Tähdet

Selitämme, mitkä tähdet, niiden ominaisuudet, miten ne muodostavat, elinkaari, rakenne ja esimerkit tähdet ovat

Pleiades, Härän tähdistössä, Pohjois -talven aikana näkyvissä, muodostavat noin 3000 tähteä 400: n valon päässä olevasta klusterista. Lähde: Wikimedia Commons.

Mitkä ovat tähdet?

Eräs tähti Se on tähtitieteellinen esine, joka koostuu kaasusta, pääasiassa vedystä ja heliumista, ja sitä ylläpidetään tasapainossa painovoiman ansiosta, joka pyrkii puristamaan sen ja kaasun painetta, joka laajentaa sitä. 

Tässä prosessissa tähti tuottaa valtavia määriä energiaa ytimestä, jossa on fuusioreaktori, joka syntetisoi Helio ja muut vedyn elementit.

Näissä fuusioreaktioissa taikina ei ole täysin säilynyt, mutta pienestä osasta tulee energiaa. Ja koska tähden massa on valtava, vaikka se olisi pienin, niin se on energian määrä sekunnissa.

Tähtiominaisuudet

Tähtien pääominaisuudet ovat:

-Massa: Hyvin muuttuva, kyvystä tulla pienestä murto -osan auringon massasta supermassiivisiin tähtiin, joukot ovat useita kertoja aurinkosähkailun kanssa.

-Lämpötila: Se on myös muuttuja määrä. Valokuvassa, joka on tähden kevyt pinta, lämpötila on alueella 50000-3000 K. Keskustassaan se saavuttaa miljoonia Kelviniä. 

-Väri: läheisesti liittyvät lämpötilaan ja massaan. Mitä kuumempi tähti, sitä sinisempi sen väri on ja päinvastoin, sitä kylmempi se on, sitä enemmän se pyrkii punaiseen. 

-Kirkkaus: Se riippuu tähden säteilystä, joka ei yleensä ole tasainen. Kuumimmat ja suurimmat tähdet ovat kirkkaimpia.

-Suuruus: Se on ilmeinen kirkkaus, joka heillä on, kun heidät nähdään maasta.

-Liike: Tähteillä on suhteellisia liikkeitä kentän suhteen, samoin kuin kiertoliike.

-Ikä: Tähdet voivat olla yhtä vanhoja kuin maailmankaikkeus -as 13.800 miljoonaa vuotta- ja jopa 1000 miljoonaa vuotta vanha.

Kuinka tähdet muodostuvat?

Aurinko, yksi miljoonista Lactea Roadin tähdet.

Tähdet muodostetaan valtavien kosmisen kaasun ja pölyn pilvien gravitaatiosta, joiden tiheys kokee jatkuvia vaihtelut. Näiden pilvien ensisijainen materiaali on molekyylinen vety ja helium, ja myös jäljet ​​kaikista tunnetuista elementeistä maan päällä.

Tämän valtavan määrän taikinan leviämistä avaruudessa on satunnainen hiukkasten liike. Mutta ajoittain tiheys kasvaa hiukan pisteessä, mikä tuottaa puristusta.

Kaasupaine pyrkii kumoamaan tämän puristuksen, mutta gravitaatiovoima, joka houkuttelee molekyylejä täyttämään, on hiukan korkeampi, koska hiukkaset ovat lähempänä ja torjuvat sitten tätä vaikutusta. 

Lisäksi painovoima on vastuussa massan lisäämisestä vielä enemmän. Ja kuten tämä tapahtuu, lämpötila nousee vähitellen. 

Kuvittele nyt tämä suuren määritelmän tiivistymisprosessi koko ajan kanssa. Painovoiman voima on säteittäinen ja siten muodostetulla aineen pilvellä on pallomainen symmetria. Sitä kutsutaan protoestrella.

Lisäksi tämä ainespilvi ei ole staattinen, mutta siirtyy nopeaan kiertoon, kun olennaiset sopimukset. 

Ajan myötä ydin muodostuu korkeassa lämpötilassa ja valtavassa paineessa, josta tulee tähden fuusioreaktori. Tätä varten tarvitaan kriittinen massa, mutta kun se tapahtuu, tähti saavuttaa tasapainon ja alkaa siten laittaa se jollain tavalla, sen aikuiselämä.

Tähtien massa ja myöhempi kehitys

Ytimessä voi tapahtua reaktiotyyppejä riippuu massasta, joka on alun perin riippuu massasta, ja sen kanssa tähden myöhempi kehitys. 

Alle 0 -massoille.08 -kertainen auringon massa - 2 x 10 30 kg suunnilleen - tähti ei muodostu, koska ydin ei käynnisty. Näin muodostuva esine jäähtyy vähitellen ja tiivistyminen pysähtyy, mikä johtaa a Ruskea kääpiö.

Se voi palvella sinua: tutkimusprotokollan 12 osaa

Toisaalta, jos protoestrella on liian massiivinen, se ei saavuta täsmäksi välttämätöntä tasapainoa, joten se romahtaa väkivaltaisesti.

Tähtien muodostumisteoria gravitaationaalisella romahduksella johtuu englantilaisesta tähtitieteilijästä ja kosmologista James Jeansista (1877-1946), jotka ehdottivat myös maailmankaikkeuden paikallaan olevan tilan teoriaa. Nykyään tämä teoria, joka väittää, että asia luodaan jatkuvasti, on hylätty Big Bang -teorian hyväksi.

Tähden elinkaari

Tähdet muodostuvat kosmisesta kaasusta ja pölystä valmistetun sumun tiivistymisprosessin ansiosta. 

Tämä prosessi vie aikaa. On arvioitu, että se tapahtuu 10–15 miljoonaa vuotta, kun taas tähti hankkii lopullisen vakauden. Kun laajan kaasun ja puristusvoiman paine on tasapainossa, tähti saapuu niin kutsuttuun Pääjärjestys.

Massansa mukaan tähti sijaitsee yhdessä Hertzsprung-Russell-kaavion tai lyhennetyn H-R-kaavion rivistä. Tämä on kaavio, joka näyttää tähden evoluution eri linjat, jotka kaikki sanelevat tähden massan.

Tässä kaaviossa tähdet sijaitsevat niiden kirkkauden mukaan niiden tehokkaasta lämpötilasta riippuen, kuten alla on esitetty:

Tähtitieteilijöiden luoma HR -kaavio Exnar Hertzsprung ja Henry Russell noin vuonna 1910. Lähde: Wikimedia Commons. Että [CC 4: llä.0 (https: // creativecommons.Org/lisenssit/by/4.0)].

Tähden evoluutioviivat

Päärekvenssi on alue, joka on suunnilleen diagonaali, joka kulkee kaavion keskustan läpi. Siellä on jossain vaiheessa äskettäin muodostetut tähdet tulevat heidän massan mukaan.

Kuumin, kirkkaat ja massiiviset tähdet ovat ylä- ja vasemmalla, kun taas kylmimmät ja pienet ovat oikealla alakulmalla alueella.

Massa on parametri, joka hallitsee tähden kehitystä, kuten on sanottu useita kertoja. Itse asiassa erittäin massiiviset tähdet kuluttavat polttoaineensa nopeasti, kun taas kylmät ja pienet tähdet, kuten punaiset kääpiöt, hallitsevat sitä suuremmalla parsimonilla. 

Planeettojen (1 ja 2) ja tähtien (3,4,5 ja 6) vertailu koon välillä. Lähde: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https: // Dave.Autonoma.CA/) [CC BY-SA 3.0 (https: // creativecommons.Org/lisenssit/by-SA/3.0)].

Ihmiselle punaiset kääpiöt ovat käytännössä iankaikkisia, mikään punainen kääpiö, joka tietää, on vielä kuollut.

Päärekvenssin vieressä ovat tähdet, jotka ovat evoluutionsa vuoksi siirtyneet muihin linjoihin. Tällä tavoin on jättiläisiä ja supergigenttejä tähtiä ja valkoisten kääpiöiden alapuolella. 

Spektrityypit

Se, mikä meille tulee kaukaisista tähdistä, on niiden valo ja sen analyysi saadaan paljon tietoa tähden luonteesta. H-R-kaavion alaosassa on sarja kirjaimia, jotka merkitsevät yleisimpiä spektrityyppejä: 

O b a f g k m

Korkeimmat lämpötilatähdet ovat O ja kylmimmät ovat luokan M. Jokainen näistä luokista puolestaan ​​on jaettu kymmeneen eri alatyyppiin, erottamalla ne numerolla 0 - 9. Esimerkiksi F5, väliaika F0: n ja G0: n välillä. 

Morgan Keenan -luokitus lisää spektrityyppiä tähden valoisuuden, roomalaisilla numeroilla I: sta V: stä V: lle. Tällä tavalla aurinko on G2V -tyyppinen tähti. On huomattava, että tähtien suuren vaihtelun vuoksi heille on muita luokituksia.

Jokaisessa spektriluokassa on ilmeinen väri, kaavion H-R mukaan. Se on likimääräinen väri, jonka tarkkailija näki ilman instrumentteja tai korkeintaan kiikareita, hyvin tummalla ja selkeällä yöllä. 

Alla on lyhyt kuvaus sen ominaisuuksista klassisten spektrityyppien mukaan:

Tyyppi O

Ne ovat sinisiä tähtiä, joilla on violetti sävy. Niitä löytyy H-R-kaavion vasemmasta yläosasta, ts. Ne ovat suuria ja kirkkautta sekä korkeita pintalämpötiloja, välillä 40.000 ja 20.000 K. 

Esimerkkejä tämän tyyppisistä tähtistä ovat Alnitak A, Orionin tähdistöhihnasta, näkyvissä pohjoisen talven ja Sigma-orionisissa samassa tähdistössä.

Voi palvella sinua: Onko maito homogeeninen tai heterogeeninen seos? Orion -vyön kolme tähteä. Vasemmalta oikealle Alnitak, Alnilam ja Mintaka. Lisäksi Alnitakin vieressä liekin ja hevosen pää. Lähde: Wikimedia Commons.

Tyyppi B 

Srio b. Lähde: Giuseppe Donatiello, CC0, Wikimedia Commons

Nämä ovat sinisiä tähtiä ja pintalämpötilat ovat välillä 20.000 ja 10.000 K. Tämän tyyppinen tähti, joka on helposti näkyvä paljain silmään, on jättiläinen Rigel, joka on osa Orion -tähdistöä tähtijärjestelmää.

A tyypin

Syyrian a. Lähde: NASA, ESA, H. Sidos (STSCI) ja m. Barstow (Leicesterin yliopisto), CC 3: lla.0, Wikimedia Commons

Ne on helppo nähdä paljaalla silmällä. Sen väri on valkoinen vaarattu, pintalämpötilat ovat välillä 10.000–7000 K. Sirio A, pääaineen tähdistöjen binaarinen tähti on tyypin A tähti, samoin kuin Deneb, kirkkain SLAN.

Tyyppi F 

Roskien levy tähtityyppisen tähden ympärillä. Lähde: ESO/Marino et ai., CC 4: llä.0, Wikimedia Commons

Ne näyttävät valkoisilta keltaisilta, pinnan lämpötila on jopa alempi kuin edellisen tyypin: välillä 7000 - 6000 K. Polaris Polaris -tähti, pienen OSA: n tähdistöstä kuuluu tähän luokkaan, samoin kuin Canopus, Carina -tähdistön kirkkain tähti, joka on näkyvissä hyvin pohjoisen pallonpuoliskon eteläpuolella, pohjoisen talven aikana.

Tyyppi G

Aurinko. Lähde: NASA

Ne ovat keltaisia ​​ja niiden lämpötilat ovat välillä 6000 - 4800 K. Auringomme tulee tähän luokkaan.

Tyyppi K 

Kaksinkertainen Albireo -tähti. Lähde: Hewholooks, CC BY-SA 3.0, Wikimedia Commons

Heidän esittämänsä väri on kelta -oranssi, johtuen alhaisimmasta lämpötila -alueestaan: 4800 - 3100 K (K0 -jättiläiset). Aldebar Härkällä, näkyvissä Swanin pohjoisen pallonpuoliskon talvella ja Albireo, ne ovat hyviä esimerkkejä k -tyyppisistä tähtiistä.

Tyyppi m 

Seuraava Centauri. Lähde: ESA/Hubble, CC 4: llä.0, Wikimedia Commons

Ne ovat kaikkien kylmimpiä tähtiä, esittäen punaisen tai oranssin punaisen värin. Pintalämpötila on välillä 3400 - 2000 K. Tässä luokassa punaiset kääpiöt saapuvat ja myös punaiset jättiläiset ja supergigantit, kuten seuraava Centauri (punainen kääpiö) ja betelgeuse (punainen jättiläinen) Orion -tähdistössä.

Tähtirakenne

Periaatteessa ei ole helppoa selvittää tähden sisäistä rakennetta, koska suurin osa niistä on hyvin kaukaisia ​​esineitä. 

Lähimmän tähden tutkimuksen ansiosta tiedämme, että useimmat tähdet koostuvat kaasumaisista kerroksista, joissa on pallomainen symmetria, jonka keskellä on a ydin missä sulautuminen suoritetaan. Tämä on noin 15 % tähden kokonaismäärästä.

Ytimen ympärillä on kerros vaippana tai kirjekuori Ja lopuksi on ilmapiiri tähtiä, jonka pintaa pidetään sen ulkorajana. Näiden kerrosten luonnetta muokataan ajan ja evoluution kanssa, jota seuraa tähti. 

Joissakin tapauksissa saapui pisteeseen, jossa vety, sen pääpolttoainetta tyhjennetään, tähti turpoaa ja asettaa sitten kerroksensa ulkopuolelle, joka tunnetaan valkoisena kääpiönä.

Se on juuri tähtikääreessä, jossa energiankuljetus suoritetaan ytimestä ulkokerroksiin. 

Auringon kerrokset, kaikkein tutkituin tähti. Lähde: Wikimedia Commons.

Tähtityypit

Spektrityypeille omistetussa osassa tähtityypit mainitaan tällä hetkellä. Tämä koskee valon analysoinnin avulla löydettyjä ominaisuuksia.

Mutta koko evoluutionsa ajan suurin osa tähdet liikkuvat päärvenssissä ja lähtee myös muissa oksissa. Vain punaiset kääpiötähdet pysyvät pääjärjestyksessä koko elämänsä.

Usein mainitaan muun tyyppisiä tähtiä, joita kuvaamme lyhyesti:

Voi palvella sinua: optisen mikroskoopin osat

Kääpiötähdet

Se on termi, jota käytetään kuvaamaan hyvin erityyppisiä tähtiä, joiden toisaalta on pieni koko yhteinen. Jotkut tähdet muodostuvat erittäin matalasta taikinasta, mutta toiset, jotka syntyivät paljon suuremmalla taikinalla, tulevat kääpiöiksi elämänsä aikana.

Itse asiassa kääpiötähdet ovat+ maailmankaikkeuden runsain tähtiluokka, joten on syytä pysäyttää hiukan niiden ominaisuuksista:

Ruskea kääpiö

Taiteellinen käsitys ruskeasta kääpiöstä-T: stä

Ne ovat protoestrelloja, joiden massa ei riitä aloittamaan ydinreaktorin, joka ajaa tähden päärekvenssiin. Voidaan katsoa, ​​että ne ovat puolivälissä Jupiterin kaltaisen jättiläisen kaasumaisen planeetan ja punaisen kääpiön tähden välillä.

Koska heiltä puuttuu vakaa energialähde, heidän kohtalonsa on jäähtyä hitaasti. Esimerkki ruskeasta kääpiöstä on Luhman 16 Velan tähdistössä. Mutta tämä ei estä planeettoja kiertämästä niitä, koska useita on toistaiseksi löydetty.

Punaiset kääpiöt

Vertaileva koko auringon, punaisen kääpiön Gliese 229a, ruskeat kääpiöt Teide 1 ja Gliese 229 B ja planeetta Jupiter. Lähde: NASA kautta Wikimedia Commons.

Sen massa on pieni, vähemmän kuin aurinko, mutta sen elämä tapahtuu päärvenssissä, koska he viettävät huolellisesti polttoaineensa. Siksi he ovat myös kylmempiä, mutta ne ovat tyyppisiä tähtiä, joka on runsaasti ja myös pisin.

Valkoiset kääpiöt

Blanca Ik Pegasi B (keskellä alla), sen spektriluokkakumppani IK Pegasi A: lle (vasen) ja aurinko (oikea). Lähde: Rjhall, Chris 論 (vektori), CC BY-SA 3.0, Wikimedia Commons

Tähtien jäännös hylkäsi päärekvenssin, kun sen ytimen polttoaine oli uupunut, turvotus, kunnes siitä tulee punainen jättiläinen. Tämän jälkeen tähti nauhoittaa uloimmista kerroksistaan, pienentäen sen kokoa ja jättäen vain ytimen, joka on valkoinen kääpiö. 

Valkoinen kääpiövaihe on vain vaihe kaikkien tähtien kehityksessä, jotka eivät ole punaisia ​​kääpiöitä tai sinisiä jättiläisiä. Jälkimmäinen, koska se on niin massiivinen, on taipumus lopettaa elämänsä kolossaalisissa räjähdyksissä, nimeltään Nova tai Supernova.

IK Pegasi -tähti on esimerkki valkoisesta kääpiöstä, määränpäästä, joka voi odottaa aurinkoa monien miljoonien vuosien sisällä.

Siniset kääpiöt

Sinisen kääpiön tähden virkistys. Lähde: Bapeookmo, CC BY-SA 4.0, Wikimedia Commons

Ne ovat hypoteettisia tähtiä, toisin sanoen heidän olemassaolonsa ei ole vielä todistettu. Mutta uskotaan, että punaiset kääpiöt muuttuvat lopulta sinisiksi kääpiöiksi, kun ne tyhjentävät polttoaineensa.

Mustaa kääpiötä

Mustan kääpiön tähden virkistys. Lähde: Bapeookmo, CC BY-SA 4.0, Wikimedia Commons

Ne ovat vanhoja valkoisia kääpiöitä, jotka ovat jäähtyneet kokonaan eivätkä enää säteile valoa.

Keltaiset kääpiöt ja appelsiinit

Aurinko, tyypillinen valkoinen kääpiötähtiesimerkki. Lähde: Geoff Elston, CC 4: llä.0, Wikimedia Commons

Joskus sitä kutsutaan yleensä massatähdet vertailukelpoiseksi tai alhaisemmaksi kuin aurinko, mutta suurempi koko ja lämpötila kuin punaiset kääpiöt.

Neutronitähdet

Tämä on viimeinen vaihe supergigisen tähden elämässä, kun hän oli jo käyttänyt ydinpolttoainetta ja kärsii supernovasta räjähdyksestä. Räjähdyksen takia jäljellä olevan tähden ydin on uskomattoman kompakti siihen pisteeseen, että elektronit ja protonit sulautuvat neutroniksi.

Neutronitähti on niin, niin tiheä, että se voi sisältää kaksinkertaisen aurinkosähkön halkaisijaltaan noin 10 km: n palloissa. Koska sen säde on vähentynyt niin paljon, kulman vauhdin säilyttäminen vaatii suurempaa pyörimisnopeutta.

Koonsa vuoksi heidät havaitsee voimakas säteily, jonka he lähettävät HAZ: n muodossa Lehdistö.

Esimerkkejä tähdistä

Vaikka tähtillä on yhteisiä ominaisuuksia, kuten elävien olentojen kohdalla, vaihtelu on valtava. Kuten nähtiin, siellä on jättiläisiä ja supergigenttejä tähtiä, kääpiöitä, neutroneja, muuttujia, suurta massaa, valtava koko, lähempänä ja kauempana:

-Yötaivaan kirkkain tähti on Syyrian, Canin pormestarin tähdistössä.

Sirio, pääaineen tähdistössä, noin 8 valovuoden päässä, on kirkkain tähti yötaivaalla

-Seuraava Centauri on lähin tähti auringolle.

-Kirkkain tähti ei tarkoita olla kirkkain, koska etäisyys laskee paljon. Tunnettu valoinen tähti on myös massiivisin: R136A1, joka kuuluu Magallanien suureen pilveen.

-R136A1: n massa on 265 -kertainen auringon massaan.

-Ei aina suurin massa tähti on suurin koko. Suurin tähti tähän mennessä on Uy Scuti kilven tähdistössä. Sen säde on noin 1708 kertaa suurempi kuin auringon säde (auringon säde on 6.96 x 10 8 metriä).

-Nopein tähti tähän mennessä oli ollut Yhdysvaltain 708, joka liikkuu nopeudella 1200 km/s, mutta viime aikoina toinen, joka voittaa, löydettiin: S5-HVS1 nosturin tähdistöstä, nopeudella 1700 km/s, nopeudella 1700 km/s, nopeudella 1700 km/s. Uskotaan, että vastuussa oleva henkilö on Jousimiehen supermassiivinen reikä, maitomaisen tavan keskellä.

Viitteet

1. Carroll, b. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. Toinen. Painos. Pearson. 
2. Costa, c. Galaktisen sydämen pimeydestä karkotettu pakolainen tähti. Toipunut: AAA.org.vai niin.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Astronomian perustiedot.Lähettänyt Córdoban yliopisto, Argentiina.
4. Jaschek, c. 1983. Astrofysiikka.Lähettänyt La Oas.
5. Martínez, D. Tähden kehitys. Vaeliada. Palautettu: Google Books.
6. Oster, l. 1984. Moderni tähtitiede. Toimitus palautti.
7. Espanjan tähtitieteen yhteiskunta. 2009. 100 tähtitieteen käsitettä.Edycom S.Lens.
8. Yksinäinen. Korkean energian tähtitiede. Neutronitähdet. Toipunut: Astroscu.Yksinäinen.MX.
9. Wikipedia. Tähtiluokitus. Palautettu: on.Wikipedia.org.
10. Wikipedia. Tähti. Palautettu: on.Wikipedia.org.