الفلك

هل T Tauri مرحلة إلزامية لتطور النجوم؟

هل T Tauri مرحلة إلزامية لتطور النجوم؟


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.

هل تنتقل جميع النجوم من مرحلة Protostar إلى Tauri ثم إلى Main Sequence أم هي مرحلة T-Tauri لبعض النجوم فقط؟ إذا كانت هناك نجوم معينة فقط ، فهل تلك التي تقل كتلتها عن 3 كتل شمسية التي أراها مذكورة؟ (https://en.wikipedia.org/wiki/T_Tauri_star)


نعم ، فقط بعض النجوم التي تقل كتلتها عن حوالي 3 كتل شمسية كانت من نجوم T Tauri. فيما يلي بعض المراجع والاقتباسات التي رأيتها للإجابة على هذا السؤال. هناك كل أوراق المراجعة.

تم تشكيل نظام الكواكب لدينا في المراحل الأولى من تطور الشموس. يمكن تعلم كيف كانت الشمس في ذلك الوقت من خلال مراقبة النجوم ذات الكتلة الشمسية الفتية.

https://link.springer.com/article/10.1023/B: ASYS.0000003267.35552.f7

نجوم T Tauri هي نجوم متكونة حديثًا منخفضة الكتلة أصبحت مرئية مؤخرًا في النطاق البصري ،

https://www.annualreviews.org/doi/abs/10.1146/annurev.aa.27.090189.002031

تقدم هذه المراجعة الجوانب الرئيسية لجسم المعرفة حول النجوم المتغيرة T Tauri ، والتي يُفترض أنها شابة ، تتقلص جاذبية النجوم ذات الكتلة المنخفضة.

http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0034-4885/47/2/001


تي توري

تي توري هو نجم متغير في كوكبة الثور ، النموذج الأولي لنجوم T Tauri. تم اكتشافه في أكتوبر 1852 من قبل جون راسل هند. يظهر T Tauri من الأرض بين مجموعة Hyades ، ليس بعيدًا عن ε Tauri ولكنه في الواقع يقع خلفه بـ 420 سنة ضوئية ولم يتشكل مع البقية. السحابة إلى الغرب من النظام هي NGC 1555 ، والمعروفة أكثر باسم سديم هند المتغير.

على الرغم من أن هذا النظام يعتبر نموذجًا أوليًا لنجوم T Tauri ، وهي مرحلة لاحقة في تكوين النجم الأولي ، إلا أنه يعتبر نجمًا غير نمطيًا للغاية من T Tauri. [7]


تتألف نجوم T Tauri من أصغر النجوم الطيفية المرئية من النوع F و G و K و M (& lt2 & # 160 M & # x2609). تتشابه درجات حرارة سطحها مع درجات حرارة نجوم التسلسل الرئيسي من نفس الكتلة ، لكنها أكثر سطوعًا بشكل ملحوظ لأن نصف قطرها أكبر. درجات حرارة مركزية منخفضة للغاية لانصهار الهيدروجين. بدلاً من ذلك ، يتم تشغيلها بواسطة طاقة الجاذبية المنبعثة مع تقلص النجوم ، بينما تتحرك نحو التسلسل الرئيسي ، الذي يصلون إليه بعد حوالي 100 مليون سنة. عادة ما يتم تدويرها لمدة تتراوح بين يوم واثني عشر يومًا ، مقارنة بشهر للشمس ، وتكون نشطة للغاية ومتغيرة.

هناك أدلة على وجود مناطق كبيرة من تغطية النجوم ، ولها انبعاثات مكثفة ومتغيرة من الأشعة السينية والراديو (حوالي 1000 مرة من الشمس). العديد منها لديها رياح نجمية قوية للغاية ، وبعضها يقذف الغاز في نفاثات ثنائية القطب عالية السرعة. مصدر آخر لتباين السطوع هو الكتل (الكواكب الأولية والكواكب الصغيرة) الموجودة في القرص المحيط بنجوم T Tauri.

تُظهر أطيافهم وفرة من الليثيوم أعلى من الشمس والنجوم الأخرى ذات التسلسل الرئيسي لأن الليثيوم يتم تدميره عند درجات حرارة أعلى من 2500000 كلفن من دراسة وفرة الليثيوم في 53 نجمة Tauri ، فقد وجد أن نضوب الليثيوم يختلف بشدة مع الحجم ، مما يشير إلى أن "احتراق الليثيوم" بواسطة سلسلة P-P خلال المراحل الأخيرة من الحمل الحراري العالي وغير المستقر خلال مرحلة ما قبل الانكماش الرئيسي في وقت لاحق لانكماش Hayashi قد يكون أحد المصادر الرئيسية للطاقة لنجوم T Tauri. يميل الدوران السريع إلى تحسين الخلط وزيادة نقل الليثيوم إلى طبقات أعمق حيث يتم تدميره. تزيد نجوم T Tauri بشكل عام من معدلات دورانها مع تقدم العمر ، من خلال الانكماش واللف ، لأنها تحافظ على الزخم الزاوي. هذا يسبب زيادة معدل فقدان الليثيوم مع تقدم العمر. سيزداد احتراق الليثيوم أيضًا مع ارتفاع درجات الحرارة والكتلة ، وسيستمر على الأكثر بقليل لأكثر من 100 مليون سنة.

سلسلة P-P لحرق الليثيوم هي كما يلي

بروتون & # 160 6 3 لي & # 160 →  7 4 كن  
7 4 كن & # 160 ه & # 8722 & # 160 →  7 3 لي & # 160 + & # 160 نيوترينو
بروتون & # 160 7 3 لي & # 160 →  8 4 كن & # 160   (غير مستقر)
    8 4 كن & # 160 →  2 & # 160 4 2 He & # 160 + الطاقة

لن يحدث في النجوم التي تقل كتلتها عن ستين ضعف كتلة المشتري (M. ي). بهذه الطريقة ، يمكن استخدام معدل نضوب الليثيوم لحساب عمر النجم.


نجمة T Tauri

صورة الأشعة تحت الحمراء للنموذج الأولي لنجم T Tauri - T Tauri نفسها. يمكن أيضًا رؤية خصلات من الغبار والغاز من السديم الذي شكل النجم.
الائتمان: Atlas Image بإذن من 2MASS / UMass / IPAC-Caltech / NASA / NSF.

نجمة T Tauri
نجم صغير جدًا (ما قبل التسلسل الرئيسي) يُعتقد أنه ظهر مؤخرًا فقط من شرنقة الغاز التي تشكلت فيه. من المتوقع أن تكون كتل نجوم T Tauri من 1 إلى 5.
Herbig AeBe ستار.

نجمة HH30 ذات الحافة العلوية من طراز T Tauri
تدفق أحادي القطب دوار ومسبق تم فحصه بواسطة ALMA
F. Louvet1، C. Dougados2،1،3، S. Cabrit4،3، D. Mardones1، F. Munard2،1،3، B. Tabone4، C. Pinte2،1،3،5 and W.RF Dent6.

يتراوح عمر نجوم T Tauri في الغالب بين 10000 و 10 ملايين سنة من كتلة منخفضة (0.5 إلى 3.0 M sol) محاطة بأغلفة ساخنة وكثيفة وتفقد الكتلة عبر الرياح النجمية بسرعة نموذجية تبلغ حوالي 100 كم / ثانية. توجد العديد من نجوم T Tauri في أنظمة ثنائية.

نجم T Tauri Protostar في المراحل المتأخرة من التكوين ، وغالبًا ما يُظهر نشاطًا سطحيًا عنيفًا. لوحظ أن نجوم T Tauri تضيء بشكل ملحوظ في فترة زمنية قصيرة ، بما يتفق مع فكرة التطور السريع خلال هذه المرحلة الأخيرة من تكوين النجوم.

نجمة T Tauri
سميت على اسم أول نجم من نوعه يتم اكتشافه ، نجوم T Tauri هي "نجوم أولية" في المراحل النهائية من التكوين لتصبح نجمة تسلسل رئيسي مستقر. التفاعلات النووية في قلبها لم تستقر بعد ، والنجوم معروفة بتنوع سطوعها.

نجوم T Tauri
نجوم T Tauri هي نجوم شابة وغير منتظمة ومتغيرة. إنها نجوم أولية من 3 كتل شمسية أو أقل ، لا تزال تنهار وتخسر ​​الكتلة. يتم قذف هذه المادة إلى الفضاء بسرعات تصل إلى 500000 كم في الساعة بمعدل 10-7 إلى 10-8 كتلة شمسية في السنة.

نجوم T Tauri: النجوم الشابة المحاطة بالغاز والغبار يعتقد أنها تتقلص مع نجوم التسلسل الرئيسي.
الانبعاث الحراري: الإشعاع المنبعث بسبب درجة حرارة الجسم أو الغاز المتأين.

نجمة T Tauri: نجوم T Tauri هي نوع من النجوم المتغيرة التي تغير سطوعها بشكل دوري. هذه النجوم صغيرة جدًا. في الواقع ، لم يبدأوا حتى الاندماج النووي في جوهرهم وغالبًا ما يُعرفون باسم نجم التسلسل الرئيسي.

T Tauri Star - نجم تسلسل ما قبل رئيسي ، أقل كتلة من حوالي 3 كتل شمسية ، يظهر خطوط انبعاث مكثفة
السرعة النهائية - السرعة التي يسقط بها الجسم عبر الغلاف الجوي للكوكب عندما تتوازن قوة الجاذبية التي تسحبه إلى الأسفل بقوة مقاومة الهواء.

نجوم TAURI
نجوم باردة وشابة ومتغيرة بشكل غير منتظم ، وغالبًا ما ترتبط بالسدم الغازية مثل سديم الجبار (M42). تشكلت النجوم مؤخرًا نسبيًا من داخل السدم وتتطور نحو التسلسل الرئيسي للعمر الصفري.
يو.

نجوم T Tauri.
AAVSO على T Tauri
نجوم T Tauri
خصائص وتطور نجوم T Tauri.

نجم T Tauri فئة من النجوم الصغيرة جدًا ، المتوهجة في كثير من الأحيان على وشك الوصول إلى التسلسل الرئيسي.

تتمتع نجوم T Tauri مثل الشمس الفتية برياح نجمية أقوى بكثير من النجوم الأكبر سنًا والأكثر استقرارًا. يُعتقد أن أورانوس ونبتون قد تكوّنا بعد تكوّن كوكب المشتري وزحل ، عندما دمرت الرياح الشمسية القوية الكثير من مادة القرص.

نجمة TAURI
نجوم T Tauri هي نوع من النجوم المتغيرة التي يختلف سطوعها بشكل غير منتظم. يحتوي طيفها على خطوط انبعاث واسعة ومكثفة للغاية ، وربما تشير إلى نشاط سطح عنيف.

نجم T Tauri 21.1 تشكيل النجوم
Tail13.3 المذنبات "طويلة الشعر"
Tarter30.4 البحث عن ذكاء خارج الأرض.

نجمة T Tauri
نوع من النجوم المتغيرة ، غالبًا ما تكون كتلته متساقطة ، يعتقد أنه لا يزال يتشكل ويتقلص على التسلسل الرئيسي.
التكتونية.

نجم T Tauri لا يزال النجم الشاب جدًا مستقرًا في التسلسل الرئيسي ، الذي يمثله النجم المتغير T Tauri. تم العثور على نجوم T Tauri على يمين التسلسل الرئيسي على مخطط hertzsprung-russell ، حيث تتبع مسارات hayashi تطور نجوم ما قبل التسلسل الرئيسي.

نجم DG5e T Tauri مع فائض قوي من الأشعة فوق البنفسجية. [H76]
نجوم Aurigae
بشكل عام ، الثنائيات ذات K العملاق الأساسي والثانوي التسلسل الرئيسي. [H76]
أورورا.

ترتبط بنجوم T Tauri كائنات Herbig-Haro. اكتُشفت في الأصل كمناطق مضغوطة من انبعاث الغازات البينجمية الساخنة ، وسرعان ما وُجِدت في أزواج ، على جوانب متقابلة لنجم غالبًا ما يكون غير مرئي في مرحلته التي أصبح فيها نجم تسلسل رئيسي.

تُعرف النجوم التي تسبق التسلسل الرئيسي بكتل أقل من 2-3 شمس باسم نجوم T Tauri ، ويطلق على الأخ الأكبر والأخوات ، من 2-8 كتل شمسية ، اسم Herbig Ae / Be stars. أحد أشهر نجوم T Tauri هو R Monocerotis ، الذي يقع على قمة NGC 2261 ، سديم هابل المتغير.

توجد أجسام Herbig-Haro ونجوم Herbig Ae / Be ونجوم T Tauri وكريات Bok داخل Rosette ، وكلها تشير إلى وجود نجوم رضع مغروسة في الضبابية.

C: دوران أسرع بنجمة T Tauri في مركز الدوران
من خلال الاحتفاظ بالزخم المداري ، يتم تشكيل شكل القرص.

نجوم T Tauri ، والمعروفة أيضًا باسم المتغيرات السدمية لأنها أجسام صغيرة لا تزال مغروسة في الضبابية ، هي الأقل عنفًا بين هذه النجوم المتفجرة. نوفاس والسوبرنوفا أكثر دراماتيكية. نوفاس هي نجوم صغيرة وساخنة للغاية يزداد لمعانها فجأة آلاف المرات.

بعض صور الفاصل الزمني لنجوم T Tauri. هذه صور تم الحصول عليها من تلسكوب هابل الفضائي تُظهر القذف الجماعي بسبب الرياح القوية من النجوم الشابة (التي لا تزال نجومًا أولية بالفعل). على اليسار XZ Tauri ، في الواقع نجمان يدوران حول بعضهما البعض.

تُعرف نجوم T Tauri بالعديد من الأسباب لتكون صغارًا للغاية. توجد المتغيرات دائمًا في السدم المظلمة أو بالقرب منها ، وغالبًا ما تكون أيضًا مصادر قوية للأشعة تحت الحمراء ، والتي تتوافق مع سحب الغبار الدافئة التي يسخنها نجم T Tauri إلى بضع مئات من الكلفن.

في هذه المرحلة من تطورها ، يُعتقد أن الشمس كانت نجمة T Tauri. تظهر الدراسات التي أجريت على نجوم T Tauri أنها غالبًا ما تكون مصحوبة بأقراص من مادة ما قبل الكواكب كتلتها 0.001-0.1 كتلة شمسية ، مع وجود الغالبية العظمى من كتلة السديم في النجم نفسه.

نجوم T Tauri هي نجوم شابة متسلسلة ما قبل الرئيسية توجد عمومًا بالقرب من السحب الجزيئية التي لها خطوط كروموسفيرية قوية. يتراوح الحجم الظاهر للنجم بين 10 و 12. إنه يبعد حوالي 2500 سنة ضوئية عن النظام الشمسي ويبلغ متوسط ​​حجمه البصري 10.4.

مجموعة من عدة نجوم من طراز T Tauri ، يُفترض أنها تشكلت من نفس سحابة الغبار والغاز بين النجوم.
تكنولوجيا - (كمبيوتر)
مجموع العمليات التي يقوم بها البشر بتعديل مواد الطبيعة لتلبية احتياجاتهم ورغباتهم بشكل أفضل.

CVSO 30 ، المعروف أيضًا باسم 2MASS J05250755 + 0134243 و PTFO 8-8695 ، هو نجم T Tauri شاب من النوع الطيفي M3.
يقع في كوكبة Orion ، على بعد حوالي 1200 سنة ضوئية منا ، وهو عضو في مجموعة من حوالي 200 نجم منخفض الكتلة تُعرف مجتمعة باسم رابطة 25 Orionis.

قرص الكواكب الأولية هو قرص دوار من غاز كثيف يحيط بنجم حديث التكوين ، نجم T Tauri أو نجوم Herbig Ae / Be.
، وفي هذه المنطقة التراكم
التراكم (الفيزياء الفلكية).

خلال مرحلة T Tauri من التطور ما قبل النجمي ، سوف يتقلب السطوع في الواقع ، ولكن في المتوسط ​​، تكون نجوم T Tauri أكثر برودة وخفوتًا من موقعها النهائي في مخطط الموارد البشرية (0.7 لمعان شمسي ، 4500 كلفن).


أضعف المجرات القزمة

جوشوا د.سيمون
المجلد. 57 ، 2019

الملخص

تمثل المجرات الساتلية لمجرة درب التبانة أدنى لمعان (L) الحد الأدنى الأقصى لوظيفة لمعان المجرة. هذه الأقزام الخافتة للغاية هي أقدم الأنظمة النجمية وأكثرها مظلمة ، ومعظمها فقير بالمعادن ، وأقلها تطورًا كيميائيًا. اقرأ أكثر

المواد التكميلية

الشكل 1: تعداد المجرات التابعة لمجرة درب التبانة كدالة للوقت. تشمل الكائنات الموضحة هنا جميع المجرات القزمة المؤكدة طيفيًا وكذلك تلك التي يشتبه في كونها أقزامًا استنادًا إلى l.

الشكل 2: توزيع أقمار درب التبانة بالمقدار المطلق () ونصف قطر الضوء. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة على شكل دوائر مملوءة باللون الأزرق الداكن ، ويشتبه في أنها مجرات قزمة.

الشكل 3: تشتت سرعة خط البصر لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كدالة ذات الحجم المطلق. تظهر القياسات وأوجه عدم اليقين كنقاط زرقاء مع أشرطة خطأ ، و 90٪ ج.

الشكل 4: (أ) الكتل الديناميكية لسواتل مجرة ​​درب التبانة شديدة الباهتة كدالة للسطوع. (ب) نسب الكتلة إلى الضوء ضمن نصف قطر نصف الضوء لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كوظيفة.

الشكل 5: متوسط ​​المعادن النجمية لأقمار درب التبانة كدالة ذات حجم مطلق. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة كدوائر ممتلئة باللون الأزرق الداكن ، والأجسام المشتبه في كونها قزمة.

الشكل 6: دالة توزيع المعادن للنجوم في الأقزام الخافتة للغاية. مراجع المعادن الموضحة هنا مذكورة في الجدول الإضافي 1. نلاحظ أن هذه البيانات غير متجانسة تمامًا.

الشكل 7: أنماط الوفرة الكيميائية للنجوم في UFDs. تظهر هنا النسب (أ) [C / Fe] ، (ب) [Mg / Fe] ، و (ج) [Ba / Fe] كوظائف معدنية ، على التوالي. تم رسم نجوم UFD على شكل ديامو ملون.

الشكل 8: قابلية الكشف عن الأنظمة النجمية الباهتة كوظائف للمسافة والقدر المطلق وعمق المسح. يُظهر المنحنى الأحمر سطوع النجم العشرين الأكثر سطوعًا في كائن ما كوظيفة.

الشكل 9: (أ) مخطط اللون والحجم للقسم 1 (القياس الضوئي من Muñoz et al. 2018). تشير مناطق الحجم المظللة باللون الأزرق والوردي إلى العمق التقريبي الذي يمكن الوصول إليه باستخدام الوسط الموجود.


هل T Tauri مرحلة إلزامية لتطور النجوم؟ - الفلك

تقدم CELESTIA أكثر من 100000 نجمة يمكنك "زيارتها" ثلاثية الأبعاد! مثل شمسنا (1.6.x) ، Proxima (1.6.x) و Naos (1.6.x).

توجد العديد من النجوم كأعضاء في "أنظمة النجوم الثنائية!" مثل الأنظمة الثنائية لـ Kitalpha (1.6.x) و beta Tri (1.6.x) و 93 Leo (1.6.x).

ثلاثية ورباعية
النجوم شائعة أيضًا! مثل Luyten 789-6 (1.6.x) و Wolf 630 AB (1.6.x) و Gliese 896 (1.6.x).

ملاحظة: بعد تشغيل كل رابط أعلاه في سيليستيا ، اسحب نافذته إلى اليمين بالماوس للتعرف على الجوانب ثلاثية الأبعاد للنجوم ومداراتها.

هل أنت غير معتاد على روابط 1.6.x و 1.4.1 الخاصة بنا؟ للحصول على شرح انقر هنا.

لا توجد العديد من النجوم منفردة ، بل توجد كمكونات لأنظمة متعددة النجوم. فيما يلي بعض الأمثلة عن كيفية قيامهم هم ورفاقهم بالدوران بشكل متبادل.

لاحظ أنه يمكن استبدال زوج من النجوم بنجم واحد في نظام آخر لتكوين نجوم ثلاثية ، ونجوم رباعية ، وما إلى ذلك!

على سبيل المثال ، فإن النجم الذي نعرفه باسم Castor في كوكبة الجوزاء هو في الواقع نظام من فئة 6 نجوم يحتوي على نجوم غير متشابهة تمامًا وهندسة مدارية!

إليك محاكاة النجوم الثنائية الرائعة التي تتيح لك تغيير معلمات الأجسام المدارية! ستكتسب الكثير من البصيرة وستحصل على الكثير من المرح مع هذا! لاحظ كيف تظل الأجسام دائمًا متوازنة في مداراتها & # 8212 ، أي على جوانب متقابلة من مركز كتلتها & # 8212 بحيث يتم الحفاظ على الزخم الزاوي للنظام.

النجوم تأتي
في مجموعة متنوعة
من الألوان!

سيساعدك ما يلي على الاستمتاع بروابط 1.6.x و 1.4.1 لهذه الصفحة التي تدير الأحداث مباشرة في CELESTIA. إذا كنت مستخدمًا جديدًا للبرنامج ، فستساعدك هذه النصائح أيضًا على تعلم كيفية استخدامه.

  • إذا كانت ساعة CELESTIA (أي تاريخ البرنامج ووقته) غير مرئية في الجزء العلوي الأيمن من نافذتها ، فاضغط على المفتاح V حتى تراه. سيؤدي هذا أيضًا إلى تشغيل نص المعلومات في زوايا أخرى لمساعدتك في تتبع العديد من جوانب الحدث الذي تشاهده. ستساعدك مراقبة ساعة CELESTIA في أعلى اليمين على تقدير مقدار الوقت الذي يمر في كل عرض.
  • سيؤدي الضغط على مفتاح L "un-shifted" ومفتاح K على التوالي إلى تسريع وإبطاء تدفق CELESTIA للوقت بمعامل 10 في الإصدار 1.6.x و 1.4.1.
  • سيؤدي الضغط على Shift + L و Shift + K على التوالي إلى تسريع وإبطاء تدفق CELESTIA للوقت بمعامل 2 في الإصدار 1.6.x فقط.
  • سيؤدي الضغط على مفتاح J (سواء تم إزاحته أو عدم إزاحته) إلى عكس تدفق وقت CELESTIA في الإصدار 1.6.x و 1.4.1.

ستجد المزيد من المعلومات حول العديد من عناصر التحكم في CELESTIA على صفحة مركز التعلم الخاصة بنا.

"الثقوب السوداء من بين أكثرها
غامضة من كل بقايا النجوم ".

الرسوم المتحركة ونسخ SkyMarvels.com
مشتق من الرسوم المتحركة NASA / GSFC SVS.

بروتوستارز ونجوم وأمبير ستارز

النجوم هي أعمدة الإنارة القوية التي تضيء الكون. بالإضافة إلى ذلك ، فهي المسابك النووية الخارقة التي صنعت العناصر الثقيلة التي تجعل الحياة كما نعرفها ممكنة.

شمسنا هي حقيقة نجمة ، وهي حقيقة عادية إلى حد ما. مثل كل النجوم ، تنتج طاقتها الهائلة من خلال التفاعلات النووية ذاتية الاستدامة. تستمر هذه الأمور بثبات ، اعتمادًا على نوع النجم ، من ملايين إلى مليارات السنين.

من موقع مرصد شاندرا للأشعة السينية التابع لوكالة ناسا ، يوجد ملصقان يبدأان في تعريفك بالأجسام النجمية وتطورها. ملصق Stellar Evolution 1 ملصق Stellar Evolution 2.

وبالمثل ، فإن كتاب "حياة وموت نظام كوكبي" التابع لوكالة ناسا لديه مقدمة جيدة لكيفية تشكل النجوم.

ومن موقع HubbleSite التابع لناسا ، إليك رسم متحرك ممتاز يسلط الضوء على حياة نجم.

ونسخ SkyMarvels ، وتعزيز صورة NASA / JPL-Caltech

النجوم الأولية ، أسلاف النجوم ، هي أجسام ضخمة ولدت من انهيار الجاذبية لسحب هائلة من الغاز والغبار بين النجوم. تمثل النجوم الأولية مرحلة "الطفل الصغير" من تطور النجوم ، والتي لا تدوم سوى جزء صغير جدًا من العمر الإجمالي للنجم. على سبيل المثال ، بالنسبة لنجم كتلته مماثلة لشمسنا ، فإن مرحلته كنجم أولي قد تستمر 100000 عام فقط.

بشكل عام ، تتكون النجوم الأولية في أربع مراحل رئيسية. تم الوصول إلى "التراكم المبكر" عندما نمت كثافة سحابة منهارة من الغبار والغاز بين النجوم لتصبح أقل شفافية إلى حد كبير للإشعاع الداخلي. هذا يتسبب في ارتفاع درجة حرارته بشكل كبير. يتحقق "التراكم الرئيسي" عندما يبدأ النجم الأولي في التفوق على الدونات المغلفة بالغبار والغاز. ما يسمى بمرحلة "T-Tauri" يتقدم عندما يلف النجم الأولي ، أخيرًا "قرص كوكبي أولي" مسطح أو "قرص تراكم" ، كميات هائلة من الطاقة. ومع ذلك ، فهذه ليست سوى الطاقة المنبعثة من انهيار الجاذبية للسحابة ، لأن درجات الحرارة في قلب النجم الأولي لم ترتفع بعد بشكل كافٍ لدعم اندماج نوى الهيدروجين. في النهاية يتم الوصول إلى مرحلة "الخط الضعيف T-Tauri" حيث يستمر النجم الأولي في الانهيار بشكل كبير ، ومن المقرر الآن أن يتطور عمود المصباح الكوني هذا إلى نجم من التسلسل الرئيسي & # 8212 في بعض عشرات الملايين من السنين!

النجوم هي أجسام ضخمة بشكل لا يصدق ، تشع ، على الأقل في جزء من حياتها ، كميات هائلة من الطاقة الناتجة عن الاندماج النووي. يتم موازنة هذا التدفق الهائل من خلال السحب المستمر لجاذبية كل نجم ، مما يجعله في حالة توازن لملايين إلى مليارات السنين. يفرض هذا ترتيبًا يمكن التنبؤ به على النجوم ، والتي يتم تصنيفها بشكل شائع وفقًا لأطيافها وسطوعها ، كما هو موضح في مخطط HR المبجل أدناه.

من UNL ، يوجد هنا رسم تخطيطي H-R تفاعلي ممتاز لـ HTML5. انقر في أي مكان لإنشاء نجمة. ثم اسحب نجمك أو المثلثات على محاور الرسم البياني. رائع!

من مرصد Las Cumbres ، إليك عرض تفاعلي رائع يوضح كيف تحدد خصائص النجم (الكتلة والعمر والسطوع) موقعه على مخطط الموارد البشرية. نجمة في صندوق: مخطط HR تفاعلي.

واعتقدت أنها بطيئة بعض الشيء في التحميل ، من ESA Science هنا هي لوحة Gaia's Stellar Family Portrait والمثيرة للاهتمام والغنية بالمعلومات و ESA Star Mapper.

على الرغم من أن تجربة 100000 نجمة على Google Chrome تُظهر جميع المدارات الكوكبية لنظامنا الشمسي في نفس المستوى ، إلا أنها تُظهر أقرب نجومنا بأمانة ، ويمكنك التصغير إلى حافة المجرة! انقر على الملصقات لمزيد من المعلومات حول نجوم معينة.

بعد رؤية أنواع النجوم مثل "supergants" و "giants" و "dwarfs" في مخطط H-R أعلاه ، لا ينبغي أن يكون مفاجئًا أن تأتي النجوم في مجموعة متنوعة من الأحجام.

يمكنك الحصول على فكرة جيدة عن الحجم النسبي للعالم النجمي باستخدام عرض نيكون الاستثنائي: UniverseScale.

أداة أخرى رائعة بالمثل على الإنترنت تكشف عن أحجام العديد من أنواع النجوم هي Scale of the Universe 2.

بالنسبة للنجوم ذات الكتلة الشمسية 1 و frac14 تقريبًا أو أقل ، فإن دورة بروتون-بروتون (P-P) هي الطريقة الأساسية في

أيونات الهيدروجين -1 (البروتونات) يتم دمجها لإنتاج الهيليوم والطاقة. تتضمن العملية عدة تفاعلات من 6 بروتونات عامة ، والتي تنتج في النهاية نواة هيليوم 4 ، واثنين من البوزيترونين ، واثنين من أشعة جاما (الطاقة) ، واثنين من النيوترينوات واثنين من البروتونات.

بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 1 و frac14 تقريبًا ، فإن دورة الكربون والنيتروجين والأكسجين (C-N-O) تهيمن على إنتاج الهيليوم والطاقة من أيونات الهيدروجين (البروتونات). تتضمن هذه العملية عدة تفاعلات من 4 بروتونات شاملة مع نواة كربون 12 ، وتعمل الأخيرة كمحفز حيث يتم تحويلها إلى نظائر النيتروجين والأكسجين وأخيراً الكربون 12 مرة أخرى.

إليك موقع به رسوم متحركة وتفسيرات رائعة للعمليات النووية التي تعمل على توفير الطاقة للنجوم: دورة P-P II دورة P-P IV دورة C-N-O.

في النجوم الضخمة ، تتراكم العناصر الأثقل بشكل تدريجي في أصداف كبيرة حول اللب ، مما ينتج عنه بنية تشبه طبقات البصل!.

من HubbleSite Massive Stars: Engines of Creation هو ملصق ممتاز يُظهر تراكم الطبقات في النجوم الأكثر ضخامة ومرحلة المستعر الأعظم في نهاية المطاف.

المزيد من روابط النجوم المثيرة للاهتمام

WHITE & amp BLACK DWARFS، NOVAE & amp SUPERNOVAE، NEUTRON STARS،
نجوم الكوارك والثقوب السوداء

تخضع جميع النجوم في النهاية لعمليات طبيعية و "تموت". إنهم يمرون بعملية تمدد وانقباضات ، ويطرحون نسبة من طبقاتهم الخارجية ، ويخضعون لانهيار نهائي. لكن هذا لا يحدث بنفس الطريقة لجميع النجوم.

إلى حد بعيد ، تقترب معظم النجوم (ربما 95٪ أو أكثر) من مراحلها النهائية كأقزام بيضاء! هذه أشياء كثيفة بشكل خيالي. بحجم الأرض تقريبًا ، قد لا يزال القزم الأبيض النموذجي نصف كتلة الشمس! هذا يعني أن المرء كثيف جدًا لدرجة أن جاذبية القزم الأبيض يمكن أن تنحني بشكل ملحوظ ضوء النجوم المارة خلفه! ومع ذلك ، في هذه المرحلة ، لم يعد بإمكانها أن تشع أي طاقة من خلال الاندماج ، ولكن فقط بسبب تقلصها النهائي. من المؤكد أنه سيبرد ليصبح قزمًا أسود ، ولكن ليس لفترة طويلة بشكل لا يصدق. في الواقع ، يقدر علماء الفلك الآن أن الكون لم يبلغ من العمر ما يكفي لإنتاج أي أقزام سوداء! فيما يلي صفحات Wikipedia's White Dwarf و Black Dwarf.

تقترب بعض النجوم من مراحلها النهائية بسلسلة من الانفجارات (المستعرات) أو انفجار واحد مدمر (مستعر أعظم). هذه تعيد كميات كبيرة من المادة إلى الوسط بين النجوم ، وهي مادة تساهم في النهاية في تكوين السحب الهائلة التي قد تفرز يومًا ما نجومًا أخرى. من موقع علم الفلك بجامعة أريزونا ، إليك صفحة لطيفة تسلط الضوء على المستعرات والمستعرات الأعظمية. من NASA / Conceptual Image Lab / Goddard Space Flight Center ، هذه رسوم متحركة رائعة تصور V407 Cygni "Going Nova" و Type Ia Supernova ". أيضًا من NASA دليل إلى النجوم المتفجرة. وهنا صفحات ويكيبيديا Nova و Supernova.

عندما ينتج عن الانهيار النهائي لنجم جسم يتراوح بين 1.4 و 3.2 كتلة شمسية ، تصبح جاذبيته كافية للضغط حرفيًا على إلكتروناته في نواته الذرية! ينتج عن هذا نجم نيوتروني ، جسم يبلغ قطره حوالي 12 ميلاً (20 كم) ولكن كتلته أكبر من كتلة نظامنا الشمسي! تُصنف النجوم النيوترونية ضمن أكثر الأشياء غرابة في الكون ، ويمكن أن تتخذ عدة أشكال ، كما تظهر هذه الصور والرسوم المتحركة التالية من وكالة ناسا. قد يكون المرء ببساطة نجمًا نابضًا منفردًا ، أو قد يكون نجمًا نابضًا يسحب مادة من رفيق أكبر بكثير ، والذي يمكن أن يولد موجات ثقالية قوية! أو قد يكون أيضًا نجمًا مغناطيسيًا ، نجمًا نيوترونيًا له مجال مغناطيسي قوي بشكل لا يصدق. حتى أنه تم الافتراض بأنه في بعض الحالات توجد نجوم نيوترونية ثنائية تندمج! فيما يلي روابط إلى صفحات Imagine the Universe من وكالة ناسا: النجوم النيوترونية والنجوم النابضة والنجوم النيوترونية والنجوم النابضة والمغناطيسية. وهنا صفحات ويكيبيديا للنجم النيوتروني والنجم النابض والمغنيتر.

لقد تم الافتراض بأنه قد تكون هناك أجسام ضخمة جدًا بحيث لا تظل نجوماً نيوترونية ، ولكنها ليست ضخمة بما يكفي لتصبح ثقوبًا سوداء. هذه الأجسام هي من نجوم الكواركات ، والتي تكفي جاذبيتها لفصل "الكواركات المقيدة" لنيوتروناتها إلى "كواركات حرة!" لن تكون نجوم الكوارك أصغر بكثير من النجوم النيوترونية ، كما تُظهر هذه المقارنة المثيرة من موقع تشاندرا: نجم نيوتروني ونجم كوارك في جراند كانيون! لكن يجب التأكيد على أن هذه المقارنة هي فقط توضيحية للأحجام النسبية. إذا كان نجم نيوتروني ونجم كوارك قريبين جدًا منا ، لكانت الأرض قد دمرت بالفعل بفعل جاذبيتهما! هنا صفحة Quark Star على ويكيبيديا.

بالثقوب السوداء نصل إلى "نهاية الخط" لبقايا النجوم لدينا! عندما تنهار النجوم ذات الكتلة الكافية في النهاية ، تكون جاذبيتها قوية جدًا بحيث لا يمكن لأي شيء ، ولا حتى الضوء ، الهروب منها! قد يصبحون حتى أكلة النجوم! ها هي صفحة الثقوب السوداء في ويكيبيديا. وإليك رابط لرسوم متحركة لطيفة من مجموعة Galactic Center Group التابعة لجامعة كاليفورنيا ، والتي تُظهر نجومًا تدور حول الثقب الأسود الهائل في مجرة ​​درب التبانة!

ونسخ 2007 - بقلم غاري م. كل الحقوق محفوظة.

المهتمة في الرسوم السياسية والفكاهة؟
تحقق من HIPPLOMATS & # 8482.

SkyMarvels و Sky Marvels و SkyMarvels.com و STELLAR OBJECTS! النجوم والنجوم النابضة والثقوب السوداء. celestia4all ، celestiaforall ، CELESTIA ، علم الفلك ، الفضاء ، المحاكاة ، الرسوم المتحركة ، ملصقات علم الفلك القابلة للتنزيل ، النجوم ، الكواكب ، الكواكب الداخلية ، الكواكب الخارجية ، الكواكب السفلية ، الكواكب الفائقة ، الأقمار ، الكويكبات ، المذنبات ، سحابة أورت ، المجرة ، المجرات ، درب التبانة ، أندروميدا ، العناقيد الكروية ، الثنائيات ، الكوازارات ، الثقوب السوداء ، الثقوب السوداء الهائلة ، التلسكوب ، التلسكوبات ، القبة السماوية ، البرامج ، الأقمار الصناعية ، الإضافات ، البرامج النصية ، الخسوف ، الكسوف الشمسي ، خسوف القمر ، خسوف الشمس ، خسوف الشمس مكتشف ، خسوف متبادل ، عبور ، سحابات ، نظام شمسي ، CELES-TOOLS ، celeSTARrium ، CELX ، برمجة CELX ، Freebies ، مكافآت ، مناظر متعددة ، وحدة atronomical ، سنة ضوئية ، فرسخ فلكي ، شهب ، زخات نيزك ، Perseids ، Geminids ، Leonids ، barycenter ، الوقت ، المناطق الزمنية ، المد والجزر ، المحاذاة ، الاقترانات ، المعارضات ، المواسم ، الأوج ، الحضيض ، الأوج ، الحضيض ، الأرض ، لونا ، عطارد ، الزهرة ، المريخ ، كوكب المشتري ، أقمار الجليل ، آيو ، أوروبا ، جانيميد ، كاليستو ، زحل ، تيتان ، ص ings ، أورانوس ، نبتون ، تريتون ، طيف إلكتروني ، طيف كهرومغناطيسي ، رائد فضاء ، الاعتدالات ، الانقلابات ، الاستباقية ، الدوران ، الدوران ، الميل ، الإمالة ، الكسوف ، المدارات ، القطع الناقص ، القطع المكافئ ، القطع الزائد

الرسوم المتحركة ونسخ SkyMarvels.com
مشتق من صور ناسا.

تبرع بأمان مع: Pay Pal -> Pay Pal

واحصل على واحد أو أكثر
هدايا السماء. دعمك قدر بشكل عظيم!

ملاحظة: أنت لا محتاج الى دفع بال حساب للتبرع.

حقائق ممتعة عنها
الأجسام النجمية

في الواقع ، تم إنتاج جميع العناصر الأثقل من الهيدروجين والهيليوم في النجوم!

حسنًا ، و frac23 من كل النجوم هي أقزام حمراء قاتمة! بالإضافة إلى ذلك ، معظم هذه النجوم منفردة (أي ليس لديهم نجوم مصاحبة!)

توجد معظم النجوم "الساطعة" كمكونات لأنظمة نجمية ثنائية أو متعددة!

وفقًا لبعض الخبراء ، لم يبلغ عمر الكون بعد ما يكفي لإنتاج أي أقزام سوداء!

نظرًا لأن الجاذبية "تنحني" إلى حد كبير الضوء المنبعث من نجم نيوتروني ، يمكن أن يكون أكثر من frac23 من سطحه مرئيًا للمراقب في وقت واحد! إذا كان الأمر نفسه صحيحًا على الأرض ، فيمكن للمراقب في مدار متزامن مع الأرض رؤية القطب الجنوبي والقطب الشمالي في نفس الوقت!

يعتقد العلماء الآن أن نجوم "الكوارك" موجودة! نجم الكوارك أكثر كثافة من النجم النيوتروني ولكنه ليس كثيفًا بدرجة كافية ليصبح ثقبًا أسود!

كلما زاد حجم النجم ، كان عمره أقصر!

تظل بعض النجوم عالية الكتلة من النوع O في التسلسل الرئيسي لمدة 500000 عام فقط ، بينما تظل بعض النجوم منخفضة الكتلة "من النوع M" عليها لأكثر من 75 مليار سنة!

ملاحظة: يوجد صدى لبعض الروابط في مكان آخر بهذه الصفحة وقد تتضمن نصًا وصفيًا. لاحظ أيضًا أن هناك بعض الروابط للتفاعلات في العمود الأوسط بجوار هذه القائمة مباشرةً ، لذلك لا يتم تكرارها هنا.


تتبع صوفيا الكبريت للحصول على أدلة على تطور النجوم

يلقي تلسكوب SOFIA عالي التحليق الضوء على مصدر بعض اللبنات الأساسية للحياة. نشرت دراسة حديثة في مجلة الفيزياء الفلكية: رسائل بقيادة علماء فلك من جامعة هاواي ، بما في ذلك متعاونون من جامعة كاليفورنيا ديفيس ، وجامعة جونز هوبكنز ، ومتحف نورث كارولينا للعلوم الطبيعية ، وجامعة ولاية أبالاتشيان ، والعديد من الشركاء الدوليين (بما في ذلك التمويل من وكالة ناسا) ، نظروا في الغموض في تكوين الكواكب: المسار الكيميائي لعنصر الكبريت ، وتداعياته ودوره في تكوين الكواكب والحياة.

رقم 16 في الجدول الدوري ، الكبريت هو العنصر العاشر الأكثر شيوعًا في الكون. لا يعتبر الكبريت عنصرًا مقتفيًا مشاركًا في تكوين حبيبات الغبار حول النجوم الفتية المؤدية إلى الكواكب فحسب ، بل يشتبه أيضًا في كونه لبنة ضرورية للحياة. إن النظر إلى توزيع الكبريت في الكون يمكن أن يمنحنا أيضًا نظرة ثاقبة لقصة كيف بدأت الحياة البدائية هنا على الأرض.

في هذه الدراسة ، نظر الباحثون إلى ما يُعرف بالأجسام النجمية الشابة (YSOs). هذه نجوم شابة في مرحلة ما قبل أن تبدأ في اندماج الهيدروجين ، وهي جزء لا يتجزأ من سحابة جزيئية غنية بالغبار والغاز. كان الكائن المحدد المستهدف في الدراسة هو MonR2 IRS3 ، وهو نجم أولي منهار في منطقة تشكل النجوم Monoceros R2. يقع MonR2 IRS3 في كوكبة Monoceros the Unicorn ، (يُعرف أحيانًا باسم Narwhal) ، وهو واحد من العديد من YSOs في المنطقة ، وهو مستودع للغبار والغازات الأولية المحيطة بنواة منهارة.

تُظهر هذه الصورة المثيرة للأشعة تحت الحمراء منطقة تشكل النجوم القريبة Monoceros R2 ، والتي تقع على بعد حوالي 2700 سنة ضوئية في كوكبة Monoceros. تم إنشاء الصورة من التعريضات في نطاقات الأشعة تحت الحمراء القريبة Y و J و Ks التي تم التقاطها بواسطة تلسكوب VISTA للمسح في مرصد Paranal التابع لـ ESO. الائتمان: ESO / J. ايمرسون / فيستا

بعد مرحلة YSO ، أصبح الغاز إما جزءًا من النجم أو نظامه الكوكبي أو يتم تفجيره بعيدًا. يبدأ النجم بعد ذلك في دمج الهيدروجين في الهيليوم ، وكذلك العناصر الأثقل التي تظهر في النجوم الأكثر ضخامة. تعتبر الأجسام النجمية الشابة مثل MonR2 IRS3 مختبرات مثالية للتحقيق في الكيمياء الغامضة التي تشارك في تكوين الكواكب والجزيئات اللازمة للحياة.

يقع V1331 Cygni في السحابة المظلمة LDN 981 - أو بشكل أكثر شيوعًا ، Lynds 981 - الذي تم تعريفه سابقًا على أنه نجم T Tauri. T Tauri هو نجم شاب - أو كائن نجمي شاب - بدأ في الانكماش ليصبح نجم تسلسل رئيسي مشابه للشمس. هذا النوع من YSO هو في تطوره أكثر من MonR2 IRS3. الائتمان: ESA / Hubble STI / NASA

للدراسة ، استخدم الفريق SOFIA - NASA & # 8217s Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy - طائرة بوينج 747SP محولة مع تلسكوب بالأشعة تحت الحمراء بطول 2.5 متر مثبت خلف باب منزلق وموجه بشكل عمودي مقابل محور الطائرة. يعد SOFIA عالي التحليق مثاليًا لمثل هذه الدراسة ، حيث يمكنه تجاوز الجزء الأكبر من بخار الماء في الغلاف الجوي للأرض ، مما يعيق علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء.

استخدم الفريق الطيف عالي الدقة Echelon-Cross-Echelle Spectrograph (“EXES”) المركب على تلسكوب SOFIA. تمت ملاحظة Mon2 IRS3 سابقًا لدراسة حول أول أكسيد الكربون (CO) باستخدام أداة NIRSPEC على تلسكوب Keck II الأرضي الكبير ، وقد ساعدت هذه الملاحظات في إعلام تحقيق SOFIA عن ثاني أكسيد الكبريت (SO2) ، وهو جزيء يُعتقد أنه مستودع للكبريت في أنظمة الكواكب الأولية. كما لوحظ أن سيريوس ، ألمع نجم في السماء ، لمعايرة البيانات. سمحت ملاحظات EXES للمراقبين بقياس عرض الخط الطيفي لـ SO2 في منطقة تشكل النجوم لأول مرة ، وكذلك اكتساب نظرة ثاقبة على وفرة هذا الجزيء كمستودع للكبريت. على سبيل المثال ، خطوط ضيقة من SO الدافئة2 يشير الغاز إلى تسامي الجليد عن طريق الحرارة من قلب التكوين ، بينما تشير الخطوط العريضة إلى الصدمات التي تنثر الكبريت من الحبيبات الصغيرة. وجدت هذه الدراسة حدًا أدنى لـ SO2 وفرة ، وقررت أن الجليد المتسامي من النواة الساخنة MonR2 IRS3 يمكن أن يكون مصدر SO2 غاز.

EXES (بارز من الحامل الموجود على العارض & # 8217 s يسارًا) مثبتًا على تلسكوب SOFIA. الائتمان: UCDavis

بعد الكبريت

ملاحظات عملية الكبريت في YSO مثيرة للاهتمام. لأول مرة ، لاحظ الفريق تشكيل SO2 (ثاني أكسيد الكبريت) في قلب ساخن ، مما يدل على أن هذا النمط من التكوين يكون على الأقل بنفس كفاءة الصدمات. علاوة على ذلك ، قد تكون هذه العملية مهمة في الكتلة الأقل (أي أقرب إلى نظامنا الشمسي عندما كان يتشكل

قبل 4.57 مليار سنة) YSOs ، والتي قد تساعد الملاحظات المستقبلية في تأكيدها.

قد يساعد العمل المستقبلي أيضًا في تحديد الأهمية النسبية لخزانات الكبريت البدائية الأخرى. Looking at hydrogen sulfide in YSOs — thought to be the main sulfur contributor in the primitive solar system — shows that simple radiative heating and mild shocks are at least as efficient in the formation and distribution of sulfur, as was previously thought from sputtering, strong shocks. This also shows a strong link between reservoirs of sulfur seen in our own solar system in Comet 67/P Churyumov-Gerasimenko, which was explored by the European Space Agency’s Rosetta mission from 2014 to 2016.

“These observations taken with the SOFIA telescope are key toward unlocking some of the secrets of protoplanetary molecular reservoirs,” Dr. Rachel Smith (North Carolina Museum of Natural Sciences/Appalachian State University) told الكون اليوم. “Through such connections between different data sets for a single object, we may eventually build a comprehensive picture of the evolution of planets and the molecules needed for life.”

What’s next for new observations? To help confirm the hypothesis for the SO2 reservoir, follow-up observations of sulfur-containing ices are needed from upcoming missions such as the James Webb Space Telescope launching in 2021, and perhaps using the on again, off again WFIRST mission (the Wide Field Infrared Space Telescope) which was zeroed out in the NASA FY 2020 budget proposal.

With the launch of new telescopes and improvements to existing ones, we may be entering the ‘golden age of infrared astronomy’ in the coming decade, allowing astronomers trace elements back to their primordial origins.


Accretion in Young Stars

T Tauri stars are newly formed proto-stars which have yet to begin fusing hydrogen. These stars are often found very near to star-forming regions because they have not had time to drift away. They are surrounded by large protoplanetary accretion disks and are still accreting material and growing. T Tauri stars typically exist for about 100 million years (Myr) before they begin fusing hydrogen at their cores.

Previous observations of T Tauri stars have found that the accretion rate declines with age. Accretion rates have been observed as high as 10 -4 solar masses per year for young T Tauri stars. Older T Tauri stars have been observed with accretion rates as low as 10 -10 solar masses per year. There are a couple reasons why this happens. First, as material from the inner part of the disk accretes onto the star, the accretion disk is depleted in that region. If the disk does not evolve and move in to fill that region with more material, the accretion rate will drop. Alternatively, radiation from the newly-formed star could blow away the inner parts of the accretion disk, reducing the overall accretion rate. Once the accretion rate drops, astronomers refer to the systems as weak T Tauri stars. Classical T Tauri stars are those with higher accretion rates.

A few T Tauri stars have been found with high accretion rates up to 10 Myr, well after the accretion rate typically drops. Since not many of these systems have been observed, it is unclear whether they are anomalous or represent a different evolutionary path. In this paper, the authors look at eight T Tauri stars to measure their ages and mass accretion rates. They find seven systems which have accretion rates higher than would be expected.

Observations and Analysis

Observations were made of stars in three different star forming regions. UV and optical data show how the spectral energy distribution changed. For the older systems, it is expected that the accretion rate should have dropped and thus should show spectra of weak T Tauri stars. Observations of known weak T Tauri stars, combined with computed theoretical models, show the flux which these systems emit. The same is true for T Tauri stars which are still accreting. The authors compared their spectra to templates created for both types, shown in Figure 1.

Figure 1: Accretion templates fit to the spectra of eight T Tauri stars. Dashed and dotted lines represent different accretion rate columns. The red line represents the sum of the different rates. The Balmer Jump is responsible for the discontinuity at 3646 Angstroms. The model the authors used does not attempt to fit the emission lines.

Material that is falling onto the photosphere of the star will form an accretion shock which radiates brightly in the UV and X-ray portion of the spectrum. The nearest part of the accretion disk will reprocess this radiation, emitting it in at UV and blue optical wavelengths. So this portion of the spectrum is used to measure the overall accretion rate. The authors then used models to fit the spectra that depend on the energy distribution of individual accretion columns. This distribution depends upon whether radiation is coming from the accretion shock or the reprocessed inner edge of the accretion disk.

The total accretion rate is given by summing the contribution from each accretion column. In Figure 1, the dashed and dotted lines represent the contribution from individual columns. The red line shows the sum of the final summed accretion model. In these spectra, templates of weakly accreting T Tauri stars have been subtracted, leaving only radiation emitted from accretion.

After fitting these spectra, the authors found the total accretion rates were higher than would be expected for systems of these ages. A number of the systems were around 10 -8 or 10 -9 solar masses per year. While still lower than the accretion rate for a new T Tauri star, this amount is one or two orders of magnitude higher than expected based on the age of these clusters.

The authors finally tried to explain why the accretion rate in some systems would remain higher than in others. They first tried a model in which the accretion disk would evolve with time and thus lead to varying accretion rates at a particular age. However, they were unable to create a model which did not require an initial accretion disk so massive it was gravitationally unstable. These higher accretion rates could also be a short-lived phase of higher than normal accretion. Work is needed to find more of these systems to show they are common, and to understand what causes their accretion rates to remain so high.


ASTR 1040 - General Astronomy 2

Descriptive course analyzing the universe outside our solar system: stars, galaxies, nebulae, and interstellar material also a brief exploration of cosmology dealing with the main theories about the origin of the universe.

Contact Hours: 2
Billable Contact Hours: 2 OUTCOMES AND OBJECTIVES
Outcome 1: Upon completion of this course, students will be able to analyze the nature of scientific laws, models, and theories.

  1. Identify the physical laws, models, and theories that are applicable to astronomical objects and phenomena.
  2. Describe physical laws, models, and theories that are applicable to astronomical objects and phenomena.
  3. Analyze and apply the physical laws, models, and theories that are applicable to astronomical objects and phenomena.
  4. Assess (or Evaluate) the testability of a hypothesis.
  5. Develop appropriate astronomical hypotheses.
  6. Analyze and interpret the success or failure of astronomical hypotheses.

Outcome 2: Upon completion of this course, students will be able to use specialized scientific vocabulary.

  1. Define astronomical terminology.
  2. Recall astronomical terminology.
  3. Employ astronomical terminology.

Outcome 3: Upon completion of this course, students will be able to analyze the techniques used in observing and collecting data on astronomical objects and phenomena, and how astronomical observations and data are analyzed and interpreted.

  1. Identify properties of electromagnetic radiation.
  2. Compare astronomical techniques of data acquisition.
  3. Interpret the observations and data acquired through various techniques.
  4. Perform calculations relevant to the phenomena of Wien’s Law, the Inverse Square Law, temperature conversions, and stellar magnitudes.
  5. Identify techniques used to study various astronomical objects and phenomena.
  6. Describe methods astronomers use to analyze collected data.

Outcome 4: Upon completion of this course, students will be able to identify the techniques for extending scientific laws and models from the laboratory setting to the observed universe.

  1. Identify the scientific law or model to which the laboratory setting can be applied.
  2. Identify the laboratory setting that applies to particular scientific law or model.

Outcome 5: Upon completion of this course, students will be able to explain the Earth’s place in the universe.

  1. Recall that the Earth is located in a spatial hierarchy consisting of the Solar System, the Milky Way Galaxy, the Local Group, and the Local Super cluster.
  2. Describe the Solar System, the Milky Way Galaxy, the Local Group, and the Local Super cluster.

Outcome 6: Upon completion of this course, students will be able to iInterpret the sky.

  1. Discern the color differences between stars.
  2. Describe the diurnal motion of the stars.
  3. Recognize that there are more stars in the sky than are viewable with the naked eye.
  4. Locate Polaris, the North Star.

Outcome 7: Upon completion of this course, students will be able to explain the historical perspective of the development of the scientific method and scientific laws.

  1. Reconstruct the development of the Stellar Magnitude System, Hubble’s Law, the Big Bang Theory, Stellar Evolution, and our understanding of the Earth’s place in the Universe from the historical beginnings to modern times.
  2. Describe the evolution of the scientific method and scientific laws.
  3. Describe the catalysts for the evolution of the scientific method and scientific laws.
  4. Identify the principle investigators of astronomical concepts.
  5. Describe the contributions of the principle investigators to the development of the scientific method and scientific laws.
  • 1. The graduate can integrate the knowledge and technological skills necessary to be a successful learner.
  • 2. The graduate can demonstrate how to think competently.
  • 3. The graduate can demonstrate how to employ mathematical knowledge.
  • 4. The graduate can demonstrate how to communicate competently.
  • 5. The graduate is sensitive to issues relating to a diverse, global society.
  1. ضوء
    1. The Nature of Light
    2. The Electromagnetic Spectrum
    3. The Origin of Light
    4. Emissions Lines and Bands
    5. Absorption Lines and Band
    6. Design of Optical Telescopes
    7. قياس الضوء
    8. قياس الطيف الضوئي
    9. Interferometry
    1. Composition of the Sun
    2. Interior Structure
    3. The Photosphere
    4. The Chromosphere
    5. The Corona
    6. The Magnetic Field
    7. The Solar Wind
    8. Sunspots and Related Activity
    9. The Solar Constant
    10. Terrestrial Effects
    11. The Sun and the Theory of Relativity
    1. مسافة
    2. Apparent Brightness and the Magnitude System
    3. Luminosity and Absolute Magnitude
    4. Effective Temperature and Wien’s Law
    5. Diameter and Stephan-Boltzmann’s Law
    6. Mass and Kepler’s Laws
    7. Composition and Stellar Spectra
    1. The Hertzsprung-Russel Diagram
    2. Main Sequence Stars
    3. الأقزام البيضاء
    4. Giants and Supergiants
    1. Molecular Clouds
    2. Bok Globules and the Protostar Stage
    3. Pre-Main Sequence Stars
    4. Cocoon Nebulae and Infrared Stars
    5. Brown Dwarfs
    6. T Tauri Stars
    1. Main Sequence Stage
    2. The Proton-Proton Chain
    3. Larger Stars and the Carbon Cycle
    4. Main-Sequence Lifetimes
    1. Red Giant Stars
    2. The Triple-Alpha Process
    3. Helium Flash
    4. Variable Stars
    5. Cepheid Variables
    6. Planetary Nebulae
    7. الأقزام البيضاء
    8. The Chandrasekhar Limit
    9. المستعرات الأعظمية
    10. Type I and Type II Supernovae
    11. Neutron Stars and Pulsars
    12. Black Holes
    13. The Theory of Relativity and Detecting Black Holes
    1. Interaction of Light with Atoms
    2. Interaction of Light with Molecules
    3. Interaction of Light with Dust Grains
    4. Rayleigh Scattering
    5. Interstellar Reddening
    6. Molecular Clouds
    7. HI Regions
    8. HII Regions
    9. Bubbles and Superbubbles
    1. Optical Doubles and Physical Binaries
    2. Visual Binaries
    3. Spectroscopic Binaries
    4. Eclipsing Binaries
    5. Astrometric Binaries
    6. Mass Transfer in Binary Star Systems
    7. Novae and Supernovae
    8. Origin of Binary Star Systems
    9. Planetary Systems
    1. Open Star Clusters
    2. ذات الصلة
    3. Globular Star Clusters
    4. Distances to Clusters
    5. Cepheid Variables as Distance Indicators
    1. بحجم
    2. Stellar Surveys and the Galactic Shape
    3. دوران
    4. سن
    5. Population I Stars
    6. Population II Stars
    7. The Nucleus
    8. Spiral Arms
    1. Measuring Distances to the Galaxies
    2. The Magellanic Clouds
    3. The Local Galaxies
    4. Dwarf Galaxies
    5. المجرات البيضاوية
    6. المجرات الحلزونية
    7. مجرات غير منتظمة
    8. Peculiar Galaxies
    9. The Hubble Classification
    1. The Red Shift of Galaxies
    2. Hubble’s Law
    3. The Static Universe
    4. الكون المتوسع
    5. الانفجار الكبير
    6. Clusters of Galaxies
    7. المادة المظلمة
    8. النجوم الزائفة
    9. The Age of the Universe
    10. Alternative Cosmologies
    11. The Search for Intelligent Life

    Associate Dean
    Young, Randall
    عميد
    Pritchett, Marie

    Official Course Syllabus - Macomb Community College, 14500 E 12 Mile Road, Warren, MI 48088


    Is T Tauri a compulsory stage for stellar evolution? - الفلك

    My research interests lie in the field of star and planet formation. As a star forms from the collapse of a gravitationally bound core of interstellar dust and molecular gas, only a small fraction of this material will contribute to the final stellar mass. Some of the dust and gas will orbit the young star in a circumstellar disk, possibly surviving long enough to form a planetary system. Most of the material will be returned to the interstellar medium via jets, outflows, photoevaporation, and the stellar wind. My current research projects include [1] mapping the large-scale interactions of jets with the natal environment, [2] probing the physical structure of the inner outflow cavity walls, [3] monitoring the millimeter variability of young forming stars, [4] carrying out optical spectroscopy observations to derive pre-main-sequence stellar parameters that may affect planet formation processes, [5] studying the evolution of the gaseous material in relation to the dust in the circumstellar disk, and [6] fostering collaborative work between the University of Maryland and the Pontificia Universidad Catolica de Chile in a time of ALMA. In my work, I use a combination of radio observations and radiative transfer modeling of line and continuum emission to analyze the chemical content, physical structure, and dynamical evolution of these young stellar objects throughout the star formation process. I am also interested in the properties of the central star and their connection to specific planet formation processes. My research takes advantage of space-based telescopes, ground-based optical spectrographs, and several international radio interferometers, including the Combined Array for Research in Millimeter-wave Astronomy (CARMA).

    Large-scale Mapping of Star-forming Regions with CARMA
    I am involved in a CARMA-23 project to map the NGC 1333 star-forming region in several molecules that trace concentrations of high density gas and outflow activity (P.I. Lee Mundy). The project is a collaboration between science investigators at four CARMA institutes (Maryland, Illinois, Berkeley, and Caltech) and Yale University. The data collected takes advantage of all 23 antennas making up the interferometer, marking the final integration of the eight SZA 3.5-meter antennas from Chicago. The other antennas comprising CARMA are the six 10.4-meter telescopes from OVRO and the nine 6.1-meter dishes from BIMA. Together, the 23-element array provides the best sensitivity and image fidelity of any current interferometer and allows us to resolve the small-scale structure in the region with unprecedented detail. Since we are also interested in the large-scale cloud structure and how this is related to the active regions of star formation within the cloud, we conducted simultaneous single-dish observations, performing the extra empty sky calibration observations to properly calibrate the auto-correlation data. The team is currently busy with the technical challenge of combining the single-dish and interferometry data. Once the map is complete, we can begin to investigate the physical and chemical differentiation throughout this star-forming environment, and particularly the interaction of strong jets with the natal environment.

    Figure 1: The star-forming region NGC 1333 as imaged by the Spitzer Space Telescope (Credit: Gutermuth/JPL-Caltech/NASA).

    Figure 2: Outflows imaged at millimeter wavelengths toward several embedded protostars (Credit: Jørgensen et al. 2007).

    The Physical Structure of Outflow Cavities with Herschel and CARMA
    Recent Herschel Space Observatory (HSO) observations show high-J CO emission lines toward several low-mass embedded protostars, highlighting a hot gas component originating in the inner few 1000 AU of the protostellar envelope. Models find that these line intensities can only be reproduced by a combination of UV-heated gas and shocks along the outflow cavity walls. Using millimeter interferometers like CARMA, which are sensitive to the low-J gas lines only, we can image this warm CO gas component and the dust continuum emission with improved resolution, constraining the morphology on 100 AU scales. These data will allow us to constrain the geometry of the outflow, analyze whether the emission is related to the different components and heating mechanisms in ways understood by the current models, and determine how well this emerging outflow picture is able to describe على حد سواء the warm and hot temperature components toward each source. This research is part of an international collaboration between co-investigators at Copenhagen, Maryland, Austin, Leiden. It is a direct outcome of the Herschel Key Program DIGIT.

    Within the DIGIT Key Program, I am responsible for the low-mass embedded sample located in the rho Ophichus dark cloud, sources that I first studied using JCMT and CSO data during my Masters research project in Leiden (van Kempen, van Dishoeck, Salter et al. 2009).

    Millimeter Variability of Young Forming Stars
    Millimeter continuum observations of young stars presume the flux density levels are dominated by the optically thin thermal emission from the dust in the circumstellar environment. In April 2008, our CARMA observations of the low-mass (T Tauri) spectroscopic binary DQ Tau captured an unusual flare at 3 mm, which peaked at an observed maximum flux of

    0.5 Jy, or about 27 times the quiescent value (Salter, Hogerheijde & Blake 2008). Follow-up millimeter observations using the radio facilities of CARMA, IRAM PdBI, and SMA detected 3 additional flares occurring within 17.5 hours (or 4.6%) of the orbital phase of our first reported flare (Salter, Kóspál, Getman et al. 2010). We explain this non-thermal activity as periodic synchrotron emission initiated by a giant magnetic reconnection event, similar to a solar flare but many times more powerful. In the case of DQ Tau, the two stellar magnetospheres of the highly eccentric (e = 0.556) binary are believed to collide near periastron as the stars approach a minimum separation of 8 stellar radii (

    13 solar radii) every 15.8 days. At a separation distance smaller than the theoretical size for a T Tauri stellar magnetosphere, the field lines are forced together and ultimately reconnect. Supporting evidence for a magnetic reconnection event was obtained during simultaneous X-ray observations, which show the relative timing of the X-ray and millimeter flares, the derived flare loop length, and the X-ray luminosity are all consistent with the currently proposed picture (Getman, Broos, Salter et al. 2011).

    Our findings offer caution for millimeter flux points in spectral energy distributions that could contain unrecognized flare contributions if measured only once, with the time-consuming nature of observations at these wavelengths leading to a paucity of follow-up measurements. For example, the time-averaged fluxes for the 3 follow-up light curves towards DQ Tau are not obviously out of the ordinary (since we did not catch the peak of another outburst), and might easily have been overlooked were we not specifically looking for variability. Because the geometry of the DQ Tau system seem to be the key parameters in this star-star magnetic interaction scenario, we conducted the first systematic study of millimeter variability toward 12 similar young binaries using the IRAM 30-meter dish (Kóspál, Salter, Hogerheijde et al. 2011). In this sample, UZ Tau E, the binary most similar in orbital geometry to DQ Tau, was the only source to exhibit variability. As a result, we are planning to conduct a long-term monitoring survey of a small sample of nearby sources with the OVRO 40-meter, a collaboration between investigators at Maryland, Leiden, and Caltech. In the near future, ALMA will allow us to perform large surveys of star-forming regions to better characterize millimeter variability toward young stars.


    Figure 3: Our CARMA observations of DQ Tau during a quiescent state, left, and during a flare, right (Salter et al. 2008).


    Figure 4: Our schematic showing how the stellar magnetospheres in the DQ Tau binary combine near closest approach, top, and separate a short time later, bottom (Salter et al. 2010).

    Protoplanetary Disks
    As part of my PhD research, I studied the evolution of the gaseous material in relation to the dust in the circumstellar disks around young low-mass (T Tauri) stars. Since the dust in circumstellar disks is much easier to observe, several models exist to describe the dust (temperature and density) structure. Unfortunately, many of these models are degenerative. In addition, the dust represents only 1% of the total disk mass. Our current goal is a better understanding of the gas content in disks, so that we can constrain the disk properties and determine which factors most influence the evolution of each disk and their propensity for planets. For example, as the dust grains grow to larger sizes (the first steps of planet formation), then the UV and X-ray radiation from the central star might penetrate the disk more, altering the chemical content of the gas reservoir. We were unable to detect this effect in a recent single-dish JCMT survey, which led us to conclude for now that the stellar radiation field may play a more important role in the disk-integrated line fluxes (Salter, Hogerheijde, van den Burg et al. 2011).


    Figure 5: Three disk models illustrate how the observed molecular line emission profiles change depending on the underlying disk temperature and density structure (Salter et al. 2011).

    Figure 6: An artist's rendition of ALMA, the Atacama Large Millimeter Array (Credit: ESO/NAOJ/NRAO).

    Fostering Collaborations with Chile in a Time of ALMA
    The University of Maryland at College Park and the Pontificia Universidad Catolica de Chile (PUC) have created a joint astronomy PhD program. Students enrolled at one university will be able to take advantage of the telescope facilities and professional expertise available at the other university. As the UMD-PUC post-doc, my job is to help facilitate collaborations between the two institutes and provide millimeter observing expertise as the next generation radio telescope ALMA, located in the Chilean Andes, begins early science in late 2011. Towards this goal, I will spend half my post-doc tenure at Maryland and the other half at PUC.

    قسم علم الفلك ، جامعة ماريلاند
    كوليدج بارك ، ماريلاند 20742-2421
    الهاتف: 301.405.3001 الفاكس: 301.314.9067

    قد يتم توجيه التعليقات والأسئلة إلى مسؤول الموقع
    ولوجية الويب


    شاهد الفيديو: ماذا يوجد داخل الثقب الاسود (ديسمبر 2022).