థ్రెషోల్డ్ కంటే తక్కువ ఉండేవి, హైడ్రోజన్ సంలీనాన్ని జరపలేని ఉప-నక్షత్ర వస్తువులు. వీటిని బ్రౌన్ డ్వార్ఫ్స్ అంటారు. [17]
పరిణామ మార్గాలు
[మార్చు]
ఒక ప్రధాన శ్రేణి నక్షత్రం దాని కోర్ లోని హైడ్రోజన్‌ను వాడేసిన తరువాత, శక్తి ఉత్పత్తి తగ్గిపోవడం వలన దాని గురుత్వాకర్షణ పతనం మళ్లీ మొదలై, నక్షత్రం ప్రధాన శ్రేణి నుండి పరిణామం చెందుతుంది. HR రేఖాచిత్రంలో నక్షత్రం అనుసరించే మార్గాన్ని పరిణామ మార్గం (ఇవల్యూషనరీ ట్రాక్) అంటారు. [18]
0.23 M☉ కంటే తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాల [19] కోర్‌లో హైడ్రోజన్ కేంద్రక సంలీనం ద్వారా శక్తి ఉత్పత్తి ఆగిపోయినప్పుడు, అవి నేరుగా తెల్ల మరుగుజ్జులుగా మారుతాయని అంచనా వేసారు. అయితే ఈ ద్రవ్యరాశి కలిగిన నక్షత్రాల ప్రధాన-శ్రేణి జీవితకాలం, విశ్వపు ప్రస్తుత వయస్సు కంటే ఉంటుంది కాబట్టి, ఇంత వయసు కలిగిన నక్షత్రాలు లేవు.
0.23 M☉ కంటే ఎక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలలో, హీలియం కోర్ చుట్టూ ఉన్న హైడ్రోజన్, సంలీనానికి లోనయ్యేంత ఉష్ణోగ్రత, పీడనానికి చేరుకుని, హైడ్రోజన్-బర్నింగ్ షెల్‌ను ఏర్పరుస్తుంది. దీనివలన నక్షత్రపు బయటి పొరలు వ్యాకోచించి చల్లబడతాయి. ఈ నక్షత్రాలు ప్రధాన శ్రేణి నుండి బయటికి వెళ్ళే ఈ దశను సబ్‌జయింట్ బ్రాంచ్ అంటారు; ఇది సాపేక్షంగా కొద్దికాలమే ఉంటుంది. ఈ దశలో ఉన్న నక్షత్రాలను కొన్నిటిని మాత్రమే గమనించినందున, పరిణామ మార్గంలో ఇక్కడ ఖాళీ కనిపిస్తుంది.
తక్కువ ద్రవ్యరాశి కలిగిన నక్షత్రాల హీలియం కోర్ క్షీణించినప్పుడు లేదా మధ్యస్థ ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రాల బయటి పొరలు అపారదర్శకంగా మారేంతగా చల్లబడినప్పుడు, వాటి హైడ్రోజన్ షెల్‌ల ఉష్ణోగ్రతలు పెరిగి, నక్షత్రాలు మరింత ప్రకాశవంతంగా మారడం మొదలౌతుంది. దీనిని రెడ్-జెయింట్ బ్రాంచ్ అని పిలుస్తారు; ఇది సాపేక్షంగా దీర్ఘకాలం ఉండే దశ. అంచేత ఇది H-R రేఖాచిత్రాలలో ప్రముఖంగా కనిపిస్తుంది. ఈ నక్షత్రాలు చివరికి తెల్ల మరుగుజ్జులుగా తమ జీవితాలను ముగిస్తాయి. [20]
అత్యంత భారీ నక్షత్రాలు రెడ్ జెయింట్స్‌గా రూపొందవు; బదులుగా, వాటి కోర్‌లు త్వరగా వేడెక్కి హీలియంను చివరికి భారీ మూలకాలనూ సంలీనం చేసేంత వేడిగా మారతాయి. వాటిని సూపర్ జెయింట్స్ అంటారు. అవి, H-R రేఖాచిత్రం పైభాగంలో ఉన్న ప్రధాన శ్రేణి నుండి సుమారుగా క్షితిజ సమాంతర పరిణామ మార్గాలను అనుసరిస్తాయి. సూపర్ జెయింట్‌లు చాలా అరుదుగా ఉంటాయి. చాలా H-R రేఖాచిత్రాలలో ప్రముఖంగా కనిపించవు. వాటి కోర్‌లు చివరికి కూలిపోయి, సాధారణంగా సూపర్నోవాకు దారి తీస్తాయి. ఆ క్రమంలో అవి న్యూట్రాన్ స్టార్ గానో, బ్లాక్ హోల్‌ గానో పరిణమిస్తాయి. [21]
ఒకే సమయంలో నక్షత్రాల సమూహం ఏర్పడినప్పుడు, ఈ నక్షత్రాల ప్రధాన-శ్రేణి జీవితకాలం వాటి వ్యక్తిగత ద్రవ్యరాశిపై ఆధారపడి ఉంటుంది. అత్యంత భారీ నక్షత్రాలు ముందుగా ప్రధాన శ్రేణి నుండి బయటికి పోతాయి. ఆ తర్వాత వరుసలో తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉన్న నక్షత్రాలు ఉంటాయి. క్లస్టర్‌లోని నక్షత్రాలు ప్రధాన క్రమాన్ని విడిచిపెట్టే స్థానాన్ని టర్న్‌ఆఫ్ పాయింట్ అంటారు. ఈ పాయింటు వద్ద నక్షత్రాల ప్రధాన శ్రేణి జీవితకాలం తెలుసుకోవడం ద్వారా, క్లస్టర్ వయస్సును అంచనా వేయడం సాధ్యమవుతుంది.
ఇవి కూడా చూడండి
[మార్చు]గమనికలు
[మార్చు]- ↑ ఈ విలువల మధ్య తేడాను లెక్కిస్తే, దూరాన్ని బట్టి మాగ్నిట్యూడును సరిచెయ్యాల్సిన అవద్సరం ఉండదు. అయితే ఇది ఇంటర్‌స్టెల్లార్ ఎక్స్టింక్షను వల్ల ప్రభావితమౌతుంది.
మూలాలు
[మార్చు]- ↑ Gloeckler, George; Geiss, Johannes (2004). "Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions". Advances in Space Research. 34 (1): 53–60. Bibcode:2004AdSpR..34...53G. doi:10.1016/j.asr.2003.02.054.
- ↑ Kroupa, Pavel (2002). "The Initial Mass Function of Stars: Evidence for Uniformity in Variable Systems".
- ↑ Unsöld, Albrecht (1969). The New Cosmos. Springer-Verlag New York Inc. p. 268. ISBN 978-0-387-90886-1.
- ↑ Schilling, Govert (2001). "New Model Shows Sun Was a Hot Young Star". Science. 293 (5538): 2188–2189. doi:10.1126/science.293.5538.2188. PMID 11567116. S2CID 33059330. Retrieved 2007-02-04.
- ↑ "Zero Age Main Sequence". The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University. Retrieved 2007-12-09.
- ↑ Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D. (1999), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, p. 39, ISBN 978-0387941387
- ↑ 7.0 7.1 Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10953-4.
- ↑ Harding E. Smith (21 April 1999). "The Hertzsprung-Russell Diagram". Gene Smith's Astronomy Tutorial. Center for Astrophysics & Space Sciences, University of California, San Diego. Retrieved 2009-10-29.
- ↑ Richard Powell (2006). "The Hertzsprung Russell Diagram". An Atlas of the Universe. Retrieved 2009-10-29.
- ↑ "White Dwarf". COSMOS—The SAO Encyclopedia of Astronomy. Swinburne University. Retrieved 2007-12-04.
- ↑ Brainerd, Jerome James (16 February 2005). "Main-Sequence Stars". The Astrophysics Spectator. Retrieved 2007-12-04.
- ↑ 12.0 12.1 Karttunen, Hannu (2003). Fundamental Astronomy. Springer. ISBN 978-3-540-00179-9.
- ↑ Bahcall, John N.; Pinsonneault, M. H.; Basu, Sarbani (2003). "Solar Models: Current Epoch and Time Dependences, Neutrinos, and Helioseismological Properties". The Astrophysical Journal. 555 (2): 990–1012. arXiv:astro-ph/0212331. Bibcode:2001ApJ...555..990B. doi:10.1086/321493. S2CID 13798091.
- ↑ Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. John Wiley and Sons. p. 128. ISBN 978-0-470-09220-0.
- ↑ Oey, M. S.; Clarke, C. J. (2005). "Statistical Confirmation of a Stellar Upper Mass Limit". The Astrophysical Journal. 620 (1): L43–L46. arXiv:astro-ph/0501135. Bibcode:2005ApJ...620L..43O. doi:10.1086/428396. S2CID 7280299.
- ↑ Ziebarth, Kenneth (1970). "On the Upper Mass Limit for Main-Sequence Stars". Astrophysical Journal. 162: 947–962. Bibcode:1970ApJ...162..947Z. doi:10.1086/150726.
- ↑ Burrows, Adam; Hubbard, William B.; Saumon, Didier; Lunine, Jonathan I. (1993). "An expanded set of brown dwarf and very low mass star models". Astrophysical Journal. 406 (1): 158–71. Bibcode:1993ApJ...406..158B. doi:10.1086/172427.
- ↑ Icko Iben (29 November 2012). Stellar Evolution Physics. Cambridge University Press. pp. 1481–. ISBN 978-1-107-01657-6.
- ↑ (April 1997). "A Dying Universe: The Long Term Fate and Evolution of Astrophysical Objects".
- ↑ Staff (12 October 2006). "Post-Main Sequence Stars". Australia Telescope Outreach and Education. Archived from the original on 20 January 2013. Retrieved 2008-01-08.
- ↑ Sitko, Michael L. (24 March 2000). "Stellar Structure and Evolution". University of Cincinnati. Archived from the original on 26 March 2005. Retrieved 2007-12-05.