Hvordan dannes stjerner

I hele universet ser vi alle stjernerne, der danner den himmelske hvælving. Der er dog ikke mange, der ved godt Hvordan dannes stjerner. Du skal vide, at disse stjerner har en oprindelse og en ende. Hver type stjerne har en anden formation og har karakteristika i henhold til den formation.

I denne artikel vil vi fortælle dig, hvordan stjerner dannes, hvad deres egenskaber er og deres betydning for universet.

Hvad er stjernerne?

En stjerne er et astronomisk objekt, der består af gas (hovedsageligt brint og helium) og findes i ligevægt på grund af tyngdekraften, der har tendens til at komprimere den, og gastrykket udvider den. I processen producerer en stjerne meget energi fra sin kerne, som huser en fusionsreaktor, der kan syntetisere helium og andre grundstoffer fra brint.

I disse fusionsreaktioner er masse ikke fuldstændigt bevaret, men en lille fraktion omdannes til energi. Da massen af ​​en stjerne er enorm, selv den mindste, så er mængden af ​​energi, den frigiver hvert sekund.

Vigtigste funktioner

Stjernernes hovedkarakteristika er:

• masse: Meget variabel, fra en brøkdel af Solens masse til supermassive stjerner med masser flere gange Solens masse.
• Temperatur: er også en variabel. I fotosfæren, den lysende overflade af en stjerne, er temperaturen i området 50.000-3.000 K. Og i dens centrum når temperaturen millioner af Kelvin.
• Farve: tæt forbundet med temperatur og kvalitet. Jo varmere en stjerne er, jo blåere er dens farve, og omvendt, jo køligere den er, jo rødere er den.
• Lysstyrke: det afhænger af styrken af ​​stjernestrålingen, normalt uensartet. De varmeste og største stjerner er de klareste.
• Amplitude: dens tilsyneladende lysstyrke set fra Jorden.
• bevægelse: stjerner har relativ bevægelse i forhold til deres felt, såvel som rotationsbevægelse.
• alder: En stjerne kan være universets alder (ca. 13 milliarder år) eller så ung som en milliard år.

Hvordan dannes stjerner

Stjerner dannes ved gravitationssammenbrud af gigantiske skyer af gas og kosmisk støv, hvis tæthed konstant svinger. De vigtigste materialer i disse skyer er molekylært brint og helium og små mængder af alle de grundstoffer, der er kendt på Jorden.

Bevægelsen af ​​de partikler, der udgør massen af ​​masse spredt i rummet, er tilfældig. Men nogle gange stiger tætheden lidt på et bestemt tidspunkt, hvilket skaber kompression.

Gassens tryk har en tendens til at fjerne denne kompression, men tyngdekraften, der binder molekylerne sammen, er stærkere, fordi partiklerne er tættere på hinanden, hvilket modvirker effekten. Tyngdekraften vil også øge massen yderligere. Når dette sker, stiger temperaturen gradvist.

Forestil dig nu denne massive kondenseringsproces med al den tid, der er til rådighed. Tyngdekraften er radial, så den resulterende stofsky vil have sfærisk symmetri. Det kaldes en protostjerne. Også, denne stofsky er ikke stationær, men roterer snarere hurtigt, efterhånden som stoffet trækker sig sammen.

Med tiden vil der ved ekstremt høje temperaturer og enorme tryk dannes en kerne, som bliver stjernens fusionsreaktor. Dette kræver en kritisk masse, men når den gør det, når stjernen ligevægt og begynder så at sige sit voksne liv.

Stjernemasse og efterfølgende evolution

De typer reaktioner, der kan forekomme i kernen, vil afhænge af dens begyndelsesmasse og den efterfølgende udvikling af stjernen. For masser mindre end 0,08 gange solens masse (ca. 2 x 10 30 kg), vil der ikke dannes stjerner, fordi kernen ikke antændes. Den således dannede genstand ville gradvist afkøle, og kondensationen ophører, hvilket producerer en brun dværg.

På den anden side, hvis protostjernen er for massiv, vil den heller ikke være i stand til at nå den nødvendige ligevægt for at blive en stjerne, så den vil kollapse voldsomt.

Teorien om gravitationssammenbrud for at danne stjerner tilskrives den britiske astronom og kosmolog James Jeans (1877-1946), som også udviklede universets steady state-teori. I dag er denne teori om, at der konstant skabes stof, blevet opgivet til fordel for Big Bang-teorien.

stjernes livscyklus

Stjerner dannes takket være kondensationsprocessen af ​​tåger bestående af gas og kosmisk støv. Denne proces tager tid. Det anslås, at det skete mellem 10 og 15 millioner år før stjernen nåede endelig stabilitet. Når først trykket fra den ekspanderende gas og tyngdekraftens kompressionskraft balancerer, går stjernen ind i det, der er kendt som hovedsekvensen.

Afhængigt af dens masse sidder stjernen på en af ​​linjerne i Hertzplan-Russell-diagrammet, eller kort sagt HR-diagrammet. Her er et diagram, der viser forskellige linjer for stjernernes udvikling, som alle er bestemt af stjernens masse.

Stjerneudviklingslinje

Hovedserien er et groft diagonalt formet område, der løber gennem midten af ​​kortet. Der kommer nydannede stjerner på et tidspunkt ind efter deres masse. De varmeste, klareste og mest massive stjerner er øverst til venstre, mens de sejeste og mindste er nederst til højre.

Masse er den parameter, der styrer stjernernes udvikling, som det er blevet sagt mange gange. Faktisk, meget massive stjerner løber hurtigt tør for brændstof, mens små, seje stjerner, som røde dværge, håndtere det mere forsigtigt.

For mennesker er røde dværge næsten evige, og ingen kendte røde dværge er døde. Ved siden af ​​hovedsekvensstjerner er stjerner, der er flyttet til andre galakser som følge af deres udvikling. På denne måde er gigantiske og supergigantiske stjerner øverst og hvide dværge nederst.

Jeg håber, at du med denne information kan lære mere om, hvordan stjerner dannes, hvad deres egenskaber er og meget mere.