Properties of Main Sequence StarsMa

Properties of Main Sequence Stars

Main sequence stars are characterised by the source of their energy. They are all undergoing fusion of hydrogen into helium within their cores. The rate at which they do this and the amount of fuel available depends upon the mass of the star. Mass is the key factor in determining the lifespan of a main sequence star, its size and its luminosity. Stars on the main sequence also appear to be unchanging for long periods of time. Any model of such stars must be able to account for their stability.

Hydrostatic Equilibrium

The simple model of any main sequence star is of a dense gas/fluid in a state of hydrostatic equilibrium. The inward acting force, gravity, is balanced by outward acting forces of gas pressure and the radiation pressure. Apart from the extremely hot but tenuous corona , the pressure and temperature of stars basically increases as you approach the core.

Main sequence stars essentially have a fixed size that is a function of their mass. The more massive the star, the greater its gravitational pull inwards. This in turn compresses the gas more. As you try and compress a gas it exerts a gas pressure back, it resists the compression. In stars this gas pressure alone is not sufficient to withstand the gravitational collapse. Once the core temperature has reached about 10 million K, fusion of hydrogen occurs, releasing energy. This energy exerts an outwards radiation pressure due to the action of the photons on the extremely dense matter in the core. The radiation pressure combined with the gas pressure balances the inward pull of gravity preventing further collapse.

Stellar Mass

As was apparent from the evolutionary Hayashi tracks on the previous page, a star's position on the main sequence its actually a function of its mass. This is an incredibly useful relationship, called the mass-luminosity relation. If we know where on the main sequence a star is we can infer its mass. In general the more massive a star is, the further up the main sequence it is found and the more luminous it is. Mathematically this relation is expressed by:

log(L/LSun)= n log(M/MSun) or
L/LSun = (M/MSun)n (Equation 6.1)

where n is about 4 for Sun-like stars, 3 for the more massive stars and 2.5 for dim red main sequence stars. (*Note this formula is not required for HSC exams). A 0.1 solar mass star has only about one-thousandth the luminosity of the Sun whereas a 10-solar mass star is has a luminosity 10,000 × that of our Sun.


Properties of Main Sequence Stars
Hydrostatic Equilibrium
Stellar Mass
Main Sequence Lifespan
Composition
Table of Properties

ผลลัพธ์ (ไทย) 1:

คุณสมบัติของดาวแถบลำดับหลักดาวหลักลำดับที่รนีแหล่งพลังงานของพวกเขา พวกเขาทั้งหมด undergoing ฟิวชั่นของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมภายในแกนของพวกเขาได้ ที่ทำนี้และปริมาณของเชื้อเพลิงที่มีอัตราขึ้นอยู่กับมวลของดาว มวลชนเป็นปัจจัยสำคัญในการกำหนดอายุของดาวหลักลำดับ ขนาด และความสว่างของ ดาวบนแถบลำดับหลักยังปรากฏค้างเป็นเวลานาน รุ่นใด ๆ ของดาวดังกล่าวต้องสามารถให้ความมั่นคงของพวกเขาสภาวะสมดุลอุทกสถิตแบบง่าย ๆ ของดาวใด ๆ แถบลำดับหลักได้ของแก๊ส/น้ำมันมีความหนาแน่นสูงในสภาวะสมดุลอุทกสถิต เข้าข้างในทำหน้าที่แรง แรงโน้มถ่วง มีความสมดุล โดยการกระทำของความดันก๊าซและความดันรังสีภายนอก จากโค tenuous แต่ร้อนมาก ความดันและอุณหภูมิของดาวโดยทั่วไปเพิ่มขึ้นเป็นวิธีการหลักการดาวแถบลำดับหลักหลักมีขนาดคงที่คือฟังก์ชันของมวลของ ขนาดใหญ่กว่าดาว ยิ่ง inwards ของความโน้มถ่วงดึง นี้จะบีบอัดแก๊สเพิ่มเติม ลอง และอัดแก๊สที่มัน exerts แก๊สความดันกลับ จะพยายามขัดขวางการบีบอัด ดาวความดันก๊าซนี้เพียงอย่างเดียวไม่เพียงพอที่จะทนต่อการพังทลายของความโน้มถ่วง เมื่ออุณหภูมิหลักได้ถึงประมาณ 10 ล้าน K ฟิวชั่นของไฮโดรเจนเกิดขึ้น ปล่อยพลังงาน พลังงานนี้ exerts ดันการแผ่รังสี outwards เนื่องจากการกระทำของ photons ในเรื่องหนาแน่นมากในหลัก ความดันรังสีรวมกับความดันของแก๊สสมดุลดึงเข้าด้านในของแรงโน้มถ่วงในการป้องกันการยุบมวลของดาวฤกษ์เป็นชัดเจนจากเพลงฮายาชิวิวัฒนาการบนก่อนหน้า หน้า ตำแหน่งของดาวบนแถบลำดับหลักการของฟังก์ชันของมวลของจริง ความสัมพันธ์มีประโยชน์อย่างเหลือเชื่อ เรียกว่าความสัมพันธ์ของความสว่างโดยรวมอยู่ ถ้าเรารู้ว่าบนแถบลำดับหลักดาวเราสามารถรู้มวลของ ขนาดใหญ่กว่าทั่วไปที่ดาวคือ การเพิ่มเติมขึ้นเป็นลำดับหลักและลูมินัสมากขึ้น ได้ Mathematically ความสัมพันธ์นี้จะแสดงโดย:log(L/LSun) = n log(M/MSun) หรือL/LSun = (M/MSun) n (สมการที่ 6.1)โดยที่ n คือ ประมาณ 4 อาทิตย์เหมือนดาว 3 ดาวขนาดใหญ่มากและ 2.5 ดาวมิติลำดับหลักสีแดง (* หมายเหตุสูตรนี้ไม่จำเป็นสำหรับการสอบมงเปอ) 0.1 เป็นดาวแสงโดยรวมมีเพียง thousandth หนึ่งเกี่ยวกับความสว่างของดวงอาทิตย์เป็นดาวมวลพลังงานแสงอาทิตย์ 10 มีลอกเรือง 10000 ที่ดวงอาทิตย์ของเราคุณสมบัติของดาวแถบลำดับหลักสภาวะสมดุลอุทกสถิตมวลของดาวฤกษ์หลักลำดับอายุองค์ประกอบตารางคุณสมบัติ

ผลลัพธ์ (ไทย) 3:

คุณสมบัติหลักลำดับดวงดาว

หลักลำดับดวงดาวมีลักษณะแหล่งที่มาของพลังงาน พวกเขาทั้งหมดมีการฟิวชั่นของไฮโดรเจนเป็นฮีเลียมในแกนของพวกเขา อัตราที่พวกเขาทำและปริมาณของเชื้อเพลิงที่ใช้ได้จะขึ้นอยู่กับมวลของดาว มวล เป็นปัจจัยสำคัญในการกำหนดอายุการใช้งานของดาวลำดับหลัก ขนาดและความสว่างของมันดาวบนแถบลำดับหลักยังปรากฏจะไม่เปลี่ยนแปลงสำหรับระยะเวลานานของเวลา รูปแบบใด ๆของดาวดังกล่าวต้องสามารถบัญชีสำหรับเสถียรภาพของสมดุลไฮโดรสแตติก



ง่ายรูปแบบใด ๆหลักลำดับดาราเป็นหนาแน่นก๊าซ / ของเหลวในภาวะหยุดนิ่งสมดุล การเข้าทำแรง , แรงโน้มถ่วง , จะมีความสมดุลโดยภายนอกแสดงกําลังของความดันก๊าซและความดันรังสี .นอกเหนือจากที่แสนร้อน แต่ไม่สำคัญ โคโรน่า ความดันและอุณหภูมิของดาวโดยทั่วไปเพิ่มในขณะที่คุณเข้าใกล้หลัก

หลักลำดับดวงดาวเป็นหลักมีขนาดคงที่ที่เป็นฟังก์ชันของมวล ยิ่งใหญ่ระดับที่มากขึ้นของแรงโน้มถ่วงดึงเข้าด้านใน นี้ในการเปิดการบีบอัดก๊าซเพิ่มเติม คุณลอง และบีบอัดแก๊สมัน exerts แก๊สแรงดันกลับมันต่อต้านการบีบอัด ในดวงดาวนี้ความดันก๊าซเพียงอย่างเดียวนั้นไม่เพียงพอที่จะทนต่อยุบแรงโน้มถ่วง เมื่ออุณหภูมิแกนมีถึง 10 ล้านองศาเคลวิน ฟิวชั่นของไฮโดรเจนเกิดขึ้น ปล่อยพลังงาน พลังงานนี้สร้างเป็นร่างรังสีความกดดันเนื่องจากการกระทำของโฟตอนในเรื่องนี้มากหนาแน่นในหลักความดันรังสีรวมกับแรงดันก๊าซยอดดึงเข้าไปด้านในของแรงโน้มถ่วงเพื่อป้องกันการยุบอีก



เป็นดาวฤกษ์มวลเห็นได้ชัดจากวิวัฒนาการ ฮายาชิ เพลงในหน้า เป็นดาวตำแหน่งบนลำดับหลักของจริงฟังก์ชันมวลของ นี่คือความสัมพันธ์ที่เป็นประโยชน์อย่างเหลือเชื่อเรียกว่ามวลความสว่างความสัมพันธ์ถ้าเรารู้ว่าในหลักลำดับดารา เราสามารถอนุมานมวลของมัน โดยทั่วไปมีขนาดใหญ่กว่าดาวคือ เพิ่มเติมขึ้นตามลําดับหลักพบยิ่งสว่างมันคืออะไร ความสัมพันธ์ทางคณิตศาสตร์นี้แสดงโดย : บันทึก

( L / lsun ) = n log ( M / msun ) หรือ
L / lsun = ( m / msun ) N ( สมการ 6.1 )

ที่ N ประมาณ 4 อาทิตย์ เหมือนดาว , 3 ดาวใหญ่มากขึ้น และ 2 .5 สำหรับสลัวสีแดงหลักลำดับดวงดาว ( * หมายเหตุ สูตรนี้มันไม่จำเป็นสำหรับการสอบ HSC ) เป็น 0.1 แสงอาทิตย์มวลดาวได้เพียงประมาณหนึ่งในพันส่วนที่สว่างของดวงอาทิตย์ในขณะที่ 10 มวลดวงอาทิตย์ดาวที่มีความสว่าง 10 ×ที่ดวงอาทิตย์ของเรา


คุณสมบัติหลักลำดับดวงดาว

ดาวฤกษ์มวลสมดุล hydrostatic
หลักลำดับอายุ

คุณสมบัติขององค์ประกอบ