Hur man bestämmer massan för en stjärna

Nästan allt i universum har massa, från atomer och subatomära partiklar (som de som studerats av the Large Hadron Collider) till gigantiska kluster av galaxer. Det enda forskarna vet om så långt som inte har massor är fotoner och gluoner.

Massa är viktigt att veta, men föremål på himlen är för avlägsna. Vi kan inte röra vid dem och vi kan verkligen inte väga dem på konventionella sätt. Så, hur bestämmer astronomer massan av saker i kosmos? Det är komplicerat.

Antag att a typisk stjärna är ganska massiv, i allmänhet mycket mer än en typisk planet. Varför bry sig om dess massa? Den informationen är viktig att veta för det avslöjar ledtrådar om en stjärns evolutionära förflutna, nutid och framtid.

Astronomer kan använda flera indirekta metoder för att bestämma stjärnmassa. En metod, kallad gravitationslinsning, mäter ljusets väg som böjs av gravitationen i ett närliggande föremål. Även om mängden böjning är liten, kan noggranna mätningar avslöja massan på föremålets gravitationskraft som gör bogseringen.

Det tog astronomer fram till 2000-talet att applicera gravitationslinser för att mäta stjärnmassor. Innan dess var de tvungna att förlita sig på mätningar av stjärnor som kretsar runt ett gemensamt masscentrum, så kallade binära stjärnor. Massan av binära stjärnor (två stjärnor som kretsar runt ett gemensamt tyngdpunkt) är ganska lätt för astronomer att mäta. Faktum är att flera stjärnsystem innehåller ett läroboksexempel på hur man räknar ut deras massor. Det är lite tekniskt men värt att studera för att förstå vad astronomer måste göra.

Först mäter de banorna för alla stjärnor i systemet. De klockar också upp stjärnornas omloppshastigheter och bestämmer sedan hur lång tid det tar en given stjärna att gå igenom en bana. Det kallas dess "omloppsperiod".

När all sådan information är känd gör astronomer nästa några beräkningar för att bestämma massorna av stjärnorna. De kan använda ekvationen V_bana = SQRT (GM / R) där SQRT är "kvadratrot" a, G är gravitation, M är massa, och R är objektets radie. Det handlar om algebra att reta ut massan genom att ordna om ekvationen att lösa för M.

Så, utan att någonsin beröra en stjärna, använder astronomer matematik och kända fysiska lagar för att räkna ut dess massa. Men de kan inte göra detta för varje stjärna. Andra mätningar hjälper dem att räkna ut massorna för stjärnorinte i binära eller flera-stjärniga system. Till exempel kan de använda ljusstyrkor och temperaturer. Stjärnor med olika ljusstyrkor och temperaturer har oerhört olika massor. Den informationen, när den är ritad på en graf, visar att stjärnor kan ordnas efter temperatur och ljusstyrka.

Riktigt massiva stjärnor är bland de hetaste i universum. Mindre stjärnor, som solen, är svalare än deras gigantiska syskon. Grafen över stjärntemperaturer, färger och ljusstyrkor kallas Hertzsprung-Russell Diagramoch per definition visar den också en stjärnmassa, beroende på var den ligger på diagrammet. Om den ligger längs en lång, långsam kurva som kallas Huvudsekvens, då vet astronomer att dess massa inte kommer att vara gigantisk och inte heller vara liten. De största stjärnorna och de minsta massorna faller utanför huvudsekvensen.

Astronomer har ett bra grepp om hur stjärnor föds, lever och dör. Denna sekvens av liv och död kallas "stellar evolution." Den största förutsägaren för hur en stjärna kommer att utvecklas är den är född med, dess "initiala massa." Stjärnor med låg massa är i allmänhet svalare och mörkare än deras högre massa motsvarigheter. Så, helt enkelt genom att titta på en stjärns färg, temperatur och var den "bor" i Hertzsprung-Russell-diagrammet, kan astronomer få en god uppfattning om en stjärnmassa. Jämförelser av liknande stjärnor med känd massa (som binärerna som nämns ovan) ger astronomer en god uppfattning om hur massiv en given stjärna är, även om den inte är en binär.

Naturligtvis håller stjärnor inte samma massa hela livet. De förlorar det när de åldras. De förbrukar gradvis sitt kärnbränsle och upplever så småningom enorma avsnitt av massförlust vid slut på deras liv. Om de är stjärnor som solen, blåser de den försiktigt av och bildar planetariska nebulosor (vanligtvis). Om de är mycket mer massiva än solen, dör de i supernovahändelser, där kärnorna kollapsar och sedan expanderar utåt i en katastrofal explosion. Det spränger mycket av deras material till rymden.

Genom att observera de typer av stjärnor som dör som solen eller dör i supernovaer, kan astronomer härleda vad andra stjärnor kommer att göra. De känner till deras massor, de vet hur andra stjärnor med liknande massor utvecklas och dör, och så kan de göra några vackra bra förutsägelser, baserade på observationer av färg, temperatur och andra aspekter som hjälper dem att förstå deras massor.

Det finns mycket mer att observera stjärnorna än att samla in data. Informationen astronomer får är indelad i mycket exakta modeller som hjälper dem att förutsäga exakt vad stjärnor i Vintergatan och i hela universum kommer att göra som de är födda, åldras och dö, allt baserat på deras massor. I slutändan hjälper den informationen också människor att förstå mer om stjärnor, särskilt vår sol.

• Stjärnans massa är en viktig prediktor för många andra egenskaper, inklusive hur länge den kommer att leva.
• Astronomer använder indirekta metoder för att bestämma massorna av stjärnor eftersom de inte direkt kan beröra dem.
• Normalt sett lever mer massiva stjärnor kortare livslängder än de mindre massiva. Det beror på att de förbrukar sitt kärnbränsle mycket snabbare.
• Stjärnor som vår sol är mellanmassa och kommer att sluta på ett mycket annat sätt än massiva stjärnor som kommer att spränga sig upp efter några tiotals miljoner år.