EN stjerne Det er et astronomisk objekt sammensatt av gass, hovedsakelig hydrogen og helium, og holdes i likevekt takket være tyngdekraften, som har en tendens til å komprimere den, og trykket fra gassen som utvider den..
I denne prosessen produserer en stjerne enorme mengder energi fra kjernen, der det er en fusjonsreaktor som syntetiserer helium og andre grunnstoffer fra hydrogen..
I disse fusjonsreaksjonene er ikke massen konservert fullt ut, men en liten del omdannes til energi. Og siden massen til en stjerne er enorm, selv når den er en av de minste, så er mengden energi den avgir per sekund.
Artikkelindeks
Hovedkarakteristikkene til en stjerne er:
-Masse: svært variabel, kan være fra en liten brøkdel av solens masse til supermassive stjerner, med massene flere ganger solmassen.
-Temperatur: er også en variabel mengde. I fotosfæren, som er den lysende overflaten til stjernen, ligger temperaturen i området 50000-3000 K. Mens den i sentrum når millioner av Kelvin.
-Farge: nært knyttet til temperatur og masse. Jo varmere en stjerne er, jo blåere er fargen og omvendt, jo kaldere den er, desto mer har den en tendens til å være rød..
-Lysstyrke: det avhenger av kraften som utstråles av stjernen, som vanligvis ikke er ensartet. De hotteste og største stjernene er de lyseste.
-Omfanget: er den tilsynelatende lysstyrken de har sett fra jorden.
-Bevegelse: stjerner har relative bevegelser med hensyn til felt, så vel som rotasjonsbevegelse.
-AlderStjerner kan være like gamle som universet - omtrent 13,8 milliarder år - og så unge som 1 milliard år gamle.
Stjerner dannes fra gravitasjonskollapsen av enorme skyer av kosmisk gass og støv, hvis tetthet stadig svinger. Urmaterialet i disse skyene er molekylært hydrogen og helium, og også spor av alle kjente grunnstoffer på jorden..
Bevegelsen til partiklene som utgjør denne enorme mengden masse spredt i rommet er tilfeldig. Men fra tid til annen øker tettheten noe på et tidspunkt, og forårsaker kompresjon.
Trykket på gassen har en tendens til å angre denne kompresjonen, men gravitasjonskraften, den som trekker molekylene sammen, er litt høyere, fordi partiklene er nærmere hverandre og deretter motvirker denne effekten.
Videre er tyngdekraften ansvarlig for å øke massen enda mer. Og når dette skjer, øker temperaturen gradvis.
Tenk deg nå denne kondensprosessen i stor skala og med all tilgjengelig tid. Tyngdekraften er radial, og materiens sky som således dannes vil ha en sfærisk symmetri. Det kalles protostjerne.
I tillegg er ikke denne skyen av materie statisk, men snarere roterer raskt når materialet trekker seg sammen..
Over tid vil en kjerne dannes ved veldig høy temperatur og enormt trykk, som vil bli stjernens fusjonsreaktor. En kritisk masse er nødvendig for dette, men når det skjer, når stjernen likevekt og begynner så å si sitt voksne liv..
Hvilken type reaksjoner som kan oppstå i kjernen vil avhenge av massen den opprinnelig har, og med den påfølgende utviklingen av stjernen..
For masser mindre enn 0,08 ganger solens masse - 2 x 10 30 kg omtrent - dannes ikke stjernen, siden kjernen ikke vil antennes. Objektet som blir dannet, vil gradvis avkjøles og kondens vil avta, noe som resulterer i a brun dverg.
På den annen side, hvis protostjernen er for massiv, vil den heller ikke oppnå den nødvendige balansen for å bli en stjerne, så den vil kollapse voldsomt.
Teorien om stjernedannelse ved gravitasjonskollaps skyldes den engelske astronomen og kosmologen James Jeans (1877-1946), som også foreslo teorien om universets jevne tilstand. I dag er denne teorien, som mener at materie er opprettet kontinuerlig, blitt kastet til fordel for Big Bang-teorien..
Som forklart ovenfor dannes stjerner ved kondensasjonsprosessen til 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 fra den ekspansive gassen og kraften av trykkvekt er balansert, kommer stjernen inn i det som kalles hovedsekvens.
I henhold til massen ligger stjernen på en av linjene i Hertzsprung-Russell-diagrammet eller kort sagt HR-diagrammet. Dette er en graf som viser de forskjellige linjene for stjernevolusjon, alt diktert av stjernens masse.
I denne grafen er stjerner rangert etter deres lysstyrke basert på deres effektive temperatur, som vist nedenfor:
Hovedsekvensen er den omtrent diagonale regionen som går gjennom sentrum av diagrammet. Der kommer de nydannede stjernene på et tidspunkt inn i henhold til massen.
De hotteste, lyseste og mest massive stjernene er øverst og venstre, mens de kaldeste og minste stjernene er nederst til høyre..
Masse er parameteren som styrer stjernevolusjonen, som det er blitt sagt flere ganger. Faktisk bruker veldig massive stjerner raskt drivstoff, mens små, kule stjerner, som røde dverger, klarer det saktere..
For et menneske er røde dverger praktisk talt evige, ingen kjente røde dverger har dødd ennå.
Ved siden av hovedsekvensen er stjernene som på grunn av deres utvikling har flyttet til andre linjer. På denne måten, over er de gigantiske og superkjempestjernene, og under de hvite dvergene..
Det som kommer til oss fra fjerne stjerner, er deres lys, og fra analysen får vi mye informasjon om stjernens natur. Nederst på HR-diagrammet er det en bokstavserie som angir de vanligste spektraltypene:
O B A F G K M
Stjernene med høyest temperatur er O og den kaldeste er klasse M. I sin tur er hver av disse kategoriene delt inn i ti forskjellige undertyper, og skiller dem med et tall fra 0 til 9. For eksempel, F5, en mellomstjerne mellom F0 og G0.
Morgan Keenans klassifisering tilfører stjernens lysstyrke til spektraltypen, med romertall fra I til V. På denne måten er solen vår en stjerne av typen G2V. Det skal bemerkes at gitt den store variasjonen til stjerner, er det andre klassifiseringer for dem.
Hver spektralklasse har en tilsynelatende farge, i henhold til HR-diagrammet i figuren. Det er den omtrentlige fargen som en observatør vil se uten instrumenter eller høyst kikkert, på en veldig mørk og klar natt.
Her er en kort beskrivelse av egenskapene i henhold til klassiske spektraltyper:
De er blå stjerner med fiolette fargetoner. De finnes i øvre venstre hjørne av H-R-diagrammet, det vil si at de er store og lyse, samt høye overflatetemperaturer, mellom 40.000 og 20.000 K.
Eksempler på denne typen stjerner er Alnitak A, fra Orion-konstellasjonsbeltet, synlig de nordlige vinternettene, og Sigma-Orionis i samme konstellasjon..
De er blå stjerner med overflatetemperaturer mellom 20.000 og 10.000 K. En stjerne av denne typen som er lett synlig for det blotte øye, er giganten Rigel, som er en del av et stjernesystem i konstellasjonen Orion..
De er lette å se med det blotte øye. Fargen er hvitblå, med overflatetemperaturer mellom 10.000 og 7.000 K. Sirius A, en binær stjerne i konstellasjonen Canis Major, er en type A-stjerne, og det samme er Deneb, den lyseste stjernen i Svanen..
De ser hvite ut til å være gule, overflatetemperaturen er enda lavere enn den forrige typen: mellom 7000 og 6000 K. Polarstjernen Polaris, fra konstellasjonen Ursa Minor tilhører denne kategorien, så vel som Canopus, den lyseste stjernen i konstellasjonen Carina, synlig langt sør for den nordlige halvkule, i løpet av den nordlige vinteren.
De er gule og temperaturene deres er mellom 6000 og 4800 K. Vår sol faller inn i denne kategorien..
Fargen er gul-oransje på grunn av det lavere temperaturområdet: 4800 - 3100 K (gigantisk K0). Aldebaran i Taurus, synlig vinteren på den nordlige halvkule, og Albireo de Cisne, er gode eksempler på stjerner av K-typen..
De er de kaldeste stjernene av alle, og presenterer en rød eller oransjerød farge. Overflatetemperaturen er mellom 3400 og 2000 K. Røde dverger og også røde kjemper og superkjemper faller inn i denne kategorien, for eksempel Proxima centauri (rød dverg) og Betelgeuse (rød kjempe) i konstellasjonen Orion..
I prinsippet er det ikke lett å finne ut den indre strukturen til en stjerne, siden de fleste av dem er veldig fjerne objekter..
Takket være studien av Solen, den nærmeste stjernen, vet vi at de fleste stjerner består av gassformede lag med sfærisk symmetri, i sentrum av hvilken det er en kjerne der fusjonen finner sted. Dette opptar mer eller mindre 15% av det totale volumet til stjernen.
Rundt kjernen er det et lag som en kappe eller konvolutt og endelig er det stemning av stjernen, hvis overflate regnes som den ytre grensen. Naturen til disse lagene endres med tiden og utviklingen etterfulgt av stjernen.
I noen tilfeller, på et punkt der hydrogen, dets viktigste kjernefysiske drivstoff, løper ut, svulmer stjernen ut og skyver deretter sine ytterste lag ut i rommet og danner det som er kjent som en planetarisk tåke, i sentrum av hvilken den bare kjernen er igjen. heretter kjent som en hvit dverg.
Det er nettopp i konvolutten til stjernen, der energitransporten fra kjernen til de ytre lagene foregår.
I avsnittet viet til spektraltyper er typene stjerner som for tiden er kjent blitt nevnt veldig generelt. Dette når det gjelder egenskapene oppdaget gjennom analysen av lyset.
Men i løpet av evolusjonen deres, beveger de fleste av stjernene seg i hovedsekvensen og forlater den og lokaliserer seg i andre grener. Bare røde dvergstjerner forblir i hovedsekvensen hele livet.
Det er andre typer stjerner som nevnes ofte, som vi kort beskriver:
Det er et begrep som brukes til å beskrive veldig forskjellige typer stjerner, som derimot har sin lille størrelse til felles. Noen stjerner er dannet med veldig lav masse, men andre som ble født med mye høyere masse, blir i stedet dverger i løpet av livet..
Faktisk er dvergstjerner den mest utbredte stjernen i universet, så det er verdt å dvele litt ved deres egenskaper:
De er protostjerner der massen ikke var nok til å starte atomreaktoren som driver en stjerne inn i hovedsekvensen. De kan anses å være halvveis mellom en gigantisk gassplanet som Jupiter og en rød dvergstjerne..
Siden de mangler en stabil energikilde, er de bestemt til å kjøle seg ned sakte. Et eksempel på en brun dverg er Luhman 16 i konstellasjonen Vela. Men dette forhindrer ikke at planetene kretser rundt dem, siden hittil flere er blitt oppdaget.
Massen deres er liten, mindre enn solens, men livet deres går i hovedsekvensen fordi de bruker forsiktig drivstoff. Av denne grunn er de også kaldere, men de er den mest tallrike stjernetypen og også den lengste av alle.
Det er rest av en stjerne som forlot hovedsekvensen da drivstoffet i kjernen gikk tom, og hovnet opp til det ble en rød gigant. Etter dette kaster stjernen de ytre 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 kjemper. Sistnevnte, som er så massive, har en tendens til å avslutte livet i kolossale eksplosjoner kalt nova eller supernova.
Stjernen IK Pegasi er et eksempel på en hvit dverg, en skjebne som kan vente på solen vår mange millioner år fra nå..
De er hypotetiske stjerner, det vil si at deres eksistens ennå ikke er bevist. Men det antas at røde dverger til slutt forvandles til blå dverger når de går tom for drivstoff..
De er gamle hvite dverger som er helt avkjølte og ikke lenger avgir lys..
Noen ganger er dette navnet gitt til stjerner med en masse som er sammenlignbar med eller mindre enn solens, men større i størrelse og temperatur enn røde dverger..
Dette er den siste fasen i livet til en superkjempestjerne, når den allerede har brukt opp kjernefysisk drivstoff og får en supernovaeksplosjon. På grunn av eksplosjonen blir kjernen til den gjenværende stjernen utrolig kompakt, til det punktet hvor elektroner og protoner smelter sammen og blir nøytroner..
En nøytronstjerne er så, så tett, at den kan inneholde opptil dobbelt så mye solmasse i en sfære som er omtrent 10 km i diameter. Siden radiusen har redusert så mye, krever bevaring av vinkelmomentet en høyere rotasjonshastighet.
På grunn av deres størrelse oppdages de av den intense strålingen de avgir i form av en stråle som roterer raskt ved siden av stjernen og danner det som er kjent som en trykk.
Selv om stjerner har fellestrekk, som med levende ting, er variasjonen enorm. Som det er sett, er det gigantiske og superkjempestjerner, dverger, nøytroner, variabler, med stor masse, enorm størrelse, nærmere og fjernere:
-Den lyseste stjernen på nattehimmelen er Sirius, i konstellasjonen Canis Major.
-Proxima Centauri er Solens nærmeste stjerne.
-Å være den lyseste stjernen betyr ikke å være den lyseste, fordi avstand teller mye. Den mest lysende stjernen som er kjent er også den mest massive: R136a1 som tilhører den store magellanske skyen.
-Massen på R136a1 er 265 ganger solens masse.
-Stjernen med størst masse er ikke alltid den største. Den hittil største stjernen er UY Scuti i stjernebildet Skjold. Dens radius er omtrent 1708 ganger større enn solens radius (solens radius er 6,96 x 10 8 meter).
-Den raskeste stjernen så langt hadde vært US 708, som beveger seg med 1200 km / s, men nylig ble en annen stjerne oppdaget som overgår den: S5-HVS1 i konstellasjonen Crane, med en hastighet på 1700 km / s. Det antas at den skyldige er det supermassive sorte hullet Skytten A, i sentrum av Melkeveien..
Ingen har kommentert denne artikkelen ennå.