Astronomi

Levetid for underdværge af B-typen

Levetid for underdværge af B-typen


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.

Ifølge Extrasolar Planets Encyclopedia mistede B-underdværgen Kepler-70 sin heliumkonvolut og blev en blå-hvid underdværg for ca. 18,4 millioner år siden.

(kilder: arkiveret encyklopædi-side, også papiret "Et kompakt system med små planeter omkring en tidligere rød kæmpestjerne")

Dette har fået mig nysgerrig med hensyn til disse stjernes levetid - 18,4 millioner år er ikke så lang i stjernernes termer!

Selvom jeg er klar over, vil dette variere afhængigt af f.eks. masse af stjernen, er der noget kendt om hvor lang tid en B-dværg vil forblive i dværgtilstanden, før den endelig bliver en hvid dværg? Ovenstående oplysninger for Kepler-70 var meget nemmere at finde end for andre blåhvide subdværge.


Schindler, Green & Arnett (2015) "Exploring Stellar Evolution Models of sdB Stars using MESA" giver adskillige evolutionære spor og levetid for sdB-stjerner.

Den kanoniske tidsskala for sdB-levetiden er ca. 100 Myr (Dorman et al. 1993; Charpinet et al. 2000). Vi beregnede sdB-levetider på ca. 140-170 Myr for Mini = 1.0 M& odot; (øverste del af tabel 2), i rimelig overensstemmelse med de tidligere værdier, og i meget god overensstemmelse med Bloemen et al. (2014), der fandt levetider på ca. 183, 180, 149 og 122 Myr (fra bund til top) for de fire modeller vist i figur 4.

De bemærker, at der stadig er problemer i modelleringen, der skal overvejes, især med hensyn til grænsen for det konvektive område i stjernerne:

Men selvom vi er i stand til at producere strukturer, der er i overensstemmelse med asteroseismologi af sdB-stjerner, vi kan ikke udvikle os til disse betingelser med plausible parametre for standard stjernevolution. Vores største samlede sdB-masser er mindre end den mediane masse af den empiriske sdB-massefordeling. Mere vigtigt er, at de beregnede heliumforbrændende kerner er mindre end udledt ved observation. Dette er en fejl i konvektiv blanding i det dybe indre, langt fra enhver superadiabatisk region i konvolutten. Det kan ikke bebrejdes MLT alene, og det er det også sandsynligvis være relateret til behandlingen af ​​den konvektive grænse.

Effekten af ​​at bruge forskellige modeller giver nogle estimater så lave som 80 Myr, nogle så længe som 230 Myr.


I sektion 3 i dette papir om den mulige oprindelse af to planeter, der kredser om en B-type underdværg, kaldet KIC 05807616, og som jeg stillede et spørgsmål om for et stykke tid siden, er planternes overlevelsesevne over for deres værtsstjernes intense UV-stråling undersøgt. Her er et uddrag fra resuméet:

I afsnit 3 undersøgte vi planetenes overlevelsesevne til fordampning af UV-strålingen fra EHB-stjernen. Ligning (3) for fordampningshastigheden indebærer, at den indre planet fordampes fuldstændigt inden for ∼ 10⁷ år. Dette er kortere end ∼ 10⁸ års levetid på HB.

KIC 05807616 er stadig på den vandrette gren (HB), ligesom enhver anden stjerne af sin art, og vil forblive i det stadie i cirka hundrede millioner år ifølge papiret, indtil det endelig bliver en hvid dværg. Jeg antager, at det er den gennemsnitlige levetid for subdværg B-stjernerne.

REDIGERING: Jeg fandt også dette papir, som er mere specifikt med hensyn til den gennemsnitlige levetid for subdværg B-stjerner, jeg citerer fra introduktionen:

En sdB forbliver på EHB i ca. 10⁸ år og udvikler sig direkte sammen med den hvide dværg (WD) kølebane, efter at dens helium er opbrugt.


Subdwarf O stjerne

EN subdværg O stjerne (sdO) er en type varm, men stjerne med lav masse. O-type underdværge er meget svagere end almindelige O-type hovedsekvensstjerner, men med en lysstyrke på ca. 10 til 100 gange solens, [1] og har en masse, der er cirka halvdelen af ​​solens. Deres temperatur varierer fra 40.000 til 100.000 K. Ioniseret helium er fremtrædende i deres spektre. Gravity acceleration udtrykkes ved log g mellem 4,0 og 6,5. [2] Mange sdO-stjerner bevæger sig med høj hastighed gennem Mælkevejen og findes ved høje galaktiske breddegrader. [3]


Alien Observatory: Ancient Stars in Milky Way & # 8217 s Halo & # 8211 & # 8220May Harbor Advanced Civilizations & # 8221

Mælkevejen er næsten 14 milliarder år gammel, og dens ældste stjerner udviklede sig i den tidlige fase af galaksen & # 8217; s dannelse, hvilket gør dem omkring seks til ni milliarder år gamle. De findes i glorie, en nogenlunde sfærisk komponent i galaksen, der dannedes først, hvor gamle stjerner bevæger sig i baner, der er meget aflange og vippede.


& # 8220Find gamle stjerner kunne også føre til opdagelsen af ​​nye planeter. Måske kan vi finde nogle gamle civilisationer omkring disse gamle stjerner, & # 8221 sagde Dr. Wei-Chun Jao, hovedforfatter til en ny undersøgelse og forsker ved Institut for Fysik og Astronomi i Georgia State. & # 8220Måske har disse stjerner nogle planeter omkring sig, som vi ikke kender til. & # 8221

Yngre stjerner i Mælkevejen roterer sammen langs galaksen og disken i omtrent cirkulære baner, ligesom heste på en glædelig tur.

Ligesom mennesker har stjerner en levetid: fødsel, ungdom, voksenalderen, senior og død. Denne undersøgelse fokuserede på gamle eller & # 8220enior borger & # 8221 stjerner, også kendt som seje underdværge, der er meget ældre og køligere i temperatur end solen.

I en undersøgelse offentliggjort i The Astronomical Journal gennemførte astronomer en folketælling af vores solkvarter for at identificere, hvor mange unge, voksne og gamle stjerner der er til stede. De målrettede stjerner ud til en afstand på 200 lysår, hvilket er relativt i nærheden, da galaksen er mere end 100.000 lysår over. Et lysår er hvor langt lys kan rejse på et år. Dette er længere end den traditionelle horisont for det område af rummet, der kaldes & # 8220 solkvarteret, & # 8221, som er omkring 80 lysår i radius.

& # 8220 Årsagen til, at min horisont er mere fjern, er, at der ikke er mange ældre borgere (gamle stjerner) i vores solkvarter, & # 8221 sagde Jao. & # 8220Der er masser af voksne stjerner i vores solkvarter, men der er ikke mange ældre, så vi er nødt til at nå længere væk i galaksen for at finde dem. & # 8221

Astronomerne observerede først stjernerne i mange år med 0,9 meter teleskopet ved United States & # 8217 s Cerro Tololo Inter-American Observatory ved foden af ​​de chilenske Andesbjergene. De brugte en teknik kaldet astrometri til at måle stjernernes positioner og var i stand til at bestemme stjernernes bevægelser over himlen, deres afstand og hvorvidt hver stjerne havde en skjult ledsager, der kredser om den.

Holdets arbejde øgede den kendte befolkning af gamle stjerner i vores solkvarter med 25 procent. Blandt de nye underdværge opdagede forskerne to gamle binære stjerner, selvom ældre stjerner typisk viser sig at være alene snarere end parvis.

& # 8220Jeg identificerede to nye mulige dobbeltstjerner, kaldet binære filer, sagde Jao. & # 8220Det er sjældent, at ældre har ledsagere. Gamle folk har en tendens til at leve alene. Derefter brugte jeg NASAs Hubble-rumteleskop til at registrere begge stjerner i en af ​​binærfilerne og målte adskillelsen mellem dem, hvilket gør det muligt for os at måle deres masser. & # 8221

Jao skitserede også to metoder til at identificere disse sjældne gamle stjerner. En metode bruger stjerner og steder på et grundlæggende kort over stjerneastronomi kendt som Hertzsprung-Russell (HR) -diagrammet. Dette er en klassisk teknik, der placerer de gamle stjerner under sekvensen af ​​dværgstjerner som solen på H-R-diagrammet, deraf navnet & # 8220subdwarfs. & # 8221

Forfatterne kiggede derefter nøje på et bestemt kendetegn ved kendte underdværgstjerner & # 8212 hvor hurtigt de bevæger sig over himlen. & # 8220Hver stjerne bevæger sig over himlen, "sagde Jao. & # 8220De bliver ikke stille. De bevæger sig i tre dimensioner, med et par stjerner, der bevæger sig direkte mod eller væk fra os, men de fleste bevæger sig tangentielt over himlen. I min forskning fandt jeg ud af, at hvis en stjerne har en tangentiel hastighed hurtigere end 200 kilometer i sekundet, skal den være gammel. Så baseret på deres bevægelser i vores galakse kan jeg vurdere, om en stjerne er en gammel underdværg eller ej. Generelt, jo ældre en stjerne er, jo hurtigere bevæger den sig. & # 8221

I 2018 vil resultater fra Den Europæiske Rumorganisation & # 8217 Gaia-mission, der måler nøjagtige positioner og afstande for millioner af stjerner i Mælkevejen, gøre det lettere for astronomer at finde ældre stjerner. At bestemme afstanden fra stjerner er nu meget arbejdskrævende og kræver meget teleskoptid og tålmodighed. Fordi Gaia-missionen vil give en meget større stikprøvestørrelse, siger Jao, at den begrænsede prøve af underdværge vil vokse, og den sjældneste af disse sjældne stjerner & # 8212 binære underdværge & # 8212 vil blive afsløret.

Den Europæiske Rumorganisation frigav sit andet sæt Gaia-data sidste onsdag, og med det kom nye oplysninger om 1,7 milliarder stjerner i Mælkevejen. Det omfattede 1,3 milliarder stjernes tilsyneladende bevægelse på himlen og faktiske hastigheder for over 7 millioner stjerner. Forskerne bag den nyeste undersøgelse brugte disse oplysninger til at undersøge galaksen i fase-rummet - fancy snak om, hvordan dens stjernes hastighed varierer med deres position.

”Dette arbejde viser, at Mælkevejens stjerneskive er et dynamisk aktivt sted, hvor spiralarme og den galaktiske bjælke sætter deres præg på stjernernes baner som krusninger i en dam — en dam, der måske for nylig har mærket stænken fra en lille sten i form af en sammensmeltende dværggalakse, ”sagde astronom Stacy McGaugh fra Case Western Reserve University til Ryan Mandelbaum ved Gizmodo. "Det er et levende og åndende dyr, der er følsomt over for at blive stukket og stukket og endda kildet lidt."

Denne anden dataudgivelse tager folketællingen til vores Galaxy til et helt nyt niveau, da den inkluderer tredimensionelle positioner og todimensionale bevægelser på mere end 1,3 milliarder stjerner sammen med deres afstande, lysstyrke og farver, der kan hjælpe med at male et større billede om stjernen, da dens farve giver information om dens overfladetemperatur, jo varmere stjernen, jo mere blå den er, jo køligere er stjernen, jo mere rød er den.

Gaia har opnået denne imponerende indsamling af dataindsamling ved at feje hen over himlen og samtidig tage observationer i en stor cirkulær bevægelse. ”På cirka et minut måler Gaia omkring hundrede tusind stjerner på himlen,” sagde Anthony Brown. Det tager omkring to måneder for Gaia at se på hele himlen, og i denne dataudgivelse vil de fleste stjerner i gennemsnit være blevet optaget omkring 70 gange.

Animationer bygget fra Gaia-data gør det muligt at se stjernernes positioner i 3D, så forskere kan rotere omkring en bestemt stjerneklynge for eksempel for at se den fra alle sider.

I løbet af hele sin levetid på 5 år vil satellitten tage 29 uafhængige målinger af hele himlen, hvilket giver astronomer et hidtil uset blik på, hvordan stjernerne i vores Mælkevej opfører sig og udvikler data hentet fra Gaia, vil hjælpe med at bogstaveligt rekonstruere hele Mælkevejen.


Hope for Earth: Planet Survives Star's Death Throes

Astronomer har set en planet, der har overlevet den massive ballonflyvning af sin moderstjerne, hvilket giver det første optimistiske bevis for Jordens langsigtede overlevelse.

Opdagelsen, der er beskrevet i 13. september-udgaven af ​​tidsskriftet Nature, kunne motivere andre forskere til at lede efter lignende røde kæmpeoverlevende. Det kunne igen til sidst føre til et svar på et af astronomernes yndlingsspørgsmål: Vil Jorden overleve solens hævelse, når den gennemgår sin egen røde gigantfase om et par milliarder år?

"Det faktum, at vi har fundet denne planet, beviser, at en planet med en lille kredsløbsafstand kan overleve" en stjernes røde kæmpe fase, sagde studieteammedlem Roberto Silvotti fra National Institute of Astrophysics i Napoli, Italien.

Ikke din typiske røde kæmpe

Moderstjernen, V 391 Pegasi, tilhører en sjælden klasse af røde kæmpestjerner kendt som B-type underdværge, der for tidligt har udvist deres ydre skaller af brint.

På et tidspunkt var V 391 Pegasi en stjerne, der lignede vores egen sol. Da det udviklede sig og blev gammelt, løb dets kerne tør for brændstof. Stjernens kerne trak sig sammen og begyndte at brænde helium i stedet, mens dens ydre skal udvides med en faktor på omkring 100. Forskere tror, ​​at vores sol vil gennemgå den samme udvidelse, når den løber tør for brintbrændstof om cirka 5 milliarder år.

Efter et stykke tid uddriver de fleste røde giganter deres ydre konvolutter for at skabe planetariske tåger, der afslører tætte, stjernelige lig kendt som hvide dværge, hvor kernen plejede at være.

Men af ​​årsager, der stadig er uklare, udviste V 391 Pegasi sin ydre kuvert tidligt, før kernen overhovedet begyndte at smelte helium og udsatte en kompakt, tæt stjerne, der endnu ikke er fuldstændig død. Kun ca. 2 procent af stjernerne, der når den rød-gigantiske fase, menes at gennemgå det samme katastrofale massetab, som V 391 Pegasi gjorde.

"Dette er en temmelig bestemt slags stjerne, fordi 98 procent af disse stjerner ikke mister så meget masse i den røde kæmpe fase, så de bliver ikke underdværge," fortalte Silvotti SPACE.com. "Dette er en meget bestemt evolutionskanal."

Endnu mere usædvanligt pulserer V 391 Pegasi, dæmpes og lysner i flere minutter ad gangen. Ved at foretage nøjagtige observationer af timingen af ​​impulser i syv år opdagede Silvottis hold en kæmpe gasplanet i systemet, der tyngdekraften trak stjernen frem og tilbage set fra jorden.

”Dette er den første planet, der findes efter den røde kæmpefase [af dens stjerne],” sagde Silvotti.

Overlevende af et hår

Planeten er omkring tre gange Jupiters masse og kredser i øjeblikket sin stjerne fra en afstand på ca. 1,7 astronomiske enheder (AU) eller ca. 158 millioner miles (lidt længere ud end Mars i øjeblikket kredser om solen). En AU er lig med afstanden mellem jorden og solen. Forskere mener, at der kun i V 391 Pegasis røde kæmpe fase, kun omkring 1 AU adskilt stjerne og planet.

Det er muligt, at planetens tilstedeværelse har noget at gøre med V 391 Pegasis for tidlige skaludstødning, men flere tilfælde er nødvendige for at bekræfte dette. "Hvis vi tilfældigvis finder andre stjerner som den, der har planeter, kan du sikre dig, at planeten har noget at gøre med, at stjernen mister sin masse," sagde Jonathan Fortney, en astronom ved NASA Ames Research Center i Californien, der ikke var involveret. i undersøgelsen. "Men der er ingen aftalt vej til, hvorfor dette sker."

Fordi meget få røde giganter forventes at gennemgå, hvad V 391 Pegasi gjorde, vil den nye opdagelse sandsynligvis ikke have direkte konsekvenser for, om Jorden vil eller ikke vil blive opslugt af vores sol, sagde Silvotti. Det er næsten sikkert, at de to planeter, der er tættest på vores sol, Merkur og Venus, i sidste ende vil blive fordampet, og at Mars ikke vil, sagde Silvotti.

”Men Jorden er i midten, så vi ved det ikke,” sagde han.

Silvotti mener, at det nye fund vil anspore forskere til at lede efter andre planeter, der har overlevet deres stjernes røde kæmpe fase. Måske kan Jordens skæbne bestemmes.

”Denne opdagelse vil helt sikkert få andre til at lede efter andre lignende systemer, så om få år vil vi have meget stærkere begrænsninger for modellerne,” sagde Silvotti. "På det tidspunkt vil det være muligt at lave relativt gode modeller for, hvad der sker med planeterne generelt i den røde gigantfase. Så i sidste ende ved vi måske, hvad der vil ske med Jorden."


Lysstyrke, lysstyrke og størrelse er udtryk, der beskriver stjerner. Men hvad betyder de? Hvordan forholder de sig til din oplevelse af nattehimlen? Som nybegynder fandt jeg disse & hellip

Naturspotting rækkevidde er nyttige til terrestrisk eller havudsigt, men kan de fordobles til astronomibrug? I denne artikel diskuterer jeg fordele og ulemper ved at bruge en natur & hellip

Ønsker du at finde vej rundt om nattehimlen baseret på himmelens vinkler? Citeringen af ​​nøglestjerner og stjernegrupper efter grader på himlen og hellip


Klasse B-stjerne

EN Klasse B-stjerne er den næststørste type af hovedsekvensstjernen. De er typisk farvet blåhvid, lidt mindre blå end stjerner af O-typen. De er ret sjældne og udgør kun 0,13% af hovedsekvensstjerner.

En typisk klasse B-stjerne har en masse på 9 (2 til 16) solmasser, en radius på 4 (2 til 7) solradier, en lysstyrke på 1.000 (25 til 30.000) sollysstyrker, en overfladetemperatur på 20.000 K (10.000) K til 30.000 K) og en levetid på 40 millioner år.

Den beboelige zone for en typisk klasse B-stjerne er i størrelsesordenen 50 AU. Mens de også har korte levetider, hvilket gør planeter og liv sjældent, er der et par eksempler på stjernesystemer af B-typen, herunder HIP 78530.


Referencer

  1. & # 8593 Silaj, J. et & # 160 al. (November 2014), "H & # 945-profilerne for Be Shell Stars", Den astrofysiske tidsskrift, 795 (1): 12, Bibcode: 2014ApJ. 795. 82S, doi: 10.1088 / 0004-637X / 795/1/82, 82.
  2. Habets, G. M. H. J. Heintze, J. R. W. (november 1981). "Empiriske bolometriske korrektioner for hovedsekvensen". Tillæg til astronomi og astrofysik. 46: 193 & # 8211237. Bibcode: 1981A & amp AS. 46..193H. , Tabel VII og VIII.
  3. & # 8593SIMBAD, poster på Regulus og Algol A, adgang til 19. juni 2007.
  4. Pickering, Edward Charles (1908). "Revideret Harvard-fotometri & # 160: et katalog over positioner, fotometriske størrelser og spektre på 9110 stjerner, hovedsageligt af størrelsen 6,50, og lysere observeret med 2 og 4 tommer meridianfotometre". Annaler fra det astronomiske observatorium ved Harvard College. 50: 1. Bibcode: 1908AnHar..50. 1P. Hentet 2009-09-21.
  5. 12
  6. Gray, C. Richard O. Corbally, J. (2009). Stellar Spectral Classification. Princeton University Press. s. & # 160 115 & # 8211122. ISBN & # 160 978-0691125114.
  7. Morgan, William Wilson Keenan, Philip Childs Kellman, Edith (1943). Et atlas over stjernespektre med en oversigt over spektral klassifikation. Chicago, Ill: University of Chicago presse. Bibcode: 1943assw.book. M.
  8. Aschenbach, B. Hahn, Hermann-Michael Truemper, Joachim (1998). Hermann-Michael Hahn (red.). Den usynlige himmel: ROSAT og røntgenastronomiens alder. Springer. s. & # 160 76. ISBN & # 160 0387949283.
  9. B & # 246hm-Vitense, Erika (1992). Introduktion til stjern astrofysik. 3. Cambridge University Press. s. & # 160 167. ISBN & # 160 0521348714.
  10. McNally, D. (1965). "Fordelingen af ​​vinkelmoment blandt hovedsekvensstjerner". Observatoriet. 85: 166 & # 8211169. Bibcode: 1965Obs. 85..166M.
  11. Slettebak, Arne (juli 1988). "The Be Stars". Publikationer fra Astronomical Society of the Pacific. 100: 770 & # 8211784. Bibcode: 1988PASP..100..770S. doi: 10.1086 / 132234.
  12. & # 8593 Grundlæggende stjernefotometri til standarder af spektral type på det reviderede system af Yerkes spektralatlas H.L. Johnson & amp W.W. Morgan, 1953, Astrophysical Journal, 117, 313
  13. & # 8593MK ANKERPUNKTER, Robert F. Garrison
  14. 12 Spektral klassifikation, W.W. Morgan & amp P.C. Keenan, 1973, Årlig gennemgang af astronomi og astrofysik, vol. 11, s.29
  15. & # 8593 Revideret MK Spectral Atlas til stjerner tidligere end solen, W.W. Morgan, W. W., H.A. Abt, J.W. Tapscott, 1978, Williams Bay: Yerkes Observatory og Tucson: Kitt Peak National Observatory
  16. & # 8593 De sene stjerner af B-typen: Raffineret MK-klassifikation, konfrontation med stromgren-fotometri og virkningerne af rotation, R.F. Grå & amp R.O. Garrison, 1994, The Astronomical Journal, bind. 107, nr. 4, s. 1556-1564
  17. & # 8593 Kinematikken i Gould Belt: en ekspanderende gruppe? J.R.Lesh, 1968, Astrophysical Journal Supplement, vol. 17, s.371 (tabel 1)
  18. Gray, Richard O. Corbally, C. J. (2009). Stellar Spectral Classification. Princeton University Press. s. & # 160123 & # 8211136. ISBN & # 160 978-0691125114.
  • Tidlig
  • Sent
  • Hovedsekvens
    • O
    • B
    • EN
    • F
    • G
    • K
    • M
    • O
    • B
    • Blå
    • Rød
    • Gul
    • Blå
    • Rød
    • Gul
    • Gul
    • S
    • CN
    • CH
    • Er
    • Ap / Bp
    • HgMn
    • Helium-svag
    • Barium
    • Ekstrem helium
    • Lambda Bo & # 246tis
    • At føre
    • Technetium
    • Skal
    • Blå dværg
    • Grøn
    • Sort dværg
    • Eksotisk
      • Boson
      • Elektrisk svækket
      • Mærkelig
      • Preon
      • Planck
      • Mørk
      • Mørk energi
      • Quark
      • Q
      • Deuterium brændende
      • Litiumforbrænding
      • Proton & # 8211proton-kæde
      • CNO-cyklus
      • Helium flash
      • Triple-alpha-proces
      • Alpha-proces
      • Kulstofforbrænding
      • Neonforbrænding
      • Oxygenforbrænding
      • Brænding af silicium
      • S-proces
      • R-proces
      • Fusor
      • Nova
        • Symbiotisk
        • Rest
        • Lysende rød nova
        • Kerne
        • Konvektionszone
          • Mikroturbulens
          • Svingninger
          • Fotosfæren
          • Starspot
          • Chromosphere
          • Stjernekorona
          • Boble
          • Bipolar udstrømning
          • Helioseismologi
          • Betegnelse
          • Dynamik
          • Effektiv temperatur
          • Lysstyrke
          • Kinematik
          • Magnetfelt
          • Absolut størrelse
          • Masse
          • Metallicitet
          • Rotation
          • Starlight
          • Variabel
          • Fotometrisk system
          • Farveindeks
          • Hertzsprung & # 8211Russell-diagram
          • Farve & # 8211farvediagram
          Kategori: Stjerner   · & # 160 Stjerneportal

          Jo langsommere du vokser, jo længere lever du: Vækst påvirker levetiden, finder forskningen

          (Phys.org) —Ny forskning fra University of Glasgow antyder, at levetiden påvirkes af den hastighed, hvormed kroppe vokser tidligt i livet.

          Et papir offentliggjort i dag i tidsskriftet Procedurer fra Royal Society B skitserer, hvordan manipulering af vækstrater i stickleback-fisk kan forlænge deres levetid med næsten en tredjedel eller reducere den med 15 procent.

          Et hold fra universitetets institut for biodiversitet, dyresundhed og sammenlignende medicin ændrede vækstraten på 240 fisk ved at udsætte dem for korte kolde eller varme trylleformularer, hvilket satte dem bag eller foran deres normale vækstplan.

          Når miljøtemperaturen var normal, kom fisken tilbage på sporet ved at accelerere eller bremse deres vækst i overensstemmelse hermed. Ændringen i vækstraten påvirkede dog også deres aldringsrate.

          Mens den normale levetid for sticklebacks er omkring to år, levede fiskene med langsom vækst mere end 30 procent længere med en gennemsnitlig levetid på næsten 1000 dage. I modsætning hertil havde fisken med accelereret vækst en levetid, der var 15% kortere end normalt.

          Disse effekter skete på trods af at alle fisk nåede den samme voksenstørrelse og var endnu stærkere, da vækstraten blev øget ved kunstigt at manipulere længden af ​​dagslys, fiskene blev udsat for, og 'narrede' deres kroppe til at vokse hurtigere for at nå deres målstørrelse før starten på ynglesæsonen.

          Professor Neil Metcalfe, der arbejdede på undersøgelsen, sagde: ”Du kan meget vel forvente, at en maskine, der er bygget i hast, fejler hurtigere end en sammensat omhyggeligt og metodisk, og vores undersøgelse antyder, at dette også kan være tilfældet for kroppe.

          "Resultaterne af undersøgelsen er slående. Det ser ud til, at kroppe, der vokser hurtigt, akkumulerer større vævsskader end dem, der vokser langsommere, og deres levetid er reduceret væsentligt som et resultat. Undersøgelsen demonstrerer også de overraskende måder, hvorpå en lille ændring i miljøet forhold i det tidlige liv kan have langsigtede konsekvenser.

          "Disse fund vil sandsynligvis gælde for mange andre arter, inklusive mennesker, da den måde, hvorpå organer og væv vokser og alder er ens på tværs af meget forskellige slags dyr. Det er for eksempel allerede blevet dokumenteret hos mennesker, at hurtig vækst i tidlig barndom er forbundet med en større risiko for at udvikle lidelser senere i livet, såsom hjerte-kar-sygdomme i mellem- eller alderdommen, muligvis på grund af den måde hvorpå væv i et hurtigtvokst hjerte er lagt.

          "Vores arbejde afslører for første gang, at en langsommere vækstrate under den normale hastighed kan have langsigtede fordele."

          Tidligere forsøg på at teste forbindelser mellem vækstrater og levetid ved at ændre diæt har været udtømmende, da resultaterne kunne blive påvirket af selve kosten i stedet for dens effekt på vækst. Glasgow-holdet undgik dette problem ved at holde fiskene på identiske diæter, alt det, der ændrede sig, var de temperaturer, de blev udsat for.

          Papiret med titlen 'Eksperimentel demonstration af vækstraten - kompromis med levetid', offentliggøres i Procedurer fra Royal Society B.


          Stjernefakta: Bellatrix

          Bellatrix ("kvindelig kriger") er en blåhvid kæmpestjerne, der ligger 250 lysår væk i stjernebilledet Orion, hvor den markerer den kæmpestore & vestlige "skulder". Det er den 3. lyseste stjerne i Orion med en tilsyneladende styrke på 1,64, men kun den 27. mest lysende stjerne på nattehimlen. Dens placering tæt på himlen og den 10. lyseste stjerne, en enorm rød kæmpe kaldet Betelgeuse, gør den til en af ​​de nemmeste stjerner at genkende, med Bellatrix bedst set i december og januar.

          Hurtige fakta

          • Konstellation: Orion
          • Koordinater: RA 05h 25m 07.86325s | Dec + 06 ° 20 & # 8242 58.9318 & # 8243
          • Afstand til jorden: 250 lysår
          • Stjernetype: Blue Giant (B2 III)
          • Masse: 8,4 sol
          • Radius: 6 solradier
          • Tilsyneladende størrelse: 1,64
          • Lysstyrke: App. 6.400 sol
          • Overfladetemperatur: 22.000K
          • Rotationshastighed: 46 km / sek
          • Alder: 20 millioner år
          • Andre betegnelser: Bellatrix, Gamma Orionis, Amazon Star

          Fysiske egenskaber

          Bellatrix er en B2 III variabel stjerne med en temperatur på 22.000 K, og hvis lysstyrke varierer mellem tilsyneladende størrelser på 1,59 og 1,64. Det nedbryder hurtigt sit brintbrændstof og er begyndt at udvikle sig fra hovedsekvensen på vej til at blive en ægte kæmpe. Det forventes at blive en orange kæmpe inden for få millioner år og har allerede udviklet en gasformig skal, der signalerer starten på dens transformation. På nuværende 8,4 solmasser er Bellatrix også tæt på at blive betragtet som en supernovakandidat.


          National Aeronautics and Space Administration

          En stjernes livscyklus bestemmes af dens masse. Jo større masse, jo kortere livscyklus. En stjernes masse bestemmes af mængden af ​​stof, der er tilgængelig i dens tåge, den kæmpe sky af gas og støv, som den er født i. Over tid trækker tyngdekraften brintgassen i tågen sammen, og den begynder at dreje. Da gassen snurrer hurtigere, opvarmes den og er kendt som en protostjerne. Til sidst når temperaturen 15.000.000 & # 176C, og nuklear fusion forekommer i skyens kerne. Skyen begynder at lyse stærkt. Ved denne temperatur trækker den sig lidt sammen og bliver stabil. Det kaldes nu en hovedsekvensstjerne og vil forblive i denne fase og skinne i millioner eller milliarder år fremover.

          Når stjernesekvensen star, omdannes brint i kernen til helium ved kernefusion. Når brintforsyningen i kernen begynder at løbe ud, bliver kernen ustabil og trækker sig sammen. Den ydre skal af stjernen, som stadig for det meste er brint, begynder at ekspandere. Efterhånden som den udvides, køler den ned og lyser rødt. Stjernen har nu nået den røde kæmpe fase. Det er rødt, fordi det er køligere, end det var i hovedsekvensstjernestadiet, og det er en kæmpe, fordi den ydre skal er udvidet udad. Alle stjerner udvikler sig på samme måde op til den røde kæmpe fase. Mængden af ​​masse, som en stjerne har, bestemmer, hvilken af ​​de følgende livscyklusstier, den vil tage efter den røde kæmpe fase.