TÄHDET: OMINAISUUDET, MITEN NE MUODOSTUVAT, ELINKAARI, RAKENNE - TIEDE

Tähden on taivaankappale koostuu kaasua, pääasiassa vetyä ja heliumia, ja pidetään tasapainossa ansiosta painovoiman, joka pyrkii puristamaan sitä, ja kaasun paine, joka laajenee sen.

Tässä prosessissa tähti tuottaa ytimestään valtavia määriä energiaa, jossa on fuusioreaktori, joka syntetisoi heliumia ja muita elementtejä vedystä.

Kuva 1. Pohjan talvella näkyvät Härän tähdistössä olevat plejadit muodostavat n. 3 000 tähden rypäleen, joka on 400 valovuoden päässä. Lähde: Wikimedia Commons.

Näissä fuusioreaktioissa massa ei ole täysin säilynyt, mutta pieni osa muuttuu energiaksi. Ja koska tähden massa on valtava, vaikka se olisi yksi pienimmistä, niin se on myös sen energian määrä sekunnissa.

Tähtien ominaisuudet

Tähteen pääominaisuudet ovat:

- massa: erittäin muuttuva, vaihteleen pienestä murto-osasta auringon massaa supermassiivisiin tähtiin, joiden massat ovat useita kertoja auringon massasta.

- Lämpötila: se on myös muuttuva määrä. Valokuvassa, joka on tähden valaiseva pinta, lämpötila on alueella 50000-3000 K. Vaikka sen keskipisteessä se saavuttaa miljoonia kelviniä.

- Väri: liittyy läheisesti lämpötilaan ja massaan. Mitä kuumempi tähti on, sitä sinisempi on sen väri ja päinvastoin, mitä kylmempi se on, sitä enemmän se taipumus kohti punaista.

- Kirkkaus: se riippuu tähden säteilemästä tehosta, joka ei yleensä ole tasainen. Kuumin ja suurin tähti ovat valoisimpia.

- Suuruus: se on näennäinen kirkkaus, kun he ovat nähneet maasta.

- Liike: Tähteillä on suhteelliset liikkeet suhteessa alaansa, samoin kuin kiertoliike.

- Ikä: Tähdet voivat olla yhtä vanhoja kuin maailmankaikkeus - noin 13,8 miljardia vuotta - ja niin nuoria kuin 1 miljardia vuotta vanhoja.

Kuinka tähdet muodostuvat?

Aurinko, yksi miljoonista Linnunradan tähtiä.

Tähdet muodostuvat kosmisen kaasun ja pölyn valtavien pilvien painovoimasta romahduksesta, joiden tiheys vaihtelee jatkuvasti. Ensisijainen materiaali näissä pilvissä on molekyylivety ja helium, ja myös jäljet kaikista tunnetuista alkuaineista maapallolla.

Hiukkasten, jotka muodostavat tämän valtavan määrän massaa avaruudessa, liike on satunnainen. Mutta ajoittain tiheys kasvaa hiukan yhdessä pisteessä aiheuttaen puristumisen.

Kaasun paineella on taipumus kumota tämä puristus, mutta painovoima, se, joka vetää molekyylit yhteen, on hiukan korkeampi, koska hiukkaset ovat lähempänä toisiaan, ja sitten torjuvat tätä vaikutusta.

Lisäksi painovoima on vastuussa massan kasvattamisesta vielä enemmän. Ja kun tämä tapahtuu, lämpötila nousee vähitellen.

Kuvittele nyt tätä tiivistysprosessia suuressa mittakaavassa ja kaiken käytettävissä olevan ajan kanssa. Painovoima on radiaalinen, ja siten muodostuneella materiaalipilvella on pallon muotoinen symmetria. Sitä kutsutaan protostariksi.

Lisäksi tämä ainepilvi ei ole staattinen, vaan pyörii nopeasti materiaalin supistuessa.

Ajan myötä ydin muodostuu erittäin korkeassa lämpötilassa ja valtavassa paineessa, josta tulee tähden fuusioreaktori. Tätä varten tarvitaan kriittinen massa, mutta kun se tapahtuu, tähti saavuttaa tasapainon ja alkaa siten niin sanotusti aikuisen elämänsä.

Tähtien massa ja sitä seuraava evoluutio

Ytimessä mahdollisesti tapahtuvat reaktiotyypit riippuvat siitä massasta, jolla sillä on alun perin, ja sen mukana seuraavalle tähtikehitykselle.

Jos massa on alle 0,08-kertainen auringon massaan nähden - suunnilleen 2 x 10 30 kg -, tähti ei muodostu, koska ydin ei syty. Siten muodostunut esine jäähtyy vähitellen ja kondensaatio hidastuu, jolloin syntyy ruskea kääpiö.

Toisaalta, jos protostari on liian massiivinen, se ei myöskään saavuta tarvittavaa tasapainoa tullakseen tähtiä, joten se romahtaa voimakkaasti.

Tähtien muodostumisen teoria painovoiman romahtamisen johdosta johtuu englantilaisesta tähtitieteilijästä ja kosmologista James Jeansista (1877-1946), joka ehdotti myös teoriaa maailmankaikkeuden tasapainotilasta. Nykyään tämä teoria, jonka mukaan asiaa luodaan jatkuvasti, on hylätty Big Bang -teorian hyväksi.

Tähtien elinkaari

Kuten edellä selitettiin, tähdet muodostuvat kaasusta ja kosmisesta pölystä tehdyn sumun kondensaatioprosessilla.

Tämä prosessi vie aikaa. Sen arvioidaan tapahtuvan 10-15 miljoonan vuoden ajan, kun tähti saa lopullisen vakautensa. Kun ekspansiivisen kaasun paine ja puristuspainovoiman tasapainon voima, tähti saapuu niin sanottuun pääsekvenssiin.

Massa mukaan tähti sijaitsee yhdellä Hertzsprung-Russell-kaavion tai HR-kaavion viivoista lyhytaikaisesti. Tämä on kuvaaja, joka näyttää tähtien evoluution eri linjat, jotka kaikki ovat tähden massan sanelemia.

Tässä kaaviossa tähdet on sijoitettu niiden valoisuuden perusteella niiden todellisen lämpötilan perusteella, kuten alla on esitetty:

Kuva 2. HR-kaavio, itsenäisesti luoneet tähtitieteilijät Ejnar Hertzsprung ja Henry Russell vuoden 1910 ympäristöstä. Lähde: Wikimedia Commons. SEN.

Tähtien evoluutioviivat

Pääsekvenssi on karkeasti diagonaalinen alue, joka kulkee kaavion keskipisteen läpi. Siellä jossain vaiheessa vasta muodostetut tähdet tulevat massansa mukaan.

Kuumat, kirkkaimmat ja massiivisimmat tähdet ovat yläreunassa ja vasemmalla, kun taas viileimmät ja pienimmät tähdet ovat oikeassa alakulmassa.

Mass on parametri, joka säätelee tähtien kehitystä, kuten on monta kertaa sanottu. Itse asiassa erittäin massiiviset tähdet kuluttavat polttoaineensa nopeasti, kun taas pienet, viileät tähdet, kuten punaiset kääpiöt, hallitsevat sitä hitaammin.

Kuva 3. Planeetojen (1 ja 2) ja tähtien (3,4,5 ja 6) koon vertailu. Lähde: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Ihmiselle punaiset kääpiöt ovat käytännössä iankaikkisia, ei vielä tunnettuja punaisia kääpiöitä ole kuollut.

Pääsekvenssin vieressä ovat tähdet, jotka evoluutionsa vuoksi ovat siirtyneet muille linjoille. Siten yläpuolella ovat jättiläiset ja supergalttiset tähdet ja alapuolella valkoiset kääpiöt.

Spektrityypit

Se, mikä meille tulee kaukaisista tähtiistä, on niiden valo, ja sen analyysistä saadaan paljon tietoa tähden luonteesta. HR-kaavion alaosassa on kirjainsarja, joka kuvaa yleisimpiä spektrityyppejä:

OBAFGKM

Tähdet, joilla on korkein lämpötila, ovat O ja kylmimmät ovat luokkaa M. Kukin näistä luokista on puolestaan jaettu kymmeneen eri alatyyppiin, erottelemalla ne luvulla 0 - 9. Esimerkiksi F5, välitähti välillä F0 ja G0.

Morgan Keenanin luokittelu lisää tähtien kirkkauden spektrityyppiin roomalaisin numeroin I - V. Tällä tavalla aurinko on G2V-tyyppinen tähti. On huomattava, että ottaen huomioon tähten suuri vaihteltavuus, heille on olemassa muita luokituksia.

Jokaisella spektriluokalla on näkyvä väri kuvan HR-kaavion mukaan. Se on likimääräinen väri, jonka tarkkailija voi nähdä erittäin pimeällä ja selkeällä yönä ilman instrumentteja tai enintään kiikaria.

Tässä on lyhyt kuvaus sen ominaisuuksista klassisten spektrityyppien mukaan:

Tyyppi O

Ne ovat sinisiä tähtiä violetilla sävyllä. Ne löytyvät HR-kaavion vasemmasta yläkulmasta, ts. Ne ovat suuria ja kirkkaita sekä korkeita pintalämpötiloja, välillä 40 000 - 20 000 K.

Esimerkkejä tämän tyyppisistä tähtiä ovat Alnitak A, Orion-tähdistelmän hihnassa, näkyvä pohjoisen talven öisin, ja Sigma-Orionis samassa tähdistössä.

Kuva 4. Orionin vyön kolme tähteä. Vasemmalta oikealle Alnitak, Alnilam ja Mintaka. Lisäksi Alnitakin vieressä liekki- ja hevospää-sumut. Lähde: Wikimedia Commons.

Tyyppi B

Niitä on helppo nähdä paljaalla silmällä. Sen väri on valkoinen-sininen, pintalämpötilojen ollessa 10 000 - 7 000 K. Sirius A, Canis Majorin yhdistelmässä oleva binaaritähti on tyypin A tähti, samoin kuin Deneb, Joutsenen kirkkain tähti.

Tyyppi F

Ne näyttävät valkoiselta keltaiselta, pintalämpötila on jopa alhaisempi kuin edellinen tyyppi: välillä 7000–6000 K. Tähän luokkaan kuuluu Ursa-tähdistöstä kuuluva polaritähde Polaris sekä kirkkain tähti Canopus. Carinan tähdistöstä, näkyvissä kaukana pohjoisen pallonpuoliskon eteläpuolella, pohjoisen talven aikana.

Tyyppi G

Ne ovat keltaisia ja niiden lämpötilat ovat 6000 - 4800 K. Aurinko kuuluu tähän luokkaan.

K-tyyppi

Tähtien sisäistä rakennetta ei periaatteessa ole helppo selvittää, koska suurin osa niistä on hyvin kaukana olevia kohteita.

Lähin tähti Auringon tutkimuksen ansiosta tiedämme, että suurin osa tähtiistä koostuu pallomaisen symmetrian omaavista kaasumaisista kerroksista, joiden keskellä on ydin, jossa fuusio tapahtuu. Tämä vie enemmän tai vähemmän 15% tähden kokonaistilavuudesta.

Ytimen ympärillä on kerros, kuten vaippa tai kirjekuori, ja lopulta on tähtiä, jonka pinnan katsotaan olevan sen ulkoraja. Näiden kerrosten luonne muuttuu ajan myötä ja evoluutio, jota seuraa tähti.

Joissain tapauksissa pisteessä, jossa vety, sen tärkein ydinpolttoaine, loppuu, tähti turpoaa ja karkottaa sitten uloimmat kerroksensa avaruuteen muodostaen niin kutsutun planeetta-sumun, jonka keskelle paljas ydin jää., jäljempänä nimeltään valkoinen kääpiö.

Juuri tähden kirjekuoressa tapahtuu energian kuljetus ytimestä ulkokerroksiin.

Kuva 5. Auringon kerrokset, tutkituin tähti kaikista. Lähde: Wikimedia Commons.

Tähtityypit

Spektrityypeille omistetussa osassa tähdet, jotka tunnetaan tällä hetkellä, on mainittu hyvin yleisesti. Tämä ominaisuuksien suhteen havaittiin sen valon analyysin avulla.

Mutta koko evoluutionsa aikana suurin osa tähtiistä kulkee pääjärjestyksessä ja myös jättää sen paikantuen muihin haaroihin. Vain punaiset kääpiötähdet jäävät pääjärjestykseen koko elämänsä ajan.

On olemassa muita tähtiä, jotka mainitaan usein ja joita kuvaamme lyhyesti:

Kääpiötähdet

Sitä käytetään kuvaamaan hyvin erityyppisiä tähtiä, joilla on toisaalta pienet koonsa. Jotkut tähdet ovat muodostuneet hyvin pienellä massalla, mutta toiset, jotka ovat syntyneet paljon suuremmalla massalla, muuttuvat sen sijaan kääpiöiksi elämänsä aikana.

Itse asiassa kääpiötähdet ovat maailmankaikkeuden yleisin tähtilaji, joten niiden ominaisuuksiin kannattaa pohtia vähän:

Ruskeat kääpiöt

Ne ovat näyttelijöitä, joiden massa ei ollut tarpeeksi käynnistääkseen ydinreaktorin, joka ajaa tähden pääjärjestykseen. Niitä voidaan pitää puolivälissä Jupiterin kaltaisen kaasu jättiläisen planeetan ja punaisen kääpiötähden välillä.

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

Punaiset kääpiöt

Kuva 6. Auringon, punaisen kääpiön Gliese 229A, ruskeiden kääpiöiden Teide 1 ja Gliese 229 B ja Jupiter-planeetan vertailukoko. Lähde: NASA Wikimedia Commonsin kautta.

Heidän massa on pieni, vähemmän kuin aurinko, mutta heidän elämänsä kulkee pääjärjestyksessä, koska he käyttävät huolellisesti polttoainetta. Tästä syystä ne ovat myös kylmempiä, mutta ne ovat runsas tähtityyppi ja myös pisin kaikista.

Valkoiset kääpiöt

Tähteen jäännös jätti pääjärjestyksen, kun sen ytimessä oleva polttoaine loppuu, turpoamalla, kunnes siitä tuli punainen jättiläinen. Tämän jälkeen tähti suojaa ulkokerroksensa, pienentäen sen kokoa ja jättäen vain ytimen, joka on valkoinen kääpiö.

Valkoinen kääpiövaihe on vain yksi vaihe kaikkien niiden tähteiden evoluutiossa, jotka eivät ole punaisia kääpiöitä eikä sinisiä jättiläisiä. Viimeksi mainitut, koska ne ovat niin massiivisia, pyrkivät loppumaan elämästään noosaan tai supernovaan kutsuttuina valtaväkissä räjähdyksissä.

Tähti IK Pegasi on esimerkki valkoisesta kääpiöstä, kohtalosta, joka voi odottaa aurinkoamme miljoonien vuosien kuluttua.

Siniset kääpiöt

Ne ovat hypoteettisia tähtiä, ts. Niiden olemassaoloa ei ole vielä todistettu. Mutta uskotaan, että punaiset kääpiöt muuttuvat lopulta sinisiksi kääpiöiksi, kun niiden polttoaine loppuu.

Mustat kääpiöt

Ne ovat muinaisia valkoisia kääpiöitä, jotka ovat täysin jäähtyneet eivätkä enää säteile valoa.

Keltaiset ja oranssit kääpiöt

Tähdet, joiden massa on verrattavissa tai pienempi kuin aurinko, mutta kooltaan ja lämpötilaltaan suurempi kuin punaiset kääpiöt, kutsutaan joskus tällä tavalla.

Neutronitähdet

Tämä on viimeinen vaihe supergiantähden elämässä, kun se on jo käyttänyt ydinpolttoainetta ja kärsii supernoovan räjähdyksestä. Räjähdyksen vuoksi jäännöstähteen ytimestä tulee uskomattoman kompakti siihen pisteeseen, jossa elektronit ja protonit sulautuvat neutroneiksi.

Neutronitähti on niin, mutta niin tiheä, että se voi sisältää jopa kaksi kertaa aurinkomassan pallolla, jonka halkaisija on noin 10 km. Koska sen säde on vähentynyt niin paljon, kulmavirran säilyttäminen vaatii suurempaa pyörimisnopeutta.

Kokojensa takia ne tunnistetaan voimakkaasta säteilystä, jota ne lähettävät säteen muodossa, joka pyörii nopeasti tähden kanssa, muodostaen niin kutsutun pulssarin.

Esimerkkejä tähtiä

Vaikka tähtiillä on yhteisiä piirteitä, kuten elävien esineidenkin kanssa, vaihteltavuus on valtava. Kuten on nähty, siellä on jättiläisiä ja supernatiivisia tähtiä, kääpiöitä, neutroneja, muuttujia, suurmassoisia, valtavan kokoisia, lähempänä ja kauempana olevia:

- Yötaivaan kirkkain tähti on Sirius Canis Majorin tähdistössä.

Kuva 7. Sirius, Canis Majorin tähdistössä, noin 8 valovuoden päässä, on yötaivaan kirkkain tähti. Lähde: Pixabay.

-Próxima Centauri on lähin tähti aurinkoon.

-Ole kirkkain tähti ei tarkoita sitä, että se olisi kaikkein valoisin, koska etäisyys merkitsee paljon. Tunnetuin valaiseva tähti on myös massiivisin: R136a1, joka kuuluu Suuri Magellanic Cloud.

-R136a1: n massa on 265 kertaa auringon massa.

-Tähti, jolla on suurin massa, ei ole aina suurin. Tähän päivään mennessä suurin tähti on UY Scuti tähtikuviossa. Sen säde on noin 1708 kertaa suurempi kuin Auringon säde (Auringon säde on 6,96 x 108 metriä).

- Tähän mennessä nopein tähti oli ollut US 708, joka liikkuu nopeudella 1200 km / s, mutta äskettäin löydettiin toinen tähti, joka ylitti sen: S5-HVS1 -konsernin Nosturin nopeus 1700 km / s. Syyllisen uskotaan olevan supermassiivinen musta reikä Jousimies A, Linnunradan keskustassa.

Viitteet

Carroll, B. Johdatus nykyaikaiseen astrofysiikkaan. 2nd. Painos. Pearson.
Costa, C. Karkaa tähti, joka heitettiin galaktisen sydämen pimeydestä. Palautettu: aaa.org.uy.
Díaz-Giménez, E. 2014. Tähtitieteen perushuomautukset, julkaisija Córdoban yliopisto, Argentiina.
Jaschek, C. 1983. Astrophysics, julkaissut OAS.
Martínez, D. Tähtien kehitys. Vaeliada. Palautettu: Google Books.
Oster, L. 1984. Moderni tähtitiede. Toimituksellinen käännös.
Espanjan tähtitieteen yhdistys. 2009. 100 tähtitieteen käsitettä, Edycom SL
UNAM. Suuren energian tähtitiede. Neutronitähdet. Palautettu osoitteesta: astroscu.unam.mx.
Wikipedia. Tähtien luokittelu. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.org.
Wikipedia. Tähti. Palautettu osoitteesta: es.wikipedia.org.

TÄHDET: OMINAISUUDET, MITEN NE MUODOSTUVAT, ELINKAARI, RAKENNE - TIEDE - 2026