A stjärna Det är ett astronomiskt objekt som består av gas, huvudsakligen väte och helium, och hålls i jämvikt tack vare tyngdkraften, som tenderar att komprimera den och gasens tryck, som expanderar den..
I denna process producerar en stjärna enorma mängder energi från sin kärna, där det finns en fusionsreaktor som syntetiserar helium och andra element från väte..
I dessa fusionsreaktioner är massan inte helt konserverad, men en liten del omvandlas till energi. Och eftersom massan av en stjärna är enorm, även när den är en av de minsta, så är mängden energi som den avger per sekund.
Artikelindex
De viktigaste egenskaperna hos en stjärna är:
-Massa: mycket varierande, att kunna vara från en liten bråkdel av solens massa till supermassiva stjärnor, med massor flera gånger solmassan.
-Temperatur: är också en variabel kvantitet. I fotosfären, som är stjärnans lysande yta, ligger temperaturen i intervallet 50000-3000 K. Medan den i sitt centrum når miljontals Kelvin.
-Färg: nära besläktad med temperatur och massa. Ju varmare en stjärna är, desto blåare är färgen och tvärtom, ju kallare den är, desto mer tenderar den mot rött..
-Ljusstyrka: det beror på stjärnans utstrålning, som vanligtvis inte är enhetlig. De hetaste och största stjärnorna är de ljusaste.
-Magnitud: är den uppenbara ljusstyrkan de har sett från jorden.
-Rörelse: stjärnor har relativa rörelser med avseende på sitt fält, såväl som rotationsrörelser.
-ÅlderStjärnor kan vara lika gamla som universum - cirka 13,8 miljarder år - och så unga som 1 miljard år gamla.
Stjärnor bildas av gravitationskollapsen av enorma moln av kosmisk gas och damm, vars densitet ständigt fluktuerar. Urmaterialet i dessa moln är molekylärt väte och helium, och också spår av alla kända element på jorden..
Rörelsen av partiklarna som utgör denna enorma mängd massa utspridda i rymden är slumpmässig. Men då och då ökar densiteten något vid en tidpunkt och orsakar kompression.
Gasens tryck tenderar att ångra denna kompression, men gravitationskraften, den som drar samman molekylerna, är lite högre, eftersom partiklarna ligger närmare varandra och sedan motverkar denna effekt.
Dessutom är tyngdkraften ansvarig för att öka massan ännu mer. Och när detta händer ökar temperaturen gradvis.
Föreställ dig nu denna kondensprocess i stor skala och med all tillgänglig tid. Gravitationskraften är radiell och det sålunda bildade materialmolnet kommer att ha en sfärisk symmetri. Det kallas protostjärna.
Dessutom är detta moln av materia inte statiskt utan snarare roterar snabbt när materialet dras samman..
Med tiden kommer en kärna att bildas vid mycket hög temperatur och enormt tryck, vilket kommer att bli stjärnans fusionsreaktor. En kritisk massa behövs för detta, men när det händer når stjärnan jämvikt och börjar så att säga sitt vuxna liv..
Vilken typ av reaktioner som kan inträffa i kärnan beror på massan som den ursprungligen har och därmed den efterföljande utvecklingen av stjärnan..
För massor som är mindre än 0,08 gånger solens massa - 2 x 10 30 kg ungefär - kommer stjärnan inte att bildas, eftersom kärnan inte tänds. Det så bildade föremålet kommer gradvis att svalna och kondensen saktar ner, vilket resulterar i a brun dvärg.
Å andra sidan, om protostjärnan är för massiv, kommer den inte heller att uppnå den nödvändiga balansen för att bli en stjärna, så den kommer att kollapsa våldsamt.
Teorin om stjärnbildning genom gravitationskollaps beror på den engelska astronomen och kosmologen James Jeans (1877-1946), som också föreslog teorin om universums stabila tillstånd. Idag har denna teori, som hävdar att materia skapas kontinuerligt, kasserats till förmån för Big Bang-teorin..
Som förklarats ovan bildas stjärnor genom kondensationsprocessen i en nebulosa gjord av kosmisk gas och damm..
Denna process tar tid. Det uppskattas att det händer mellan 10 och 15 miljoner år, medan stjärnan får sin slutliga stabilitet. När trycket från den expansiva gasen och kraften av tryckpressen är balanserad, kommer stjärnan in i det som kallas huvudsekvens.
Enligt sin massa ligger stjärnan på en av linjerna i Hertzsprung-Russell-diagrammet eller i korthet HR-diagrammet. Detta är en graf som visar de olika linjerna för stjärnutveckling, alla dikteras av stjärnans massa.
I den här grafen rankas stjärnorna efter deras ljusstyrka baserat på deras effektiva temperatur, som visas nedan:
Huvudsekvensen är den ungefär diagonala regionen som går genom mitten av diagrammet. Där, vid något tillfälle, kommer de nybildade stjärnorna in enligt deras massa.
De hetaste, ljusaste och mest massiva stjärnorna är längst upp och till vänster, medan de kallaste och minsta stjärnorna är längst ner till höger..
Massa är parametern som styr stjärnutvecklingen, som har sagts flera gånger. Faktum är att mycket massiva stjärnor använder snabbt sitt bränsle, medan små, svala stjärnor, som röda dvärgar, klarar det långsammare..
För en människa är röda dvärgar praktiskt taget eviga, inga kända röda dvärgar har dött ännu.
Intill huvudsekvensen finns stjärnorna som på grund av sin utveckling har flyttat till andra linjer. På detta sätt ovanför är de jätte- och superjättestjärnorna och under de vita dvärgarna..
Vad som kommer till oss från avlägsna stjärnor är deras ljus, och från dess analys får vi mycket information om stjärnans natur. Längst ner på HR-diagrammet finns en serie bokstäver som anger de vanligaste spektraltyperna:
O B A F G K M
Stjärnorna med den högsta temperaturen är O och de kallaste är klass M. I sin tur är var och en av dessa kategorier uppdelad i tio olika undertyper, vilket skiljer dem med ett tal från 0 till 9. Till exempel F5, en mellanstjärna mellan F0 och G0.
Morgan Keenans klassificering adderar stjärnans ljusstyrka till den spektrala typen, med romerska siffror från I till V. På detta sätt är vår sol en stjärna av G2V-typ. Det bör noteras att med tanke på den stora variationen hos stjärnor finns det andra klassificeringar för dem.
Varje spektralklass har en uppenbar färg enligt HR-diagrammet i figuren. Det är den ungefärliga färgen som en observatör skulle se utan instrument eller högst kikare, på en mycket mörk och klar natt.
Här är en kort beskrivning av dess egenskaper enligt de klassiska spektraltyperna:
De är blå stjärnor med violetta nyanser. De finns i det övre vänstra hörnet av HR-diagrammet, det vill säga de är stora och ljusa, liksom höga yttemperaturer, mellan 40 000 och 20 000 K.
Exempel på denna typ av stjärna är Alnitak A, från Orion-konstellationsbältet, synlig under de norra vinternätterna, och Sigma-Orionis i samma konstellation..
De är blå stjärnor med yttemperaturer mellan 20 000 och 10 000 K. En stjärna av denna typ som är lätt synlig för blotta ögat är jätten Rigel, som är en del av ett stjärnsystem i konstellationen Orion..
De är lätta att se med blotta ögat. Färgen är vitblå, med yttemperaturer mellan 10.000 och 7.000 K. Sirius A, en binär stjärna i konstellationen Canis Major, är en typ A-stjärna, liksom Deneb, den ljusaste stjärnan i Svanen..
De ser vita ut som gula, yttemperaturen är ännu lägre än den förra typen: mellan 7000 och 6000 K. Polarstjärnan Polaris från konstellationen Ursa Minor tillhör denna kategori, liksom Canopus, den ljusaste stjärnan i konstellationen Carina, synlig långt söder om norra halvklotet, under den norra vintern.
De är gula och temperaturerna är mellan 6000 och 4800 K. Vår sol faller inom denna kategori..
Deras färg är gul-orange på grund av det lägre temperaturområdet: 4800 - 3100 K (jätte K0). Aldebaran i Oxen, synlig under norra halvklotets vinter, och Albireo de Cisne, är bra exempel på stjärnor av K-typ..
De är de kallaste stjärnorna av alla och presenterar en röd eller orange-röd färg. Yttemperaturen ligger mellan 3400 och 2000 K. Röda dvärgar och även röda jättar och superjättar faller i denna kategori, såsom Proxima centauri (röd dvärg) och Betelgeuse (röd jätte) i konstellationen Orion..
I princip är det inte lätt att ta reda på den inre strukturen hos en stjärna, eftersom de flesta av dem är mycket avlägsna föremål..
Tack vare studien av solen, den närmaste stjärnan, vet vi att de flesta stjärnor består av gasformiga lager med sfärisk symmetri, i mitten av vilken det finns en kärna där fusionen äger rum. Detta upptar mer eller mindre 15% av stjärnans totala volym.
Runt kärnan finns ett lager som en mantel eller kuvert och äntligen finns det atmosfär av stjärnan, vars yta anses vara dess yttre gräns. Dessa lagers natur förändras med tiden och utvecklingen följt av stjärnan.
I vissa fall, vid en punkt där väte, dess huvudsakliga kärnbränsle, tar slut, sväller stjärnan och driver sedan ut sina yttersta lager i rymden och bildar en så kallad planetnebula, i vars centrum den kala kärnan förblir., hädanefter kallad en vit dvärg.
Det är just i stjärnhöljet där energitransporten från kärnan till de yttre skikten sker.
I avsnittet som ägnas åt spektraltyper har de typer av stjärnor som för närvarande är kända nämnts mycket allmänt. Detta när det gäller egenskaper som upptäcktes genom analys av dess ljus.
Men under hela sin utveckling flyttar de flesta stjärnorna vidare i huvudsekvensen och lämnar den och lokaliseras i andra grenar. Endast röda dvärgstjärnor finns kvar i huvudsekvensen hela sitt liv.
Det finns andra typer av stjärnor som nämns ofta, som vi kort beskriver:
Det är en term som används för att beskriva mycket olika typer av stjärnor, som å andra sidan har sin lilla storlek gemensamt. Vissa stjärnor bildas med mycket låg massa, men andra som föddes med mycket högre massa blir istället dvärgar under sin livstid..
I själva verket är dvärgstjärnor den vanligaste typen av stjärna i universum, så det är värt att fundera lite på deras egenskaper:
De är protostjärnor vars massa inte räckte för att starta kärnreaktorn som driver en stjärna i huvudsekvensen. De kan anses vara halvvägs mellan en jätte gasplanet som Jupiter och en röd dvärgstjärna..
Eftersom de saknar en stabil energikälla är de avsedda att svalna långsamt. Ett exempel på en brun dvärg är Luhman 16 i konstellationen Vela. Men detta hindrar inte planeterna från att kretsa kring dem, eftersom hittills flera har upptäckts.
Deras massa är liten, mindre än Solens, men deras liv går i huvudsekvensen eftersom de försiktigt spenderar sitt bränsle. Av denna anledning är de också kallare, men de är den vanligaste typen av stjärna och också den längsta av alla.
Det är resterna av en stjärna som lämnade huvudsekvensen när bränslet i kärnan rann ut och svällde tills det blev en röd jätte. Efter detta kastar stjärnan sina yttre lager, minskar sin storlek och lämnar bara kärnan, som är den vita dvärgen..
Det vita dvärgstadiet är bara en fas i utvecklingen av alla stjärnor som varken är röda dvärgar eller blå jättar. De senare, som är så massiva, tenderar att avsluta sitt liv i kolossala explosioner som kallas nova eller supernova.
Stjärnan IK Pegasi är ett exempel på en vit dvärg, ett öde som kan vänta på vår sol många miljoner år framöver..
De är hypotetiska stjärnor, det vill säga att deras existens ännu inte har bevisats. Men man tror att röda dvärgar så småningom förvandlas till blå dvärgar när de tar slut på bränsle..
De är gamla vita dvärgar som har svalnat helt och inte längre avger ljus..
Ibland är det namnet på stjärnor med en massa som är jämförbar med eller mindre än solens, men större i storlek och temperatur än röda dvärgar..
Detta är den sista etappen i en superjättestjärns liv, när den redan har använt sitt kärnbränsle och utsätts för en supernovaexplosion. På grund av explosionen blir kärnan i den återstående stjärnan otroligt kompakt, till den punkt där elektroner och protoner smälter samman och blir neutroner..
En neutronstjärna är så, så tät, att den kan innehålla upp till dubbelt så mycket solmassa i en sfär som är cirka 10 km i diameter. Eftersom dess radie har minskat så mycket kräver bevarande av vinkelmoment en högre rotationshastighet.
På grund av sin storlek detekteras de av den intensiva strålningen de avger i form av en stråle som roterar snabbt bredvid stjärnan och bildar det som kallas en Tryck.
Även om stjärnor har gemensamma egenskaper, som med levande saker, är variationen enorm. Som vi har sett finns det jätte- och superjättestjärnor, dvärgar, neutroner, variabler, med stor massa, enorm storlek, närmare och mer avlägsna:
-Den ljusaste stjärnan på natthimlen är Sirius, i konstellationen Canis Major.
-Proxima Centauri är Solens närmaste stjärna.
-Att vara den ljusaste stjärnan betyder inte att vara den ljusaste, eftersom avståndet räknas mycket. Den mest lysande stjärnan som är känd är också den mest massiva: R136a1 som tillhör det stora magellanska molnet.
-Massan av R136a1 är 265 gånger solens massa.
-Stjärnan med den största massan är inte alltid den största. Den hittills största stjärnan är UY Scuti i stjärnbilden. Dess radie är ungefär 1708 gånger större än solens radie (Solens radie är 6,96 x 10 8 meter).
-Den snabbaste stjärnan hittills hade varit US 708, som rör sig med 1200 km / s, men nyligen upptäcktes en annan stjärna som överträffar den: S5-HVS1 i konstellationskranen, med en hastighet på 1700 km / s. Man tror att den skyldige är det supermassiva svarta hålet Skytten A, mitt i Vintergatan..
Ingen har kommenterat den här artikeln än.