ЗВЕЗДИ: ХАРАКТЕРИСТИКИ, КАК СЕ ФОРМИРАТ, ЖИЗНЕН ЦИКЪЛ, СТРУКТУРА - НАУКА - 2025

Една звезда е астрономически обект, съставен от газ, главно водород и хелий и поддържан в равновесие благодарение на силата на гравитацията, която е склонна да я компресира, и налягането на газа, което го разширява.

При този процес звездата произвежда огромни количества енергия от сърцевината си, в която има термоядрен реактор, който синтезира хелий и други елементи от водорода.

Фигура 1. Плеядите в съзвездието Телец, видими през северната зима, представляват струпване на около 3000 звезди на 400 светлинни години. Източник: Wikimedia Commons.

При тези реакции на синтез масата не се запазва напълно, но малка част се превръща в енергия. И тъй като масата на една звезда е огромна, дори когато тя е една от най-малките, това е и количеството енергия, което отделя в секунда.

Характеристики на звездите

Основните характеристики на една звезда са:

- Маса: силно променлива, варираща от малка част от масата на Слънцето до свръхмасивни звезди, с маса няколко пъти по-голяма от слънчевата маса.

- Температура: тя също е променливо количество. Във фотосферата, която е светещата повърхност на звездата, температурата е в интервала от 50000-3000 К. Докато в центъра й достига милиони Келвин.

- Цвят: тясно свързан с температурата и масата. Колкото по-гореща е звездата, толкова по-сив е цветът й и обратно, колкото по-студено е, толкова повече се стреми към червено.

- Светимост: зависи от силата, излъчвана от звездата, която обикновено не е равномерна. Най-горещите и най-големите звезди са най-светещите.

- Величина: това е видимата яркост, която имат, когато се видят от Земята.

- Движение: звездите имат относителни движения по отношение на своето поле, както и въртеливо движение.

- Възраст: звездите могат да бъдат толкова стари, колкото Вселената - около 13,8 милиарда години - и толкова малки, колкото 1 милиард години.

Как се образуват звезди?

Слънцето, една от милионите звезди в Млечния път.

Звездите се образуват от гравитационния срив на огромни облаци от космически газ и прах, чиято плътност постоянно се колебае. Първичният материал в тези облаци е молекулен водород и хелий, а също така и следи от всички известни елементи на Земята.

Движението на частиците, съставляващи това огромно количество маса, разпределена в пространството, е случайно. Но от време на време плътността се увеличава леко в един момент, което води до компресия.

Налягането на газа обикновено отменя това компресиране, но гравитационната сила, тази, която дърпа молекулите заедно, е малко по-висока, защото частиците са по-близо една до друга и по този начин противодейства на този ефект.

Освен това гравитацията е отговорна за увеличаването на масата още повече. И тъй като това се случва, температурата се повишава постепенно.

Сега си представете този процес на кондензация в голям мащаб и с цялото налично време. Силата на гравитацията е радиална и така образуваният облак от материя ще има сферична симетрия. Нарича се протостар.

В допълнение, този облак от материя не е статичен, но се върти бързо, докато материалните се свиват.

С течение на времето ще се образува ядро ​​при много висока температура и огромно налягане, което ще се превърне в термоядрения реактор на звездата. За това е необходима критична маса, но когато това се случи, звездата достига равновесие и по този начин започва, така да се каже, живота на възрастните.

Масата и последващата еволюция на звездите

Видът на реакциите, които могат да възникнат в ядрото, ще зависи от масата, която първоначално има, а с него и последващата еволюция на звездата.

За маси, по-малки от 0,08 пъти по-големи от масата на Слънцето - 2 х 10 30 кг приблизително - звездата няма да се образува, тъй като ядрото няма да се запали. Така образуваният обект постепенно ще изстине и кондензацията ще се забави, което ще доведе до кафяво джудже.

От друга страна, ако протостарът е твърде масивен, той също няма да постигне необходимия баланс, за да се превърне в звезда, така че ще се срине бурно.

Теорията за образуването на звезди чрез гравитационен срив се дължи на английския астроном и космолог Джеймс Джинс (1877-1946), който също предложи теорията за стабилното състояние на Вселената. Днес тази теория, която поддържа тази материя се създава непрекъснато, се отхвърля в полза на теорията за Големия взрив.

Жизненият цикъл на звездите

Както беше обяснено по-горе, звездите се образуват чрез процеса на кондензация на мъглявината, направена от газ и космически прах.

Този процес отнема време. Счита се, че това се случва между 10 и 15 милиона години, докато звездата придобива окончателната си стабилност. След като налягането на експанзивния газ и силата на балансиращия гравитационен баланс, звездата влиза в това, което се нарича основна последователност.

Според своята маса звездата е разположена на една от линиите на диаграмата Hertzsprung-Russell или HR диаграмата за кратко. Това е графика, която показва различните линии на звездна еволюция, всички те са продиктувани от масата на звездата.

В тази графика звездите се подреждат според светимостта им въз основа на ефективната им температура, както е показано по-долу:

Фигура 2. HR схема, независимо създадена от астрономите Ejnar Hertzsprung и Henry Russell около 1910 г. Източник: Wikimedia Commons. ЧЕ.

Звездни еволюционни линии

Основната последователност е приблизително диагоналната област, която протича през центъра на диаграмата. Там в един момент влизат новообразуваните звезди според тяхната маса.

Най-горещите, най-ярките и най-масивните звезди са горе и вляво, докато най-готините и най-малките звезди са в долната дясна част.

Масата е параметърът, който управлява звездната еволюция, както беше казано няколко пъти. Всъщност много масивните звезди изразходват бързо горивото си, докато малките, готини звезди, като червените джуджета, го управляват по-бавно.

Фигура 3. Сравнение на размерите между планети (1 и 2) и звезди (3,4,5 и 6). Източник: Wikimedia Commons. Дейв Джарвис (https://dave.autonoma.ca/).

За човешко същество червените джуджета са практически вечни, все още не са известни червени джуджета.

В съседство с основната последователност са звездите, които поради своята еволюция са се преместили в други линии. Така отгоре са гигантските и свръхестествени звезди, а под белите джуджета.

Спектрални типове

Това, което идва при нас от далечни звезди, е тяхната светлина и от нейния анализ се получава много информация за природата на звездата. В долната част на HR диаграмата е серия от букви, обозначаващи най-често срещаните спектрални типове:

OBAFGKM

Звездите с най-висока температура са О, а най-студените са клас М. От своя страна всяка от тези категории е разделена на десет различни подтипа, разграничавайки ги с число от 0 до 9. Например F5, междинна звезда между F0 и G0.

Класификацията на Морган Кийън добавя светимостта на звездата към спектралния тип, с римски цифри от I до V. По този начин нашето Слънце е звезда от тип G2V. Трябва да се отбележи, че предвид голямата променливост на звездите, има и други класификации за тях.

Всеки спектрален клас има видим цвят, според HR диаграмата на фигурата. Това е приблизителният цвят, който наблюдател без инструменти или най-много бинокъл би видял в много тъмна и ясна нощ.

Ето кратко описание на неговите характеристики според класическите спектрални типове:

Тип О

Те са сини звезди с виолетови оттенъци. Те се намират в горния ляв ъгъл на HR схемата, тоест те са големи и светли, както и високи повърхностни температури, между 40 000 и 20 000 К.

Примери за този тип звезда са Alnitak A от пояса на съзвездието Орион, видим през северните зимни нощи, и Sigma-Orionis в същото съзвездие.

Фигура 4. Трите звезди от пояса на Орион. Отляво надясно Алнитак, Анилам и Минтака. В допълнение, до Алнитак, мъглявините Пламък и Конски глави. Източник: Wikimedia Commons.

Тип Б

Те се виждат лесно с просто око. Цветът му е бяло-син, с повърхностни температури между 10 000 -7000 К. Сириус А, двоична звезда в съзвездието Канис Майор е звезда тип А, както и Денеб, най-ярката звезда в Лебеда.

Тип F

Те изглеждат бели, с тенденция към жълто, повърхностната температура е дори по-ниска от предишния тип: между 7000 и 6000 К. Полярната звезда Поларис, от съзвездието Малка Урса принадлежи към тази категория, както и Канопус, най-ярката звезда от съзвездието Карина, видимо далеч на юг от северното полукълбо, през северната зима.

Тип G

Те са жълти, а температурите им са между 6000 и 4800 К. Нашето Слънце попада в тази категория.

K тип

По принцип не е лесно да разберете вътрешната структура на звезда, тъй като повечето от тях са много отдалечени обекти.

Благодарение на изследването на Слънцето, най-близката звезда, знаем, че повечето звезди са съставени от газообразни слоеве със сферична симетрия, в центъра на които има ядро, където се извършва сливането. Това заема повече или по-малко 15% от общия обем на звездата.

Около ядрото има слой като мантия или обвивка и накрая има атмосферата на звездата, чиято повърхност се счита за нейната външна граница. Природата на тези слоеве се променя с времето и еволюцията, последвана от звездата.

В някои случаи, в момент, когато водородът, неговото основно ядрено гориво, изтича, звездата набъбва и след това изхвърля най-външните си слоеве в пространството, образувайки това, което е известно като планетна мъглявина, в центъра на която остава голото ядро., наричана по-долу бяло джудже.

Именно в обвивката на звездата се осъществява транспортирането на енергия от ядрото до външните слоеве.

Фигура 5. Слоевете на Слънцето, най-проучваната звезда от всички. Източник: Wikimedia Commons.

Видове звезди

В раздела, посветен на спектралните типове, типовете звезди, които са известни в момента, са споменати много общо. Това по отношение на характеристиките, открити чрез анализа на неговата светлина.

Но през цялата си еволюция повечето от звездите пътуват по основната последователност и също я напускат, намирайки се в други клонове. Само звездите от червено джудже остават в основната последователност през целия си живот.

Има и други видове звезди, които често се споменават, които накратко описваме:

Звезди джудже

Това е термин, използван за описание на много различни видове звезди, които от друга страна имат своя малък размер. Някои звезди се формират с много ниска маса, но други, които са родени с много по-голяма маса, вместо това стават джуджета през живота си.

Всъщност звездите джуджета са най-разпространеният вид звезда във Вселената, така че си струва да се спрем малко на техните характеристики:

Кафяви джуджета

Те са протостари, чиято маса не беше достатъчна за стартиране на ядрения реактор, който задвижва звезда към основната последователност. Те могат да се считат на половината път между газова гигантска планета като Юпитер и червена звезда-джудже.

Тъй като им липсва стабилен източник на енергия, те са предназначени да се охлаждат бавно. Пример за кафяво джудже е Луман 16 в съзвездието Вела. Но това не пречи на планетите да ги обикалят в орбита, тъй като досега са открити няколко.

Червени джуджета

Фигура 6. Сравнителен размер между Слънцето, червеното джудже Gliese 229A, кафявите джуджета Teide 1 и Gliese 229 B и планетата Юпитер. Източник: НАСА чрез Wikimedia Commons.

Масата им е малка, по-малка от тази на Слънцето, но животът им преминава в основната последователност, защото внимателно харчат горивото си. Поради тази причина те също са по-студени, но те са най-изобилният тип звезда, а също и най-дългата от всички.

Бели джуджета

Това е остатъкът на звезда, която остави основната последователност, когато горивото в сърцевината му изтича, набъбвайки, докато не се превърне в червен гигант. След това звездата хвърля външните си слоеве, намалявайки размерите си и оставяйки само сърцевината, която е бялото джудже.

Етапът на бялото джудже е само една фаза в еволюцията на всички звезди, които не са нито червени джуджета, нито сини гиганти. Последните, тъй като са толкова масови, са склонни да сложат край на живота си в колосални експлозии, наречени нова или свръхнова.

Звездата IK Pegasi е пример за бяло джудже, съдба, която може да очаква нашето Слънце много милиони години от сега.

Сини джуджета

Те са хипотетични звезди, тоест съществуването им все още не е доказано. Но се смята, че червените джуджета в крайна сметка се трансформират в сини джуджета, когато им свърши гориво.

Черни джуджета

Те са древни бели джуджета, които напълно са се охладили и вече не излъчват светлина.

Жълти и оранжеви джуджета

Звезди с маса, сравнима или по-малка от тази на Слънцето, но по-големи по размер и температура от червените джуджета, понякога се наричат ​​по този начин.

Нейтронни звезди

Това е последният етап от живота на свръхгигантска звезда, когато тя вече е използвала ядреното си гориво и е получила експлозия на свръхнова. Поради експлозията, ядрото на остатъчната звезда става невероятно компактно, до степен, когато електроните и протоните се сливат, за да станат неутрони.

Неутронната звезда е толкова, но толкова плътна, че може да съдържа до два пъти повече от слънчевата маса в сфера с диаметър около 10 км. Тъй като радиусът му е намалял толкова много, запазването на ъгловия импулс изисква по-висока скорост на въртене.

Поради размерите си те се откриват от интензивното излъчване, което излъчват под формата на лъч, който се върти бързо до звездата, образувайки това, което е известно като пулсар.

Примери за звезди

Въпреки че звездите имат общи характеристики, както при живите същества, променливостта е огромна. Както беше видяно, има гигантски и свръхестествени звезди, джуджета, неутрони, променливи, с голяма маса, с огромни размери, по-близки и по-далечни:

-Най-ярката звезда на нощното небе е Сириус, в съзвездието Канис Майор.

Фигура 7. Сириус в съзвездието Канис Майор на около 8 светлинни години е най-ярката звезда на нощното небе. Източник: Pixabay

-Próxima Centauri е най-близката звезда до Слънцето.

-Заявяването на най-ярката звезда не означава да бъдете най-светещите, защото разстоянието отчита много. Най-светещата звезда, известна е и най-масивната: R136a1, принадлежаща към Големия Магеланов облак.

-Масата на R136a1 е 265 пъти по-голяма от масата на Слънцето.

-Звездата с най-голяма маса не винаги е най-голямата. Най-голямата звезда към днешна дата е UY Scuti в съзвездието Щит. Радиусът му е около 1708 пъти по-голям от радиуса на Слънцето (радиусът на Слънцето е 6,96 х 108 метра).

-Най-бързата звезда досега беше САЩ 708, която се движи със 1200 км / с, но наскоро бе открита още една звезда, която я надминава: S5-HVS1 на съзвездието Кран, със скорост 1700 км / с. За виновник се смята, че е супермасивната черна дупка Стрелец А, в центъра на Млечния път.

Препратки

1. Карол, Б. Въведение в съвременната астрофизика. 2-ри. Edition. Пиърсън.
2. Коста, В. Бягаща звезда, изхвърлена от тъмнината на галактическото сърце. Възстановено от: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Основни бележки по астрономия. Публикувано от Университета в Кордова, Аржентина.
4. Jaschek, C. 1983. Астрофизика. Публикувано от OAS.
5. Мартинес, Д. Звездната еволюция. Vaeliada. Възстановени от: Google Книги.
6. Остер, Л. 1984. Модерна астрономия. Редакционно реверте.
7. Испанско общество по астрономия. 2009. 100 концепции за астрономия. Edycom SL
8. Пумас. Високо енергийна астрономия. Нейтронни звезди. Възстановено от: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Класификация на звездите. Възстановено от: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Star. Възстановено от: es.wikipedia.org.