Kā veidojas zvaigznes

kā Visumā veidojas zvaigznes

Visā Visumā mēs redzam visas zvaigznes, kas veido debesu velvi. Tomēr ne daudzi cilvēki to labi zina Kā veidojas zvaigznes. Jums jāzina, ka šīm zvaigznēm ir izcelsme un beigas. Katram zvaigžņu veidam ir atšķirīgs veidojums, un tam ir īpašības atbilstoši šim veidojumam.

Šajā rakstā mēs jums pastāstīsim, kā veidojas zvaigznes, kādas ir to īpašības un nozīme Visumā.

Kādas ir zvaigznes

Kā veidojas zvaigznes

Zvaigzne ir astronomisks objekts, kas sastāv no gāzes (galvenokārt ūdeņraža un hēlija) un atrodas iekšā līdzsvars gravitācijas dēļ, kam ir tendence to saspiest, un gāzes spiediens, kas to paplašina. Šajā procesā zvaigzne ražo daudz enerģijas no tās kodola, kurā atrodas kodolsintēzes reaktors, kas var sintezēt hēliju un citus elementus no ūdeņraža.

Šajās saplūšanas reakcijās masa netiek pilnībā saglabāta, bet neliela daļa tiek pārvērsta enerģijā. Tā kā zvaigznes masa ir milzīga, pat vismazākā, tad arī enerģijas daudzums, ko tā izdala katru sekundi.

galvenās iezīmes

zvaigžņu veidošanās

Galvenās zvaigžņu īpašības ir:

  • masa: Ļoti mainīgs, sākot no Saules masas daļas līdz supermasīvām zvaigznēm, kuru masa vairākas reizes pārsniedz Saules masu.
  • Temperatūra: ir arī mainīgs lielums. Fotosfērā, zvaigznes gaismas virsmā, temperatūra ir robežās no 50.000 3.000 līdz XNUMX K. Un tās centrā temperatūra sasniedz miljoniem Kelvinu.
  • Krāsa: cieši saistīti ar temperatūru un kvalitāti. Jo karstāka zvaigzne, jo zilāka ir tās krāsa, un otrādi, jo vēsāka, jo sarkanāka.
  • Spilgtums: tas ir atkarīgs no zvaigžņu starojuma jaudas, parasti nevienmērīgs. Karstākās un lielākās zvaigznes ir spožākās.
  • Amplitūda: tā šķietamais spilgtums, skatoties no Zemes.
  • Kustība: zvaigznēm ir relatīva kustība attiecībā pret savu lauku, kā arī rotācijas kustība.
  • Vecums: Zvaigzne var būt Visuma vecums (apmēram 13 miljardi gadu) vai pat miljards gadu jauna.

Kā veidojas zvaigznes

miglāji

Zvaigznes veidojas milzu gāzu un kosmisko putekļu mākoņu gravitācijas sabrukšanas rezultātā, kuru blīvums pastāvīgi svārstās. Galvenie materiāli šajos mākoņos ir molekulārais ūdeņradis un hēlijs, kā arī neliels daudzums visu uz Zemes zināmo elementu.

To daļiņu kustība, kas veido telpā izkliedētās masas masu, ir nejauša. Bet dažreiz blīvums noteiktā punktā nedaudz palielinās, radot kompresiju.

Gāzes spiedienam ir tendence noņemt šo saspiešanu, bet gravitācijas spēks, kas saista molekulas kopā, ir spēcīgāks, jo daļiņas atrodas tuvāk viena otrai, kas neitralizē efektu. Arī gravitācija vēl vairāk palielinās masu. Kad tas notiek, temperatūra pakāpeniski palielinās.

Tagad iedomājieties šo milzīgo kondensācijas procesu ar visu pieejamo laiku. Gravitācija ir radiāla, tāpēc iegūtajam matērijas mākonim būs sfēriska simetrija. To sauc par protozvaigzni. Tāpat šis matērijas mākonis nav nekustīgs, bet gan ātri rotē, matērijai saraujoties.

Laika gaitā ārkārtīgi augstā temperatūrā un milzīgā spiedienā izveidosies kodols, kas kļūs par zvaigznes kodolsintēzes reaktoru. Tam nepieciešama kritiskā masa, bet, kad tā notiek, zvaigzne sasniedz līdzsvaru un sāk, tā sakot, savu pieaugušo dzīvi.

Zvaigžņu masa un turpmākā evolūcija

Reakciju veidi, kas var notikt kodolā, būs atkarīgi no tā sākotnējās masas un zvaigznes turpmākās evolūcijas. Masām, kas mazākas par 0,08 reizēm par saules masu (apmēram 2 x 10 30 kg), zvaigznes neveidosies, jo kodols neaizdegsies. Šādi izveidotais objekts pakāpeniski atdzisīs un kondensāts beigsies, veidojot brūnu punduri.

No otras puses, ja protozvaigzne ir pārāk masīva, tā arī nespēs sasniegt līdzsvaru, kas nepieciešama, lai kļūtu par zvaigzni, tāpēc tā vardarbīgi sabruks.

Gravitācijas sabrukšanas teorija, veidojot zvaigznes, tiek attiecināta uz britu astronomu un kosmologu Džeimsu Džinsu (1877-1946), kurš arī izstrādāja Visuma līdzsvara stāvokļa teoriju. Mūsdienās šī teorija, ka matērija tiek nepārtraukti radīta, ir atmesta par labu Lielā sprādziena teorijai.

zvaigznes dzīves cikls

Zvaigznes veidojas, pateicoties gāzes un kosmisko putekļu miglāju kondensācijas procesam. Šis process prasa laiku. Tiek lēsts, ka tas notika no 10 līdz 15 miljoniem gadu, pirms zvaigzne sasniedza galīgo stabilitāti. Kad izplešanās gāzes spiediens un gravitācijas saspiešanas spēks izlīdzinās, zvaigzne nonāk tā dēvētajā galvenajā secībā.

Atkarībā no tās masas zvaigzne atrodas uz vienas no Hertzplan-Russell diagrammas vai saīsināti HR diagrammas līnijām. Šeit ir diagramma, kurā parādītas dažādas zvaigžņu evolūcijas līnijas, kuras visas nosaka zvaigznes masa.

Zvaigžņu evolūcijas līnija

Galvenā sērija ir aptuveni diagonālas formas apgabals, kas iet caur diagrammas centru. Tur kādā brīdī ienāk jaunizveidotās zvaigznes atbilstoši savai masai. Karstākās, spožākās un masīvākās zvaigznes atrodas augšējā kreisajā stūrī, savukārt vēsākās un mazākās – apakšējā labajā stūrī.

Masa ir parametrs, kas kontrolē zvaigžņu evolūciju, kā jau daudzkārt teikts. Patiesībā, ļoti masīvām zvaigznēm ātri beidzas degviela, savukārt mazām, vēsām zvaigznēm, tāpat kā sarkanie punduri, rīkojieties uzmanīgāk.

Cilvēkiem sarkanie punduri ir gandrīz mūžīgi, un neviens zināms sarkanais punduris nav miris. Blakus galvenās secības zvaigznēm atrodas zvaigznes, kuras to evolūcijas rezultātā ir pārcēlušās uz citām galaktikām. Tādā veidā milzu un supergigantu zvaigznes atrodas augšpusē un baltie punduri apakšā.

Es ceru, ka ar šo informāciju jūs varat uzzināt vairāk par to, kā veidojas zvaigznes, kādas ir to īpašības un daudz ko citu.


Raksta saturs atbilst mūsu principiem redakcijas ētika. Lai ziņotu par kļūdu, noklikšķiniet uz šeit.

Esi pirmais, kas komentārus

Atstājiet savu komentāru

Jūsu e-pasta adrese netiks publicēta.

*

*

  1. Atbildīgais par datiem: Migels Ángels Gatóns
  2. Datu mērķis: SPAM kontrole, komentāru pārvaldība.
  3. Legitimācija: jūsu piekrišana
  4. Datu paziņošana: Dati netiks paziņoti trešām personām, izņemot juridiskus pienākumus.
  5. Datu glabāšana: datu bāze, ko mitina Occentus Networks (ES)
  6. Tiesības: jebkurā laikā varat ierobežot, atjaunot un dzēst savu informāciju.