Stjerner

Vi forklarer hva stjernene, deres egenskaper, hvordan de danner, livssyklus, struktur og eksempler på stjerner er

Pleiades, i stjernebildet Tyren, synlig i løpet av den nordlige vinteren, utgjør en klynge på rundt 3000 stjerner til 400 lysår unna. Kilde: Wikimedia Commons.

Hva er stjernene?

EN stjerne Det er et astronomisk objekt sammensatt av gass, hovedsakelig hydrogen og helium, og opprettholdt i likevekt takket være tyngdekraften, som har en tendens til å komprimere det og gasstrykket, som utvider det. 

I denne prosessen produserer en stjerne enorme mengder energi, fra kjernen, der det er en fusjonsreaktor som syntetiserer helio og andre elementer fra hydrogen.

I disse fusjonsreaksjonene er ikke deigen helt bevart, men en liten del blir energi. Og siden massen til en stjerne er enorm, selv når den er den minste, er det også mengden energi den avgir per sekund.

Stjerneegenskaper

Hovedegenskapene til en stjerne er:

-Masse: Veldig variabel, å kunne komme fra en liten brøkdel av solens masse til supermassive stjerner, med masser flere ganger solmassen.

-Temperatur: Det er også en variabel mengde. I fotosfæren, som er den lette overflaten til stjernen, er temperaturen i området 50000-3000 K. Mens det i sentrum når det millioner av Kelvin. 

-Farge: nært knyttet til temperatur og masse. Jo varmere en stjerne, jo mer blå er fargen og tvert imot, jo kaldere er det, jo mer har den en tendens mot rød. 

-Lysstyrke: Det avhenger av kraften som er utstrålt av stjernen, som vanligvis ikke er ensartet. De hotteste og største stjernene er de lyseste.

-Omfanget: Det er den tilsynelatende lysstyrken de har når de blir sett fra jorden.

-Bevegelse: Stjernene har relative bevegelser med hensyn til sitt felt, så vel som rotasjonsbevegelse.

-Alder: Stjernene kan være like gamle som universet -som 13.800 millioner år- og så ung som 1000 millioner år gammel.

Hvordan danner stjerner?

Solen, en av millionene av stjernene i Lacta -veien.

Stjernene er dannet fra gravitasjonskollapsen av enorme skyer av kosmisk gass og støv, hvis tetthet opplever kontinuerlige svingninger. Det primære materialet i disse skyene er molekylært hydrogen og helium, og spores også av alle kjente elementer på jorden.

Bevegelsen av partiklene som utgjør denne enorme mengden deig spredt i verdensrommet er tilfeldig. Men fra tid til annen øker tettheten litt på et punkt, og produserer komprimering.

Gasstrykket har en tendens til å angre denne komprimeringen, men gravitasjonskraften, som tiltrekker molekylene å møte, er litt høyere, fordi partiklene er nærmere og deretter motvirke denne effekten. 

Videre er tyngdekraften ansvarlig for å øke massen enda mer. Og når dette skjer, øker temperaturen gradvis. 

La oss nå forestille oss denne store kondensasjonsprosessen med all tilgjengelig tid. Tyngdekraften er radial og skyen av materie som er dannet vil ha en sfærisk symmetri. Det kalles Protoestrella.

I tillegg er denne skyen av materie ikke statisk, men går inn i rask rotasjon når materialet trekker seg sammen. 

Over tid vil en kjerne bli dannet ved det høye temperaturen og enormt trykk, som vil bli fusjonsreaktoren til stjernen. For dette er det nødvendig.

Massen og den påfølgende utviklingen av stjernene

Den type reaksjoner som kan oppstå i kjernen vil avhenge av massen som opprinnelig har avhenger av massen, og med den med den påfølgende utviklingen av stjernen. 

For masser mindre enn 0.08 ganger solens mass - 2 x 10 30 kg omtrent - stjernen vil ikke danne seg, siden kjernen ikke vil slå på. Objektet som er dannet vil avkjøle seg litt etter litt og kondensasjonen vil stoppe, og gi opphav til en Brown Dverg.

Det kan tjene deg: de 12 delene av en forskningsprotokoll

På den annen side, hvis protoestrella er for massiv, vil den ikke oppnå balansen som er nødvendig for å bli en stjerne, så den vil kollapse voldsomt.

Den stellar formasjonsteorien ved gravitasjonskollaps skyldes den engelske astronomen og kosmolog James Jeans (1877-1946), som også foreslo teorien om universets stasjonære tilstand. I dag er denne teorien, som argumenterer for at saken skapes kontinuerlig, blitt kastet til fordel for Big Bang -teorien.

Stjerne livssyklus

Stjernene dannes takket være en prosess med å kondensere en tåke laget av kosmisk gass og støv. 

Denne prosessen tar tid. Det anslås at det skjer mellom 10 og 15 millioner år, mens stjernen får sin endelige stabilitet. Når trykket på ekspansiv gass og den komprimerende kraften er balansert, kommer stjernen inn i det som kalles Hovedsekvens.

I følge massen er stjernen lokalisert i en av linjene i Hertzsprung-Russell-diagrammet eller forkortet H-R-diagram. Dette er en graf som viser de forskjellige linjene i stjerneutviklingen, alle diktert av stjernenes mass.

I denne grafen er stjernene plassert i henhold til lysstyrken avhengig av deres effektive temperatur, som vist nedenfor:

HR -diagram, opprettet uavhengig av astronomer Exnar Hertzsprung og Henry Russell rundt 1910. Kilde: Wikimedia Commons. At [CC med 4.0 (https: // creativecommons.Org/lisenser/av/4.0)].

Stjerne evolusjonslinjer

Hovedsekvensen er regionen omtrent diagonal som går gjennom midten av diagrammet. Der, på et tidspunkt, kommer nydannede stjerner inn, i henhold til massen deres.

De hotteste, lyse og massive stjernene er på toppen og venstre, mens de kaldeste og små er i nedre høyre region.

Massen er parameteren som styrer stjerneutviklingen, som det er blitt sagt flere ganger. Faktisk utfører veldig massive stjerner drivstoffet sitt raskt, mens kalde og små stjerner, som røde dverger, klarer det med større parsimon. 

Sammenligning av størrelser mellom planeter (1 og 2) og stjerner (3,4,5 og 6). Kilde: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https: // Dave.Autonoma.CA/) [CC BY-SA 3.0 (https: // creativecommons.Org/lisenser/by-SA/3.0)].

For et menneske er røde dverger praktisk talt evig, ingen rød dverg, hvem vet, har ennå dødd.

I tilknytning til hovedsekvensen er stjernene som på grunn av deres evolusjon har flyttet til andre linjer. På denne måten er det de gigantiske og supergivende stjernene, og under de hvite dvergene. 

Spektrale typer

Det som kommer til oss fra de fjerne stjernene er deres lys, og analysen får mye informasjon om stjernens natur. I den nedre delen av H-R-diagrammet er det en serie bokstaver som angir de hyppigste spektraltypene: 

O b a f g k m

De høyeste temperaturstjernene er O og de kaldeste er klasse M. På sin side er hver av disse kategoriene delt inn i ti forskjellige undertyper, og differensierer dem med et tall fra 0 til 9. For eksempel F5, en mellomstjerne mellom F0 og G0. 

Morgan Keenan -klassifiseringen legger til spektraltypen Luminosity of the Star, med romertall fra I til V. På denne måten er solen vår en stjerne i G2V -typen. Det skal bemerkes at gitt stjernenes store variasjon, er det andre klassifiseringer for dem.

Hver spektralklasse har en tilsynelatende farge, i henhold til diagram H-r. Det er den omtrentlige fargen som en observatør ville se uten instrumenter eller i de fleste kikkert, på en veldig mørk og klar natt. 

Nedenfor er en kort beskrivelse av dens egenskaper i henhold til de klassiske spektraltypene:

Type o

De er blå stjerner med fiolette toner. De finnes i øvre venstre ende av H-R-diagrammet, det vil si at de er store og lysstyrke, så vel som høye overflatetemperaturer, mellom 40.000 og 20.000 k. 

Eksempler på denne typen stjerner er Alnitak A, av beltet i stjernebildet Orion, synlig i løpet av nettene av Nord-vinteren og Sigma-Orionis i samme konstellasjon.

Kan tjene deg: er melk en homogen eller heterogen blanding? De tre stjernene i Orion Belt. Fra venstre til høyre Alnitak, Alnilam og Mintaka. I tillegg, ved siden av Alnitak, nebulaene i flammen og hestens hode. Kilde: Wikimedia Commons.

Type b 

Srio f. Kilde: Giuseppe Donatiello, CC0, via Wikimedia Commons

Dette er blå stjerner og med overflatetemperaturer mellom 20.000 og 10.000 k. En stjerne av denne typen som er lett synlig for det blotte øye er den gigantiske rigelen, som er en del av et stjernesystem i Orion Constellation.

Type A

Syrisk a. Kilde: NASA, ESA, H. Bond (STSCI), og M. Barstow (University of Leicester), CC av 3.0, via Wikimedia Commons

De er lette å se med det blotte øye. Fargen er hvit -med overflatetemperaturer mellom 10.000 -7000 k. Sirio A, en binær stjerne i stjernebildet til majoren er en type A -stjerne, så vel som Deneb, den lyseste slanen.

Type f 

Avfallsdisk rundt en stjerne -type stjerne. Kilde: ESO/Marino et al., CC med 4.0, via Wikimedia Commons

De ser hvite som er gult, overflatetemperaturen er enda lavere enn av forrige type: mellom 7000 og 6000 K. Polar Polaris -stjernen, av stjernebildet til mindreårig OSA tilhører denne kategorien, samt Canopus, den lyseste stjernen i Carina Constellation, synlig veldig sør for den nordlige halvkule, under den nordlige vinteren.

Type G

Sol. Kilde: NASA

De er gule og temperaturene deres er mellom 6000 og 4800 K. Solen vår kommer inn i denne kategorien.

Type k 

Double Albireo Star. Kilde: Hewholooks, CC BY-SA 3.0, via Wikimedia Commons

Fargen de presenterer er gul -orange, på grunn av det laveste temperaturområdet: 4800 - 3100 K (K0 -giganter). Aldebar i Tyren, synlig vinteren på den nordlige halvkule og Albireo of Swan, er de gode eksempler på K -type stjerner.

Type m 

Neste Centauri. Kilde: ESA/Hubble, CC av 4.0, via Wikimedia Commons

De er de kaldeste stjernene av alle, og presenterer en rød eller oransje rød farge. Overflatetemperaturen er mellom 3400 og 2000 K. I denne kategorien kommer røde dverger inn i og også røde giganter og supergiganter, for eksempel neste Centauri (Red Dwarf) og Betelgeuse (Red Giant) i Orion Constellation.

Stjernestruktur

I prinsippet er det ikke lett å finne ut den interne strukturen til en stjerne, siden de fleste av dem er veldig fjerne objekter. 

Takket være studiet av solen, den nærmeste stjernen, vet vi at de fleste stjerner er sammensatt av gassformige lag med sfærisk symmetri, i hvis sentrum det er en kjerne der fusjonen utføres. Dette okkuperer omtrent 15 % av det totale volumet av stjernen.

Omgir kjernen er det et lag som mantel eller konvolutt Og endelig er atmosfære av stjernen, hvis overflate regnes som den ytre grensen. Naturen til disse lagene er modifisert med tid og evolusjon etterfulgt av stjernen. 

I noen tilfeller, kommet inn i punkt der hydrogen, er det viktigste kjernefysiske drivstoffet tømt, stjernen svulmer og deretter setter lagene ytre, som er kjent som en hvit dverg.

Det er nettopp i stjernepakke, der energitransport utføres fra kjernen til de ytre lagene. 

Solens lag, den mest studerte stjernen av alle. Kilde: Wikimedia Commons.

Typer stjerner

I seksjonen dedikert til spektraltyper er de typer stjerner for øyeblikket nevnt. Dette angående egenskapene som ble oppdaget gjennom analysen av lyset.

Men gjennom hele evolusjonen beveger de fleste stjerner seg på hovedsekvensen og forlater den også, lokalisert i andre grener. Bare røde dvergstjerner forblir i hovedsekvensen hele livet.

Det er andre typer stjerner som ofte er nevnt, som vi kort beskriver:

Kan tjene deg: deler av det optiske mikroskopet

Dvergstjerner

Det er et begrep som brukes for å beskrive veldig forskjellige typer stjerner, som på den annen side har sin lille størrelse til felles. Noen stjerner er dannet med veldig lav deig, men andre som ble født med mye større deig, blir i stedet dverger i løpet av livet.

Faktisk er dvergstjerner+ den mest tallrike stjerneklassen i universet, så det er verdt å stoppe litt i deres egenskaper:

Brune dverger

Kunstnerisk forestilling om en brun dverg-t

De er protoestrellas hvis masse ikke var nok til å starte atomreaktoren som driver en stjerne til hovedsekvensen. Det kan vurderes at de er halvveis mellom en gigantisk gassformig planet som Jupiter og en rød dvergstjerne.

Siden de mangler en stabil energikilde, er skjebnen deres å avkjøle seg sakte. Et eksempel på Brown Dwarf er Luhman 16 i konstellasjonen av Vela. Men dette forhindrer ikke planetene i å krettere dem, siden flere har blitt oppdaget så langt.

Røde dverger

Sammenlignende størrelse mellom sol. Kilde: NASA gjennom Wikimedia Commons.

Massen er liten, mindre enn solen, men livet foregår i hovedsekvensen fordi de nøye bruker drivstoffet sitt. Dette er grunnen til at de også er kaldere, men de er den typen stjerne som florerer og også de lengste.

Hvite dverger

Blanca Ik Pegasi B (sentrum nedenfor), dens spektrale klassepartner til Ik Pegasi A (venstre) og solen (til høyre). Kilde: Rjhall, Chris 論 (Vector), CC BY-SA 3.0, via Wikimedia Commons

Det er resten av en stjerne som forlot hovedsekvensen da drivstoffet til kjernen var utmattet, hevelse til den blir en rød gigant. Etter dette striper stripen fra de ytterste lagene, reduserer størrelsen og etterlater bare kjernen, som er den hvite dvergen. 

Den hvite dvergstadiet er bare en fase i utviklingen av alle stjerner som verken er røde dverger eller blå giganter. Sistnevnte, for å være så massiv, har en tendens til å avslutte livet i kolossale eksplosjoner kalt Nova eller Supernova.

Ik Pegasi -stjernen er et eksempel på en hvit dverg, en destinasjon som kan vente på solen vår i løpet av mange millioner av år.

Blå dverger

Rekreasjon av en blå dvergstjerne. Kilde: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, via Wikimedia Commons

De er hypotetiske stjerner, det vil si at deres eksistens ennå ikke er bevist. Men det antas at røde dverger endelig blir forvandlet til blå dverger når de uttømmer drivstoffet sitt.

Svarte dverger

Rekreasjon av en svart dvergstjerne. Kilde: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, via Wikimedia Commons

De er gamle hvite dverger som har avkjølt seg fullstendig og ikke lenger avgir lys.

Gule dverger og appelsiner

Solen, typisk hvit dvergstjerneeksempel. Kilde: Geoff Elston, CC av 4.0, via Wikimedia Commons

Noen ganger kalles det vanligvis massestjerner sammenlignbare eller lavere enn solen, men av større størrelse og temperatur enn røde dverger.

Nøytronstjerner

Dette er den siste fasen i livet til en supergivent stjerne, da han allerede utmattet atombrensel og lider av en eksplosjon av supernova. På grunn av eksplosjonen er kjernen til den gjenværende stjernen utrolig kompakt, til det punktet at elektroner og protoner smelter sammen for å bli nøytroner.

En nøytronstjerne er så, så tett at den kan inneholde til dobbelt så solmassen i en sfære på omtrent 10 km i diameter. Siden radius har sunket så mye, krever bevaring av vinkelmomentet en høyere rotasjonshastighet.

På grunn av størrelsen blir de oppdaget av den intense strålingen de avgir i form av en Haz trykk.

Eksempler på stjerner

Mens stjernene har egenskaper til felles, som med levende vesener, er variabiliteten enorm. Som sett er det gigantiske og supergivende stjerner, dverger, nøytroner, variabler, av stor masse, enorm størrelse, nærmere og fjernere:

-Den lyseste stjernen på nattehimmelen er syrisk, i konstellasjonen til CAN -ordfører.

Sirio, i stjernebildet til majoren, omtrent 8 lysår unna, er den lyseste stjernen på nattehimmelen

-Neste Centauri er den nærmeste stjernen til solen.

-Å være den lyseste stjernen betyr ikke å være den lyseste, fordi avstanden teller mye. Den kjente stjernen er også den mest massive: R136A1 som tilhører den store skyen i Magallanes.

-Massen til R136A1 er 265 ganger solens mass.

-Ikke alltid stjernen med den største massen er den største størrelsen. Den største stjernen til dags dato er Uy Scuti i stjernebildet til skjoldet. Radius er omtrent 1708 ganger større enn solens radius (solens radius er 6.96 x 10 8 meter).

-Den raskeste stjernen til nå hadde vært US 708, som beveger seg på 1200 km/s, men nylig en annen som overvinner den ble oppdaget: S5-HVS1 av stjernebildet til kranen, med en hastighet på 1700 km/s. Det antas at den ansvarlige er sagittarius et supermassivt hull, i sentrum av Melkeveien.

Referanser

1. Carroll, f. En introduksjon til moderne astrofysikk. 2. Utgave. Pearson. 
2. Costa, c. En flyktig stjerne utvist fra det galaktiske hjertet av mørket. Gjenopprettet fra: AAA.org.Åh.
3. Díaz-Giménez, e. 2014. Grunnleggende astronomotater.Skrevet av University of Córdoba, Argentina.
4. Jaschek, ca. 1983. Astrofysikk.Skrevet av LA OAS.
5. Martínez, d. Stjerne evolusjon. Vaeliada. Gjenopprettet fra: Google Books.
6. Oster, l. 1984. Moderne astronomi. Redaksjon tilbake.
7. Spanish Astronomy Society. 2009. 100 astronomikonsepter.Edycom s.L.
8. Unam. Høy energi astronomi. Nøytronstjerner. Gjenopprettet fra: Astroscu.Unam.MX.
9. Wikipedia. Stjerneklassifisering. Gjenopprettet fra: er.Wikipedia.org.
10. Wikipedia. Stjerne. Gjenopprettet fra: er.Wikipedia.org.