Sterne

Wir erklären, was die Sterne, ihre Eigenschaften, wie sie sich bilden, Lebenszyklus, Struktur und Beispiele für Sterne sind

Die Plejaden sind im Nordwinter im nördlichen Winter eine Gruppe von etwa 3000 Sternen bis 400 Lichtjahre entfernt. Quelle: Wikimedia Commons.

Was sind die Sterne??

A Stern Es handelt. 

In diesem Prozess produziert ein Stern im Kern immense Energie aus seinem Kern, in dem es einen Fusionsreaktor gibt, der Helio und andere Elemente aus Wasserstoff synthetisiert.

Bei diesen Fusionsreaktionen ist der Teig nicht vollständig erhalten, aber ein kleiner Teil wird zu Energie. Und da die Masse eines Sterns riesig ist, auch wenn er der kleinste ist, ist auch die Menge an Energie, die er pro Sekunde abgibt.

Sterneigenschaften

Die Haupteigenschaften eines Sterns sind:

-Masse: Sehr variabel, aus einem kleinen Teil der Sonne zu supermassiven Sternen aus einem kleinen Teil der Sonne zu werden, mit Massen mehrmals die Sonnenmasse.

-Temperatur: Es ist auch eine variable Menge. In der Photosphäre, der Lichtfläche des Sterns, liegt die Temperatur im Bereich von 50000-3000 K. In seinem Zentrum erreicht es Millionen Kelvin. 

-Farbe: eng verwandt mit Temperatur und Masse. Je heißer ein Stern ist, desto blau ist seine Farbe und im Gegenteil, desto kälter ist er, desto mehr tendiert sie zu Rot. 

-Helligkeit: Es hängt von der vom Stern ausgestrahlten Leistung ab, die normalerweise nicht gleichmäßig ist. Die heißesten und größten Sterne sind die hellsten.

-Größe: Es ist die scheinbare Helligkeit, die sie haben, wenn sie von der Erde gesehen werden.

-Bewegung: Die Sterne haben relative Bewegungen in Bezug auf ihr Feld sowie die Rotationsbewegung.

-Alter: Die Sterne können so alt sein wie das Universum -wie 13.800 Millionen Jahre und bis zu 1000 Millionen Jahre alt.

Wie bilden sich Sterne?

Die Sonne, einer der Millionen von Sternen der Lactea Road.

Die Sterne stammen aus dem Gravitationskollapse riesiger Wolken von kosmischem Gas und Staub, deren Dichte kontinuierliche Schwankungen erfährt. Das primäre Material dieser Wolken ist molekularer Wasserstoff und Helium sowie Spuren aller bekannten Elemente auf der Erde.

Die Bewegung der Partikel, aus denen diese große Menge an Teigverbreitung im Weltraum ausmacht, ist zufällig. Von Zeit zu Zeit steigt die Dichte jedoch an einem Punkt leicht an und erzeugt Komprimierung.

Der Gasdruck neigt dazu, diese Kompression zu rückgängigen, aber die Gravitationskraft, die die Moleküle anzieht, ist etwas höher, da die Partikel näher sind und dieser Wirkung dann entgegenwirken. 

Darüber hinaus ist die Schwerkraft dafür verantwortlich, die Masse noch mehr zu erhöhen. Und so steigt die Temperatur allmählich an. 

Stellen wir uns nun diesen großen Kondensationsprozess mit all der verfügbaren Zeit vor. Die Schwerkraft ist radial und die so gebildete Materiewolke hat eine sphärische Symmetrie. Es wird genannt Protoestella.

Darüber hinaus ist diese Materiewolke nicht statisch, sondern tritt in eine schnelle Rotation ein, wenn sich das Material zusammenzieht. 

Im Laufe der Zeit wird ein Kern bei hoher Temperatur und enormem Druck gebildet, der zum Fusionsreaktor des Sterns wird. Dafür ist eine kritische Masse erforderlich, aber wenn es passiert, erreicht der Stern das Gleichgewicht und beginnt damit, sie in irgendeiner Weise sein Erwachsenenleben auszudrücken.

Die Masse und die anschließende Entwicklung der Sterne

Die Art der Reaktionen, die im Kern auftreten können. 

Für Massen weniger als 0.08 -mal die Masse der Sonne - 2 x 10 30 kg ungefähr - der Stern bildet sich nicht, da sich der Kern nicht einschaltet. Das so gebildete Objekt wird nach und nach abkühlen und die Kondensation wird aufhören, was zu einem führt Brauner Zwerg.

Es kann Ihnen dienen: die 12 Teile eines Forschungsprotokolls

Wenn die Protoestella hingegen zu massiv ist, wird sie nicht das Gleichgewicht erreichen, das erforderlich ist, um ein Stern zu werden.

Die Sternbildungstheorie durch Gravitationskollapse ist auf den englischen Astronomen und Kosmologen James Jeans (1877-1946) zurückzuführen, der auch die Theorie des stationären Zustands des Universums vorschlug. Heute wurde diese Theorie, die argumentiert, dass Materie kontinuierlich geschaffen wird, zugunsten der Urknalltheorie verworfen.

Sternlebenszyklus

Die Sterne werden dank des Verfahrens eines Nebel aus kosmischem Gas und Staub gebildet. 

Dieser Prozess braucht Zeit. Es wird geschätzt, dass es zwischen 10 und 15 Millionen Jahren geschieht, während der Stern seine endgültige Stabilität erwirbt. Sobald der Druck des expansiven Gas und der Druckkraft ausgeglichen ist, tritt der Stern in das ein, was als die genannt wird Hauptfolge.

Nach seiner Masse befindet sich der Stern in einem der Linien des Hertzsprung-Russell-Diagramms oder des abgekürzten H-R-Diagramms. Dies ist eine Grafik, die die verschiedenen Linien der Sternentwicklung zeigt, die alle von der Masse des Sterns diktiert werden.

In dieser Grafik befinden sich die Sterne je nach ihrer effektiven Temperatur nach ihrer Leuchtkraft, wie unten gezeigt:

HR -Diagramm, die von Astronomen Exnar Hertzsprung und Henry Russell um 1910 unabhängig erstellt wurden. Quelle: Wikimedia Commons. Das [cc von 4.0 (https: // creativecommons.Org/lizenzen/bis/4.0)]].

Sternentwicklungslinien

Die Hauptsequenz ist die Region, die ungefähr diagonal ist, die durch das Zentrum des Diagramms verläuft. Irgendwann treten neu geformte Sterne gemäß ihrer Masse ein.

Die heißesten, hellen und massiven Sterne sind oben und links, während sich die kältesten und kleinen im unteren rechten Bereich befinden.

Die Masse ist der Parameter, der die Sternentwicklung regiert, wie mehrmals gesagt wurde. In der Tat erschöpfen sehr massive Sterne ihren Kraftstoff schnell, während kalte und kleine Sterne wie rote Zwerge mit größerer Parsimonie umgehen. 

Vergleich der Größen zwischen Planeten (1 und 2) und Sternen (3,4,5 und 6). Quelle: Wikimedia Commons. Dave Jarvis (https: // Dave.Autonoma.ca/) [CC BY-SA 3.0 (https: // creativecommons.Org/lizenzen/by-sa/3.0)]].

Für einen Menschen sind rote Zwerge praktisch ewig, kein roter Zwerg, der weiß, ist noch gestorben.

Neben der Hauptsequenz sind die Sterne, die sich aufgrund ihrer Entwicklung in andere Linien bewegt haben. Auf diese Weise gibt es die riesigen und überständlichen Sterne und unter den weißen Zwergen. 

Spektralypen

Was uns von den entfernten Sternen von uns entspricht, ist ihr Licht und seine Analyse wird viele Informationen über die Natur des Sterns erhalten. Im unteren Teil des H-R-Diagramms gibt es eine Reihe von Buchstaben, die die häufigsten Spektralypen bezeichnen: 

O b a f g k m

Die höchsten Temperatursterne sind o und die kältesten sind Klasse M. Jede dieser Kategorien ist wiederum in zehn verschiedene Subtypen unterteilt und unterscheidet sie mit einer Zahl von 0 bis 9. Zum Beispiel F5 ein Zwischenstern zwischen F0 und G0. 

Die Morgan Keenan -Klassifizierung trägt zum Spektral -Typ die Leuchtkraft des Sterns bei, mit römischen Zahlen von i bis v. Auf diese Weise ist unsere Sonne ein G2V -Stern. Es ist zu beachten, dass es angesichts der großen Variabilität der Sterne andere Klassifikationen für sie gibt.

Jede Spektralklasse hat eine scheinbare Farbe, gemäß dem Diagramm H-R. Es ist die ungefähre Farbe, die ein Beobachter ohne Instrumente oder in den meisten Ferngläser in einer sehr dunklen und klaren Nacht sehen würde. 

Nachfolgend finden Sie eine kurze Beschreibung seiner Eigenschaften gemäß den klassischen Spektralypen:

Typ o

Sie sind blaue Sterne mit violetten Tönen. Sie befinden sich am oberen linken Ende des H-R.000 und 20.000 k. 

Beispiele für diese Art von Stern sind Alnitak A, vom Gürtel der Konstellation von Orion, die in den Nächten des nördlichen Winters und Sigma-Orionis in derselben Konstellation sichtbar ist.

Kann Sie dienen: Ist Milch eine homogene oder heterogene Mischung? Die drei Sterne des Oriongürtels. Von links nach rechts Alnitak, Alnilam und Mintaka. Außerdem neben Alnitak, den Nebeln der Flamme und des Pferdeskopfes. Quelle: Wikimedia Commons.

Typ b 

Srio b. Quelle: Giuseppe Donatiello, CC0, über Wikimedia Commons

Dies sind blaue Sterne und mit Oberflächentemperaturen zwischen 20.000 und 10.000 k. Ein Stern dieser Art, das für das bloße Auge leicht sichtbar ist, ist das riesige Rigel, das Teil eines Sternensystems in der Orion -Konstellation ist.

Tippe A

Syrisch a. Quelle: NASA, ESA, H. Bond (STSCI) und m. Barstow (Universität Leicester), CC von 3.0, über Wikimedia Commons

Sie sind mit bloßem Auge leicht zu sehen. Seine Farbe ist weiß -Azuliert, mit Oberflächentemperaturen zwischen 10.000 -7000 k. Sirio A, ein binärer Stern der Konstellation des Hauptfachs ist ein Stern vom Typ A sowie Deneb, der hellste Slan.

Typ f 

Trümmerscheibe um einen Sternstern vom Typ Stern. Quelle: ESO/Marino et al., CC um 4.0, über Wikimedia Commons

Sie sehen weiß aus, die gelb, die Oberflächentemperatur ist sogar niedriger als die des vorherigen Typs: zwischen 7000 und 6000 K. Der Polaris -Star der Sternbild des Moll OSA gehört zu dieser Kategorie sowie Canopus, der hellste Stern der Carina -Konstellation, sehr südlich der nördlichen Hemisphäre, während des nördlichen Winters sichtbar.

Typ g

Sonne. Quelle: NASA

Sie sind gelb und ihre Temperaturen zwischen 6000 und 4800 K liegen. Unsere Sonne tritt in diese Kategorie ein.

Typ k 

Doppeler Albireo Star. Quelle: Hewholooks, CC BY-SA 3.0, über Wikimedia Commons

Die Farbe, die sie vorhanden sind, ist aufgrund des niedrigsten Temperaturbereichs gelb -Orange: 4800 - 3100 K (K0 -Riesen). Aldebar in Taurus, im Winter der nördlichen Hemisphäre und Albireo von Swan sichtbar. Sie sind gute Beispiele für Sterne vom Typ k.

Typ m 

Nächstes Centauri. Quelle: ESA/Hubble, CC von 4.0, über Wikimedia Commons

Sie sind die kältesten Sterne von allen, die eine rote oder orange rote Färbung präsentieren. Die Oberflächentemperatur liegt zwischen 3400 und 2000 K. In dieser Kategorie treten rote Zwerge ein und auch rote Giganten und Supergigants wie der nächste Centauri (roter Zwerg) und Betelgeuse (Red Giant) der Orion -Konstellation.

Sternstruktur

Grundsätzlich ist es nicht leicht, die innere Struktur eines Sterns herauszufinden, da die meisten von ihnen sehr entfernte Objekte sind. 

Dank der Untersuchung der Sonne, dem engsten Stern, wissen wir, dass die meisten Sterne aus gasförmigen Schichten mit kugelförmiger Symmetrie bestehen, in deren Zentrum es eine gibt Kern wo die Fusion durchgeführt wird. Dies nimmt etwa 15 % des Gesamtvolumens des Sterns ein.

Um den Kern umgeben, gibt es eine Schicht als Mantel oder Umschlag Und schließlich ist das Atmosphäre des Sterns, dessen Oberfläche als äußere Grenze angesehen wird. Die Art dieser Schichten wird mit Zeit und Evolution gefolgt vom Stern modifiziert. 

In einigen Fällen kam der Stern an, wo Wasserstoff, sein Hauptkernbrennstoff erschöpft ist, und setzt dann seine Schichten äußerlich, was als weißer Zwerg bekannt ist.

Genau in der Sternenpackung, wo der Energietransport vom Kern bis zu den äußeren Schichten durchgeführt wird. 

Die Schichten der Sonne, der am meisten studierte Star von allen. Quelle: Wikimedia Commons.

Arten von Sternen

In dem Abschnitt, der den Spektralarten gewidmet ist, werden derzeit die Arten von Sternen erwähnt. Dies bezüglich der Merkmale, die durch die Analyse seines Lichts entdeckt wurden.

Aber während der gesamten Entwicklung bewegen sich die meisten Sterne in der Hauptsequenz und verlässt sie auch in anderen Zweigen. Nur rote Zwergsterne bleiben ihr ganzes Leben lang in der Hauptsequenz.

Es gibt andere Arten von Sternen, die oft erwähnt werden, die wir kurz beschreiben:

Kann Ihnen dienen: Teile des optischen Mikroskops

Zwergsterne

Es ist ein Begriff, der verwendet wird, um sehr unterschiedliche Arten von Sternen zu beschreiben, die andererseits ihre geringe Größe gemeinsam haben. Einige Sterne werden mit sehr niedrigem Teig gebildet, andere, die mit viel größerem Teig geboren wurden, werden stattdessen während ihres Lebens zu Zwergen.

In der Tat sind Zwergstars+ die am häufigsten vorkommende Sternklasse im Universum, daher lohnt es sich, ein wenig in ihren Eigenschaften zu stoppen:

Braune Zwerge

Künstlerische Konzeption eines braunen Zwerg-Ts

Es sind Protoestellas, deren Masse nicht ausreichte, um den Kernreaktor zu beginnen, der einen Stern zur Hauptsequenz antreibt. Es kann angenommen werden, dass sie auf halbem Weg zwischen einem riesigen, gasförmigen Planeten wie Jupiter und einem roten Zwergstern liegen.

Da sie eine stabile Energiequelle fehlen, ist es ihr Schicksal, sich langsam abzukühlen. Ein Beispiel für brauner Zwerg ist Luhman 16 in der Konstellation von Vela. Dies hindert jedoch nicht, dass die Planeten sie umkreisen, da bisher mehrere entdeckt wurden.

Rote Zwerge

Vergleichende Größe zwischen der Sonne, der roten Zwerggliese 229a, der braunen Zwerge Teid 1 und Gliese 229 B und der Planet Jupiter. Quelle: NASA über Wikimedia Commons.

Seine Messe ist klein, weniger als die der Sonne, aber ihr Leben findet in der Hauptsequenz statt, weil sie ihren Treibstoff sorgfältig ausgeben. Deshalb sind sie auch kälter, aber sie sind die Art von Stern, die reichlich und auch die längste.

Weiße Zwerge

Blanca Ik Pegasi B (Mitte unten), sein Partner der Spektralklasse bei Ik Pegasi A (links) und die Sonne (rechts). Quelle: Rjhall, Chris 論 (Vektor), CC BY-SA 3.0, über Wikimedia Commons

Es ist der Überrest eines Sterns, der die Hauptsequenz aufgab. Danach streifen die Sternstreifen aus den äußersten Schichten, die seine Größe verringern und nur den Kern verlassen, dem weißen Zwerg. 

Die weiße Zwergstufe ist nur eine Phase in der Entwicklung aller Sterne, die weder rote Zwerge noch blaue Riesen sind. Letztere, um so massiv zu sein, neigen dazu, ihr Leben in kolossalen Explosionen namens Nova oder Supernova zu beenden.

Der Ik Pegasi -Star ist ein Beispiel für einen weißen Zwerg, ein Ziel, das in vielen Millionen Jahren auf unsere Sonne warten kann.

Blaue Zwerge

Erholung eines blauen Zwergsterns. Quelle: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, über Wikimedia Commons

Sie sind hypothetische Sterne, das heißt, ihre Existenz wurde noch nicht bewiesen. Es wird jedoch angenommen, dass rote Zwerge endlich in blaue Zwerge verwandelt werden, wenn sie ihren Kraftstoff erschöpfen.

Schwarze Zwerge

Erholung eines schwarzen Zwergsterns. Quelle: Bapeookamo, CC BY-SA 4.0, über Wikimedia Commons

Es sind alte weiße Zwerge, die vollständig abgekühlt sind und kein Licht mehr emittieren.

Gelbe Zwerge und Orangen

Die Sonne, typisches weißes Zwergstern Beispiel. Quelle: Geoff Elston, CC von 4.0, über Wikimedia Commons

Manchmal wird es normalerweise als Massensterne als vergleichbar oder niedriger als die Sonne bezeichnet, aber von größerer Größe und Temperatur als rote Zwerge.

Neutronensterne

Dies ist die letzte Stufe im Leben eines überständlichen Stern. Aufgrund der Explosion ist der Kern des verbleibenden Sterns unglaublich kompakt, bis zu dem Punkt, dass Elektronen und Protonen zu Neutronen verschmelzen.

Ein Neutronenstern ist so dicht, dass er bis zur doppelten Sonnenmasse in einer Kugel von etwa 10 km Durchmesser enthalten kann. Da sein Radius so stark abgenommen hat, erfordert die Erhaltung des Winkelimpulses eine höhere Rotationsgeschwindigkeit.

Aufgrund ihrer Größe werden sie durch die intensive Strahlung festgestellt, dass sie in Form einer HAZ absagen Drücken Sie.

Beispiele für Sterne

Während die Sterne gemeinsam Eigenschaften haben, wie bei Lebewesen, ist die Variabilität enorm. Wie zu sehen ist, gibt es riesige und übergiegende Sterne, Zwerge, Neutronen, Variablen, großer Masse, riesige Größe, enger und weiter entfernt:

-Der hellste Stern am Nachthimmel ist syrisch, in der Konstellation von Can Mayor.

Sirio ist in der Konstellation des Majors, etwa 8 Lichtjahre entfernt, der hellste Stern am Nachthimmel

-Der nächste Centauri ist der engste Stern der Sonne.

-Der hellste Stern zu sein bedeutet nicht, der hellste zu sein, weil die Entfernung sehr zählt. Der bekannte leuchtende Stern ist auch der massivste: R136A1 zur großen Wolke der Magallanes.

-Die Masse von R136A1 beträgt das 265 -fache der Sonne.

-Nicht immer der Stern mit der größten Masse ist die größte Größe. Der bisher größte Star ist Uy Scuti in der Konstellation des Schildes. Sein Radius ist ungefähr 1708 -mal größer als der Radius der Sonne (der Radius der Sonne ist 6.96 x 10 8 Meter).

-Der bisher schnellste Stern war die USA 708, die sich bei 1200 km/s bewegt, aber vor kurzem eine andere, die überwindet, dass es entdeckt wurde: S5-HVS1 der Konstellation des Kranes mit einer Geschwindigkeit von 1700 km/s. Es wird angenommen, dass die verantwortliche Person der Schütze ein supermassives Loch in der Mitte der Milchstraße ist.

Verweise

1. Carroll, b. Eine Einführung in die moderne Astrophysik. 2. Auflage. Pearson. 
2. Costa, c. Ein Flüchtlingsstern, der aus der Dunkelheit des galaktischen Herzens ausgestoßen ist. Erholt von: aaa.Org.Oh.
3. Díaz-Giménez, e. 2014. Grundlegende Astronomienotizen.Gepostet von der Universität Córdoba, Argentinien.
4. Jchek, c. 1983. Astrophysik.Gepostet von la oas.
5. Martínez, d. Sternentwicklung. Vaeliada. Erholt von: Google Books.
6. Oster, l. 1984. Moderne Astronomie. Redaktion zurückgekehrt.
7. Spanische Astronomiegesellschaft. 2009. 100 Astronomiekonzepte.Edycom s.L.
8. Unam. Hochenergie -Astronomie. Neutronensterne. Geborgen von: astroscu.Unam.mx.
9. Wikipedia. Sternklassifizierung. Geborgen von: ist.Wikipedia.Org.
10. Wikipedia. Stern. Geborgen von: ist.Wikipedia.Org.