Gwiazdy

Wyjaśniamy, jakie są gwiazdy, ich cechy, jak tworzą, cykl życia, struktura i przykłady gwiazd

Plejady, w konstelacji Byka, widoczne podczas północnej zimy, stanowią grupę od około 3000 gwiazdek do 400 lat świetlnych. Źródło: Wikimedia Commons.

Jakie są gwiazdy?

A gwiazda Jest to obiekt astronomiczny złożony z gazu, głównie wodoru i helu, i utrzymywany w równowadze dzięki sile grawitacji, która ma tendencję do kompresji go i ciśnienia gazu, co go rozszerza, co się rozszerza. 

W tym procesie gwiazda wytwarza ogromne ilości energii z jej jądra, w którym istnieje reaktor fuzyjny, który syntetyzuje Helio i inne pierwiastki z wodoru.

W tych reakcjach fuzyjnych ciasto nie jest w pełni zachowane, ale niewielka część staje się energią. A ponieważ masa gwiazdy jest ogromna, nawet jeśli jest najmniejsza, podobnie jak ilość energii, którą daje na sekundę.

Charakterystyka gwiazdy

Głównymi cechami gwiazdy są:

-Masa: bardzo zmienne, możliwość stania się z niewielkiej części masy słońca do supermasywnych gwiazd, z masami kilkakrotnie masą słoneczną.

-Temperatura: Jest to również zmienna kwota. W fotosferze, która jest światłem gwiazdy, temperatura znajduje się w zakresie 50000-3000 K. Podczas gdy w swoim centrum dociera do milionów Kelvin. 

-Kolor: ściśle związane z temperaturą i masą. Im gorętsza gwiazda, tym bardziej niebieski jest jego kolor i wręcz przeciwnie, im zimniej, tym bardziej ma tendencję do czerwonego. 

-Jasność: Zależy to od mocy promieniowanej przez gwiazdę, która zwykle nie jest jednolita. Najgorętsze i największe gwiazdy to najjaśniejsze.

-Ogrom: To pozorna jasność, jaką mają, gdy są widziani z Ziemi.

-Ruch: Gwiazdy mają względne ruchy w odniesieniu do swojego pola, a także ruch rotacji.

-Wiek: Gwiazdy mogą być tak stare jak wszechświat -as 13.800 milionów lat i tak młodych jak 1000 milionów lat.

Jak tworzą gwiazdy?

Słońce, jedna z milionów gwiazd Lactea Road.

Gwiazdy powstają z grawitacyjnego upadku ogromnych chmur kosmicznego gazu i pyłu, których gęstość doświadcza ciągłych wahań. Podstawowym materiałem tych chmur jest molekularny wodór i hel, a także ślady wszystkich znanych pierwiastków na Ziemi.

Ruch cząstek, które tworzą tę ogromną ilość ciasta rozprzestrzeniania się w przestrzeni jest losowy. Ale od czasu do czasu gęstość wzrasta nieznacznie w punkcie, powodując kompresję.

Ciśnienie gazowe ma tendencję do cofnięcia tego kompresji, ale siła grawitacyjna, która przyciąga cząsteczki do spełnienia, jest nieco wyższe, ponieważ cząstki są bliżej, a następnie przeciwdziałają temu efektowi. 

Ponadto grawitacja jest odpowiedzialna za jeszcze większe zwiększenie masy. I tak się dzieje, temperatura stopniowo wzrasta. 

Teraz wyobraźmy sobie ten duży proces kondensacji w skali z całym czasem. Siła grawitacji jest promieniowa, a w ten sposób utworzona chmura materii będzie miała kulistą symetrię. Nazywa się Protoestrella.

Ponadto ta chmura materii nie jest statyczna, ale wchodzi w szybki obrót, gdy materialny kurczy się. 

Z czasem zostanie utworzone jądro w wysokiej temperaturze i ogromnym ciśnieniu, które stanie się reaktorem fuzyjnym gwiazdy. W tym celu potrzebna jest masa krytyczna, ale kiedy to się stanie, gwiazda osiąga równowagę i w ten sposób zaczyna ją w jakiś sposób, dorosłe życie.

Masa i późniejsza ewolucja gwiazd

Rodzaj reakcji, które mogą wystąpić w jądrze, będzie zależeć od masy, która początkowo zależy od masy, a wraz z nią późniejszą ewolucją gwiazdy. 

Dla mas mniejszych niż 0.08 razy masa słońca - 2 x 10 30 kg w przybliżeniu - gwiazda nie powstanie, ponieważ rdzeń nie włączy się. W ten sposób utworzony obiekt stopniowo ostygnie, a kondensacja się zatrzyma, powodując powstanie Brown Krasnolud.

Może ci służyć: 12 części protokołu badawczego

Z drugiej strony, jeśli protoestrella jest zbyt masywna, nie osiągnie równowagi niezbędnej do zostania gwiazdą, więc upadnie gwałtownie.

Teoria formacji gwiezdnej przez zawalenie się grawitacji wynika z angielskiego astronomu i kosmologa Jamesa Jeansa (1877–1946), który również zaproponował teorię stacjonarnego stanu wszechświata. Dzisiaj ta teoria, która twierdzi, że materia jest tworzona ciągle, została odrzucona na korzyść teorii Wielkiego Wybuchu.

Cykl życia gwiazd

Gwiazdy powstają dzięki procesie kondensacji mgławicy wykonanej z kosmicznego gazu i kurzu. 

Ten proces wymaga czasu. Szacuje się, że dzieje się to od 10 do 15 milionów lat, podczas gdy gwiazda nabywa swoją ostateczną stabilność. Gdy ciśnienie ekspansywnego gazu i siły ściskającej są zrównoważone, gwiazda wchodzi w tak zwaną Główna sekwencja.

Zgodnie z masą gwiazda znajduje się w jednej z linii diagramu Hertzsprung-Russell lub skróconego diagramu H-R. Jest to wykres, który pokazuje różne linie ewolucji gwiazdy, wszystkie podyktowane masą gwiazdy.

Na tym wykresie gwiazdy znajdują się zgodnie z ich jasnością w zależności od ich efektywnej temperatury, jak pokazano poniżej:

Diagram HR, stworzony niezależnie przez astronomów Exnara Hertzsprung i Henry'ego Russella około 1910 roku. Źródło: Wikimedia Commons. Że [CC przez 4.0 (https: // creativeCommons.Org/licencje/według/4.0)].

Gwiezdne linie ewolucji

Główną sekwencją jest region w przybliżeniu przekątny, który biegnie przez środek schematu. Tam, w pewnym momencie, nowo utworzone gwiazdy wchodzą, zgodnie z ich masą.

Najgorętsze, jasne i masywne gwiazdy znajdują się u góry i po lewej, podczas gdy najzimniejsze i małe znajdują się w prawym dolnym obszarze.

Msza jest parametrem, który rządzi ewolucją gwiazdy, jak powiedziano kilka razy. Rzeczywiście, bardzo masywne gwiazdy szybko wyczerpują paliwo, podczas gdy zimne i małe gwiazdy, takie jak czerwone krasnoludy, zarządzają nimi z większym parsymonem. 

Porównanie rozmiarów między planetami (1 i 2) i gwiazdami (3,4,5 i 6). Źródło: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https: // dave.Autonoma.CA/) [CC BY-SA 3.0 (https: // creativeCommons.Org/licencje/by-sa/3.0)].

Dla istoty ludzkiej czerwone krasnoludy są praktycznie wieczne, żaden czerwony krasnolud, który wie, jeszcze nie umarł.

Sąsiadowane z główną sekwencją, są gwiazdy, które ze względu na ich ewolucję przeniosły się na inne linie. W ten sposób są gigantyczne i superginiczne gwiazdy i poniżej białych karłów. 

Typy spektralne

To, co przychodzi do nas z odległych gwiazd, to ich światło, a jej analiza otrzymuje wiele informacji o naturze gwiazdy. W dolnej części schematu H-R znajduje się seria liter, które oznaczają najczęstsze typy widmowe: 

O b a f g c m

Gwiazdy o najwyższej temperaturze to O, a najzimniejsze są klasa M. Z kolei każda z tych kategorii jest podzielona na dziesięć różnych podtypów, różnicując je liczbą od 0 do 9. Na przykład F5, pośrednia gwiazda między F0 i G0. 

Klasyfikacja Morgan Keenan dodaje typu spektralnego jasności gwiazdy, z rzymskimi liczbami od I do V. W ten sposób nasze słońce jest gwiazdą typu G2V. Należy zauważyć, że biorąc pod uwagę wielką zmienność gwiazd, istnieją dla nich inne klasyfikacje.

Każda klasa spektralna ma widoczny kolor, zgodnie z diagramem H-R. Jest to przybliżony kolor, który obserwator widziałby bez instrumentów lub co najwyżej lornetki, w bardzo ciemną i czystą noc. 

Poniżej znajduje się krótki opis jego cech według klasycznych typów spektralnych:

Typ O

Są niebieskimi gwiazdami z fioletowymi tonami. Znajdują się na lewym górnym końcu schematu H-R, to znaczy są duże i jasność, a także wysokie temperatury powierzchni, między 40.000 i 20.000 K. 

Przykładami tego typu gwiazdy są Alnitak A, paska konstelacji Oriona, widoczne w nocy północnej zimy i sigma-roonis w tej samej konstelacji.

Może ci podać: to mleko jednorodna lub heterogeniczna mieszanka? Trzy gwiazdki paska Orion. Od lewej do prawej Alnitak, Alnilam i Mintaka. Ponadto, obok Alnitak, mgławicy płomienia i głowy konia. Źródło: Wikimedia Commons.

Typ B 

Srio b. Źródło: Giuseppe Donatiello, CC0, Via Wikimedia Commons

Są to niebieskie gwiazdy i z temperaturami powierzchni między 20.000 i 10.000 K. Gwiazda tego typu łatwo widoczna dla nagiego oka jest gigantyczna rigel, która jest częścią systemu gwiazd w konstelacji Orion.

Typ a

Syryjski a. Źródło: NASA, ESA, H. Bond (STSCI) i M. Barstow (University of Leicester), CC o 3.0, Via Wikimedia Commons

Łatwo jest zobaczyć gołym okiem. Jego kolor jest biały, z temperaturami powierzchni między 10.000 -7000 K. Sirio A, binarna gwiazda konstelacji major jest gwiazdą typu A, a także Deneb, najjaśniejszy slan.

Typ f 

Dysk gruzu wokół gwiazdy gwiazdy. Źródło: ESO/Marino i in., CC przez 4.0, Via Wikimedia Commons

Wyglądają na białe, zmierzające żółte, temperatura powierzchni jest nawet niższa niż w poprzednim typie: od 7000 do 6000 K. Polar Polaris Star z konstelacji mniejszej OSA należy do tej kategorii, a także Canopus, najjaśniejszej gwiazdy konstelacji Carina, widoczna bardzo na południe od półkuli północnej, podczas północnej zimy.

Typ g

Słońce. Źródło: NASA

Są żółte, a ich temperatury wynoszą od 6000 do 4800 K. Nasze słońce wchodzi w tę kategorię.

Typ k 

Podwójna gwiazda Albireo. Źródło: Heholooks, CC BY-SA 3.0, Via Wikimedia Commons

Kolor, który obecny jest żółty, ze względu na najniższy zakres temperatur: 4800 - 3100 K (Giants K0). Aldebar w Byk, widoczny zimą półkuli północnej i albireo z łabędź, są dobrymi przykładami gwiazd typu k.

Typ M 

Następny Centauri. Źródło: ESA/Hubble, CC przez 4.0, Via Wikimedia Commons

Są najzimniejszymi gwiazdami ze wszystkich, przedstawiających czerwone lub pomarańczowe czerwone zabarwienie. Temperatura powierzchni wynosi od 3400 do 2000 K. W tej kategorii wchodzą czerwone krasnoludy, a także czerwonych gigantów i supergiganów, takich jak następny centauri (czerwony karf) i betelgeuse (czerwony gigant) konstelacji Oriona.

Struktura gwiazdy

Zasadniczo nie jest łatwo znaleźć wewnętrzną strukturę gwiazdy, ponieważ większość z nich to bardzo odległe przedmioty. 

Dzięki studiowaniu Słońca, najbliższej gwiazdy, wiemy, że większość gwiazd składa się z warstw gazowych z kulistą symetrią, w której centrum znajduje się rdzeń gdzie fuzja jest przeprowadzana. To zajmuje około 15 % całkowitej objętości gwiazdy.

Otaczając jądro jest warstwa jako płaszcz lub koperta I wreszcie jest atmosfera gwiazdy, której powierzchnia jest uważana za granicę zewnętrzną. Charakter tych warstw jest modyfikowany czasem i ewolucją, a następnie gwiazdą. 

W niektórych przypadkach pojawił się w momencie, w którym wodór, jego główne paliwo jądrowe jest wyczerpane, gwiazda puchnie, a następnie stawia warstwy zewnętrzne, znane jako biały karłowca.

Jest właśnie w owijaniu gwiazd, w którym transport energii jest przeprowadzany z jądra do zewnętrznych warstw. 

Warstwy słońca, najbardziej badana gwiazda ze wszystkich. Źródło: Wikimedia Commons.

Rodzaje gwiazd

W sekcji poświęconej typom spektralnym rodzaje gwiazd są obecnie wspomniane. To w odniesieniu do cech odkrytych poprzez analizę jego światła.

Ale podczas ewolucji większość gwiazd porusza się po głównej sekwencji, a także pozostawia ją, znajdującą się w innych gałęziach. Tylko gwiazdy czerwonego karła pozostają w głównej sekwencji przez całe życie.

Istnieją inne rodzaje gwiazd, które są często wymieniane, które krótko opisujemy:

Może ci służyć: części mikroskopu optycznego

Gwiazdy krasnoludne

Jest to termin używany do opisania bardzo różnych rodzajów gwiazd, które z drugiej strony mają swój mały rozmiar. Niektóre gwiazdy powstają z bardzo niskim ciastem, ale inne, które urodziły się z znacznie większym ciastem, zamiast tego stają się karłami w życiu.

W rzeczywistości gwiazdy krasnoluda są+ najliczniejszą klasą gwiazd we wszechświecie, więc warto zatrzymać się trochę w ich cechach:

Brązowe krasnoludy

Artystyczna koncepcja brązowego krasnoludka-t

Są to protoestrelle, których masa nie była wystarczająca, aby rozpocząć reaktor jądrowy, który napędza gwiazdę do głównej sekwencji. Można uznać, że są one w połowie gigantycznej planety, takiej jak Jowisz i Czerwoną Gwiazdę Krasnoludów.

Ponieważ brakuje im stabilnego źródła energii, ich przeznaczeniem jest ochłodzenie się. Przykładem brązowego karła jest Luhman 16 w konstelacji Vela. Ale to nie uniemożliwia planom ich kroku, ponieważ do tej pory odkryto kilka.

Czerwone krasnoludy

Rozmiar porównawczy między słońcem, czerwonym krasnoludem 229a, brązowym karłami teide 1 i gliese 229 b, a planeta Jowisz. Źródło: NASA przez Wikimedia Commons.

Jego masa jest niewielka, mniej niż w słońcu, ale jego życie ma miejsce w głównej sekwencji, ponieważ ostrożnie wydają paliwo. Właśnie dlatego są również chłodniejsze, ale są typem gwiazdy, która obfituje, a także najdłuższą.

Białe krasnoludy

Blanca Ik Pegasi B (środek poniżej), jego partner klasy spektralnej do IK Pegasi A (po lewej) i Słońce (po prawej). Źródło: RJhall, Chris 論 (wektor), CC BY-SA 3.0, Via Wikimedia Commons

Jest to pozostałość gwiazdy, która porzuciła główną sekwencję, gdy paliwo jej jądra było wyczerpane, obrzęk, aż stanie się czerwonym gigantem. Następnie gwiazda wypiera się z najbardziej zewnętrznych warstw, zmniejszając jego rozmiar i pozostawiając tylko jądro, czyli biały karłow. 

Etap białego karła jest tylko fazą ewolucji wszystkich gwiazd, które nie są ani czerwonymi karłami ani niebieskimi gigantami. Ten ostatni, ponieważ jest tak masywny, ma tendencję do końca życia w kolosalnych eksplozjach zwanych Nova lub Supernova.

Gwiazda IK Pegasi jest przykładem białego karła, miejsca, które może czekać na nasze słońce w ciągu wielu milionów lat.

Niebieskie krasnoludy

Odtworzenie niebieskiej gwiazdy krasnoludów. Źródło: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, Via Wikimedia Commons

Są gwiazdami hipotetycznymi, to znaczy ich istnienie nie zostało jeszcze udowodnione. Ale uważa się, że czerwone karła są ostatecznie przekształcane w niebieskie karła, kiedy wyczerpują paliwo.

Czarne krasnoludy

Odtworzenie czarnej gwiazdy krasnoludów. Źródło: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, Via Wikimedia Commons

Są to stare białe krasnoludy, które całkowicie ostygnęły i nie emitują już światła.

Żółte krasnoludy i pomarańcze

Słońce, typowy przykład White Dwarf Star. Źródło: Geoff Elston, CC przez 4.0, Via Wikimedia Commons

Czasami jest to zwykle nazywane gwiazdami masy porównywalnymi lub niższymi niż słońce, ale o większej wielkości i temperaturze niż czerwone karła.

Gwiazdy neutronowe

To ostatni etap życia supergiganowej gwiazdy, kiedy już wyczerpał paliwo nuklearne i cierpi na eksplozję supernowej. Z powodu eksplozji jądro pozostałej gwiazdy jest niezwykle zwarte, do tego stopnia, że ​​elektrony i protony łączą się, aby stać się neutronami.

Gwiazda neutronowa jest tak gęsta, że ​​może zawierać do dwukrotności masy słonecznej w kuli o średnicy około 10 km. Ponieważ jego promień tak bardzo się zmniejszył, zachowanie pędu kątowego wymaga wyższej prędkości obrotowej.

Ze względu na ich rozmiar są wykrywane przez intensywne promieniowanie, które emitują w postaci HAZ naciskać.

Przykłady gwiazd

Podczas gdy gwiazdy mają wspólne cechy, podobnie jak żywe istoty, zmienność jest ogromna. Jak widać, istnieją gigantyczne i superginiczne gwiazdy, karły, neutrony, zmienne, o wielkiej masie, ogromny rozmiar, bliżej i bardziej odległych:

-Najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie jest Syryjczyk, w konstelacji pana burmistrza.

Sirio, w konstelacji majora, około 8 lat świetlnych, jest najzdolniejszą gwiazdą na nocnym niebie

-Następna centauri jest najbliższą gwiazdą słońca.

-Bycie najjaśniejszą gwiazdą nie oznacza bycia najjaśniejszym, ponieważ odległość się bardzo liczy. Znana świetlista gwiazda jest również najbardziej masywnym: R136A1 należącym do wielkiej chmury Magallanes.

-Masa R136a1 jest 265 razy większa niż masa słońca.

-Nie zawsze gwiazda o największej masie to największy rozmiar. Największą jak dotąd gwiazdą jest Uy Scuti w konstelacji tarczy. Jego promień jest około 1708 razy większy niż promień słońca (promień słońca wynosi 6.96 x 10 8 metrów).

-Najszybsza gwiazda do tej pory była US 708, która porusza się z prędkością 1200 km/s, ale ostatnio kolejna, która jej pokonuje: S5-HVS1 konstelacji dźwigu, z prędkością 1700 km/s. Uważa się, że osobą odpowiedzialną jest Strzelca, supermasywna dziura, w centrum Drogi Mlecznej.

Bibliografia

1. Carroll, ur. Wprowadzenie do współczesnej astrofizyki. 2. Wydanie. osoba. 
2. Costa, c. Zbiegła gwiazda wydalenia z ciemności galaktycznego serca. Odzyskane z: aaa.org.Oh.
3. Díaz-Giménez, e. 2014. Podstawowe notatki astronomii.Wysłane przez University of Córdoba, Argentyna.
4. Jaschek, c. 1983. Astrofizyka.Wysłane przez la OAS.
5. Martínez, zm. Ewolucja gwiazd. Vaeliada. Odzyskane z: Google Books.
6. Oster, L. 1984. Nowoczesna astronomia. Redakcja Reverted.
7. Hiszpańskie Towarzystwo Astronomii. 2009. 100 koncepcji astronomii.EDYCOM s.L.
8. Unam. Astronomia o wysokiej energii. Gwiazdy neutronowe. Odzyskane z: Astroscu.Unam.MX.
9. Wikipedia. Klasyfikacja gwiazd. Odzyskane z: jest.Wikipedia.org.
10. Wikipedia. Gwiazda. Odzyskane z: jest.Wikipedia.org.