তারার জন্য কি তাত্ত্বিক সর্বোচ্চ আকারের সীমা আছে?

22

কিছু তারা কেবল বিশাল। ঘটনাচক্রে, যদিও, নক্ষত্রের নিজেকে টিকিয়ে রাখতে কেবল খুব বেশি চাপ বা ভর থাকবে না? এটি কি অবশেষে একটি ব্ল্যাকহোলের ধসে পড়বে না?

কোন তারার আকারের উপর কোনও তাত্ত্বিক উপরের সীমা রয়েছে এবং এটি কিসের উপর ভিত্তি করে?

star size

— পূর্বাবস্থায় ফিরুন
সূত্র

17

বর্তমান জ্ঞান অনুযায়ী, হ্যাঁ। যদি গ্যাসের মেঘ খুব বেশি আকার ধারণ করে তবে বিকিরণের চাপ ধসের এবং তারার গঠনে বাধা দেয়।

মাইকেল শিরবারের তারকাদের নিবন্ধটির একটি আকার সীমা রয়েছে, এটি প্রায় 150 সৌর ম্যাসেজ। তবে, পিস্তল স্টারটি রয়েছে, যা 200 এসএম হওয়ার অনুমান করা হয়।

রাল্ফ লৌনহার্ড (স্পেকট্রাম 8/2013) র 'দাস ওয়াচসেলহফ্টে লেবেন ডের স্টের্ন' নিবন্ধে তথ্য সহ একটি চিত্র রয়েছে যা যখন ভর 100 এসএমের বেশি হয় তখন রেডিয়েশনের চাপের কারণে তারা তৈরি করতে পারে না। সীমাটির সঠিক মানটি নিবন্ধে অনুমান করা হয়নি।

— ডানুবিয়ান নাবিক
সূত্র

6

@ ইন্দো ইতিমধ্যে এই দুর্দান্ত উত্তরটিতে আরও 2 সেন্ট যোগ করছে: আর 1313 এ 1 এর 265 সৌর ভর রয়েছে এবং বর্তমানে বড় তারা কীভাবে পরিণত হতে পারে তার সীমা হিসাবে বিবেচিত হয়। বিটিডাব্লু: ধারণা করা হয় R136a1 এর একবারে 320 সৌর ভর ছিল যখন এটি এক মিলিয়ন বা বহু বছর আগে জন্মগ্রহণ করেছিল।

— ই-সুশি

11

^{এই উত্তরটির একটি শালীন অংশ ক্রোপা এবং ওয়েডনারের (২০০৫) পরিচয়ের উপর ভিত্তি করে তৈরি হয়েছে , যদিও আমি অবশ্যই সমস্ত রেফারেন্সের উপর আরও গভীরতা নিয়ে চলেছি।}

আমাদের গল্পটি শুরু হয়, যেমন স্যার আর্থার এডিংটন এর সাথে স্টারুলার অ্যাস্ট্রোফিজিক সম্পর্কিত অনেকগুলি রয়েছে। তার 1926 বই, অভ্যন্তরীণ সংবিধান তারার তিনি উদ্ভূত এডিংটন ঔজ্জ্বল্য , সর্বোচ্চ ঔজ্জ্বল্য ভরের একটি তারকা পৌঁছতে পারে (অধ্যায় 6, পৃষ্ঠা 114-115)। তার উত্সটি নিম্নলিখিত পংক্তির সাথে চলেছে: $L$ $M$

I. হাইড্রোস্ট্যাটিক ভারসাম্যের সমীকরণ এবং রেডিয়েটিভ ভারসাম্যের সমীকরণ নিন:

\begin{matrix} (1a) & \frac{d P}{d r} = - g ρ \end{matrix}

$\frac{\mathrm{d}P}{\mathrm{d}r}=-g\rho\tag{1a}$

প্রাসঙ্গিক পরিবর্তনশীলগুলি হ'ল চাপ (

), ব্যাসার্ধ (

), মহাকর্ষ ত্বরণ (

), ঘনত্ব (

), বিকিরণ চাপ (

), শোষণের ভর সহগ (

), প্রতি সময় রেডিয়েটিভ ফ্লাক্স (

), এবং আলোর গতি (

) মিশ্রন

এবং

উৎপাদ

\begin{matrix} (1b) & \frac{d p_{R}}{d r} = - \frac{k ρ H}{c} \end{matrix}

$\frac{\mathrm{d}p_R}{\mathrm{d}r}=-\frac{k\rho H}{c}\tag{1b}$

P

$P$

r

$r$

g

$g$

ρ

$\rho$

p_{R}

$p_R$

k

$k$

H

$H$

c

$c$

(1 a)

$(1\text{a})$

(1 b)

$(1\text{b})$

\begin{matrix} (1c) & d p_{R} = \frac{k H}{c g} d P \end{matrix}

$\mathrm{d}p_R=\frac{kH}{cg}\mathrm{d}P\tag{1c}$

২। কিছু ব্যাসার্ধ এ , ঔজ্জ্বল্য এবং ঘিরা ভর দ্বারা সম্পর্কিত করা যেতে পারে $r$ $L_r$ $M_r$ যেখানেএবংঔজ্জ্বল্য এবং তারার ব্যাসার্ধ এ ঘিরা ভর, এবংকিছু ফাংশনথেকে অভ্যন্তরস্থ বৃদ্ধিনাক্ষত্র ব্যাসার্ধ এ। দেওয়া হয়েছে যে

\begin{matrix} (2a) & \frac{L_{r}}{M_{r}} = \frac{η L}{M} \end{matrix}

$\frac{L_r}{M_r}=\frac{\eta L}{M}\tag{2a}$

L

$L$

M

$M$

η

$\eta$

r

$r$

η (R) = 1

$\eta(R)=1$

R

$R$

\begin{matrix} (2b) & H = \frac{L_{r}}{4 π r^{2}} \end{matrix}

$H=\frac{L_r}{4\pi r^2}\tag{2b}$

আমাদের

\begin{matrix} (2c) & g = \frac{G M_{r}}{r^{2}} \end{matrix}

$g=\frac{GM_r}{r^2}\tag{2c}$

এটিকে পিছনে ফেলে

, আমরা

পাই

\begin{matrix} (2d) & \frac{H}{g} = \frac{L_{r}}{4 π G M_{r}} \end{matrix}

$\frac{H}{g}=\frac{L_r}{4\pi GM_r}\tag{2d}$

(1 c)

$(1\text{c})$

\begin{matrix} (2e) & d p_{R} = \frac{L η k}{4 π c G M} d P \end{matrix}

$\mathrm{d}p_R=\frac{L\eta k}{4\pi cGM}\mathrm{d}P\tag{2e}$

$p_G$ $\mathrm{d}p_G>0$ $P=p_G+p_R$ $\mathrm{d}p_R<\mathrm{d}P$ $(2\text{e})$

\begin{matrix} (3) & \frac{L η k}{4 π c G M} < 1 \end{matrix}

$\frac{L\eta k}{4\pi cGM}<1\tag{3}$

$M_{\odot}$

আসুন আমরা কম পরিচিত ব্যক্তিত্ব পল লেদোক্সের চারপাশে যাত্রা করি। 1941 সালে , লেডাক্স ঘনত্ব, চাপ, ব্যাসার্ধ, তাপমাত্রা ইত্যাদির স্বাভাবিক ব্যাহততার কারণে তারায় কম্পনের মোডগুলি বিশ্লেষণ করেছিলেন তিনি এর স্থায়িত্বের অবস্থার সাথে এসেছিলেন up

\begin{aligned} A_{k} & = \begin{aligned} \int_{0}^{M} \frac{δ ρ_{k}}{ρ} [(Γ_{3} - 1) δ_{k} {ϵ_{1} + ϵ_{2} - ϵ_{3} - \frac{d}{d m} [4 π r^{2} (F_{1} + F_{3})]} \\ - \frac{2}{3} δ_{k} [4 π r^{2} \bar{C} \frac{d P}{d m} + ϵ_{2} + \frac{d}{d m} [4 π r^{2} F_{2}]]] d m & < 1 \end{aligned} \end{aligned}

$\begin{align} A_k&=\! \begin{aligned}[t] \int_0^M\frac{\delta \rho_k}{\rho}\biggl[(\Gamma_3-1)\delta_k\left\{\epsilon_1+\epsilon_2-\epsilon_3-\frac{\mathrm{d}}{\mathrm{d}m}[4\pi r^2(F_1+F_3)]\right\}&\\ -\frac{2}{3}\delta_k\left[4\pi r^2\bar{C}\frac{\mathrm{d}P}{\mathrm{d}m}+\epsilon_2+\frac{\mathrm{d}}{\mathrm{d}m}[4\pi r^2F_2]\right]\biggr] \mathrm{d}m&<1\\ \end{aligned}\\ \end{align}$

k

$k$

$K$

K = \frac{1}{2} \frac{L_{P}}{E_{P}}

$K=\frac{1}{2}\frac{L_P}{E_P}$

K

$K$

K

$K$

$E_P$ $L_P$

L_{P} = \overset{nuclear}{\overset{⏞}{L_{P N}}} - \overset{heat leakage}{\overset{⏞}{L_{P H}}} - \overset{progressive waves}{\overset{⏞}{L_{P S}}}

$L_P=\overbrace{L_{PN}}^{\text{nuclear}}-\overbrace{L_{PH}}^{\text{heat leakage}}-\overbrace{L_{PS}}^{\text{progressive waves}}$

L_{P N}

$L_{PN}$

L_{P H}

$L_{PH}$

L_{P S}

$L_{PS}$

K

$K$

L_{P}

$L_P$

E_{P}

$E_P$

M

$M$

τ

$\tau$

$\tau_{cr}$

τ_{c r} = 0.05 (\frac{M}{M_{⊙}} - 60)

$\tau_{cr}=0.05\left(\frac{M}{M_{\odot}}-60\right)$

τ_{c r}

$\tau_{cr}$

এখানে তাদের কাগজ থেকে চিত্রিত উপস্থাপনা দেওয়া হয়েছে, চিত্র 1:

এমনকি পরে একই বিষয় নিয়ে কাজ করেছিলেন জাইবার্থ (১৯ 1970০) , অন্যদের মধ্যে, যারা বিভিন্ন ধাতবতা এবং রচনাগুলি (শোয়ার্জস্কাইল্ড এবং হার্ম) সূর্যের মতো রচনাগুলির সাথে মূলত তারাগুলির উপর দৃষ্টি নিবদ্ধ করে মডেলগুলি প্রসারিত করেছিলেন)। তাঁর গণনাগুলি উচ্চতর ভর সীমাগুলির বিস্তৃত সন্ধান পেয়েছিল - খাঁটি হিলিয়াম তারার জন্য 10 সৌর ভর এবং খাঁটি হাইড্রোজেন তারার জন্য 200 সৌর ভর। বেশিরভাগ তারা মাঝখানে পড়ে এবং তাই বিভিন্ন সীমাবদ্ধতা থাকবে।

বিশাল বড় তারাগুলির প্রকৃত গঠন ভরকেও বাধা দেয়। ক্রোপা ও ওয়েডনার কাহন (1974) উল্লেখ করেছেন , যিনি গবেষণা করেছিলেন যে কীভাবে প্রোটোস্টারের বিকিরণের চাপ মারাত্মকভাবে বাড়তে শুরু করে তারার হারকে কমিয়ে দেয় এবং তারার উল্লেখযোগ্যভাবে বৃদ্ধি পেতে বাধা দেয়। একজন তরুণ জনসংখ্যা আমি তারকা হিসাবে প্রয়োগ করা হিসাবে, তার সর্বাধিক মডেলটি প্রায় 80 সৌর জনতার সীমাতে আসে, যদিও "কোকুন" এর বিভিন্ন মডেল বিভিন্ন ফলাফল দেয়।

আমি তত্ত্বের উপর একটি চূড়ান্ত নোট যুক্ত করব। জনসংখ্যার তৃতীয় তারা, মহাবিশ্বের অনুমানের প্রথম তারা, অত্যন্ত বিশাল বলে আশা করা হচ্ছে; এ হিসাবে, তারা উচ্চ ভর সীমা পরীক্ষা করার জন্য দুর্দান্ত প্রার্থী হবে। হোসোকাওয়া এট আল দ্বারা সিমুলেশন অনুসারে । (২০১১) , কাহ্ন আলোচিতদের অনুরূপ প্রক্রিয়াগুলি প্রায় ৪৩ টি সৌর জনগণের উত্সাহজনিত লোকজনের কাছ থেকে অভিজাতকরণ বন্ধ করে দিত a তৃতীয় নক্ষত্রের বিশাল জনসংখ্যা কতটা হওয়া উচিত তার প্রত্যাশা দেখিয়ে আশ্চর্যজনকভাবে কম চিত্র low তুরস্ক এট আল দ্বারা যুক্তিযুক্ত হিসাবে । (২০০৯) , পর্যাপ্ত পরিমাণে বড় তারা খণ্ডিত হতে পারে; অধ্যয়নের ক্ষেত্রে, একটি 50 সৌর ভর তারা দুটি ছোট ছোট টুকরা হয়ে বিচ্ছিন্ন হয়ে পড়ে।

$r$

$M$

— এইচডিই 226868
সূত্র

3

তারকীয় আকারের প্রথম ক্রম তাত্ত্বিক সীমাটি এডিংটন সীমা থেকে । নক্ষত্রের পতনের সাথে সাথে এটি ফিউশন থেকে রেডিয়েশনের চাপ দ্বারা ভারসাম্য বজায় রাখা হয়। তবে, ফিউশন রেটটি ঘনত্বের সাথে দৃ strongly়ভাবে স্কেল করে (যার কারণে সবচেয়ে বৃহত্তর তারকাগুলির জীবনকাল খুব সংক্ষিপ্ত থাকে) তাই যদি তারাটি যথেষ্ট পরিমাণে বেড়ে যায় তবে বিকিরণের চাপ সম্ভবত এটি আলাদা করে দিতে পারে। প্রকৃতপক্ষে, এটি একটি জুড়ি-অস্থিরতা সুপারনোভাতে পারে এবং তারার এত বিশাল হলেও এমনকি একটি ব্ল্যাকহোলও অবশিষ্ট থাকবে না।

— হারুন
সূত্র