Acerca de las estrellas
Las celebridades también tienen su propia historia de vida, desde el nacimiento, el crecimiento hasta el envejecimiento y finalmente la muerte. Son de diferentes tamaños, diferentes colores y evolucionaron de manera diferente. La conexión de la estrella con la vida va más allá de la luz y el calor que proporciona. De hecho, los átomos pesados que forman los planetas y la vida se crean en explosiones que ocurren al final de la vida de algunas estrellas.
Distancia
El método más básico para medir la distancia entre estrellas es el método de paralaje triangular. Primero, mida el ángulo de apertura de la órbita de la Tierra en las estrellas (llamado paralaje anual) y luego, mediante cálculos simples, podrá obtener la distancia entre las estrellas. Esta es la forma más directa de medir la distancia. Pero para la mayoría de las estrellas, este ángulo de apertura es demasiado pequeño para medirlo con precisión. Por lo tanto, algunos métodos indirectos se utilizan comúnmente para determinar la distancia entre estrellas, como el método de paralaje espectral, el método de paralaje de cúmulos de estrellas, el método de paralaje estadístico y el paralaje determinado por la relación período-luminosidad de la estrella variable cefeida, etc. (Ver Distancias Celestiales). Estos métodos indirectos se basan en el método de disparidad trigonométrica.
Magnitud
El brillo de una estrella suele expresarse en términos de magnitud. Cuanto más brillante es la estrella, menor es su magnitud. La magnitud medida en la Tierra se llama magnitud aparente; la magnitud restaurada a 10 pársecs de la Tierra se llama magnitud absoluta. La magnitud de una misma estrella medida por elementos de detección sensibles a diferentes bandas de ondas generalmente no es igual. Actualmente, uno de los sistemas de magnitud más utilizados es el sistema tricolor U (ultravioleta), B (azul) y V (amarillo) (ver sistema fotométrico). Sistema fotométrico); b y v están cerca de la magnitud fotográfica y la magnitud visual respectivamente. La diferencia entre los dos es el índice de color comúnmente utilizado. V del sol = -26,74, magnitud visual absoluta M = 4,83, índice de color B-V = 0,63, U-B = 0,12. La temperatura del color puede determinarse mediante el índice de color.
Temperatura
La temperatura de la superficie de una estrella generalmente se expresa como la temperatura efectiva, que es igual a la temperatura de un cuerpo negro absoluto con el mismo diámetro y la misma radiación total. La distribución de energía espectral de las estrellas está relacionada con la temperatura efectiva. A partir de esto, se puede determinar que para estrellas del mismo tipo espectral (también llamado tipo de temperatura) como O, B, A, F, G, K, M, etc., cuanto mayor es el volumen, mayor es el flujo de radiación total (es decir, cuanto mayor es la luminosidad), menor es la magnitud absoluta. Los grados de luminosidad de las estrellas se pueden dividir en ⅰ, ⅱ, ⅲ, ⅳ, ⅴ, ⅵ, ⅶ, que se denominan supergigante, gigante brillante, gigante, subgigante, estrella de secuencia principal (o enana), estrella subenana y estrella enana blanca. . El espectro del sol es G2V, el color es amarillo, la temperatura efectiva es de aproximadamente 5770 K K. El índice de color promedio de las estrellas A0V es cero y la temperatura es de aproximadamente 10000 K K. La temperatura efectiva de la superficie de las estrellas varía mucho. desde unos pocos en el tipo O temprano Diez mil grados hasta varios miles de grados en el tipo M tardío.
Tamaño
El diámetro real de una estrella se puede calcular en función de su diámetro aparente (diámetro angular) y su distancia. El interferómetro o método de ocultación lunar comúnmente utilizado puede medir el diámetro angular de estrellas tan pequeñas como 0001. Las estrellas más pequeñas no son fáciles de medir con precisión y los errores en las distancias medidas hacen que el diámetro real de la estrella sea menos confiable. A partir de los datos orbitales de las binarias eclipsantes y divididas también se pueden obtener los diámetros de algunas estrellas. Para algunas estrellas, el diámetro real también se puede calcular basándose en la magnitud absoluta y la temperatura efectiva. Los diámetros de diferentes estrellas calculados mediante diversos métodos varían desde unos pocos kilómetros hasta 10 kilómetros.
Masa
Sólo los sistemas estelares binarios especiales pueden medir la masa. La masa de las estrellas generales sólo puede estimarse mediante métodos como la relación masa-luminosidad. Las masas medidas de las estrellas oscilan entre un pequeño porcentaje y 120 veces la masa del Sol, pero la mayoría de las estrellas tienen masas entre 0,1 y 10. La densidad de la estrella se puede calcular en función del diámetro y la masa. La densidad es de aproximadamente 10 g/cm (gigante roja) a 10 ~ 65438.
La presión atmosférica y la presión de los electrones en la superficie de la estrella se pueden determinar mediante análisis espectral. La relación entre la neutralidad de un elemento y la intensidad de su línea espectral eléctrica no sólo está relacionada con la temperatura y la abundancia del elemento, sino también estrechamente con la presión de los electrones. Existe una relación fija entre la presión de los electrones y la presión del gas. Ambas dependen de la aceleración gravitacional de la superficie de la estrella y, por lo tanto, están estrechamente relacionadas con la luminosidad de la estrella (ver teoría de la atmósfera estelar).
Según la división Zeeman de las líneas espectrales en el espectro estelar (ver efecto Zeeman) o la polarización circular del espectro continuo en una banda determinada, se puede medir el campo magnético de la estrella. El campo magnético general en la superficie del Sol es muy débil, sólo alrededor de 1 a 2 Gauss, mientras que el campo magnético de algunas estrellas es muy fuerte, alcanzando decenas de miles de Gauss. Las enanas blancas y las estrellas de neutrones tienen campos magnéticos más fuertes.
Composición química
De manera similar al análisis espectral en laboratorios terrestres, también podemos analizar el espectro de las estrellas para determinar el contenido de elementos en la atmósfera estelar que forman varias líneas espectrales. Por supuesto, la situación es mucho más complicada que el análisis espectral ordinario sobre el terreno. Años de mediciones han demostrado que la composición química de las atmósferas estelares normales es similar a la del Sol. Por masa, el hidrógeno es el más abundante, seguido del helio, y el resto son oxígeno, carbono, nitrógeno, neón, silicio, magnesio, hierro, azufre, etc. Sin embargo, la composición química de algunas atmósferas estelares es diferente a la del Sol. Por ejemplo, en las estrellas Wolf-Rayet, existe una distinción entre atmósferas ricas en carbono y atmósferas ricas en nitrógeno (es decir, hay una diferencia entre secuencias de carbono y secuencias de nitrógeno). En las estrellas de líneas metálicas y en las estrellas especiales de tipo A, las líneas espectrales de ciertos elementos metálicos y transuránicos son particularmente fuertes. Sin embargo, es una cuestión de si esto puede atribuirse a niveles elevados de ciertos elementos.
El análisis teórico muestra que durante el proceso de evolución, la composición química dentro de la estrella cambiará gradualmente con el proceso de reacción termonuclear y el contenido de elementos pesados aumentará, pero la composición química en la atmósfera estelar generalmente no lo hace. no cambiar.
Cambios en las características físicas
Se ha observado que la luminosidad, el espectro, el campo magnético y otras propiedades físicas de algunas estrellas cambian de forma periódica, semirregular o irregular a lo largo del tiempo. Este tipo de estrella se llama estrella variable. Las estrellas variables se pueden dividir en dos categorías: una es causada por cambios en las posiciones geométricas de varios cuerpos celestes o la forma geométrica especial de la propia estrella; la otra son estrellas físicas variables causadas por los procesos físicos internos de la propia estrella.
Entre las variables geométricas, las más familiares son las estrellas eclipsantes (binarias transitorias), en las que dos estrellas giran una alrededor de la otra (a veces con la participación de un anillo o disco de gas), cambiando así la luz. Según la "curva de luz" en la que la intensidad de la luz cambia con el tiempo, se pueden dividir en tres estrellas variables geométricas: V Dalinus, Beta Lyrae y W Ursae Majoris. Entre ellas, también hay variables elipsoidales (porque son elipsoides, el cambio de brillo se debe al cambio en el área luminosa que ve el observador a medida que gira) y variables nebulares (algunas estrellas ubicadas dentro o detrás de la nebulosa que cambian su brillo debido al movimiento de la nebulosa). Las variables magnéticas que pueden explicarse mediante el modelo de rotor inclinado también deben clasificarse como variables geométricas.
Según el mecanismo físico de atenuación, las variables físicas se dividen principalmente en dos tipos: variables pulsantes y variables de ráfaga. La razón del oscurecimiento de las estrellas pulsantes es que la atmósfera de la estrella se expande y contrae periódica o no periódicamente después de un largo período en la secuencia principal (ver diagrama de Herro), provocando así cambios pulsantes de luminosidad. Los cálculos teóricos muestran que el período de pulsación es inversamente proporcional a la raíz cuadrada de la densidad estelar. Por lo tanto, esas variables irregulares de tipo tardío, variables semirregulares y variables de período largo con períodos repetidos de cientos o incluso miles de días son todas enormes gigantes de tipo tardío de baja densidad o cefeidas clásicas con períodos supergigantes de aproximadamente 1 a 50 días. Las estrellas variables, estrellas variables RR Lyrae (también llamadas variables de cúmulo), tienen un período de aproximadamente 0,05 a 1,5 días y son las dos estrellas variables pulsantes más importantes. Las observaciones muestran que la magnitud absoluta de las primeras disminuye a medida que aumenta el período (esto es compatible con la relación entre densidad y período), por lo que su distancia al grupo de estrellas en el que se encuentran se puede inferir midiendo con precisión su período de atenuación. por eso las cefeidas también son llamadas "faros" o "escamas celestes" en el universo. La estrella variable RR Lyrae también tiene la función de regente celeste.
También hay algunas variables pulsantes con períodos inferiores a 0,3 días (incluidas "class = link >; variables de escudo, variables AI Vela y variables V" class = link gt Cepheus), sus atmósferas. se dividen en varias capas, cada una con diferentes períodos y patrones de pulsaciones.
Por lo tanto, su patrón de cambio fotométrico es la superposición de varios cambios periódicos, la forma de la curva de luz cambia mucho y la relación entre el cambio de luz y la curva de velocidad aparente también es diferente. Las variables de tipo Delta en Shields y las variables de tipo AI en Vela pueden ser estrellas de baja masa y alta densidad, mientras que las variables de tipo beta en Cepheus son gigantes o subgigantes de alta temperatura.
Según la escala de la explosión, las estrellas variables explosivas se pueden dividir en supernovas, novas, estrellas enanas, cuasinovas y estrellas brillantes. El brillo de una supernova aumenta cientos de millones de veces en un período de tiempo muy corto y luego se vuelve muy tenue en unos pocos meses o uno o dos años. Actualmente, la mayoría de la gente cree que se trata de un fenómeno que se produce en las últimas etapas de la evolución estelar. La capa exterior de la supernova se expande hacia afuera a una velocidad de miles o incluso decenas de miles de kilómetros por segundo, formando una nebulosa que se expande y adelgaza gradualmente; el interior está extremadamente comprimido, formando estrellas de neutrones extremadamente densas y otros objetos celestes. La supernova galáctica más famosa es la "Estrella Invitada de Tianguan" descubierta en Tauro durante la Dinastía Song de China (1054 d.C.). Aquí se puede ver ahora la famosa Nebulosa del Cangrejo, con un púlsar con un período de unos 33 milisegundos en su centro. Generalmente se cree que los púlsares son estrellas de neutrones que giran rápidamente.
La luminosidad de una nova en la banda de luz visible aumentará repentinamente en aproximadamente 9 órdenes de magnitud en unos pocos días y luego volverá gradualmente a su estado original en unos pocos años. La nueva estrella descubierta en la constelación del Cisne en agosto de 1975 es la que presenta la mayor variación de luz hasta la fecha. Las observaciones espectrales muestran que la capa de gas de la nova se expande hacia afuera a una velocidad de 500 a 2000 kilómetros por segundo. En general, se cree que la explosión de la nova es sólo la explosión del caparazón, y que la pérdida de masa sólo representa aproximadamente una milésima parte de la masa total, lo que no es suficiente para provocar un cambio cualitativo en la estrella. Algunas estrellas variables explosivas, que son las llamadas novas de reencarnación, volverán a explotar a gran escala.
Los cambios de luminosidad de las novas enanas y de las estrellas variables similares a las novas son similares a los de las novas, pero la amplitud es de sólo 2 a 6 magnitudes y el período luminoso es mucho más corto. La mayoría de ellas son subestrellas de estrellas binarias, por lo que mucha gente tiende a creer que la explosión de tales estrellas variables es causada por el proceso de acreción de algo en la estrella binaria.
Las estrellas en erupción son estrellas irregulares que cambian rápidamente y cuya luminosidad aumenta repentinamente en cuestión de segundos o minutos y luego regresa rápidamente a su estado original. Se consideran algunos precursores de la secuencia principal de baja temperatura.
También hay una estrella variable de tipo R en la corona norte. Su luminosidad es opuesta a la de una nova. De repente se atenuará en varios órdenes de magnitud y luego aumentará lentamente hasta su brillo original. Las observaciones muestran que son estrellas ricas en carbono. El aumento repentino de partículas de polvo de carbono en la atmósfera hace que su luminosidad se atenúe repentinamente, por lo que algunas personas la llaman estrella variable de explosión de carbono.
Con el desarrollo de la tecnología de observación y la expansión de las bandas de observación, también se han descubierto variables de radio con cambios en la banda de radio y variables de rayos X con cambios en el flujo de radiación de rayos X.
Estructura y Evolución
Basándonos en observaciones reales y análisis espectrales, podemos comprender la estructura básica de las atmósferas estelares. Generalmente se cree que en algunas estrellas, la capa más externa tiene una corona de alta temperatura y baja densidad similar a la corona solar. A menudo se asocia con vientos estelares. Algunas estrellas han encontrado una cromosfera que produce algunas líneas de emisión en la corona. La atmósfera interior absorbe radiación continua de gases de mayor temperatura para formar líneas de absorción. A veces la gente llama a esta capa de la atmósfera capa de inversión, y la capa de alta temperatura que emite un espectro continuo se llama fotosfera. De hecho, el proceso de formación de la radiación de luz estelar muestra que esta capa de fotosfera es bastante gruesa y cada capa tiene emisión y absorción. La fotosfera y la capa de inversión no se pueden separar completamente. En la fotosfera de la estrella solar hay una capa convectiva con un radio promedio de aproximadamente una décima parte o más. La posición de la troposfera es muy diferente dentro de las estrellas de la secuencia principal superior y dentro de las estrellas de la secuencia principal inferior. La transmisión de energía es principalmente radiación en la fotosfera y convección en la troposfera.
Para la fotosfera y la troposfera, a menudo realizamos estudios más detallados utilizando modelos basados en propiedades físicas y composiciones químicas medidas reales. Con base en los supuestos básicos del equilibrio hidrostático y el equilibrio termodinámico, podemos establecer algunas relaciones para resolver la presión, temperatura, densidad, opacidad, productividad y composición química de diferentes regiones de la estrella. En el centro de una estrella, la temperatura puede alcanzar millones o incluso cientos de millones de grados, dependiendo de los parámetros básicos y del estadio evolutivo de la estrella. Allí existen diferentes capacidades de reacción. Generalmente se cree que las estrellas se forman por la condensación de nebulosas. Las estrellas anteriores a la secuencia principal no pueden sufrir reacciones termonucleares debido a su baja temperatura y solo pueden depender de la contracción gravitacional para generar energía.
Después de ingresar a la secuencia principal, la temperatura central alcanza los 7 millones de grados y comienza la reacción termonuclear de polimerización del hidrógeno en helio. Este proceso es muy largo y es la etapa más larga en la vida de una estrella. Una vez que se complete la quema de hidrógeno, la estrella se encogerá hacia adentro y se expandirá hacia afuera, evolucionando hacia una enorme gigante roja con una temperatura superficial más baja que puede causar pulsaciones. Las estrellas cuyas temperaturas internas se elevan a casi 100 millones de grados comienzan a experimentar un ciclo helio-carbono. Durante estos procesos de evolución, la temperatura y la luminosidad de las estrellas cambian según ciertas reglas, formando así una determinada trayectoria en el diagrama de Hertz-Rubber. Finalmente, algunas estrellas explotan en supernovas, las capas de gas se alejan y los núcleos se comprimen en estrellas densas, como las estrellas de neutrones, y tienden a "morir" (ver Formación y evolución estelar).
La estructura interna de las estrellas y la etapa de alta densidad de su evolución se derivan principalmente de la física teórica y deben confirmarse y mejorarse mediante la observación. En cuanto al misterio de los neutrinos formados por reacciones termonucleares, las predicciones teóricas aún están lejos de los hechos observacionales. Esto muestra que la teoría original todavía tiene muchas imperfecciones (ver astronomía de neutrinos). Por tanto, descubrir el misterio de los neutrinos es de gran ayuda para estudiar las estrellas, especialmente la estructura interna y la evolución de las estrellas.