S planeta Zemlja lahko vidite količine Zvezde osvetlitev neba Je čudovit naravni okras in božanska stvaritev. Svetilke za osvetlitev poti. Beseda zvezda kot taka izvira iz latinščine: stella. Pomen zvezde je, da je svetleča krogla plazme, ki zaradi lastne gravitacije ohranja svojo obliko. Naš planet ima bližnjo zvezdo in to je Sonce.
Vendar pa so s prostim očesom z Zemlje ponoči vidne tudi druge zvezde, ki se pojavljajo kot različne svetleče točke, ki zaradi svoje ogromne oddaljenosti ostanejo pritrjene na nebu. Zgodovinsko gledano so bile najvidnejše zvezde združene v ozvezdja in asterizmi. Poleg tega so najsvetlejše zvezde dobile lastna imena, kot npr zvezda severnica.
Skupine znanstvenikov in astronomov so sestavili obsežno zvezdni katalog. To daje zvezdam standardne oznake za vsako od njih. Zgodi se, da je večina zvezd v vesolju, tudi tistih zunaj naše galaksije, Rimske ceste, nevidna s prostim očesom z Zemlje. Tudi večina jih je z našega planeta nevidnih, četudi jih poskušate opazovati skozi najmočnejše teleskope.
Kot za del življenja zvezde, vsaj sveti zaradi termonuklearne fuzije vodika v helij v njegovem jedru. Na ta način se sprosti energija, ki prehaja skozi notranjost zvezde in nato seva v vesolje. Ko je vodik v jedru zvezde skoraj izčrpan, se skoraj vsi naravni elementi, ki so težji od helija, ustvarijo z zvezdno nukleosintezo v času njenega življenja.
življenje zvezde
Pomembno je opredeliti, kaj je nukleosinteza. To je proces, s katerim nastanejo novi kemični elementi, ti novi elementi nastanejo iz atomskih reakcij. Nukleosinteza poteka znotraj zvezd in tudi med eksplozijami supernove. Počasi vodik in helij postajata težja atoma, kar je ključnega pomena pri osnovna astronomija.
V nekaterih primerih in ne vedno se zvezde nukleosinteze supernove pojavijo, ko eksplodirajo. Ob koncu svojega življenja lahko zvezda vsebuje tudi degenerirana snov. Astronomi lahko določijo maso, starost, kovinskost (kemično sestavo) in številne druge lastnosti zvezde z opazovanjem njenega gibanja skozi vesolje, njene svetilnosti oziroma spektra.
Zvezde se nanašajo na svojo skupno maso kot na glavni dejavnik njihove evolucije in tudi na vaš končni cilj. Druge značilnosti zvezde, vključno s premerom in temperaturo, se spreminjajo skozi njeno življenje, medtem ko okolje zvezde vpliva na njeno vrtenje in gibanje.
Za določitev starosti in evolucijskega stanja zvezde obstaja diagram razpršitve številnih zvezd, ki se nanašajo na njihovo svetilnost, absolutno magnitudo, površinsko temperaturo in spektralni tip. Ta graf ali diagram je tisto, kar je znano tudi kot Hertzsprung-Russellov diagram ali na kratko HR diagram. Če želite izvedeti več o ozvezdjih, lahko obiščete južna ozvezdja.
Gravitacijski kolaps
Zgodba o zvezdi se začne z gravitacijski kolaps plinaste meglice iz materiala, sestavljenega predvsem iz vodika, skupaj s helijem in sledovi težjih elementov. Tako se začne življenje zvezde: ko je zvezdno jedro dovolj gosto, se vodik z jedrsko fuzijo začne pretvarjati v helij. Na ta način se med porodnim procesom sprošča energija, kar je pojav, ki je pomemben v iskanje življenja v vesolju.
Po tem gravitacijskem kolapsu so ostanki notranjosti zvezde tisti, ki nosijo energije zunaj jedra. To se zgodi s kombinatoričnim nizom procesov sevanja in konvekcije. Poleg tega notranji tlak zvezde preprečuje, da bi se pod lastno gravitacijo še dodatno zrušila. Potem, ko je vodikovo gorivo v jedru izčrpano, se zvezda z vsaj 0,4-kratno maso Sonca razširi in postane rdeči velikan, ko se vodikovo gorivo v njenem jedru izčrpa.
Tako se zvezda razvije v a degenerirana oblika. Ista zvezda še naprej reciklira del svoje snovi v medzvezdni medij, kjer bo prispevala k nastanku nove generacije zvezd. Ko se to zgodi, jedro postane zvezdni ostanek: bela pritlikavka, nevtronska zvezda ali, če je dovolj masivna, črna luknja. Za več informacij o zvezdne kopice, si lahko ogledate tukaj.
binarni in multibinarni sistem
Ti zvezdni sistemi so tisti, ki so sestavljeni iz dveh ali več zvezd, ki so gravitacijsko vezane skupaj. so binarni sistemi ko se dve zvezdi gravitacijsko združita; so multibinarne, ko se združijo tri ali več zvezd. Zvezde se običajno gibljejo druga okoli druge v stabilnih orbitah.
V trenutku, ko imata dve zvezdi relativno blizu orbito, lahko njuna gravitacijska interakcija pomembno vpliva na njuno evolucijo. Zvezde so lahko del gravitacijsko vezane strukture vsak. In celo veliko večji, na primer zvezdna kopica ali galaksija.
Prvi astronom, ki je poskušal določiti porazdelitev zvezd na nebu, je bil William Herschel. To je bilo v 1780-ih, ko je postavil serijo merilnikov v 600 smereh in štel zvezde, opažene vzdolž vsake vidne črte. Herschel je sklepal, da se število zvezd nenehno dviga proti določeni strani neba, v smeri jedro mlečne poti.
John Herschel, njegov sin, je to študijo ponovil na južni polobli in po drugi strani ugotovil ustrezno povečanje v isti smeri. Poleg svojih drugih dosežkov je William Herschel znan tudi po odkritju, da nekatere zvezde niso le vzdolž iste vidne linije, ampak so tudi fizični spremljevalci, ki tvorijo dvojni zvezdni sistemi.
Binarni sistem
V devetnajstem stoletju, natančneje leta 1827, je raziskovalec Felix Savary dal prvo rešitev problema izpeljave orbite iz dvojne zvezde iz teleskopskih opazovanj. Vendar je bilo 20. stoletje tisto, v katerem je znanstvena raziskava zvezd vedno hitreje napredovala. S seboj je prinesel fotografijo, vir, ki je postal dragoceno astronomsko orodje. Za več o zgodovini astronomije lahko obiščete starodavna astronomija.
Predvsem se je evolucija dvojnih zvezd po zaporedju bistveno razlikovala od evolucije posameznih zvezd enake mase. Če so zvezde v binarnem sistemu dovolj blizu, ko ena od zvezde se širijo da postane rdeči velikan, lahko preplavi svoj Rochejev reženj.
El Rochejev reženj to je območje okoli zvezde, kjer je material gravitacijsko vezan nanjo, to je tisto, kar vodi do prenosa materiala na drugo. Ko je Rochejev reženj kršen, lahko pride do različnih pojavov, vključno s kontaktnimi binarji, binarnimi skupnimi ovojnicami, kataklizmičnimi spremenljivkami in supernovami tipa Ia.
multibinarni sistem
El multibinarni sistem je tudi tista, ki se imenuje multizvezdice. Sestavljen je iz dveh ali več zvezd, ki so gravitacijsko vezane in krožijo druga okoli druge. Multibinarni sistem je sestavljen iz treh ali več zvezdic. Zaradi orbitalne stabilnosti so takšni večzvezdni sistemi pogosto organizirani v hierarhične nize dvojnih zvezd. Zaradi tega se večinoma imenujejo multibinarne.
zvezdne kopice
Po drugi strani pa poleg binarnih in multibinarnih zvezdnih sistemov obstajajo tudi večje skupine, imenovane zvezdne kopice. Te segajo od ohlapnih zvezdnih asociacij z le nekaj zvezdami do ogromnih kroglastih kopic z več sto tisoč zvezdami. Takšni sistemi krožijo v svoji gostiteljski galaksiji.
sevanje zvezde
V zvezdah je energija, ki jo proizvajajo same. To je produkt jedrske fuzije. Ta energija prenaša tako elektromagnetno sevanje kot sevanje delcev v vesolje. V slednjem primeru zvezdo oddaja delce in se kaže kot zvezdni veter kar teče iz zunanjih plasti kot električno nabiti protoni ter alfa in beta delci. Čeprav je skoraj brez mase, obstaja tudi stalen tok nevtrinov, ki izhajajo iz jedra zvezde.
Razlog, zakaj zvezde tako močno sijejo, je proizvodnja energije v njihovem jedru: vsakič, ko se dve ali več atomskih jeder združita v eno atomsko jedro novega, težjega elementa, se sprostijo. fotoni žarkov gama, produkt jedrske fuzije. Ta energija se pretvori v druge oblike nižjefrekvenčne elektromagnetne energije, kot je vidna svetloba, ko doseže zunanje plasti zvezde. Za popolnejši vodnik po nočnem nebu lahko obiščete vodnik po nočnem nebu.
Pri uporabi zvezdni spekter, bi lahko astronomi natančneje določili temperaturo površine zvezd. Poleg tega se lahko pozanimate o njihovi površinski gravitaciji, kovinskosti in hitrosti, s katero se vrtijo v univerzalnem prostoru. Če najdemo razdaljo do zvezde, na primer z merjenjem paralakse, potem je mogoče izpeljati tudi svetilnost zvezde.
Iz zvezdnih modelov je mogoče oceniti maso zvezd, polmer, površinsko gravitacijo in obdobje vrtenja. Kar zadeva maso, jo je mogoče izračunati za zvezde v binarnih sistemih z merjenjem njihove orbitalne hitrosti in razdalje. Za merjenje posamezne mase zvezde je bilo uporabljeno gravitacijsko mikrolečenje. S temi parametri lahko astronomi ocenijo tudi starost zvezde.
svetilnost zvezd
Zvezda lahko meri svojo svetilnost, odvisno od količine svetlobe, ki prihaja iz vsake. Temu parametru lahko dodate tudi druge oblike Svetleča energija ki seva na enoto časa. Vsaka zvezda ima napajalne enote. Pravzaprav je svetilnost zvezde določena z njenim polmerom in temperaturo površine. Številne zvezde ne sevajo enakomerno po celotni površini.
Jasen primer svetilnosti je hitro vrteča se zvezda Vega. Ta zvezda ima večji energijski tok. To pomeni moč na enoto površine na njegovih polih. Ta moč se lahko nahaja vzdolž njenega ekvatorja. Druge zvezde, ki imajo nižjo temperaturo in svetilnost, imajo na svojih površinah lise kot vse druge. Te so znane kot zvezdne pege. Običajno imajo majhne pritlikave zvezde, kot je Sonce, v bistvu brezhibne lise z majhnimi pikami.
Za razliko od naše zvezde jih imajo zvezde velikanke zvezdne pege veliko večji in bolj opazen ter kaže tudi močno zatemnitev zvezdnih udov. To pomeni, da se svetlost zmanjšuje proti robu zvezdnega diska. Rdeče pritlikave zvezde, kot je UV Ceti, imajo lahko tudi vidne lise. Kar zadeva barvo zvezde, je to določeno s frekvenco.
Frekvenca, ki določa barva zvezde, je lahko intenzivnejša od vidne svetlobe. Barva je odvisna tudi od temperature zunanjih plasti zvezde, vključno z njeno fotosfero. Toda poleg vidne svetlobe zvezde oddajajo tudi oblike elektromagnetnega sevanja, ki so človeškemu očesu nevidne. Celo elektromagnetno sevanje zvezd obsega celoten elektromagnetni spekter, koncept, ki ga lahko raziskujete tudi v kaj je astronomija.
Elektromagnetni spekter
To je energijska porazdelitev niza elektromagnetnih valov. Omenjeni pojav je predmet, ki se imenuje elektromagnetni spekter. Elektromagnetno sevanje, ki ga oddaja snov, lahko preprosto imenujemo tudi spekter, kar je emisijski spekter; ali spekter do elektromagnetnega sevanja, ki ga absorbira snov, kar je absorpcijski spekter.
Ta elektromagnetni spekter je v zvezdi od najdaljših valovnih dolžin radijskih valov preko infrardeče, vidne svetlobe, ultravijolične do najkrajših rentgenskih in gama žarkov. Z vidika skupna energija, ki jo oddaja zvezda, niso vse komponente zvezdnega elektromagnetnega sevanja pomembne, vendar vse frekvence omogočajo vpogled v fiziko zvezde.
velikost zvezde
Navidezna velikost zvezde je njena navidezna svetlost, pravzaprav navidezna velikost je izraz, s katerim je izražena. Poleg tega je odvisna od svetilnosti zvezde, določa tudi njeno oddaljenost od Zemlje in spreminjanje svetlobe zvezde, ko prehaja skozi atmosfero našega planeta. Intrinzična ali absolutna magnituda je neposredno povezana s svetilnostjo zvezde.
Skratka, navidezna magnituda zvezde določa, ali je razdalja med Zemljo in zvezdo 10 parsekov (32,6 svetlobnih let), ki je tista med Zemljo in našo zvezdo.
H4: Lestvice po velikosti
v zvezdah, lestvice navidezne magnitude in absolut sta logaritemske enote. Poleg tega je celotna razlika v velikosti enaka variaciji svetlosti približno 2,5-krat (peti koren od sto ali približno 2,512). To pomeni, da je zvezda prve magnitude (+1.00) približno 2,5-krat svetlejša od zvezde druge magnitude (+2.00) in približno stokrat svetlejša od zvezde šeste magnitude (+6.00). Najšibkejše zvezde, vidne s prostim očesom v idealnih vizualnih pogojih, so magnituda +6.
Nižja kot je magnituda, svetlejša je zvezda. To se odraža na tehtnici, tako navidezno kot absolutno velikost. Po drugi strani pa je povsem v nasprotju s tem, višja kot je magnituda, temnejša je zvezda. Najsvetlejše zvezde na kateri koli lestvici imajo negativne magnitude. Razlika v svetlosti med dvema zvezdama se izračuna tako, da se število magnitud svetlejše zvezde odšteje od števila magnitud šibkejše zvezde, pri čemer se razlika uporabi kot eksponent za osnovno število 2,512.
Absolutna magnituda zvezde (M) in navidezna magnituda (m) nista enaki glede na razdaljo od zvezde do Zemlje in glede na svetilnost. Primer tega je to svetla zvezda Sirius ima navidezno magnitudo -1,44, vendar ima absolutno magnitudo +1,41.
Glede na Sonce je njegova navidezna magnituda -26,7; vendar je njegova absolutna magnituda le +4,83. Sirius, najsvetlejša zvezda na nočnem nebu, gledano z Zemlje, je približno 23-krat svetlejša od Sonca. Kanopus, druga najsvetlejša zvezda na nočnem nebu ima absolutno magnitudo -5,53. Prav tako je približno 14,000-krat svetlejša od Sonca.
Čeprav je Canopus veliko svetlejši od Siriusa, se slednji zdi svetlejši od Canopusa. Razlog za to je, da je Sirius oddaljen le 8,6 svetlobnih let od Zemlje, medtem ko je Canopus veliko bolj oddaljen, na razdalji 310 svetlobnih let. Iz tega razloga, z Zemlje, Sirius izgleda veliko svetlejše.
zvezdni razredi
Obstaja veliko vrst klasifikacije zvezd, nekatere se nanašajo na njihovo obliko, barvo, njihovo svetilnost. Toda v tem primeru bomo nekaj omenili zvezdni razredi z različnimi determinantami, to imenujemo njihovo združevanje: na primer vezane zvezde in izolirane zvezde, ki bodo razčlenjene spodaj. Vendar pa je poleg omembe te klasifikacije pomembno omeniti tudi porazdelitev zvezd.
vezane zvezde
Zvezdo je mogoče gravitacijsko povezati med seboj, na ta način se bodo oblikovali dvojni zvezdni sistemi, ternarne ali celo večje skupine. Velik delež zvezd v disku Rimske ceste pripada binarnim sistemom. Ocenjuje se, da je odstotek blizu 90 % za masivne zvezde in pade na 50 % za zvezde z majhno maso. Izvedete lahko več o tem, kako nastanejo zvezdne kopice v tem kontekstu.
Včasih se zvezde lahko združujejo v velikih koncentracijah, ki segajo od deset do sto tisoč ali celo milijonov zvezd in tvorijo tako imenovane zvezdne kopice. Te kopice so lahko posledica sprememb v galaktičnem gravitacijskem polju ali pa so posledica izbruhov nastajanja zvezd. O tem je znano, da se večina zvezd oblikuje v skupinah.
V Rimski cesti se tradicionalno razlikujeta dva kumulusne vrste: Ena vrsta so kroglaste kopice, ki so stare, najdemo jih v haloju in vsebujejo na stotisoče do milijone zvezd. Druga vrsta so odprte kopice, ki so nedavno nastale, se nahajajo v disku in vsebujejo manjše število zvezd. To poudarja dejstvo, da so zvezde organizirane v kompleksne sisteme, kot je omenjeno v zvezdni trenutki človeštva.
izolirane zvezde
Po drugi strani pa vse zvezde ne vzdržujejo stabilnih gravitacijskih vezi. To pomeni, da nekateri, kot je Sonce, potujejo sami in se veliko ločijo od zvezdne skupine, v kateri so nastali. Te izolirane zvezde se odzivajo le na globalno gravitacijsko polje, ki ga sestavlja superpozicija polj vseh objektov v galaksiji: črnih lukenj, zvezd, kompaktnih objektov in medzvezdnega plina.
Zvezdna distribucija
Poleg vsega omenjenega zvezde običajno niso enakomerno razporejene po vesolju. To se zgodi, kljub temu, kar se morda zdi na prvi pogled ali pa tudi, da so združeni v galaksije. Eden od načinov za tipizacijo galaksij je s tipično spiralno galaksijo, kot je naša Rimska cesta. Vsebuje na stotine milijard zvezd v kopici, večina jih se nahaja v ozki galaktični ravnini.
S prostim očesom se zemeljsko nočno nebo zdi homogeno, ker je mogoče opazovati le zelo lokalizirano območje neba. galaktično ravnino. Če ekstrapoliramo iz tega, kar smo opazili v bližini sončnega sistema, lahko rečemo, da je večina zvezd zgoščenih v galaktičnem disku in znotraj njega v osrednjem območju, galaktični izboklini, ki se nahaja v ozvezdju Strelca.
značilnosti zvezde
Bistveno je vedeti, kakšne so značilnosti nekaterih znanih zvezd. Vsakega od njih ne bo vedno mogoče natančno določiti. velikosti so relativne in skoraj vse o zvezdi je odvisno od njene začetne mase. To vključuje značilnosti, kot so prej omenjena svetilnost, velikost, razvoj, življenjska doba in končni cilj.
Premer
Velikosti zvezd se zelo razlikujejo. Zaradi velike oddaljenosti od Zemlje so vse zvezde razen Sonca videti s prostim očesom kot svetle točke na nočnem nebu. Utripajo zaradi atmosferski učinek ki jih ima naš planet Zemlja. Sonce je tudi zvezda, vendar je dovolj blizu Zemlje, da se namesto tega pojavi kot disk in zagotavlja dnevno svetlobo.
Poleg Sonca je zvezda z največjo navidezno velikostjo R Doradus. Ta zvezda ima kotni premer le 0,057 ločne sekunde. Diski večine zvezd so premajhni kotne velikosti, da bi jih lahko opazovali s tokom zemeljski optični teleskopi, zato so za izdelavo slik teh objektov potrebni interferometrski teleskopi. Poleg tega opažanja v prostor v kinu Prav tako pomagajo bolje razumeti ta koncept.
Za merjenje kotna velikost zvezd, lahko uporabite tudi drugo tehniko, ki je s prikrivanjem. Z natančnim merjenjem padca svetlosti zvezde, ko je skrita Luna (ali povečanja svetlosti, ko se ponovno pojavi), lahko izračunamo kotni premer zvezde. Zvezde so velike od nevtronskih zvezd, katerih premer je od 20 do 40 km.
To se lahko zgodi tudi supergigantom, kot je Betelgeuse v ozvezdju Orion, ki ima premer približno 1.070-krat več od Sonca. Ocenjuje se, da je približno 1.490.171.880 km (925.949.878 milj). Vendar ima Betelgeuse veliko manjšo gostoto kot Sonce.
Vrtenje
zvezde imajo vrtilna hitrost. Hitrost je mogoče določiti s spektroskopskim merjenjem ali natančneje določiti s sledenjem njenih zvezdnih peg. Mlade zvezde se lahko na ekvatorju vrtijo več kot 100 km/s. Primer tega je, da ima zvezda razreda B Achernar ekvatorialno hitrost približno 225 km/s ali več.
To povzroči, da se vaš ekvator vrže ven in vam daje a ekvatorialni premer ki je več kot 50 % večja kot med poli. Ta hitrost vrtenja je tik pod kritično hitrostjo 300 km/s, pri kateri bi se zvezda razbila. Nasprotno pa se Sonce obrne enkrat na 25 do 35 dni z ekvatorialno hitrostjo 1.994 km/s.
Po drugi strani, magnetno polje zvezde Glavno zaporedje in zvezdni veter služita za upočasnitev njegovega vrtenja za znatno količino, ko se razvija na glavnem zaporedju.
degenerirane zvezde
Te zvezde so se skrčile v kompaktno maso, kar ima za posledico hitro hitrost vrtenja. Vendar pa degenerirane zvezde imajo relativno nizke hitrosti vrtenja v primerjavi s tem, kar bi pričakovali pri ohranjanju kotne količine. Težnja rotirajočega telesa, da kompenzira krčenje velikosti, je tisto, kar poveča njegovo hitrost vrtenja.
Poleg tega se velik del kotnega momenta zvezde razprši zaradi izgube mase zaradi zvezdnega vetra. Kljub temu, vrtilna hitrost pulz je lahko zelo hiter. Primer tega je pulsar v središču Rakovice meglice, ki se zavrti 30-krat na sekundo. Hitrost vrtenja pulzarja se bo postopoma zmanjševala zaradi emisije sevanja.
Temperatura
Druga značilnost zvezde je površinska temperatura, ko je glavno zaporedje. Določa ga stopnja proizvodnje energije njegovega jedra in njegov polmer. Običajno se izračuna iz barvnega indeksa zvezde. Temperatura je običajno podana kot efektivna temperatura, ki je temperatura idealiziranega črnega telesa, ki izžareva svojo energijo pri isti površinski svetilnosti kot zvezda.
Po drugi strani pa je temperatura v osrednjem območju zvezd več milijonov stopinj Kelvina. Zvezdna temperatura bo določila stopnjo ionizacije različnih elementov, kar bo povzročilo značilne absorpcijske črte v spektru. Temperatura površine zvezde, skupaj z njeno vizualno absolutno magnitudo in absorpcijske lastnosti, se uporablja za razvrstitev zvezde.
