Gwiazdy to świecące sferoidy plazmy utrzymywane razem przez grawitację. Słońce jest najbliższą Ziemi gwiazdą, ale istnieje wiele innych gwiazd, które są widoczne gołym okiem w nocy. Gwiazdy w dużych odległościach pojawiają się jako stałe punkty światła, które są również znane jako konstelacje. W tym artykule poznamy każdy z trzech typów gwiazd. Dowiesz się o czerwonych karłach, olbrzymach, białych karłach i masywnych gwiazdach. Każde dziecko powinno również sprawdzić kolorowanki gwiazdki do druku.
Czerwone karły
Najchłodniejsze i najmniejsze gwiazdy w Drodze Mlecznej to czerwone karły. Gwiazdy te są niewiarygodnie słabe i obserwacja poszczególnych czerwonych karłów jest prawie niemożliwa. Jednak możemy się o nich wiele dowiedzieć, badając światło, które emitują z ich powierzchni. Główną różnicą między czerwonymi karłami a gwiazdami jest ich jasność. Gwiazda, która ma wysoką jasność, jest gwiazdą „gorącą”.
Czerwone karły mają mniejszą jasność niż gwiazdy znajdujące się bliżej Ziemi. Emitują one ułamek energii, którą wytwarza Słońce. Jest to spowodowane tym, że ich systemy wewnętrzne różnią się od innych gwiazd. Czerwone karły mają większą aktywność magnetyczną niż gwiazdy podobne do Słońca. Ponadto, ich jaśniejsze światło i wyższe pola magnetyczne zwiększają ich wpływ na pogodę kosmiczną. Planety, które żyją w pobliżu czerwonych karłów mogą szybciej tracić atmosfery. W międzyczasie czerwone karły są prawdopodobnie jedynymi znanymi planetami w Drodze Mlecznej.
W miarę starzenia się wszechświata, czerwone karły będą stopniowo stawać się coraz bardziej masywne. W tym przypadku, ostatecznie będą one miały rozmiar Jowisza. Jednak ich światło będzie stopniowo zanikać wraz z wiekiem. W przeciwieństwie do gwiazd, czerwone karły mają małą masę i są w pełni konwekcyjne od swojego jądra do powierzchni. Ponadto, czerwone karły są zjawiskiem stosunkowo młodym; Wszechświat ma zaledwie 13,7 mld lat. Jednak nie są one tak małe, jak mogłoby się wydawać.
Giganty
Aktywny olbrzym W Hydrae został zaobserwowany w 2013 roku za pomocą radioteleskopu Atacama Large Millimeter/submillimeter Array. Ma bardzo długi okres rotacji, a jego skład atmosferyczny ma silne sygnatury fal uderzeniowych i bardzo wysokich temperatur. Pomiary sugerują obecność dwóch dominujących regionów plamkowych, jednego zlokalizowanego w pobliżu zaćmieniowej gwiazdy podwójnej i drugiego w pobliżu gwiazdy macierzystej. Obserwacje te wspierają hipotezę, że olbrzymy mogą być bardziej odległe niż wcześniej sądzono.
Aktywny składnik w zaćmieniowej dwójce jest jedynym gigantem znalezionym w zaćmieniowej dwójce. Dane o prędkości radialnej i dane fotometryczne zostały użyte do zmierzenia jego masy. Masa ta została następnie naniesiona na Diagram Hertzsprunga-Russella. Masa aktywnego składnika pierwotnego odbiega o 30% od toru ewolucyjnego. Sugeruje to, że jest ona znacznie masywniejsza niż wskazywałaby na to jej jasność i temperatura.
Białe karły
Białe karły to ciemniejsze i chłodniejsze pozostałości rdzeni gwiazd podobnych do Słońca. Są one niezwykle gęstymi obiektami, pakującymi więcej masy niż Słońce w objętość tylko nieznacznie większą od Ziemi. Wynika to z obecności egzotycznych sił kwantowych, które utrzymują je w miejscu. Białe karły są również ciemniejsze od gwiazd, dlatego nie są tak jasne jak gwiazdy w naszym własnym układzie słonecznym. Jednak nadal mają moc, by nas ekscytować i wzbudzać podziw.
Gwiazdy zazwyczaj stają się białymi karłami, gdy powoli stygną i tracą hel. Ekstremalna masa gwiazd powoduje wyższe temperatury i ciśnienia w ich jądrze, co prowadzi do syntezy pierwiastków od siarki do neonu. Reakcje te są zbiorczo znane jako zaawansowane spalanie. Powodują one również wybuch gwiazdy, który jest bardzo podobny do supernowej. Chociaż nie jest całkowicie zrozumiałe, jak powstają te obiekty, wiemy, że są one bardzo powszechne we wszechświecie.
Gwiazdy masywne
Gwiazdy masywne to ogromne, masywne gwiazdy w naszej galaktyce, które mają ogromną jasność. Ich energia jest kilka milionów razy większa od energii Słońca, a ich temperatura efektywna jest prawie najwyższa, druga po temperaturze białych karłów. Masywne gwiazdy są głównym źródłem promieniowania ultrafioletowego, które zasila ich jasność w dalekiej podczerwieni i powoduje powstawanie regionów HII, które wyznaczają ramiona spiralne w galaktykach spiralnych i ujawniają aktywność gwiazdotwórczą w galaktykach nieregularnych. Ich jasność optyczna jest również o kilka magnitudo wyższa od ich rzeczywistej jasności i należą one do najjaśniejszych gwiazd w galaktyce. Jednak często są one skomplikowane przez przedpole galaktycznych żółtych karłów.
Gwiazdy masywne są rzadkie – mniej niż 1% wszystkich gwiazd ma masę wystarczająco dużą, by osiągnąć ten status. Pomimo tego, zdecydowana większość gwiazd w naszej galaktyce to czerwone karły o masie 40% lub mniejszej. Rzeczywiście, Słońce jest masywniejsze niż 95% gwiazd we Wszechświecie, co podkreśla rzadkość występowania takich gwiazd. W rezultacie na nocnym niebie widzimy kilka gwiazd, które są niezwykle jasne pomimo swojej niskiej masy.
Rdzenie przedgwiazdowe
Żłobki nowych gwiazd nazywane są rdzeniami przedgwiazdowymi. Są one wczesną fazą formowania się gwiazd o niskiej masie, zanim kolaps grawitacyjny wytworzy centralną protogwiazdę. Rozkład przestrzenny tych gwiazd ujawnia fizykę i historię formowania się gwiazd. Ale skąd wiemy, że są one tak powszechne? Zbadamy ich charakterystykę w tym artykule. W międzyczasie poznasz lepiej ich właściwości.
Zapadający się region składa się z gazu i pyłu, które tworzą jądro gwiazdy. Region ten nazywany jest jądrem przedgwiazdowym, ponieważ tworzy się przed narodzinami gwiazdy. Termin „przedgwiezdne jądro” jest bardziej precyzyjny niż „region”, ale nadal odnosi się do tego samego regionu. Jądro przedgwiezdne, gdy się skurczy, ostatecznie utworzy wewnętrzne jądro gwiazdy.
Cząsteczka wody jest kluczową cząsteczką w astrofizyce molekularnej. Rządzi ona ewolucją złożonych cząsteczek organicznych w lodach. Rdzenie przedgwiazdowe mogą być również pierwotnymi zbiornikami dla układów planetarnych. Choć niewiele obserwacji dotyczyło tego wodonośnego materiału, ostatnie badania przy pomocy Kosmicznego Obserwatorium Herschela dostarczyły przekonujących dowodów na jego istnienie. W gęstym obłoku na skraju formowania się gwiazd, wykryto parę wodną z wysoką rozdzielczością spektralną. Została ona również wykryta w przedgwiezdnym jądrze, L1544. Dane te pokazują również, że para wodna jest silnym wskaźnikiem chemii wody w najwcześniejszych etapach życia gwiazdy.
Gorące protogwiazdy
Gwiazdy o wysokiej masie są niewiarygodnie gorące. Ich masywna masa i niska gęstość sprawiają, że emitowane przez nie ciepło i światło są trudniejsze do ucieczki. W miarę kurczenia się tych gwiazd, tracą one masę i tracą swoje strefy konwekcyjne, ale temperatura pozostaje taka sama. Jedynym sposobem na zwiększenie strumienia promieniowania z gwiazdy jest zwiększenie temperatury powierzchni. Wyższa temperatura powierzchni oznacza, że więcej światła i ciepła ucieka z gwiazdy, więc temperatura wzrasta. Im większą masę ma protostar, tym więcej ciepła i światła oddaje.
Naukowcy używają obserwacji radiowych i teleskopów na podczerwień, aby zajrzeć do wnętrza miejsca narodzin tych młodych gwiazd. Dzięki temu mogą badać chemię i dynamikę tych obiektów. Przyglądając się emisji fal radiowych, mogą zobaczyć, jak młode gwiazdy gromadzą gaz i wystrzeliwują dżety materii. Siyi Feng z Uniwersytetu Xiamen prezentuje dane radiowe z Lynds 1157, protogwiazdy, która jest jednym z najlepszych miejsc do badania chemii międzygwiazdowej.
Obłoki molekularne
Obłoki molekularne to obszary gazu międzygwiazdowego o dużej gęstości i rozmiarach, które pozwalają na tworzenie się molekuł i regionów H II. Większość pozostałych obszarów ośrodka międzygwiazdowego składa się z gazu w przeważającej części zjonizowanego. Pochodzenie tych obłoków nie jest znane. Naukowcy badają, jak tworzą się te obiekty i jak oddziałują ze sobą. Ten artykuł dostarczy trochę wglądu w te złożone zjawiska. Czytaj dalej, aby dowiedzieć się więcej o obłokach molekularnych gwiazd.
Obłoki molekularne były badane poprzez obserwacje ich linii emisyjnych na submilimetrowych długościach fal. Linie te powstają, gdy cząsteczki emitują energię w swoich stanach rotacyjnych. Jedną z najbardziej powszechnych cząsteczek jest tlenek węgla, który jest o pięć stopni Kelwina gorętszy od wodoru. Dodatkowo, zderzenia z sąsiednimi cząsteczkami mogą łatwo wzbudzić go do stanu wzbudzonego. Obłoki molekularne tworzą się w taki sposób, że możemy z bliska obserwować atomy gwiazd i ich atmosfery.
Gwiazdy olbrzymie
Gwiazdy olbrzymie to masywne gwiazdy o ogromnych jasnościach. Leżą one powyżej ciągu głównego na diagramie Hertzsprunga-Russella i odpowiadają klasom jasności II i III. Ze względu na swoje rozmiary i masywne masy, gwiazdy te uważane są za najbardziej zaawansowane technologicznie gwiazdy we Wszechświecie. Istnieje jednak wiele różnic pomiędzy gwiazdami olbrzymimi i karłowatymi. Poniżej przedstawiamy kilka różnic między nimi. Ale co sprawia, że są one różne? Jak można je odróżnić od zwykłych gwiazd?
Gwiazda olbrzymia jest znacznie większa od gwiazdy ciągu głównego, a jej promień jest porównywalny z wielkością orbity planety w naszym Układzie Słonecznym. Ma średnicę kątową setki razy większą od Słońca i masę rzędu dziesiątków tysięcy planet Układu Słonecznego. W zależności od masy, gwiazdy olbrzymie są dziesiątki tysięcy razy bardziej świecące niż Słońce. Chociaż Słońce jest naszym najbliższym krewnym, tylko kilka gwiazd jest od niego bardziej masywnych.
