천문학

수평 가지 별은 완전히 대류입니까?

수평 가지 별은 완전히 대류입니까?


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나는 RR Lyrae 별이 대류성이라는 것을 알고 있습니다(이것은 Blazhko 효과의 원인의 일부로 의심됨). 그러나 더 일반적으로 알고 싶습니다.

  • RR Lyrae는 완전히 대류입니까?
  • 모든 HB 별은 대류성이며 완전히 대류성입니까?

이 질문에 답하기 위해 지금까지 찾은 자세한 기사는 모두 RR Lyrae 변수에 초점을 맞추고 있으므로 내가 본 한 이러한 질문에 대한 답변을 쉽게 제공하지 않습니다.


수평 가지 별은 완전히 대류입니까? -천문학

이 논문에서 우리는 구상성단의 V, (U-B) 색-크기 도표의 흥미로운 특징에 대해 보고합니다. 우리 데이터베이스에서 파란색 수평 가지 별의 상당 부분이 불안정성 스트립보다 뜨겁고 Grundahl et al보다 차갑다는 것을 발견했습니다. (1999) 점프(즉, 6000 <

10 000), 적색 거성 조상보다 (U-B) 색이 더 붉습니다. 이 적색 침입은 이론적 근거에서 예상되지 않습니다. 수평 가지 별(대류 영역이 적색 거성 구조에서보다 덜 확장된)이 적색 거성보다 더 차갑게 "보이지" 않아야 하기 때문입니다. 다른 망원경의 데이터를 분석하여 우리는 다음을 보여줍니다. 1) 수평 분기 적색 침입은 채택된 U 필터의 모양에 크게 의존하고, B 필터에 덜 의존합니다. 2) 광도 측정을 포함하지 않는 U 필터로 수행 발머 점프는 파란색 수평 가지의 적색 침입을 보여줍니다. 3) 이 특징의 발생은 별의 유효 온도, 중력 및 금속성에 대한 U 및 B 크기의 독특한 의존성 때문이기도 합니다. 4) 이론적 트랙은 관찰된 수평 가지 형태를 재현할 수 있습니다. 적절한 (즉, 관찰에 효과적으로 사용 된 필터에 정확하게 응답하는) 투과 곡선 효율이 color-T eff 변환을 유도하는 데 사용되는 경우 5) 적색 침입 범위는 금속성에 따라 달라집니다.

라 실라 천문대(칠레)에 위치한 ESO/MPI 2.2m 망원경으로 관측한 내용과 NASA/ESA 허블 우주 망원경으로 관측한 내용을 기반으로 합니다.


답변 및 답변

'적색왜성이 수소를 소모하는 속도와 연소율이 같다고 가정하면 태양의 수소는 얼마나 오래 갈 것인가'라는 질문을 하고 싶은 것 같습니다.

나는 당신이 약간의 인터넷 검색을 하고 수명 동안의 적색 왜성의 평균 소비율을 대략적으로 추정할 수 있을 것이라고 생각합니다. 그런 다음 얼마나 많은 수소가 처음에 태양을 형성한 다음 나눌 수 있는지에 대한 추정치를 찾을 수 있습니다. 내가 그 숫자를 안다면 나는 그것을 할 것입니다. 스탠드 오프가 아니라 나는 그것들을 모릅니다.

실제로 태양이 수소의 절반 정도를 태울 것이라는 것은 사실입니다(태양과 같은 별은 거의 모두 중심핵이 0.5 태양질량을 가질 때까지 진화합니다. 왜냐하면 그것이 헬륨 플래시를 일으키고 거기에 수소가 아니기 때문에 진화를 멈추게 하는 것이기 때문입니다. , 그래서 그것은 약 절반의 수소 연소). 태양이 완전히 대류라면, 모든 수소가 연소될 때까지 적색 거성이 되지 않을 것입니다. 따라서 표면적으로는 수명이 약 2배가 됩니다.

그러나 결론을 내리기 위해서는 태양의 광도를 고정시켜야 합니다. 수소의 절반 정도를 태우면서 그 광도는 적색 거성으로 크게 향상되어 여러분이 생각하는 것보다 수명이 단축됩니다. 또한 복사 확산에서 순수한 대류로 에너지 전달을 변경해도 광도가 현재보다 낮아지지 않을 것입니다. 일반적으로 완전히 대류하는 별의 표면 온도는 태양의 약 절반이지만 반경이 증가할 수도 있습니다. 대류가 어떻게 유지되었는지에 따라 다르지만, 예를 들어 불투명도를 대폭 증가 시키면 태양이 이전에 완전히 대류했을 때보 다 더 낮은 광도까지 계속 진행하는 것처럼 보입니다. 따라서 대답은 아마도 태양이 완전히 대류 상태로 유지될 수 있었다면 태양의 수명은 2배 이상, 심지어 10배까지 늘어났을 것이라는 것입니다.


2. 측광 데이터 및 스텔라 모델과의 비교

이 작업에 사용된 데이터 세트는 3개의 모자이크로 구성됩니다. × F435W 및 F625W 필터를 통해 ACS/WFC(GO-9442, PI A. Cool)로 얻은 3개의 필드. F435W와 F625W에서 각각의 필드는 하나의 짧은 노출(약 10초)과 세 개의 긴 노출(약 340초)을 가지고 있습니다. ACS/WFC 모자이크는 내부를 덮습니다.

10' × 10' 클러스터를 중심으로. Anderson et al.에 자세히 설명된 소프트웨어를 사용하여 이미지를 축소하고 Anderson & van der Marel(2009)에 표시했습니다. (2008). 간단히 말해서, 프로그램은 공간적으로 가변적인 유효 포인트 스프레드 함수(PSF)를 피팅하여 모든 노출에서 각 별을 동시에 찾고 측정합니다. 기기 크기는 Bedin et al.에 제공된 절차에 따라 ACS Vega-mag 비행 시스템으로 변환되었습니다. (2005), Sirianni et al. (2005).

여기에 사용된 PSF는 Anderson & King(2006)에서 논의된 접근 방식을 사용하여 많은 노출에서 밝고 고립된 별에서 구성되었습니다. 여기에서 PSF를 공간적으로 가변적이지만 시간적으로 일정한 부분과 공간적으로 일정하지만 시간적으로 가변적인 부분의 합으로 모델링합니다. 호흡 관련 초점 변화를 설명하기 위해 섭동. 이 정교한 모델조차도 모든 미묘한 변화를 설명할 수 없습니다. 허블 우주 망원경 (HST) PSF, 그래서 잔류 PSF 오류를 처리하고 필드 전반에 걸쳐 가능한 붉어짐 변동을 설명하기 위해 Milone et al.에서 채택된 것과 유사한 방법을 사용했습니다. (2008) 및 Sarajedini et al. (2007). 이 방법은 평균 성단 시퀀스를 MS ridgeline(MSRL)에 맞추고, 로컬 영역 내의 별이 이 시퀀스의 파란색 또는 빨간색에 어떻게 체계적으로 놓여 있는지 조사하고, 이러한 체계적인 경향을 제거하기 위한 공간 보정을 구성하는 것을 포함합니다. 여기에서 수행된 최대 보정은 색상이 0.034mag이지만 일반적으로 0.01mag 미만입니다. 인공 별 테스트는 HB를 따라 모든 별의 완성도가 95% 이상임을 나타냅니다.

CMD는 그림 1에 표시되며 성단에 숨어 있는 잘 알려진 복잡한 항성 개체군을 보여줍니다(예: 간략한 요약은 Villanova et al. 2007 참조). 여기에서는 CMD에 약 2200개의 개체로 채워진 HB에 주의를 집중합니다. 분석을 시작하기 위해 Pietrinferni et al.의 BaSTI 데이터베이스에서 ZAHB 모델을 피팅하여 거리 계수 및 적색화를 유도합니다. (2006) [Fe/H] = −1.62([α/Fe] = 0.4) 및 초기 He 질량 분율 와이 = 0.246(이하 "참조" 모델로 표시됨)은 관찰된 HB에 대한 것입니다. 이 화학 조성은 ω 센타우리([Fe/H])의 주요 항성 성분의 금속 함량과 일치합니다.

-1.7, 예. Villanova et al. 2007 솔리마 외. 2008). 우리는 (미디엄미디엄)F435W = 14.32 및 E (F435W-F625W) = 0.22. Bedin et al. (2005), 이 붉어짐은 이자형(V) = 0.15 및 F435W = 0.63 Cardelli et al. (1989) 소멸법과 아르 자형V = 3.1. 따라서 추정된 실제 거리 계수는 (미디엄미디엄)0 = 13.69. 거리와 붉어짐에 대한 이 빠른 추정은 이 조사의 목적에 충분하며 (미디엄미디엄)0 = 13.66 ± 0.12 Thompson et al. (2001) 이성 OGLEGC17을 가리는 성단에서 표면 밝기 대 적외선 색상 관계 및 가정된 붉어짐을 사용하여 이자형(V) = 0.13 ± 0.02. 추정치(미디엄미디엄)0 = 13.70 ± 0.06 ± 0.06(무작위 및 시스템 오류) Del Principe et al. (2006) RR Lyrae 별의 근적외선 기간-광도 관계를 사용합니다.

그림 1. 분석에 사용된 ω Cen의 색상-크기 다이어그램.

우리는 여기에서 이 거리/적색 추정치와 이 백서의 나머지 부분에 사용된 모델이 에프 더 뜨거운

11,000K(예: Gründahl et al. 1999 Behr 2003 및 그 안의 참고 문헌 참조). 이 효과의 크기에 대한 1차 추정치를 얻기 위해 이론적인 ZAHB 모델을 다음과 같이 변환했습니다. 에프 11,000K보다 큼(0.6의 ZAHB 위치에 대략 해당) 미디엄 모델)을 [Fe/H] = 0.0에 대해 계산된 볼로메트릭 보정을 사용하여 CMD의 광도 측정 밴드에 적용했습니다.

11,000 K. 대기 중 금속이 강화된 이 가상의 ZAHB는 관련 표준의 표준 ZAHB와 거의 완벽하게 겹칩니다. 에프 범위에서 F435W 크기(고정(F435W-F625W) 색상)의 차이는 HB의 파란색 끝으로 이동할 때 감소하는 0.05mag(향상된 금속 모델이 더 밝음) 정도입니다.

그림 2는 HB 별의 측광에 대한 참조 ZAHB(실선)의 적합성을 보여줍니다. (미디엄미디엄)F435W 본질적으로 관측된 HB 분포의 "무릎"과 그 주변(즉, (F435W-F625W)

0.2), 붉어짐은 파란색 HB의 밝은 수직 부분에 맞게 제한됩니다. "무릎"((F435W-F625W) 사이의 빨간색 끝에 있는 별

0.3 및 0.5 mag)는 ZAHB에서 크게 진화한 것으로 보이며 HB의 빨간색 부분은 매우 드물게 채워집니다. "무릎"의 파란색 가장자리 너머로 HB 별의 수도 급격히 감소합니다. 0.57, 0.60 및 0.63에 대해 3개의 선택된 HB 진화 트랙 미디엄 HB 분포의 "무릎"에 해당하는 대략적인 질량 범위를 보여주기 위해 플롯됩니다. 관찰된 HB의 파란색 끝에서 이론적인 ZAHB보다 훨씬 아래로 ≈0.5 mag in만큼 확장되는 거의 수직이고 덩어리 같은 특징이 잘 채워진(약 400개의 물체) 경계(가는 실선)를 표시했습니다. F435W. 피처의 별 밀도는 표시된 빨간색 한계의 더 차가운 쪽보다 확실히 더 큽니다. 그만큼 에프 이 기능을 채우는 개체 중 색상을 사용하여 ≈30,000K보다 큽니다.에프 참조 ZAHB의 관계. 거리 계수/적색/금속성의 합리적인 변화는 이 기능이 ZAHB 모델보다 더 희미한 크기로 확장된다는 사실을 변경할 수 없습니다. 이 발생은 이 성단의 원자외선 관측(Whitney et al. 1998 D'Cruz et al. 2000), 즉 표준 ZAHB 모델 너머에 있는 뜨거운 HB 별의 개체군에서 "푸른 갈고리" 별의 발견을 반영합니다.

그림 2. 그림 1의 CMD에서 선택된 ω Cen의 HB 별 점선 마젠타 선)도 표시됩니다(자세한 내용은 텍스트 참조). 빨간색 점선은 가상의 ZAHB를 나타냅니다( 에프 11,000K보다 큼) 뜨거운 HB 별 대기에서 금속의 복사 부상 효과를 시뮬레이션했습니다(자세한 내용은 텍스트 참조). 모든 ZAHB 및 HB 트랙은 (미디엄미디엄)F435W = 14.32 및 E(F435W-F625W) = 0.22. 채워진 원은 세 트랙의 ZAHB 위치를 나타냅니다. 다이어그램의 왼쪽 모서리에 있는 가는 실선은 "파란색 덩어리" 영역의 냉각 한계를 나타냅니다.

CMD에 있는 HB 별의 인구가 많기 때문에 이 기능을 채우는 물체의 기원을 조사할 수 있습니다. 이제부터 우리는 그것들을 "푸른 덩어리" 별이라고 표시할 것입니다. 그림 3의 왼쪽 패널은 ZAHB와 최소 질량(미디엄 = 0.491 미디엄) 참조 조성 [Fe/H] = -1.62([α/Fe] = 0.4, 와이 = 0.246). 플롯은 또한 Cassisi et al.의 핫 플래셔 모델(점선)을 보여줍니다. (2003) 일반적인 질량에 대한(미디엄 = 0.489 미디엄) 표준의 핫 플래셔 자손의 참조([Fe/H]

-1.7) 인구. 2개의 α-증강 HB 모델(점선)과 함께 = 0.0016 및 와이 = 0.4([Fe/H]에 해당

−1.3)도 표시됩니다. He-enhanced HB 모델은 Bedin et al. (2004) 따라서 그들의 철 함량은 Piotto et al.에 의해 파란색 MS 별에 대해 얻은 [Fe/H] 추정치와 일치하도록 선택되었습니다. (2005).

그림 3. 왼쪽 패널 : ω Cen의 CMD에서 "파란색 덩어리"영역. 빨간색 실선은 기준 모집단의 ZAHB를 나타내고, 점선 마젠타 선은 He가 풍부한 ZAHB를 나타내며, 파란색 실선은 "파란색 덩어리"의 시원한 한계를 나타냅니다. 질량이 0.491인 가장 인기 있는 참조 HB 모델의 진화 경로 미디엄 (빨간색 실선), 0.460의 질량을 가진 두 개의 He-rich 트랙 미디엄 및 0.461 미디엄, 각각(점선 마젠타 선) 및 질량이 0.489인 핫 플래셔 모델 미디엄 (녹색 점선)도 표시됩니다. 오른쪽 패널 : Moehler et al.에 의해 파생 된 참조 (채워진 원), He-rich (열린 삼각형) 및 핫 플래셔 (열린 사각형) 별의 상대 수를 사용하여 얻은 합성 HB. (2007) HB 개체의 경우 에프 30,000K보다 더 뜨겁습니다(자세한 내용은 텍스트 참조).

참조 HB 모델만 사용하면 이 기능을 재현할 수 없습니다. 이러한 크기의 측광 오류는 다음과 같습니다.

두 필터 모두에서 0.01등급이므로 표준 기준 ZAHB 아래에 거의 광도가 낮은 별(≈0.5등급)의 존재는 측광 확산 측면에서 설명할 수 없습니다. 핫 플래셔 모델, 미디엄 = 0.489 미디엄, 더 희미한 F435W 등급에 도달할 수 있으므로 이러한 별의 존재를 설명하기에 더 좋은 후보입니다. 우리는 또한 Brown et al.에 의해 보여진 것처럼 핫 플래셔에 대해 다른 총 질량을 가진 모델의 사용이 개요 시나리오를 수정하지 않을 것이라는 점을 알고 싶습니다. (2001 년, Miller Bertolami et al. 2008 참조) 모든 hot flasher 모델은 총 질량에 관계없이 CMD의 매우 좁은 영역에 군집하는 경향이 있습니다.

He-rich 집단에서 유래한 표준 HB 모델은 또한 "푸른 덩어리" 별의 대부분을 재현할 수 있습니다(단, 핫 플래셔의 경우 이론적인 모델에 비해 일부 개체는 여전히 밝지 않음). 그림 3에 표시된 두 모델의 질량은 0.460 및 0.461입니다. 미디엄, 각각.

주의 사항으로, 우리는 여기에서 모든 진화 시퀀스가 ​​색상을 사용하여 이론적인 Hertzsprung-Russell 다이어그램(H-R) 다이어그램에서 관찰 CMD로 번역되었음을 기억합니다.에프 Bedin et al.에서 제공한 관계 및 볼로메트릭 수정. (2005), 축척된 태양 존재비를 가정하여 계산된 합성 스펙트럼을 기반으로 합니다. Brown et al. (2001), 이 스펙트럼은 핫 플래셔의 독특한 대기를 정확하게 나타내지 않습니다. 왜냐하면 이 별들은 표면에서 He와 C의 풍부함을 강하게 증가시킬 것으로 예상되기 때문입니다. Hot flashers의 분위기에 대해서는 Brown et al. (2001, 그림 11 참조)은 96% He와 4% C(또는 N)의 대기 조성이 표준 금속 혼합물에 비해 F435W 필터에서 더 낮은 플럭스를 생성한다는 것을 보여주었습니다. 따라서 핫 플래셔 모델의 경우 더 적절하지만 아직 사용할 수 없는 볼로메트릭 보정을 사용해야 하지만 이 분석의 기본 결론을 변경하지 않을 것으로 예상합니다. He-rich 항성 개체군은 Girardi et al. (2007)은 강화된 He 함량의 효과가 Δ차수임을 보여주었습니다.와이

0.1–0.2 - 볼로메트릭 보정 및 색상에 대해 에프 뜨거운 HB 별에 해당하는 값.

요약하자면, 이전 비교의 결과, 광학 CMD의 "푸른 덩어리" 기능은 핫 플래셔 또는 표준 He가 풍부한 HB 별 또는 두 유형의 혼합물에 의해 재생산된 것으로 보입니다. 참조 HB 모집단에서 더 밝은 부분에 대해. 놀라운 결과는 그러한 날카로운 특징이 최대 0.03까지의 매우 좁은 질량 범위의 별에 의해서만 생성될 수 있다는 것입니다. 미디엄, 위에서 논의한 모델에 따라.

이러한 결론을 확증하기 위해 개별 HB 트랙과 ZAHB 모델의 비교에만 기반하여 Moehler et al. (2007). 그들은 그것을 발견했습니다.

적어도 30,000K보다 뜨거운 40개의 물체

15 %는 He의 극도의 향상을 보여 주며 일과성 노출증의 관찰 대응 물이어야합니다.

35%는 우리가 참조 HB 모델과 연관시키는 He-poor 스타이고,

50%는 He를 향상시켰지만 핫 플래셔 값보다 낮았고 우리는 이들을 He가 풍부한 인구에 의해 생성된 표준 HB 별으로 식별합니다. 이 마지막 그룹의 일부 물체는 위의 He-abundances를 보여주기 때문에 핫 플래셔가 될 수도 있습니다. 와이 = 0.40.

Moehler et al.의 관찰. (2007)은 다른 클러스터 필드를 참조하고 완전성 효과의 영향을 받을 수 있지만 여기서는 이러한 세 가지 유형의 개체를 혼합하여 이 CMD "파란 덩어리"를 질적으로 재현할 수 있는 방법을 보여주기 위해 사용합니다. Salaris et al.에서 설명한 것과 동일한 방법을 사용하여 합성 CMD를 계산했습니다. (2008), 그리고 위에 주어진 다양한 구성 요소 사이의 인구 비율을 사용합니다. He가 풍부한 인구의 경우 0.460을 고려했습니다. 미디엄 모델 및 참조 HB 모집단의 경우 0.491 미디엄 모델. 0.01mag 정도에 해당하는 데이터 감소로 인한 측광 오류를 포함했습니다. 그림 3의 오른쪽 패널은 관측된 것과 동일한 수의 별이 있는 합성 CMD를 표시하며 관측된 "파란색 덩어리"와 매우 유사한 CMD 기능을 명확하게 보여줍니다.


좋아하는 NV 시청 경험에 대해 알려주십시오.

여러 번 생각합니다. 와우 이 보기는 단지 최고의 FOV, 밝기, 내가 시도하는 바로 다음 설정에서 동일한 작업을 수행하는 것뿐입니다. 그래서 최고를 고르라고 스스로에게 물었다. 나는 당신도 똑같이 했으면 합니다. 물론 불가능한 작업이지만 당신이 그것에 달려 있다는 것을 압니다. 나는 공을 굴릴 것이다. 나는 구형 클러스터 괴짜이기 때문에 그 작은 보석 중 하나가 될 것입니다. 나는 M13이 Hercules의 모든 사랑을 받는다는 것을 알고 있고 누군가가 방황하는 경향이 있다면 M92도 환상적이라는 것을 발견했습니다. 저에게 도전은 NGC 6229였습니다. 거의 20년 동안 저는 이 사람을 방문하여 별을 몇 개 볼 수 있었지만 소수에 불과했습니다. 내 가장 큰 스코프는 10 인치이고이 클러스터는 99,000 광년 떨어져 있습니다. 그래서 NV 트레인의 모든 것을 최적화했습니다 (새로운 인 텐시 파이어, 은색 대각선, Takahashi Q1.6 앰프). . 당신은 어떻습니까? 당신의 배를 다른 어떤 것보다 띄우지 않은 것은 무엇입니까? 당신이 하고 싶은 것은 Lovin' Spoonful의 노래에 응답하는 것입니다. 결정해야 했던 적이 있습니까? 구체적으로: " 하나는 예라고 말하고 나머지는 남겨두십시오."

2021년 2월 10일 - 08:53 PM에 chemisted에 의해 수정됨.

#2 제프 모건

많은 훌륭한 것들이 있지만 가장 좋은 것은 Sharpless 2-119를 "발견"한 것입니다. 크기가 2도 이상인 거대하고 밝은 성운 없음 나의 전통적인 종이 또는 전자 지도책의 묘사.

그리고 그것은 5.5" 조리개가 있는 Yellow Zone(SQM 20.5 하늘)에서 온 것입니다. 그 순간 저는 NV가 강력한 시각적 도구임을 깨달았습니다.

#3 발굽

베스트? 음, NV와 h-알파 필터가 있는 M42를 보면 하나였습니다. 놀라운 세부 사항은 내 "최고의"목록에있는 놀라운 경험이었습니다.

그 외에 원숭이 머리 성운을 우연히 발견하고 실제로 원숭이 머리처럼 보이는 것을 보는 것은 꽤 굉장했습니다. 거품 성운을 거품으로 보는 것은 꽤 멋진 일입니다. 1x에서 H-알파를 응시하고 성운에 걸려 넘어지는 것은 꽤 멋졌습니다. 아 그리고 드디어 실제로 말머리 성운을 보는 것도 깔끔하지만 IMO 근처의 화염 성운이 더 예쁘다

#4 조코

내가 가장 좋아하는 것은 망원경이 없는 핸드헬드입니다.

그리고 M42, Flame, IC 434가 가까운 완전한 Barnard Loop입니다.

그리고 망원경으로 내가 가장 좋아하는 대상은 잉크 반점 성운(Barnard 86) 및 NGC 6520 영역입니다.

말머리도 숨이 멎을 정도로 작아서 작은 망원경으로도 쉽게 볼 수 있습니다.

구상성단, 산개성단, 은하계, 성운도 NVD를 사용하여 잊을 수 없습니다.

2021년 2월 11일 - 오전 10:02에 Joko에 의해 수정됨.

#5 보벤

40년 동안 빛 공해에서 관찰한 결과 NV 최고의 전망이 많이 있습니다. 다음은 몇 가지입니다.

2,000mm FL에서 M-42의 핵심 – 매우 상세하고 3D와 비슷합니다.
말머리와 화염 성운을 관찰 할뿐만 아니라 내부의 세부 사항도 관찰 할 수 있습니다!
이전에 볼 수 없었던 많은 다른 성운 발견
궁수자리를 관통하는 크고 어두운 성운 관찰
하룻밤에 47개의 은하를 관찰하다
50mm 렌즈가 있는 Barnard의 루프 – 더 밝은 부분만 있다면.

#6 슬라비섹

가장 인상적인 관람 경험은 교외에서 Barnard 루프와 말 머리를 볼 수 있다는 것입니다.

다음으로 가장 인상적인 것은 모든 Ha nebulas입니다.

내 생각에 구형은 다르게 보입니다. 그래서 그들은 (NV와 함께) 보기에 흥미롭지만 인상적이지 않습니다.

#7 피터W

나는 별 수가 적은 도시의 하늘을 별들로 가득 찬 하늘로 바꾸고, 그곳에 실제로 무엇이 있는지 상기시키고, 더 어두운 하늘을 찾도록 격려하고, 당신의 얼굴에 미소를 짓게 할 수 있다는 것을 발견했습니다.

2021년 2월 12일 - 04:48 AM에 PETerW에 의해 수정됨.

#8 케미스트

가장 인상적인 관람 경험은 교외에서 Barnard 루프와 Horse head를 볼 수 있다는 것입니다.

다음으로 가장 인상적인 것은 모든 Ha nebulas입니다.

내 생각에 구형은 다르게 보입니다. 그래서 그들은 (NV와 함께) 보기에 흥미롭지만 인상적이지 않습니다.

구형에 대한 귀하의 의견이 궁금합니다. 22"의 조리개를 사용하면 인간의 눈이 좋은 반응을 보이는 스펙트럼의 파란색 끝에서 강한 방사체인 수평 가지 별을 보기 때문에 NV의 도움 없이 더 밝은 구상의 탁월한 해상도를 얻을 수 있습니다. NV 장치, 켜짐 반면에, 인간의 눈이 완전히 둔감한 근적외선에서 가장 강하게 방출하는 적색거성 가지별을 주로 탐지합니다. 따라서 "구상체는 다르게 보일 뿐입니다"라는 귀하의 의견은 완전히 의미가 있습니다. 청색이 없는 더 희미한 구상체도 있습니다 수평 가지 별과 NV 장치로 놀라운 개선을 볼 수 있습니다. 즉시 마음에 떠오르는 것은 NGC 6760이지만 다른 많은 것들이 있습니다.


간격을 염두에 두십시오: Gaia Mission은 별의 내부를 밝힙니다

By : Monica Young 2018 년 8 월 6 일 3

받은 편지함으로 이와 같은 기사를 보내십시오.

가이아 위성이 수집하고 올해 초 발표한 "빅 데이터"를 사용하여 천문학자들은 항성 구조에 대한 새로운 이해를 가리키는 항성 광도의 딸꾹질을 발견했습니다.

5,000광년 내의 4백만 개 이상의 별에 대한 가이아 데이터로 구성된 Hertzsprung-Russell 다이어그램은 별의 색상을 광도에 따라 표시합니다. 별은 주계열(레이블)에서 생애의 전성기를 삽니다. 질량이 작은 별은 백색 왜성으로 생을 마감하고, 질량이 더 큰 별은 초신성이 되기 전에 거인으로 진화합니다.
Gaia DPAC / Carine Babusiaux (그르노블 행성 및 천체 물리학 연구소, 파리 천문대)

천문학 101을 해본 적이 있다면 Hertzsprung-Russell 도표를 기억할 것입니다(또는 여전히 팔에 문신을 새겼을 수도 있습니다). 일반적으로 알려진 HR 다이어그램은 기본적으로 원스톱 별점입니다. 이 다이어그램은 별의 색상과 밝기를 기반으로 별의 크기와 온도, 진화의 단계, 내부 구조 등을 보여줍니다. 1900년대에 처음 종이에 기록된 이 간단한 도표는 한 세기가 지난 후에도 여전히 별의 비밀을 드러내고 있습니다.

17억 개의 놀라운 별에 대한 고정밀 거리 측정이 포함된 가이아 위성의 두 번째 데이터 세트가 출시된 후, 가이아 협력의 천문학자들은 즉시 여러 버전의 HR 다이어그램을 작성했습니다. 순수한 별 덩어리는 항성 진화의 생생한 "빅 데이터" 그림을 그립니다. 별은 일생의 대부분을 수소를 헬륨으로 융합하는 이른바 메인 시퀀스 더 무거운 별이 결국 붐을 일으키는 적색 거성 가지 또는 덜 무거운 별이 점차 흐릿하게 사라지는 백색 왜성 시퀀스로 노화되기 전에.

이제 Wei-Chun Jao(Georgia State University)가 이끄는 천문학자 팀은 7월 1일에 도표에서 좁지만 뚜렷한 간극을 발견했다고 발표했습니다. 천체물리학 저널 편지 (여기에서 무료 사전 인쇄 가능). 이 간격은 너무 뚜렷해서 도구의 인공물처럼 보일 수 있지만 Jao와 동료들은 2MASS의 적외선 데이터를 사용하여 별에서 동일한 간격을 보고 있으므로 확실히 실제입니다. 대부분의 주계열은 한 유형의 별에서 다음 별 유형으로 원활하게 전환되지만 가장 차갑고 가장 희미한 적색 왜성 사이에서는 전환에 작은 딸꾹질이 있습니다. 로 알려진 미디엄 별, 이들은 수소 융합 주계열에서 가장 작고 가장 광도가 낮은 별입니다(Oh Be a Fine Guy/Gal Kiss Me의 "나").

이 플롯은 Gaia 데이터로 생성된 HR 다이어그램을 확대합니다(여기서 M 별의 광도를 나타내고 MBP-미디엄RP 별의 색을 나타냅니다). 이 간격은 대략 태양 질량의 1/3을 차지하는 적색 왜성에 해당하는 좁은 범위의 광도에서 발생합니다.
Jao et al. 천체물리학 저널, 2018년 7월 1일

가장 작은 미디엄 별은 내부가 완전히 대류라는 점에서 독특합니다. 즉, 내부 전체가 끓는 플라즈마 덩어리임을 의미합니다. 가장 큰 미디엄 별은 대류성 외피가 별을 둘러싸고 있는 태양과 더 비슷합니다. 복사 구역, 끓는 움직임이 억제되는 밀도가 높은 영역. 에너지는이 압축 된 내부에서 더 느리게 이동합니다. 광자가 태양 내부에서 빠져 나가는 데는 수천에서 수백만 년이 걸릴 수 있습니다.

저질량 미디엄 왜성은 완전히 대류하므로 끓는 운동이 별의 내부를 뒤섞습니다. 그러나 특정 질량 이상에서는 핵이 끓는 운동이 더 이상 불가능할 정도로 충분히 높은 압력에 도달하고 광자는 대신에 더 느리게 전달됩니다. 복사 구역. 핵융합 반응은 핵융합 생성물을 더 잘 혼합할 수 있는 코어에서 더 효율적으로 발생합니다.
위키미디어 공용

이 두 내부 구조 사이의 전환은 적색 왜성이 태양 질량의 약 1/3을 가질 때 발생합니다. Jao와 동료들이 발견한 간격은 정확히 그 질량입니다. 질문은, 왜? 결국, 항성 구조에 대한 대부분의 이론적인 모델은 여기에서 부드러운 전환을 보여줍니다. 즉, 복사 코어와 0.35 태양 질량을 가진 별이 있는 만큼 완전히 대류 구조와 0.34 태양 질량을 가진 많은 별이 있어야 합니다.

Jao의 연구가 7월 1일자에 발표된 직후 천체물리학 저널, James MacDonald와 John Gizis(둘 모두 University of Delaware)가 이끄는 또 다른 논문이 천문학 사전 인쇄 아카이브에 게재되었습니다. 이 저자들은 격차가 실제로 기존 이론의 특징이라고 주장합니다. 단지 그것을 찾기 위해서는 매우 좁은 질량 범위를 조사해야 한다는 것뿐입니다. 가이아는 그들에게 볼 곳을 보여주었습니다.

그들은 내부 구조가 별의 동력원의 효율성에 영향을 미치기 때문에 격차가 발생한다고 설명합니다. 더 작고 질량이 낮은 별의 중심핵에서 일어나는 끓는 운동은 핵융합 반응의 중간 생성물을 혼합하는 데 도움이 되며, 이로써 별이 수소를 더 효율적으로 융합하고 꾸준히 광도를 높일 수 있습니다. 더 무거운 적색 왜성은 덜 효율적인 핵융합로이며 광도가 비교적 일정하게 유지됩니다. 한 구조가 다른 구조를 대체함에 따라 그 차이로 인해 특정 밝기의 별이 부족하게 됩니다.

여전히 질문이 남아 있습니다. 가이아 데이터의 믿을 수없는 세부 사항은 틈새에 별이 거의 나타나지 않는다는 것을 보여줍니다. 왜 별이 있는가? 또한 더 무거운 원소에 의해 덜 오염된 별의 경우 간격이 더 넓은 것으로 보입니다. 이 "순수한" 별이 항성 구조에 영향을 미치는 이유는 무엇입니까? 천문학자들이 처음으로 별을 체계적으로 이해하기 시작한 지 한 세기가 지난 지금도 별은 우리가 알고 있는 것보다 더 복잡하다는 것이 계속해서 증명되고 있습니다.


새로운 연구는 자외선에서 밝은 별 Barnard 29의 본질에 대한 통찰력을 발견합니다

Barnard 29의 GHRS 스펙트럼. 출처: Dixon et al., 2019.

분광기의 데이터를 분석하여 천문학자들은 구상성단 Messier 13에 있는 자외선으로 밝은 별인 Barnard 29의 기본적인 특성을 보고했습니다. arXiv.org에 3월 1일에 발표된 논문에 발표된 분석 결과는 그 성질에 대한 중요한 통찰력을 제공합니다. 이 별.

Barnard 29는 한 세기가 넘는 기간 동안 천문학자들의 흥미를 끌었습니다. 초기 연구에서는 성단의 다른 대부분의 별보다 훨씬 더 푸른 빛으로 빛나는 별의 가장 놀라운 예로 설명되었습니다. 보다 최근의 관측에 따르면, Barnard 29는 자외선에서 밝은 AGB(post-asymptotic giant branch) 별으로 분류됩니다.

Barnard 29는 수많은 관찰의 대상이 되었지만, 그 진화와 화학적 구성에 대한 많은 질문은 여전히 ​​풀리지 않은 채로 남아 있습니다. 따라서 메릴랜드 주 볼티모어에있는 우주 망원경 과학 연구소의 William V. Dixon이 이끄는 천문학 자 팀은 허블 우주 망원경의 FUSE, COS 및 GHRS 분광기 및 Keck I 망원경의 HIRES echelle 분광기에서 사용 가능한 데이터를 수집했습니다. 하와이에서. 이 데이터 세트의 분석을 통해 연구원들은 이 별에 있는 12개 이상의 원소에 대한 화학적 존재비를 결정할 수 있었습니다.

천문학자들은 논문에서 "고해상도, 높은 신호 대 잡음 FUV 및 광학 스펙트럼을 통해 별의 철 풍부도를 확인하고 많은 추가 종의 풍부도를 결정할 수 있다"고 썼다.

연구 결과에 따르면 Barnard 29는 Messier 13의 1세대 별에서 볼 수 있는 전형적인 화학 조성을 가지고 있습니다. 이 천체는 이 성단의 2세대 별보다 산소가 더 풍부하고 알루미늄이 부족한 것으로 밝혀졌습니다.

그러나 이 별은 탄소 부족과 질소 과잉을 보여 적색거성 가지(RGB)에서 비대류 혼합을 경험했으며 세 번째 준설을 거치지 않았음을 나타냅니다. 게다가, Barnard 29의 화학적 풍부도는 RGB를 떠난 이후로 거의 변하지 않은 것으로 보입니다.

"Barnard 29에서 볼 수 있는 풍부한 패턴(RGB의 1세대 별 평균값에 비해 C 고갈 및 N 향상)은 별이 깊은 혼합의 완전한 영향을 경험했음을 시사합니다."

게다가 연구원들은 Barnard 29의 유효 온도가 약 21,400K이고 질량이 약 0.5 태양 질량이라는 것을 발견했습니다. 그들은 또한 이 별의 철 함량이 -6.05라는 것을 발견했으며 이는 Messier 13의 평균값과 일치합니다.

논문에 따르면 연구 결과에 따르면 버나드 29는 태양 질량이 약 0.5~0.55배인 무연령 수평가지(ZAHB) 별에서 진화했으며, 극과 청색 수평 가지 사이의 경계 근처에 있었다.

"항성 진화 모델에 비추어 볼 때 Barnard 29는 M을 가진 ZAHB 별에서 진화하는 포스트 HB 별일 가능성이 높습니다.자브 0.50~0.55M 사이, EHB/BHB 경계에 걸친 범위. HB 이후의 별은 RGB에 대한 비 대류 혼합의 완전한 효과를 경험했다는 우리의 제안과 일치하여 RGB를 완전히 상승 시켰을 것입니다. "라고 과학자들은 설명했습니다.


갈색 왜성의 진화(0.013~0.075M⊙)

L 형 메인 시퀀스의 진화 (0.075 ~ 0.0973M⊙)

L급 주계열성은 T 황소자리 전주계열성에서 형성되며 최대 12조 년 동안 주계열에 머무를 수 있습니다. At the beginning of the star's main sequence stage, the star is as hot as a Class M main sequence star due to residual heat from the star's formation, though the star will lose said heat relatively quickly and become an L-type star kept warm by its own heat from hydrogen fusion.

Class L main-sequence stars are fully convective and as such, helium will not accumulate at the star's core and the star is able to burn a much larger proportion of its hydrogen compared to more massive main-sequence stars. After the star has exhausted its hydrogen, it will go through a transitional stage between red dwarf and white dwarf called a blue dwarf. The blue dwarf will eventually form a very cool helium white dwarf, which will cool into a black dwarf over the course of a quadrillion years.

Pre-main sequence → Red dwarf Blue dwarf → Helium white dwarf  → Black dwarf
TTS  → M V  → L V  → blue  →  blue  →  blue  → DB  →  DB  → DB  →  DB  → DB  → black

Evolution of M-type main sequences (0.0973 to 0.250 M⊙)

Class M red dwarfs are formed from T Tauri pre-main sequence stars and will stay in the main sequence for up to trillions of years. The less massive the star, the longer the star will stay in the main sequence. For example, a star about 0.16 solar masses (comparable to Barnard's star) will last about 2.5 trillion years in the main sequence while a star 0.10 solar masses will last about 6 trillion years in the main sequence. The least massive Class M stars are ones partially heated from residual heat from the star's formation. Said stars will eventually radiate away its residual heat and become Class L stars heated by hydrogen fusion and stay that way for the rest of their time as main sequence stars.

M-type stars less massive than 0.25 solar masses will become a blue dwarf after they exhaust their hydrogen. The blue dwarf will eventually form a very cool helium white dwarf.

Evolution of M-type main sequences (0.250 to 0.459 M⊙)

When M-type stars larger than about 0.25 solar masses lose enough hydrogen, they will drastically swell up, become more luminous, and enter the subgiant branch and red giant branch before becoming a helium white dwarf.


Are horizontal branch stars fully convective? -천문학

While Stars Are on the Main Sequence

  • What holds stars up? Equilibrium between thermal pressure and gravity (and radiation pressure in massive stars) lasts for 90% of their life: 10 Gyr for the Sun, more for smaller stars.
  • How is the energy produced? Between the time when T > 10 million K and when they run out of H, He production in the core, by the proton-proton chain ( T < 20 million K) or CNO cycle (dominant at T > 20 million K).
  • How does the energy get out? Radiation and convection, like in the Sun May take a million years to reach the surface In very low mass stars, deep convection zone and intense flare activity In high-mass stars, no convection near the surface.

What Happens after the Main Sequence?

Evolution of Low-Mass Stars ( M < 10 solar masses)

  • H shell burning production: H depleted in the core, He core shrinks T rises around the core, energy production by H fusion continues at a faster rate in a shell, and the star becomes brighter.
  • Star growth: Envelope expands so it cools down, while the core shrinks and heats up > Subgiant and red giant branch, with red giant winds.
  • Very-low-mass stars: They end their lives as He white dwarfs (with electron degeneracy pressure maintaining their size).
  • Sunlike stars: He burning to C in the core starts with a flash when T = 10 8 K The core expands and the luminosity decreases, as the star moves to the horizontal branch of the HR diagram Example: Beta Ceti.
  • He shell burning: He depleted, C core shrinks, T rises, faster fusion, envelope expands > Double-shell burning and asymptotic giant branch.

What Does a Sun-Like Star Eventually Become?

  • Planetary nebula: He shell flashes and ejection of the star's envelope, ionized by the star's UV radiation May look round (Ring Nebula or NGC 3132) but most have bipolar lobes (NGC 2346 or Henize 3-401), probably because of magnetic fields, and possibly due to orbiting companions [The closest known in the Helix nebula, 450 ly away].
  • Dying star: By this time, it has shed almost half its mass, and no more matter remains around it either, including nearby planets it may have had Distant ones may survive, but they become warmer and ice on their moons or "Kuiper belt" objects may turn to gas.
  • White dwarf: From the hot remnant of the C core, cooling down Earth-sized but with the Sun's mass, stabilized by electron degeneracy pressure.
  • Examples: The first one discovered was Sirius B (small but very hot) We know other ones, but they are hard to see unless they are in binary systems.

  • End of evolution: The star becomes a black dwarf (unless more matter falls on it), some of its matter is added to the surrounding interstellar medium.

Evolution of High-Mass Stars

  • Summary: Heavier, bigger stars lead a much shorter, more violent life.
  • Faster changes: The more massive the star, the faster the p-p chain proceeds [and at the higher T the presence of C, N and O accelerates H fusion (CNO cycle)].
  • Phases: H shell burning gradual onset of He burning in the core He shell burning . Intermediate mass stars stop here.
  • C burning in the core: It requires a temperature of 600 MK, or an initial mass of 8 suns Produces heavier elements Last significant process is Si burning and Fe piling up in the core Fe cannot fuse.

Evolution of Very Massive Stars

  • Summary: Stars heavier than 20 solar masses emit such strong stellar winds that they appear surrounded by their ejected matter as in a slow explosion (Wolf-Rayet stars).

Nucleosynthesis - Formation of the Elements


Pulsations in hot subdwarf stars: recent advances and prospects for testing stellar physics

The evolved, core helium burning, extreme horizontal branch stars (also known as hot B subdwarfs) host several classes of pulsators showing either p- or g-modes, or both. They offer particularly favorable conditions for probing with asteroseismology their internal structure, thus constituting arguably the most interesting seismic window for this intermediate stage of stellar evolution. G-modes in particular have the power to probe deep inside these stars, down to the convective He-burning core boundary where uncertain physics (convection, overshooting, semi-convection) is at work. Space data recently obtained with CoRoT and Kepler are offering us the possibility to probe these regions in detail and possibly shed new light on how these processes shape the core structure. In this short paper, we present the most recent advances that have taken place in this field and we provide hints of the foreseen future achievements of hot subdwarf asteroseismology.



코멘트:

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  3. Yozragore

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