ЗВЕЗДЕ: КАРАКТЕРИСТИКЕ, НАЧИН НА КОЈИ СУ ФОРМИРАНЕ, ЖИВОТНИ ЦИКЛУС, СТРУКТУРА - НАУКА - 2025

Звезда је Небеско Тело саставу гаса, углавном водоника и хелијума, и чува у равнотеже захваљујући сили гравитације, која тежи да компресује и притисак гаса који га проширује.

У овом процесу, звезда производи огромне количине енергије из свог језгра, у којима се налази фузијски реактор који синтетише хелијум и друге елементе из водоника.

Слика 1. Плејаде, у сазвежђу Бик, видљиве током северне зиме, представљају скуп од око 3.000 звезда удаљених 400 светлосних година. Извор: Викимедиа Цоммонс.

У тим фузионим реакцијама маса се не чува у потпуности, али мали део се претвара у енергију. А будући да је маса звезде огромна, чак и када је једна од најмањих, тако и количина енергије коју одаје у секунди.

Карактеристике звезда

Главне карактеристике звезде су:

- маса : веома променљива, у распону од малог дела Сунчеве масе до супермасивих звезда, са масама неколико пута већим од соларне масе.

- Температура : такође је променљива количина. У фотосфери, која представља блиставу површину звезде, температура је у опсегу 50000-3000 К. Док у њеном средишту достиже милионе Келвина.

- Боја : уско повезана са температуром и масом. Што је звезда топлија, то је плава њена боја и обратно, хладнија је, више се нагиње црвеној боји.

- Осветљеност : зависи од снаге коју зрачи звезда, а која обично није једнолика. Најзгодније и највеће звезде су најсјајније.

- Величина : то је привидна светлост коју имају када се посматрају са Земље.

- Кретање : звезде имају релативна кретања у односу на своје поље, као и ротационо кретање.

- Старост : звезде могу бити старе колико и свемир - око 13,8 милијарди година - и старе само милијарду година.

Како се формирају звезде?

Сунце, једна од милиона звезда на Млечном путу.

Звезде настају из гравитационог колапса огромних облака космичког гаса и прашине, чија густина непрестано варира. Примордијални материјал у овим облацима је молекуларни водоник и хелијум, а такође су трагови свих познатих елемената на Земљи.

Кретање честица које чине огромну количину масе раширене у простору је случајно. Али с времена на време густина се у једном тренутку мало повећава, изазивајући компресију.

Притисак гаса поништава ову компресију, али гравитациона сила, она која привлачи молекуле, је мало виша, јер су честице ближе једни другима и тако супротстављају овом ефекту.

Штавише, гравитација је одговорна за још веће повећање масе. Како се то догађа, температура постепено расте.

Замислите сада овај поступак кондензације у великом обиму и са свим расположивим временом. Снага гравитације је радијална, а тако формиран облак материје имаће сферну симетрију. Зове се протостар.

Поред тога, овај облак материје није статичан, већ се брзо окреће како се материјали стежу.

Временом ће се формирати језгро при веома високој температури и огромном притиску, који ће постати звезђени фузијски реактор. За то је потребна критична маса, али када се то догоди, звезда достигне равнотежу и тако почиње, да тако кажем, свој живот одраслих.

Маса и каснија еволуција звезда

Врста реакција које се могу догодити у језгру зависиће од масе коју првобитно има, а са њом и накнадне еволуције звезде.

За масе мање од 0,08 пута веће од Сунчеве масе - 2 к 10 30 кг приближно - звезда се неће формирати, јер се језгро неће запалити. Тако формирани објект постепено ће се хладити и кондензација ће се успорити, стварајући смеђи патуљак.

Са друге стране, ако је протостар сувише масиван, такође неће постићи потребну равнотежу да би постао звезда, па ће се насилно распасти.

Теорија формирања звезда гравитационим колапсом заслуга је енглеског астронома и космолога Јамеса Јеанса (1877-1946), који је такође предложио теорију стабилног стања универзума. Данас се ова теорија, која држи да се та материја ствара континуирано, одбачена у корист теорије Великог праска.

Животни циклус звезда

Као што је горе објашњено, звезде настају процесом кондензације маглице направљене од гаса и космичке прашине.

За овај процес је потребно време. Процењује се да се то дешава између 10 и 15 милиона година, док звезда стиче коначну стабилност. Једном када притисак експанзивног гаса и сила компресијске гравитационе равнотеже, звезда улази у оно што се назива главна секвенца.

По својој маси, звезда се налази на једној од линија Хертзспрунг-Русселл дијаграма или ХР дијаграма. Ово је граф који приказује различите линије еволуције звезда, које су све диктирале масе звезде.

На овом графикону, звезде су рангиране према њиховој светлости на основу њихове ефективне температуре, као што је приказано у наставку:

Слика 2. ХР дијаграм, који су самостално направили астрономи Ејнар Хертзспрунг и Хенри Русселл око 1910. Извор: Викимедиа Цоммонс. ТО .

Звездине линије еволуције

Главна секвенца је отприлике дијагонална регија која пролази кроз средину дијаграма. Ту у неком тренутку улазе новоформиране звезде, у складу са својом масом.

Најтоплије, најсјајније и најмасовније звезде су на врху и на левој страни, док су најслађе и најмање звезде у доњем десном углу.

Маса је параметар који управља еволуцијом звезда, као што је речено неколико пута. Заиста, врло масивне звезде троше своје гориво брзо, док мале, хладне звезде, попут црвених патуљака, то управљају спорије.

Слика 3. Поређење величина између планета (1 и 2) и звезда (3,4,5 и 6). Извор: Викимедиа Цоммонс. Даве Јарвис (хттпс://даве.аутонома.ца/).

За људско биће, црвени патуљци су практично вечни, још нису познати црвени патуљци.

Поред главне секвенце налазе се звезде које су се, због своје еволуције, преселиле у друге правце. Изнад тога су џиновске и надмоћне звезде, а испод бели патуљци.

Спектрални типови

Оно што нам долази од далеких звезда је њихова светлост, а из њене анализе се добија много информација о природи звезде. На дну ХР дијаграма налази се низ слова који означавају најчешће спектралне типове:

ОБАФГКМ

Звезде са највишом температуром су О, а најхладније су класе М. Заузврат, свака од ових категорија је подељена у десет различитих подтипова, разликујући их бројевима од 0 до 9. На пример, Ф5, средња звезда између Ф0 и Г0.

Класификација Моргана Кеенана додаје блиставост звезде спектралном типу, римским бројевима од И до В. На овај начин је наше Сунце звезда типа Г2В. Треба напоменути да, с обзиром на велику варијабилност звезда, постоје и друге класификације за њих.

Свака спектрална класа има привидну боју, према ХР дијаграму на слици. То је приближна боја коју би посматрач без инструмената или највише двоглед уочио у врло тамној и бистрој ноћи.

Ево кратког описа његових карактеристика према класичним спектралним типовима:

Тип О

То су плаве звезде са љубичастим нијансама. Они се налазе у горњем левом углу дијаграма ХР, односно да су велике и светле, као и високе површинске температуре између 40 000 и 20 000 К.

Примери ове врсте звезда су Алнитак А, из појаса сазвежђа Орион, видљив током северних зимских ноћи, и Сигма-Орионис у истом сазвежђу.

Слика 4. Три звезде Орионовог појаса. С лева на десно Алнитак, Алнилам и Минтака. Поред тога, поред Алнитака, маглице Пламена и Коњске главе. Извор: Викимедиа Цоммонс.

Тип Б

Лако их је видети голим оком. Боја му је бијело плава, са површинским температурама између 10 000 -7000 К. Сириус А, бинарна звезда у сазвежђу Цанис Мајор је звезда типа А, као што је Денеб, најсјајнија звезда у Лабудову.

Тип Ф

Изгледају бијело са тенденцијом жуте боје, температура површине је чак нижа од оне претходног типа: између 7000 и 6000 К. Поларна звезда Поларис, из сазвежђа Мала Урса, припада овој категорији, као и Цанопус, најсјајнија звезда сазвежђа Царина, видљивог далеко на југу северне хемисфере, током северне зиме.

Тип Г

Жута су, а њихове температуре су између 6000 и 4800 К. Наше Сунце спада у ову категорију.

К тип

У принципу, није лако сазнати унутрашњу структуру звезде, јер су већина њих веома удаљени објекти.

Захваљујући проучавању Сунца, најближе звезде, знамо да се већина звезда састоји од гасовитих слојева са сферном симетријом, у чијем је средишту језгро где се одвија фузија. То заузима више или мање 15% укупне запремине звезде.

Око језгре налази се слој налик на плашт или овојницу и коначно се налази атмосфера звезде, чија се површина сматра спољном границом. Природа ових слојева се мења са временом и еволуцијом коју прати звезда.

У неким случајевима, на месту где водоник, његово главно нуклеарно гориво, истјече, звезда набрекне, а затим своје најудаљеније слојеве избаци у свемир, формирајући оно што је познато као планетарна маглина, у чијем средишту остаје голо језгро. , у даљем тексту познат као бијели патуљак.

Управо се у овојници звезде налази транспорт енергије од језгра до спољашњих слојева.

Слика 5. Слојеви Сунца, најгледанија звезда од свих. Извор: Викимедиа Цоммонс.

Врсте звезда

У делу посвећеном спектралним типовима, врло често су поменуте врсте звезда које су познате. То у погледу карактеристика откривених анализом његовог светла.

Али током своје еволуције, већина звезда путује главном секвенцом и такође је напушта, лоцирајући се у друге гране. Само звезде црвених патуљака остају у главном низу целог живота.

Постоје и друге врсте звезда које се често спомињу, а које укратко описујемо:

Патуљасте звезде

То је термин који се користи за описивање веома различитих врста звезда, које са друге стране имају малу заједничку величину. Неке звезде се формирају са веома малом масом, али друге које су рођене са много већом масом уместо тога постају патуљци током свог живота.

У ствари, патуљасте звезде су најобилнија врста звезда у свемиру, па вреди мало се посветити њиховим карактеристикама:

Смеђи патуљци

Ријеч је о протостарима чија маса није била довољна за покретање нуклеарног реактора који тјера звијезду у главни редослијед. За њих се може сматрати да су на пола пута између планете дивовског плина попут Јупитера и црвене патуљасте звезде.

Пошто им недостаје стабилан извор енергије, суђено им је да се споро хладе. Пример смеђег патуљака је Лухман 16 у сазвежђу Вела. Али то не спречава да планете орбитирају око њих, пошто је до сада откривено неколико.

Црвени патуљци

Слика 6. Упоредне величине између Сунца, црвеног патуљка Глиесе 229А, смеђих патуљака Теиде 1 и Глиесе 229 Б и планете Јупитер. Извор: НАСА путем Викимедиа Цоммонса.

Њихова маса је мала, мања од Сунчеве, али њихов живот пролази главним редоследом јер пажљиво троше своје гориво. Из тог разлога су и хладније, али су најзаступљенији тип звезде, а уједно и најдужи од свих.

Бели патуљци

То је остатак звезде који је напустио главни редослед када је гориво у њеној језгри понестало и надувало све док није постало црвени гигант. Након тога, звезда сипа своје спољне слојеве, смањујући своју величину и остављајући само језгро, а то је бели патуљак.

Стадиј бијелог патуљака само је једна фаза у еволуцији свих звијезда које нису ни црвени патуљци ни плави дивови. Потоњи, толико масивни, имају тенденцију да заврше свој живот у колосалним експлозијама званим нова или супернова.

Звезда ИК Пегаси је пример белог патуљка, судбине која може да очекује наше Сунце током више милиона година.

Плави патуљци

Они су хипотетичке звезде, односно, њихово постојање још није доказано. Али верује се да се црвени патуљци на крају трансформишу у плаве патуљке када им понестане горива.

Црни патуљци

То су древни бели патуљци који су се потпуно охладили и више не емитују светлост.

Жути и наранџасти патуљци

Звезде чија је маса упоредива или мања од Сунца, али веће величине и температуре од црвених патуљака, понекад се називају овако.

Неутронске звезде

Ово је последња фаза у животу надмоћне звезде, када је већ трошила своје нуклеарно гориво и претрпела је експлозију супернове. Услед експлозије језгро преостале звезде постаје невероватно компактно, до тачке у којој се електрони и протони спајају да постану неутрони.

Неутронска звезда је толико, али толико густа да може да садржи до дупло више сунчеве масе у сфери пречника око 10 км. Будући да му се радијус толико смањио, очување момента угла захтева већу брзину ротације.

Због своје величине, откривају их интензивно зрачење које емитују у облику снопа који се брзо врти заједно са звездом, формирајући оно што је познато као пулсар.

Примери звезда

Иако звезде имају заједничке карактеристике, као и са живим бићима, променљивост је огромна. Као што је видљиво, постоје огромне и надмоћне звезде, патуљци, неутрони, променљиве, велике масе, огромне величине, ближе и удаљеније:

-Највећа звезда на ноћном небу је Сириус, у сазвежђу Цанис Мајор.

Слика 7. Сириус, у сазвежђу Цанис Мајор, удаљеном око 8 светлосних година, најсјајнија је звезда на ноћном небу. Извор: Пикабаи.

-Прокима Центаури је најближа звезда Сунцу.

- То што сте најсјајније звезде не значи да сте најсјајнији, јер раздаљина значи много. Најсветлећа звезда позната је и најмасовнија: Р136а1 која припада Великом магеланском облаку.

- Маса Р136а1 је 265 већа од масе Сунца.

- Звезда са највећом масом није увек највећа. Највећа звезда до сада је УИ Сцути у сазвежђу Штит. Његов радијус је око 1708 пута већи од радијуса Сунца (радијус Сунца је 6,96 к 108 метара).

-Најбржа звезда до сада била је УС 708, која се креће брзином од 1200 км / с, али недавно је откривена још једна звезда која је надмашује: С5-ХВС1 сазвежђа Дизалица, брзином од 1700 км / с. Верује се да је кривац супермасивна црна рупа Стрелац А, у центру Млечног пута.

Референце

1. Царролл, Б. Увод у модерну астрофизику. 2нд. Едитион. Пеарсон.
2. Цоста, Ц. Бјежећа звијезда избацила се из таме галактичког срца. Опоравак од: ааа.орг.уи.
3. Диаз-Гименез, Е. 2014. Основне белешке о астрономији, Објавио Универзитет у Кордоби, Аргентина.
4. Јасцхек, Ц. 1983. Астрофизика, Објавио ОАС.
5. Мартинез, Д. Звјездана еволуција. Ваелиада. Опоравак од: Гоогле књиге.
6. Остер, Л. 1984. Савремена астрономија. Редакција Реверте.
7. Шпанско друштво астрономије. 2009. 100 концепата из астрономије. Едицом СЛ
8. УНАМ. Висока енергетска астрономија. Неутронске звезде. Опоравак од: астросцу.унам.мк.
9. Википедиа. Звезда класификација. Опоравак од: ес.википедиа.орг.
10. Википедиа. Звезда. Опоравак од: ес.википедиа.орг.