EN stjerne Det er et astronomisk objekt, der består af gas, hovedsageligt hydrogen og helium, og holdes i ligevægt takket være tyngdekraften, som har tendens til at komprimere det, og gasens tryk, der udvider det..
I denne proces producerer en stjerne enorme mængder energi fra sin kerne, hvor der er en fusionsreaktor, der syntetiserer helium og andre grundstoffer fra brint..
I disse fusionsreaktioner er massen ikke fuldt konserveret, men en lille del omdannes til energi. Og da massen af en stjerne er enorm, selv når den er en af de mindste, så er den mængde energi, den afgiver pr. Sekund.
Artikelindeks
De vigtigste egenskaber ved en stjerne er:
-Masse: meget variabel, der kan være fra en lille brøkdel af solens masse til supermassive stjerner, med masser flere gange solmassen.
-Temperatur: er også en variabel størrelse. I fotosfæren, som er stjernens lysende overflade, ligger temperaturen i området 50000-3000 K. Mens den i centrum når millioner af Kelvin.
-Farve: tæt knyttet til temperatur og masse. Jo varmere en stjerne er, jo blåere er farven og omvendt, jo koldere den er, jo mere har den en tendens til rød..
-Lysstyrke: det afhænger af den effekt, der udstråles af stjernen, som normalt ikke er ensartet. De hotteste og største stjerner er de lyseste.
-Størrelse: er den tilsyneladende lysstyrke, de har set fra jorden.
-Bevægelse: stjerner har relative bevægelser i forhold til deres felt såvel som rotationsbevægelse.
-AlderStjerner kan være lige så gamle som universet - omkring 13,8 milliarder år - og så unge som 1 milliard år gamle.
Stjerner er dannet af tyngdekollapset af enorme skyer af kosmisk gas og støv, hvis densitet konstant svinger. Det primære materiale i disse skyer er molekylært brint og helium og også spor af alle kendte grundstoffer på Jorden..
Bevægelsen af partiklerne, der udgør denne enorme mængde masse spredt i rummet, er tilfældig. Men fra tid til anden øges tætheden lidt på et tidspunkt og forårsager kompression.
Gasens tryk har en tendens til at fortryde denne kompression, men tyngdekraften, den der trækker molekylerne sammen, er lidt højere, fordi partiklerne er tættere på hinanden og derefter modvirker denne effekt.
Desuden er tyngdekraften ansvarlig for at øge massen endnu mere. Og når dette sker, stiger temperaturen gradvist.
Forestil dig nu denne kondensationsproces i stor skala og med al den tid, der er til rådighed. Tyngdekraften er radial, og den således dannede materiesky vil have en sfærisk symmetri. Det kaldes protostjerne.
Derudover er denne sky af stof ikke statisk, men snarere roterer hurtigt, når materialet trækker sig sammen..
Over tid vil der dannes en kerne ved meget høj temperatur og enormt tryk, som bliver stjernens fusionsreaktor. En kritisk masse er nødvendig for dette, men når det sker, når stjernen ligevægt og begynder så at sige sit voksne liv..
Den type reaktioner, der kan forekomme i kernen, afhænger af den masse, den oprindeligt har, og med den den efterfølgende udvikling af stjernen..
For masser mindre end 0,08 gange solens masse - ca. 2 x 10 30 kg - dannes ikke stjernen, da kernen ikke antænder. Det således dannede objekt vil gradvis køle af, og kondensationen vil blive langsommere, hvilket resulterer i en brun dværg.
På den anden side, hvis protostjernen er for massiv, vil den heller ikke opnå den nødvendige balance for at blive en stjerne, så den vil kollapse voldsomt.
Teorien om stjernedannelse ved tyngdekollaps skyldes den engelske astronom og kosmolog James Jeans (1877-1946), som også foreslog teorien om universets stabile tilstand. I dag er denne teori, der hævder, at stof skabes kontinuerligt, blevet kasseret til fordel for Big Bang-teorien..
Som forklaret ovenfor dannes stjerner ved kondensationsprocessen i en tåge lavet af kosmisk gas og støv..
Denne proces tager tid. Det anslås, at det sker mellem 10 og 15 millioner år, mens stjernen får sin endelige stabilitet. Når trykket fra den ekspansive gas og kompressions tyngdekraften er afbalanceret, kommer stjernen ind i det, der kaldes hovedsekvens.
Ifølge dens masse er stjernen placeret på en af linjerne i Hertzsprung-Russell-diagrammet eller HR-diagrammet for kort. Dette er en graf, der viser de forskellige linjer i stjernernes udvikling, alt dikteret af stjernens masse.
I denne graf rangeres stjerner efter deres lysstyrke baseret på deres effektive temperatur som vist nedenfor:
Hovedsekvensen er den omtrent diagonale region, der løber gennem midten af diagrammet. Der kommer de nydannede stjerner på et tidspunkt ind i henhold til deres masse.
De hotteste, lyseste og mest massive stjerner er øverst og venstre, mens de koldeste og mindste stjerner er nederst til højre..
Masse er den parameter, der styrer stjernernes udvikling, som det er blevet sagt flere gange. Faktisk bruger meget massive stjerner hurtigt deres brændstof, mens små, kølige stjerner, såsom røde dværge, klarer det langsommere..
For et menneske er røde dværge praktisk talt evige, ingen kendte røde dværge er døde endnu.
Ved siden af hovedsekvensen er stjernerne, der på grund af deres udvikling er flyttet til andre linjer. På denne måde er de gigantiske og superkæmpestjerner over og under de hvide dværge..
Det, der kommer til os fra fjerne stjerner, er deres lys, og fra analysen får vi meget information om stjernens natur. Nederst på HR-diagrammet er en række bogstaver, der angiver de mest almindelige spektraltyper:
O B A F G K M
Stjernerne med den højeste temperatur er O og de koldeste er klasse M. Til gengæld er hver af disse kategorier opdelt i ti forskellige undertyper, der adskiller dem med et tal fra 0 til 9. For eksempel er F5, en mellemstjerne mellem F0 og G0.
Morgan Keenans klassifikation tilføjer stjernens lysstyrke til spektraltypen med romertal fra I til V. På denne måde er vores sol en G2V-stjerne. Det skal bemærkes, at der i betragtning af den store variation i stjerner er der andre klassifikationer for dem.
Hver spektralklasse har en tilsyneladende farve ifølge HR-diagrammet i figuren. Det er den omtrentlige farve, som en observatør ville se uden instrumenter eller højst kikkert, på en meget mørk og klar nat.
Her er en kort beskrivelse af dens karakteristika i henhold til de klassiske spektraltyper:
De er blå stjerner med violette nuancer. De findes i øverste venstre hjørne af HR-diagrammet, det vil sige de er store og lyse såvel som høje overfladetemperaturer mellem 40.000 og 20.000 K.
Eksempler på denne type stjerne er Alnitak A, fra Orion-konstellationsbæltet, synlig i de nordlige vinternætter, og Sigma-Orionis i samme konstellation..
De er blå stjerner med overfladetemperaturer mellem 20.000 og 10.000 K. En stjerne af denne type, der er let synlig for det blotte øje, er den gigantiske Rigel, som er en del af et stjernesystem i konstellationen Orion..
De er lette at se med det blotte øje. Dens farve er hvidblå med overfladetemperaturer mellem 10.000 og 7.000 K. Sirius A, en binær stjerne i konstellationen Canis Major, er en type A-stjerne, ligesom Deneb, den lyseste stjerne i Svanen..
De ser hvide ud til gul, overfladetemperaturen er endnu lavere end den forrige type: mellem 7000 og 6000 K. Polarstjernen Polaris fra konstellationen Ursa Minor hører til denne kategori såvel som Canopus, den lyseste stjerne af konstellationen Carina, synlig langt syd for den nordlige halvkugle i løbet af den nordlige vinter.
De er gule og deres temperaturer er mellem 6000 og 4800 K. Vores sol falder ind under denne kategori..
Deres farve er gul-orange på grund af deres lavere temperaturområde: 4800 - 3100 K (kæmpe K0). Aldebaran i Taurus, synlig om vinteren på den nordlige halvkugle, og Albireo de Cisne, er gode eksempler på stjerner af K-typen..
De er de koldeste stjerner af alle og præsenterer en rød eller orange-rød farve. Overfladetemperaturen er mellem 3400 og 2000 K. Røde dværge og også røde kæmper og superkæmper falder ind i denne kategori, såsom Proxima centauri (rød dværg) og Betelgeuse (rød kæmpe) i konstellationen Orion..
I princippet er det ikke let at finde ud af en stjernes indre struktur, da de fleste af dem er meget fjerne objekter..
Takket være studiet af solen, den nærmeste stjerne, ved vi, at de fleste stjerner består af luftformige lag med sfærisk symmetri, i midten af hvilken der er en kerne hvor fusionen finder sted. Dette optager mere eller mindre 15% af den samlede volumen af stjernen.
Rundt om kernen er der et lag som en kappe eller kuvert og endelig er der stemning af stjernen, hvis overflade betragtes som dens ydre grænse. Disse lags natur ændres med tiden og udviklingen efterfulgt af stjernen.
I nogle tilfælde, ved et punkt, hvor brint, dets vigtigste nukleare brændstof, løber ud, svulmer stjernen op og uddriver derefter sine yderste lag ud i rummet og danner det, der er kendt som en planetarisk tåge, i midten af hvilken den nøgne kerne forbliver. i det følgende kendt som en hvid dværg.
Det er netop i stjernehylsteret, hvor transporten af energi fra kernen til de ydre lag finder sted.
I afsnittet om spektraltyper er de typer af stjerner, der i øjeblikket er kendt, blevet nævnt meget generelt. Dette med hensyn til de egenskaber, der blev opdaget gennem analysen af dets lys.
Men i løbet af deres udvikling bevæger de fleste af stjernerne sig på hovedsekvensen og forlader den også og finder de i andre grene. Kun røde dværgstjerner forbliver i hovedsekvensen hele deres liv.
Der er andre typer stjerner, der ofte nævnes, som vi kort beskriver:
Det er et udtryk, der bruges til at beskrive meget forskellige typer stjerner, der på den anden side har deres lille størrelse til fælles. Nogle stjerner er dannet med meget lav masse, men andre, der blev født med meget højere masse, bliver i stedet dværge i løbet af deres levetid..
Faktisk er dværgstjerner den mest rigelige slags stjerne i universet, så det er værd at dvæle lidt ved deres egenskaber:
De er protostjerner, hvis masse ikke var nok til at starte atomreaktoren, der driver en stjerne ind i hovedsekvensen. De kan betragtes som halvvejs mellem en kæmpe gasplanet som Jupiter og en rød dværgstjerne..
Da de mangler en stabil energikilde, er de bestemt til langsomt at køle ned. Et eksempel på en brun dværg er Luhman 16 i stjernebilledet Vela. Men dette forhindrer ikke planeterne i at kredse om dem, da der indtil videre er blevet opdaget flere.
Deres masse er lille, mindre end Solens, men deres liv går i hovedsekvensen, fordi de omhyggeligt bruger deres brændstof. Af denne grund er de også koldere, men de er den mest rigelige type stjerne og også den længste af alle.
Det er en rest af en stjerne, der forlod hovedsekvensen, da brændstoffet i kernen løb tør, og hævede indtil det blev en rød kæmpe. Herefter kaster stjernen sine ydre lag, reducerer dens størrelse og efterlader kun kernen, som er den hvide dværg..
Den hvide dværgstadie er kun en fase i udviklingen af alle stjerner, der hverken er røde dværge eller blå giganter. Sidstnævnte, der er så massive, har en tendens til at ende deres liv i kolossale eksplosioner kaldet nova eller supernova.
Stjernen IK Pegasi er et eksempel på en hvid dværg, en skæbne, der kan vente på vores sol mange millioner år fra nu..
De er hypotetiske stjerner, det vil sige, deres eksistens er endnu ikke bevist. Men det menes, at røde dværge til sidst forvandles til blå dværge, når de løber tør for brændstof..
De er gamle hvide dværge, der er helt afkølet og ikke længere udsender lys..
Dette er undertiden navnet på stjerner med en masse, der er sammenlignelig med eller mindre end Solens, men større i størrelse og temperatur end røde dværge..
Dette er den sidste fase i en superstjerns stjernes liv, når den allerede har brugt sit nukleare brændstof og lider af en supernovaeksplosion. På grund af eksplosionen bliver kernen i den resterende stjerne utrolig kompakt, til det punkt, hvor elektroner og protoner smelter sammen og bliver neutroner..
En neutronstjerne er så, så tæt, at den kan indeholde op til det dobbelte af solmassen i en kugle, der er ca. 10 km i diameter. Da dens radius er faldet så meget, kræver bevarelse af vinkelmoment en højere rotationshastighed.
På grund af deres størrelse opdages de af den intense stråling, de udsender i form af en stråle, der roterer hurtigt ved siden af stjernen og danner det, der kaldes en trykke.
Selvom stjerner har fælles karakteristika, som med levende ting, er variationen enorm. Som det er set, er der kæmpe og superkæmpestjerner, dværge, neutroner, variabler, med stor masse, enorm størrelse, tættere og mere fjernt:
-Den lyseste stjerne på nattehimlen er Sirius, i konstellationen Canis Major.
-Proxima Centauri er Solens nærmeste stjerne.
-At være den lyseste stjerne betyder ikke at være den lyseste, fordi afstand tæller meget. Den mest lysende stjerne, der er kendt, er også den mest massive: R136a1, der tilhører den store magellanske sky.
-Massen på R136a1 er 265 gange solens masse.
-Stjernen med den største masse er ikke altid den største. Den hidtil største stjerne er UY Scuti i stjernebilledet af skjoldet. Dens radius er cirka 1708 gange større end solens radius (solens radius er 6,96 x 10 8 meter).
-Den hurtigste stjerne hidtil havde været US 708, som bevæger sig ved 1200 km / s, men for nylig blev der opdaget en anden stjerne, der overgår den: S5-HVS1 i konstellationen kran med en hastighed på 1700 km / s. Det menes, at synderen er det supermassive sorte hul Skytten A, i midten af Mælkevejen..
Endnu ingen kommentarer