Kiel steloj formiĝas

kiel steloj formiĝas en la universo

Ĉie en la universo ni vidas ĉiujn stelojn, kiuj formas la ĉielan volbon. Tamen ne multaj homoj scias bone Kiel steloj formiĝas. Vi devas scii, ke ĉi tiuj steloj havas originon kaj finon. Ĉiu speco de stelo havas malsaman formadon kaj havas karakterizaĵojn laŭ tiu formacio.

En ĉi tiu artikolo ni rakontos al vi kiel steloj formiĝas, kiaj estas iliaj trajtoj kaj ilia graveco por la universo.

Kio estas la steloj

Kiel steloj formiĝas

Stelo estas astronomia objekto konsistanta el gaso (ĉefe hidrogeno kaj heliumo) kaj troviĝas en ekvilibro pro gravito tendencas kunpremi ĝin kaj gaspremo vastiganta ĝin. En la procezo, stelo produktas multe da energio el sia kerno, kiu enhavas fuzian reaktoron kiu povas sintezi heliumon kaj aliajn elementojn el hidrogeno.

En tiuj fuzioreagoj, maso ne estas tute konservita, sed malgranda frakcio estas konvertita al energio. Ĉar la maso de stelo estas grandega, eĉ la plej malgranda, ankaŭ la kvanto de energio, kiun ĝi liberigas ĉiun sekundon.

Ĉefaj karakterizaĵoj

stelformacio

La ĉefaj karakterizaĵoj de la steloj estas:

  • Maso: Tre varia, de frakcio de la maso de la Suno ĝis supermasaj steloj kun masoj plurajn fojojn la maso de la Suno.
  • temperaturo: estas ankaŭ variablo. En la fotosfero, la hela surfaco de stelo, la temperaturo estas en la intervalo de 50.000-3.000 K. Kaj en ĝia centro, la temperaturo atingas milionojn da Kelvinoj.
  • koloro: proksime rilata al temperaturo kaj kvalito. Ju pli varma estas stelo, des pli blua ĝia koloro, kaj inverse, ju pli malvarmeta ĝi estas, des pli ruĝa ĝi estas.
  • Brilo: ĝi dependas de la potenco de la stela radiado, normale neunuforma. La plej varmaj kaj plej grandaj steloj estas la plej helaj.
  • Amplitudo: ĝia ŝajna brilo vidate de la Tero.
  • Movado: steloj havas relativan moviĝon kun respekto al sia kampo, same kiel rotacian moviĝon.
  • Aĝo: Stelo povas esti la aĝo de la universo (ĉirkaŭ 13 miliardoj da jaroj) aŭ tiel juna kiel miliardo da jaroj.

Kiel steloj formiĝas

nebulozoj

Steloj formiĝas pro la gravita kolapso de gigantaj gasaj nuboj kaj kosma polvo, kies densecoj konstante variadas. La ĉefaj materialoj en ĉi tiuj nuboj estas molekula hidrogeno kaj heliumo, kaj malgrandaj kvantoj de ĉiuj elementoj konataj sur la Tero.

La movo de la partikloj kiuj konsistigas la mason disigitan en la spaco estas hazarda. Sed foje la denseco pliiĝas iomete je certa punkto, kreante kunpremadon.

La premo de la gaso emas forigi ĉi tiun kunpremadon, sed la gravita tiro, kiu kunligas la molekulojn, estas pli forta ĉar la partikloj estas pli proksime, kio kontraŭas la efikon. Ankaŭ, gravito plu pliigos la mason. Kiam tio okazas, la temperaturo iom post iom pliiĝas.

Nun imagu ĉi tiun masivan kondensan procezon kun la tuta tempo disponebla. Gravito estas radiala, do la rezulta nubo de materio havos sferan simetrion. Ĝi nomiĝas protostelulo. Ankaŭ, ĉi tiu nubo de materio ne estas senmova, sed prefere rapide rotacias dum la materio kuntiriĝas.

Kun la tempo, kerno formiĝos ĉe ekstreme altaj temperaturoj kaj enormaj premoj, kiuj iĝos la fuzia reaktoro de la stelo. Ĉi tio postulas kritikan mason, sed kiam ĝi faras, la stelo atingas ekvilibron kaj komencas, por tiel diri, sian plenkreskan vivon.

Stela maso kaj posta evoluo

La specoj de reagoj kiuj povas okazi en la kerno dependos de ĝia komenca maso kaj la posta evoluo de la stelo. Por masoj malpli ol 0,08 fojojn la maso de la suno (ĉirkaŭ 2 x 10 30 kg), neniuj steloj formiĝos ĉar la kerno ne ekbrulos. La objekto tiel formita iom post iom malvarmiĝus kaj kondensado ĉesos, produktante brunan nanon.

Aliflanke, se la protostelo estas tro masiva, ĝi ankaŭ ne povos atingi la ekvilibron necesan por iĝi stelo, do ĝi perforte disfalos.

La teorio de gravita kolapso por formi stelojn ricevas al la brita astronomo kaj kosmologo James Jeans (1877-1946), kiu ankaŭ evoluigis la ekvilibran teorion de la universo. Hodiaŭ, ĉi tiu teorio, ke materio estas konstante kreata, estis forlasita favore al la teorio de Praeksplodo.

stelviva ciklo

Steloj formiĝas danke al la kondensadprocezo de nebulozoj kunmetitaj de gaso kaj kosma polvo. Ĉi tiu procezo prenas tempon. Estas laŭtakse ke ĝi okazis inter 10 kaj 15 milionoj da jaroj antaŭ ol la stelo atingis finan stabilecon. Post kiam la premo de la ekspansiiĝanta gaso kaj la kunprema forto de gravito ekvilibriĝas, la stelo eniras tion, kio estas konata kiel la ĉefsekvenco.

Depende de ĝia maso, la stelo sidas sur unu el la linioj de la Hertzplan-Russell-diagramo, aŭ mallonge HR-diagramo. Jen diagramo montranta diversajn liniojn de stela evoluo, ĉiuj el kiuj estas determinitaj per la maso de la stelo.

Stela evolulinio

La ĉefserio estas proksimume diagonalforma areo kuranta tra la centro de la diagramo. Tie, iam, nove formitaj steloj eniras laŭ sia maso. La plej varmaj, plej helaj, plej masivaj steloj estas supre maldekstre, dum la plej malvarmaj kaj plej malgrandaj estas malsupre dekstre.

Maso estas la parametro, kiu regas la evoluon de steloj, kiel oni diris multfoje. Fakte, tre masivaj steloj rapide elĉerpiĝas, dum malgrandaj, malvarmetaj steloj, kiel ruĝaj nanoj, pritraktu ĝin pli zorge.

Al homoj, ruĝaj nanoj estas preskaŭ eternaj, kaj neniuj konataj ruĝaj nanoj mortis. Najbaraj al ĉefsekvencaj steloj estas steloj kiuj moviĝis al aliaj galaksioj kiel rezulto de sia evoluo. Tiamaniere, gigantaj kaj supergigantaj steloj estas ĉe la supro kaj blankaj nanoj ĉe la malsupro.

Mi esperas, ke kun ĉi tiu informo vi povas lerni pli pri kiel steloj formiĝas, kiaj estas iliaj trajtoj kaj multe pli.


La enhavo de la artikolo aliĝas al niaj principoj de redakcia etiko. Por raporti eraron alklaku Ĉi tie.

Estu la unua por komenti

Lasu vian komenton

Via retpoŝta adreso ne estos eldonita.

*

*

  1. Respondeculo pri la datumoj: Miguel Ángel Gatón
  2. Celo de la datumoj: Kontrola SPAM, administrado de komentoj.
  3. Legitimado: Via konsento
  4. Komunikado de la datumoj: La datumoj ne estos komunikitaj al triaj krom per laŭleĝa devo.
  5. Stokado de datumoj: Datumbazo gastigita de Occentus Networks (EU)
  6. Rajtoj: Iam ajn vi povas limigi, retrovi kaj forigi viajn informojn.