Če imate priložnost biti na polju, boste lahko opazili, kako lepo je videti nebo. Ima veliko svetlih majhnih lučk, vendar je več kot to. Tukaj odkrijte vse informacije o zvezdah. Naučili vas bomo, kaj so, kakšne so njihove značilnosti, vrste in še veliko več.
Kaj je zvezda?
Zvezda je svetlo telo, katerega notranja sestava je precej podobna plinastemu stanju teles. Zaradi svoje gravitacije lahko ohranijo svoje stanje in konfiguracijo.
Pravijo, da je to Sonce, zvezda, ki je najbližja planetu Zemlja. Preostanek teh svetlečih teles pa je mogoče brez težav ceniti le s tal, ponoči.
Toda človeško oko ne vidi vseh zvezd tako zlahka. Velikega dela teh nebesnih teles, ki lahko vključujejo tista, ki so od galaksije bolj oddaljena do Zemlje, sončnega sistema ali Mlečne poti, ni mogoče opazovati brez specializirane opreme.
Nekatere od teh zvezd so tako oddaljene, da jih je nemogoče videti z Zemlje, tudi z uporabo teleskopov napredne tehnologije.
Značilna svetlost zvezd ponoči je posledica absorpcije in sproščanja energije v njihovem jedru. S fizičnim procesom se telesni vodik pretvori v žlahtni plin, v tem primeru helij.
S to fizično reakcijo energija, ki nastane, prehaja iz notranjosti jedra in se v obliki elektromagnetnih valov širi po vesolju.
A vse to je postalo precej zanimivo in velja, da se postavi naslednje vprašanje: koliko časa zdrži zvezda? Čeprav se zdi zapleteno, je znanstvenikom uspelo natančno določiti, koliko časa ima vsaka od doslej odkritih zvezd.
življenje zvezde
V obdobju nastajanja in izumrtja zvezd nastanejo majhne jedrske reakcije, ki so odgovorne za življenjsko dobo nebesnega telesa do njegove eksplozije. Zelo normalno je, da je zvezda blizu izginotja, v njej zaradi učinkov transformacije velika količina naplavin.
Znanstveniki uspejo ugotoviti količino snovi, ki jo vsebujejo, življenjsko dobo in količino elementov, ki niso helij in imajo večjo težo. Preprosto z registracijo njegovega gibanja skozi prostor, poleg njegove svetlosti in obsega njegove svetlobe.
Druga posebnost zvezd je, da se skozi življenje povečuje njihov premer in spreminja Temperatura in vlažnost. Pomembno je vedeti, da bo okolje, kjer se nahajajo, dejavniki, ki lahko vplivajo na njihovo pot in rotacijo.
Z razpadom gravitacije medzvezdnih območij, ki jih sestavljajo vodik, helij in drugi težji elementi, se začne življenjski cikel zvezd. Z združitvami, ki sproščajo energijo v procesu.
Zahvaljujoč vsem tem reakcijam ostanki, ki nastanejo v zvezdi, prenašajo energijo stran od njenega središča s prenosom toplote, ki ga povzročata elektromagnetni prenos in gibanje tekočine.
Zaradi pritiska na notranji del zvezde se le-ta prepreči sesedanje. Ko zaloge vodika v njenem jedru začnejo zmanjkovati, začne zvezda povečevati premer.
Zaradi tega nesorazmernega povečanja svoje velikosti se zvezda preoblikuje, kar omogoča izgon velikega dela snovi, kar omogoča nastanek novih zvezd. Vsa njegova masa postopoma ugasne, dokler ne postane črna luknja.
Zvezde in orbita
Ko ima dve ali več zvezd isto orbito, govorimo o večzvezdnih sistemih. Ki se prepletajo v isti gravitacijski orbiti.
Če je orbitalno območje, ki si ga delijo, zelo blizu, bo njihov razvoj zaradi izmenjave gravitacije pomembnejši. Skupina te vrste zvezd je odgovorna za opazovanje zvezdnih kopič ali galaksij.
zgodovina zvezd
Že od nekdaj so bile zvezde zelo dragoceno orodje za vse civilizacije. Bile so neločljiv del religiozne kulture, zelo dragocene za navigatorje, saj so se uporabljale za orientacijo.
Dolgo časa so verjeli, da ti drobni elementi prostora ostanejo statični na enem mestu in brez kakršnih koli sprememb.
Številni študenti kozmosa so zaradi udobja zbrali zvezde v nebesnih območjih, ki so jih uporabljali za beleženje gibanja planetov glede na lokacijo Sonca.
Prav tako so lahko uporabili premik Sonca, v nasprotju z vodoravno ravnino zvezd, za oblikovanje koledarjev. Da bi lahko bili v veliko pomoč pri programiranju vseh dejavnosti v zvezi s kmetijskimi praksami, kot so sajenje, gnojenje in priprava tal.
Trenutno znani koledarji temeljijo na sončnem koledarju, ki uporablja os vrtenja in kot Zemeljska gibanja, v odnosu do svoje zvezde, Sonca.
Seznam in seznam zvezdic
Zvezda ali zvezdna karta je zemljevid, kjer se nahajajo lokacije, vsake od njih na prostorski ravnini.
Ta zvezdni zemljevid, za katerega je znano, da je najstarejši, ustreza egipčanski civilizaciji in njenim uglednim učenjakom okoli leta 1534 pr. Nato so bili geniji babilonske astronomije zadolženi za njihovo katalogizacijo in združevanje v letih od 1500 do 1100 pred Kristusom.
Grki pa navajajo, da je bil njihov prvi seznam zvezd sestavljen leta 300 pred našim štetjem. C astronom Aristilus. Indeks zvezd, ki je bil zabeležen v XNUMX. stoletju pr. C, je zaslužen astronom in matematik Hiparh iz Nikeje. Hiparh je znan tudi kot tisti, ki je odkril prvo novo ali novo zvezdo.
Hiparhov zemljevid je vseboval skupno približno 1000 novih zvezd. Uporabili so jih za dokončanje kompilacije, ki jo je izvajal geograf in astronom Klavdij Ptolemej.
Geniji kitajske astronomije so gojili upanje, da bodo nastale nove zvezde, čeprav so se zavedali togosti sprememb v nebesnem prostoru.
Možnost nekaterih sprememb je bila nagrajena, ko so po skoraj 190 letih, po Kristusovi dobi, lahko opazovali, opisali in posneli supernovo ali super zvezdo. Trenutno je ta super zvezda registrirana kot SN 185.
Še naprej so se beležila odkritja zvezd. Naslednja na seznamu je bila supernova SN 1006, ki jo je leta 1006 našega štetja v sodelovanju z drugimi kitajskimi astronomi opazil in posnel astronom, rojen v Egiptu, Ali Ibn Ridwan.
Trenutna Rakova meglica je posledica odkritja superzvezde SN 1054. Opazila jo je multidisciplinarna skupina Kitajcev in Arabcev.
Izumi in imena
Astronomija in vse, kar je z njo povezano, dolguje arabskim astronomom srednjega veka. Zadolženi so za registracijo in poimenovanje velikega števila zvezd ter izumili številne merilne instrumente, ki so bili zelo uporabni za izračun položajev zvezd.
Arabski astronomi so bili tudi ideologi in vizionarji, ki so del svojega znanstvenega znanja namenili ustanovitvi raziskovalnih inštitutov in velikih zvezdnih observatorijev.
Zgodovina astronomije ima neprecenljive publikacije in priznane znanstvenike, ki so velik del svojega življenja posvetili napredku znanosti in poznavanju zvezd in planetov.
Nekateri izmed njih so omenjeni spodaj:
- Abd Al-Rahman Al Sufi, perzijski astronom. Avtor knjige The Fixed Stars, leta 964 AD.
V objavi nam sporoča svoje opazovanje zvezdne skupine: Omicron Velorum in komplet Brocchi. Poleg galaksije Andromeda.
Abu Rayhan Biruni je bil perzijski astronom, ki je znal opisati skupino zvezd in nebesnih teles, imenovano Rimska cesta. V svojih zapiskih ga opisuje kot sklop kosov, ki so imeli elemente, podobne zvezdam. Abu Rayhanu Biruniju pripisujejo tudi natančno določitev razdalje določenih zvezd med luninim mrkom leta 1019 AD.
Rimska cesta in druge formacije
Po besedah astronoma Ibn Bajjaha je leta 1106 AD izjavil, da je Rimska cesta sestavljena iz številnih zvezd. Ki so se drgnile drug ob drugega in dajale občutek, da gre za neprekinjeno figuro, produkt spremembe hitrosti in smeri valov.
Evropski astronomi so omogočili več odkritij. Med njimi izstopa Tycho Brahe, ki je ponoči uspel prepoznati nove na nebu. S tem potrjujejo, da so nebesa, če so se spremenila.
Giordano Bruno v petnajstem stoletju je predlagal, da bi ta nebesna telesa imela najverjetneje druge planete, ki se vrtijo v svoji orbiti. Verjetno tako, kot se to zgodi s sončnim sistemom. Teorijo, ki jo je sprva predlagal Epikur in tudi v atomska teorija Demokrit.
Poenotena merila
Že v XNUMX. stoletju so se merila okoli definicij in klasifikacij nebesnih teles začela poenotiti. Ugotovili so razloge, zakaj ta telesa niso izvajala nobenega pritiska na sončni sistem.
Fizik Isaac Newton in teolog Richard Bentley sta se strinjala glede ideje, da so zvezde enakomerno porazdeljene po vesolju.
V XNUMX. stoletju so bile izvedene prve meritve gibanja dveh nebesnih teles, ki sta spremenili svojo lokacijo, ki sta jih zabeležila Hiparh in Ptlomej. Za to dejstvo je zaslužen Geminiano Montanari, astronom, ki je opazoval variacije v zvezdi Algol iz ozvezdja Perzej.
Že v osemnajstem stoletju so bile opravljene prve meritve za porazdelitev nebesnih teles na nebu. Naloga, za katero je bil zadolžen astronom William Herschel. Skozi nekaj indikatorjev, postavljenih v celoten vidni trak.
Analiza sevanja
Joseph von Fraunhofer je v sodelovanju z Angelom Secchijem začel študijo, kjer so primerjali različne fotone iz velikega števila nebesnih teles. Ugotovili so lahko, da obstajajo razlike v intenzivnosti in absorpciji spektra.
Iz zapisa teh dogodkov so zvezde začeli razvrščati po vrstah fotonov. To klasifikacijo sta pozneje izboljšala dva astronoma.
Leta 1865 je Secchi začel razvrščati zvezde po spektralnih vrstah. Vendar pa je sodobno različico sheme za klasifikacijo zvezd razvila ameriška astronomka Annie Cannon.
Bessel Friedrich, je odgovoren za prve meritve razdalje med zvezdami. Poleg tega je ta astronom in matematik z opazovanjem lahko zabeležil spremembe lokacije zvezde Sirius.
Zvezde XNUMX. stoletja in nove tehnike
S prihodom XNUMX. stoletja se je zgodila vrsta tehnološkega napredka, ki je omogočil pomemben napredek pri analizi in opazovanju nebesnih teles.
Drugi dejavnik, ki je vplival na prepoznavanje vsega, kar se dogaja na nebu, je bil napredek v temi fotografije. Razviti bi lahko boljše zmogljivosti ostrenja fotoaparata, ki bi omogočile boljše slike.
Eden njegovih najboljših predstavnikov je bil nemški fizik in astronom Karl Schwarzschild. S tem veličastnim orodjem je to sklepal, primerjal tisto, kar je videl v svojem teleskopu, in tisto, kar je ujelo s kamero. Temperaturo zvezde je mogoče določiti.
Z vključitvijo novih, naprednejših orodij, kot je fotoelektrični fotometer. Večjo natančnost meritev bi lahko naredili z merjenjem intervalov razdalje valov.
V zgodnjih 1900-ih so bile prvič narejene meritve velikosti zvezde. Z uporabo interferometra, ki je preprosto sestavljen iz instrumenta, ki moti svetlobne valove.
https://www.youtube.com/watch?v=X2tU_F0fy5o
XNUMX. stoletje je bilo polno velikih opazovanj in napredka v poznavanju teh nebesnih teles. Med tistimi, ki izstopajo:
- Fizična zgradba zvezd.
- Hertzsprung-Russell diagram za vključitev fizike v študij zvezd.
- Razvoj modelov za teoretizacijo o notranjosti in evoluciji zvezd.
- Teza Cecilije Payne-Gaposchkin, kjer je predlagana sestava vodika in helija.
Nabor fotonov zvezd je naredil pomemben preskok v svojem razumevanju zaradi napredka, ki se je zgodil v fiziki in Planckova kvantna teorija. Biti sposoben vedeti, kako je zvezdna atmosfera kemično sestavljena.
Z razvojem novih teleskopov lahko zvezde opazujemo več kot 100 milijonov svetlobnih let od planeta Zemlje. Kot na primer nebesna telesa, ki se nahajajo v galaksiji M100.
Ustvarjanje nebesnih teles
Če se osredotočite na opazovanje in beleženje območij prostora, kjer je večja gostota, boste opazili, kako se nebesna telesa kondenzirajo. Ta pojav se pojavlja v manj trdnih delih notranjosti.
Te formacijske cone se imenujejo molekularni oblaki, ki so sestavljeni iz enega od elementov z največjo prisotnostjo v celotnem sistemu, kot je vodik, v kombinaciji s helijem in drugimi elementi.
Eno od območij največje aktivnosti pri nastajanju zvezd je območje, znano kot Orionova meglica. Tu se rodi na milijone teh teles, ki se bodo kasneje postavila na različne dele neba.
Obstajajo zvezde, ki spadajo v kategorijo masivnih nebesnih teles, niso nič drugega kot telesa, katerih temperature so zelo visoke. To jim olajša osvetlitev meglic, električno polnjenje vodikovih molekul, poleg tega pa proizvajajo plinske in plazemske oblake.
Toda ta proces nenehnega nastajanja in izmenjave energije je prekinjen, kar preprečuje nastanek novih zvezd.
Zvezde običajno preživijo velik del svojega življenja v stanju glavnega zaporedja. To pomeni, da se nahajajo glede na emisijo svetlobe in temperaturo njihovih teles.
Razvrstitev glede na maso
Zvezde imajo glede na svojo maso različne značilnosti, ko se razvijajo. Zvezde, ki imajo desetkrat večjo maso od sonca (10MS), imajo popolnoma drugačen konec kot tiste z manjšo maso.
Glede na te vidike glede na njihovo maso so razvrščeni na naslednji način:
z zelo nizko maso
To so telesa, katerih masa je manjša od 1 sončne mase (MS). Imajo sposobnost prenosa toplote in enakomerne porazdelitve helija po nebesnem telesu.
Zaradi tega njihov pokrov ne gori in se ne spremenijo v rdeče zvezde velikanke. Nasprotno, zaradi izgube svoje osrednje energije izgubijo sposobnost združevanja in postanejo pritlikave zvezde.
Te zvezde imajo običajno daljšo življenjsko dobo kot ostala nebesna telesa, ki se preoblikujejo v vesolju. Zato je precej težko določiti njihovo starost, saj nobeden od njih ni dosegel ravni belih pritlikavk.
nizka masa
Tista nebesna telesa, katerih mase se gibljejo med 0,5 in 2,5 sončne mase (MS) in glede na svojo konstitucijo, lahko postanejo tako imenovani rdeči velikani ali zvezde, ki jim jedro zmanjkalo goriva.
Te zvezde so sestavljene iz notranjosti ogljika in kisika, ki kasneje porabita vodik v jedru. To povzroči krčenje celotnega telesa, medtem ko se njegova temperatura dvigne, zaradi česar se njegove zunanje plasti ohladijo.
z vmesno maso
Zvezde te skupine imajo maso od 2 do 10 sončnih mas (MS) in njihov evolucijski proces je zelo podoben tistemu pri zvezdah z nizko maso.
Ta nebesna telesa imajo obdobja transformacij, v katerih pride do izgorevanja helija, da kasneje tvorijo središče ogljika in kisika na različnih ravneh.
masivne zvezde
Pogosto so to zvezde, katerih sončna masa je med 7 in 10 sončnimi mas. Ko je njihovo jedro gorivo porabljeno, se spremenijo v supergigantske zvezde, ki zlijejo vse elemente, težje od helija.
Njegova življenjska doba je povezana s propadom njegove notranjosti, dokler ne pride do eksplozije, ki povzroči supernove.
Zvezde in njihova tvorba
Te zanimive formacije, ki jih lahko vidimo na nebu, se začnejo razvijati z nihanjem gravitacije znotraj molekularnih oblakov. Vse to zahvaljujoč pritisku, ki ga povzročajo trki med galaksijami.
Ko gravitacijske plasti dosežejo vrh svoje gostote, omogočajo, da se dostavi vse, kar je potrebno za ustvarjanje nestabilnosti. Nato v tem trenutku pride do kolapsa zaradi delovanja sile gravitacije.
V notranjosti oblaka se vse začne sesedati in vsi delci plina nastanejo gost in temen oblak, imenovan Bokova krogla. Ko pride do neravnovesja, se energija pretvori v toploto, kar poveča temperaturo.
V trenutku, ko začne oblak znova iskati gravitacijsko ravnovesje, se v njegovem jedru rodi nova zvezda.
Zvezde, ki so ravno v nastajanju, so obkrožene z diski, ki se vzdržujejo z izmenjavo gravitacijske energije. Obdobje redukcije ali jedrske fuzije lahko traja približno petnajst milijonov let.
Imenujejo se najnovejša nebesna telesa, torej tista, katerih sončna masa ne presega 2 MS T Bik in so nove zvezde, večje vidnosti.
Zvezda je pravkar nastala, izloča pline, ki so odgovorni za zmanjšanje rotacijskega gibanja umirajoče zvezde. Kombinacija teh plinov s svetlobnimi valovi povzroči, da se okoliški oblak odmakne od svoje orbite.
Običajno je, da so zvezde, ki so pravkar nastale, medtem ko so pri isti temperaturi, njihova svetlost precej neprozorna. To je značilnost okolja, kjer je nastala vsaka od zvezd.
Spodaj sta navedena zaporedja in vrstni red pri nastajanju zvezd.
Glavni vrstni red oblikovanja
Te plazemske krogle porabijo skoraj celotno življenje za utekočinjanje vodika v helij pri visokih temperaturah in velikanskih tlakih okoli svojega središča. Zvezde, ki se nahajajo na tej prvi ravni, so znane tudi kot pritlikave zvezde.
Ko se začne štetje v življenju zvezde, ki se začne od starosti nič, se bo koncentracija plina helija v njenem središču povečala. Iz istega razloga je opaziti tudi povečanje njegove temperature in svetlobe.
V primeru Sonca se je od njegovega rojstva pred več kot 4000 milijardami let njegova svetilnost povečala za skoraj 50 %, odkar je vstopilo v prvo fazo nastanka.
Produkt stalnih transformacij, vsaka od plazemskih krogel, ki nastanejo, ustvarja zvezdni vetrič, ki je odgovoren za transport plinov proti vesolju.
Zaradi svoje nenehne transformacije, na primer, Sonce vsako leto sprosti svojo maso, v povprečju več kot 10 MS, kar bistveno vpliva na njegov razvoj.
Obdobje, ki ga zvezda uporablja med prehodom skozi glavno zaporedje tvorbe, bo odvisno od količine energijskih rezerv, ki jih ima, in hitrosti, s katero meša svoje elemente.
Ker masivne plazemske krogle hitreje izgorevajo energijo, bo njihova življenjska doba krajša. Nasprotno, tisti z nizko maso energijo porabljajo počasneje, kar jim podaljšuje življenje.
Usklajevanje med minimalno porabo energije in stalno oskrbo z gorivom omogoča, da je življenjska doba nebesnih teles z majhno maso veliko daljša.
V tej fazi razvoja se pri tako imenovanih rdečih pritlikavih zvezdah zaradi zadrževanja helija povečata temperatura in sevanje. Toda zaradi izgube zalog vodika se krčijo, zaradi česar postanejo druge svetleče krogle plazme, da so zvezde bele palčke, ki so že utrpele padec temperature.
težki elementi
Kot dobro veste, ima masa glavno vlogo pri evoluciji zvezde. Vendar je treba upoštevati tudi tiste elemente, katerih teža je večja od helija.
Znanstveniki imajo način razvrščanja elementov, katerih uteži so nad helijem. Združevanje vseh teh elementov znotraj zvezde se imenuje kovinskost.
Da bi razumeli, za kaj gre pri tem izrazu, je treba omeniti, da kovinskost nebesnega telesa neposredno vpliva na obdobje, v katerem porabi svojo energijo.
Na magnetno polje zvezd vpliva tudi kovina. Poleg afektacije, ki jo povzroča na intenzivnost zvezdnega vetra.
Molekularni oblaki imajo nižjo koncentracijo kovine v tistih zvezdah večje antike in zahvaljujoč stalnim transformacijam. Ko zvezde ugasnejo in umrejo, služijo kot gnojilo za te oblake.
glavno zaporedje objave
Ko zvezde, katerih mase so manjše od 1 MS in so izčrpale vse svoje zaloge vodika v jedru, začnejo mešati vodik na območju zunaj jedra helija.
Vzporedno s to porabo goriva, ki se pojavlja v jedru na zunanjih ravneh, pride do ekspanzije. To povzroči hlajenje, ki nato na koncu postane zvezda rdeča velikanka.
Ko poteče približno 5000 milijonov let in Sonce preide v fazo zgorevanja helija, se bo King Star povečala v svojem polmeru več kot 100 milijonov kilometrov in izgubila tretjino svoje trenutne mase.
Ta značilnost preobrazbe Sonca je posledica izgorevanja ravni vodika in s tem večje proizvodnje helija, kar povzroči povečanje temperature in mase.
masivne zvezde
V tej fazi tvorbe, tako kot v drugih fazah, pride do pomembne uporabe helija, da se premakne na naslednjo stopnjo transformacije. Zvezde končajo svoje stanje modre supergigantske plazme, da postanejo še ena, a tokrat rdeča.
Druga posebnost, ki jo imajo te zvezde, poleg tega, da so v svojem jedru izjemno vroče in izgubijo znatno maso, je, da se lahko razvijejo v drugo zvezdo, katere emisije plinov in delcev imajo večjo težo kot vodik.
Proces tvorbe in transformacije izčrpava zaloge helija, ki jih vsebuje jedro. To se zmanjša, zaradi česar se tlak in temperatura povečata do točke, da se prisotni ogljik pomeša s silicijem, neonom in kisikom.
Znano je, da je zvezda v zadnji fazi, ko v vsaki njeni plasti pride do povečanja proizvodnje železa. Fuzija v železovih jedrih ne povzroči iztiska energije in posledično ne bo nobene nadaljnje transformacije.
Uničenje
Zaradi krčenja jedra zvezde se povečajo emisije energije. Ta pojav povzroči, da se zaradi učinka pritiska na njegove plasti plini iztisnejo iz notranjosti proti zunanjosti in tvorijo meglico.
Ko preneha izločanje plinov in delcev, ostane zvezdna masa. Če je ta masa pod 2 MS, pravimo, da nastane bela pritlikavka. Te nimajo dovolj površine za ustvarjanje novih formacij.
Po tem obdobju sproščanja energije in plinov krogla, ki ni več plazma, postane črni škrat in bo v tem stanju, kjer bo ostala še dolgo.
V zaporednih razpadov tega zvezdnega mase, se sproži več eksplozij, dokler ne dosežemo popolno propad, postane supernova.
Značilnosti nebesnih teles
Glavne značilnosti svetleče krogle plazme so med drugim življenjska doba, kako so sestavljene, njihova velikost, količina svetlobe, ki jo sevajo. Vsak od njih je omenjen spodaj.
Čas življenja
Velik del teh svetlečih zvezd ima starost od 0 do več kot 10.000 milijonov let. Zelo malo zvezd ima starost, ki presega 13.000 milijard let.
Do danes odkrito nebesno telo, ki je po vseh ocenah najstarejše, je bilo katalogizirano kot HD 140283. Dobilo je tudi pogovorno ime Metuzalem in naj bi bilo staro več kot 14.000 milijard let.
Medtem ko je zvezda glede na proces transformacije bolj masivna, se njeno življenje skrajša. To zaradi sil, ki so jim izpostavljena njihova jedra, kar povzroča tudi večjo porabo vodika.
Zvezde rdeče pritlikave, katerih masa je zelo majhna, porabljajo vodik veliko počasneje. Kar omogoča podaljšanje njegove življenjske dobe, na milijone let več.
kemična sestava
Splošna sestava nebesnih teles se vrti okoli kombinacije vodika, helija in majhnih količin drugih težjih elementov. Na splošno so v ozračju zvezde prisotni deli železa.
Prisotnost železove rude, ki jo je mogoče najti v atmosferi, je znak, da ta zvezda najverjetneje vsebuje planetarni sistem. Zato vas vabimo k ogledu našega članka o zvezdniška imena.
Zvezde, ki so bile zabeležene z največjo količino železa, so: Leonis in Hercules. Medtem ko nižje koncentracije izstopa HE 1327-2326.
Premer
Zaradi svoje lege, tako oddaljene od planeta Zemlje, je vse zvezde mogoče videti na nebu kot utripajoče točke, vendar to ne velja za Sonce, ki je tudi zvezda. Ker je veliko bližje Zemlji, ga je lažje videti.
Sonce je zvezda z največjim ekvatorialnim premerom med vsemi nebesnimi telesi. Premer ostalih zvezd je precej majhen. Opazovati jih je mogoče le z Zemlje, s teleskopi, ki uporabljajo interferometrično tehnologijo za njihovo zajemanje.
Običajno je tudi uporaba tehnike okultacije za merjenje premerov zvezd. Ta je sestavljen iz merjenja izgube svetilnosti nebesnih teles, medtem ko jih Luna skriva.
Te zvezde lahko merijo do 40 kilometrov v premeru, kot v primeru nevtronskih zvezd in tudi tistih, ki imajo premer večji od 1.000.000 kilometrov, kot so tiste v ozvezdju Orion.
Movimiento
Zvezde imajo dve vrsti gibanja. To sta radialno hitrostno gibanje in prečno kotno gibanje.
S pomočjo radialne hitrosti je mogoče izračunati premik zvezde. Od določene točke opazovanja do najbolj oddaljene točke zapisa.
Medtem ko je s pravilnim ali kotnim gibanjem mogoče določiti spremembe v lokaciji zvezd na nebu. Te vrste nebesnih teles najverjetneje najdemo bližje Soncu.
Po znanstvenih študijah je znano, da imajo mlajša telesa počasneje kot starejša.
Magnetno polje
Ta sila nastane znotraj zvezde. Gibanje magnetnega polja deluje kot nekakšen dinamo, kjer premiki, ki jih povzročajo električni naboji, izzovejo magnetna polja nebesnega telesa.
Vsaka zvezda ima zelo posebno intenzivnost polja. Intenzivnost bo odvisna od mase in kemične strukture vsakega od njih, pa tudi od hitrosti, s katero poteka rotacijsko gibanje.
Mlajše plazemske krogle se hitreje vrtijo, zato je njihova površinska aktivnost zaradi magnetnega polja visoka. Nasprotno velja za starejše zvezde, ki imajo nižjo površinsko aktivnost.
masa
Zvezde, katerih stopnje oblikovanja so na ogromni ravni, imajo življenjsko dobo nekaj milijonov let. Opravljena opažanja kažejo, da se meje mas zvezde z največjo gostoto nahajajo na več kot 150 MS.
Druge teorije predvidevajo, da so imele zvezde pred velikim pokom vesolja maso večjo od 300 MS. To je posledica odsotnosti litijevega elementa v njegovi notranji sestavi.
Zvezda 70 MASS, ki ima maso več kot 2-krat večjo od planeta Jupiter, je ena najmanjših zvezd v ozvezdju in v njenem jedru pride do fuzije.
Združitev mase in polmera nebesnega telesa določata gravitacijo na njegovi površini. Tako imajo svetleče orjaške plazemske krogle nižjo površinsko gravitacijo kot tiste, ki jih najdemo na glavnem zaporedju.
Ta gravitacija, ki se pojavi na površini, vpliva na svetlobne valove, ki jih ustvarja amplituda absorpcijskih linij.
Vrtenje
Z uporabo kosa opreme za merjenje elektromagnetnega spektra, imenovanega spektroskop, so lahko določili hitrost vrtenja zvezd. Z navedbo, da mlade zvezde to gibanje izvajajo s hitrostjo več kot sto kilometrov na sekundo.
Na primer, Star King izvaja rotacijsko gibanje približno vsakih 30 dni, to bo glede na zemljepisno širino, na kateri se nahaja. Magnetno polje in zvezdni vetrič neposredno vplivata na hitrost vrtenja zvezd.
Tiste nebesne mase, ki so vstopile v obdobje izčrpanosti, se zaradi izgube mase nagibajo k povečanju hitrosti vrtenja. Toda njegovo povprečje je v primerjavi z ostalimi zelo nizko, saj zvezdni vetrovi nasprotujejo omenjeni hitrosti.
Temperatura
V nebesnih telesih je temperatura tesno povezana z njihovo sposobnostjo, da v notranjosti proizvedejo dovolj energije, in njihovo velikostjo.
Na splošno je temperatura povezana s sposobnostjo te zvezde, da izloči enako količino elektromagnetnega sevanja, glede na velikost zvezdne površine. V notranjosti lahko dosežejo milijone stopinj Kelvina.
Kot eden od pogojev za razvrstitev zvezd se uporablja njihova temperatura. In to je mogoče določiti z njegovo sposobnostjo absorbiranja svetlobnih valov in hitrostjo preoblikovanja določenih elementov v njej.
Svetleče plazemske krogle, ki imajo večjo površino, lahko dosežejo temperaturo, ki presega 45.000 °K. Sonce ima na primer temperaturo nad 5000 °K, rdeči velikani imajo lahko temperaturo nad 3000 °K.
Zvezde in njihova uvrstitev
Grški astronom Hiparh je bil prvi, ki je razvrstil zvezde. Kar je nadaljeval Ptolemej in zapisal v delu Almagest. Ta razvrstitev je temeljila na moči svetlobe, ki jo vidimo s tal.
Za njihovo klasifikacijo so bile določene stopnje padajoče svetlostne magnitude. Tako so se zvezde z največjo svetlobno močjo nahajale na lestvici ene ali prve magnitude. To pozicioniranje je bilo v nasprotju z zmanjšanjem svetlosti, ki so bile zvezde magnitude 6.
V sedanjosti se uporablja klasifikacijski sistem, razvit na začetku 20. stoletja, katerega stopnje segajo od črke A do trenutka Q. Za to preureditev v klasifikaciji zvezd sta upoštevali črto elektromagnetnega sevanja vodika in temperaturo jedra.
Za njegovo razvrstitev se upoštevajo tudi drugi vidiki, kot je na primer pojavnost svetilnosti v spektru. Kar je lahko emisija ali absorpcija, ki je neposredno sorazmerna z velikostjo in gravitacijo.
Druga značilnost, ki se uporablja za razvrščanje nebesnih teles, je dodajanje številk, ki omogočajo prepoznavanje velikosti vsakega od njih.
Torej, na primer, številka 0 ustreza hipergigantskim zvezdam, III pa bo za identifikacijo, kaj so zvezde velikanke. To zaporedje bi doseglo številko VII, kar ustreza belim pritlikavim zvezdam.
Poglejmo si naslednji primer Sonca, ki je zvezda tipa G2V. Iz te nomenklature je mogoče razbrati naslednje:
- Šteje se za pritlikavo nebesno telo (G)
- Sonce se nahaja med najbolj vročimi zvezdami (2)
- Je zvezda glavnega zaporedja pete svetilnosti (V)
Druge nomenklature
Da bi lahko vsaki zvezdi dodali več opisnih podrobnosti, so astronomi zasnovali dokaj obsežen sistem. To je sestavljeno iz dodajanja malih črk na konec spektralne vrste.
Namen tega sistema je, da lahko doda več funkcij za prepoznavanje. Takšen je primer a e pomeni, da ste v prisotnosti emisijske črte; medtem ko ena m kaže na visoke koncentracije kovin.
Druga posebnost v zvezdniški klasifikaciji je uporaba samoglasnikov in soglasnikov z velikimi črkami. Pritlikave plazemske krogle imajo svojo identifikacijo in se začne s črko D, pa ima svoje razrede, ki so A, B, C, O, Z y Q, ki ji sledi številka, ki označuje njegovo temperaturo.
Razvrstitev po spektru
Ta razvrstitev upošteva spekter vsake zvezde. Vendar to ni tako odločilno, da bi ločili enega od drugega. Ker lahko obstajajo nebesna telesa, katerih temperature so enake, vendar nimajo enake velikosti. To neposredno vpliva na njegovo svetlost.
Zadnji zapis o klasifikaciji zvezd je pokazal, da zvezde bele pritlikavke predstavljajo 10 % vseh. Tri tretjine nebesnih teles so tipa M, vrste K y G aglutinirajo jih 14 %. Medtem ko zvezde z večjo maso, kot npr A y Fnjihovo število je zelo majhno.
glede na svojo resnost
Svetleče plazemske krogle glede na njihovo gravitacijo lahko razvrstimo glede na štiri gravitacijske principe, ki jih je potrdila Mednarodna astronomska zveza (UAI). In ki so navedeni spodaj:
zvezdno gravitacijsko središče
Za uvrstitev nebesnega telesa v to kategorijo je treba ugotoviti, ali ima zvezdno središče ali ne. Se pravi, če je zadevna zvezda del sistema.
Zvezde, ki sodijo v zvezdno težišče, se imenujejo sistemska nebesna telesa, tiste, ki so zunaj zvezdnega sistema, pa samotne.
Sistemske zvezde glede na položaj
V tej kategoriji so združene vse tiste zvezde, ki pripadajo zvezdnemu sistemu in imajo podrazdelitev, in sicer:
- Osrednje: so tiste, ki imajo funkcijo, da delujejo kot težišča za druge zvezde.
- Sateliti: združeni so v to podrazdelek, na nebesna telesa, ki opisujejo a Orbita, okoli druge osrednje zvezde.
Po gravitacijski skupini
Tukaj so zvezde, ki so razvrščene v skupine, odvisno od tega, ali se privlačijo, glede na njihovo gravitacijsko silo. Ta klasifikacija ima dve podrazdelki, ki vključujeta kopico in neodvisne zvezde.
Med najbolj izjemnimi značilnostmi te vrste nebesnih teles je sposobnost, da se združujejo ali odbijajo. Druga posebnost zvezd, ki so združene v to kategorijo, je, da se kljub temu, da imajo težišče, nobena od njih ne vrti okoli drugih, čeprav so gravitacijsko povezane.
Sledijo značilnosti kopice in neodvisnih zvezd:
- Kumulativno
Ti so sposobni tvoriti zvezdne oblake. Ko je oblak ali kopica kroglastega tipa, jih bo pritegnila gravitacija vsakega od njih. Če pa je oblak ali kup odprtega tipa, bo prišlo do pojava gravitacijskega privlačnosti, vendar tokrat gravitacijsko središče izvira iz središča mase oblaka.
- Neodvisni
Te vrste zvezd se ne razumejo najbolje s preostalimi vrstniki. Niso sposobni tvoriti zvezdnih oblakov z drugimi nebesnimi telesi. Vendar je mogoče opazovati neodvisne zvezde, ki so del sistema, saj se vrtijo okoli drugih zvezd ali delujejo kot težišče svojih vrstnikov.
Planetarni sistem
V tej skupini so svetleče krogle plazme, ki skupaj z drugimi zvezdami spadajo v planetarni sistem. Pomembno je biti jasno, da je sistem planetov skupina tega nebesnega telesa in preostalih planetov, kometov in asteroidov, ki se vrtijo okoli njega.
Združenje in organizacija All-Star
Posebnost, ki jo imajo zvezde, je, da niso neurejeno razpršene po vesolju. Nagnjeni so k kopičenju, običajno v galaksijah v družbi medzvezdnega plina in prahu.
sistem z več zvezdicami
Imenuje se večzvezdni sistem, skupini, ki lahko obstaja med dvema ali več zvezdami, ki jih združuje sila gravitacije, ki združuje njihove orbite. Zaradi orbitalne ustreznosti so sistemi, ki združujejo neskončnost zvezd, ponavadi združeni po hierarhičnih ravneh zvezd.
Zelo pogosto najdemo skupine z večjim številom zvezd, ki jih imenujemo kopice ali zvezdni oblaki. Te so lahko med ohlapnimi zvezdnimi stičišči do ogromnih količin Oblaki kroglasti.
Planet Zemlja ima poleg Sonca zelo blizu tudi rdečo pritlikavko zvezdo Alpha Centauri, približno 40 milijard kilometrov stran.
Trki med zvezdami so zelo redki zaradi razdalj med njimi zunaj galaktičnega jedra. Dlje v jedro, v kroglastih kupih, so trki med nebesnimi telesi pogostejši.
vezane zvezde
Gravitacijske zveze med zvezdami ustvarjajo sisteme med dvema, tremi ali skupinami večjega števila zvezd. Velik odstotek diska Rimske ceste sestavljajo dvojne zvezde.
Drugi odstotek nebesnih teles je združenih v večje število, kar povzroča zvezdne kopice. Te nastanejo zaradi sprememb v gravitacijskem polju galaksije. Nastanejo tudi zaradi nastanka zvezdnih izbruhov.
V galaksiji lahko najdemo dve vrsti zvezdnih kopic, to sta:
- kroglaste kopice
To so najstarejše tvorbe in jih najdemo v obročih, ki imajo v svojih skupinah na milijone zvezd.
- odprt kumulus
Nastale so pred kratkim, za razliko od kroglastih se nahajajo v disku in je skupina zvezd manjša.
izolirane zvezde
Zelo verjetno je opazovanje zvezd, ki med seboj ne morejo vzdrževati stabilnih vezi. Mnogi od njih, tako kot Sonce, potujejo brez družbe, reagirajo le na magnetno polje, ki je vzpostavljeno v galaksiji.
zvezdniška organizacija
Na splošno plazemske krogle niso enakomerno razporejene po vesolju. Razvrščeni so v precejšnje skupine, imenovane galaksije.
Najbolj prepoznavna je Rimska cesta, v kateri se zberejo milijoni zvezd, veliko jih je v zelo majhni ravnini galaksije. S prostim očesom in ponoči je lahko nebo zelo gosto z zvezdami. Toda to bo le optična iluzija ravnine, ki jo opazimo v galaksiji.
Uporaba zvezdic za navigacijo
Med nebesnimi telesi so pretirane razdalje. Toda gledano z Zemlje lahko te razdalje in položaji kažejo na fiksni položaj. Zaradi natančnosti njihovega položaja na zemljevidu se uporabljajo za vodenje poteka navigacije.
Starodavni pomorščaki so zvezde uporabljali kot edino sredstvo za lociranje, ko so bili na morju, dokler niso dosegli celine. Z razvojem in tehnološkimi raziskavami je ta sistem pozicioniranja ostal v neuporabi.
Sevanje
Vsa energija, ki nastane zaradi jedrske fuzije, se v obliki elektromagnetnega sevanja in sevanja delcev razširi po vesolju.
Sevanje delcev, ki ga ustvarja zvezda, se razkrije kot zvezdni vetrič. Ti krožijo iz zunanjih plasti z električnimi naboji ter delci tipa alfa in beta.
Vsa energija, ki nastane v jedru, je odgovorna za osvetlitev zvezd. Ta pojav nastane zaradi fuzije, ki nastane med jedri in tvori eno samo jedro težjih elementov.
Ta proces fuzije povzroči izgon delcev elektromagnetnega sevanja, ki se pretvorijo v vidno svetlobo, ko dosežejo zunanjo stran zvezd.
Barvo določa najintenzivnejša svetlobna frekvenca. To je odvisno od temperature v zunanjih plasteh nebesnega telesa. Poleg tega v svetlobi, ki jo lahko vidimo, obstajajo druge oblike elektromagnetnega sevanja, neopazne za človeško oko.
Sijaj
Svetlost ali svetilnost zvezde se nanaša na velikost svetlobe in različnih oblik energije, ki jo seva. To je neposredno sorazmerno s polmerom in temperaturo zvezde.
Zvezdne pege so odraz prisotnosti nizkih temperatur tega nebesnega telesa. Tako imajo majhne in pritlikave zvezde zvezdne lise, brez izrazitih značilnosti.
Pri zvezdah velikankah je mogoče opaziti večje lise z značilnostmi, ki omogočajo lažje ločevanje. Vidijo se, temni del zvezdnega kraka, zaradi česar se njegova svetilnost zmanjša.
Velikost
Svetlost nebesnega telesa je povezana z njegovo velikostjo. Prav tako vpliva na oddaljenost od Zemlje in na število ovir, na katere naleti svetloba pri prehodu skozi zemeljsko atmosfero.
Intenzivnost svetlosti je odvisna od velikosti zvezde, večja kot je velikost, bo intenziteta zvezde manjša. V nasprotju s primeri zvezd z nizko maso bodo te imele intenzivnejšo svetlost.
zvezdna struktura
V notranjosti nebesnega telesa, ki je stabilno. Vse sile, ki delujejo na kateri koli volumen, so enakomerno uravnotežene. Te sile v ravnotežju so gravitacijska sila, ki deluje proti njeni notranjosti, in druga sila, ki zaradi razlike v tlaku izvaja pritisk proti zunanjosti zvezde.
Spremembe tlakov izvirajo iz temperaturnih sprememb, ki nastanejo v zunanjosti in jedru nebesnega telesa. Temperatura v središču velike zvezde se lahko giblje okoli 100 °K.
Tako temperatura kot tlak, ki sta posledica procesa porabe vodika s strani nebesnega telesa, sta tako visoka, da omogočata ustvarjanje jedrske fuzije. Fuzija, ki proizvede tako količino energije, idealno za ohranjanje stabilnosti zvezde.
Fuzija
Ko se fuzijski proces začne v jedru, se sprosti energija v obliki žarkov gama. Ti delci svetlobne energije delujejo s plini okoli jedra in mu dodajo toplotno energijo.
Nebesna telesa pretvorijo vodik v helij. Ta pojav počasi prispeva določeno količino helija v jedro. Dokler ne dokončate vseh stopenj, potem je proizvodnja energije v jedru paralizirana.
zvezdno ravnovesje
Znotraj zvezde ne nastajajo samo jedrske fuzije. Obstaja tudi ravnovesje plinov in tekočin, ki so odgovorni za vzdrževanje ravnovesja toplotne energije.
Produkt vseh procesov notranjih transformacij povzročajo nihanja v temperaturah, ki se izločajo navzven. Pretok te energije pušča prazne prostore, ki se postopoma polnijo s tokom prihajajoče energije.
Emisijsko območje je notranja cona zvezde; prenos energije na zunanji del mora biti podprt s prenosom toplote med plastmi, iz preprostega razloga, ker sistem prenosa toplote z gibanjem mase na tem področju ne obstaja.
fotosfero
Fotosfera je del zvezde, ki ga je mogoče videti, brez potrebe po specializirani opremi. V tem območju plini, ki so prisotni v zvezdi, v prisotnosti svetlobne energije postanejo prozorni, da bi se kasneje izgnali navzven.
V tem območju izvirajo zvezdne lise, ki so tista območja, ki imajo temperaturo veliko nižjo od povprečja preostalega dela zvezde.
Nad fotosfero je zvezdna atmosfera. Če analizirate glavno zaporedje nebesnega telesa, kot je Sonce, boste pod atmosfero našli kromosfero, ki je precej tanka regija. Tam nastanejo velike koncentracije toka plina in sproščanja magnetnega sevanja.
Corona
Približno nekaj sto kilometrov stran od kromosfere je korona. To območje je sestavljeno iz velike količine plinov pri visokih temperaturah in se razteza na milijone kilometrov od nastanka v kromosferi.
V nasprotju z visokimi temperaturami korone je njena svetilnost zelo slaba zaradi nizke gostote plinov, ki jo sestavljajo. Sončeva korona je na primer vidna le in izključno med sončnim mrkom.
heliosfera
To območje sestavljajo zvezdni vetrovi, ki nastajajo iz korone. In se premikajo navzven, dokler ne vzpostavijo stika z vsebino snovi.