STJERNER: EGENSKAPER, HVORDAN DE DANNES, LIVSSYKLUS, STRUKTUR - VITENSKAP - 2026

En stjerne er et astronomisk objekt sammensatt av gass, hovedsakelig hydrogen og helium, og holdes i likevekt takket være tyngdekraften, som har en tendens til å komprimere den, og trykket til gassen, som utvider den.

I denne prosessen produserer en stjerne enorme mengder energi fra kjernen, der det er en fusjonsreaktor som syntetiserer helium og andre elementer fra hydrogen.

Figur 1. Pleiadene, i stjernebildet Tyren, synlig i løpet av den nordlige vinteren, utgjør en klynge på rundt 3000 stjerner 400 lysår unna. Kilde: Wikimedia Commons.

I disse fusjonsreaksjonene er ikke massen bevart helt, men en liten del blir konvertert til energi. Og siden massen til en stjerne er enorm, selv når den er en av de minste, så er mengden energi den gir av i sekundet.

Kjennetegn på stjernene

De viktigste kjennetegnene til en stjerne er:

- Masse : svært varierende, alt fra en liten brøkdel av solens masse til supermassive stjerner, med masser flere ganger solmassen.

- Temperatur : det er også en variabel mengde. I fotosfæren, som er stjernens lysende overflate, ligger temperaturen i området 50000-3000 K. Mens den i sentrum når millioner av Kelvin.

- Farge : nært knyttet til temperatur og masse. Jo varmere en stjerne er, jo blåere er fargen og omvendt, jo kaldere den er, jo mer har den en tendens til å bli rød.

- Lyshet : det avhenger av kraften som utstråles av stjernen, som vanligvis ikke er ensartet. De hotteste og største stjernene er de lysende.

- Størrelse : det er den tilsynelatende lysstyrken de har sett fra jorden.

- Bevegelse : stjernene har relative bevegelser med hensyn til deres felt, så vel som rotasjonsbevegelse.

- Alder : stjerner kan være like gamle som universet - omtrent 13,8 milliarder år - og så unge som 1 milliard år gamle.

Hvordan dannes stjerner?

Sola, en av millionene stjerner i Melkeveien.

Stjerner dannes fra gravitasjonskollaps av enorme skyer av kosmisk gass og støv, hvis tetthet stadig svinger. Det primære materialet i disse skyene er molekylært hydrogen og helium, og har også spor etter alle kjente elementer på jorden.

Bevegelsen av partiklene som utgjør denne enorme mengden masse spredt ut i rommet, er tilfeldig. Men nå og da øker tettheten litt på et tidspunkt, noe som forårsaker komprimering.

Trykket på gassen har en tendens til å angre denne kompresjonen, men tyngdekraften, den som drar molekylene sammen, er litt høyere, fordi partiklene er nærmere hverandre, og deretter motvirker denne effekten.

Videre er tyngdekraften ansvarlig for å øke massen enda mer. Og når dette skjer, øker temperaturen gradvis.

Forestill deg denne kondensasjonsprosessen i stor skala og med all tilgjengelig tid. Tyngdekraften er radial og skyen av materie som er dannet vil ha en sfærisk symmetri. Det kalles en protostar.

I tillegg er denne skyen av materie ikke statisk, men roterer raskt når materialet trekker seg sammen.

Over tid vil det danne en kjerne ved veldig høy temperatur og enormt trykk, som vil bli stjernens fusjonsreaktor. En kritisk masse er nødvendig for dette, men når det skjer, når stjernen likevekt og begynner så å si sitt voksne liv.

Massen og påfølgende evolusjon av stjerner

Hvilken type reaksjoner som kan oppstå i kjernen, vil avhenge av massen den opprinnelig har, og med den den påfølgende evolusjonen av stjernen.

For masser mindre enn 0,08 ganger solens masse - 2 x 10 30 kg tilnærmet - vil stjernen ikke danne seg, siden kjernen ikke vil antenne. Objektet som er dannet vil gradvis avkjøles og kondensasjonen vil avta, noe som gir opphav til en brun dverg.

På den annen side, hvis protostaren er for massiv, vil den heller ikke oppnå den nødvendige balansen for å bli en stjerne, så den vil kollapse voldsomt.

Teorien om stjernedannelse ved gravitasjonskollaps skyldes den engelske astronomen og kosmologen James Jeans (1877-1946), som også foreslo teorien om universets stabile tilstand. I dag har denne teorien, som holder på at materien opprettes kontinuerlig, blitt kastet til fordel for Big Bang-teorien.

Stjernes livssyklus

Som forklart ovenfor, dannes stjerner av kondensasjonsprosessen til en tåke laget av gass og kosmisk støv.

Denne prosessen tar tid. Det anslås at det skjer mellom 10 og 15 millioner år, mens stjernen oppnår sin endelige stabilitet. Når trykket fra den ekspansive gassen og kraften i trykkpresset tyngdekraft balanserer, kommer stjernen inn i det som kalles hovedsekvensen.

I følge massen ligger stjernen kort på en av linjene i Hertzsprung-Russell-diagrammet eller HR-diagrammet. Dette er en graf som viser de forskjellige linjene i stjernevolusjonen, alle diktert av massen til stjernen.

I denne grafen er stjerner rangert i henhold til deres lysstyrke basert på deres effektive temperatur, som vist nedenfor:

Figur 2. HR-diagram, uavhengig laget av astronomene Ejnar Hertzsprung og Henry Russell rundt 1910. Kilde: Wikimedia Commons. DET.

Stellar evolusjonslinjer

Hovedsekvensen er den omtrent diagonale regionen som går gjennom midten av diagrammet. Der kommer på et tidspunkt de nydannede stjernene inn, i henhold til deres masse.

De hotteste, lyseste og mest massive stjernene er øverst og til venstre, mens de kuleste og minste stjernene er nede til høyre.

Masse er parameteren som styrer den stjerneutviklingen, som det har blitt sagt flere ganger. Veldig massive stjerner bruker opp drivstoffet raskt, mens små, kule stjerner, som røde dverger, klarer det saktere.

Figur 3. Sammenligning av størrelser mellom planetene (1 og 2) og stjerner (3,4,5 og 6). Kilde: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

For et menneske er røde dverger praktisk talt evige, ingen kjente røde dverger har dødd ennå.

I tilknytning til hovedsekvensen er stjernene som på grunn av deres utvikling har flyttet til andre linjer. Dermed er de gigantiske og supergiante stjernene, og under de hvite dvergene.

Spektrale typer

Det som kommer til oss fra fjerne stjerner, er deres lys, og fra analysen innhentes mye informasjon om stjernens natur. Nederst i HR-diagrammet er en serie bokstaver som angir de vanligste spektraltypene:

OBAFGKM

Stjernene med den høyeste temperaturen er O og de kaldeste er klasse M. I sin tur er hver av disse kategoriene delt inn i ti forskjellige undertyper, og skiller dem med et tall fra 0 til 9. For eksempel, F5, en mellomstjerne mellom F0 og G0.

Morgan Keenans klassifisering tilfører lysstyrken til stjernen til den spektrale typen, med romertall fra I til V. På denne måten er vår sol en stjerne av G2V-type. Det skal bemerkes at gitt den store variasjonen av stjerner, er det andre klassifiseringer for dem.

Hver spektralklasse har en tilsynelatende farge, i henhold til HR-diagrammet på figuren. Det er den omtrentlige fargen en observatør uten instrumenter eller på det meste kikkert ville se en veldig mørk og klar natt.

Her er en kort beskrivelse av dens egenskaper i henhold til de klassiske spektraltypene:

Type O

De er blå stjerner med fiolette fargetoner. De finnes i øverste venstre hjørne av HR-diagrammet, det vil si at de er store og lyse, samt høye overflatetemperaturer, mellom 40.000 og 20.000 K.

Eksempler på denne typen stjerner er Alnitak A, fra beltet til stjernebildet Orion, synlig i løpet av de nordlige vinternattene, og Sigma-Orionis i samme konstellasjon.

Figur 4. De tre stjernene i Orions belte. Fra venstre mot høyre Alnitak, Alnilam og Mintaka. I tillegg ved siden av Alnitak, flamme- og hestehode-tålene. Kilde: Wikimedia Commons.

Type B

De er enkle å se med det blotte øye. Fargen er hvitblå, med overflatetemperaturer mellom 10.000-7000 K. Sirius A, en binærstjerne i stjernebildet Canis Major er en type A-stjerne, som Deneb, den lyseste stjernen i Svanen.

Type F

De ser hvite ut til å være gule, overflatetemperaturen er enda lavere enn den av den forrige typen: mellom 7000 og 6000 K. Polarstjernen Polaris, fra stjernebildet Ursa Minor tilhører denne kategorien, samt Canopus, den lyseste stjernen av stjernebildet Carina, synlig langt sør for den nordlige halvkule, i løpet av den nordlige vinteren.

Type G

De er gule og temperaturene er mellom 6000 og 4800 K. Vår sol faller i denne kategorien.

K type

I prinsippet er det ikke lett å finne ut den indre strukturen til en stjerne, siden de fleste av dem er veldig fjerne objekter.

Takket være studien av Solen, den nærmeste stjernen, vet vi at de fleste stjerner består av gassformige lag med sfærisk symmetri, i sentrum der det er en kjerne der fusjon finner sted. Dette opptar mer eller mindre 15% av det totale volumet til stjernen.

Rundt kjernen er det et lag som en mantel eller konvolutt, og til slutt er det atmosfæren til stjernen, hvis overflate regnes som sin ytre grense. Naturen til disse lagene endres med tiden og evolusjonen fulgt av stjernen.

I noen tilfeller, på et punkt der hydrogen, det viktigste kjernefysiske drivstoffet, renner ut, svulmer stjernen ut og skyver deretter de ytterste lagene ut i verdensrommet, og danner det som er kjent som en planetarisk tåke, i midten av hvilken den nakne kjernen forblir. , i det følgende kjent som en hvit dverg.

Det er nettopp i konvolutten til stjernen, der transporten av energi fra kjernen til de ytre lagene skjer.

Figur 5. Solens lag, den mest studerte stjernen av alle. Kilde: Wikimedia Commons.

Typer av stjerner

I det avsnittet som er viet til spektraltyper, er de stjernetypene som for tiden er kjent nevnt veldig generelt. Dette med tanke på egenskapene som er oppdaget gjennom analysen av lyset.

Men gjennom hele deres evolusjon reiser de fleste av stjernene på hovedsekvensen og forlater den også, og befinner seg i andre grener. Bare røde dvergstjerner er igjen i hovedsekvensen hele livet.

Det er andre typer stjerner som ofte nevnes, som vi kort beskriver:

Dvergstjerner

Det er et begrep som brukes for å beskrive veldig forskjellige typer stjerner, som på sin side har sin lille størrelse til felles. Noen stjerner er dannet med veldig lav masse, men andre som er født med mye høyere masse blir i stedet dverger i løpet av livet.

Faktisk er dvergstjerner den mest tallrike typen stjerne i universet, så det er verdt å dvele litt på deres egenskaper:

Brune dverger

De er protostarer hvis masse ikke var nok til å starte atomreaktoren som driver en stjerne til hovedsekvensen. De kan anses å være halvveis mellom en gassgigantplanet som Jupiter og en rød dvergstjerne.

Siden de mangler en stabil energikilde, er de bestemt til å avkjøle sakte. Et eksempel på en brun dverg er Luhman 16 i stjernebildet Vela. Men dette forhindrer ikke at planetene går i bane rundt dem, siden flere er oppdaget så langt.

Røde dverger

Figur 6. Sammenlignende størrelse mellom Solen, den røde dvergen Gliese 229A, de brune dvergene Teide 1 og Gliese 229 B og planeten Jupiter. Kilde: NASA via Wikimedia Commons.

Massen deres er liten, mindre enn solenes, men livet deres går i hovedsekvensen fordi de nøye bruker drivstoffet sitt. Av denne grunn er de også kaldere, men de er den mest tallrike stjernen og også den lengste av alle.

Hvite dverger

Det er restene av en stjerne som forlot hovedsekvensen da drivstoffet i kjernen rant ut, hevelse til det ble en rød gigant. Etter dette kaster stjernen sine ytre lag, reduserer størrelsen og etterlater bare kjernen, som er den hvite dvergen.

Den hvite dvergstadiet er bare en fase i utviklingen av alle stjerner som verken er røde dverger eller blå kjemper. Sistnevnte, som er så massiv, har en tendens til å avslutte livet i kolossale eksplosjoner kalt nova eller supernova.

Stjernen IK Pegasi er et eksempel på en hvit dverg, en skjebne som kan vente Solen vår mange millioner år fra nå.

Blå dverger

De er hypotetiske stjerner, det vil si at deres eksistens ennå ikke er bevist. Men det antas at røde dverger til slutt forvandles til blå dverger når de går tom for drivstoff.

Svarte dverger

De er eldgamle, hvite dverger som har blitt helt avkjølte og ikke lenger avgir lys.

Gule og oransje dverger

Stjerner med en masse som kan sammenlignes med eller mindre enn solen, men større i størrelse og temperatur enn røde dverger, kalles noen ganger slik.

Neutronstjerner

Dette er den siste fasen i livet til en supergiant stjerne, når den allerede har brukt opp sitt kjernebrensel og lider av en supernovaeksplosjon. På grunn av eksplosjonen blir kjernen til den resterende stjernen utrolig kompakt, til det punktet at elektroner og protoner smelter sammen for å bli nøytroner.

En nøytronstjerne er så, men så tett, at den kan inneholde opptil det dobbelte av solmassen i en sfære med omtrent 10 km i diameter. Siden radiusen har sunket så mye, krever bevaring av vinkelmoment en høyere rotasjonshastighet.

På grunn av deres størrelse blir de oppdaget av den intense strålingen de sender ut i form av en bjelke som roterer raskt ved siden av stjernen, og danner det som kalles en pulsar.

Eksempler på stjerner

Selv om stjerner har egenskaper til felles, som med levende ting, er variasjonen enorm. Som vi har sett er det gigantiske og supergiante stjerner, dverger, nøytroner, variabler, av stor masse, av enorm størrelse, nærmere og fjernere:

-Den lyseste stjernen på nattehimmelen er Sirius, i stjernebildet Canis Major.

Figur 7. Sirius, i stjernebildet Canis Major, omtrent 8 lysår unna, er den lyseste stjernen på nattehimmelen. Kilde: Pixabay.

-Próxima Centauri er den nærmeste stjernen til solen.

-Be den lyseste stjernen betyr ikke å være den mest lysende, fordi avstand teller for mye. Den mest lysende stjernen som er kjent, er også den mest massive: R136a1 som tilhører den store magellanske skyen.

-Massen på R136a1 er 265 ganger solens masse.

-Stjernen med størst masse er ikke alltid den største. Den største stjernen til dags dato er UY Scuti i stjernebildet Shield. Radien er omtrent 1708 ganger større enn solens radius (solens radius er 6,96 x 108 meter).

-Den raskeste stjernen så langt hadde vært US 708, som beveger seg i 1200 km / s, men nylig ble det oppdaget en annen stjerne som overgår den: S5-HVS1 fra stjernebildet Crane, med en hastighet på 1700 km / s. Den skyldige antas å være det supermassive sorte hullet Skytten A, i sentrum av Melkeveien.

referanser

1. Carroll, B. En introduksjon til moderne astrofysikk. Andre. Edition. Pearson.
2. Costa, C. En løslatt stjerne kastet ut av mørket i det galaktiske hjertet. Gjenopprettet fra: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Grunnleggende merknader om astronomi. Publisert av University of Córdoba, Argentina.
4. Jaschek, C. 1983. Astrofysikk, utgitt av OAS.
5. Martínez, D. Den fantastiske evolusjonen. Vaeliada. Gjenopprettet fra: Google Books.
6. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redaksjonell Reverté.
7. Spanish Society of Astronomy. 2009. 100 astronomikonsepter Edycom SL
8. UNAM. High Energy Astronomy. Neutronstjerner. Gjenopprettet fra: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Stjerneklassifisering. Gjenopprettet fra: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Stjerne. Gjenopprettet fra: es.wikipedia.org.