Kuinka tähdet muodostuvat

Kaikkialla maailmankaikkeudessa näemme kaikki tähdet, jotka muodostavat taivaanholvin. Moni ei kuitenkaan tiedä hyvin Kuinka tähdet muodostuvat. Sinun on tiedettävä, että näillä tähdillä on alkuperä ja loppu. Jokaisella tähtityypillä on erilainen muodostelma ja niillä on muodostelman mukaisia ​​ominaisuuksia.

Tässä artikkelissa kerromme sinulle, kuinka tähdet muodostuvat, mitkä ovat niiden ominaisuudet ja merkitys maailmankaikkeudelle.

Mitkä ovat tähdet

Tähti on tähtitieteellinen esine, joka koostuu kaasusta (pääasiassa vedystä ja heliumista) ja joka löytyy tasapaino, joka johtuu painovoimasta, joka pyrkii puristamaan sitä ja kaasun paineen laajentamaan sitä. Prosessissa tähti tuottaa paljon energiaa ytimestään, jossa on fuusioreaktori, joka voi syntetisoida heliumia ja muita alkuaineita vedystä.

Näissä fuusioreaktioissa massa ei säily täysin, mutta pieni osa muuttuu energiaksi. Koska tähden massa on valtava, pieninkin, niin on myös sen joka sekunti vapauttava energiamäärä.

Tärkeimmät ominaisuudet

Tähtien tärkeimmät ominaisuudet ovat:

• masa: Erittäin vaihteleva, murto-osasta Auringon massasta supermassiivisiin tähtiin, joiden massa on useita kertoja Auringon massasta.
• Lämpötila: on myös muuttuja. Fotosfäärissä, tähden valopinnassa, lämpötila on välillä 50.000 3.000-XNUMX XNUMX K. Ja sen keskellä lämpötila saavuttaa miljoonia kelvinejä.
• Väri: liittyvät läheisesti lämpötilaan ja laatuun. Mitä kuumempi tähti, sitä sinisempi sen väri, ja päinvastoin, mitä viileämpi se on, sitä punaisempi se on.
• Kirkkaus: se riippuu tähtien säteilyn tehosta, tavallisesti epätasainen. Kuumimmat ja suurimmat tähdet ovat kirkkaimpia.
• Amplitudi: sen näennäinen kirkkaus Maasta katsottuna.
• liikkuminen: tähdillä on suhteellista liikettä kenttään nähden, samoin kuin pyörimisliikettä.
• Edad: Tähti voi olla maailmankaikkeuden ikäinen (noin 13 miljardia vuotta) tai niinkin nuori kuin miljardi vuotta.

Kuinka tähdet muodostuvat

Tähdet muodostuvat jättimäisten kaasu- ja kosmisen pölypilvien painovoiman romahtaessa, joiden tiheydet vaihtelevat jatkuvasti. Näiden pilvien tärkeimmät materiaalit ovat molekyylivety ja helium sekä pieniä määriä kaikkia maan tunnettuja alkuaineita.

Avaruudessa hajallaan olevan massan muodostavien hiukkasten liike on satunnaista. Mutta joskus tiheys kasvaa hieman tietyssä kohdassa, mikä luo puristuksen.

Kaasun paine pyrkii poistamaan tämän puristuksen, mutta painovoima, joka sitoo molekyylit yhteen, on voimakkaampi, koska hiukkaset ovat lähempänä toisiaan, mikä vastustaa vaikutusta. Myös painovoima lisää massaa entisestään. Kun näin tapahtuu, lämpötila nousee vähitellen.

Kuvittele nyt tämä massiivinen kondensaatioprosessi, jossa on kaikki käytettävissä oleva aika. Painovoima on säteittäinen, joten tuloksena olevalla ainepilvellä on pallosymmetria. Sitä kutsutaan prototähdeksi. Myös, tämä aineen pilvi ei ole paikallaan, vaan se pyörii nopeasti aineen supistuessa.

Ajan myötä äärimmäisen korkeissa lämpötiloissa ja valtavissa paineissa muodostuu ydin, josta tulee tähden fuusioreaktori. Tämä vaatii kriittisen massan, mutta kun se tapahtuu, tähti saavuttaa tasapainon ja aloittaa niin sanotusti aikuisen elämänsä.

Tähtien massa ja sitä seuraava evoluutio

Ytimessä mahdollisesti tapahtuvien reaktioiden tyypit riippuvat sen alkuperäisestä massasta ja tähden myöhemmästä kehityksestä. Massaille, jotka ovat alle 0,08 kertaa auringon massa (noin 2 x 10 30 kg), tähtiä ei muodostu, koska ydin ei syty. Näin muodostunut esine jäähtyisi vähitellen ja kondensaatio lakkasi muodostaen ruskean kääpiön.

Toisaalta, jos prototähti on liian massiivinen, se ei myöskään pysty saavuttamaan tähdeksi muodostumiseen tarvittavaa tasapainoa, joten se romahtaa rajusti.

Teoria painovoiman romahtamisesta tähtien muodostamiseksi on brittiläisen tähtitieteilijän ja kosmologin James Jeansin (1877-1946) ansiota, joka myös kehitti maailmankaikkeuden vakaan tilan teorian. Nykyään tämä teoria, jonka mukaan ainetta syntyy jatkuvasti, on hylätty Big Bang -teorian hyväksi.

tähden elinkaari

Tähdet muodostuvat kaasusta ja kosmisesta pölystä koostuvien sumujen kondensaatioprosessin ansiosta. Tämä prosessi vie aikaa. On arvioitu, että se tapahtui 10-15 miljoonaa vuotta ennen kuin tähti saavutti lopullisen vakauden. Kun laajenevan kaasun paine ja painovoiman puristusvoima tasapainottuvat, tähti siirtyy niin kutsuttuun pääsekvenssiin.

Massastaan ​​riippuen tähti istuu jollakin Hertzplan-Russell-kaavion tai lyhyesti HR-kaavion viivoista. Tässä on kaavio, joka näyttää erilaisia ​​tähtien evoluution linjoja, jotka kaikki määräytyvät tähden massan mukaan.

Tähtien evoluutiolinja

Pääsarja on karkeasti vinosti muotoiltu alue, joka kulkee kaavion keskikohdan läpi. Siellä jossain vaiheessa uudet tähdet tulevat sisään massansa mukaan. Kuumimmat, kirkkaimmat ja massiivimmat tähdet ovat vasemmassa yläkulmassa, kun taas viileimmät ja pienimmät ovat oikeassa alakulmassa.

Massa on parametri, joka ohjaa tähtien kehitystä, kuten on monta kertaa sanottu. Itse asiassa, erittäin massiivisista tähdistä loppuu polttoaine nopeasti, kun taas pienet, viileät tähdet, kuten punaiset kääpiöt, käsittele sitä varovaisemmin.

Ihmisille punaiset kääpiöt ovat lähes ikuisia, eikä yksikään tunnettu punainen kääpiö ole kuollut. Pääsarjan tähtien vieressä ovat tähdet, jotka ovat siirtyneet muihin galakseihin kehityksensä seurauksena. Tällä tavalla jättiläiset ja superjättiläiset ovat ylhäällä ja valkoiset kääpiöt alhaalla.

Toivon, että näiden tietojen avulla voit oppia lisää siitä, miten tähdet muodostuvat, mitkä ovat niiden ominaisuudet ja paljon muuta.