STJERNER: EGENSKABER, HVORDAN DE DANNES, LIVSCYKLUS, STRUKTUR - VIDENSKAB - 2025

En stjerne er et astronomisk objekt sammensat af gas, hovedsageligt brint og helium, og holdes i ligevægt takket være tyngdekraften, der har en tendens til at komprimere den, og gasets tryk, der udvider den.

I denne proces producerer en stjerne enorme mængder energi fra dens kerne, hvor der er en fusionsreaktor, der syntetiserer helium og andre elementer fra brint.

Figur 1. Plejaderne i stjernebilledet Tyren, der er synlige i den nordlige vinter, udgør en klynge på omkring 3.000 stjerner, 400 lysår væk. Kilde: Wikimedia Commons.

I disse fusionsreaktioner bevares ikke massen fuldstændigt, men en lille del omdannes til energi. Og da massen af ​​en stjerne er enorm, selv når den er en af ​​de mindste, så er den mængde energi, den afgiver pr. Sekund.

Karakteristika for stjernerne

De vigtigste egenskaber ved en stjerne er:

- Masse: meget variabel, lige fra en lille brøkdel af solens masse til supermassive stjerner, med masser flere gange solmassen.

- Temperatur: det er også en variabel mængde. I fotosfæren, som er stjernens lysende overflade, ligger temperaturen i området 50000-3000 K. Mens den i midten når ud til millioner af Kelvin.

- Farve: tæt forbundet med temperatur og masse. Jo varmere en stjerne er, jo blåere er dens farve og omvendt, jo koldere den er, jo mere har den en tendens til at blive rød.

- Lysstyrke: det afhænger af den kraft, der udstråles af stjernen, som normalt ikke er ensartet. De hotteste og største stjerner er de mest lysende.

- Størrelse: det er den tilsyneladende lysstyrke, de har set fra Jorden.

- Bevægelse: stjernerne har relative bevægelser med hensyn til deres felt såvel som roterende bevægelse.

- Alder: stjerner kan være lige så gamle som universet - ca. 13,8 milliarder år - og så unge som 1 milliard år gamle.

Hvordan dannes stjerner?

Solen, en af ​​de millioner af stjerner på Mælkevejen.

Stjerner dannes fra gravitationskollapset af enorme skyer af kosmisk gas og støv, hvis tæthed konstant svinger. Det oprindelige materiale i disse skyer er molekylært brint og helium og indeholder også spor af alle kendte elementer på Jorden.

Bevægelsen af ​​partiklerne, der udgør denne enorme mængde masse, der er spredt i rummet, er tilfældig. Men af ​​og til stiger tætheden lidt på et tidspunkt, hvilket medfører komprimering.

Gasets tryk har en tendens til at fortryde denne kompression, men tyngdekraften, den, der trækker molekylerne sammen, er lidt højere, fordi partiklerne er tættere på hinanden og modvirker derefter denne effekt.

Yderligere er tyngdekraften ansvarlig for at øge massen endnu mere. Og da dette sker, stiger temperaturen gradvist.

Forestil dig nu denne kondensationsproces i stor skala og med al den tid, der er til rådighed. Tyngdekraften er radial, og den således dannede sky af materie har en sfærisk symmetri. Det kaldes en protostar.

Derudover er denne sky af stof ikke statisk, men roterer hurtigt, når materialet sammentrækkes.

Over tid vil der dannes en kerne ved meget høj temperatur og enormt tryk, der bliver stjernens fusionsreaktor. En kritisk masse er nødvendig for dette, men når det sker, når stjernen ligevægt og begynder så at sige sit voksne liv.

Størrernes masse og efterfølgende udvikling

Den type reaktioner, der kan forekomme i kernen, afhænger af den masse, den oprindeligt har, og med den den efterfølgende udvikling af stjernen.

For masser mindre end 0,08 gange solens masse - 2 x 10 30 kg tilnærmelsesvis - vil stjernen ikke danne sig, da kernen ikke vil antænde. Den således dannede genstand afkøles gradvist, og kondensen vil aftage, hvilket giver anledning til en brun dværg.

På den anden side, hvis protostaren er for massiv, vil den heller ikke opnå den nødvendige balance for at blive en stjerne, så den vil kollapse voldsomt.

Teorien om stjernedannelse ved gravitationsforstyrrelse skyldes den engelske astronom og kosmolog James Jeans (1877-1946), der også foreslog teorien om universets stabile tilstand. I dag er denne teori, der fastholder, at sagen oprettes kontinuerligt, blevet bortkastet til fordel for Big Bang-teorien.

Stjernes livscyklus

Som forklaret ovenfor dannes stjerner ved kondensationsprocessen af ​​en tåge lavet af gas og kosmisk støv.

Denne proces tager tid. Det anslås, at det sker mellem 10 og 15 millioner år, mens stjernen får sin endelige stabilitet. Når trykket fra den ekspansive gas og kraften i kompressionsgravitationsbalancen kommer stjernen ind i det, der kaldes hovedsekvensen.

I henhold til dens masse er stjernen kort placeret på en af ​​linjerne i Hertzsprung-Russell-diagrammet eller HR-diagrammet. Dette er en graf, der viser de forskellige linjer i stjernernes udvikling, som alle er dikteret af stjernens masse.

I denne graf rangeres stjerner i henhold til deres lysstyrke baseret på deres effektive temperatur, som vist nedenfor:

Figur 2. HR-diagram, uafhængigt oprettet af astronomer Ejnar Hertzsprung og Henry Russell omkring 1910. Kilde: Wikimedia Commons. AT.

Stellar evolution linjer

Hovedsekvensen er det nogenlunde diagonale område, der løber gennem midten af ​​diagrammet. Der kommer på et tidspunkt de nydannede stjerner ind efter deres masse.

De hotteste, lyseste og mest massive stjerner er øverst og til venstre, mens de fedeste og mindste stjerner er nederst til højre.

Masse er den parameter, der styrer den stellare udvikling, som det er blevet sagt flere gange. Faktisk bruger meget massive stjerner hurtigt deres brændstof, mens små, kølige stjerner, såsom røde dværge, styrer det langsommere.

Figur 3. Sammenligning af størrelser mellem planeter (1 og 2) og stjerner (3,4,5 og 6). Kilde: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

For et menneske er røde dværge praktisk talt evige, ingen kendte røde dværge er døde endnu.

Ved siden af ​​hovedsekvensen er stjernerne, der på grund af deres udvikling er flyttet til andre linjer. Således ovenfor er de gigantiske og supergiante stjerner og under de hvide dværge.

Spektraltyper

Hvad der kommer fra fjerne stjerner er deres lys, og fra dens analyse opnås en hel del information om stjernens natur. Nederst på HR-diagrammet er en række bogstaver, der angiver de mest almindelige spektraltyper:

OBAFGKM

Stjernerne med den højeste temperatur er O, og de koldeste er klasse M. Til gengæld er hver af disse kategorier opdelt i ti forskellige undertyper, der adskiller dem med et tal fra 0 til 9. F.eks. F5, en mellemstjerne mellem F0 og G0.

Morgan Keenans klassificering tilføjer stjernens lysstyrke til den spektrale type, med romertal fra I til V. På denne måde er vores sol en G2V-stjerne. Det skal bemærkes, at i betragtning af den store variation i stjerner, er der andre klassifikationer til dem.

Hver spektralklasse har en tilsyneladende farve i henhold til HR-diagrammet i figuren. Det er den omtrentlige farve, som en observatør uden instrumenter eller højst kikkert ville se en meget mørk og klar nat.

Her er en kort beskrivelse af dens egenskaber i henhold til de klassiske spektraltyper:

Type O

Det er blå stjerner med violette nuancer. De findes i det øverste venstre hjørne af HR-diagrammet, det vil sige, de er store og lyse samt høje overfladetemperaturer mellem 40.000 og 20.000 K.

Eksempler på denne type stjerne er Alnitak A fra bæltet i stjernebilledet Orion, synligt i de nordlige vinternætter, og Sigma-Orionis i samme konstellation.

Figur 4. De tre stjerner i Orions bælte. Fra venstre mod højre Alnitak, Alnilam og Mintaka. Derudover ved siden af ​​Alnitak, flamme- og hestehovede. Kilde: Wikimedia Commons.

Type B

De er lette at se med det blotte øje. Dens farve er hvidblå med overfladetemperaturer mellem 10.000 og 7000 K. Sirius A, en binær stjerne i stjernebilledet Canis Major er en type A-stjerne, ligesom Deneb, den lyseste stjerne i Svanen.

Type F

De ser hvide ud til gul, overfladetemperaturen er endnu lavere end den af ​​den forrige type: mellem 7000 og 6000 K. Polarstjernen Polaris fra stjernebilledet Ursa Minor hører til denne kategori, samt Canopus, den lyseste stjerne af stjernebilledet Carina, synlig langt syd for den nordlige halvkugle i løbet af den nordlige vinter.

Type G

De er gule, og deres temperaturer er mellem 6000 og 4800 K. Vores sol falder i denne kategori.

K type

I princippet er det ikke let at finde ud af den indre struktur i en stjerne, da de fleste af dem er meget fjerne objekter.

Takket være studiet af Solen, den nærmeste stjerne, ved vi, at de fleste stjerner består af gasformige lag med sfærisk symmetri, i midten der er en kerne, hvor fusion finder sted. Dette optager mere eller mindre 15% af stjernens samlede volumen.

Omkring kernen er der et lag som en mantel eller kuvert, og endelig er der atmosfæren i stjernen, hvis overflade betragtes som dens ydre grænse. Naturen af ​​disse lag ændrer sig med tiden og udviklingen efterfulgt af stjernen.

I nogle tilfælde, på et tidspunkt, hvor brint, dets vigtigste nukleare brændstof, løber tør, svulmer stjernen og udviser derefter sine yderste lag i rummet og danner det, der er kendt som en planetarisk tåge, i hvilken den nakne kerne er tilbage., i det følgende kendt som en hvid dværg.

Det er netop i stjernens kuvert, hvor transporten af ​​energi fra kernen til de ydre lag finder sted.

Figur 5. Solens lag, den mest studerede stjerne af alle. Kilde: Wikimedia Commons.

Typer af stjerner

I det afsnit, der er afsat til spektraltyper, er de stjerner, der i øjeblikket er kendt, nævnt meget generelt. Dette med hensyn til de karakteristika, der opdages gennem analysen af ​​dens lys.

Men i løbet af deres evolution rejser de fleste af stjernerne i hovedsekvensen og forlader den også, og de finder dem i andre grene. Kun røde dværgstjerner forbliver i hovedsekvensen hele deres liv.

Der er andre typer stjerner, der ofte nævnes, som vi kort beskriver:

Dværgstjerner

Det er et udtryk, der bruges til at beskrive meget forskellige typer stjerner, som på den anden side har deres lille størrelse til fælles. Nogle stjerner er dannet med meget lav masse, men andre, der er født med meget højere masse, bliver i stedet dværge i løbet af deres levetid.

Faktisk er dværgstjerner den mest rigelige slags stjerne i universet, så det er værd at dvæle lidt ved deres egenskaber:

Brune dværge

De er protostarer, hvis masse ikke var tilstrækkelig til at starte atomreaktoren, der fremdriver en stjerne til hovedsekvensen. De kan betragtes som halvvejs mellem en gasgigantplanet som Jupiter og en rød dværgstjerne.

Da de mangler en stabil energikilde, er de bestemt til at køle langsomt. Et eksempel på en brun dværg er Luhman 16 i stjernebilledet Vela. Men dette forhindrer ikke, at planeterne kredser omkring dem, da adskillige er blevet opdaget indtil videre.

Røde dværge

Figur 6. Sammenlignende størrelse mellem Solen, den røde dværg Gliese 229A, de brune dværge Teide 1 og Gliese 229 B og planeten Jupiter. Kilde: NASA via Wikimedia Commons.

Deres masse er lille, mindre end solens, men deres liv går i hovedsekvensen, fordi de omhyggeligt bruger deres brændstof. Af denne grund er de også koldere, men de er den mest udbredte type stjerne og også den længste af alle.

Hvide dværge

Det er resterne af en stjerne, der forlod hovedsekvensen, da brændstoffet i kernen løb ud, hævede, indtil det blev en rød gigant. Herefter kaster stjernen sine ydre lag, hvilket reducerer sin størrelse og efterlader kun kernen, som er den hvide dværg.

Den hvide dværgstadie er kun en fase i udviklingen af ​​alle stjerner, der hverken er røde dværge eller blå giganter. Sidstnævnte, der er så massiv, har en tendens til at afslutte deres liv i kolossale eksplosioner kaldet nova eller supernova.

Stjernen IK Pegasi er et eksempel på en hvid dværg, en skæbne, der måske venter vores sol mange millioner af år fra nu.

Blå dværge

De er hypotetiske stjerner, dvs. deres eksistens er endnu ikke blevet bevist. Men det antages, at røde dværge til sidst omdannes til blå dværge, når de løber tør for brændstof.

Sorte dværge

Det er gamle hvide dværge, der er helt afkølet og ikke længere udsender lys.

Gule og orange dværge

Stjerner med en masse, der kan sammenlignes med eller mindre end Solens, men større og større end røde dværge, kaldes nogle gange denne måde.

Neutron stjerner

Dette er den sidste fase i livet til en supergiant stjerne, når den allerede har brugt sit kernebrændstof og lider af en supernovaeksplosion. På grund af eksplosionen bliver kernen i den resterende stjerne utroligt kompakt, til det punkt, at elektroner og protoner smelter sammen til at blive neutroner.

En neutronstjerne er så, men så tæt, at den kan indeholde op til det dobbelte af solmassen i en sfære, der er ca. 10 km i diameter. Da dens radius er faldet så meget, kræver bevarelse af vinkelmoment en højere rotationshastighed.

På grund af deres størrelse opdages de ved den intense stråling, de udsender i form af en stråle, der roterer hurtigt ved siden af ​​stjernen og danner det, der kaldes en pulsar.

Eksempler på stjerner

Selvom stjerner har egenskaber til fælles, som med levende ting, er variationen enorm. Som det er set, er der kæmpe og supergigantiske stjerner, dværge, neutroner, variabler, af stor masse, af enorm størrelse, nærmere og fjernere:

-Den lyseste stjerne på nattehimlen er Sirius i stjernebilledet Canis Major.

Figur 7. Sirius i stjernebilledet Canis Major, ca. 8 lysår væk, er den lyseste stjerne på nattehimlen. Kilde: Pixabay.

-Próxima Centauri er den nærmeste stjerne til Solen.

-Be den lyseste stjerne betyder ikke at være den mest lysende, fordi afstanden tæller meget. Den mest kendte lysende stjerne er også den mest massive: R136a1, der hører til den store magellanske sky.

-Massen på R136a1 er 265 gange solens masse.

-Stjernen med den største masse er ikke altid den største. Den største stjerne til dato er UY Scuti i stjernebilledet Shield. Dens radius er ca. 1708 gange større end Solens radius (Solens radius er 6,96 x 108 meter).

- Den hidtil hurtigste stjerne havde været US 708, der bevæger sig ved 1200 km / s, men for nylig blev der opdaget en anden stjerne, der overgår den: S5-HVS1 fra stjernebilledet Crane, med en hastighed på 1700 km / s. Den skyldige antages at være det supermassive sorte hul Skytten A, i midten af ​​Mælkevejen.

Referencer

1. Carroll, B. En introduktion til moderne astrofysik. 2nd. Edition. Pearson.
2. Costa, C. En løbsk stjerne kastet ud af det galaktiske hjertes mørke. Gendannes fra: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Grundlæggende bemærkninger om astronomi Udgivet af University of Córdoba, Argentina.
4. Jaschek, C. 1983. Astrofysik, udgivet af OAS.
5. Martínez, D. Den stjerneudvikling. Vaeliada. Gendannet fra: Google Bøger.
6. Oster, L. 1984. Moderne astronomi. Redaktionel Reverté.
7. Spanish Society of Astronomy. 2009. 100 astronomikoncepter Edycom SL
8. UNAM. Højenergi-astronomi. Neutron stjerner. Gendannes fra: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Stjerneklassificering. Gendannet fra: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Stjerne. Gendannet fra: es.wikipedia.org.