ZVAIGZNES: RAKSTURLIELUMI, KĀ TĀS VEIDOJAS, DZĪVES CIKLS, UZBŪVE - ZINĀTNE - 2025

Zvaigzne ir astronomisks objekts sastāv no gāzes, galvenokārt ūdeņraža un hēlija, un tur līdzsvarā, pateicoties gravitācijas spēku, kas mēdz saspiest to, un gāzes spiediens, kas paplašina to.

Šajā procesā zvaigzne no sava kodola ražo milzīgu enerģijas daudzumu, kurā atrodas kodolsintēzes reaktors, kas no ūdeņraža sintezē hēliju un citus elementus.

1. attēls. Plejadas Vērša zvaigznājā, kas ir redzamas ziemeļu ziemā, veido apmēram 3000 zvaigžņu kopu, kas atrodas 400 gaismas gadu attālumā. Avots: Wikimedia Commons.

Šajās saplūšanas reakcijās masa netiek pilnībā saglabāta, bet neliela daļa tiek pārveidota enerģijā. Un tā kā zvaigznes masa ir milzīga, pat ja tā ir viena no mazākajām, tāpat ir enerģijas daudzums, ko tā izdala sekundē.

Zvaigžņu raksturojums

Zvaigznes galvenās īpašības ir:

- Masa : ļoti mainīga, sākot no nelielas Saules masas daļas līdz supermasīvām zvaigznēm, kuru masas vairākas reizes pārsniedz Saules masu.

- Temperatūra : tas ir arī mainīgs daudzums. Fotosfērā, kas ir zvaigznes gaismas virsma, temperatūra ir diapazonā no 50000 līdz 3000 K. Kamēr tā centrā tā sasniedz miljonus Kelvina.

- krāsa : cieši saistīta ar temperatūru un masu. Jo karstāka zvaigzne, jo zilāka ir tās krāsa un, tieši otrādi, jo aukstāka tā ir, jo vairāk tai ir tendence uz sarkanu krāsu.

- Spilgtums : tas ir atkarīgs no zvaigznes izstarotās jaudas, kas parasti nav vienmērīga. Visspilgtākās un lielākās zvaigznes ir visspilgtākās.

- Lielums : tas ir šķietamais spilgtums, kāds viņiem ir, redzot no Zemes.

- Kustība : zvaigznēm ir relatīvas kustības attiecībā pret savu lauku, kā arī rotācijas kustības.

- Vecums : zvaigznes var būt tikpat vecas kā Visums - apmēram 13,8 miljardi gadu - un tik jaunas, kā 1 miljards gadu vecas.

Kā veidojas zvaigznes?

Saule, viena no miljoniem Piena ceļa zvaigžņu.

Zvaigznes veidojas no milzīgu kosmiskās gāzes un putekļu mākoņu gravitācijas sabrukšanas, kuru blīvums pastāvīgi svārstās. Pirmais materiāls šajos mākoņos ir molekulārais ūdeņradis un hēlijs, kā arī visu zināmo Zemes elementu pēdas.

Daļiņu kustība, kas veido šo milzīgo masas daudzumu, kas izplatīts telpā, ir nejauša. Bet šad un tad blīvums vienā brīdī nedaudz palielinās, izraisot saspiešanu.

Gāzes spiedienam ir tendence atsaukt šo saspiešanu, bet gravitācijas spēks, tas, kas savelk molekulas kopā, ir nedaudz lielāks, jo daļiņas atrodas tuvāk, un pēc tam neitralizē šo efektu.

Turklāt smagums ir atbildīgs par masas vēl lielāku palielināšanu. Un tā kā tas notiek, temperatūra pakāpeniski palielinās.

Tagad iedomājieties šo kondensācijas procesu plašā mērogā un ar visu pieejamo laiku. Smaguma spēks ir radiāls, un šādā veidā izveidotajam matērijas mākonim būs sfēriska simetrija. To sauc par protostāru.

Turklāt šis matērijas mākonis nav statisks, bet ātri griežas, materiālam sarūkot.

Laika gaitā ļoti augstā temperatūrā un milzīgā spiedienā izveidosies kodols, kas kļūs par zvaigznes kodolsintēzes reaktoru. Tam ir nepieciešama kritiskā masa, bet, kad tā notiek, zvaigzne sasniedz līdzsvaru un tādējādi sāk, tā sakot, savu pieaugušo dzīvi.

Zvaigžņu masa un turpmākā evolūcija

Reakciju veids, kas var rasties kodolā, būs atkarīgs no masas, kāda tam sākotnēji ir, un līdz ar to arī no nākamās zvaigznes evolūcijas.

Masām, kas mazāk nekā 0,08 reizes pārsniedz Saules masu - aptuveni 2 x 10 30 kg - zvaigzne neveidosies, jo kodols neaizdegsies. Šādi izveidots priekšmets pakāpeniski atdziest un kondensāts palēnināsies, radot brūnu punduri.

No otras puses, ja protostārs ir pārāk masīvs, tas arī nesasniegs nepieciešamo līdzsvaru, lai kļūtu par zvaigzni, tāpēc tas vardarbīgi sabruks.

Zvaigžņu veidošanās teorija gravitācijas sabrukuma dēļ nāk no angļu astronoma un kosmologa Džeimsa Jeansa (1877-1946), kurš arī ierosināja Visuma līdzsvara stāvokļa teoriju. Mūsdienās šī teorija, kas uzskata, ka matērija tiek radīta nepārtraukti, ir atmesta par labu Lielā sprādziena teorijai.

Zvaigžņu dzīves cikls

Kā paskaidrots iepriekš, zvaigznes veidojas ar miglu, ko veido gāze un kosmiskie putekļi, kondensācijas process.

Šis process prasa laiku. Tiek lēsts, ka tas notiek no 10 līdz 15 miljoniem gadu, kamēr zvaigzne iegūst galīgo stabilitāti. Tiklīdz izplešanās gāzes spiediens un spiedes gravitācijas līdzsvara spēks, zvaigzne ieiet tā sauktajā galvenajā secībā.

Atbilstoši tās masai zvaigzne uz īsu brīdi atrodas vienā no Hertzsprunga-Rasela diagrammas vai HR diagrammas līnijām. Šis ir grafiks, kas parāda dažādas zvaigžņu evolūcijas līnijas, kuras visas diktē zvaigznes masa.

Šajā diagrammā zvaigznes ir sakārtotas pēc to spožuma, pamatojoties uz to faktisko temperatūru, kā parādīts zemāk:

2. attēls. HR diagramma, ko ap 1910. gadu patstāvīgi izveidojuši astronomi Ejnar Hertzsprung un Henry Russell. Avots: Wikimedia Commons. TAS.

Zvaigžņu evolūcijas līnijas

Galvenā secība ir aptuveni diagonāls reģions, kas iet caur diagrammas centru. Tur kādā brīdī ieplūst jaunizveidotās zvaigznes atbilstoši to masai.

Karstākās, spilgtākās un masīvākās zvaigznes atrodas augšpusē un pa kreisi, savukārt stilīgākās un mazākās zvaigznes atrodas apakšējā labajā stūrī.

Masa ir parametrs, kas regulē zvaigžņu attīstību, kā jau vairākkārt tika teikts. Patiešām, ļoti masīvas zvaigznes savu degvielu patērē ātri, bet mazas, vēsas zvaigznes, piemēram, sarkanie punduri, to pārvalda lēnāk.

3. attēls. Planētu (1 un 2) un zvaigžņu (3,4,5 un 6) izmēru salīdzinājums. Avots: Wikimedia Commons. Deivs Džarviss (https://dave.autonoma.ca/).

Cilvēkam sarkanie punduri ir praktiski mūžīgi, vēl nav zināmi, kādi sarkanie punduri būtu miruši.

Blakus galvenajai secībai ir zvaigznes, kuras evolūcijas dēļ ir pārcēlušās uz citām līnijām. Tātad iepriekš ir redzamas milzu un supergālas zvaigznes, bet zemāk - baltie punduri.

Spektrālie tipi

Tas, kas pie mums nonāk no tālām zvaigznēm, ir to gaisma, un no tās analīzes tiek iegūta ļoti daudz informācijas par zvaigznes būtību. HR diagrammas apakšā ir burtu virkne, kas apzīmē visbiežāk sastopamos spektrālo tipus:

OBAFGKM

Zvaigznes ar visaugstāko temperatūru ir O, bet aukstākās - M klase. Savukārt katra no šīm kategorijām ir sadalīta desmit dažādos apakštipos, tos atšķirot ar skaitli no 0 līdz 9. Piemēram, F5, starpposma zvaigzne starp F0 un G0.

Morgan Keenan klasifikācija pievieno zvaigznes spīdumu spektrālajam tipam ar romiešu cipariem no I līdz V. Tādā veidā mūsu saule ir G2V tipa zvaigzne. Jāatzīmē, ka, ņemot vērā zvaigžņu lielo mainīgumu, tām ir arī citas klasifikācijas.

Katrai spektrālajai klasei ir redzama krāsa saskaņā ar HR diagrammu attēlā. Tā ir aptuvenā krāsa, ko novērotājs bez instrumentiem vai, lielākais, binoklis, redzētu ļoti tumšā un skaidrā naktī.

Šeit ir īss tā raksturlielumu apraksts atbilstoši klasiskajiem spektrālajiem tipiem:

O tips

Tās ir zilas zvaigznes ar violetu nokrāsu. Tie ir atrodami HR diagrammas augšējā kreisajā stūrī, tas ir, tie ir lieli un spilgti, kā arī augsta virsmas temperatūra - no 40 000 līdz 20 000 K.

Šāda veida zvaigžņu piemēri ir Alnitak A no Oriona zvaigznāja jostas, kas redzama ziemeļu ziemas naktīs, un Sigma-Orionis tajā pašā zvaigznājā.

4. attēls. Oriona jostas trīs zvaigznes. No kreisās puses Alnitak, Alnilam un Mintaka. Turklāt blakus Alnitakam - Liesmas un Zirga galvas miglāji. Avots: Wikimedia Commons.

B tips

Tos ir viegli redzēt ar neapbruņotu aci. Tās krāsa ir balti zilā krāsā ar virsmas temperatūru no 10 000 līdz 7 000 K. Sirius A, binārā zvaigzne Canis Major zvaigznājā ir A tipa zvaigzne, tāpat kā Denebs, spilgtākā zvaigzne Swan.

F tips

Viņi izskatās balti, parasti dzeltenā krāsā, virsmas temperatūra ir pat zemāka nekā iepriekšējā tipa: no 7000 līdz 6000 K. Šajā kategorijā ietilpst polārā zvaigzne Polaris, kas ietilpst Ursa Mazā zvaigznājā, kā arī spilgtākā zvaigzne Canopus. zvaigznājā Carina, kas ziemeļu ziemas laikā ir redzams tālu uz dienvidiem no ziemeļu puslodes.

G tips

Tie ir dzelteni un to temperatūra ir no 6000 līdz 4800 K. Mūsu saule ietilpst šajā kategorijā.

K tips

Principā nav viegli noskaidrot zvaigznes iekšējo struktūru, jo lielākā daļa no tām ir ļoti tālu objekti.

Pateicoties tuvākās zvaigznes Saules izpētei, mēs zinām, ka lielāko daļu zvaigžņu veido gāzveida slāņi ar sfērisku simetriju, kura centrā ir kodols, kurā notiek saplūšana. Tas aizņem vairāk vai mazāk 15% no visas zvaigznes tilpuma.

Apkārt kodolam ir slānis, piemēram, mantija vai aploksne, un visbeidzot ir zvaigznes atmosfēra, kuras virsmu uzskata par tās ārējo robežu. Šo slāņu raksturs mainās ar laiku, un evolūcijai seko zvaigzne.

Dažos gadījumos vietā, kur izdalās ūdeņradis, tā galvenā kodoldegviela, zvaigzne uzbriest un pēc tam izvada savus visattālākos slāņus kosmosā, veidojot tā dēvēto planētas miglāju, kura centrā paliek kails kodols. , turpmāk pazīstams kā baltais punduris.

Tieši zvaigznes aploksnē notiek enerģijas transportēšana no serdes uz ārējiem slāņiem.

5. attēls. Saules slāņi, visvairāk pētītā zvaigzne. Avots: Wikimedia Commons.

Zvaigžņu veidi

Spektrālajiem tipiem veltītajā sadaļā ļoti zināmi ir šobrīd zināmie zvaigžņu veidi. Tas attiecas uz raksturlielumiem, kas atklāti, analizējot tā gaismu.

Bet visā to evolūcijā lielākā daļa zvaigžņu pārvietojas pa galveno secību un arī pamet to, atrodoties citās zarās. Visu sarkano punduru zvaigznes paliek galvenajā secībā visu mūžu.

Ir arī citi zvaigžņu veidi, kas tiek bieži pieminēti, un mēs tos īsi aprakstam:

Rūķu zvaigznes

Tas ir termins, ko izmanto, lai aprakstītu ļoti dažādus zvaigžņu veidus, kuriem, no otras puses, ir kopīgs mazais izmērs. Dažas zvaigznes veidojas ar ļoti mazu masu, bet citas, kas dzimušas ar daudz lielāku masu, dzīves laikā kļūst par punduriem.

Faktiski pundurzvaigznes ir visbagātākais zvaigžņu veids Visumā, tāpēc ir vērts mazliet pakavēties pie to īpašībām:

Brūnie punduri

Tie ir pirmstiesas, kuru masa nebija pietiekama, lai palaistu kodolreaktoru, kurš dzen zvaigzni galvenajā secībā. Tos var uzskatīt par pusceļā starp tādu gāzes giganta planētu kā Jupiters un sarkano punduru zvaigzni.

Tā kā viņiem trūkst stabilu enerģijas avotu, tiem ir paredzēts lēnām atdzist. Brūnā pundura piemērs ir Luhman 16 Vela zvaigznājā. Bet tas neliedz planētām ap tām riņķot, jo vairākas līdz šim ir atklātas.

Sarkanie punduri

6. attēls. Salīdzinošais lielums starp Sauli, sarkano punduri Gliese 229A, brūnajiem punduriem Teide 1 un Gliese 229 B un planētu Jupiter. Avots: NASA, izmantojot Wikimedia Commons.

Viņu masa ir maza, mazāka nekā Saules, bet viņu dzīve paiet galvenajā secībā, jo viņi uzmanīgi tērē degvielu. Šī iemesla dēļ tie ir arī aukstāki, taču tie ir visbagātākais zvaigžņu tips un arī visilgākie.

Baltie punduri

Tieši zvaigznes paliekas atstāja galveno secību, kad beidzās degviela tās kodolā, uzbriest, līdz kļuva sarkanais gigants. Pēc tam zvaigzne norauj savus ārējos slāņus, samazinot tā lielumu un atstājot tikai kodolu, kas ir baltais punduris.

Baltā pundura stadija ir tikai viena fāze visu to zvaigžņu evolūcijā, kuras nav ne sarkanie punduri, ne zilie milži. Pēdējie, būdami tik masīvi, mēdz savu dzīvi beigt kolosālos sprādzienos, ko sauc par novu vai supernovu.

Zvaigzne IK Pegasi ir baltā pundura piemērs - liktenis, kas mūsu Sauli var sagaidīt daudzus miljonus gadu pēc šī brīža.

Zilie punduri

Tās ir hipotētiskas zvaigznes, tas ir, viņu esamība vēl nav pierādīta. Bet tiek uzskatīts, ka sarkanie punduri galu galā pārvēršas zilajos punduros, kad viņiem beidzas degviela.

Melnie punduri

Tie ir seni baltie punduri, kas ir pilnībā atdzisuši un vairs neizstaro gaismu.

Dzeltenie un oranžie punduri

Zvaigznes, kuru masa ir salīdzināma ar Saules masu vai mazāka par to, bet lieluma un temperatūras ziņā lielāka nekā sarkanajiem punduriem, dažreiz tiek saukta par šo.

Neitronu zvaigznes

Šis ir supergānu zvaigznes dzīves pēdējais posms, kad tā jau ir iztērējusi savu kodoldegvielu un cieš supernovas sprādziens. Sprādziena dēļ paliekošās zvaigznes kodols kļūst neticami kompakts līdz vietai, kur elektroni un protoni saplūst un kļūst par neitroniem.

Neitronu zvaigzne ir tik, bet tik blīva, ka sfērā, kuras diametrs ir aptuveni 10 km, tā var saturēt pat divas reizes lielāku saules masu. Tā kā tā rādiuss ir tik ļoti samazinājies, leņķiskā impulsa saglabāšanai ir nepieciešams lielāks rotācijas ātrums.

Sakarā ar to lielumu, tos nosaka intensīvs starojums, ko viņi izstaro, staru veidā, kas strauji rotē blakus zvaigznei, veidojot to, kas pazīstams kā pulsars.

Zvaigžņu piemēri

Lai arī zvaigznēm ir kopīgas iezīmes, tāpat kā dzīvām lietām, to mainīgums ir milzīgs. Kā redzams, ir milzu un supergālas zvaigznes, punduri, neitroni, mainīgi lielumi, milzīgi izmēri, tuvāki un tālāki:

-Spilgtākā zvaigzne nakts debesīs ir Siriuss, Canis Major zvaigznājā.

7. attēls. Siriuss Canis Major zvaigznājā, kas atrodas apmēram 8 gaismas gadu attālumā, ir spilgtākā zvaigzne nakts debesīs. Avots: Pixabay.

-Próxima Kentauri ir tuvākā zvaigzne Saulei.

- Būt spožākajai zvaigznei nenozīmē būt visspilgtākajai, jo attālums prasa daudz. Visiecienītākā zināmā zvaigzne ir arī masīvākā: R136a1, kas pieder Lielajam Magelāņu mākonim.

-R136a1 masa ir 265 reizes lielāka par Saules masu.

-Zvaigzne ar vislielāko masu ne vienmēr ir vislielākā. Lielākā zvaigzne līdz šim ir UY Scuti zvaigznājā Shield. Tās rādiuss ir aptuveni 1708 reizes lielāks nekā Saules rādiuss (Saules rādiuss ir 6,96 x 108 metri).

-Šīs līdz šim ātrākā zvaigzne bija ASV 708, kas pārvietojas ar ātrumu 1200 km / s, bet nesen tika atklāta vēl viena zvaigzne, kas to pārspēj: Celtņa zvaigznāja S5-HVS1 ar ātrumu 1700 km / s. Tiek uzskatīts, ka vainīgais ir supermasīvs melnais caurums Strēlnieks A, Piena ceļa centrā.

Atsauces

1. Carroll, B. Ievads mūsdienu astrofizikā. 2. Izdevums. Pīrsons.
2. Kosta, C. No galaktikas sirds tumsas izbēgusi zvaigzne. Atgūts no: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Pamata piezīmes par astronomiju. Publicējis Kordovas Universitāte, Argentīna.
4. Jaschek, C. 1983. Astrofizika. Publicējis OAS.
5. Martínez, D. Zvaigžņu evolūcija. Vaeliada. Atgūts no: Google grāmatas.
6. Osters, L. 1984. Mūsdienu astronomija. Redakcijas reverss.
7. Spānijas astronomijas biedrība. 2009. 100 astronomijas jēdzieni.Edycom SL
8. UNAM. Augstas enerģijas astronomija. Neitronu zvaigznes. Atgūts no: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Zvaigžņu klasifikācija. Atgūts no: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Zvaigzne. Atgūts no: es.wikipedia.org.