HVIEZDY: VLASTNOSTI, AKO SA FORMUJÚ, ŽIVOTNÝ CYKLUS, ŠTRUKTÚRA - VEDA - 2025

Hviezda je astronomická predmet pozostávajúci z plynu, najmä vodíka a hélia, a udržuje sa v rovnováhe vďaka gravitačnej sile, ktorá má tendenciu ku kompresii, a tlak plynu, ktorý ju rozširuje.

V tomto procese hviezda vyrába z jadra obrovské množstvo energie, v ktorej sa nachádza fúzny reaktor, ktorý syntetizuje hélium a ďalšie prvky z vodíka.

Obrázok 1. Plejády v súhvezdí Býk, viditeľné počas severnej zimy, tvoria zhluk vzdialený asi 3 000 hviezd vzdialených 400 svetelných rokov. Zdroj: Wikimedia Commons.

Pri týchto fúznych reakciách nie je hmota úplne konzervovaná, ale malá časť sa premieňa na energiu. A keďže hmotnosť hviezdy je obrovská, aj keď je jednou z najmenších, tak aj množstvo energie, ktoré vydáva za sekundu.

Charakteristiky hviezd

Hlavné charakteristiky hviezdy sú:

- Hmotnosť : vysoko variabilná, od malého zlomku hmotnosti Slnka po superhmotné hviezdy, s hmotnosťou niekoľkokrát solárnou hmotou.

- Teplota : je to tiež variabilné množstvo. Vo fotosfére, ktorá je svetelným povrchom hviezdy, sa teplota pohybuje v rozmedzí od 50000 do 3 000 K. Zatiaľ čo v jej strede dosahuje milióny kelvinov.

- Farba : úzko súvisí s teplotou a hmotnosťou. Čím je hviezda teplejšia, tým je farba modrejšia a naopak, čím je chladnejšia, tým viac inklinuje k červenej.

- Svietivosť : závisí od sily vyžarovanej hviezdou, ktorá nie je zvyčajne rovnomerná. Najhorúcejšie a najväčšie hviezdy sú najsvetlejšie.

- Veľkosť : je to zjavný jas, ktorý majú pri pohľade na Zem.

- Pohyb : hviezdy majú relatívne pohyby vzhľadom na svoje pole, ako aj rotačný pohyb.

- Vek : hviezdy môžu byť rovnako staré ako vesmír - asi 13,8 miliárd rokov - a také staré ako 1 miliarda rokov.

Ako sa tvoria hviezdy?

Slnko, jedna z miliónov hviezd v Mliečnej dráhe.

Hviezdy sú tvorené gravitačným zrútením obrovských oblakov kozmického plynu a prachu, ktorých hustota neustále kolíše. Prvotným materiálom v týchto oblakoch je molekulárny vodík a hélium a tiež stopy všetkých známych prvkov na Zemi.

Pohyb častíc, ktoré tvoria toto obrovské množstvo hmoty rozptýlenej v priestore, je náhodný. Ale občas sa hustota v jednom bode mierne zvyšuje a spôsobuje kompresiu.

Tlak plynu má sklon túto kompresiu rušiť, ale gravitačná sila, tá, ktorá ťahá molekuly dohromady, je o niečo vyššia, pretože častice sú bližšie k sebe a potom pôsobia proti tomuto účinku.

Navyše, gravitácia je zodpovedná za ešte väčšie zvýšenie hmotnosti. A keď sa to stane, teplota sa postupne zvyšuje.

Teraz si tento kondenzačný proces predstavte vo veľkom rozsahu a so všetkým dostupným časom. Gravitačná sila je radiálna a oblak hmoty takto vytvorený bude mať sférickú symetriu. Nazýva sa protostar.

Okrem toho tento oblak hmoty nie je statický, ale s materiálom sa rýchlo otáča.

V priebehu času sa bude jadro vytvárať pri veľmi vysokej teplote a enormnom tlaku, ktorý sa stane hviezdnym fúznym reaktorom. Na tento účel je potrebné kritické množstvo, ale keď k tomu dôjde, hviezda dosiahne rovnováhu a tým pádom začína, takpovediac, svoj dospelý život.

Hmotnosť a následný vývoj hviezd

Typ reakcií, ktoré sa môžu vyskytnúť v jadre, bude závisieť od množstva, ktoré má pôvodne, a od toho od následného vývoja hviezdy.

V prípade hmotností menších ako 0,08 násobok hmotnosti Slnka - približne 2 x 10 30 kg - sa hviezda netvorí, pretože jadro sa nezapáli. Takto vytvorený predmet sa postupne ochladzuje a kondenzácia sa spomaľuje, čo vedie k hnedému trpaslíkovi.

Na druhej strane, ak je protostar príliš masívny, nedosiahne ani potrebnú rovnováhu, aby sa stal hviezdou, takže sa prudko zrúti.

Teóriu formovania hviezd gravitačným kolapsom má anglický astronóm a kozmológ James Jeans (1877-1946), ktorý tiež navrhol teóriu ustáleného stavu vesmíru. Dnes sa táto teória, ktorá tvrdí, že hmota sa vytvára nepretržite, odmietla v prospech teórie Veľkého tresku.

Životný cyklus hviezd

Ako je vysvetlené vyššie, hviezdy sú tvorené kondenzačným procesom hmloviny vyrobenej z plynu a kozmického prachu.

Tento proces si vyžaduje čas. Odhaduje sa, že k tomu dôjde medzi 10 a 15 miliónmi rokov, zatiaľ čo hviezda získa svoju konečnú stabilitu. Len čo tlak expanzívneho plynu a sila rovnovážnej tlakovej rovnováhy vstúpi do toho, čo sa nazýva hlavná sekvencia.

Podľa svojej hmotnosti je hviezda umiestnená na jednej z čiar Hertzsprung-Russellovho diagramu alebo HR diagramu. Toto je graf, ktorý ukazuje rôzne línie hviezdneho vývoja, všetky diktované hmotou hviezdy.

V tomto grafe sú hviezdy zoradené podľa ich svietivosti na základe ich efektívnej teploty, ako je uvedené nižšie:

Obrázok 2. HR diagram, nezávisle vytvorený astronómami Ejnar Hertzsprung a Henry Russell okolo roku 1910. Zdroj: Wikimedia Commons. ŽE.

Hviezdne vývojové čiary

Hlavná sekvencia je zhruba diagonálna oblasť, ktorá prechádza stredom diagramu. Tam v určitom okamihu vstupujú novoformované hviezdy podľa ich hmotnosti.

Najhorúcejšie, najjasnejšie a najmasívnejšie hviezdy sú hore a vľavo, zatiaľ čo najchladnejšie a najmenšie hviezdy sú vpravo dole.

Hmota je parameter, ktorým sa riadi hviezdny vývoj, ako bolo niekoľkokrát povedané. V skutočnosti veľmi masívne hviezdy spotrebúvajú palivo rýchlo, zatiaľ čo malé, chladné hviezdy, ako sú napríklad červení trpaslíci, ho spravujú pomalšie.

Obrázok 3. Porovnanie veľkostí medzi planétami (1 a 2) a hviezdami (3,4,5 a 6). Zdroj: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https://dave.autonoma.ca/).

Pre človeka sú červené trpaslíci prakticky večné, zatiaľ žiadne červené trpaslíci nezomreli.

K hlavnej sekvencii sú priľahlé hviezdy, ktoré sa vďaka svojmu vývoju presunuli na iné línie. Vyššie sú teda obrovské a supergiantné hviezdy a pod bielymi trpaslíkmi.

Spektrálne typy

Zo vzdialených hviezd k nám prichádza ich svetlo a z jeho analýzy sa získava veľké množstvo informácií o povahe hviezdy. V dolnej časti HR diagramu je séria písmen označujúcich najbežnejšie spektrálne typy:

OBAFGKM

Hviezdy s najvyššou teplotou sú O a najchladnejšie triedy M. Na druhej strane je každá z týchto kategórií rozdelená do desiatich rôznych podtypov, ktoré ich rozlišujú číslom od 0 do 9. Napríklad F5, medziľahlá hviezda medzi F0 a G0.

Klasifikácia Morgana Keenana dodáva spektrálnemu typu jas hviezdy s rímskymi číslicami od I do V. Týmto spôsobom je naše Slnko hviezdou typu G2V. Je potrebné poznamenať, že vzhľadom na veľkú variabilitu hviezd existujú pre ne ďalšie klasifikácie.

Každá spektrálna trieda má zdanlivú farbu podľa HR diagramu na obrázku. Je to približná farba, ktorú by pozorovateľ bez nástrojov alebo nanajvýš ďalekohľadu videl vo veľmi tmavej a jasnej noci.

Tu je stručný popis jeho charakteristík podľa klasických spektrálnych typov:

Typ O

Sú to modré hviezdy s fialovými odtieňmi. Nachádzajú sa v ľavom hornom rohu HR diagramu, to znamená, že sú veľké a svetlé, ako aj vysoké povrchové teploty, medzi 40 000 a 20 000 K.

Príkladom tohto typu hviezdy sú Alnitak A z pásu súhvezdia Orion, viditeľné počas severných zimných nocí, a Sigma-Orionis v tej istej súhvezdí.

Obrázok 4. Tri hviezdy Orionovho pásu. Zľava doprava Alnitak, Alnilam a Mintaka. Okrem Alnitaku sú to hmloviny Flame a Horsehead. Zdroj: Wikimedia Commons.

Typ B

Sú ľahko viditeľné voľným okom. Jeho farba je bielo-modrá, s povrchovými teplotami medzi 10 000 - 7 000 K. Sirius A, binárna hviezda v súhvezdí Canis Major je hviezda typu A, ako je Deneb, najjasnejšia hviezda v Labute.

Typ F

Vyzerajú ako biela, majúca žltnú farbu, povrchová teplota je dokonca nižšia ako teplota predchádzajúceho typu: medzi 7000 a 6000 K. Do tejto kategórie patrí polárna hviezda Polaris, z konštelácie Ursa Minor, ako aj Canopus, najjasnejšia hviezda. konštelácie Carina, viditeľné ďaleko na juh od severnej pologule, počas severnej zimy.

Typ G

Sú žlté a ich teploty sú medzi 6000 a 4800 K. Naše Slnko patrí do tejto kategórie.

Typ K

V zásade nie je ľahké zistiť vnútornú štruktúru hviezdy, pretože väčšina z nich sú veľmi vzdialené objekty.

Vďaka štúdiu Slnka, najbližšej hviezdy, vieme, že väčšina hviezd je vytvorená z plynných vrstiev sférickej symetrie, v strede ktorých je jadro, kde dochádza k fúzii. To zaberá viac alebo menej 15% celkového objemu hviezdy.

Okolo jadra je vrstva ako plášť alebo plášť a nakoniec je tu atmosféra hviezdy, ktorej povrch sa považuje za jej vonkajší limit. Povaha týchto vrstiev sa mení s časom a vývojom nasledovaným hviezdou.

V niektorých prípadoch v bode, kde dôjde vodík, jeho hlavné jadrové palivo, hviezda nabuchne a potom vytlačí svoje najvzdialenejšie vrstvy do vesmíru, čím vytvorí tzv. Planétovú hmlovinu, v strede ktorej zostáva holé jadro. , ďalej známy ako biely trpaslík.

Práve v obale hviezdy sa uskutočňuje preprava energie z jadra do vonkajších vrstiev.

Obrázok 5. Vrstvy Slnka, najštudovanejšia hviezda zo všetkých. Zdroj: Wikimedia Commons.

Typy hviezd

V sekcii venovanej spektrálnym typom sa všeobecne známe druhy známych hviezd. Toto je z hľadiska charakteristík zistených analýzou jeho svetla.

Ale počas svojho vývoja väčšina hviezd cestuje po hlavnej sekvencii a tiež ju necháva, pričom sa nachádza v iných vetvách. Iba červené trpasličí hviezdy zostávajú v hlavnej sekvencii celý svoj život.

Často sa spomínajú aj iné typy hviezd, ktoré stručne opíšeme:

Trpasličí hviezdy

Je to termín, ktorý sa používa na opis veľmi odlišných typov hviezd, ktoré majú na druhej strane spoločnú malú veľkosť. Niektoré hviezdy sú formované s veľmi nízkou hmotnosťou, ale iné, ktoré sa narodili s oveľa vyššou hmotou, sa namiesto svojho života stali trpaslíkmi.

V skutočnosti sú trpasličí hviezdy najhojnejším druhom hviezdy vo vesmíre, takže sa oplatí trochu sa venovať ich vlastnostiam:

Hnedí trpaslíci

Sú protostarmi, ktorých hmotnosť nestačila na spustenie jadrového reaktora, ktorý poháňa hviezdu do hlavnej sekvencie. Môžu byť považovaní za na polceste medzi planétou s plynovými obrami ako Jupiter a červenou trpasličia hviezdou.

Pretože im chýba stabilný zdroj energie, sú určené na ochladzovanie pomaly. Príkladom hnedého trpaslíka je Luhman 16 v súhvezdí Vela. To však nebráni planétam obiehať okolo nich, pretože niekoľko z nich sa doteraz objavilo.

Červení trpaslíci

Obrázok 6. Porovnávacia veľkosť Slnka, červeného trpaslíka Gliese 229A, hnedých trpaslíkov Teide 1 a Gliese 229 B a planéty Jupiter. Zdroj: NASA prostredníctvom Wikimedia Commons.

Ich hmota je malá, menšia ako hmota Slnka, ale ich život prechádza v hlavnej sekvencii, pretože starostlivo míňa palivo. Z tohto dôvodu sú tiež chladnejšie, ale sú najhojnejším typom hviezdy a tiež najdlhšou zo všetkých.

Bieli trpaslíci

Je to zvyšok hviezdy, ktorý opustil hlavnú sekvenciu, keď sa vyčerpalo palivo v jej jadre a opuchlo, až sa z neho stal červený obr. Potom hviezda preleje vonkajšie vrstvy, čím zmenšuje svoju veľkosť a zanecháva iba jadro, ktorým je biely trpaslík.

Fáza bielych trpaslíkov je iba jednou fázou vo vývoji všetkých hviezd, ktoré nie sú ani červenými trpaslíkmi, ani modrými obrami. Posledne menované sú tak masívne a majú tendenciu ukončiť svoj život kolosálnymi explóziami zvanými nova alebo supernova.

Hviezda IK Pegasi je príkladom bieleho trpaslíka, osudu, ktorý môže na naše Slnko čakať už mnoho miliónov rokov.

Modré trpaslíky

Sú to hypotetické hviezdy, to znamená, že ich existencia ešte nebola dokázaná. Predpokladá sa však, že keď dôjdu palivo, červení trpaslíci sa nakoniec premenia na modrých trpaslíkov.

Čierni trpaslíci

Sú to starí bieli trpaslíci, ktorí sa úplne ochladili a už nevyžarujú svetlo.

Žlté a oranžové trpaslíky

Hviezdy s hmotnosťou porovnateľnou alebo menšou ako Slnko, ale väčšou veľkosťou a teplotou ako červené trpaslíky, sa niekedy nazývajú týmto spôsobom.

Neutrónové hviezdy

Toto je posledná etapa v živote supergiantnej hviezdy, keď už vyčerpala svoje jadrové palivo a utrpí výbuch supernovy. V dôsledku explózie sa jadro zvyšnej hviezdy stáva neuveriteľne kompaktné do tej miery, že elektróny a protóny sa spoja, aby sa stali neutrónmi.

Neutrónová hviezda je taká, ale taká hustá, že môže obsahovať až dvojnásobok solárnej hmoty v gule s priemerom asi 10 km. Pretože sa jeho polomer tak zmenšil, zachovanie momentu hybnosti vyžaduje vyššiu rýchlosť rotácie.

Kvôli svojej veľkosti sú detekované intenzívnym žiarením, ktoré vysielajú vo forme lúča, ktorý sa rýchlo otáča vedľa hviezdy a vytvára takzvaný pulzar.

Príklady hviezd

Hoci hviezdy majú spoločné vlastnosti, rovnako ako v prípade živých vecí, ich variabilita je obrovská. Ako bolo vidieť, existujú obrovské a supergiantné hviezdy, trpaslíci, neutróny, premenné veľkej hmotnosti, obrovskej veľkosti, bližšie a vzdialenejšie:

- Najjasnejšou hviezdou na nočnej oblohe je Sirius v súhvezdí Canis Major.

Obrázok 7. Sirius v súhvezdí Canis Major vzdialený asi 8 svetelných rokov je najjasnejšou hviezdou na nočnej oblohe. Zdroj: Pixabay.

-Próxima Centauri je najbližšia hviezda k Slnku.

-Vytváranie najjasnejšej hviezdy neznamená, že je najsvetlejšia, pretože vzdialenosť sa veľa počíta. Najsvetlejšia známa hviezda je tiež najmasívnejšia: R136a1 patriaci do Veľkého Magellanovho mračna.

- Hmotnosť R136a1 je 265-násobkom hmotnosti Slnka.

- Hviezda s najväčšou hmotou nie je vždy najväčšia. Najväčšia hviezda doteraz je UY Scuti v súhvezdí Shield. Jeho polomer je asi 1708-krát väčší ako polomer Slnka (polomer Slnka je 6,96 x 108 metrov).

- Najrýchlejšou hviezdou doteraz bola US 708, ktorá sa pohybuje rýchlosťou 1200 km / s, ale nedávno bola objavená ďalšia hviezda, ktorá ju prekonala: S5-HVS1 konštelácie Crane, s rýchlosťou 1700 km / s. Za vinníka sa považuje supermasívna čierna diera Strelec A, v strede Mliečnej dráhy.

Referencie

1. Carroll, B. Úvod do modernej astrofyziky. 2 .. Vydanie. Pearson.
2. Costa, C. Z tmy galaktického srdca vytekala útek hviezda. Obnovené z: aaa.org.uy.
3. Díaz-Giménez, E. 2014. Základné poznámky o astronómii, uverejnila Univerzita v Córdobe v Argentíne.
4. Jaschek, C. 1983. Astrofyzics, publikoval OAS.
5. Martínez, D. Hviezdny vývoj. Vaeliada. Obnovené z: Knihy Google.
6. Oster, L. 1984. Modern Astronomy. Redakcia Reverté.
7. Španielska astronomická spoločnosť. 2009. 100 Astronomy Concepts, Edycom SL
8. UNAM. Vysokoenergetická astronómia. Neutrónové hviezdy. Získané z: astroscu.unam.mx.
9. Wikipedia. Klasifikácia hviezd. Obnovené z: es.wikipedia.org.
10. Wikipedia. Hviezda. Obnovené z: es.wikipedia.org.