Zvezde

Pojasnjujemo, kakšne so zvezde, njihove značilnosti, kako so nastale, življenjski cikel, struktura in primeri zvezd

Plejade v ozvezdju Bika, vidne v severni zimi, predstavljajo grozd približno 3000 zvezdic do 400 svetlobnih let stran. Vir: Wikimedia Commons.

Kaj so zvezde?

A zvezda To je astronomski objekt, sestavljen iz plina, predvsem vodika in helija, in ga vzdržujemo v ravnotežju, zahvaljujoč sili gravitacije, ki ga prilepi in plin, kar ga širi. 

V tem procesu zvezda proizvaja ogromne količine energije iz svojega jedra, v katerem je fuzijski reaktor, ki sintetizira Helio in druge elemente iz vodika.

V teh fuzijskih reakcijah testo ni popolnoma ohranjeno, vendar majhen del postane energija. In ker je masa zvezde ogromna, tudi če je najmanjša, je tudi količina energije, ki jo daje na sekundo.

Zvezdne značilnosti

Glavne značilnosti zvezde so:

-Masa: Zelo spremenljiva, da lahko postaneš iz majhnega dela mase sonca do supermasivnih zvezd, z maso večkrat sončna masa.

-Temperatura: Je tudi spremenljiva znesek. V fotosferi, ki je lahka površina zvezde, je temperatura v območju 50000-3000 K. Medtem ko v svojem središču doseže milijone Kelvina. 

-Barva: tesno povezan s temperaturo in maso. Vroča je zvezda, bolj modra je njegova barva in nasprotno, hladnejša je, bolj se nagiba k rdeči. 

-Svetlost: Odvisno je od moči, ki jo seva zvezda, ki običajno ni enotna. Najbolj vroče in največje zvezde so najsvetlejše.

-Velikost: To je navidezna svetlost, ki jo imajo, ko jih vidimo z Zemlje.

-Gibanje: Zvezde imajo relativne gibe glede na svoje področje, pa tudi rotacijsko gibanje.

-Starost: Zvezde so lahko stare kot vesolje -as 13.800 milijonov let in starih 1000 milijonov let.

Kako se tvorijo zvezde?

Sonce, eno od milijonov zvezd ceste Lactea.

Zvezde nastanejo iz gravitacijskega propada ogromnih oblakov kozmičnega plina in prahu, katerih gostota doživlja nenehna nihanja. Primarni material teh oblakov sta molekularni vodik in helij ter tudi sledi vseh znanih elementov na zemlji.

Gibanje delcev, ki sestavljajo to ogromno količino širjenja testa v prostoru, je naključno. Toda občasno se gostota na neki točki nekoliko poveča, kar povzroči stiskanje.

Tlak plina ponavadi razveljavi to stiskanje, vendar je gravitacijska sila, ki privabi molekule, da se srečajo, nekoliko višja, ker so delci bližje in nato preprečijo ta učinek. 

Poleg tega je gravitacija odgovorna za povečanje mase še več. In ko se to zgodi, se temperatura postopoma povečuje. 

Zdaj si predstavljajmo ta velik kondenzacijski postopek z vsem razpoložljivim časom. Sila gravitacije je radialna in tako oblikovani oblak snovi bo imel sferično simetrijo. Se imenuje Protoestrella.

Poleg tega ta oblak snovi ni statičen, ampak v hitro rotacijo vstopi kot materialne pogodbe. 

Sčasoma bo nastalo jedro pri visokem temperaturi in ogromnem tlaku, ki bo postal fuzijski reaktor zvezde. Za to je potrebna kritična masa, toda ko se zgodi, zvezda doseže ravnotežje in tako začne, da jo na nek način postavi, svoje odrasle življenje.

Masa in poznejši razvoj zvezd

Vrsta reakcij, ki se lahko pojavijo v jedru, bodo odvisna od mase, ki je sprva odvisna od mase, in s tem do njega poznejša evolucija zvezde. 

Za mase manj kot 0.08 -krat masa sonca - 2 x 10 30 kg približno - zvezda ne bo nastala, saj jedro ne bo vklopljeno. Tako oblikovani objekt se bo malo po malo ohladil in kondenzacija se bo ustavila, kar bo povzročilo a Rjavi škrat.

Lahko vam služi: 12 delov raziskovalnega protokola

Po drugi strani pa, če je protoestrela preveč množična, ne bo dosegla ravnotežja, potrebnega za zvezdo, zato se bo silovito zrušil.

Teorija zvezdnega tvorbe z gravitacijskim propadom je posledica angleškega astronoma in kozmologa Jamesa Jeans (1877-1946). Danes je ta teorija, ki trdi, da je snov ustvarjena neprekinjeno, zavržena v prid teoriji velikega pokala.

Zvezdni življenjski cikel

Zvezde se oblikujejo zahvaljujoč postopku kondenzacije meglice iz kozmičnega plina in prahu. 

Ta postopek je potreben čas. Ocenjuje se, da se zgodi med 10 in 15 milijoni let, medtem ko zvezda pridobi končno stabilnost. Ko sta tlak ekspanzivnega plina in stiskalne sile uravnotežena, zvezda vstopi v tisto, kar se imenuje Glavno zaporedje.

Glede na svojo maso se zvezda nahaja v eni od linij diagrama Hertzsprung-Russell ali skrajšanega diagrama H-R. To je graf, ki prikazuje različne črte evolucije zvezd, ki jih vse narekuje masa zvezde.

V tem grafu so zvezde nameščene v skladu z njihovo svetilnostjo, odvisno od njihove učinkovite temperature, kot je prikazano spodaj:

HR Diagram, ki sta jih Astronoma Exnar Hertzsrung in Henry Russell ustvarila okoli leta 1910. Vir: Wikimedia Commons. Da [cc do 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licence/by/4.0)].

Zvezdne evolucijske linije

Glavno zaporedje je območje približno diagonala, ki poteka skozi sredino diagrama. Tam v nekem trenutku vstopijo na novo oblikovane zvezde, glede na njihovo maso.

Najbolj vroče, svetle in masivne zvezde so na vrhu in levo, najhladnejše in majhne pa v spodnjem desnem območju.

Masa je parameter, ki ureja evolucijo zvezd, kot je bilo rečeno večkrat. Dejansko zelo masivne zvezde hitro izčrpajo svoje gorivo, medtem ko ga hladne in majhne zvezde, kot so rdeči pritlikavi. 

Primerjava velikosti med planeti (1 in 2) in zvezdami (3,4,5 in 6). Vir: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https: // dave.Avtonomna.ca/) [cc by-sa 3.0 (https: // creativeCommons.Org/licence/by-sa/3.0)].

Za človeka so rdeči škrat praktično večni, noben rdeč škrat, ki ve, še ni umrl.

V bližini glavnega zaporedja so zvezde, ki so se zaradi njihove evolucije premaknile v druge črte. Na ta način so velikanske in supergigentne zvezde, pod belimi pritlikavi. 

Spektralne vrste

Kar nam prihaja od oddaljenih zvezd, je njihova svetloba in njena analiza je pridobljena veliko informacij o naravi zvezde. V spodnjem delu diagrama H-R je vrsta črk, ki označujejo najpogostejše spektralne vrste: 

O b a f g k m

Najvišje temperaturne zvezde so O in najhladnejše so razred M. Vsaka od teh kategorij je razdeljena na deset različnih podtipov, ki jih razlikuje po številu od 0 do 9. Na primer F5, vmesna zvezda med F0 in G0. 

Klasifikacija Morgan Keenan dodaja spektralno svetilnost zvezde z rimskimi številkami od I do V. Na ta način je naše sonce zvezda tipa G2V. Treba je opozoriti, da glede na veliko spremenljivost zvezd obstajajo druge klasifikacije zanje.

Vsak spektralni razred ima navidezno barvo, v skladu z diagramom H-R. To je približna barva, ki bi jo opazovalec videl brez instrumentov ali večine daljnogledov, v zelo temni in jasni noči. 

Spodaj je kratek opis njegovih značilnosti v skladu s klasičnimi spektralnimi vrstami:

Tip O

So modre zvezde z vijoličnimi toni. Najdemo jih na zgornjem levem koncu diagrama H-R, torej so velike in svetilnosti, pa tudi visoke površinske temperature, med 40.000 in 20.000 K. 

Primeri te vrste zvezde so Alnitak A, pasu ozvezdja Oriona, vidni v noči severne zime in Sigma-Orionis v istem ozvezdju.

Vam lahko služi: Ali je mleko homogena ali heterogena mešanica? Tri zvezde orionskega pasu. Od leve proti desni Alnitak, Alnilam in Mintaka. Poleg tega poleg Alnitaka, nebule plamena in konjske glave. Vir: Wikimedia Commons.

Tip b 

SRIO b. Vir: Giuseppe Donatiello, CC0, prek Wikimedia Commons

To so modre zvezde in s površinskimi temperaturami med 20.000 in 10.000 K. Zvezda te vrste, ki je zlahka vidna s prostim očesom.

Tip A

Sirska a. Vir: NASA, ESA, H. Vez (stsci) in m. Barstow (Univerza v Leicesterju), CC do 3.0, prek Wikimedia Commons

Z golim očesom jih je enostavno videti. Njegova barva je belo -azulirana, s površinsko temperaturo med 10.000 -7000 K. Sirio A, binarna zvezda ozvezdja glavnega, je zvezda tipa A, pa tudi Deneb, najsvetlejši Slan.

Tip F 

Naplavine diska okoli zvezde zvezde. Vir: ESO/Marino et al., CC do 4.0, prek Wikimedia Commons

Izgledajo belo nagiba rumeno, površinska temperatura je celo nižja od temperature prejšnje vrste: med 7000 in 6000 K. Polarna zvezda Polarisa o ozvezdju manjšega OSA pripada tej kategoriji, pa tudi Canopus, najsvetlejši zvezdi ozvezdja Carina, vidna zelo južno od severne poloble, med severno zimo.

Tip g

Sonce. Vir: NASA

Rumene so in njihove temperature so med 6000 in 4800 K. Naše sonce vstopi v to kategorijo.

Tip k 

Dvojna zvezda Albireo. Vir: Hewholooks, CC BY-SA 3.0, prek Wikimedia Commons

Barva, ki jo predstavljajo, je rumena -oranžna, zaradi najnižjega temperaturnega območja: 4800 - 3100 K (K0 Giants). Aldebar v Biku, ki je viden pozimi severne poloble in albireo Swan, so dobri primeri zvezd K -Type.

Tip m 

Naslednji Centauri. Vir: ESA/Hubble, CC do 4.0, prek Wikimedia Commons

So najhladnejše zvezde od vseh, ki predstavljajo rdečo ali oranžno rdečo obarvanost. Temperatura površine je med 3400 in 2000 K. V tej kategoriji vstopijo rdeči škrati in tudi rdeči velikani in supergiganti, kot sta naslednji Centauri (rdeči škrat) in betelgeuse (rdeči velikan) Orion Constellation.

Zvezdna struktura

Načeloma ni enostavno ugotoviti notranje strukture zvezde, saj je večina zelo oddaljenih predmetov. 

Zahvaljujoč študiju Sonca, najbližje zvezde, vemo, da je večina zvezd sestavljena iz plinastih plasti s sferično simetrijo, v središču, čigar središče je jedro kjer se združitev izvaja. To zaseda približno 15 % celotne zvezde.

Obkroža jedro je plast kot plašč oz ovojnica In končno je atmosfera zvezde, katere površina velja za svojo zunanjo mejo. Narava teh plasti je spremenjena s časom in evolucijo, ki ji sledi zvezda. 

V nekaterih primerih je prišel v točko, ko je vodik, njegovo glavno jedrsko gorivo je izčrpano, zvezda nabrekne in nato svoje plasti postavi zunanje, kar je znano kot beli škrat.

Točno je v ovoju Startity, kjer se od jedra do zunanjih plasti izvaja prenos energije. 

Plasti sonca, najbolj preučena zvezda vseh. Vir: Wikimedia Commons.

Vrste zvezd

V razdelku, namenjenem spektralnim vrstam, so trenutno omenjene vrste zvezd. To glede značilnosti, odkrite z analizo njegove svetlobe.

Toda v celotni evoluciji se večina zvezd premika po glavnem zaporedju in jo zapusti tudi v drugih vejah. Vse življenje ostanejo v glavnem zaporedju samo rdeče pritlikave zvezde.

Obstajajo druge vrste zvezd, ki se pogosto omenjajo, ki jih na kratko opišemo:

Vam lahko služi: deli optičnega mikroskopa

DAWARF STARS

Gre. Nekatere zvezde so oblikovane z zelo nizkim testom, druge, ki so se rodile z veliko večjim testom, pa namesto tega postanejo pritlikavi.

Pravzaprav so pritlikave zvezde+ najpogostejši zvezdniški razred v vesolju, zato se je vredno malo ustaviti v svojih lastnostih:

Rjavi pritlikavi

Umetniško pojmovanje rjavega pritlikavca

So protoestrelle, katerih masa ni bila dovolj za začetek jedrskega reaktorja, ki poganja zvezdo do glavnega zaporedja. Lahko se šteje, da so na pol poti med velikanskim plinastim planetom, kot je Jupiter in rdeča pritlikava zvezda.

Ker jim primanjkuje stabilnega vira energije, je njihova usoda počasi ohladiti. Primer rjavega pritlikavca je Luhman 16 v ozvezdju Vele. Toda to ne preprečuje, da bi jih planeti krogli, saj je bilo doslej odkritih več.

Rdeči pritlikavi

Primerjalna velikost med soncem, rdečim pritlikavim glieseom 229A, rjavimi pritlikavi Teide 1 in Gliese 229 B, in planetom Jupiter. Vir: NASA prek Wikimedia Commons.

Njegova masa je majhna, manjša od sonca, vendar se njegovo življenje odvija v glavnem zaporedju, ker skrbno porabijo gorivo. Zato so tudi hladnejši, vendar so vrsta zvezde, ki obiluje in tudi najdaljša.

Beli pritlikavi

Blanca IK Pegasi B (središče spodaj), njen partner spektralnega razreda do IK Pegasi A (levo) in sonce (desno). Vir: Rjhall, Chris 論 (vektor), CC by-sa 3.0, prek Wikimedia Commons

Ostank zvezde je opustil glavno zaporedje, ko je bilo gorivo njenega jedra izčrpano, otekalo, dokler ne postane rdeč velikan. Po tem se zvezda spusti iz svojih najbolj odmevnih plasti, zmanjša svojo velikost in pusti samo jedro, ki je beli škrat. 

Bela pritlikava stopnja je le faza v evoluciji vseh zvezd, ki niso niti rdeči pritlikavi ali modri velikani. Slednji, ker so tako množični, ponavadi končajo svoje življenje v kolosalnih eksplozijah, imenovanih Nova ali Supernova.

Zvezda IK Pegasi je primer belega škratja, destinacije, ki lahko na naše sonce počaka v več milijonih let.

Modri ​​pritlikavi

Rekreacija modre pritlikave zvezde. Vir: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, prek Wikimedia Commons

So hipotetične zvezde, to je, da njihov obstoj še ni bil dokazan. Verjame pa, da se rdeči pritlikavi končno spremenijo v modre pritlikave, ko izčrpajo svoje gorivo.

Črni pritlikavi

Rekreacija črne pritlikave zvezde. Vir: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, prek Wikimedia Commons

So stari beli pritlikavi, ki so se popolnoma ohladili in ne oddajajo več svetlobe.

Rumeni pritlikavi in ​​pomaranče

Sonce, tipičen primer bele pritlikave zvezde. Vir: Geoff Elston, CC do 4.0, prek Wikimedia Commons

Včasih se običajno imenujejo masne zvezde primerljive ali nižje od sonca, vendar večje velikosti in temperature kot rdeči pritlikavi.

Nevtronske zvezde

To je zadnja faza v življenju supergigentne zvezde, ko je že izčrpal svoje jedrsko gorivo in trpi eksplozijo Supernove. Zaradi eksplozije je jedro preostale zvezde neverjetno kompaktno, do te mere, da se elektroni in protoni združijo, da postanejo nevtroni.

Nevtronska zvezda je tako gosta, da lahko vsebuje do dvakrat večje sončne mase v sferi premera približno 10 km. Ker se je njegov polmer toliko zmanjšal, je za ohranitev kotnega zagona potrebna večja hitrost vrtenja.

Zaradi svoje velikosti jih zazna intenzivno sevanje, ki ga oddajajo v obliki haz Press.

Primeri zvezd

Medtem ko imajo zvezde skupne značilnosti, tako kot pri živih bitjih, je spremenljivost ogromna. Kot je razvidno, obstajajo velikanske in supergigentne zvezde, pritlikave, nevtrone, spremenljivke, velike mase, ogromne velikosti, bližje in bolj oddaljene:

-Najsvetlejša zvezda na nočnem nebu je sirska, v ozvezdju župana Can.

Sirio, v ozvezdju glavnega, približno 8 svetlobnih let, je najsvetlejša zvezda na nočnem nebu

-Naslednja Centauri je najbližja zvezda sonca.

-Biti najsvetlejša zvezda ne pomeni biti najsvetlejša, saj razdalja veliko šteje. Tudi svetleča zvezda je najbolj množična: R136A1, ki pripada velikemu oblaku Magallanes.

-Masa R136A1 je 265 -krat večja masa sonca.

-Ne vedno zvezda z največjo maso je največja velikost. Največja zvezda do zdaj je Uy Scuti v ozvezdju ščita. Njegov polmer je približno 1708 -krat večji od polmera sonca (polmer sonca je 6.96 x 10 8 metrov).

-Najhitrejša zvezda do zdaj je bila ZDA 708, ki se giblje pri 1200 km/s, pred kratkim pa še ena, ki je premagala: S5-HVS1 ozvezdja žerjava s hitrostjo 1700 km/s. Verjame se, da je odgovorna oseba Strelec supermasivna luknja, v središču Mlečne poti.

Reference

1. Carroll, b. Uvod v sodobno astrofiziko. 2. mesto. Izdaja. Pearson. 
2. Costa, c. Ubežni zvezda, izgnana iz teme galaktičnega srca. Okreval od: AAA.org.Oh.
3. Díaz-Giménez, e. 2014. Osnovne astronomije ugotavlja.Objavil Univerzo v Córdobi, Argentina.
4. Jaschek, c. 1983. Astrofizika.Objavil la oas.
5. Martínez, d. Zvezdna evolucija. Vaeliada. Obnovi se od: Google Books.
6. Oster, l. 1984. Sodobna astronomija. Uredništvo se je vrtelo.
7. Španska astronomska družba. 2009. 100 konceptov astronomije.Edycom s.L.
8. Ne. Visoko energetska astronomija. Nevtronske zvezde. Okreval od: Astroscu.Ne.mx.
9. Wikipedija. Klasifikacija zvezd. Okrevano od: je.Wikipedija.org.
10. Wikipedija. zvezda. Okrevano od: je.Wikipedija.org.