Jak Działają Gwiazdy

{h1}

Kiedy patrzysz w nocy i widzisz tysiące gwiazd, czy kiedykolwiek zastanawiałeś się, na co patrzysz? Dowiedz się, jakie są gwiazdy i jak żyją i umierają!

To ciemna, czysta, bezksiężycowa noc. Patrzysz w niebo. Widzisz tysiące gwiazd ułożonych we wzory lub konstelacje. Światło tych gwiazd przebyło duże odległości, aby dotrzeć do Ziemi. Ale czym są gwiazdy? Jak daleko są? Czy wszystkie są takie same? Czy są wokół nich inne planety?

W tym artykule przyjrzymy się fascynującemu światu gwiazd. Zbadamy naturę gwiazd, rodzaje gwiazd, sposób ich powstawania i sposób ich umarcia. Jeśli przeczytałeś Jak działa Słońce, już wiesz dużo o naturze najbliższej gwiazdy na Ziemi. Podczas czytania kolejnych stron dowiesz się jeszcze więcej o tym, co możesz zobaczyć na nocnym niebie.

Gwiazdy i ich właściwości

Gwiazdy to masywne, świecące kule gorących gazów, głównie wodoru i helu. Niektóre gwiazdy są stosunkowo blisko (najbliższe 30 gwiazd znajduje się w odległości 40 parseków), a inne są daleko, daleko. Astronomowie mogą mierzyć odległość za pomocą metody zwanej paralaksą, w której zmiana położenia gwiazdy na niebie jest mierzona w różnych porach roku. Niektóre gwiazdy są same na niebie, inne mają towarzyszy (gwiazdy binarne), a niektóre są częścią dużych klastry zawierające tysiące do milionów gwiazd. Nie wszystkie gwiazdy są takie same. Gwiazdy występują we wszystkich rozmiarach, jasnościach, temperaturach i kolorach.

Gwiazdy mają wiele cech, które można zmierzyć badając emitowane przez nie światło:

  • temperatura
  • widmo lub długości fal emitowanego światła
  • jasność
  • jasność
  • rozmiar (promień)
  • masa
  • ruch (w kierunku do lub z dala od nas, szybkość wirowania)

A jeśli studiujesz gwiazdy, będziesz chciał mieć te terminy w swoim gwiezdnym słownictwie:

  • jasność absolutna - pozorna jasność gwiazdy, jeśli znajdowała się 10 parseków od Ziemi
  • jasność pozorna - jasność gwiazdy obserwowana z Ziemi
  • jasność - całkowita ilość energii emitowanej z gwiazdy na sekundę
  • parsek - pomiar odległości (3,3 lat świetlnych, 19,8 bilionów mil, 33 bilionów kilometrów)
  • rok świetlny - pomiar odległości (6 bilionów mil, 10 bilionów kilometrów)
  • widmo - światło o różnych długościach fal emitowane przez gwiazdę
  • masa słoneczna - masa Słońca; 1,99 x 1030 kilogramy (330 000 mas Ziemi)
  • promień słoneczny - promień słońca; 418 000 mil (696 000 kilometrów)

Temperatura i widmo

Niektóre gwiazdy są bardzo gorące, podczas gdy inne są fajne. Możesz rozpoznać po kolorze światła, które wydzielają gwiazdy. Jeśli spojrzysz na węgle w grillu węglowym, wiesz, że czerwone świecące węgle są chłodniejsze niż białe gorące. To samo dotyczy gwiazd. Niebieska lub biała gwiazda jest gorętsza niż gwiazda żółta, która jest gorętsza niż gwiazda czerwona. Jeśli więc spojrzysz na najsilniejszy kolor lub długość fali światła emitowanego przez gwiazdę, możesz obliczyć jej temperaturę (temperatura w stopniach Kelvina = 3 x 106/ długość fali w nanometrach). Widmo gwiazdy może również powiedzieć pierwiastki chemiczne znajdujące się w tej gwiazdie, ponieważ różne pierwiastki (na przykład wodór, hel, węgiel, wapń) pochłaniają światło o różnych długościach fal.

Jasność, jasność i promień

Konstelacja Oriona widziana z promu kosmicznego Endeavour (STS-54)

Konstelacja Oriona widziana z promu kosmicznego Endeavour (STS-54)

Kiedy patrzysz na nocne niebo, możesz zobaczyć, że niektóre gwiazdy są jaśniejsze niż inne, jak pokazano na tym zdjęciu Oriona.

Dwa czynniki określają jasność gwiazdy:

  1. jasność - ile energii zużywa w danym czasie
  2. odległość - jak daleko jest od nas

Reflektor emituje więcej światła niż latarka. Oznacza to, że reflektor jest jaśniejszy. Jeśli reflektor znajduje się w odległości 5 mil (8 mil) od ciebie, nie będzie on jednak tak jasny, ponieważ natężenie światła zmniejsza się wraz z odległością do kwadratu. Reflektor znajdujący się 5 mil od ciebie może wyglądać tak jasno jak latarka oddalona o 15 cali od ciebie, to samo dotyczy gwiazd.

Astronomowie (profesjonalni lub amatorzy) mogą mierzyć jasność gwiazdy (ilość światła, które emituje) za pomocą a fotometr lub urządzenie sprzężone z ładunkiem (CCD) na końcu teleskopu. Jeśli znają jasność gwiazdy i odległość do gwiazdy, mogą obliczyć jasność gwiazdy:

[jasność = jasność x 12,57 x (odległość)2].

Jasność jest również związana z rozmiarem gwiazdy. Im większa gwiazda, tym więcej energii wydziela i tym jest jaśniejsza. Widać to również na grillu węglowym. Trzy świecące brykiety z węgla drzewnego emitują więcej energii niż jeden świecący brykiet z węgla drzewnego w tej samej temperaturze. Podobnie, jeśli dwie gwiazdy mają tę samą temperaturę, ale różne rozmiary, to duża gwiazda będzie jaśniejsza niż mała. Zobacz pasek boczny formuły, która pokazuje, jak jasność gwiazdy jest powiązana z jej rozmiarem (promieniem) i temperaturą.

Prawo Stefana-Boltzmanna

Jest to zależność między jasnością (L), promieniem (R) i temperaturą (T): L = (7,125 x 10-7)R2T.4 gdzie jednostki są zdefiniowane jako L - waty, R - metry i T - stopnie Kelvina

Msza i ruch

Diagram Hertzsprunga-Russella. Pokazane jest Słońce, 12 najjaśniejszych gwiazd na półkuli północnej oraz gwiazdy towarzyszące białego karła Syriusza i Procyona.

Diagram Hertzsprunga-Russella. Pokazane jest Słońce, 12 najjaśniejszych gwiazd na półkuli północnej oraz gwiazdy towarzyszące białego karła Syriusza i Procyona.

W 1924 r. Astronom A. S. Eddington wykazał, że jasność i masa gwiazdy są ze sobą powiązane. Im większa gwiazda (to znaczy bardziej masywna), tym jaśniej jest (jasność = masa3).

Gwiazdy wokół nas poruszają się względem naszego Układu Słonecznego. Niektórzy oddalają się od nas, a inni zbliżają się do nas. Ruch gwiazd wpływa na długości fal światła, które od nich otrzymujemy, podobnie jak wysoki dźwięk emitowany przez syrenę wozu strażackiego obniża się, gdy ciężarówka jedzie obok ciebie. Zjawisko to nazywa się efektem Dopplera. Mierząc widmo gwiazdy i porównując je ze spektrum standardowej lampy, można zmierzyć wielkość przesunięcia Dopplera. Wielkość przesunięcia Dopplera mówi nam, jak szybko gwiazda porusza się względem nas. Ponadto kierunek przesunięcia Dopplera może wskazywać kierunek ruchu gwiazdy. Jeśli spektrum gwiazdy zostanie przesunięte na niebieski koniec, wówczas gwiazda porusza się w naszym kierunku; jeśli widmo zostanie przesunięte na czerwony koniec, gwiazda odsunie się od nas. Podobnie, jeśli gwiazda obraca się wokół własnej osi, przesunięcie dopplerowskie jej widma można wykorzystać do pomiaru jej prędkości obrotowej.

Widzicie więc, że możemy sporo powiedzieć o gwieździe na podstawie emitowanego przez nią światła. Ponadto astronomowie amatorzy dysponują dzisiaj urządzeniami, takimi jak duże teleskopy, matryce CCD i spektroskopy, które są dostępne w handlu za stosunkowo niskim kosztem. Dlatego amatorzy mogą wykonywać te same rodzaje pomiarów i badań gwiazd, które były wykonywane wyłącznie przez samych profesjonalistów.

Klasyfikowanie gwiazdek: Łączenie właściwości

Na początku XX wieku dwóch astronomów, Annie Jump Cannon i Cecilia Payne, sklasyfikowało widma gwiazd według ich temperatur. Cannon faktycznie dokonał klasyfikacji, a Payne wyjaśnił później, że klasa widmowa gwiazdy była rzeczywiście określona przez temperaturę.

Jak działają gwiazdy: działają

Spektralne klasy gwiazd

W 1912 roku duński astronom Ejnar Hertzsprung i amerykański astronom Henry Norris Russell niezależnie wykreślili jasność względem temperatur dla tysięcy gwiazd i znaleźli zaskakujący związek, jak pokazano poniżej. Ten schemat nazywa się a Schemat Hertsprunga-Russella lub H-R ujawnił, że większość gwiazd leży wzdłuż gładkiej krzywej ukośnej zwanej główna sekwencja z gorącymi, świecącymi gwiazdami w lewym górnym rogu i chłodnymi, słabymi gwiazdami w prawym dolnym rogu. Poza główną sekwencją są chłodne, jasne gwiazdy w prawym górnym rogu i gorące, słabe gwiazdy w lewym dolnym rogu.

Jeśli zastosujemy zależność między jasnością a promieniem do wykresu H-R, stwierdzimy, że promień gwiazd zwiększa się, gdy przechodzisz po lewej u dołu po przekątnej do prawego górnego:

  • Syriusz B = promień słoneczny 0,01
  • Słońce = 1 promień słoneczny
  • Spica = 10 promieni słonecznych
  • Rigel = 100 promieni słonecznych
  • Betelgeuse = 1000 promieni słonecznych

Jeśli zastosujesz zależność między masą a jasnością do wykresu H-R, odkryjesz, że gwiazdy wzdłuż głównej sekwencji różnią się od najwyższej (około 30 mas Słońca) w lewym górnym rogu do najniższej (około 0,1 masy Słońca) w prawym dolnym rogu. Jak widać ze schematu H-R, nasze słońce jest gwiazdą średnią.

Tabela podsumowuje typy gwiazd we wszechświecie według jasności:

Jak działają gwiazdy: gwiazdy

Klasy gwiazd według jasności

Gwiazdy białych karłów nie są klasyfikowane, ponieważ ich widma gwiezdne różnią się od większości innych gwiazd. Schemat H-R jest również przydatny do zrozumienia ewolucji gwiazd od narodzin do śmierci.

Życie gwiazdy

Filary gazowe w regionie gwiazdotwórczym - M16 (Mgławica Orzeł)

Filary gazowe w regionie gwiazdotwórczym - M16 (Mgławica Orzeł)

Jak wspomnieliśmy wcześniej, gwiazdy są dużymi kulami gazów. Nowe gwiazdy powstają z dużych, zimnych (10 stopni Kelvina) chmur pyłu i gazu (głównie wodoru), które leżą między istniejącymi gwiazdami w galaktyce.

  1. Zwykle jakiś rodzaj zdarzają się zaburzenia grawitacji do chmury, takiej jak przejście pobliskiej gwiazdy lub fala uderzeniowa z wybuchającej supernowej.
  2. The zaburzenie powoduje kępy formować się w chmurze.
  3. The kępy zapadają się do wewnątrz przyciąganie gazu do środka grawitacją.
  4. Upadek kępa kompresuje i nagrzewa się.
  5. Upadek kępa zaczyna się obracać i spłaszczyć na dysk.
  6. The dysk nadal obraca się szybciej, przyciąga więcej gazu i pyłu do wewnątrz i nagrzewa się.
  7. Po około milionie lat mały, gorący (1500 stopni Kelvina), gęsty podstawowe formy w centrum dysku nazywano go protostar.
  8. Podczas gdy gaz i pył nadal wpadają do wnętrza dysku, oddają energię do protostar, który nagrzewa więcej
  9. Kiedy temperatura protostaru osiągnie około 7 milionów stopni Kelvina, wodór zaczyna bezpiecznik zrobić hel i uwolnij energię.
  10. Materiał wciąż wpada do młodej gwiazdy przez miliony lat, ponieważ zapadanie się pod wpływem grawitacji jest większe niż ciśnienie zewnętrzne wywierane przez syntezę jądrową. Dlatego też wzrost temperatury wewnętrznej protostar.
  11. Jeśli dostateczna masa (0,1 masy słonecznej lub większa) zapadnie się w protostarze, a temperatura stanie się wystarczająco wysoka dla trwałego stopienia, wówczas Protostar ma ogromne uwalnianie gazu w postaci strumienia nazywano go przepływ dwubiegunowy. Jeśli masa nie jest wystarczająca, gwiazda nie utworzy się, lecz zamiast tego stanie się brązowy karzeł.
  12. The przepływ dwubiegunowy usuwa gaz i pył od młodej gwiazdy. Część tego gazu i pyłu może później gromadzić się, tworząc planety.

Młoda gwiazda jest teraz stabilna, ponieważ ciśnienie zewnętrzne z syntezy wodoru równoważy siłę przyciągania do wewnątrz. Gwiazda wchodzi do głównej sekwencji; gdzie leży na głównej sekwencji zależy od jej masy.

Teraz, gdy gwiazda jest stabilna, ma takie same części jak nasze słońce:

  • rdzeń - gdzie zachodzą reakcje syntezy jądrowej
  • strefa radiacyjna - gdzie fotony przenoszą energię z dala od rdzenia
  • strefa konwekcyjna - gdzie prądy konwekcyjne przenoszą energię w kierunku powierzchni

Jednak wnętrze może się różnić w zależności od położenia warstw. Gwiazdy takie jak Słońce i te mniej masywne niż Słońce mają warstwy w kolejności opisanej powyżej. Gwiazdy, które są kilkakrotnie masywniejsze niż Słońce, mają warstwy konwekcyjne głęboko w swoich rdzeniach i promieniste warstwy zewnętrzne. Natomiast gwiazdy pośrednie między słońcem a najbardziej masywnymi gwiazdami mogą mieć tylko warstwę promieniującą.

Życie w sekwencji głównej

Gwiazdy w głównej sekwencji palą się, łącząc wodór z helem. Duże gwiazdy mają zwykle wyższe temperatury rdzenia niż mniejsze gwiazdy. Dlatego duże gwiazdy szybko spalają paliwo wodorowe w rdzeniu, podczas gdy małe gwiazdy spalają je wolniej. Czas, jaki spędzają na głównej sekwencji, zależy od tego, jak szybko wodór się zużyje. Dlatego masywne gwiazdy mają krótsze czasy życia (słońce będzie płonąć przez około 10 miliardów lat). To, co dzieje się po zniknięciu wodoru w rdzeniu, zależy od masy gwiazdy.

Śmierć gwiazdy

Zdjęcie kosmicznej mgławicy planetarnej Zgniłe jajo teleskopu Hubble'a

Zdjęcie kosmicznej mgławicy planetarnej Zgniłe jajo teleskopu Hubble'a

Kilka miliardów lat po rozpoczęciu życia gwiazda umrze. To, jak gwiazda umiera, zależy jednak od jej typu.

Gwiazdy jak słońce

Kiedy w jądrze zabraknie paliwa wodorowego, skurczy się pod ciężarem grawitacji. Jednak w górnych warstwach nastąpi pewne stopienie wodoru. Ponieważ podstawowe kontrakty się nagrzewają. Ogrzewa to górne warstwy, powodując ich rozszerzanie. Gdy zewnętrzne warstwy rozszerzają się, promień gwiazdy będzie się zwiększał i będzie miał postać czerwony olbrzym. Promień czerwonego gigantycznego słońca będzie tuż za orbitą Ziemi. W pewnym momencie rdzeń stanie się wystarczająco gorący, aby hel stopił się w węgiel. Gdy skończy się paliwo helowe, rdzeń rozszerzy się i ostygnie. Górne warstwy rozszerzają się i wyrzucają materiał, który gromadzi się wokół umierającej gwiazdy, tworząc a mgławica planetarna. Wreszcie rdzeń ostygnie w biały karzeł a następnie ostatecznie do czarny karzeł. Cały proces zajmie kilka miliardów lat.

Jak działają gwiazdy: gwiazdy

Zdjęcie pierścieni Kosmicznego Teleskopu Hubble'a wokół Supernowej 1987A

Gwiazdy masywniejsze niż słońce

Kiedy w jądrze zabraknie wodoru, gwiazdy te łączą hel z węglem, podobnie jak słońce. Jednak po zniknięciu helu ich masa wystarcza do stopienia węgla z cięższymi pierwiastkami, takimi jak tlen, neon, krzem, magnez, siarka i żelazo. Gdy rdzeń zmieni się w żelazo, nie może już się palić. Gwiazda zapada się pod wpływem własnej grawitacji, a żelazny rdzeń nagrzewa się. Rdzeń staje się tak ciasno upakowany, że protony i elektrony łączą się, tworząc neutrony. W mniej niż sekundę żelazny rdzeń, który jest mniej więcej wielkości Ziemi, kurczy się do rdzenia neutronowego o promieniu około 6 mil (10 kilometrów). Zewnętrzne warstwy gwiazdy spadają do wewnątrz na rdzeń neutronowy, tym samym krusząc go dalej. Rdzeń nagrzewa się do miliardów stopni i wybucha (supernowa), uwalniając w ten sposób duże ilości energii i materiału w przestrzeń kosmiczną. Fala uderzeniowa z supernowej może inicjować formowanie się gwiazd w innych chmurach międzygwiezdnych. Resztki rdzenia mogą tworzyć gwiazda neutronowa lub a czarna dziura w zależności od masy oryginalnej gwiazdy.

Więcej świetnych linków Więcej świetnych linków Więcej świetnych linków

  • Astronomy HyperTextbook: Gwiezdna ewolucja
  • Zdjęcia Kosmicznego Teleskopu Hubble'a: ewolucja gwiazd
  • Star Clock: Stellar Evolution na PC
  • Migawka Hubble'a rejestruje cykl życia gwiazd
  • Przewodnik dla początkujących dotyczący tworzenia gwiazdy


Suplement Wideo: Gwiazdy - jak powstają i działają.




Badania


Na Zdjęciach: Nurkowanie W Twilight Coral Reef
Na Zdjęciach: Nurkowanie W Twilight Coral Reef

W Jaki Sposób Statek Kosmiczny Ponownie Wchodzi W Atmosferę Ziemską?
W Jaki Sposób Statek Kosmiczny Ponownie Wchodzi W Atmosferę Ziemską?

Science News


Amerykanie Chcą Podatków Wydawanych Na Opiekę Zdrowotną I Edukację
Amerykanie Chcą Podatków Wydawanych Na Opiekę Zdrowotną I Edukację

5 Zaskakujących Sposobów, W Których Drony Mogą Być Używane W Przyszłości
5 Zaskakujących Sposobów, W Których Drony Mogą Być Używane W Przyszłości

Ten Stan Ma Najwyższe Zastosowanie Leków Zmieniających Nastrój
Ten Stan Ma Najwyższe Zastosowanie Leków Zmieniających Nastrój

Kongres Przyznaje Trumpowi Budżet Naukowy Na Zimno
Kongres Przyznaje Trumpowi Budżet Naukowy Na Zimno

Wskazówka Dotycząca Zachowania Postanowień Noworocznych: Zamień Je W Pytania
Wskazówka Dotycząca Zachowania Postanowień Noworocznych: Zamień Je W Pytania


PL.WordsSideKick.com
Wszelkie Prawa Zastrzeżone!
Kopiowanie Jakichkolwiek Materiałów Pozostawiono Tylko Prostanovkoy Aktywny Link Do Strony PL.WordsSideKick.com

© 2005–2020 PL.WordsSideKick.com