الفلك

كتلة أسلاف Subdwarf B في التسلسل الرئيسي

كتلة أسلاف Subdwarf B في التسلسل الرئيسي


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.

ملحوظة: بكلمة "سلف" أعني "النجم كما كان عندما كان لا يزال التسلسل الرئيسي". الرجاء تصحيح لي إذا كان لدي خطأ في المصطلحات.

تمتلك معظم الأقزام الفرعية من النوع B كتلة نصف كتلة الشمس تقريبًا. قبل أن يصبحوا أقزامًا فرعية زرقاء وبيضاء ، مروا بمرحلة العملاق الأحمر ، لذلك كانت كتلهم التسلسلية الرئيسية بين $0.3$ و 8 ملايين دولار _ { odot} دولار. نظرًا لأنهم استمروا في دمج الهيليوم ، يمكننا رفع هذا الحد الأدنى إلى 0.5 مليون دولار _ { odot} دولار. بما أن اندماج الهليوم في هذه النجوم يبدأ بـ "وميض الهيليوم" ، فعندئذ سيكونون كذلك <2 مليون _ { odot} دولار خلال التسلسل الرئيسي.

هل هناك أي شيء معروف أكثر عن كتل نجوم التسلسل الرئيسي التي يمكن أن تصبح أقزامًا من النوع B؟ النطاق الضيق للكتل التي لوحظت للأقزام الفرعية مشتق من النطاق الضيق للكتل الأساسية القابلة للحياة. ومع ذلك ، تشير الأوراق التي قرأتها إلى أن النجوم السلفية قد يكون لها كتل في نطاق أوسع بكثير من نوىها. لذلك 0.5 مليون دولار _ { odot} leq M leq 2 مليون _ { odot} $ النطاق الوارد أعلاه قد يكون أضيق الحدود المعروفة لكتلة مثل هذا النجم ، ولكن إذا كان أي شخص قادرًا على توفير مصدر موثوق للحدود الأكثر تشديدًا ، فسأكون مهتمًا جدًا.

مصدر ل 0.5 مليون دولار _ { odot} دولار الأدنى:

لافلين ، جي ، بودنهايمر ، بي ، وآدامز ، إف سي (1997). نهاية التسلسل الرئيسي. مجلة الفيزياء الفلكية ، 482 (1) ، 420.

مصدر ل 2 مليون دولار _ { odot} دولار الحد الاعلى:

هارباز ، أ. (1993). التطور النجمي. AK بيترز / مطبعة CRC.


نجم Subdwarf B.

أ B- نوع subdwarf (sdB) هو نوع من الأقزام الفرعية ذات النوع الطيفي B. وهي تختلف عن الأقزام الفرعية النموذجية بكونها أكثر سخونة وإشراقًا. [1] وهي تقع في "أقصى الفرع الأفقي" من مخطط هيرتزبرونج-راسل. كتل هذه النجوم حوالي 0.5 كتلة شمسية ، وتحتوي فقط على حوالي 1٪ هيدروجين ، والباقي من الهيليوم. يتراوح نصف قطرها من 0.15 إلى 0.25 نصف قطر شمسي ، وتتراوح درجة حرارتها من 20.000 إلى 40.000 ألف.

تمثل هذه النجوم مرحلة متأخرة في تطور بعض النجوم ، تحدث عندما يفقد نجم عملاق أحمر طبقات الهيدروجين الخارجية قبل أن يبدأ اللب في دمج الهيليوم. الأسباب وراء حدوث هذا الفقد المبكر للكتلة غير واضحة ، لكن يُعتقد أن تفاعل النجوم في نظام نجمي ثنائي هو أحد الآليات الرئيسية. قد تكون الأقزام الفرعية المفردة نتيجة اندماج اثنين من الأقزام البيضاء. من المتوقع أن تصبح نجوم sdB أقزامًا بيضاء دون المرور بمراحل عملاقة أخرى.

تعتبر نجوم الأقزام الفرعية B أكثر سطوعًا من الأقزام البيضاء ، وهي عنصر مهم في مجموعة النجوم الساخنة للأنظمة النجمية القديمة ، مثل العناقيد الكروية ، وانتفاخات المجرات الحلزونية ، والمجرات الإهليلجية. [2] وهي بارزة في الصور فوق البنفسجية. يُقترح أن تكون الأقزام الفرعية الساخنة هي سبب ارتفاع الأشعة فوق البنفسجية في ناتج الضوء من المجرات الإهليلجية. [1]


محتويات

أدرج نظام أطلس يركيس المنقح (Johnson & amp Morgan 1953) [9] شبكة كثيفة من النجوم القياسية الطيفية القزمة من النوع B ، ولكن لم تنجو كل هذه النجوم حتى يومنا هذا كمعايير. "نقاط الربط" لنظام التصنيف الطيفي MK بين النجوم القزمة من النوع B ، أي تلك النجوم القياسية التي ظلت دون تغيير منذ الأربعينيات على الأقل ، هي upsilon Orionis (B0 V) ، eta Aurigae (B3 V) ، eta Ursae Majoris (B3 V). [10] [11] إلى جانب معايير التثبيت هذه ، فإن المراجعة الأساسية لتصنيف MK من قبل Morgan & amp Keenan (1973) [11] أدرجت "معايير خنجر" Tau Scorpii (B0 V) ، Omega Scorpii (B1 V) ، 42 Orionis ( B1 V) و 22 Scorpii (B2 V) و Rho Aurigae (B5 V) و 18 Tau (B8 V). ساهمت MK Spectra Atlas of Morgan و Abt و amp Tapscott (1978) [12] أيضًا في معايير beta2 Sco (B2 V) و 29 Persei (B3 V) و HD 36936 (B5 V) و HD 21071 (B7 V) . ساهم Gray & amp Garrison (1994) [13] بمعياري B9 V: أوميغا لـ A و HR 2328. معيار B4 V المنشور الوحيد هو 90 Leonis ، من Lesh (1968). [14] كان هناك اتفاق ضئيل في الأدبيات حول اختيار معيار B6 V.


Evryscope ابحث عن متغيرات مضغوطة

من خلال العمل مع متعاونين في UNC-Chapel Hill ، أجرينا مسحًا للقزم الأبيض المرشح والنجوم شبه القزمية الساخنة في السماء الجنوبية بحثًا عن عبور سريع وخسوف وتنوع شبيه بالجيوب في منحنيات ضوء Evryscope. يهدف المسح إلى الكشف عن إشارات العبور من كواكب بحجم نبتون إلى عمالقة الغاز ، والكسوف من الأقزام M والأقزام البنية. من المتوقع أن تكون إشارات التباين الأخرى من الثنائيات المدمجة وثنائيات تأثير الانعكاس. نظرًا لصغر حجم الأقزام الفرعية الساخنة ، من المتوقع أن تستمر إشارات العبور والكسوف لبضع دقائق فقط ، ولكن مع أعماق إشارة كبيرة (حتى الخسوف تمامًا إذا كان الاتجاه قيد التشغيل). بفضل إيقاعها لمدة دقيقتين والمراقبة المستمرة ، فإن Evryscope في وضع جيد لاستعادة عمليات العبور والكسوف السريعة هذه. يعد مجال الرؤية الكبير جدًا (8150 درجة مربعة) أمرًا بالغ الأهمية للحصول على ما يكفي من أهداف القزم الفرعية الساخنة ، على الرغم من ندرتها. حددنا 11000 من الأقزام الفرعية الساخنة المحتملة من منحنيات الضوء 9.3M Evryscope لمصادر أكثر إشراقًا من G = 15. وباستخدام المصنف الطيفي للتعلم الآلي ، حددنا أهدافًا عالية الثقة ونقدّر إجمالي الأقزام الفرعية الساخنة في الاستطلاع بـ 1400. حتى الآن ، لقد اكتشفنا العديد من الثنائيات المدمجة الجديدة (بما في ذلك اثنان مع رفقاء غير مرئيين ، والعديد من الثنائيات الأخرى التي يحتمل أن تكون ثانوية نادرة) ، وثنائيتان خسوفان مع رفقاء M-dwarf ، بالإضافة إلى ثنائيات جديدة لتأثير الانعكاس وغيرها ذات تقلبات جيبية مثل التباين. أربعة من الاكتشافات قيد النشر في أوراق متابعة منفصلة ، ونناقش إمكانية متابعة العديد من الاكتشافات الأخرى.

تُستخدم المصنفات القائمة على التعلم الآلي لتحديد مرشحات الأقزام الفرعية الساخنة لـ Evryscope. تنتج الخطوط السوداء من بيانات التدريب من عمالقة معروفين (الماس الأحمر) ونجوم التسلسل الرئيسي (الدوائر الخضراء) والأقزام البيضاء (النجوم الزرقاء). تظهر الأقزام الفرعية الساخنة (HSD) على أنها مجموعة صفراء. منحنى ضوء Evyrscope مطوي طورًا لـ HW Vir ، النموذج الأولي الذي يتفوق على ثنائي sdB + dM.

كتلة أسلاف Subdwarf B في التسلسل الرئيسي - علم الفلك

تمت مراجعته من قبل الزملاء يمكن أن يكون انتشار الذرات مهمًا خلال المراحل الهادئة من التطور النجمي. ستغير الحركات المنتشرة بشكل كبير بنية الغلاف ووفرة السطح في نطاق زمني قصير ، خاصة في الأغلفة الخاملة الرقيقة جدًا للنجوم شبه القزمية B. أيضًا ، سترث الأقزام الفرعية تأثيرات الانتشار في أسلافها المباشرة ، أي العمالقة بالقرب من طرف الفرع الأحمر العملاق. سيؤثر هذا على التطور العالمي والخصائص النبضية للنجوم شبه القزمية B. الأهداف: نتحرى تأثير الاستقرار الثقالي والانتشار الحراري وانتشار التركيز على تطور ونبضات النجوم القزمية B. على الرغم من عدم حساب الارتفاع الإشعاعي بشكل صريح ، إلا أننا نقوم بتقييم تأثيره من خلال تقريب تراكم الحديد الناتج في منطقة القيادة. هذا يسمح لنا بدراسة إثارة أوضاع النبض ، وإن كان ذلك بطريقة حدودية. تتم مقارنة نماذجنا النجمية المنتشرة بالنماذج التي تم تطويرها دون انتشار. الطرق: نستخدم كود تطور نجمي مفصل لحل معادلات البنية النجمية والتطور في وقت واحد ، بما في ذلك التغيرات في التركيب بسبب الانتشار. يتم إجراء حسابات الانتشار لسائل متعدد المكونات باستخدام معاملات الانتشار المشتقة من إمكانات كولوم التي تم فحصها. قمنا ببناء نماذج B قزم بكتلة 0.465 M [SUB] ȯ [/ SUB] من 1 M [SUB] ȯ [/ SUB] و 3 M [SUB] ȯ [/ SUB] تسلسل رئيسي خالٍ من العمر سلف. أشعل النجم منخفض الكتلة الهيليوم في ومضة نشطة ، بينما بدأ النجم ذو الكتلة المتوسطة اندماج الهيليوم برفق. لكل نوع سلف قمنا بحساب سلسلة مع وبدون انتشار ذري. النتائج: يتسبب الانتشار الذري في العمالقة الحمراء في زيادة كتلة قلب الهيليوم عند بداية اشتعال الهيليوم. وجدنا زيادة 0.0015 M [SUB] ȯ [/ SUB] للطراز 1 M [SUB] ȯ [/ SUB] و 0.0036 M [SUB] ȯ [/ SUB] لـ 3 M [SUB] È ¯ نموذج [/ SUB]. التأثيرات على وفرة سطح العملاق الأحمر صغيرة بعد التجريف الأول. يتم تحويل المسارات التطورية لنماذج القزم الفرعية B المنتشرة إلى جاذبية سطحية منخفضة ودرجات حرارة فعالة بسبب الانتشار الخارجي للهيدروجين. يؤثر هذا على كل من ترددات الأوضاع المثارة وطيف التردد الكلي. تم تغيير بنية ونبضات نجم sdB اللاحق غير المتحلل بشكل جذري ، مما يثبت أنه لا يمكن تجاهل الانتشار الذري في هذه النجوم. يمكن أن يؤدي غرق المعادن إلى حد ما إلى زيادة الجاذبية ودرجات الحرارة بسبب الانخفاض المصاحب في عتامة النجوم. ومع ذلك ، يجب أن يكون هذا التأثير محدودًا حيث يتم إبطاله بالارتفاع الإشعاعي


مراجع

على الأقزام البيضاء ، أد. هو. Solheim و E.G. Meistas (سان فرانسيسكو: ASP) ، 158
كلينمان ، إس جيه. 1995 ، بالتا. ، 4 ، 270
أوبراين ، إم. 1998 ، دكتوراه. ثيسيس ، جامعة ولاية آيوا
O'Donoghue، D.، Koen، C.، Kilkenny، D.، & Stobie، R.S. 1999 في آسيا والمحيط الهادئ

أسيوط. سر. المجلد. 169 ، ورشة العمل الأوروبية الحادية عشرة حول الأقزام البيضاء ، أد. هو. سولهايم

و على سبيل المثال. Meistas (سان فرانسيسكو: ASP) ، 149
Reed، M.D.، et al. (تعاون WET) 1999 ، قيد الإعداد. ل

تظهر في The Fifth WET Workshop Proceedings ، المنشورة في علم الفلك البلطيقي.
Yong، H.، Bailyn، CD، & Demarque، P. 1999، baas، 30، 1338


العنوان: PTF1 J082340.04 + 081936.5: A Hot Subdwarf B Star مع رفيق قزم أبيض منخفض الكتلة في مدار مدته 87 دقيقة

نقدم هنا اكتشاف النجم الثنائي القزم B الساخن (sdB) PTF1 J082340.04 + 081936.5. النظام لديه فترة مدارية $

_ < mathrm> $ = 87.49668 (1) دقيقة (0.060761584 (10) أيام) ، مما يجعله ثاني أكثر ثنائيات sdB المدمجة المعروفة. يظهر منحنى الضوء اختلافات بيضاوية الشكل. على افتراض أن sdB الأساسي متزامن مع المدار ، نجد كتلة $_ < mathrm>=<0.45>_<-0.07>^<+0.09>$ $_ < odot> $ ، وهو كتلة قزم أبيض مصاحب بقيمة $_ < mathrm>=<0.46>_<-0.09>^<+0.12>$ $_ < odot> $ ، ونسبة الكتلة $ q = tfrac <_ < mathrm>><_ < mathrm>> = <1.03> _ <- 0.08> ^ <+ 0.10> دولار. تم حساب التطور المستقبلي باستخدام كود التطور النجمي MESA. اعتماد كتلة sdB متعارف عليها بقيمة $_ < mathrm>=0.47$ $_ < odot> $ ، نجد أن sdB لا يزال يحرق الهيليوم في الوقت الذي يملأ فيه فص Roche إذا كانت الفترة المدارية أقل من 106 دقيقة عند الخروج من آخر مرحلة مغلف مشترك (CE). لفترات خروج أطول من CE ، سيتوقف SDB عن حرق الهيليوم ويتحول إلى قزم أبيض C / O في وقت الاتصال. مقارنة $ mathrm المشتق طيفيًاز $ و $_ < mathrm> $ مع نماذج MESA الخاصة بنا ، نجد أن نموذج sdB بكتلة غلاف الهيدروجين 5 دولارات مرة <10> ^ <-4> ،_ < odot> $ يطابق القياسات في عمر ما بعد CE البالغ 94 Myr ، وهو ما يقابل فترة مدارية بعد CE تبلغ 109 دقيقة ، وهي قريبة من الحد الأقصى لبدء التراكم بينما لا يزال SDB يحرق الهيليوم.

  1. كاليفورنيا إنست. للتكنولوجيا (CalTech) ، باسادينا ، كاليفورنيا (الولايات المتحدة)
  2. جامعة رادبود. نيميغن ، نيميغن (هولندا)
  3. جامعة. كاليفورنيا ، سانتا باربرا ، كاليفورنيا (الولايات المتحدة)
  4. جامعة إيبرهارد كارلس ، توبنغن (ألمانيا)
  5. جامعة. أوف وارويك ، كوفنتري (المملكة المتحدة)
  6. جامعة. إرلانجن - نورمبرغ (ألمانيا)
  7. جامعة. كاليفورنيا ، سانتا باربرا ، كاليفورنيا (الولايات المتحدة) معهد كافلي للفيزياء النظرية ، سانتا باربرا ، كاليفورنيا (الولايات المتحدة)
  8. جامعة نورث وسترن ، إيفانستون ، إلينوي (الولايات المتحدة) قبة أدلر السماوية ، شيكاغو ، إلينوي (الولايات المتحدة)
  9. جامعة. شيفيلد ، شيفيلد (المملكة المتحدة)
  10. جامعة. شيفيلد ، شيفيلد (المملكة المتحدة) معهد أستروفسيكا دي كانارياس (IAC) ، تينيريفي (إسبانيا)
  11. المعهد الوطني للبحوث الفلكية في تايلاند ، شيانغ ماي (تايلاند)
  12. جامعة. شيفيلد ، شيفيلد (المملكة المتحدة) المعهد الوطني للبحوث الفلكية في تايلاند ، شيانغ ماي (تايلاند)
  13. معهد الفلك ، كامبريدج (المملكة المتحدة)

تنسيقات الاقتباس

@مقالة - سلعة <>
العنوان = ,
المؤلف = ,
الملخص

_ < mathrm> $ = 87.49668 (1) دقيقة (0.060761584 (10) أيام) ، مما يجعله ثاني أكثر ثنائيات sdB المدمجة المعروفة. يظهر منحنى الضوء اختلافات بيضاوية الشكل. على افتراض أن sdB الأساسي متزامن مع المدار ، نجد كتلة $_ < mathrm>=<0.45>_<-0.07>^<+0.09>$ $_ < odot> $ ، وهو كتلة قزم أبيض مصاحب بقيمة $_ < mathrm>=<0.46>_<-0.09>^<+0.12>$ $_ < odot> $ ، ونسبة الكتلة $ q = tfrac <_ < mathrm>><_ < mathrm>> = <1.03> _ <- 0.08> ^ <+ 0.10> دولار. تم حساب التطور المستقبلي باستخدام كود التطور النجمي MESA. اعتماد كتلة sdB متعارف عليها بقيمة $_ < mathrm>=0.47$ $_ < odot> $ ، نجد أن sdB لا يزال يحرق الهيليوم في الوقت الذي يملأ فيه فص Roche إذا كانت الفترة المدارية أقل من 106 دقيقة عند الخروج من آخر مرحلة مغلف مشترك (CE). لفترات خروج أطول من CE ، سيتوقف SDB عن حرق الهيليوم ويتحول إلى قزم أبيض C / O في وقت الاتصال. مقارنة $ mathrm المشتق طيفيًاز $ و $_ < mathrm> $ مع نماذج MESA الخاصة بنا ، نجد أن نموذج sdB بكتلة غلاف الهيدروجين 5 دولارات مرة <10> ^ <-4> ،_ < odot> $ يطابق القياسات في عمر ما بعد CE البالغ 94 Myr ، وهو ما يقابل فترة مدارية بعد CE مدتها 109 دقيقة ، وهي قريبة من الحد الأقصى لبدء التراكم بينما لا يزال sdB يحرق الهيليوم.> ،
دوى = <10.3847 / 1538-4357 / 835/2/131> ،
مجلة = ,
العدد = 2 ،
الحجم = 835 ،
مكان = ,
السنة = <2017> ،
الشهر = <1>
>

كريس كوبروايت

أنا زميل أبحاث ما بعد الدكتوراه في مجموعة علم الفلك والفيزياء الفلكية بجامعة وارويك. انضممت في تشرين الثاني (نوفمبر) 2006 بعد إكمال درجة الدكتوراه في مختبر مولارد لعلوم الفضاء.

الاهتمامات البحثية

المتغيرات الكارثية: السير الذاتية عبارة عن ثنائيات قريبة تتكون من مادة تراكمية قزم أبيض من نجم مانح للتسلسل الرئيسي ، وتوفر لنا مجموعة كبيرة ومتجانسة ويمكن ملاحظتها بسهولة والتي يمكن مقارنتها بالتنبؤات النظرية. تتركز اهتماماتي في المجال الزمني ، بما في ذلك الدراسات الضوئية لأنظمة الكسوف (باستخدام البيانات التي تم الحصول عليها باستخدام ULTRACAM) ، والتحليل الطيفي للوقت (باستخدام VLT / X-shooter ، والمرافق الأخرى) وعلم الفلك (ULTRACAM LT / RISE).

الثنائيات Ultracompact: مع فترات في النطاق 5 & ndash 65 دقيقة ، وهي الأقصر من أي فئة فرعية ثنائية معروفة ، يُعتقد أن الثنائيات فائقة الصغر تتكون من قزم أبيض يتراكم من نجم مانح والذي يتحلل جزئيًا على الأقل. هذه الأنظمة ذات أهمية من وجهة نظر التطور الثنائي وكأسلاف محتملة لـ SN Ia. اهتمامي الرئيسي في هذا المجال هو الكشف عن إشعاع الجاذبية من خلال التغيرات في الفترة المدارية ، ولهذا الغرض ، أشارك في المراقبة طويلة المدى لعدد من الأنظمة.

الأقزام الفرعية: النجوم الفرعية B (sdB) هي نجوم حارة وشبه مضيئة يُعتقد أنها من قلب الهيليوم تحترق بمغلفات هيدروجين رقيقة. يُعتقد أن الآلية الرئيسية التي تفقد بها هذه النجوم مظاريفها هي تفاعل ثنائي بين النجوم. نجوم SdB هي مجموعة ثنائية "نظيفة" خالية نسبيًا من تأثيرات الانتقاء ، وبالتالي فهي اختبار قوي لنماذج التوليف السكاني. منذ عام 2000 ، أجرينا برنامجًا لقياسات السرعة الشعاعية لهذه النجوم باستخدام INT / IDS و LT ​​/ FRODOSPEC. التابع

100 ثنائيات sdB معروفة ، تم اكتشاف 51 من خلال برنامج السرعة الشعاعية الخاص بنا.

الكواكب الخارجية: يمكن تطبيق نفس التقنيات المستخدمة لنمذجة النجوم الثنائية الكسوف على الكواكب الخارجية. من اهتماماتي الحديثة استغلال القياس الضوئي ULTRACAM متعدد النطاقات للكواكب الخارجية العابرة. الهدف هو فحص تكوين الغلاف الجوي لهذه الكواكب.

مصادر الأشعة السينية الفائقة: ULXs هي نقطة مثل الأشعة السينية غير النووية مع لمعان يزيد عن لمعان Eddington لثقب أسود ذو كتلة نجمية. قد يكون هذا الانبعاث مبهرًا أو فائقًا ، ولكن التفسير الشائع هو أن الجسم المضغوط في هذه الأنظمة هو ثقب أسود متوسط ​​الكتلة (M & gt 100Msun). كجزء من دراسات الدكتوراه الخاصة بي ، قمت ببناء النموذج الأول للنظراء البصريين لهذه المصادر ، مع مراعاة الانبعاث من النجم المتبرع بالأشعة السينية وقرص التنامي.


كتلة أسلاف Subdwarf B في التسلسل الرئيسي - علم الفلك

الملخص

سياق الكلام. يمكن أن يكون انتشار الذرات مهمًا خلال المراحل الهادئة من التطور النجمي. ستغير الحركات المنتشرة بشكل كبير بنية الغلاف ووفرة السطح في نطاق زمني قصير ، خاصة في الأغلفة الخاملة الرقيقة جدًا للنجوم شبه القزمية B. أيضًا ، سترث الأقزام الفرعية تأثيرات الانتشار في أسلافها المباشرة ، أي العمالقة بالقرب من طرف الفرع الأحمر العملاق. سيؤثر هذا على التطور العالمي والخصائص النبضية للنجوم شبه القزمية B. أهداف. نحن نحقق في تأثير الاستقرار التثاقلي والانتشار الحراري وانتشار التركيز على تطور ونبضات النجوم القزمية B. على الرغم من عدم حساب الارتفاع الإشعاعي بشكل صريح ، إلا أننا نقوم بتقييم تأثيره من خلال تقريب تراكم الحديد الناتج في منطقة القيادة. هذا يسمح لنا بدراسة إثارة أوضاع النبض ، وإن كان ذلك بطريقة حدودية. تتم مقارنة نماذجنا النجمية المنتشرة بالنماذج التي تم تطويرها دون انتشار. أساليب. نحن نستخدم كود تطور نجمي مفصل لحل معادلات البنية النجمية والتطور في وقت واحد ، بما في ذلك تغييرات التركيب بسبب الانتشار. يتم إجراء حسابات الانتشار لسائل متعدد المكونات باستخدام معاملات الانتشار المشتقة من إمكانات كولوم التي تم فحصها. قمنا ببناء نماذج القزم B بكتلة 0.465 م من سلف التسلسل الرئيسي 1 م و 3 م صفر العمر. أشعل النجم منخفض الكتلة الهيليوم في ومضة نشطة ، بينما بدأ النجم ذو الكتلة المتوسطة اندماج الهيليوم برفق. لكل نوع سلف قمنا بحساب سلسلة مع وبدون انتشار ذري

لإرسال طلب تحديث أو إزالة لهذه الورقة ، يرجى إرسال طلب تحديث / تصحيح / إزالة.


الأقزام الساخنة

الأقزام الفرعية الساخنة ، من النوعين الطيفيين O و B ، تسمى أيضًا "النجوم ذات الفروع الأفقية المتطرفة" هي فئة مختلفة تمامًا من الكائنات لتبريد الأقزام الفرعية. تمثل هذه النجوم مرحلة متأخرة في تطور بعض النجوم ، تحدث عندما يفقد نجم عملاق أحمر طبقات الهيدروجين الخارجية قبل أن يبدأ اللب في دمج الهيليوم. الأسباب وراء حدوث هذا الفقد المبكر للكتلة غير واضحة ، لكن يُعتقد أن تفاعل النجوم في نظام نجمي ثنائي هو أحد الآليات الرئيسية. قد تكون الأقزام الفرعية المفردة نتيجة اندماج اثنين من الأقزام البيضاء أو تأثير الجاذبية من رفقاء من النجوم الفرعية. تعتبر الأقزام الفرعية من النوع B ، كونها أكثر إضاءة من الأقزام البيضاء ، مكونًا مهمًا في مجموعة النجوم الساخنة للأنظمة النجمية القديمة ، مثل العناقيد الكروية والمجرات الإهليلجية. [6] [7]


شاهد الفيديو: نظرية النسبية لأينشتاين بطريقة بسيطة (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Dousida

    أحسنتم ، لقد زارتكم فكرة رائعة

  2. Leax

    أنا قلق أيضًا بشأن هذا السؤال. هل يمكن أن تخبرني أين يمكنني أن أقرأ عن هذا؟

  3. Halsey

    ارتكاب الاخطاء. أقترح مناقشته.

  4. Worton

    يبدو أن القراءة باهتمام ، لكن لم يفهم

  5. Arabar

    أعتقد أنك سوف تسمح للخطأ. أدخل سنناقش. اكتب لي في PM ، وسوف نتعامل معها.



اكتب رسالة