GWIAZDY: CHARAKTERYSTYKA, SPOSÓB POWSTAWANIA, CYKL ŻYCIA, STRUKTURA - NAUKA - 2026

Gwiazda jest astronomiczna obiekt składa się z gazów, głównie wodoru i helu, i przechowywane w stanie równowagi dzięki sile grawitacji, która ma tendencję do jej kompresji, a ciśnienie gazu, który rozszerza się.

W tym procesie gwiazda produkuje ogromne ilości energii ze swojego jądra, w którym znajduje się reaktor termojądrowy syntetyzujący hel i inne pierwiastki z wodoru.

Ryc. 1. Plejady w konstelacji Byka, widoczne podczas północnej zimy, stanowią gromadę około 3000 gwiazd oddaloną o 400 lat świetlnych. Źródło: Wikimedia Commons.

W tych reakcjach fuzji masa nie jest w pełni konserwowana, ale niewielka część jest przekształcana w energię. A ponieważ masa gwiazdy jest ogromna, nawet jeśli jest jedną z najmniejszych, tak samo jest z ilością energii, jaką oddaje w ciągu sekundy.

Charakterystyka gwiazd

Główne cechy gwiazdy to:

- Masa : bardzo zmienna, od małego ułamka masy Słońca do supermasywnych gwiazd, których masy są kilkakrotnie większe od masy Słońca.

- Temperatura : jest to również wielkość zmienna. W fotosferze, która jest świetlistą powierzchnią gwiazdy, temperatura mieści się w przedziale 50000-3000 K. W jej centrum dochodzi do milionów kelwinów.

- Barwa : ściśle związana z temperaturą i masą. Im gorętsza jest gwiazda, tym bardziej niebieski ma kolor i odwrotnie, im jest zimniejsza, tym bardziej skłania się ku czerwieni.

- Jasność : zależy od mocy wypromieniowanej przez gwiazdę, która zwykle nie jest jednolita. Najgorętsze i największe gwiazdy są najbardziej świecące.

- Wielkość : jest to pozorna jasność, którą mają, gdy widzą z Ziemi.

- Ruch : gwiazdy poruszają się względnie w odniesieniu do ich pola, jak również w ruchu obrotowym.

- Wiek : gwiazdy mogą mieć tyle lat, co Wszechświat - około 13,8 miliarda lat - i mogą mieć nawet 1 miliard lat.

Jak powstają gwiazdy?

Słońce, jedna z milionów gwiazd Drogi Mlecznej.

Gwiazdy powstają w wyniku grawitacyjnego zapadania się ogromnych chmur kosmicznego gazu i pyłu, których gęstość nieustannie się zmienia. Pierwotnym materiałem tych chmur jest wodór cząsteczkowy i hel, a także ślady wszystkich znanych pierwiastków na Ziemi.

Ruch cząstek składających się na tę ogromną masę rozłożoną w przestrzeni jest przypadkowy. Ale od czasu do czasu gęstość nieznacznie wzrasta w jednym punkcie, powodując kompresję.

Ciśnienie gazu ma tendencję do cofania tego sprężania, ale siła grawitacji, która przyciąga cząsteczki do siebie, jest nieco wyższa, ponieważ cząsteczki są bliżej siebie, a zatem przeciwdziała temu efektowi.

Co więcej, grawitacja jest odpowiedzialna za jeszcze większe zwiększenie masy. A gdy to się dzieje, temperatura stopniowo rośnie.

Teraz wyobraź sobie ten proces kondensacji na dużą skalę i przy dostępnym czasie. Siła grawitacji jest promieniowa i tak utworzona chmura materii będzie miała sferyczną symetrię. Nazywa się protogwiazdą.

Ponadto ta chmura materii nie jest statyczna, ale szybko się obraca, gdy materiał się kurczy.

Z biegiem czasu rdzeń utworzy się w bardzo wysokiej temperaturze i ogromnym ciśnieniu, który stanie się reaktorem termojądrowym gwiazdy. Potrzebna jest do tego masa krytyczna, ale kiedy to nastąpi, gwiazda osiąga równowagę i rozpoczyna, że ​​tak powiem, swoje dorosłe życie.

Masa i późniejsza ewolucja gwiazd

Rodzaj reakcji, które mogą wystąpić w jądrze, będzie zależał od masy, jaką ma początkowo, a wraz z nią późniejszej ewolucji gwiazdy.

Dla mas mniejszych niż 0,08 masy Słońca - około 2 x 10 30 kg - gwiazda nie uformuje się, ponieważ jądro nie zapali się. Powstały w ten sposób obiekt będzie stopniowo ochładzał się, a kondensacja ulegnie spowolnieniu, powodując powstanie brązowego karła.

Z drugiej strony, jeśli protogwiazda jest zbyt masywna, nie osiągnie również niezbędnej równowagi, aby stać się gwiazdą, więc gwałtownie się zapadnie.

Teoria powstawania gwiazd przez zapadanie grawitacyjne pochodzi od angielskiego astronoma i kosmologa Jamesa Jeansa (1877-1946), który również zaproponował teorię stanu ustalonego Wszechświata. Dziś ta teoria, która głosi, że materia jest tworzona w sposób ciągły, została odrzucona na rzecz teorii Wielkiego Wybuchu.

Cykl życia gwiazd

Jak wyjaśniono powyżej, gwiazdy powstają w procesie kondensacji mgławicy złożonej z gazu i pyłu kosmicznego.

Ten proces wymaga czasu. Szacuje się, że dzieje się to między 10 a 15 milionami lat, podczas gdy gwiazda uzyskuje ostateczną stabilność. Gdy ciśnienie gazu ekspansywnego i siła równowagi kompresyjnej grawitacji, gwiazda wkracza w tak zwany ciąg główny.

Zgodnie ze swoją masą gwiazda znajduje się na jednej z linii wykresu Hertzsprunga-Russella lub w skrócie HR. To jest wykres pokazujący różne linie ewolucji gwiazd, wszystkie podyktowane masą gwiazdy.

Na tym wykresie gwiazdy są uszeregowane zgodnie z ich jasnością na podstawie ich efektywnej temperatury, jak pokazano poniżej:

Rysunek 2. Diagram HR, stworzony niezależnie przez astronomów Ejnara Hertzsprunga i Henry Russella około 1910 roku. Źródło: Wikimedia Commons. TO.

Linie ewolucji gwiazd

Sekwencja główna to mniej więcej ukośny region biegnący przez środek diagramu. Tam w pewnym momencie wchodzą nowo utworzone gwiazdy, zgodnie z ich masą.

Najgorętsze, najjaśniejsze i najbardziej masywne gwiazdy znajdują się u góry i po lewej stronie, podczas gdy najfajniejsze i najmniejsze gwiazdy znajdują się w prawym dolnym rogu.

Masa jest parametrem, który rządzi ewolucją gwiazd, jak zostało to kilkakrotnie powiedziane. Rzeczywiście, bardzo masywne gwiazdy szybko zużywają swoje paliwo, podczas gdy małe, chłodne gwiazdy, takie jak czerwone karły, zarządzają nim wolniej.

Rysunek 3. Porównanie rozmiarów planet (1 i 2) i gwiazd (3,4,5 i 6). Źródło: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Dla człowieka czerwone karły są praktycznie wieczne, żadne znane czerwone karły nie umarły.

Do ciągu głównego przylegają gwiazdy, które w wyniku ewolucji przeniosły się na inne linie. Tak więc powyżej są gigantyczne i nadolbrzymy, a poniżej białe karły.

Typy widmowe

To, co dociera do nas z odległych gwiazd, to ich światło, a z jego analizy uzyskujemy wiele informacji o naturze gwiazdy. U dołu wykresu HR znajduje się seria liter oznaczających najpopularniejsze typy widmowe:

OBAFGKM

Gwiazdy o najwyższej temperaturze to O, a najzimniejsze to klasa M. Z kolei każda z tych kategorii jest podzielona na dziesięć różnych podtypów, różnicując je liczbą od 0 do 9. Na przykład F5, gwiazda pośrednia między F0 a G0.

Klasyfikacja Morgana Keenana dodaje jasność gwiazdy do typu widmowego, z cyframi rzymskimi od I do V. W ten sposób nasze Słońce jest gwiazdą typu G2V. Należy zauważyć, że biorąc pod uwagę dużą zmienność gwiazd, istnieją dla nich inne klasyfikacje.

Każda klasa widmowa ma pozorny kolor, zgodnie z wykresem HR na rysunku. Jest to przybliżony kolor, który obserwator bez instrumentów lub co najwyżej lornetki zobaczyłby w bardzo ciemną i pogodną noc.

Oto krótki opis jego charakterystyk zgodnie z klasycznymi typami widmowymi:

Wpisz O

Są to niebieskie gwiazdy z fioletowymi refleksami. Znajdują się one w lewym górnym rogu wykresu HR, to znaczy są duże i jasne, a także mają wysokie temperatury powierzchniowe między 40 000 a 20 000 K.

Przykładami tego typu gwiazd są Alnitak A w pasie konstelacji Oriona, widoczne podczas nocy północnej zimy oraz Sigma-Orionis w tej samej konstelacji.

Rysunek 4. Trzy gwiazdy Pasa Oriona. Od lewej do prawej Alnitak, Alnilam i Mintaka. Ponadto obok Alnitaka mgławice Płomień i Koński Łeb. Źródło: Wikimedia Commons.

Typ B.

Łatwo je zobaczyć gołym okiem. Jej kolor jest biało-niebieski, a temperatura powierzchni wynosi od 10 000 do 7 000 K. Syriusz A, gwiazda podwójna w konstelacji Wielkiego Psa, jest gwiazdą typu A, podobnie jak Deneb, najjaśniejsza gwiazda Łabędzia.

Wpisz F.

Wyglądają na białe przechodzące w żółte, temperatura powierzchni jest jeszcze niższa niż w poprzednim typie: między 7000 a 6000 K. Do tej kategorii należy gwiazda polarna Polaris z konstelacji Ursa Minor, a także Canopus, najjaśniejsza gwiazda konstelacji Carina, widocznej daleko na południe od półkuli północnej podczas północnej zimy.

Wpisz G.

Są żółte, a ich temperatura wynosi od 6000 do 4800 K. Nasze Słońce należy do tej kategorii.

Typ K.

Zasadniczo nie jest łatwo ustalić wewnętrzną strukturę gwiazdy, ponieważ większość z nich to bardzo odległe obiekty.

Dzięki badaniu Słońca, najbliższej gwiazdy, wiemy, że większość gwiazd składa się z powłok gazowych o symetrii sferycznej, w środku których znajduje się jądro, w którym zachodzi fuzja. Zajmuje to mniej więcej 15% całkowitej objętości gwiazdy.

Wokół jądra znajduje się warstwa jako płaszcz lub powłoka, a na końcu jest atmosfera gwiazdy, której powierzchnia jest uważana za jej zewnętrzną granicę. Charakter tych warstw zmienia się wraz z upływem czasu i ewolucją, po której następuje gwiazda.

W niektórych przypadkach, w miejscu, w którym wyczerpuje się wodór, główne paliwo jądrowe, gwiazda pęcznieje, a następnie wyrzuca swoje najbardziej zewnętrzne warstwy w przestrzeń, tworząc tak zwaną mgławicę planetarną, w środku której pozostaje nagie jądro. , zwany dalej białym karłem.

To właśnie w otoczce gwiazdy odbywa się transport energii z jądra do warstw zewnętrznych.

Rysunek 5. Warstwy Słońca, najlepiej zbadanej gwiazdy ze wszystkich. Źródło: Wikimedia Commons.

Rodzaje gwiazd

W części poświęconej typom widmowym bardzo ogólnie wymieniono rodzaje gwiazd, które są obecnie znane. To pod względem cech odkrytych poprzez analizę jego światła.

Ale w trakcie swojej ewolucji większość gwiazd podróżuje w ciągu głównym, a także opuszcza go, lokalizując się w innych gałęziach. Jedynie czerwone karły pozostają w głównej sekwencji przez całe życie.

Istnieją inne typy gwiazd, o których często się wspomina, które pokrótce opisujemy:

Gwiazdy karłowate

Jest to termin używany do opisania bardzo różnych typów gwiazd, które z drugiej strony mają wspólny mały rozmiar. Niektóre gwiazdy powstają z bardzo małą masą, ale inne, które narodziły się z dużo większą masą, zamiast tego stają się karłami za życia.

W rzeczywistości gwiazdy karłowate są najliczniejszym rodzajem gwiazd we wszechświecie, dlatego warto trochę się zastanowić nad ich charakterystyką:

Brązowe karły

Są to protogwiazdy, których masa nie wystarczyła do uruchomienia reaktora jądrowego, który napędza gwiazdę do głównego ciągu. Można je uważać za będące w połowie drogi między gazowym gigantem, takim jak Jowisz, a czerwonym karłem.

Ponieważ brakuje im stabilnego źródła energii, są przeznaczone do powolnego chłodzenia. Przykładem brązowego karła jest Luhman 16 w konstelacji Vela. Ale to nie przeszkadza planetom w okrążaniu ich, ponieważ do tej pory odkryto kilka.

Czerwone karły

Rysunek 6. Porównanie wielkości Słońca, czerwonego karła Gliese 229A, brązowych karłów Teide 1 i Gliese 229 B oraz planety Jowisz. Źródło: NASA za pośrednictwem Wikimedia Commons.

Ich masa jest niewielka, mniejsza niż masa Słońca, ale ich życie upływa w głównej sekwencji, ponieważ ostrożnie zużywają swoje paliwo. Z tego powodu są również zimniejsze, ale są najliczniejszym typem gwiazd, a także najdłuższym ze wszystkich.

Białe karły

Jest to pozostałość gwiazdy, która opuściła główną sekwencję, gdy skończyło się paliwo w jej jądrze, pęczniejąc, aż stała się czerwonym olbrzymem. Następnie gwiazda zrzuca swoje zewnętrzne warstwy, zmniejszając swój rozmiar i pozostawiając tylko rdzeń, którym jest biały karzeł.

Faza białego karła to tylko jedna faza ewolucji wszystkich gwiazd, które nie są ani czerwonymi karłami, ani niebieskimi gigantami. Te ostatnie, będąc tak masywne, kończą swoje życie w kolosalnych eksplozjach zwanych nową lub supernową.

Gwiazda IK Pegasi jest przykładem białego karła, losu, który może czekać nasze Słońce za wiele milionów lat.

Niebieskie karły

Są to hipotetyczne gwiazdy, to znaczy ich istnienie nie zostało jeszcze udowodnione. Uważa się jednak, że czerwone karły ostatecznie przekształcają się w niebieskie karły, gdy zabraknie im paliwa.

Czarne karły

To starożytne białe karły, które całkowicie ostygły i nie emitują już światła.

Żółte i pomarańczowe karły

Gwiazdy o masie porównywalnej lub mniejszej od masy Słońca, ale większej wielkości i temperatury niż czerwone karły, są czasami nazywane w ten sposób.

Gwiazdy neutronowe

To ostatni etap życia gwiazdy nadolbrzyma, kiedy już zużyła swoje paliwo jądrowe i doznaje wybuchu supernowej. W wyniku eksplozji rdzeń pozostałej gwiazdy staje się niewiarygodnie zwarty, do tego stopnia, że ​​elektrony i protony łączą się w neutrony.

Gwiazda neutronowa jest taka, ale tak gęsta, że ​​w kuli o średnicy około 10 km może zawierać nawet dwukrotnie większą masę Słońca. Ponieważ jego promień zmniejszył się tak bardzo, zachowanie momentu pędu wymaga większej prędkości obrotowej.

Ze względu na swój rozmiar są wykrywane przez intensywne promieniowanie, które emitują w postaci wiązki, która szybko obraca się obok gwiazdy, tworząc tak zwany pulsar.

Przykłady gwiazd

Chociaż gwiazdy mają wspólne cechy, jak w przypadku istot żywych, zmienność jest ogromna. Jak widzieliśmy, istnieją gigantyczne i nadolbrzymy, karły, neutrony, zmienne o dużej masie, olbrzymich rozmiarach, bliższe i bardziej odległe:

-Najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie jest Syriusz w konstelacji Wielkiego Psa.

Rysunek 7. Syriusz w konstelacji Wielkiego Psa, oddalonego o około 8 lat świetlnych, jest najjaśniejszą gwiazdą na nocnym niebie. Źródło: Pixabay.

-Próxima Centauri to najbliższa Słońcu gwiazda.

-Bycie najjaśniejszą gwiazdą nie oznacza bycia najjaśniejszą, ponieważ odległość ma duże znaczenie. Najbardziej świecąca znana gwiazda jest również najbardziej masywna: R136a1 należąca do Wielkiego Obłoku Magellana.

-Masa R136a1 jest 265 razy większa od masy Słońca.

-Gwiazda o największej masie nie zawsze jest największa. Największą jak dotąd gwiazdą jest UY Scuti w gwiazdozbiorze Tarczy. Jego promień jest około 1708 razy większy niż promień Słońca (promień Słońca wynosi 6,96 x 108 metrów).

- Najszybszą jak dotąd gwiazdą była US 708, która porusza się z prędkością 1200 km / s, ale niedawno odkryto inną gwiazdę, która ją przewyższa: S5-HVS1 konstelacji Żurawia, z prędkością 1700 km / s. Uważa się, że winowajcą jest supermasywna czarna dziura Strzelec A, znajdująca się w centrum Drogi Mlecznej.

Bibliografia

1. Carroll, B. Wprowadzenie do współczesnej astrofizyki. 2nd. Wydanie. Osoba.
2. Costa, C. Uciekająca gwiazda wyrzucona z ciemności galaktycznego serca. Odzyskane z: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Basic Notes on Astronomy. Opublikowane przez University of Córdoba, Argentyna.
4. Jaschek, C. 1983. Astrophysics, opublikowane przez OAS.
5. Martínez, D. Gwiezdna ewolucja. Vaeliada. Odzyskane z: Google Books.
6. Oster, L. 1984. Współczesna astronomia. Od redakcji Reverté.
7. Hiszpańskie Towarzystwo Astronomiczne. 2009. 100 koncepcji astronomicznych Edycom SL
8. UNAM. Astronomia wysokich energii. Gwiazdy neutronowe. Odzyskany z: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Klasyfikacja gwiazd. Odzyskane z: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Gwiazda. Odzyskane z: es.wikipedia.org.