Stjärnstjärnor

Vi förklarar vad stjärnorna, deras egenskaper, hur de bildas, livscykel, struktur och exempel på stjärnor är

Pleiades, i konstellationen av Oxen, synlig under norra vintern, utgör ett kluster av cirka 3000 stjärnor till 400 ljusår bort. Källa: Wikimedia Commons.

Vilka är stjärnorna??

En stjärna Det är ett astronomiskt föremål som består av gas, främst väte och helium och upprätthålls i jämvikt tack vare tyngdkraften, som tenderar att komprimera den och gastrycket, vilket utvidgar det. 

I denna process producerar en stjärna enorma mängder energi, från dess kärna, där det finns en fusionsreaktor som syntetiserar helio och andra element från väte.

I dessa fusionsreaktioner är degen inte helt bevarad, men en liten del blir energi. Och eftersom massan av en stjärna är enorm, även när den är den minsta, så är den mängd energi som den ger per sekund.

Stjärnegenskaper

De viktigaste egenskaperna hos en stjärna är:

-Massa: Mycket variabel, att kunna bli från en liten del av solens massa till supermassiva stjärnor, med massor flera gånger solmassan.

-Temperatur: Det är också ett varierande belopp. I fotosfären, som är stjärnans ljusa yta, ligger temperaturen i intervallet 50000-3000 K. Medan det är i centrum når den miljoner Kelvin. 

-Färg: nära besläktad med temperatur och massa. Ju varmare en stjärna, desto mer blå är färgen och tvärtom, desto kallare är det, desto mer tenderar det mot rött. 

-Ljusstyrka: Det beror på kraften utstrålad av stjärnan, som vanligtvis inte är enhetlig. De hetaste och största stjärnorna är de ljusaste.

-Magnitud: Det är den uppenbara ljusstyrkan de har när de ses från jorden.

-Rörelse: Stjärnorna har relativa rörelser med avseende på deras fält samt rotationsrörelse.

-Ålder: Stjärnorna kan vara lika gamla som universum -som 13.800 miljoner år- och så ung som 1000 miljoner år gammal.

Hur bildar stjärnor?

Solen, en av de miljoner stjärnor på Lactea Road.

Stjärnorna bildas av gravitationskollaps av enorma moln av kosmisk gas och damm, vars densitet upplever kontinuerliga fluktuationer. Det primära materialet 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 deg sprids i rymden är slumpmässig. Men då och då ökar densiteten något vid en punkt och producerar komprimering.

Gastrycket tenderar att ångra denna komprimering, men gravitationskraften, som lockar molekylerna att möta, är lite högre, eftersom partiklarna är närmare och sedan motverkar denna effekt. 

Dessutom är tyngdkraften ansvarig för att öka mässan ännu mer. Och när detta händer ökar temperaturen gradvis. 

Låt oss nu föreställa oss denna stora -skala kondensationsprocess med all tid tillgänglig. Tyngdkraften är radiell och det sålunda bildade molnet kommer att ha en sfärisk symmetri. Det kallas protoestrella.

Dessutom är detta moln av materia inte statisk, utan kommer in i snabb rotation eftersom materialet kontrakterar. 

Med tiden kommer en kärna att bildas vid hög temperatur och enormt tryck, som kommer att bli stjärnans fusionsreaktor. För detta behövs en kritisk massa, men när det händer når stjärnan balans och börjar således, för att sätta den på något sätt, dess vuxna liv.

Massan och den efterföljande utvecklingen av stjärnorna

Den typ av reaktioner som kan uppstå i kärnan beror på massan som initialt beror på massan, och med den den efterföljande utvecklingen av stjärnan. 

För massor mindre än 0.08 gånger solens massa - 2 x 10 30 kg ungefär - stjärnan kommer inte att bildas, eftersom kärnan inte kommer att slås på. Objektet som således bildas kommer att svalna lite efter lite och kondensen kommer att stoppa, vilket ger upphov till en Brun dvärg.

Det kan tjäna dig: de 12 delarna av ett forskningsprotokoll

Å andra sidan, om protoestrella är för massiv, kommer den inte att uppnå den balans som krävs för att bli en stjärna, så den kommer att kollapsa våldsamt.

Den stjärnbildande teorin genom gravitationskollaps beror på den engelska astronomen och kosmologen James Jeans (1877-1946), som också föreslog teorin om det stationära tillståndet i universum. Idag har denna teori, som hävdar att materia skapas kontinuerligt, kasserad till förmån för Big Bang Theory.

Stjärna livscykel

Stjärnorna bildas tack vare en process för att kondensera en nebula gjord av kosmisk gas och damm. 

Denna process tar tid. Det uppskattas att det händer mellan 10 och 15 miljoner år, medan stjärnan förvärvar sin slutliga stabilitet. När trycket av expansiv gas och komprimeringskraften är balanserad, kommer stjärnan in i vad som kallas Huvudsekvens.

Enligt dess massa är stjärnan belägen i en av linjerna i HertzsPrung-russell-diagrammet eller förkortat H-R-diagram. Detta är en graf som visar de olika linjerna för stjärnutvecklingen, allt dikterat av stjärnans massa.

I denna graf är stjärnorna belägna enligt deras ljusstyrka beroende på deras effektiva temperatur, som visas nedan:

HR -diagram, skapad oberoende av astronomer Exnar Hertzsprung och Henry Russell omkring 1910. Källa: Wikimedia Commons. Att [cc av 4.0 (https: // CreativeCommons.Org/licenser/av/4.0)].

Stjärnutvecklingslinjer

Huvudsekvensen är regionen ungefär diagonal som går genom diagrammets centrum. Där, någon gång, nybildade stjärnor kommer in, enligt deras massa.

De hetaste, ljusa och massiva stjärnorna är överst och vänster, medan de kallaste och små är i nedre högra regionen.

Massan är parametern som styr stjärnutvecklingen, som har sagts flera gånger. Faktum är att mycket massiva stjärnor uttömmer sitt bränsle snabbt, medan kalla och små stjärnor, som röda dvärgar, hanterar det med större parsimon. 

Jämförelse av storlekar mellan planeter (1 och 2) och stjärnor (3,4,5 och 6). Källa: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https: // Dave.Autonoma.CA/) [CC BY-SA 3.0 (https: // CreativeCommons.Org/licenser/BY-SA/3.0)].

För en människa är röda dvärgar praktiskt taget eviga, ingen röd dvärg, som vet, har ännu dött.

Intill huvudsekvensen är stjärnorna som på grund av deras utveckling har flyttat till andra linjer. På detta sätt finns de jätte- och supergigent stjärnor, och under de vita dvärgarna. 

Spektraltyper

Det som kommer till oss från de avlägsna stjärnorna är deras ljus och dess analys erhålls mycket information om stjärnans natur. I den nedre delen av H-R-diagrammet finns en serie bokstäver som anger de vanligaste spektraltyperna: 

O b a f g k m

De högsta temperaturstjärnorna är o och de kallaste är klass m. I sin tur är var och en av dessa kategorier uppdelade i tio olika subtyper, vilket skiljer dem med ett nummer från 0 till 9. Till exempel F5, en mellanstjärna mellan F0 och G0. 

Morgan Keenan -klassificeringen bidrar till stjärnans spektraltyp, med romerska siffror från I till V. På detta sätt är vår sol en G2V -typstjärna. Det bör noteras att med tanke på stjärnornas stora variation finns det andra klassificeringar för dem.

Varje spektralklass har en uppenbar färg, enligt diagram H-r. Det är den ungefärliga färgen som en observatör skulle se utan instrument eller högst kikare, på en mycket mörk och klar natt. 

Nedan följer en kort beskrivning av dess egenskaper enligt de klassiska spektraltyperna:

Typ O

De är blå stjärnor med violetta toner. De finns i den övre vänstra änden av H-R-diagrammet, det vill säga de är stora och ljusstyrka, liksom höga yttemperaturer, mellan 40.000 och 20.000 k. 

Exempel på denna typ av stjärna är Alnitak A, av bältet för konstellationen av Orion, synliga under nätter på norra vintern och Sigma-orionis i samma konstellation.

Kan tjäna dig: är mjölk en homogen eller heterogen blandning? Orionbältets tre stjärnor. Från vänster till höger Alnitak, Alnilam och Mintaka. Dessutom, bredvid Alnitak, flamens nebulor och hästens huvud. Källa: Wikimedia Commons.

Typ B 

Srio b. Källa: Giuseppe Donatiello, CC0, via Wikimedia Commons

Dessa är blå stjärnor och med yttemperaturer mellan 20.000 och 10.000 k. En stjärna av denna typ som är lätt synlig för det blotta ögat är Giant Rigel, som är en del av ett stjärnsystem i Orion Constellation.

Typ A

Syrisk a. Källa: NASA, ESA, H. Bond (STSCI) och M. Barstow (University of Leicester), CC av 3.0, via Wikimedia Commons

De är lätta att se med blotta ögat. Färgen är vit -azulerad, med yttemperaturer mellan 10.000 -7000 K. Sirio A, en binär stjärna i konstellationen av majoren är en typ A -stjärna, liksom Deneb, den ljusaste slanen.

Typ F 

Skräpskiva runt en stjärna -typstjärna. Källa: ESO/Marino et al., CC av 4.0, via Wikimedia Commons

De ser vit som tenderar gult ut, yttemperaturen är ännu lägre än de av föregående typ: mellan 7000 och 6000 K. Polar Polaris -stjärnan, av konstellationen av den mindre OSA tillhör denna kategori, liksom Canopus, den ljusaste stjärnan i Carina Constellation, synlig mycket söder om norra halvklotet, under den norra vintern.

Typ G

Sol. Källa: NASA

De är gula och deras temperaturer är mellan 6000 och 4800 K. Vår sol kommer in i denna kategori.

Typ k 

Dubbel albireo -stjärna. Källa: Hewholooks, CC BY-SA 3.0, via Wikimedia Commons

Färgen de presenterar är gul -orange på grund av dess lägsta temperaturområde: 4800 - 3100 K (K0 Giants). Aldebar i Oxen, synlig under vintern på norra halvklotet och Albireo av Swan, de är bra exempel på K -typstjärnor.

Typ M 

Nästa Centauri. Källa: ESA/HUBBLE, CC av 4.0, via Wikimedia Commons

De är de kallaste stjärnorna av alla och presenterar en röd eller orange röd färg. Ytemperaturen är mellan 3400 och 2000 K. I denna kategori kommer röda dvärgar in och även röda jättar och supergiganter, till exempel nästa Centauri (röd dvärg) och Betelgeuse (röd jätte) från Orion Constellation.

Stjärnstruktur

I princip är det inte lätt att ta reda på den inre strukturen i 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 vars centrum där finns en kärna där sammanslagningen genomförs. Detta upptar cirka 15 % av stjärnans totala volym.

Som omger kärnan finns ett lager som en mantel eller kuvert Och slutligen är atmosfär av stjärnan, vars yta betraktas som sin yttre gräns. Arten av dessa lager modifieras med tid och evolution följt av stjärnan. 

I vissa fall, anlände till punkt där väte, dess huvudsakliga kärnbränsle tappas, sväller stjärnan och sätter sedan sina lager yttre, vilket är känt som en vit dvärg.

Det är just i Starity -inslagningen, där energitransport utförs från kärnan till de yttre skikten. 

Solskikten, den mest studerade stjärnan av alla. Källa: Wikimedia Commons.

Typer av stjärnor

I avsnittet tillägnad spektraltyper nämns för närvarande typerna av stjärnor. Detta när det gäller de egenskaper som upptäckts genom analysen av dess ljus.

Men under hela sin utveckling rör sig de flesta stjärnor på huvudsekvensen och lämnar den också, belägen i andra grenar. Endast röda dvärgstjärnor finns kvar i huvudsekvensen hela livet.

Det finns andra typer av stjärnor som ofta nämns, som vi kort beskriver:

Kan tjäna dig: delar av det optiska mikroskopet

Dvärgstjärnor

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 deg, men andra som föddes med mycket större deg, blir istället dvärgar under deras liv.

I själva verket är dvärgstjärnor+ den vanligaste stjärnklassen i universum, så det är värt att stoppa lite i deras egenskaper:

Bruna dvärgar

Konstnärlig uppfattning om en brun dvärg-t

De är protoestreller vars massa inte räckte för att starta kärnreaktorn som driver en stjärna till huvudsekvensen. Det kan betraktas att de är halvvägs mellan en gigantisk gasformig planet som Jupiter och en röd dvärgstjärna.

När de saknar en stabil energikälla är deras öde att svalna långsamt. Ett exempel på brun dvärg är Luhman 16 i konstellationen av Vela. Men detta hindrar inte planeterna från att kretsa om dem, eftersom flera har upptäckts hittills.

Röda dvärgar

Jämförande storlek mellan solen, den röda dvärgen glyser 229A, Brown Dwarfs Teide 1 och Gliese 229 B och planeten Jupiter. Källa: NASA genom Wikimedia Commons.

Dess massa är liten, mindre än solen, men dess liv äger rum i huvudsekvensen eftersom de försiktigt spenderar sitt bränsle. Det är därför de också är kallare, men de är den typ av stjärna som finns i överflöd och även de längsta.

Vita dvärgar

Blanca Ik Pegasi B (centrum nedan), dess spektrala klasspartner till IK Pegasi A (vänster) och solen (höger). Källa: Rjhall, Chris 論 (Vector), CC BY-SA 3.0, via Wikimedia Commons

Det är resterna av en stjärna som övergav huvudsekvensen när bränslet i dess kärna var uttömt och svullnad tills den blir en röd jätte. Efter detta remsar stjärnan från dess yttersta lager, minskar dess storlek och lämnar bara kärnan, som är den vita dvärgen. 

Den vita dvärgstadiet är bara en fas i utvecklingen av alla stjärnor som varken är röda dvärgar eller blå jättar. Det senare, för att vara så massiv, tenderar att avsluta sitt liv i kolossala explosioner som kallas Nova eller Supernova.

IK Pegasi -stjärnan är ett exempel på en vit dvärg, en destination som kan vänta på vår sol inom många miljoner år.

Blå dvärg

Rekreation av en blå dvärgstjärna. Källa: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, via Wikimedia Commons

De är hypotetiska stjärnor, det vill säga deras existens har ännu inte bevisats. Men det tros att röda dvärgar äntligen förvandlas till blå dvärgar när de uttömmer deras bränsle.

Svarta dvärgar

Rekreation av en svart dvärgstjärna. Källa: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, via Wikimedia Commons

De är gamla vita dvärgar som har svalnat helt och inte längre avger ljus.

Gula dvärgar och apelsiner

Solen, typiska vita dvärgstjärnexempel. Källa: Geoff Elston, CC av 4.0, via Wikimedia Commons

Ibland kallas det vanligtvis massstjärnor jämförbara eller lägre än solen, men av större storlek och temperatur än röda dvärgar.

Neutronstjärnor

Detta är det sista steget i livet för en supergigent stjärna, när han redan uttömt sitt kärnbränsle och lider av en explosion av Supernova. På grund av explosionen är kärnan i den återstående stjärnan oerhört kompakt, så att elektroner och protoner smälter samman för att bli neutroner.

En neutronstjärna är så, så tät, att den kan innehålla tills två gånger solmassan på en sfär på cirka 10 km i diameter. Eftersom radien har minskat så mycket kräver bevarande av vinkelmomentet en högre rotationshastighet.

På grund av deras storlek upptäcks de av den intensiva strålningen som de avger i form av en Haz Tryck.

Exempel på stjärnor

Medan stjärnorna har egenskaper gemensamt, liksom med levande varelser, är variationen enorm. Som man ser finns det jätte- och supergigent stjärnor, dvärgar, neutroner, variabler, av stor massa, enorm storlek, närmare och mer avlägsen:

-Den ljusaste stjärnan på natthimlen är syrisk, i konstellationen Can borgmästare.

Sirio, i stjärnbilden av majoren, cirka 8 ljusår bort, är den ljusaste stjärnan på natthimlen

-Nästa Centauri är den närmaste stjärnan till solen.

-Att vara den ljusaste stjärnan betyder inte att vara den ljusaste, eftersom avståndet räknas mycket. Den lysande stjärnan som är känd är också den mest massiva: R136A1 som tillhör Magallanes stora moln.

-Massan på R136A1 är 265 gånger solens massa.

-Inte alltid stjärnan med den största massan är den största storleken. Den största stjärnan hittills är Uy Scuti i stellationen av skölden. Radie är ungefär 1708 gånger större än solens radie (solens radie är 6.96 x 10 8 meter).

-Den snabbaste stjärnan fram till nu hade varit US 708, som rör sig på 1200 km/s, men nyligen en annan som övervinner den upptäcktes: S5-HVS1 av konstellationen av kranen, med en hastighet på 1700 km/s. Det tros att den ansvariga personen är skytten ett supermassivt hål, i mitten av Vintergatan.

Referenser

1. Carroll, f. En introduktion till modern astrofysik. 2: a. Utgåva. Pearson. 
2. Costa, C. En flyktig stjärna utvisad från det galaktiska hjärtat mörker. Återhämtat sig från: AAA.org.åh.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Grundläggande astronomianteckningar.Upplagt av University of Córdoba, Argentina.
4. Jaschek, c. 1983. Astrofysik.Upplagt av La Oas.
5. Martínez, D. Stjärnutveckling. Vaeliad. Återställt från: Google Books.
6. Oster, L. 1984. Modern astronomi. Redaktör.
7. Spanska astronomföreningen. 2009. 100 astronomikoncept.EDYCOM S.L.
8. Unk. Astronomi med hög energi. Neutronstjärnor. Återhämtat sig från: Astroscu.Unk.mx.
9. Wikipedia. Stjärnklassificering. Återhämtad från: är.Wikipedia.org.
10. Wikipedia. Stjärna. Återhämtad från: är.Wikipedia.org.