Kuidas määrata tähe massi

Peaaegu kõigel universumis on mass, aatomitest ja alaaatomi osakestest (nagu need, mida on uurinud suur hadronite põrkaja) kuni hiiglaslikud galaktikate klastrid. Ainsad teadlased, millest siiani on teada mass ja millel pole massi, on footonid ja gluoonid.

Missa on oluline teada, kuid taevas asuvad objektid on liiga kaugel. Me ei saa neid puudutada ja kindlasti ei saa me neid tavapäraste vahenditega kaaluda. Niisiis, kuidas määravad astronoomid asjade massi kosmoses? See on keeruline.

Oletame, et a tüüpiline täht on üsna massiline, üldiselt palju rohkem kui tüüpiline planeet. Miks hoolib selle mass? Seda teavet on oluline teada, sest see näitab vihjeid tähe evolutsioonilise mineviku, oleviku ja tuleviku kohta.

Astronoomid saavad tähemassi määramiseks kasutada mitmeid kaudseid meetodeid. Üks meetod, nn gravitatsiooniline lääts, mõõdab valgusteed, mida painutab lähedalasuva objekti gravitatsiooniline tõmme. Ehkki painde suurus on väike, võivad täpsed mõõtmised paljastada pukseerimist tegeva objekti gravitatsioonilise tõmbe massi.

Gravitatsioonilise läätse rakendamiseks tähemasside mõõtmiseks kulus astronoomidel 21. sajandini. Enne seda pidid nad lootma ühist massikeskust tiirlevate tähtede, nn binaarsete tähtede mõõtmistel. Mass binaarsed tähed (kahte tähte, mis tiirlevad ümber ühise raskuskeskme) on astronoomidel üsna lihtne mõõta. Tegelikult pakuvad mitu tähesüsteemi õpikute näitel, kuidas nende masse välja mõelda. See on natuke tehniline, kuid seda tasub uurida, et saada aru, mida astronoomid tegema peavad.

Esiteks mõõdavad nad kõigi süsteemi tähtede orbiite. Samuti määravad nad tähtede orbitaalkiiruse ja määravad siis, kui kaua kulub antud tähe läbimiseks ühel orbiidil. Seda nimetatakse selle "orbitaalseks perioodiks".

Kui kogu see teave on teada, teevad järgnevad astronoomid tähtede masside määramiseks mõned arvutused. Nad saavad kasutada võrrandit V_orbiit = SQRT (GM / R) kus SQRT on "ruutjuur" a, G on gravitatsioon, M on mass ja R on objekti raadius. Massi kiusamine, lahendades lahendatava võrrandi, on algebra küsimus M.

Nii et ilma tähte kunagi puudutamata kasutavad astronoomid selle massi arvutamiseks matemaatikat ja teadaolevaid füüsikalisi seadusi. Seda ei saa nad aga iga tähe puhul teha. Muud mõõtmised aitavad neil tähtede massi välja mõeldamitte binaarses või mitme tärni süsteemides. Näiteks saavad nad kasutada heledust ja temperatuuri. Erineva heleduse ja temperatuuriga tähtedel on tohutult erinev mass. Graafikule kantud teave näitab, et tähti saab paigutada temperatuuri ja heleduse järgi.

Tõeliselt massiivsed tähed on universumi kuumimate seas. Väiksema massiga tähed, näiteks Päike, on jahedamad kui nende hiiglaslikud õed-vennad. Tähetemperatuuri, värvide ja heleduste graafikut nimetatakse Hertzsprung-Russelli diagrammja määratluse järgi näitab see ka tähe massi, sõltuvalt sellest, kus see diagrammil asub. Kui see asub pikal sirgel kõveral, mida nimetatakse Põhijärjestus, siis teavad astronoomid, et selle mass ei ole hiiglaslik ega ka väike. Suurim mass ja väikseima massiga tähed jäävad põhijärjestusest välja.

Astronoomid saavad tähtede sündimise, elamise ja surma korraldamisega hakkama. Seda elu ja surma jada nimetatakse "tähe evolutsiooniks". Tärni kujunemise suurim ennustaja on mass, millega ta on sündinud, selle "algmass". Madala massiga tähed on üldiselt jahedamad ja hämaramad kui nende suurem mass kolleegid. Nii et astronoomid, saades tähe värvi, temperatuuri ja selle, kus see elab, Hertzsprung-Russelli diagrammil, saavad tähe massist hea ettekujutuse. Tuntud massiga sarnaste tähtede (näiteks ülalnimetatud kahendkoodide) võrdlused annavad astronoomidele hea ettekujutuse sellest, kui massiivne antud täht on, isegi kui see pole binaarne.

Muidugi ei hoia staarid kogu oma elu sama massi. Nad kaotavad selle vananedes. Nad tarbivad järk-järgult oma tuumakütust ja kogevad tohutuid massikaotuse episoode elu lõpuni. Kui nad on tähed nagu Päike, puhuvad nad selle õrnalt maha ja moodustavad planeedilise udukogu (tavaliselt). Kui nad on Päikesest palju massiivsemad, surevad nad supernoova sündmustes, kus tuumad varisevad kokku ja laienevad seejärel katastroofilise plahvatuse korral väljapoole. See lõhkab suure osa nende materjalist kosmosesse.

Vaadates tähtede tüüpe, mis surevad nagu Päike või surevad supernoovas, saavad astronoomid järeldada, mida teised tähed teevad. Nad teavad oma masse, nad teavad, kuidas arenevad ja surevad teised sarnaste massidega tähed ja nii saavad nad mõne ilusa teha head ennustused, mis põhinevad vaatlustel värvi, temperatuuri ja muude aspektide kohta, mis aitavad neil mõista massid.

Tähtede vaatlemisel on palju enamat kui andmete kogumine. Astronoomide saadav teave on kokku pandud väga täpseteks mudeliteks, mis aitavad neil täpselt ennustada, mida tähed Linnuteel ja kogu universumis teevad seda, nagu nad sünnivad, vananevad ja surevad, kõik nende põhjal massid. Lõpuks aitab see teave inimestel ka tähtedest, eriti meie Päikesest, paremini aru saada.

• Tähe mass on oluline ennustaja paljudele muudele omadustele, sealhulgas ka sellele, kui kaua see elab.
• Astronoomid kasutavad tähtede masside määramiseks kaudseid meetodeid, kuna nad ei saa neid otseselt puudutada.
• Tavaliselt elavad massiivsemad tähed lühemaid eluaegu kui vähem massiivsed. Seda seetõttu, et nad tarbivad oma tuumakütust palju kiiremini.
• Tähed, nagu meie Päike, on keskmise massiga ja lõpevad palju erinevalt kui massiivsed tähed, mis puhkevad mõnekümne miljoni aasta pärast ise õhku.