Jump to content

Προτεινόμενες αναρτήσεις

:D Το νεαρό αστέρι S255IR-NIRS3 έχει μάζα 20 φορές αυτήν του ηλίου και βρίσκεται σε απόσταση 550 ετών φωτός. Έχει έναν δίσκο προσαύξησης και η σκόνη γύρω του το κάνει αόρατο στο ορατό φάσμα (εξάλειψη φωτός κατά 40 mag!). Στα ραδιοκύματα και στο υπέρυθρο παρατηρήσαμε μια έξαρση της λαμπρότητας κατά 5 mag. Πρόκειται για ένα επεισόδιο απότομης απορρόφησης μάζας από τον δίσκο, 2 φορές την μάζα του Δία. Κατά αυτήν την διαδικασία η ύλη στον δίσκο θερμαίνεται πολύ με αποτέλεσμα την αύξηση της λαμπρότητας. Το παραπάνω αστέρι ανήκει στην κατηγορία μεταβλητών μακράς διάρκειας FU Orionis. Η έξαρση μας βοήθησε να αναγνωρίσουμε φασματικές γραμμές (Br, Na, CO) που δεν ανιχνεύαμε στην φάση ηρεμίας του αστεριού. Κατά την έξαρση η λαμπρότητα του άστρου στο υπέρυθρο έφτασε τις 150000 ηλιακές. Τα αστέρια με τόση μεγάλη μάζα έχουν σε όλη την (σύντομη) ζωή τους ένα κουκούλι από αέριο και σκόνη, από το αρχικό νεφέλωμα και από την απώλεια μάζας μέσω του ισχυρότατου αστρικού ανέμου τους.
Η αστρονομια μας βοηθαει να κοιταμε ψηλα. www.astrotheory.gr :D
Σύνδεσμος για σχόλιο
Κοινή χρήση σε άλλους ιστότοπους

Πραγματι ιδιαίτερα αστέρια οι μεταβλητοί τύπου FU Orionis . Φυσικά είναι εκτός κύριας ακολουθίας και μάλλον η πηγή ενέργειάς του προέρχεται από τη βαρυτική κατάρρευση του.Ίσως αυτές οι εκρήξεις να είναι οι πρώτες "αναφλέξεις" πυρηνικής σύντηξης. Παραθέτω και δυο εικόνες , του αστεριού και της καμπύλης φωτός του.

 

350px--A_Young_Star_Flaunts_its_X-ray_Spots.ogv.jpg

 

figures_fuori2010.png

Ο ΣΚΥΛΟΣ ΤΩΝ ΑΣΤΡΩΝ
Σύνδεσμος για σχόλιο
Κοινή χρήση σε άλλους ιστότοπους

:D Πολύ ωραία σχήματα Θανάση. Αυτά τα αστέρια- <τέρατα> αρχίζουν την θερμοπυρηνική σύντηξη πολύ νωρίς, πριν ολοκληρωθεί η κατάρρευση του δίσκου τους. Αναπτύσσουν γρήγορα την απαραίτητη θερμοκρασία και πίεση στον πυρήνα. Ο πυρήνας τους μπορεί να καταλάβει μέχρι και το 90% του αστεριού! Οι διακυμάνσεις που παρατηρήθηκαν συνδέονται με αύξηση της ροής της ύλης που πέφτει στο συγκεκριμένο νεαρό αστέρι από τον δίσκο συσσώρευσης. Αυτό που βλέπουμε εμείς είναι η ηχώ του φωτός στην περιαστρική ύλη, δεν παρατηρούμε άμεσα το αστέρι.
Η αστρονομια μας βοηθαει να κοιταμε ψηλα. www.astrotheory.gr :D
Σύνδεσμος για σχόλιο
Κοινή χρήση σε άλλους ιστότοπους

Λεωνίδα τα αστέρια τύπου FU Orionis είναι αστέρια προ κύριας ακολουθίας και η διακύμανση στη λαμπρότητά τους οφείλεται στην κατάρρευση του δίσκου προσαυξησης προς το αστέρι λόγω βαρυτικής συστολής. Το συγκεκριμένο αστέρι που αναφέρεις αν είναι στην κύρια ακολουθία τότε δεν είναι τύπου FU Orionis όπως αναφέρεται στο περιοδικό και αν δε κάνω λάθος δίσκους συσσώρευσης έχουν συνήθως αστέρια τύπου Young Stellar Objects.

 

Επίσης αν έχουν τόσο μεγάλους πυρήνες που καταλαμβάνουν το 90% τότε πως επερχεται η θερμοδυναμική ισορροπία -στοιχείο απαραίτητο της κύριας ακολουθίας- αφού δεν θα υπάρχουν ζώνες μεταφοράς ανοδικών ρευμάτων. Τόσο μεγάλα άστρα εχουν έντονο αστρικό άνεμο και είναι γνωστά ως Wolf Rayet αστρα.

 

Σίγουρα πάντως πρόκειται για μια ιδιαίτερη περίπτωση άστρου.:!:

 

Παραθέτω κι ένα pdf με πληροφορίες για το συγκεκριμένο αστρο.

https://www.sofia.usra.edu/sites/default/files/Stecklum.pdf

Ο ΣΚΥΛΟΣ ΤΩΝ ΑΣΤΡΩΝ
Σύνδεσμος για σχόλιο
Κοινή χρήση σε άλλους ιστότοπους

Θανάση, το άστρο αναφέρεται ως ZAMS (zero age main sequence), δηλαδή μόλις μπήκε στην κ. ακολουθία. Στα τεράστια αστέρια έχουμε πυρήνα συναγωγής και όχι ακτινοβολίας. Το 90% που ανάφερα είναι για αστέρια με αρχική μάζα πάνω από 100 ηλιακές και όχι για το παραπάνω αστέρι. Η φάση WR ή WN ουσιαστικά έρχεται προς το τέλος της κ. ακολουθίας (είναι σαν να φεύγει το αστέρι από αυτήν και να ξαναμπαίνει με καύση ηλίου στον πυρήνα). Συνήθως υπάρχει συνοδός που επηρεάζει την αστρική εξέλιξη. Η περιστροφή τους και η μεταλλικότητα επηρεάζουν τον ισχυρό αστρικό άνεμο, που καθορίζει την εξέλιξη του αστεριού (μέσω της πολύ σημαντικής απώλειας μάζας). Αυτό που αναφέρεται στο άρθρο που διάβασα είναι ότι οι εξάρσεις της λαμπρότητας οφείλονται σε <ηχώ> από την αύξηση της ροής ύλης στο αστέρι από τον δίσκο. :D
Η αστρονομια μας βοηθαει να κοιταμε ψηλα. www.astrotheory.gr :D
Σύνδεσμος για σχόλιο
Κοινή χρήση σε άλλους ιστότοπους

Δημιουργήστε έναν λογαριασμό ή συνδεθείτε για να σχολιάσετε

Πρέπει να είσαι μέλος για να αφήσεις ένα σχόλιο

Δημιουργία λογαριασμού

Εγγραφείτε για έναν νέο λογαριασμό στην κοινότητά μας. Είναι εύκολο!.

Εγγραφή νέου λογαριασμού

Συνδεθείτε

Έχετε ήδη λογαριασμό? Συνδεθείτε εδώ.

Συνδεθείτε τώρα
×
×
  • Δημιουργία νέου...

Σημαντικές πληροφορίες

Όροι χρήσης