STJÄRNOR: EGENSKAPER, HUR DE BILDAS, LIVSCYKEL, STRUKTUR - VETENSKAP - 2025

En stjärna är ett astronomiskt föremål sammansatt av gas, huvudsakligen väte och helium, och hålls i jämvikt tack vare tyngdkraften, som tenderar att komprimera den, och gastrycket som expanderar den.

I denna process producerar en stjärna enorma mängder energi från sin kärna, i vilken det finns en fusionsreaktor som syntetiserar helium och andra element från väte.

Bild 1. Pleiaderna, i konstellationen Taurus, synliga under den norra vintern, utgör ett kluster på cirka 3 000 stjärnor 400 ljusår bort. Källa: Wikimedia Commons.

I dessa fusionsreaktioner bevaras inte massan helt, men en liten del omvandlas till energi. Och eftersom massan för en stjärna är enorm, även när den är en av de minsta, så är mängden energi den avger per sekund.

Kännetecken för stjärnorna

De viktigaste egenskaperna hos en stjärna är:

- Massa : mycket varierande, från en liten bråkdel av solens massa till supermassiva stjärnor, med massor flera gånger solmassan.

- Temperatur : det är också en variabel kvantitet. I fotosfären, som är stjärnans lysande yta, ligger temperaturen i intervallet 50000-3000 K. Medan den i mitten når miljoner Kelvin.

- Färg : nära besläktad med temperatur och massa. Ju varmare en stjärna är, ju blåare färg och omvänt, ju kallare den är, desto mer tenderar den mot rött.

- Ljusstyrka : det beror på den kraft som utstrålas av stjärnan, som vanligtvis inte är enhetlig. De hetaste och största stjärnorna är de mest lysande.

- Magnitude : det är den uppenbara ljusstyrkan de har sett från jorden.

- Rörelse : stjärnorna har relativa rörelser med avseende på sitt fält, såväl som rotationsrörelse.

- Ålder : stjärnor kan vara lika gamla som universum - ungefär 13,8 miljarder år - och så unga som 1 miljard år gamla.

Hur bildas stjärnor?

Solen, en av de miljoner stjärnorna i Vintergatan.

Stjärnor bildas från gravitationskollaps av enorma moln av kosmisk gas och damm, vars täthet ständigt fluktuerar. Det ursprungliga materialet i dessa moln är molekylärt väte och helium, och spårar också alla kända element på jorden.

Rörelsen av partiklarna som utgör denna enorma mängd massa som sprids ut i rymden är slumpmässig. Men då och då ökar densiteten något vid en punkt och orsakar komprimering.

Gasens tryck tenderar att ångra denna kompression, men gravitationskraften, den som drar molekylerna ihop, är lite högre, eftersom partiklarna är närmare varandra och motverkar således denna effekt.

Dessutom är tyngdkraften ansvarig för att öka massan ännu mer. Och eftersom detta händer ökar temperaturen gradvis.

Föreställ dig nu denna kondensationsprocess i stor skala och med all tillgänglig tid. Tyngdkraften är radiell och materia-molnet som sålunda bildas kommer att ha en sfärisk symmetri. Det kallas en protostar.

Dessutom är detta moln av materia inte statiskt, utan roterar snabbt när materialet samverkar.

Med tiden kommer en kärna att bildas vid mycket hög temperatur och enormt tryck, vilket kommer att bli stjärnans fusionsreaktor. En kritisk massa behövs för detta, men när det händer når stjärnan jämvikt och börjar så att säga sitt vuxna liv.

Stjärnornas massa och efterföljande utveckling

Vilken typ av reaktioner som kan inträffa i kärnan beror på den massa som den ursprungligen har och med den efterföljande utvecklingen av stjärnan.

För massor mindre än 0,08 gånger solens massa - 2 x 10 30 kg ungefär - kommer stjärnan inte att bildas, eftersom kärnan inte tänds. Objektet som sålunda bildas kommer gradvis att svalna och kondensen kommer att sakta ner, vilket ger upphov till en brun dvärg.

Å andra sidan, om protostaren är för massiv, kommer den inte heller att uppnå den nödvändiga balansen för att bli en stjärna, så att den kollapsar våldsamt.

Teorin om stjärnbildningen genom gravitationskollaps beror på den engelska astronomen och kosmologen James Jeans (1877-1946), som också föreslog teorin om universumets stadiga tillstånd. Idag har denna teori, som hävdar att materien skapas kontinuerligt, kastats till förmån för Big Bang-teorin.

Stjärners livscykel

Som förklarats ovan, bildas stjärnor genom kondensationsprocessen för en nebula tillverkad av gas och kosmiskt damm.

Denna process tar tid. Det uppskattas att det händer mellan 10 och 15 miljoner år, medan stjärnan får sin slutliga stabilitet. När trycket på den expansiva gasen och kraften i kompressiv tyngdkraft balanserar, kommer stjärnan in i det som kallas huvudsekvensen.

Enligt sin massa ligger stjärnan kort på en av linjerna i Hertzsprung-Russell-diagrammet eller HR-diagrammet. Detta är en graf som visar de olika linjerna i stjärnutvecklingen, alla dikterade av stjärnans massa.

I denna graf rankas stjärnorna enligt deras ljusstyrka baserat på deras effektiva temperatur, som visas nedan:

Bild 2. HR-diagram, oberoende skapat av astronomerna Ejnar Hertzsprung och Henry Russell omkring 1910. Källa: Wikimedia Commons. DET DÄR .

Stellar evolutionslinjer

Huvudsekvensen är den ungefär diagonala regionen som går genom mitten av diagrammet. Där kommer någon gång de nybildade stjärnorna in, beroende på deras massa.

De hetaste, ljusaste och mest massiva stjärnorna är uppe och till vänster, medan de svalaste och minsta stjärnorna är längst ner till höger.

Mass är den parameter som styr den stellar evolutionen, som har sagts flera gånger. Mycket massiva stjärnor använder faktiskt sitt bränsle snabbt, medan små, svala stjärnor, som röda dvärgar, hanterar det långsammare.

Bild 3. Jämförelse av storlekar mellan planeter (1 och 2) och stjärnor (3,4,5 och 6). Källa: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

För en människa är röda dvärgar praktiskt taget eviga, inga kända röda dvärgar har dött än.

Intill huvudsekvensen finns stjärnorna som på grund av deras utveckling har flyttat till andra linjer. Således ovan är de jätte- och supergigantiska stjärnorna, och under de vita dvärgarna.

Spektraltyper

Det som kommer till oss från avlägsna stjärnor är deras ljus, och från dess analys erhålls en hel del information om stjärnans natur. Längst ner i HR-diagrammet finns en serie bokstäver som anger de vanligaste spektraltyperna:

OBAFGKM

Stjärnorna med den högsta temperaturen är O och de kallaste är klass M. I sin tur är var och en av dessa kategorier indelad i tio olika undertyper, som skiljer dem med ett tal från 0 till 9. F5, en mellanstjärna mellan F0 och G0.

Morgan Keenan-klassificeringen lägger stjärnans ljusstyrka till spektraltypen, med romerska siffror från I till V. På detta sätt är vår sol en stjärna av typen G2V. Det bör noteras att med tanke på stjärnornas stora variationer finns det andra klassificeringar för dem.

Varje spektralklass har en uppenbar färg enligt HR-diagrammet i figuren. Det är den ungefärliga färgen som en observatör utan instrument eller som mest kikare skulle se en mycket mörk och klar natt.

Här är en kort beskrivning av dess egenskaper enligt de klassiska spektraltyperna:

Typ O

Det är blå stjärnor med violetta nyanser. De finns i det övre vänstra hörnet av HR-diagrammet, det vill säga att de är stora och ljusa, liksom höga yttemperaturer, mellan 40 000 och 20 000 K.

Exempel på denna typ av stjärna är Alnitak A, från bältet i konstellationen Orion, synlig under de norra vinternätter, och Sigma-Orionis i samma konstellation.

Bild 4. De tre stjärnorna i Orions bälte. Från vänster till höger Alnitak, Alnilam och Mintaka. Dessutom bredvid Alnitak, flamm- och hästhuvudnebulorna. Källa: Wikimedia Commons.

Typ B

De är lätta att se med blotta ögat. Färgen är vitblå, med yttemperaturer mellan 10.000 -7000 K. Sirius A, en binär stjärna i stjärnbilden Canis Major är en typ A-stjärna, liksom Deneb, den ljusaste stjärnan i Svanen.

Typ F

De ser vita ut som tenderar att gula, yttemperaturen är ännu lägre än den av den tidigare typen: mellan 7000 och 6000 K. Den polära stjärnan Polaris, från stjärnbilden Ursa Minor tillhör denna kategori, liksom Canopus, den ljusaste stjärnan av konstellationen Carina, synlig långt söder om den norra halvklotet under den norra vintern.

Typ G

De är gula och deras temperaturer ligger mellan 6000 och 4800 K. Vår sol faller i denna kategori.

K-typ

I princip är det inte lätt att ta reda på den inre strukturen hos en stjärna, eftersom de flesta av dem är mycket avlägsna föremål.

Tack vare studien av solen, den närmaste stjärnan, vet vi att de flesta stjärnor består av gasformiga skikt med sfärisk symmetri, i mitten av det finns en kärna där fusion äger rum. Detta upptar mer eller mindre 15% av stjärnans totala volym.

Runt kärnan finns ett lager som en mantel eller kuvert och slutligen finns det stjärnan, vars yta anses vara dess yttre gräns. Naturen hos dessa lager ändras med tiden och utvecklingen följs av stjärnan.

I vissa fall, vid en punkt där väte, dess huvudsakliga kärnbränsle, rinner ut, sväller stjärnan och släpper sedan ut de yttersta lagren ut i rymden och bildar en så kallad planetnebula, i vilken den kala kärnan kvarstår. nedan kallad en vit dvärg.

Det är just i stjärnans hölje, där transporten av energi från kärnan till de yttre skikten sker.

Bild 5. Solskikten, den mest studerade stjärnan av alla. Källa: Wikimedia Commons.

Typer av stjärnor

I det avsnitt som ägnas åt spektraltyper har de typer av stjärnor som för närvarande är kända nämnts mycket generellt. Detta i termer av de egenskaper som upptäcktes genom analys av dess ljus.

Men under hela deras utveckling reser de flesta stjärnorna i huvudsekvensen och lämnar den också och lokaliseras i andra grenar. Endast röda dvärgstjärnor kvarstår i huvudsekvensen hela livet.

Det finns andra typer av stjärnor som ofta nämns, som vi kort beskriver:

Dvärgstjärnor

Det är en term som används för att beskriva mycket olika typer av stjärnor, som å andra sidan har sin lilla storlek gemensamt. Vissa stjärnor bildas med mycket låg massa, men andra som föddes med mycket högre massa blir istället dvärgar under deras livstid.

I själva verket är dvärgstjärnor den vanligaste typen av stjärna i universum, så det är värt att stanna lite på deras egenskaper:

Bruna dvärgar

De är protostar vars massa inte räckte för att starta kärnreaktorn som driver en stjärna till huvudsekvensen. De kan betraktas som halvvägs mellan en gasjätteplanet som Jupiter och en röd dvärgstjärna.

Eftersom de saknar en stabil energikälla är de avsedda att svalna långsamt. Ett exempel på en brun dvärg är Luhman 16 i stjärnbilden Vela. Men detta hindrar inte planeterna från att kretsa runt dem, eftersom flera hittills har upptäckts.

Röda dvärgar

Bild 6. Jämförelsestorlek mellan solen, den röda dvärgen Gliese 229A, de bruna dvärgarna Teide 1 och Gliese 229 B och planeten Jupiter. Källa: NASA via Wikimedia Commons.

Deras massa är liten, mindre än solens, men deras liv går i huvudsekvensen eftersom de försiktigt spenderar sitt bränsle. Av denna anledning är de också kallare, men de är den vanligaste typen av stjärna och också den längsta av alla.

Vita dvärgar

Det är resterna av en stjärna som lämnade huvudsekvensen när bränslet i sin kärna rann ut och svullnade tills det blev en röd jätte. Därefter tappar stjärnan sina yttre lager, minskar dess storlek och lämnar endast kärnan, som är den vita dvärgen.

Det vita dvärgstadiet är bara en fas i utvecklingen av alla stjärnor som varken är röda dvärgar eller blå jättar. Den senare, som är så massiv, tenderar att avsluta sitt liv i kolossala explosioner som kallas nova eller supernova.

Stjärnan IK Pegasi är ett exempel på en vit dvärg, ett öde som kan vänta på vår sol många miljoner år från och med nu.

Blå dvärgar

De är hypotetiska stjärnor, det vill säga att deras existens ännu inte har bevisats. Men det tros att röda dvärgar så småningom förvandlas till blå dvärgar när de slutar på bränsle.

Svarta dvärgar

Det är gamla vita dvärgar som helt har svalnat och inte längre avger ljus.

Gula och orange dvärgar

Stjärnor med en massa som är jämförbar med eller mindre än solens, men större i storlek och temperatur än röda dvärgar, kallas ibland detta sätt.

Neutron stjärnor

Detta är det sista steget i en supergigantisk stjärns liv, när den redan har använt sitt kärnbränsle och lider av en supernovaexplosion. På grund av explosionen blir kärnan i reststjärnan otroligt kompakt, så att elektroner och protoner smälter samman för att bli neutroner.

En neutronstjärna är så, men så tät, att den kan innehålla upp till två gånger solmassan i en sfär med cirka 10 km i diameter. Eftersom dess radie har minskat så mycket kräver bevarande av vinkelmoment en högre rotationshastighet.

På grund av deras storlek upptäcks de av den intensiva strålningen som de avger i form av en stråle som roterar snabbt tillsammans med stjärnan och bildar en så kallad pulsar.

Exempel på stjärnor

Även om stjärnor har gemensamma egenskaper, liksom med levande saker, är variationen enorm. Som vi har sett finns det jätte- och supergigantiska stjärnor, dvärgar, neutroner, variabler, av stor massa, av enorm storlek, närmare och mer avlägsna:

- Den ljusaste stjärnan på natthimlen är Sirius, i stjärnbilden Canis Major.

Figur 7. Sirius, i stjärnbilden Canis Major, cirka 8 ljusår bort, är den ljusaste stjärnan på natthimlen. Källa: Pixabay.

-Próxima Centauri är den närmaste stjärnan till solen.

-Be den ljusaste stjärnan betyder inte att den är den mest lysande, eftersom avståndet räknas för mycket. Den mest kända lysande stjärnan är också den mest massiva: R136a1 som tillhör det stora magellanska molnet.

-Massan R136a1 är 265 gånger solens massa.

-Stjärnan med den största massan är inte alltid den största. Den största stjärnan hittills är UY Scuti i konstellationen Shield. Dess radie är cirka 1708 gånger större än solens radie (solens radie är 6,96 x 108 meter).

-Hittills snabbaste stjärna hade varit US 708, som rör sig vid 1200 km / s, men nyligen upptäcktes en annan stjärna som överträffar den: S5-HVS1 från stjärnbilden Crane, med en hastighet på 1700 km / s. Den skyldige tros vara det supermassiva svarta hålet Skytten A, i mitten av Vintergatan.

referenser

1. Carroll, B. En introduktion till modern astrofysik. 2:a. Utgåva. Pearson.
2. Costa, C. En bortkastad stjärna som kastas ut ur det galaktiska hjärtans mörker. Återställd från: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Grundläggande anmärkningar om astronomi Publicerad av universitetet i Córdoba, Argentina.
4. Jaschek, C. 1983. Astrofysik, publicerad av OAS.
5. Martínez, D. Den stellar evolutionen. Vaeliada. Återställd från: Google Böcker.
6. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redaktör Reverté.
7. Spanish Society of Astronomy. 2009. 100 astronomibegrepp Edycom SL
8. UNAM. Högenergi-astronomi. Neutron stjärnor. Återställd från: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Stjärnklassificering. Återställd från: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Stjärna. Återställd från: es.wikipedia.org.