ŽVAIGŽDĖS: CHARAKTERISTIKOS, KAIP JOS FORMUOJASI, GYVAVIMO CIKLAS, STRUKTŪRA - MOKSLAS - 2025

Žvaigždutė yra astronominis daiktas, sudarytas iš dujų, daugiausia vandenilio ir helio, ir saugomi pusiausvyros dėka sunkio jėga, kuri yra linkęs jį suspausti, ir dujų, kurios ji plečiasi slėgio.

Šiame procese žvaigždė pagamina didžiulius energijos kiekius iš savo šerdies, kurioje yra sintezės reaktorius, sintetinantis helį ir kitus elementus iš vandenilio.

1 paveikslas. Pliaudes Tauro žvaigždyne, matomus šiaurinę žiemą, sudaro maždaug 3000 žvaigždžių, esančių 400 šviesmečių atstumu, spiečius. Šaltinis: „Wikimedia Commons“.

Šiose suliejimo reakcijose masė nėra visiškai išsaugota, tačiau nedidelė dalis yra paverčiama energija. O kadangi žvaigždės masė yra milžiniška, net kai ji yra mažiausia, tai yra ir energijos kiekis, kurį ji atiduoda per sekundę.

Žvaigždžių charakteristikos

Pagrindinės žvaigždės savybės:

- Masė : labai kintanti, nuo nedidelės Saulės masės dalies iki supermasyvių žvaigždžių, kurių masės kelis kartus viršija Saulės masę.

- Temperatūra : tai taip pat kintamas kiekis. Fotosferoje, kuri yra švytintis žvaigždės paviršius, temperatūra siekia 50000–3000 K. O jos centre ji siekia milijonus Kelvinų.

- Spalva : glaudžiai susijusi su temperatūra ir mase. Kuo karštesnė žvaigždė, tuo melsvesnė jos spalva ir, atvirkščiai, kuo šaltesnė, tuo labiau linkusi į raudoną spalvą.

- Šviesumas : tai priklauso nuo žvaigždės spinduliuojamos galios, kuri paprastai nėra vienoda. Labiausiai šviečia karščiausios ir didžiausios žvaigždės.

- Didumas : tai akivaizdus ryškumas, kurį jie mato iš Žemės.

- Judėjimas : žvaigždės turi santykinius judesius savo lauko atžvilgiu, taip pat ir sukimosi judesius.

- Amžius : žvaigždės gali būti tokios senos kaip Visata - maždaug 13,8 milijardo metų - ir tokios jaunos, kaip 1 milijardas metų.

Kaip formuojasi žvaigždės?

Saulė, viena iš milijonų Paukščių Tako žvaigždžių.

Žvaigždės susidaro iš gravitacinio žlugimo didžiuliai kosminių dujų ir dulkių debesys, kurių tankis nuolat kinta. Pirminė šių debesų medžiaga yra molekulinis vandenilis ir helis, taip pat visų žinomų Žemės elementų pėdsakai.

Dalelių, kurios sudaro šį didžiulį masės kiekį, pasiskirstymas erdvėje yra atsitiktinis. Bet retkarčiais tankis šiek tiek padidėja, o tai sukelia suspaudimą.

Dujų slėgis linkęs panaikinti šį suspaudimą, tačiau gravitacinė jėga, ta, kuri traukia molekules kartu, yra šiek tiek didesnė, nes dalelės yra arčiau ir tokiu būdu neutralizuoja šį poveikį.

Be to, masė dar labiau padidėja dėl sunkio jėgos. Ir kaip tai vyksta, temperatūra palaipsniui didėja.

Dabar įsivaizduokite šį kondensacijos procesą dideliu mastu ir turėdami visą laiką. Gravitacijos jėga yra radialinė, ir tokiu būdu susidaręs materijos debesis turės sferinę simetriją. Jis vadinamas protostaru.

Be to, šis materijos debesis nėra statinis, bet greitai sukasi, kai medžiaga susitraukia.

Laikui bėgant, esant labai aukštai temperatūrai ir didžiuliam slėgiui, susidarys branduolys, kuris taps žvaigždės sintezės reaktoriumi. Tam reikalinga kritinė masė, bet kai ji atsitinka, žvaigždė pasiekia pusiausvyrą ir taip prasideda suaugusio žmogaus gyvenimas.

Žvaigždžių masė ir vėlesnė evoliucija

Reakcijos, galinčios atsirasti branduolyje, tipas priklausys nuo masės, kurią ji iš pradžių turi, ir kartu su ja būsima žvaigždės evoliucija.

Masėms, mažesnėms nei 0,08 karto didesnė už Saulės masę - apytiksliai 2 x 10 30 kg - žvaigždė nesusidarys, nes branduolys neužsidegs. Tokiu būdu suformuotas objektas palaipsniui atvės ir kondensatas sulėtės, atsiras rudosios nykštukės.

Kita vertus, jei protostaris yra per masyvus, jis taip pat nepasieks reikiamo balanso, kad taptų žvaigžde, todėl žiauriai sugrius.

Žvaigždžių susidarymo gravitaciniu žlugimu teoriją lemia anglų astronomas ir kosmologas Jamesas Jeansas (1877–1946), kuris taip pat pasiūlė pastoviosios visatos būsenos teoriją. Šiandien ši teorija, laikanti, kad materija kuriama nuolat, buvo atmesta už Didžiojo sprogimo teoriją.

Žvaigždžių gyvenimo ciklas

Kaip paaiškinta aukščiau, žvaigždės susidaro kondensacijos proceso būdu iš ūkų, pagamintų iš dujų ir kosminių dulkių.

Šis procesas užtrunka. Manoma, kad tai atsitiks nuo 10 iki 15 milijonų metų, o žvaigždė įgyja galutinį stabilumą. Kai tik išsiplečiančių dujų slėgis ir gniuždomoji gravitacijos balanso jėga, žvaigždė įeina į vadinamąją pagrindinę seką.

Pagal savo masę žvaigždė trumpai yra vienoje iš Hertzsprung-Russell diagramos arba HR diagramos linijų. Tai yra grafikas, rodantis skirtingas žvaigždžių evoliucijos linijas, kurias visas diktuoja žvaigždės masė.

Šioje diagramoje žvaigždės reitinguojamos pagal jų šviesumą ir jų efektyviąją temperatūrą, kaip parodyta žemiau:

2 pav. HR diagrama, kurią savarankiškai sukūrė astronomai Ejnar Hertzsprung ir Henry Russell apie 1910 m. Šaltinis: „Wikimedia Commons“. TAI.

Žvaigždžių evoliucijos linijos

Pagrindinė seka yra maždaug įstrižainė sritis, einanti per diagramos centrą. Ten tam tikru momentu pagal savo masę įeina naujai susiformavusios žvaigždės.

Šilčiausios, ryškiausios ir masyviausios žvaigždės yra viršuje ir kairėje, o šauniausios ir mažiausios žvaigždės yra apačioje, dešinėje.

Masė yra parametras, kuris valdo žvaigždžių evoliuciją, kaip buvo pasakyta keletą kartų. Iš tiesų labai masyvios žvaigždės greitai sunaudoja degalus, o mažos, vėsios žvaigždės, tokios kaip raudonosios nykštukės, ją valdo lėčiau.

3 pav. Planetų (1 ir 2) ir žvaigždžių (3,4,5 ir 6) dydžių palyginimas. Šaltinis: „Wikimedia Commons“. Dave'as Jarvisas (https://dave.autonoma.ca/).

Žmogui raudonosios nykštukės yra praktiškai amžinos, dar nežinomi raudonieji nykštukai.

Greta pagrindinės sekos yra žvaigždės, kurios dėl savo evoliucijos persikėlė į kitas linijas. Taigi aukščiau yra milžiniškos ir supergalios žvaigždės, o žemiau - baltosios nykštukės.

Spektriniai tipai

Kas mums ateina iš tolimų žvaigždžių, yra jų šviesa ir iš jos analizės gauname daug informacijos apie žvaigždės prigimtį. HR diagramos apačioje yra raidžių serija, nurodanti dažniausiai pasitaikančius spektro tipus:

OBAFGKM

Žvaigždės, kurių temperatūra aukščiausia, yra O, o šalčiausia - M klasė. Savo ruožtu kiekviena iš šių kategorijų yra padalinta į dešimt skirtingų potipių, išskiriant juos iš skaičių nuo 0 iki 9. Pavyzdžiui, F5, tarpinė žvaigždė tarp F0 ir G0.

Morgan Keenan klasifikacija prideda žvaigždės šviesumą prie spektrinio tipo, romėniškais skaitmenimis nuo I iki V. Tokiu būdu mūsų Saulė yra G2V tipo žvaigždė. Reikėtų pažymėti, kad atsižvelgiant į didelį žvaigždžių kintamumą, yra ir kitų jų klasifikacijų.

Kiekviena spektrinė klasė turi akivaizdžią spalvą pagal HR diagramą paveiksle. Tai yra apytikslė spalva, kurią stebėtojas be instrumentų ar daugiausiai žiūronų matytų labai tamsią ir skaidrią naktį.

Čia yra trumpas jo charakteristikų apibūdinimas pagal klasikinius spektrinius tipus:

O tipas

Jie yra mėlynos žvaigždės su violetiniais atspalviais. Jie randami viršutiniame kairiajame HR diagramos kampe, tai yra, jie yra dideli ir šviesūs, taip pat aukšta paviršiaus temperatūra, 40 000 - 20 000 K.

Šio tipo žvaigždžių pavyzdžiai yra „Alnitak A“ iš Oriono žvaigždyno juostos, matomos šiaurinėmis žiemos naktimis, ir „Sigma-Orionis“ tame pačiame žvaigždyne.

4 pav. Trys „Oriono diržo“ žvaigždės. Iš kairės į dešinę Alnitak, Alnilam ir Mintaka. Be to, šalia Alnitako, liepsnos ir arklio galvutės ūkas. Šaltinis: „Wikimedia Commons“.

B tipas

Juos lengva pamatyti plika akimi. Jos spalva yra balta-mėlyna, paviršiaus temperatūra yra nuo 10 000 iki 7 000 K. Sirius A, dvejetainė žvaigždė Canis Major žvaigždyne yra A tipo žvaigždė, kaip ir Denebas, ryškiausia gulbės žvaigždė.

F tipas

Jie atrodo balti, linkę į geltoną spalvą, paviršiaus temperatūra yra dar žemesnė nei ankstesnio tipo: nuo 7000 iki 6000 K. Šiai kategorijai priklauso poliarinė žvaigždė „Polaris“, priklausanti Mažosios Ursos žvaigždynui, taip pat ryškiausia žvaigždė Canopus. Carinos žvaigždyno, matomo toli į pietus nuo šiaurinio pusrutulio, šiaurinės žiemos metu.

G tipas

Jie yra geltonos spalvos, o jų temperatūra yra nuo 6000 iki 4800 K. Mūsų saulė patenka į šią kategoriją.

K tipas

Iš esmės nėra lengva sužinoti apie žvaigždės vidinę struktūrą, nes dauguma jų yra labai tolimi objektai.

Atidarydami artimiausios žvaigždės Saulę, mes žinome, kad dauguma žvaigždžių yra sudarytos iš dujinių sluoksnių, turinčių sferinę simetriją, kurių centre yra branduolys, kuriame vyksta susiliejimas. Tai užima daugiau ar mažiau 15% viso žvaigždės tūrio.

Aplink šerdį yra sluoksnis, tarsi apsiaustas ar apvalkalas, ir pagaliau yra žvaigždės atmosfera, kurios paviršius laikomas jos išorine riba. Šių sluoksnių pobūdis keičiasi laikui bėgant ir žvaigždės evoliucijai.

Kai kuriais atvejais toje vietoje, kur pasibaigia vandenilis, jo pagrindinis branduolinis kuras, žvaigždė išsipučia ir tada išskleidžia savo išorinius sluoksnius į kosmosą, sudarydama tai, kas vadinama planetiniu ūku, kurio centre liko plikas branduolys. , toliau žinomas kaip baltasis nykštukas.

Būtent žvaigždės apvalkale vyksta energijos transportavimas iš šerdies į išorinius sluoksnius.

5 pav. Saulės sluoksniai, labiausiai tyrinėta žvaigždė iš visų. Šaltinis: „Wikimedia Commons“.

Žvaigždžių tipai

Spektriniams tipams skirtame skyriuje labai paprastai minimos šiuo metu žinomos žvaigždžių rūšys. Tai kalbant apie savybes, aptiktas analizuojant jos šviesą.

Tačiau per visą evoliuciją dauguma žvaigždžių keliauja pagrindine seka ir taip pat palieka ją, atsidurdamos kitose šakose. Tik raudonos nykštukės žvaigždės išlieka pagrindinėje seka visą savo gyvenimą.

Yra ir kitų žvaigždžių tipų, kurie dažnai minimi, kuriuos trumpai apibūdiname:

Nykštukinės žvaigždės

Tai terminas, naudojamas apibūdinti labai skirtingoms žvaigždžių rūšims, kurios, kita vertus, turi mažą dydį. Kai kurios žvaigždės yra suformuotos su labai maža mase, tačiau kitos, gimusios su daug didesne mase, per savo gyvenimą tampa nykštukėmis.

Tiesą sakant, nykštukinės žvaigždės yra pati gausiausia žvaigždžių rūšis Visatoje, todėl verta šiek tiek pasigilinti į jų savybes:

Rudieji nykštukai

Jie yra priešakiniai žvaigždės, kurių masės nepakako, kad būtų galima paleisti branduolinį reaktorių, kuris nukreipia žvaigždę į pagrindinę seką. Jie gali būti laikomi pusiaukelėje tarp dujų milžiniškos planetos, tokios kaip Jupiteris, ir raudonosios nykštukės žvaigždės.

Kadangi jiems trūksta stabilaus energijos šaltinio, jiems lemta lėtai atvėsti. Rudos nykštukės pavyzdys yra Luhman 16 Vela žvaigždyne. Bet tai netrukdo planetoms aplink jas skristi, nes iki šiol buvo rasta keletas.

Raudoni nykštukai

6 paveikslas. Palyginamasis dydis tarp Saulės, raudonosios nykštukės Gliese 229A, rudųjų nykštukių Teide 1 ir Gliese 229 B ir Jupiterio planetos. Šaltinis: NASA per „Wikimedia Commons“.

Jų masė yra maža, mažesnė nei Saulės, tačiau jų gyvenimas praeina pagrindine seka, nes jie atsargiai leidžia savo kurą. Dėl šios priežasties jie taip pat yra šaltesni, tačiau yra gausiausia žvaigždžių rūšis ir ilgiausia iš visų.

Baltieji nykštukai

Būtent žvaigždės likučiai paliko pagrindinę seką, kai kuras jos branduolyje baigėsi, virdamas, kol tapo raudonu milžinu. Po to žvaigždė nulaužia savo išorinius sluoksnius, sumažindama jo dydį ir palikdama tik šerdį, kuris yra baltasis nykštukas.

Baltojo nykštuko stadija yra tik viena visų žvaigždžių, kurios nėra nei raudonosios nykštukės, nei mėlynosios milžinai, evoliucijos fazė. Pastarieji, būdami tokie masyvūs, linkę savo gyvenimą baigti kolosaliais sprogimais, vadinamais nova arba supernova.

Žvaigždė „IK Pegasi“ yra baltosios nykštukės, likimo, kuris mūsų saulės gali laukti daugelį milijonų metų nuo šiol, pavyzdys.

Mėlyni nykštukai

Jie yra hipotetinės žvaigždės, tai yra, jų egzistavimas dar neįrodytas. Tačiau manoma, kad raudonosios nykštukės ilgainiui virsta mėlynosiomis nykštukėmis, kai baigsis kuras.

Juodosios nykštukės

Tai senovės balti nykštukai, kurie visiškai atvėso ir nebeskleidžia šviesos.

Geltonos ir oranžinės nykštukės

Žvaigždės, kurių masė yra lygi ar mažesnė už Saulės masę, bet yra didesnio dydžio ir temperatūros nei raudonosios nykštukės, kartais vadinamos tokiu būdu.

Neutronų žvaigždės

Tai yra paskutinis supergiantos žvaigždės gyvenimo etapas, kai ji jau sunaudojo savo branduolinį kurą ir patiria supernovos sprogimą. Dėl sprogimo likusios žvaigždės šerdis tampa neįtikėtinai kompaktiška iki taško, kad elektronai ir protonai susilieja ir tampa neutronais.

Neutroninė žvaigždė yra tokia, bet tokia tanki, kad maždaug 10 km skersmens sferoje gali būti iki dvigubai daugiau nei Saulės masė. Kadangi jo spindulys tiek sumažėjo, norint išsaugoti kampinį momentą, reikalingas didesnis sukimosi greitis.

Dėl savo dydžio jie aptinkami intensyvia radiacija, kurią skleidžia spindulys, kuris greitai sukasi šalia žvaigždės, sudarydamas tai, kas vadinama pulsaru.

Žvaigždžių pavyzdžiai

Nors žvaigždės, kaip ir gyvi daiktai, turi bendrų bruožų, kintamumas yra milžiniškas. Kaip jau buvo matyti, yra milžiniškos ir supergalios žvaigždės, nykštukai, neutronai, kintamieji, didžiulės masės, milžiniško dydžio, artimesni ir tolimesni:

- Ryškiausia naktinio dangaus žvaigždė yra Sirijus, Canis Major žvaigždyne.

7 paveikslas. Sirijus, esantis maždaug 8 šviesmečių atstumu nuo Canis Major žvaigždyno, yra ryškiausia naktinio dangaus žvaigždė. Šaltinis: „Pixabay“.

-Próxima Kentauras yra arčiausiai saulės esanti žvaigždė.

- Būti ryškiausia žvaigžde dar nereiškia būti šviesiausiai, nes atstumas labai svarbus. Labiausiai žinoma žvaigždė yra pati masyviausia: R136a1, priklausanti Didžiajam Magelano debesiui.

-R136a1 masė yra 265 kartus didesnė už Saulės masę.

-Žvaigždė su didžiausia mase ne visada yra didžiausia. Didžiausia iki šiol žvaigždė yra UY Scuti žvaigždyne Skydas. Jos spindulys yra apie 1708 kartus didesnis už Saulės spindulį (Saulės spindulys yra 6,96 x 108 metrai).

- Greičiausia žvaigždė iki šiol buvo JAV 708, judanti 1200 km / s greičiu, tačiau neseniai buvo atrasta dar viena žvaigždė, kuri ją pranoksta: Krano žvaigždyno S5-HVS1, kurio greitis siekia 1700 km / s. Manoma, kad kaltininkas yra Supermassive juodoji skylė Šaulys A, Pieno kelio centre.

Nuorodos

1. Carroll, B. Įvadas į šiuolaikinę astrofiziką. 2-asis. Leidimas. Pearsonas.
2. Costa, C. Iš galaktikos širdies tamsos išbėgusi žvaigždė. Atkurta iš: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Pagrindinės astronomijos pastabos. Išleido Kordobos universitetas, Argentina.
4. Jaschek, C. 1983. Astrofizika. Išleido OAS.
5. Martínez, D. Žvaigždžių evoliucija. Vaeliada. Atkurta iš: „Google Books“.
6. Oster, L. 1984. Šiuolaikinė astronomija. Redakcijos revertas.
7. Ispanijos astronomijos draugija. 2009. 100 astronomijos koncepcijų. „Edycom SL“
8. UNAM. Aukštos energijos astronomija. Neutronų žvaigždės. Atkurta iš: astroscu.unam.mx.
9. Vikipedija. Žvaigždžių klasifikacija. Atkurta iš: es.wikipedia.org.
10. Vikipedija. Žvaigždė. Atkurta iš: es.wikipedia.org.