Hur bildas stjärnor

I hela universum ser vi alla stjärnor som bildar det himmelska valvet. Det är dock inte många som vet väl Hur bildas stjärnor. Du måste veta att dessa stjärnor har ett ursprung och ett slut. Varje typ av stjärna har en annan formation och har egenskaper enligt den formationen.

I den här artikeln kommer vi att berätta för dig hur stjärnor bildas, vad deras egenskaper är och deras betydelse för universum.

Vad är stjärnorna?

En stjärna är ett astronomiskt föremål som består av gas (främst väte och helium) och finns i jämvikt på grund av att gravitationen tenderar att komprimera den och gastrycket expanderar den. I processen producerar en stjärna mycket energi från sin kärna, som inrymmer en fusionsreaktor som kan syntetisera helium och andra grundämnen från väte.

I dessa fusionsreaktioner är massan inte helt bevarad, utan en liten del omvandlas till energi. Eftersom massan av en stjärna är enorm, även den minsta, så är mängden energi den släpper ut varje sekund.

Huvudegenskaper

Stjärnornas huvudsakliga egenskaper är:

• Mass: Mycket varierande, från en bråkdel av solens massa till supermassiva stjärnor med massor som är flera gånger solens massa.
• Temperatur: är också en variabel. I fotosfären, den lysande ytan av en stjärna, ligger temperaturen i intervallet 50.000 3.000-XNUMX XNUMX K. Och i dess centrum når temperaturen miljontals Kelvin.
• Färg: nära relaterade till temperatur och kvalitet. Ju varmare en stjärna är, desto blåare är den, och omvänt, ju svalare den är, desto rödare är den.
• Ljusstyrka: det beror på styrkan hos stjärnstrålningen, normalt olikformig. De hetaste och största stjärnorna är de ljusaste.
• Amplitud: dess skenbara ljusstyrka sett från jorden.
• Movement: stjärnor har relativ rörelse med avseende på sitt fält, såväl som rotationsrörelse.
• ålder: En stjärna kan vara universums ålder (cirka 13 miljarder år) eller så ung som en miljard år.

Hur bildas stjärnor

Stjärnor bildas av gravitationskollapsen av gigantiska moln av gas och kosmiskt stoft, vars densitet ständigt fluktuerar. Huvudmaterialen i dessa moln är molekylärt väte och helium, och små mängder av alla grundämnen som är kända på jorden.

Rörelsen av partiklarna som utgör massan av massa som sprids i rymden är slumpmässig. Men ibland ökar densiteten något vid en viss punkt, vilket skapar kompression.

Gasens tryck tenderar att ta bort denna kompression, men gravitationskraften som binder samman molekylerna är starkare eftersom partiklarna ligger närmare varandra, vilket motverkar effekten. Tyngdkraften kommer också att öka massan ytterligare. När detta händer ökar temperaturen gradvis.

Föreställ dig nu denna massiva kondenseringsprocess med all tillgänglig tid. Tyngdkraften är radiell, så det resulterande molnet av materia kommer att ha sfärisk symmetri. Det kallas en protostjärna. Också, detta moln av materia är inte stationärt, utan roterar snarare snabbt när materien drar ihop sig.

Med tiden kommer en kärna att bildas vid extremt höga temperaturer och enorma tryck, som kommer att bli stjärnans fusionsreaktor. Detta kräver en kritisk massa, men när den gör det når stjärnan jämvikt och börjar så att säga sitt vuxna liv.

Stjärnmassa och efterföljande evolution

Vilka typer av reaktioner som kan inträffa i kärnan kommer att bero på dess initiala massa och den efterföljande utvecklingen av stjärnan. För massor som är mindre än 0,08 gånger solens massa (cirka 2 x 10 30 kg), inga stjärnor kommer att bildas eftersom kärnan inte kommer att antändas. Det sålunda bildade föremålet skulle gradvis svalna och kondensationen upphöra, vilket ger en brun dvärg.

Å andra sidan, om protostjärnan är för massiv kommer den inte heller att kunna nå den jämvikt som krävs för att bli en stjärna, så den kommer att kollapsa våldsamt.

Teorin om gravitationskollaps för att bilda stjärnor tillskrivs den brittiske astronomen och kosmologen James Jeans (1877-1946), som också utvecklade universums steady state-teorin. Idag har denna teori om att materia ständigt skapas övergivits till förmån för Big Bang-teorin.

stjärnans livscykel

Stjärnor bildas tack vare kondensationsprocessen av nebulosor som består av gas och kosmiskt stoft. Denna process tar tid. Det uppskattas att det inträffade mellan 10 och 15 miljoner år innan stjärnan nådde slutlig stabilitet. När trycket från den expanderande gasen och den tryckande tyngdkraften balanserar ut går stjärnan in i det som kallas huvudsekvensen.

Beroende på dess massa, sitter stjärnan på en av linjerna i Hertzplan-Russell-diagrammet, eller förkortat HR-diagram. Här är ett diagram som visar olika linjer för stjärnutveckling, som alla bestäms av stjärnans massa.

Stjärnutvecklingslinje

Huvudserien är ett ungefär diagonalt format område som löper genom mitten av diagrammet. Där kommer vid något tillfälle nybildade stjärnor in enligt sin massa. De hetaste, ljusaste, mest massiva stjärnorna finns längst upp till vänster, medan de kallaste och minsta finns längst ner till höger.

Massa är den parameter som styr stjärnornas utveckling, som det har sagts många gånger. Faktiskt, mycket massiva stjärnor tar slut på bränsle snabbt, medan små, coola stjärnor, som röda dvärgar, hantera det mer försiktigt.

För människor är röda dvärgar nästan eviga, och inga kända röda dvärgar har dött. Intill huvudsekvensstjärnor finns stjärnor som har flyttat till andra galaxer som ett resultat av sin evolution. På så sätt är jätte- och superjättestjärnor överst och vita dvärgar längst ner.

Jag hoppas att du med denna information kan lära dig mer om hur stjärnor bildas, vad de har för egenskaper och mycket mer.