ZVEZDE: LASTNOSTI, KAKO SE OBLIKUJEJO, ŽIVLJENJSKI CIKEL, ZGRADBA - ZNANOST - 2026

Zvezda je astronomsko telo sestavljeno iz plina, predvsem vodika in helija in hranijo v ravnotežnih zahvaljujoč sili težnosti, ki se nagiba k stisniti in tlak plina, ki se širi.

V tem procesu zvezda proizvaja ogromne količine energije iz svojega jedra, v katerem je fuzijski reaktor, ki sintetizira helij in druge elemente iz vodika.

Slika 1. Plejade, v ozvezdju Bika, vidne med severno zimo, so v približno 400 svetlobnih letih gručje, približno 3000 zvezd. Vir: Wikimedia Commons.

Pri teh fuzijskih reakcijah se masa ne ohrani v celoti, vendar se majhen delež pretvori v energijo. In ker je masa zvezde ogromna, tudi ko je ena najmanjših, je tudi količina energije, ki jo oddaja na sekundo.

Značilnosti zvezd

Glavne značilnosti zvezde so:

- masa : zelo spremenljiva, od majhnega dela Sončeve mase do supermasivne zvezde z maso, večkratno od sončne mase.

- Temperatura : je tudi spremenljiva količina. V fotosferi, ki je svetleča površina zvezde, je temperatura v območju 50000-3000 K. Medtem ko v njenem središču doseže milijone Kelvinov.

- Barva : tesno povezana s temperaturo in maso. Vroča je zvezda, temnejša je barva in obratno, hladnejša je, bolj se nagiba k rdeči barvi.

- Svetilnost : odvisna je od moči, ki jo izžareva zvezda, ki običajno ni enakomerna. Najbolj sijoče so najbolj vroče in največje zvezde.

- Zmogljivost : to je navidezna svetlost, ki jo imajo z Zemlje.

- Gibanje : zvezde imajo relativno gibanje glede na svoje polje, pa tudi rotacijsko gibanje.

- Starost : zvezde so lahko stare toliko kot vesolje - približno 13,8 milijarde let - in stare toliko kot 1 milijarda let.

Kako se oblikujejo zvezde?

Sonce, ena od milijonov zvezd na Mlečni poti.

Zvezde nastajajo iz gravitacijskega kolapsa ogromnih oblakov kozmičnega plina in prahu, katerih gostota stalno niha. Primordialni material v teh oblakih sta molekularni vodik in helij, prav tako pa tudi sledi vseh znanih elementov na Zemlji.

Gibanje delcev, ki sestavljajo to ogromno maso, razporejene po vesolju, je naključno. Toda vsake toliko se gostota naenkrat nekoliko poveča, kar povzroči stiskanje.

Tlak plina te stiske razveljavi, vendar je gravitacijska sila, tista, ki molekule potegne skupaj, nekoliko višja, saj so delci bližje skupaj in tako temu učinku preprečujejo.

Poleg tega je gravitacija odgovorna za še večjo maso. In ko se to zgodi, temperatura narašča postopoma.

Zdaj si predstavljajte ta kondenzacijski postopek v velikem obsegu in z ves čas na voljo. Sila gravitacije je radialna in tako ustvarjen oblak snovi bo imel sferično simetrijo. Imenuje se protostar.

Poleg tega ta oblak snovi ni statičen, ampak se hitro vrti, ko se materialno krči.

Sčasoma se bo pri zelo visoki temperaturi in velikem tlaku oblikovalo jedro, ki bo postalo zvezdev fuzijski reaktor. Za to je potrebna kritična masa, toda ko se to zgodi, zvezda doseže ravnovesje in tako začne, tako rekoč, svoje življenje odraslih.

Masa in nadaljnja evolucija zvezd

Vrsta reakcij, ki se lahko pojavijo v jedru, bo odvisna od mase, ki jo ima na začetku, in z njo nadaljnje evolucije zvezde.

Pri masah, manjših od 0,08-kratne mase Sonca - 2 x 10 30 kg približno - zvezda ne bo nastala, saj se jedro ne bo vžgalo. Tako oblikovan predmet se bo postopoma ohladil in kondenzacija se bo upočasnila, kar bo povzročilo rjav škrat.

Po drugi strani pa, če je protostar preveč masiven, tudi ne bo dosegel potrebnega ravnotežja, da bi postal zvezda, zato se bo silovito zrušil.

Teorija nastanka zvezd z gravitacijskim zlomom je nastala zaradi angleškega astronoma in kozmologa Jamesa Jeansa (1877-1946), ki je predlagal tudi teorijo o stabilnem stanju vesolja. Danes je ta teorija, ki drži, da se zadeva ustvarja neprestano, zavržena v prid teoriji velikega poka.

Življenjski cikel zvezd

Kot je razloženo zgoraj, se zvezde tvorijo s kondenzacijskim meglicami iz plina in kozmičnega prahu.

Ta postopek zahteva čas. Ocenjujejo, da se to zgodi med 10 in 15 milijoni let, medtem ko zvezda pridobi svojo končno stabilnost. Ko pritisk ekspanzivnega plina in sila tlačnega gravitacijskega ravnovesja zvezda vstopi v glavno zaporedje.

Glede na svojo maso se zvezda nahaja na eni od črt na shemi Hertzsprung-Russell ali HR-diagramu. To je graf, ki prikazuje različne črte evolucije zvezd, ki jih vse narekuje masa zvezde.

V tem grafu so zvezde razvrščene glede na svetilnost glede na njihovo efektivno temperaturo, kot je prikazano spodaj:

Slika 2. HR-diagram, ki sta ga neodvisno ustvarila astronoma Ejnar Hertzsprung in Henry Russell okoli leta 1910. Vir: Wikimedia Commons. TO.

Zvezdne evolucijske črte

Glavno zaporedje je približno diagonalna regija, ki poteka skozi sredino diagrama. Tam v nekem trenutku vstopijo novo nastale zvezde, glede na njihovo maso.

Najbolj vroče, najsvetlejše in najbolj množične zvezde so na vrhu in na levi strani, najslajše in najmanjše zvezde pa spodaj desno.

Masa je parameter, ki ureja evolucijo zvezd, kot je bilo že večkrat rečeno. Dejansko zelo velike zvezde porabijo svoje gorivo hitro, medtem ko majhne, ​​hladne zvezde, kot so rdeči škratje, upravljajo počasneje.

Slika 3. Primerjava velikosti med planeti (1 in 2) in zvezdami (3,4,5 in 6). Vir: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Za človeka so rdeči palčki praktično večni, še niso znani rdeči palčki.

V glavnem zaporedju so zvezde, ki so se zaradi svoje evolucije premaknile na druge črte. Tako zgoraj so orjaške in nadgrajane zvezde, spodaj pa bele palice.

Spektralni tipi

Kar prihaja od nas oddaljenih zvezd, je njihova svetloba in iz njegove analize je pridobljenih veliko informacij o naravi zvezde. Na dnu diagrama HR je vrsta črk, ki označujejo najpogostejše spektralne vrste:

OBAFGKM

Zvezde z najvišjo temperaturo so O, najhladnejše pa so v razredu M. Vsaka od teh kategorij je razdeljena na deset različnih podtipov in jih loči s številom od 0 do 9. Na primer F5, vmesna zvezda med F0 in G0.

Klasifikacija Morgana Keenana doda svetilnost zvezde spektralnemu tipu z rimskimi številkami od I do V. Na ta način je naše Sonce zvezda tipa G2V. Treba je opozoriti, da glede na veliko spremenljivost zvezd obstajajo tudi druge klasifikacije zanje.

Vsak spektralni razred ima navidezno barvo, glede na HR diagram na sliki. To je približno barva, ki bi jo opazovalec brez inštrumentov ali kvečjemu daljnogleda videl v zelo temni in čisti noči.

Tu je kratek opis njegovih značilnosti glede na klasične spektralne tipe:

Tip O

So modre zvezde z vijoličnimi odtenki. Najdemo jih v zgornjem levem kotu diagrama HR, torej so velike in svetle ter visoke temperature na površini med 40.000 in 20.000 K.

Primeri te vrste zvezd so Alnitak A v pasu ozvezdja Orion, viden v noči severne zime, in Sigma-Orionis v istem ozvezdju.

Slika 4. Tri zvezde Orionovega pasu. Od leve proti desni Alnitak, Alnilam in Mintaka. Poleg Alnitka pa še meglice Plamena in Konjske glave. Vir: Wikimedia Commons.

Tip B

Enostavno jih je videti s prostim očesom. Njegova barva je belo-modra, s površinskimi temperaturami med 10.000 -7000 K. Sirius A, binarna zvezda v ozvezdju Canis Major je zvezda tipa A, kot je Deneb, najsvetlejša zvezda v labodu.

Tip F

Izgledajo belo, ki se nagibajo do rumene barve, temperatura na površini je celo nižja od prejšnje vrste: med 7000 in 6000 K. V to kategorijo spada polarna zvezda Polaris iz ozvezdja Manjša Urša in Canopus, najsvetlejša zvezda ozvezdja Carina, ki je med severno zimo vidno daleč na jugu severne poloble.

Tip G

Rumeni so, temperature pa so med 6000 in 4800 K. V to kategorijo spada tudi naše Sonce.

K tip

Načeloma ni enostavno ugotoviti notranje strukture zvezde, saj je večina njih zelo oddaljenih predmetov.

Zahvaljujoč študiju Sonca, najbližje zvezde, vemo, da je večina zvezd sestavljena iz plinastih plasti s sferično simetrijo, v središču katerih je jedro, kjer poteka fuzija. Ta zavzema več ali manj 15% celotne prostornine zvezde.

Okoli jedra je plast, kot je plašč ali ovojnica, in končno je atmosfera zvezde, katere površina velja za njeno zunanjo mejo. Narava teh plasti se spreminja s časom in razvojem, ki mu sledi zvezda.

V nekaterih primerih na mestu, kjer vodik, njegovo glavno jedrsko gorivo, zmanjka, zvezda nabrekne in nato izpušča svoje najbolj oddaljene plasti v vesolje, tvori tako imenovano planetarno meglico, v središču katere ostane golo jedro. , v nadaljevanju znan kot beli škrat.

Ravno v ovojnici zvezde, kjer poteka transport energije iz jedra do zunanjih plasti.

Slika 5. Plasti Sonca, najbolj preučena zvezda od vseh. Vir: Wikimedia Commons.

Vrste zvezd

V poglavju, posvečenem spektralnim vrstam, so zelo splošno omenjene vrste zvezd, ki so trenutno znane. To glede na lastnosti, odkrite z analizo njene svetlobe.

Toda skozi celotno evolucijo večina zvezd potuje po glavnem zaporedju in ga tudi zapusti, locira se v drugih vejah. Le rdeče pritlikave zvezde ostanejo v glavnem zaporedju celo življenje.

Pogosto se omenjajo druge vrste zvezd, ki jih na kratko opišemo:

Pritlikave zvezde

Gre za izraz, ki se uporablja za opisovanje zelo različnih vrst zvezd, ki imajo po drugi strani svojo majhnost skupnega. Nekatere zvezde se oblikujejo z zelo majhno maso, druge, ki so se rodile s precej večjo maso, pa so v času življenja postali palčki.

V resnici so pritlikave zvezde najbolj obilna vrsta zvezde v vesolju, zato se je vredno podrobneje pogovoriti o njihovih značilnostih:

Rjavi pritlikavci

Gre za protostarke, katerih masa ni bila dovolj za zagon jedrskega reaktorja, ki poganja zvezdo do glavnega zaporedja. Šteje se, da so na pol poti med plinovskim velikanskim planetom, kot sta Jupiter, in rdečo palčkovo zvezdo.

Ker jim primanjkuje stabilnega vira energije, se ujema, da se počasi ohlajajo. Primer rjavega pritlikavca je Luhman 16 v ozvezdju Vela. A to ne preprečuje, da bi jih planeti obkrožali, saj je bilo doslej odkritih več.

Rdeči palčki

Slika 6. Primerjalna velikost Sonca, rdečega pritlikavca Gliese 229A, rjanih palčkov Teide 1 in Gliese 229 B in planeta Jupiter. Vir: NASA prek Wikimedia Commons.

Njihova masa je majhna, manjša od Sončeve, vendar njihovo življenje poteka v glavnem zaporedju, ker skrbno trošijo svoje gorivo. Zaradi tega so tudi hladnejši, vendar so najpogostejša vrsta zvezd in tudi najdaljša od vseh.

Beli palčki

To je ostanek zvezde, ki je zapustila glavno zaporedje, ko je gorivo v njenem jedru zmanjkalo, oteklina, dokler ni postala rdeča orjaška. Po tem zvezda izgubi svoje zunanje plasti in tako zmanjša svojo velikost in ostane samo jedro, to je beli škrat.

Stadij belega pritlikavca je le ena faza v razvoju vseh zvezd, ki niso niti rdeči pritlikavci niti modri velikani. Slednji, ki so tako množični, ponavadi končajo življenje v kolosalnih eksplozijah, imenovanih nova ali supernova.

Zvezdnik IK Pegasi je primer belega pritlikavca, usoda, ki lahko od danes pričakuje naše Sonce že več milijonov let.

Modri ​​palčki

So hipotetične zvezde, torej njihov obstoj še ni dokazan. A verjame, da se rdeči palčki sčasoma spremenijo v modre pritlikavce, ko jim zmanjka goriva.

Črni palčki

So starodavni beli palčki, ki so se popolnoma ohladili in ne oddajajo več svetlobe.

Rumeni in oranžni palčki

Zvezde z maso, ki je primerljiva s Sončevo maso ali manj, vendar so po velikosti in temperaturi večje od rdečih palčkov, včasih imenujemo tako.

Nevtronske zvezde

To je zadnja faza v življenju superjaške zvezde, ko je že porabila svoje jedrsko gorivo in utrpela eksplozijo supernove. Zaradi eksplozije jedro preostale zvezde postane neverjetno kompaktno, tako da se elektroni in protoni zlivajo, da postanejo nevtroni.

Nevtronska zvezda je tako, vendar tako gosta, da lahko vsebuje do dvakrat večjo sončno maso v krogli s premerom približno 10 km. Ker se je njen polmer tako zmanjšal, ohranjanje kotnega momenta zahteva večjo hitrost vrtenja.

Zaradi svoje velikosti jih zaznamo po intenzivnem sevanju, ki ga oddajajo v obliki žarka, ki se hitro vrti zraven zvezde in tvori tisto, kar je znano kot pulsar.

Primeri zvezd

Čeprav imajo zvezde skupne značilnosti, kot pri živih stvareh, je spremenljivost ogromna. Kot je bilo ugotovljeno, obstajajo orjaške zvezde, superge, palčki, nevtroni, spremenljivke, velike mase, ogromne velikosti, bližje in bolj oddaljene:

-Najvetlejša zvezda na nočnem nebu je Sirius v ozvezdju Canis Major.

Slika 7. Sirius v ozvezdju Canis Major, ki je oddaljen približno 8 svetlobnih let, je najsvetlejša zvezda na nočnem nebu. Vir: Pixabay.

-Próxima Centauri je Sonca najbližja zvezda.

-Prepoznati najsvetlejšo zvezdo še ne pomeni biti najbolj svetleč, saj razdalja šteje veliko. Najbolj svetleča zvezda je znana tudi najbolj množična: R136a1, ki pripada Velikemu Magellanskemu oblaku.

-Masa R136a1 je 265-kratna od mase Sonca.

-Zvezda z največjo maso ni vedno največja. Največja zvezda do danes je UY Scuti v ozvezdju Ščit. Njegov polmer je približno 1708-krat večji od polmera Sonca (polmer Sonca je 6,96 x 108 metrov).

-Najhitrejša zvezda doslej je bila ZDA 708, ki se giblje s 1200 km / s, a pred kratkim so odkrili še eno zvezdo, ki jo presega: S5-HVS1 ozvezdja Žerjav, s hitrostjo 1700 km / s. Krivec naj bi bil supermasivna črna luknja Strelec A, v središču Mlečne poti.

Reference

1. Carroll, B. Uvod v sodobno astrofiziko. 2. Izdaja. Pearson.
2. Costa, C. Utečena zvezda se je vrgla iz teme galaktičnega srca. Pridobljeno: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Temeljne opombe o astronomiji. Izdala Univerza v Córdobi, Argentina.
4. Jaschek, C. 1983. Astrofizika, Založnik OAS.
5. Martínez, D. Zvezdna evolucija. Vaeliada. Pridobljeno iz: Google Knjige.
6. Oster, L. 1984. Moderna astronomija. Uredništvo Reverté.
7. Špansko društvo astronomije. 2009. 100 konceptov astronomije Edycom SL
8. UNAM. Visokoenergetska astronomija. Nevtronske zvezde. Pridobljeno: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedija. Klasifikacija zvezd. Pridobljeno: es.wikipedia.org.
10. Wikipedija. Zvezda. Pridobljeno: es.wikipedia.org.