A stea Este un obiect astronomic compus din gaz, în principal hidrogen și heliu, și menținut în echilibru datorită forței gravitaționale, care tinde să-l comprimă, și a presiunii gazului, care îl extinde..
În acest proces, o stea produce cantități imense de energie din miezul său, în care există un reactor de fuziune care sintetizează heliu și alte elemente din hidrogen..
În aceste reacții de fuziune, masa nu este complet conservată, dar o mică porțiune este transformată în energie. Și întrucât masa unei stele este enormă, chiar și atunci când este una dintre cele mai mici, la fel este și cantitatea de energie pe care o degajă pe secundă.
Indice articol
Principalele caracteristici ale unei stele sunt:
-Masa: foarte variabil, putând fi de la o mică fracțiune din masa Soarelui la stele supermasive, cu mase de câteva ori mai mari decât masa solară.
-Temperatura: este, de asemenea, o cantitate variabilă. În fotosferă, care este suprafața luminoasă a stelei, temperatura este în intervalul 50000-3000 K. În timp ce în centrul său atinge milioane de Kelvin.
-Culoare: strâns legat de temperatură și masă. Cu cât o stea este mai fierbinte, cu atât culoarea este mai albastră și invers, cu cât este mai rece, cu atât tinde mai mult spre roșu..
-Luminozitate: depinde de puterea radiată de stea, care de obicei nu este uniformă. Cele mai fierbinți și mai mari stele sunt cele mai strălucitoare.
-Magnitudine: este strălucirea aparentă pe care o au atunci când sunt văzute de pe Pământ.
-Circulaţie: stelele au mișcări relative față de câmpul lor, precum și mișcarea de rotație.
-VârstăStelele pot fi la fel de vechi ca universul - aproximativ 13,8 miliarde de ani - și la vârsta de 1 miliard de ani.
Stelele se formează din prăbușirea gravitațională a norilor uriași de gaz cosmic și praf, a căror densitate fluctuează constant. Materialul primordial din acești nori este hidrogen molecular și heliu, precum și urme ale tuturor elementelor cunoscute de pe Pământ..
Mișcarea particulelor care alcătuiesc această cantitate imensă de masă împrăștiată în spațiu este aleatorie. Dar din când în când densitatea crește ușor la un moment dat, provocând o compresie.
Presiunea gazului tinde să anuleze această compresie, dar forța gravitațională, cea care atrage moleculele împreună, este puțin mai mare, deoarece particulele sunt mai apropiate între ele și apoi contracarează acest efect.
În plus, gravitația este responsabilă pentru creșterea masei și mai mult. Și pe măsură ce se întâmplă acest lucru, temperatura crește treptat.
Acum imaginați-vă acest proces de condensare la scară largă și cu tot timpul disponibil. Forța gravitațională este radială și norul de materie astfel format va avea o simetrie sferică. Se numeste protostar.
În plus, acest nor de materie nu este static, ci se rotește rapid pe măsură ce materialul se contractă..
În timp, un miez se va forma la o temperatură foarte mare și la o presiune enormă, care va deveni reactorul de fuziune al stelei. Pentru aceasta este nevoie de o masă critică, dar atunci când se întâmplă, steaua ajunge la echilibru și astfel începe, ca să spunem așa, viața sa de adult..
Tipul de reacții care pot apărea în nucleu va depinde de masa pe care o are inițial și, odată cu aceasta, de evoluția ulterioară a stelei..
Pentru mase mai mici de 0,08 ori masa Soarelui - aproximativ 2 x 10 30 kg - steaua nu se va forma, deoarece nucleul nu se va aprinde. Obiectul astfel format se va răci treptat și condensul va încetini, rezultând o pitic maro.
Pe de altă parte, dacă protostelul este prea masiv, acesta nu va atinge echilibrul necesar pentru a deveni o stea, deci se va prăbuși violent.
Teoria formării stelelor prin prăbușirea gravitațională se datorează astronomului și cosmologului englez James Jeans (1877-1946), care a propus și teoria stării de echilibru a universului. Astăzi, această teorie, care susține că materia este creată în mod continuu, a fost abandonată în favoarea teoriei Big Bang..
După cum s-a explicat mai sus, stelele se formează prin procesul de condensare a unei nebuloase formate din gaz cosmic și praf..
Acest proces necesită timp. Se estimează că se întâmplă între 10 și 15 milioane de ani, în timp ce steaua își dobândește stabilitatea finală. Odată ce presiunea gazului expansiv și forța gravitației compresive sunt echilibrate, steaua intră în ceea ce se numește secvența principală.
Conform masei sale, steaua este situată pe una dintre liniile diagramei Hertzsprung-Russell sau pe scurt diagrama H-R. Acesta este un grafic care prezintă diferitele linii ale evoluției stelare, toate dictate de masa stelei.
În acest grafic, stelele sunt clasificate în funcție de luminozitatea lor în funcție de temperatura efectivă, așa cum se arată mai jos:
Secvența principală este regiunea aproximativ diagonală care trece prin centrul diagramei. Acolo, la un moment dat, intră stelele nou formate, în funcție de masa lor.
Cele mai fierbinți, mai strălucitori și mai masivi stele sunt în partea de sus și în stânga, în timp ce cele mai reci și mai mici stele sunt în partea dreaptă jos..
Masa este parametrul care guvernează evoluția stelară, așa cum s-a spus de mai multe ori. Într-adevăr, stelele foarte masive își consumă rapid combustibilul, în timp ce stelele mici și reci, cum ar fi piticii roșii, îl gestionează mai încet..
Pentru o ființă umană, piticii roșii sunt practic veșnici, niciun pitic roșu cunoscut nu a murit încă.
Adiacente secvenței principale sunt stelele care, datorită evoluției lor, s-au mutat pe alte linii. În acest fel, deasupra sunt stelele uriașe și supergigante, iar dedesubt piticele albe..
Ceea ce ne vine de la stelele îndepărtate este lumina lor, iar din analiza sa obținem o mulțime de informații despre natura stelei. În partea de jos a diagramei H-R este o serie de litere care denotă cele mai frecvente tipuri spectrale:
O B A F G K M
Stelele cu cea mai mare temperatură sunt O și cele mai reci sunt clasa M. La rândul lor, fiecare dintre aceste categorii este împărțită în zece subtipuri diferite, diferențându-le printr-un număr de la 0 la 9. De exemplu, F5, o stea intermediară între F0 și G0.
Clasificarea lui Morgan Keenan adaugă luminozitatea stelei la tipul spectral, cu cifre romane de la I la V. În acest fel, Soarele nostru este o stea de tip G2V. Trebuie remarcat faptul că, având în vedere marea variabilitate a stelelor, există și alte clasificări pentru acestea.
Fiecare clasă spectrală are o culoare aparentă, conform diagramei H-R din figură. Este culoarea aproximativă pe care un observator ar vedea-o fără instrumente sau cel mult binoclu, într-o noapte foarte întunecată și senină.
Iată o scurtă descriere a caracteristicilor sale în funcție de tipurile spectrale clasice:
Sunt stele albastre cu nuanțe violete. Se găsesc în colțul din stânga sus al diagramei H-R, adică sunt mari și luminoase, precum și temperaturi ridicate ale suprafeței, între 40.000 și 20.000 K.
Exemple de acest tip de stea sunt Alnitak A, din centura constelației Orion, vizibilă în nopțile de iarnă din nord, și Sigma-Orionis în aceeași constelație..
Sunt stele albastre cu temperaturi de la suprafață cuprinse între 20.000 și 10.000 K. O stea de acest tip care este ușor vizibilă cu ochiul liber este gigantul Rigel, care face parte dintr-un sistem stelar din constelația Orion..
Sunt ușor de văzut cu ochiul liber. Culoarea sa este alb-albastru, cu temperaturi de suprafață cuprinse între 10.000 și 7.000 K. Sirius A, o stea binară din constelația Canis Major, este o stea de tip A, la fel ca și Deneb, cea mai strălucitoare stea din Swan..
Ele par albe în tendințe de galben, temperatura suprafeței este chiar mai mică decât cele de tipul anterior: între 7000 și 6000 K. Steaua polară Polaris, din constelația Ursa Mică, aparține acestei categorii, precum și Canopus, cea mai strălucitoare stea din constelația Carina, vizibilă în sudul emisferei nordice, în timpul iernii nordice.
Sunt galbene și temperaturile lor sunt cuprinse între 6000 și 4800 K. Soarele nostru se încadrează în această categorie..
Culoarea lor este galben-portocalie, datorită intervalului de temperatură mai scăzut: 4800 - 3100 K (gigant K0). Aldebaran în Taur, vizibil în timpul iernii emisferei nordice, și Albireo de Cisne, sunt exemple bune de stele de tip K..
Sunt cele mai reci stele dintre toate, prezentând o colorație roșie sau portocaliu-roșie. Temperatura suprafeței este cuprinsă între 3400 și 2000 K. Piticele roșii, precum și giganții roșii și super-giganții se încadrează în această categorie, cum ar fi Proxima centauri (pitic roșu) și Betelgeuse (gigantul roșu) din constelația Orion..
În principiu, nu este ușor să aflăm structura internă a unei stele, deoarece majoritatea sunt obiecte foarte îndepărtate..
Datorită studiului Soarelui, cea mai apropiată stea, știm că majoritatea stelelor sunt formate din straturi gazoase cu simetrie sferică, în centrul cărora există o nucleu unde are loc fuziunea. Aceasta ocupă mai mult sau mai puțin 15% din volumul total al stelei.
Înconjurând nucleul există un strat ca o manta sau plic și în cele din urmă există atmosfera a stelei, a cărei suprafață este considerată limita sa exterioară. Natura acestor straturi se schimbă cu timpul și evoluția urmată de stea.
În unele cazuri, într-un punct în care hidrogenul, principalul său combustibil nuclear, se scurge, steaua se umflă și apoi își expulză straturile cele mai exterioare în spațiu, formând ceea ce este cunoscut sub numele de nebuloasă planetară, în centrul căreia rămâne nucleul gol. cunoscut în continuare ca un pitic alb.
Tocmai în învelișul stelei, are loc transportul energiei de la miez la straturile exterioare.
În secțiunea dedicată tipurilor spectrale, tipurile de stele care sunt cunoscute în prezent au fost menționate foarte general. Aceasta în ceea ce privește caracteristicile descoperite prin analiza luminii sale.
Dar pe tot parcursul evoluției lor, majoritatea stelelor se deplasează pe secvența principală și o părăsesc, localizându-se în alte ramuri. Numai stelele pitice roșii rămân în secvența principală întreaga lor viață.
Există alte tipuri de stele care sunt menționate frecvent, pe care le descriem pe scurt:
Este un termen folosit pentru a descrie tipuri foarte diferite de stele, care, pe de altă parte, au mărimea lor mică în comun. Unele stele se formează cu o masă foarte mică, dar altele care s-au născut cu o masă mult mai mare, devin pitici în timpul vieții lor..
De fapt, stelele pitice sunt cel mai abundent tip de stea din univers, așa că merită să ne gândim puțin la caracteristicile lor:
Sunt protostele a căror masă nu a fost suficientă pentru a porni reactorul nuclear care propulsează o stea în secvența principală. Acestea pot fi considerate a fi la jumătatea distanței dintre o planetă gigantică de gaz precum Jupiter și o stea pitică roșie..
Deoarece le lipsește o sursă de energie stabilă, acestea sunt destinate să se răcească încet. Un exemplu de pitic maro este Luhman 16 din constelația Vela. Dar acest lucru nu împiedică planetele să le orbiteze, deoarece până acum au fost descoperite mai multe.
Masa lor este mică, mai mică decât cea a Soarelui, dar viața lor trece în secvența principală, deoarece își cheltuiește cu atenție combustibilul. Din acest motiv, sunt și mai reci, dar sunt cel mai abundent tip de stea și, de asemenea, cel mai lung dintre toate.
Este rămășița unei stele care a părăsit secvența principală când combustibilul din miezul său s-a epuizat, umflându-se până a devenit un gigant roșu. După aceasta, steaua își varsă straturile exterioare, reducându-și dimensiunea și lăsând doar miezul, care este pitica albă..
Stadiul pitic alb este doar o fază în evoluția tuturor stelelor care nu sunt nici pitici roșii, nici giganți albaștri. Acestea din urmă, fiind atât de masive, tind să-și termine viața în explozii colosale numite nova sau supernova.
Steaua IK Pegasi este un exemplu de pitic alb, o soartă care ar putea să ne aștepte Soarele cu multe milioane de ani de acum încolo..
Sunt stele ipotetice, adică existența lor nu a fost încă dovedită. Dar se crede că piticii roșii se transformă în cele din urmă în pitici albastri atunci când rămân fără combustibil..
Sunt vechi pitici albi care s-au răcit complet și nu mai emit lumină..
Acesta este uneori numele dat stelelor cu o masă comparabilă sau mai mică decât cea a Soarelui, dar mai mare ca dimensiune și temperatură decât piticii roșii..
Aceasta este ultima etapă din viața unei stele supergigante, când și-a consumat deja combustibilul nuclear și suferă o explozie de supernovă. Datorită exploziei, miezul stelei rămase devine incredibil de compact, până la punctul în care electronii și protonii se fuzionează pentru a deveni neutroni..
O stea de neutroni este atât de densă, încât poate conține până la dublul masei solare într-o sferă de aproximativ 10 km în diametru. Deoarece raza sa a scăzut atât de mult, conservarea impulsului unghiular necesită o viteză de rotație mai mare.
Datorită dimensiunii lor, acestea sunt detectate de radiația intensă pe care o emit sub forma unui fascicul care se rotește rapid lângă stea, formând ceea ce este cunoscut sub numele de presa.
Deși stelele au caracteristici comune, ca și în cazul ființelor vii, variabilitatea este enormă. După cum sa văzut, există stele uriașe și supergigante, pitici, neutroni, variabile, de masă mare, de dimensiuni enorme, mai apropiate și mai îndepărtate:
-Cea mai strălucitoare stea din cerul nopții este Sirius, în constelația Canis Major.
-Proxima Centauri este cea mai apropiată stea de Soare.
-A fi cea mai strălucitoare stea nu înseamnă a fi cea mai strălucitoare, deoarece distanța contează foarte mult. Cea mai luminoasă stea cunoscută este, de asemenea, cea mai masivă: R136a1 aparținând Marelui Nor Magellanic.
-Masa lui R136a1 este de 265 ori mai mare decât masa Soarelui.
-Steaua cu cea mai mare masă nu este întotdeauna cea mai mare. Cea mai mare stea până în prezent este UY Scuti din constelația Shield. Raza sa este de aproximativ 1708 de ori mai mare decât raza Soarelui (raza Soarelui este de 6,96 x 10 8 metri).
-Cea mai rapidă stea de până acum fusese US 708, care se mișcă la 1200 km / s, dar recent a fost descoperită o altă stea care o depășește: S5-HVS1 a constelației Crane, cu o viteză de 1700 km / s. Se crede că vinovatul este gaura neagră supermasivă Sagetatorul A, în centrul Căii Lactee..
Nimeni nu a comentat acest articol încă.