Pin
Send
Share
Send


Duże długości, takie jak promień gwiazdy olbrzymiej lub pół-główna oś układu podwójnego gwiazd, są często wyrażane w jednostkach astronomicznych (AU) - w przybliżeniu średnia odległość między Ziemią a Słońcem (150 milionów km lub 93 miliony mil).

Formacja i ewolucja

Gwiazda zaczyna się jako zapadająca się chmura złożona głównie z wodoru, wraz z helem i śladowymi ilościami cięższych pierwiastków. Gdy rdzeń gwiezdny jest wystarczająco gęsty, część wodoru stopniowo przekształca się w hel w procesie syntezy jądrowej.23 Reszta wnętrza gwiazdy przenosi energię z jądra poprzez połączenie procesów promieniujących i konwekcyjnych. Ciśnienie wewnętrzne gwiazdy zapobiega jej dalszemu zapadaniu się pod wpływem własnej grawitacji. Po wyczerpaniu paliwa wodorowego w rdzeniu gwiazdy te mają masę co najmniej 0,4 masę Słońca24 rozwinąć się, aby stać się czerwonym gigantem, w niektórych przypadkach łącząc cięższe elementy w rdzeniu lub w skorupach wokół rdzenia. Gwiazda ewoluuje następnie w formę zdegenerowaną, zawracając część materii do środowiska międzygwiezdnego, gdzie utworzy nową generację gwiazd o większym udziale ciężkich pierwiastków.

Gwiazdy powstają w rozszerzonych obszarach o większej gęstości w ośrodku międzygwiezdnym, chociaż gęstość jest nadal niższa niż wewnątrz ziemskiej komory próżniowej. Te regiony są nazywane chmury molekularne i składa się głównie z wodoru, z około 23-28% helem i kilka procent cięższych pierwiastków. Jednym z przykładów takiego regionu gwiazdotwórczego jest Mgławica Oriona.25 Gdy masywne gwiazdy powstają z chmur molekularnych, silnie oświetlają te chmury. Jonizują również wodór, tworząc region H II.

Formacja Protostar

Formowanie gwiazdy rozpoczyna się od niestabilności grawitacyjnej wewnątrz chmury molekularnej, często wywoływanej przez fale uderzeniowe supernowych (masywne wybuchy gwiazd) lub zderzenie dwóch galaktyk (jak w galaktyce gwiazdowej). Kiedy region osiągnie wystarczającą gęstość materii, aby spełnić kryteria niestabilności dżinsów, zaczyna się zapadać pod wpływem własnej siły grawitacyjnej.

Gdy chmura zapada się, pojedyncze skupiska gęstego pyłu i gazu tworzą tak zwane globulki Boka. Mogą one zawierać do 50 mas Słońca. Gdy globula zapada się, a gęstość rośnie, energia grawitacyjna zamienia się w ciepło, a temperatura rośnie. Kiedy obłok protogwiezdny osiągnie w przybliżeniu stabilny stan równowagi hydrostatycznej, w rdzeniu powstaje protostar.26 Te gwiazdy przed główną sekwencją często otoczone są dyskiem protoplanetarnym. Okres skurczu grawitacyjnego trwa około 10-15 milionów lat.

Wczesne gwiazdy o masie mniejszej niż 2 Słońca nazywane są gwiazdami T Tauri, a te o większej masie są gwiazdami Herbig Ae / Be. Te nowo narodzone gwiazdy emitują strumienie gazu wzdłuż osi obrotu, wytwarzając małe plamki mgławicy znane jako obiekty Herbig-Haro.27

Główna sekwencja

Główny artykuł: Sekwencja główna

Gwiazdy spędzają około 90 procent swojego życia łącząc wodór w celu wytworzenia helu w reakcjach wysokotemperaturowych i wysokociśnieniowych w pobliżu rdzenia. Mówi się, że takie gwiazdy znajdują się w głównej sekwencji i nazywane są gwiazdami karłowatymi. Począwszy od głównej sekwencji zerowej, udział helu w jądrze gwiazdy będzie stale wzrastał. W konsekwencji, w celu utrzymania wymaganej szybkości syntezy jądrowej w rdzeniu, gwiazda będzie powoli zwiększać temperaturę i jasność.28 Szacuje się, że na przykład Słońce wzrosło o około 40 procent, ponieważ osiągnęło główną sekwencję 4,6 miliarda lat temu.29

Każda gwiazda generuje gwiezdny wiatr cząstek, który powoduje ciągły odpływ gazu w kosmos. W przypadku większości gwiazd ilość utraconej masy jest znikoma. Słońce traci 10−14 masy słoneczne każdego roku,30 lub około 0,01 procent całkowitej masy w całym okresie życia. Jednak bardzo masywne gwiazdy mogą stracić 10−7 do 10−5 masy słoneczne każdego roku, co znacząco wpływa na ich ewolucję.31

Przykład diagramu Hertzsprunga-Russella dla zestawu gwiazd zawierających Słońce (środek). (Patrz „Klasyfikacja” poniżej.)

Czas, jaki gwiazda spędza na głównej sekwencji, zależy przede wszystkim od ilości paliwa, które musi stopić i szybkości, z jaką topi się to paliwo. Innymi słowy, jego początkowa masa i jasność. Dla Słońca szacuje się, że wynosi około 1010 lat Duże gwiazdy bardzo szybko zużywają paliwo i są krótkotrwałe. Małe gwiazdy (zwane czerwonymi karłami) bardzo powoli zużywają paliwo i utrzymują się przez dziesiątki do setek miliardów lat. Pod koniec życia stają się coraz ciemniejsze.24 Ponieważ jednak żywotność takich gwiazd jest większa niż obecny wiek wszechświata (13,7 miliarda lat), nie oczekuje się, że takie gwiazdy będą istnieć.

Oprócz masy część pierwiastków cięższych niż hel może odgrywać znaczącą rolę w ewolucji gwiazd. W astronomii wszystkie pierwiastki cięższe od helu są uważane za „metal”, a stężenie chemiczne tych pierwiastków nazywa się metalicznością. Metaliczność może wpływać na czas spalania gwiazdy, kontrolować formowanie się pól magnetycznych i modyfikować siłę wiatru gwiazdowego. Starsze gwiazdy II populacji mają znacznie mniej metaliczność niż młodsze gwiazdy I populacji z powodu składu chmur molekularnych, z których się utworzyły. (Z biegiem czasu chmury te stają się coraz bogatsze w cięższe pierwiastki, gdy starsze gwiazdy umierają i zrzucają części swojej atmosfery.)

Sekwencja post-main

Jako gwiazdy o masie co najmniej 0,4 Słońca24 wyczerpują zapasy wodoru w rdzeniu, ich zewnętrzne warstwy rozszerzają się znacznie i ochładzają, tworząc czerwonego olbrzyma. Na przykład, za około 5 miliardów lat, kiedy Słońce będzie czerwonym gigantem, rozszerzy się do maksymalnego promienia około 1 AU (150 000 000 km), czyli 250 razy więcej niż jego obecny rozmiar. Jako gigant Słońce straci około 30 procent swojej obecnej masy.2932

W czerwonym olbrzymie o masie do 2,25 masy słonecznej fuzja wodoru przebiega w warstwie otoczki otaczającej rdzeń.33 Ostatecznie rdzeń jest wystarczająco ściśnięty, aby rozpocząć fuzję helu, a gwiazda stopniowo kurczy się w promieniu i zwiększa temperaturę powierzchni. W przypadku większych gwiazd obszar rdzenia przechodzi bezpośrednio ze stopionego wodoru do stopionego helu.34

Po tym, jak gwiazda zużyje hel w rdzeniu, fuzja trwa w powłoce wokół gorącego rdzenia z węgla i tlenu. Gwiazda podąża następnie ścieżką ewolucyjną, która przypomina pierwotną fazę czerwonego olbrzyma, ale w wyższej temperaturze powierzchni.

Masywne gwiazdy

Betelgeuse to czerwona nadolbrzym gwiazda zbliżająca się do końca swojego cyklu życia

Podczas fazy spalania helu gwiazdy o bardzo dużej masie i więcej niż dziewięciu masach słonecznych rozszerzają się, tworząc czerwone nadolbrzymy. Gdy paliwo zostanie wyczerpane w rdzeniu, mogą one nadal stapiać pierwiastki cięższe niż hel.

Rdzeń kurczy się, dopóki temperatura i ciśnienie nie wystarczą do stopienia węgla (patrz proces spalania węgla). Proces ten trwa, a kolejne etapy są zasilane przez neon (patrz proces spalania neonu), tlen (patrz proces spalania tlenu) i krzem (patrz proces spalania krzemu). Pod koniec życia gwiazdy fuzja może zachodzić wzdłuż szeregu powłok cebuli w obrębie gwiazdy. Każda skorupa łączy inny element, przy czym zewnętrzna powłoka łączy wodór; następna powłoka łącząca hel i tak dalej.35

Ostatni etap osiąga się, gdy gwiazda zaczyna produkować żelazo. Ponieważ jądra żelaza są ściślej związane niż jakiekolwiek cięższe jądra, jeśli zostaną stopione, nie uwalniają energii - proces z kolei zużyłby energię. Podobnie, ponieważ są one ściślej związane niż wszystkie lżejsze jądra, energia nie może zostać uwolniona przez rozszczepienie.33 W stosunkowo starych, bardzo masywnych gwiazdach duży rdzeń z obojętnego żelaza gromadzi się w centrum gwiazdy. Cięższe pierwiastki w tych gwiazdach mogą wspinać się na powierzchnię, tworząc wyewoluowane obiekty znane jako gwiazdy Wolfa-Rayeta, które mają gęsty wiatr gwiezdny, który zrzuca zewnętrzną atmosferę.

Zawalić się

Wyewoluowana gwiazda średniej wielkości zrzuci teraz swoje zewnętrzne warstwy jako mgławicę planetarną. Jeśli to, co pozostało po zrzuceniu zewnętrznej atmosfery, ma mniej niż 1,4 masy Słońca, zmniejsza się do stosunkowo niewielkiego obiektu (o wielkości Ziemi), który nie jest wystarczająco masywny, aby mógł nastąpić dalszy ucisk, znany jako biały karzeł.36 Materia zdegenerowana elektronowo wewnątrz białego karła nie jest już plazmą, mimo że gwiazdy są ogólnie nazywane kulami plazmy. Białe karły w końcu z czasem zmienią się w czarne karły.

Mgławica Kraba, pozostałości supernowej, którą zaobserwowano po raz pierwszy około 1050 roku n.e.

W większych gwiazdach fuzja trwa do momentu, aż żelazny rdzeń stanie się tak duży (ponad 1,4 masy Słońca), że nie będzie już w stanie utrzymać swojej własnej masy. Rdzeń ten nagle się zapadnie, gdy jego elektrony zostaną wprowadzone do protonów, tworząc neutrony i neutrina w serii odwrotnego rozpadu beta lub wychwytywania elektronów. Fala uderzeniowa utworzona przez to nagłe zapadnięcie się powoduje, że reszta gwiazdy eksploduje w supernowej. Supernowe są tak jasne, że mogą na chwilę przyćmić całą galaktykę macierzystą gwiazdy. Kiedy pojawiają się w Drodze Mlecznej, historycznie supernowe były obserwowane gołym okiem jako „nowe gwiazdy”, w których żadna wcześniej nie istniała.37

Większość materii w gwiazdach zostaje zdmuchnięta przez eksplozję supernowych (tworząc mgławice, takie jak Mgławica Kraba)37), a pozostałą będzie gwiazda neutronowa (która czasami objawia się jako pulsar lub promieniowanie rentgenowskie) lub, w przypadku największych gwiazd (wystarczająco duża, aby pozostawić gwiazdową resztkę większą niż około 4 mas Słońca), czarną otwór.38 W gwieździe neutronowej materia znajduje się w stanie zwanym materią zdegenerowaną neutronowo, z bardziej egzotyczną formą materii zdegenerowanej, materią QCD, prawdopodobnie obecną w rdzeniu. W czarnej dziurze materia znajduje się w stanie, który nie jest obecnie zrozumiany.

Oderwane zewnętrzne warstwy umierających gwiazd zawierają ciężkie pierwiastki, które mogą zostać poddane recyklingowi podczas powstawania nowych gwiazd. Te ciężkie pierwiastki pozwalają na tworzenie skalistych planet. Odpływ z supernowych i wiatr gwiazdowy dużych gwiazd odgrywają ważną rolę w kształtowaniu ośrodka międzygwiezdnego.37

Dystrybucja

Gwiazda białego karła na orbicie wokół Syriusza (wrażenie artysty). Obraz NASA

Oprócz gwiazd izolowanych układ wielogwiezdny może składać się z dwóch lub więcej gwiazd powiązanych grawitacyjnie, które krążą wokół siebie. Najczęstszym układem wielogwiazdkowym jest gwiazda podwójna, ale znaleziono również układy trzech lub więcej gwiazd. Ze względu na stabilność orbity takie układy wielogwiezdne są często zorganizowane w hierarchiczne zestawy współrzędnych gwiazd podwójnych.39 Istnieją także większe grupy zwane gromadami gwiazd. Obejmują one zarówno luźne skojarzenia gwiazd z zaledwie kilkoma gwiazdkami, jak i ogromne gromady kuliste z setkami tysięcy gwiazd.

Od dawna przyjęto założenie, że większość gwiazd występuje w grawitacyjnie powiązanych układach wielogwiazdkowych. Jest to szczególnie prawdziwe w przypadku bardzo masywnych gwiazd klasy O i B, w których uważa się, że 80 procent układów jest wielokrotnych. Jednak część układów pojedynczych gwiazd rośnie dla mniejszych gwiazd, dlatego wiadomo, że tylko 25 procent czerwonych karłów ma gwiezdnych towarzyszy. Ponieważ 85 procent wszystkich gwiazd to czerwone karły, większość gwiazd Drogi Mlecznej prawdopodobnie jest singlem od urodzenia.40

Gwiazdy nie są rozmieszczone równomiernie w całym wszechświecie, ale zwykle są pogrupowane w galaktyki wraz z gazem międzygwiezdnym i pyłem. Typowa galaktyka zawiera setki miliardów gwiazd. Według zespołu astronomów pod przewodnictwem Christophera Conselice wszechświat zawiera co najmniej dwie biliony galaktyk, dziesięć razy więcej niż wcześniej sądzono.41 Chociaż często uważa się, że gwiazdy istnieją tylko w galaktykach, odkryto gwiazdy międzygalaktyczne.42 Astronomowie szacują, że istnieje co najmniej 70 sekstylionów (7 × 1022) gwiazdy w obserwowalnym wszechświecie.43

Najbliższą gwiazdą na Ziemi, oprócz Słońca, jest Proxima Centauri, która wynosi 39,9 biliona (1012) kilometrów lub 4,2 lat świetlnych stąd. Światło z Proxima Centauri dociera do Ziemi w ciągu 4,2 lat. Podróżując z prędkością orbitalną promu kosmicznego (5 mil na sekundę - prawie 30 000 kilometrów na godzinę), dotarcie tam zajęłoby około 150 000 lat.44 Takie odległości są typowe wewnątrz dysków galaktycznych, w tym w pobliżu Układu Słonecznego.45 Gwiazdy mogą znajdować się znacznie bliżej siebie w centrach galaktyk i gromad kulistych lub znacznie dalej od siebie w galaktycznych aureolach.

Ze względu na stosunkowo duże odległości między gwiazdami poza jądrem galaktycznym zderzenia między gwiazdami uważa się za rzadkie. W gęstszych regionach, takich jak jądro gromad kulistych lub centrum galaktyczne, zderzenia mogą występować częściej.46 Takie zderzenia mogą powodować tak zwane niebieskie marudery. Te nienormalne gwiazdy mają wyższą temperaturę powierzchniową niż inne gwiazdy o głównej sekwencji o tej samej jasności w gromadzie.47

Charakterystyka

Słońce jest najbliższą gwiazdą Ziemi

Prawie wszystko na temat gwiazdy zależy od jej początkowej masy, w tym zasadniczych cech, takich jak jasność i rozmiar, a także ewolucji gwiazdy, długości życia i ewentualnego losu.

Wiek

Większość gwiazd ma od 1 do 10 miliardów lat. Niektóre gwiazdy mogą mieć nawet blisko 13,7 miliarda lat - obserwowany wiek wszechświata. Najstarsza dotychczas odkryta gwiazda, HE 1523-0901, ma około 13,2 miliarda lat.48

Im bardziej masywna gwiazda, tym krótsza jest jej żywotność, głównie dlatego, że masywne gwiazdy mają większy nacisk na ich rdzenie, powodując, że szybciej spalają wodór. Najbardziej masywne gwiazdy trwają średnio około miliona lat, podczas gdy gwiazdy o minimalnej masie (czerwone karły) spalają paliwo bardzo wolno i trwają od dziesiątek do setek miliardów lat.

Skład chemiczny

Kiedy powstają gwiazdy, składają się one w około 70 procentach z wodoru i 28 procentach helu, mierzonych masą, z niewielką częścią cięższych pierwiastków. Zazwyczaj część ciężkich pierwiastków jest mierzona pod względem zawartości żelaza w atmosferze gwiazdowej, ponieważ żelazo jest wspólnym pierwiastkiem, a jego linie absorpcyjne są stosunkowo łatwe do zmierzenia. Ponieważ chmury molekularne, w których powstają gwiazdy, są stale wzbogacane przez cięższe pierwiastki z wybuchów supernowych, pomiar składu chemicznego gwiazdy można wykorzystać do ustalenia jej wieku. Część cięższych pierwiastków może być również wskaźnikiem prawdopodobieństwa, że ​​gwiazda ma układ planetarny.49

Gwiazdą o najniższej zmierzonej zawartości żelaza jest karzeł HE1327-2326, z jedynie 1/200 000 zawartości żelaza w Słońcu.50 W przeciwieństwie do tego super-bogata w metale gwiazda μ Leonis ma prawie dwukrotnie więcej żelaza niż Słońce, podczas gdy gwiazda 14 Herculis, która ma planetę, prawie trzykrotnie żelazo.51 Istnieją również osobliwe chemicznie gwiazdy, które wykazują niezwykłe bogactwo niektórych pierwiastków w swoim spektrum; zwłaszcza pierwiastki chromu i pierwiastków ziem rzadkich.52

Średnica

Ze względu na dużą odległość od Ziemi wszystkie gwiazdy oprócz Słońca wydają się ludzkiemu oku jako świecące punkty na nocnym niebie, które migoczą z powodu działania atmosfery ziemskiej. Słońce jest również gwiazdą, ale jest wystarczająco blisko Ziemi, aby zamiast tego pojawić się jako dysk i zapewnić światło dzienne. Gwiazdą o największej pozornej wielkości oprócz Słońca jest R Doradus o średnicy kątowej wynoszącej zaledwie 0,057 sekundy łuku.53

Tarcze większości gwiazd mają zbyt małe rozmiary kątowe, aby można je było obserwować w obecnych naziemnych teleskopach optycznych, dlatego też teleskopy interferometryczne są potrzebne do uzyskania zdjęć tych obiektów. Inną techniką pomiaru wielkości kątowej gwiazd jest okultyzm. Dokładnie mierząc spadek jasności gwiazdy zasłoniętej przez Księżyc (lub wzrost jasności, gdy pojawia się ponownie), można obliczyć średnicę kątową gwiazdy.54

Gwiazdy różnią się wielkością - od gwiazd neutronowych, które różnią się od 20 do 40 km średnicy, po supergiganty, takie jak Betelgeuse w gwiazdozbiorze Oriona, który ma średnicę około 650 razy większą niż Słońce - około 0,9 miliarda kilometrów. Jednak Betelgeuse ma znacznie niższą gęstość niż Słońce.55

Kinematyka

Ruch gwiazdy względem Słońca może dostarczyć użytecznych informacji o pochodzeniu i wieku gwiazdy, a także o strukturze i ewolucji otaczającej galaktyki. Składowe ruchu gwiazdy składają się z prędkości radialnej w kierunku lub od Słońca oraz ruchu kątowego poprzecznego, który nazywa się jego ruchem właściwym.

Prędkość radialna jest mierzona przesunięciem dopplerowskim linii widmowych gwiazdy i jest podawana w jednostkach km / s. Właściwy ruch gwiazdy zależy od dokładnych pomiarów astrometrycznych w jednostkach milisekund sekund (mas) rocznie. Określając paralaksę gwiazdy, właściwy ruch można następnie przekształcić w jednostki prędkości. Gwiazdy o wysokim tempie właściwego ruchu prawdopodobnie będą stosunkowo blisko Słońca, co czyni je dobrymi kandydatami do pomiarów paralaksy.56

Po poznaniu obu prędkości ruchu można obliczyć prędkość kosmiczną gwiazdy względem Słońca lub galaktyki. Wśród pobliskich gwiazd stwierdzono, że gwiazdy populacji I mają generalnie niższe prędkości niż starsze gwiazdy II populacji. Te ostatnie mają eliptyczne orbity nachylone do płaszczyzny galaktyki.57 Porównanie kinematyki pobliskich gwiazd doprowadziło również do identyfikacji skojarzeń gwiezdnych. Są to najprawdopodobniej grupy gwiazd, które mają wspólny punkt początkowy w gigantycznych chmurach molekularnych.

Pole magnetyczne

Powierzchniowe pole magnetyczne SU Aur (młoda gwiazda typu T Tauri), zrekonstruowane za pomocą obrazowania Zeemana-Dopplera

Pole magnetyczne gwiazdy generowane jest w obszarach wnętrza, w których występuje cyrkulacja konwekcyjna. Ten ruch przewodzącej plazmy działa jak dynama, generując pola magnetyczne rozciągające się na całą gwiazdę. Siła pola magnetycznego zmienia się w zależności od masy i składu gwiazdy, a wielkość magnetycznej aktywności powierzchniowej zależy od prędkości obrotowej gwiazdy. Ta aktywność powierzchniowa wytwarza plamy gwiezdne, które są regionami silnych pól magnetycznych i niższymi niż normalne temperatury powierzchni. Pętle koronalne to łukowe pola magnetyczne, które docierają do korony z aktywnych obszarów. Rozbłyski gwiezdne to wybuchy cząstek wysokoenergetycznych, które są emitowane z powodu tej samej aktywności magnetycznej.58

Młode, szybko obracające się gwiazdy mają zwykle wysoki poziom aktywności powierzchniowej ze względu na swoje pole magnetyczne. Jednak pole magnetyczne może oddziaływać na wiatr gwiezdny gwiazdy, działając jednak jako hamulec, aby stopniowo spowalniać prędkość obrotu w miarę starzenia się gwiazdy. Tak więc starsze gwiazdy, takie jak Słońce, mają znacznie wolniejsze tempo obrotu i niższy poziom aktywności powierzchniowej. Poziomy aktywności wolno obracających się gwiazd zmieniają się cyklicznie i mogą całkowicie zanikać na pewien czas.59 Na przykład podczas minimum Maundera Słońce przeszło 70-letni okres prawie bez aktywności plam słonecznych.

Masa

Jedną z najbardziej masywnych znanych gwiazd jest Eta Carinae,60 o masie 100-150 razy większej niż Słońce; jego żywotność jest bardzo krótka - najwyżej kilka milionów lat. Ostatnie badanie gromady Arches sugeruje, że 150 mas Słońca jest górną granicą dla gwiazd w obecnej erze wszechświata.61 Przyczyna tego ograniczenia nie jest dokładnie znana, ale częściowo wynika to z jasności Eddingtona, która określa maksymalną ilość światła, która może przejść przez atmosferę gwiazdy bez wyrzucania gazów w przestrzeń.

Mgławica refleksyjna NGC 1999 jest doskonale oświetlona przez V380 Orionis (środek), gwiazdę zmienną o masie około 3,5 razy większej niż Słońce. Obraz NASA

Pierwsze gwiazdy, które powstały po Wielkim Wybuchu, mogły być większe, do 300 mas Słońca lub więcej,62 ze względu na całkowity brak pierwiastków cięższych niż lit w ich składzie. Ta generacja supermasywnych gwiazd III populacji już dawno wyginęła, a obecnie jest tylko teoretyczna.

Mając masę zaledwie 93 razy większą niż Jowisz, AB Doradus C, towarzysz AB Doradus A, jest najmniejszą znaną gwiazdą przechodzącą w jądrze fuzję jądrową.63 W przypadku gwiazd o podobnej metaliczności do Słońca teoretyczną minimalną masę, jaką może mieć gwiazda i wciąż ulega fuzji w jądrze, szacuje się na około 75 razy masę Jowisza.64 Jednak gdy metaliczność jest bardzo niska, ostatnie badanie najsłabszych gwiazd wykazało, że minimalny rozmiar gwiazdy wydaje się wynosić około 8,3 procent masy Słońca, czyli około 87 razy więcej niż masa Jowisza.6564 Mniejsze ciała nazywane są brązowymi karłami, które zajmują słabo określony szary obszar między gwiazdami i gazowymi gigantami.

Połączenie promienia i masy gwiazdy określa grawitację powierzchniową. Olbrzymie gwiazdy mają znacznie niższą grawitację powierzchniową niż główne gwiazdy sekwencji, podczas gdy odwrotnie jest w przypadku zdegenerowanych, zwartych gwiazd, takich jak białe karły. Grawitacja powierzchniowa może wpływać na wygląd widma gwiazdy, przy czym wyższa grawitacja powoduje poszerzenie linii absorpcyjnych.11

Obrót

Szybkość rotacji gwiazd można aproksymować poprzez pomiar spektroskopowy, a dokładniej poprzez śledzenie prędkości rotacji punktów gwiazdowych. Młode gwiazdy mogą mieć na równiku szybkie obroty większe niż 100 km / s. Na przykład gwiazda klasy B Achernar ma równikową prędkość obrotową około 225 km / s lub większą, co daje jej średnicę równikową większą o ponad 50 procent od odległości między biegunami. Ta prędkość obrotowa jest tuż poniżej prędkości krytycznej 300 km / s, w której gwiazda rozpadłaby się.66 Natomiast Słońce obraca się tylko raz na 25 - 35 dni, z prędkością równikową 1,994 km / s. Pole magnetyczne gwiazdy i wiatr gwiezdny służą do znacznego spowolnienia prędkości obrotu gwiazdy w głównej sekwencji, gdy ewoluuje ona w głównej sekwencji.67

Gwiazdy zdegenerowane skurczyły się w zwartą masę, co skutkuje szybkim obrotem. Mają jednak stosunkowo niskie prędkości obrotowe w porównaniu do tego, czego można oczekiwać po zachowaniu momentu pędu - tendencji obracającego się ciała do kompensacji skurczu poprzez zwiększenie jego prędkości wirowania. Duża część momentu pędu gwiazdy rozprasza się w wyniku utraty masy przez wiatr gwiezdny.68 Mimo to prędkość obrotowa pulsara może być bardzo szybka. Na przykład pulsar w sercu mgławicy Kraba obraca się 30 razy na sekundę.69 Prędkość obrotowa pulsara będzie stopniowo zmniejszać się z powodu emisji promieniowania.

Temperatura

Temperatura powierzchni gwiazdy o głównej sekwencji jest określana na podstawie szybkości wytwarzania energii w rdzeniu i promieniu gwiazdy i często jest szacowana na podstawie wskaźnika koloru gwiazdy.70 Zwykle podaje się go jako temperaturę efektywną, czyli temperaturę wyidealizowanego czarnego ciała, które promieniuje swoją energią przy takim samym jasności na pole powierzchni jak gwiazda. Należy jednak pamiętać, że efektywna temperatura jest tylko wartością reprezentatywną, ponieważ gwiazdy faktycznie mają gradient temperatury, który maleje wraz ze wzrostem odległości od rdzenia.71 Temperatura w jądrze gwiazdy wynosi kilka milionów kelwinów.72

Temperatura gwiezdna określi szybkość energetyzacji lub jonizacji różnych pierwiastków, co spowoduje powstanie charakterystycznych linii absorpcyjnych w widmie. Temperatura powierzchni gwiazdy wraz z jej wizualną bezwzględną wielkością i cechami absorpcji służy do klasyfikacji gwiazdy (patrz klasyfikacja poniżej).11

Masywne gwiazdy o głównej sekwencji mogą mieć temperatury powierzchniowe 50 000 K. Mniejsze gwiazdy, takie jak Słońce, mają temperatury powierzchniowe rzędu kilku tysięcy stopni. Czerwone olbrzymy mają stosunkowo niskie temperatury powierzchni wynoszące około 3600 K, ale mają również wysoką jasność ze względu na ich dużą powierzchnię zewnętrzną.73

Promieniowanie

Energia wytwarzana przez gwiazdy, jako produkt uboczny fuzji jądrowej, promieniuje w kosmos zarówno jako promieniowanie elektromagnetyczne, jak i promieniowanie cząsteczkowe. Promieniowanie cząstek emitowane przez gwiazdę manifestuje się jako wiatr gwiezdny74 (który istnieje jako stały strumień elektrycznie naładowanych cząstek, takich jak wolne protony, cząstki alfa i cząstki beta, emanujących z zewnętrznych warstw gwiazdy) oraz jako stały strumień neutrin emanujących z jądra gwiazdy.

Wytwarzanie energii w rdzeniu jest powodem, dla którego gwiazdy świecą tak jasno: za każdym razem, gdy dwa lub więcej jąder atomowych jednego elementu łączą się ze sobą, tworząc jądro atomowe nowego cięższego elementu, fotony promieniowania gamma są uwalniane z reakcji syntezy jądrowej. Energia ta jest przekształcana w inne formy energii elektromagnetycznej, w tym światło widzialne, zanim dotrze do zewnętrznych warstw gwiazdy.

Kolor gwiazdy, określony przez częstotliwość szczytową światła widzialnego, zależy od temperatury zewnętrznych warstw gwiazdy, w tym jej fotosfery.75 Oprócz światła widzialnego gwiazdy emitują również formy promieniowania elektromagnetycznego, które są niewidoczne dla ludzkiego oka. W rzeczywistości gwiezdne promieniowanie elektromagnetyczne obejmuje całe spektrum elektromagnetyczne, od najdłuższych fal fal radiowych i podczerwieni do najkrótszych fal ultrafioletowych, promieni rentgenowskich i promieni gamma. Wszystkie elementy gwiazdowego promieniowania elektromagnetycznego, zarówno widoczne, jak i niewidzialne, są zwykle znaczące.

Za pomocą widma gwiazdowego astronomowie mogą również określić temperaturę powierzchni, grawitację powierzchni, metaliczność i prędkość obrotową gwiazdy. Jeśli znana jest odległość gwiazdy, na przykład poprzez pomiar paralaksy, wówczas można uzyskać jasność gwiazdy. Masę, promień, grawitację powierzchni i okres obrotu można następnie oszacować na podstawie modeli gwiezdnych. (Masę można zmierzyć bezpośrednio dla gwiazd w układach podwójnych. Technika mikrosoczewkowania grawitacyjnego da również masę gwiazdy.76) Dzięki tym parametrom astronomowie mogą również oszacować wiek gwiazdy.77

Jasność

W astronomii jasność to ilość światła, a przy innych formach energii promienistej gwiazda promieniuje na jednostkę czasu. Jasność gwiazdy zależy od promienia i temperatury powierzchni. Jednak wiele gwiazd nie emituje równomiernego strumienia - ilości energii wypromieniowanej na jednostkę powierzchni - na całej ich powierzchni. Na przykład szybko obracająca się gwiazda Vega ma większy strumień energii na biegunach niż wzdłuż równika.78

Plamy powierzchniowe o niższej temperaturze i jasności niż średnia są znane jako plamy gwiezdne. Mały, krasnolud gwiazdy takie jak Słońce mają zasadniczo zasadniczo pozbawione cech dyski z jedynie małymi plamami gwiazdowymi. Większy, ogromny gwiazdy mają znacznie większe, o wiele bardziej oczywiste plamy,79 i wykazują również silne ciemnienie kończyn gwiezdnych. Oznacza to, że jasność zmniejsza się w kierunku krawędzi dysku gwiezdnego.80 Gwiazdy rozbłysków czerwonego karła, takie jak UV Ceti, mogą również posiadać znaczące cechy plam gwiezdnych.81

Wielkość

Widoczna jasność gwiazdy jest mierzona przez jej pozorną jasność, która jest jasnością gwiazdy w odniesieniu do jasności gwiazdy, odległości od Ziemi i zmiany światła gwiazdy, gdy przechodzi ona przez ziemską atmosferę. Jasność wewnętrzna lub absolutna jest wielkością pozorną gwiazdy, gdyby odległość między Ziemią a gwiazdą wynosiła 10 parseków (32,6 lat świetlnych) i jest bezpośrednio związana z jasnością gwiazdy.

Liczba gwiazd jaśniejszych niż jasność
Pozorny
wielkość
Numer
gwiazd82
04
115
248
3171
4513
51,602
64,800
714,000

Zarówno skala jasności pozornej, jak i bezwzględnej są jednostkami logarytmicznymi: jedna różnica wartości liczb całkowitych jest równa zmianie jasności około 2,5 razy83 (piąty pierwiastek z 100 lub około 2,512). Oznacza to, że gwiazda pierwszej jasności (+1.00) jest około 2,5 razy jaśniejsza niż gwiazda drugiej jasności (+2,00) i około 100 razy jaśniejsza niż gwiazda szóstej jasności (+6,00). Najsłabsze gwiazdy widoczne gołym okiem w dobrych warunkach widzenia mają wielkość około +6.

W obu pozornych i absolutnych skalach jasności, im mniejsza liczba jasności, tym jaśniejsza gwiazda; im większa liczba jasności, tym słabszy. Najjaśniejsze gwiazdy na obu skalach mają ujemne wartości jasności. Zmienność jasności między dwiema gwiazdami oblicza się, odejmując liczbę jasności jasnej gwiazdy (mb) od liczby jasności słabszej gwiazdy (mfa), a następnie wykorzystując różnicę jako wykładnik liczby podstawowej 2,512; to jest do powiedzenia:

zmiana jasności

W odniesieniu zarówno do jasności, jak i odległości od Ziemi, wartość bezwzględna (M) i jasność pozorna (m) nie są równoważne dla pojedynczej gwiazdy;83 na przykład jasna gwiazda Syriusz ma pozorną jasność -1,44, ale ma absolutną jasność +1,41.

Słońce ma pozorną jasność -26,7, ale jego absolutna jasność wynosi tylko +4,83. Syriusz, t

Pin
Send
Share
Send