Despre spaţiu
VY Canis Majoris. Cea mai mare stea.
VY Canis Majoris în comparaţie cu Soarele.
VY Canis Majoris (Câinele cel Mare) este o stea foarte mare. în drepta observaţi o imagine cu Soarele în comparaţie cu VY Canis Majoris. Această hipergigantă stea este cea mai mare de până acum, observată de noi, pământenii. O stea hipergigantă (clasa de luminozitate 0) este o stea cu o masă enormă și luminozitate uriașă, care prezintă semne ale unei rate foarte mari de pierdere de masă.Magnitudinea absolută este de -7.
n Hipergigantele pot ajunge și la 100 de mase solare. Unele hipergigante au avut inițial o masă mai mare de 250 de ori decât masa solară. Temperatura hipergigantelor poate avea valori între 3.500 și 35.000 K.
Datorită ratei foarte mari de pierdere de masă, viața lor este relativ scurtă, de 1 - 3 milioane ani. Stelele hipergigante se transformă în supernove la sfârșitul vieții lor. S-au descoperit 7 stele hipergigante în Calea Lactee: P Cygni (în nordul constelației Cygni), S Doradus (în sudul constelației Doradus), eta Carinae, steaua Pistol și LBV 1806-20 (aflată în aglomerația de stele Cl* 1806-20).
O stea este în general un anumit tip de corp ceresc din cosmos, masiv și strălucitor, deseori cu formă aproximativ sferică, alcătuit din plasmă în oarecare echilibru hidrostatic, și care a produs în trecut sau încă mai produce și azi energie pe baza reacțiilor de fuziune atomică din interiorul lui. Stelele „împodobesc” cerul nocturn. Pentru un observator terestru ele apar ca puncte de diverse culori, cu un diametru aparent egal dar cu fluctuații de luminozitate. Ochiul uman distinge pe cerul nocturn până la circa 6.000 de stele. Distanța până la stele este măsurată cu ajutorul paralaxei stelare, iar unghiul rezultat este de ordinul sutelor de miimi dintr-o secundă de arc
n Hipergigantele pot ajunge și la 100 de mase solare. Unele hipergigante au avut inițial o masă mai mare de 250 de ori decât masa solară. Temperatura hipergigantelor poate avea valori între 3.500 și 35.000 K.
Datorită ratei foarte mari de pierdere de masă, viața lor este relativ scurtă, de 1 - 3 milioane ani. Stelele hipergigante se transformă în supernove la sfârșitul vieții lor. S-au descoperit 7 stele hipergigante în Calea Lactee: P Cygni (în nordul constelației Cygni), S Doradus (în sudul constelației Doradus), eta Carinae, steaua Pistol și LBV 1806-20 (aflată în aglomerația de stele Cl* 1806-20).
O stea este în general un anumit tip de corp ceresc din cosmos, masiv și strălucitor, deseori cu formă aproximativ sferică, alcătuit din plasmă în oarecare echilibru hidrostatic, și care a produs în trecut sau încă mai produce și azi energie pe baza reacțiilor de fuziune atomică din interiorul lui. Stelele „împodobesc” cerul nocturn. Pentru un observator terestru ele apar ca puncte de diverse culori, cu un diametru aparent egal dar cu fluctuații de luminozitate. Ochiul uman distinge pe cerul nocturn până la circa 6.000 de stele. Distanța până la stele este măsurată cu ajutorul paralaxei stelare, iar unghiul rezultat este de ordinul sutelor de miimi dintr-o secundă de arc
Steaua Pistol şi Nebuloasa
Steaua Pistol şi Nebuloasa
Steaua Pistol este o stea mai mica decât VY Canis Majoris. În stânga observăm
Nebuloasa, care este o galaxie, si Steaua Pistol, care este acel mare punct mov care străluceşte.
Nebuloasa, care este o galaxie, si Steaua Pistol, care este acel mare punct mov care străluceşte.
Comparaţie de stele şi planete HD
Există mai multe videoclipuri circulă prezintă o comparaţie dintre cele mai mari stele. Îmi place acest gen de lucruri, şi am vrut să încerc eu unul. Probabil pentru că m-am uitat, de asemenea, "Cosmos" de Carl Sagan ca un copil.Sper că vă place ...
VY Canis Majoris are 2.800.000.000 km. Un avion care ar merge cu 900 km/h ar ocoli-o în... 1100 de ani.
VY Canis Majoris are 2.800.000.000 km. Un avion care ar merge cu 900 km/h ar ocoli-o în... 1100 de ani.
Generalităţi
Multe stele se pot vedea ca puncte strălucitoare pe cerul nopții. Ele tremură sau sclipesc, aceasta însă numai aparent, datorită turbulențelor din atmosfera terestră. Cea mai cunoscută stea este desigur Soarele. El este o excepție notabilă, fiind singura stea suficient de aproape de Terra pentru a fi vizibilă ca un disc, și nu ca un punct.
Masa totală a unei stele este o caracteristică importantă, care decide asupra evoluției și sorții ei finale.
Cu ochiul liber se pot observa aproape 6.000 de stele. Folosind un telescop se pot observa deja sute de mii de stele din Calea Lactee (galaxia noastră). Cu un radiotelescop se pot cerceta chiar milioane de galaxii din univers (numărul stelelor fiind extrem de mare, circa 7•1022). În galaxia noastră, care poartă numele de Calea Lactee sau Calea Laptelui, există aproximativ 300 de miliarde de stele. Cele mai mari dintre ele sunt atât de mari, încât, dacă ar putea fi poziționate pe locul Soarelui, ar ocupa tot sistemul nostru solar inclusiv orbita planetei pitice Pluton, cu tot cu Pământul și celelalte planete. Printre cele mai mici stele se numără așa-numitele pitice albe, de mărimea planetei noastre. Există și stele și mai mici, anume stele de neutroni, care pot avea un diametru de numai 20 de km. În 1997, astronomii de la Universitatea Astronomică din California au descoperit cea mai mare și mai strălucitoare stea din univers (de până acum), numită steaua "Pistol". Ea se află în zona centrală a galaxiei noastre, și s-ar vedea și cu ochiul liber, dacă n-ar fi acoperită de către nebuloasa cu același nume. Distanța dintre Pământ și steaua Pistol este de aprox. 25.000 ani-lumină. Se mai apreciază că nebuloasa Pistol, care este formată dintr-o aglomerare enormă de stele, ar avea un diametru de aprox. 4 ani-lumină.
Stelele sunt compuse din plasmă, compoziția lor fiind formată în mare parte din nuclee de hidrogen și heliu. În plasma stelară se găsesc de asemenea și cantități mici de oxigen, carbon, neon și azot. Stelele emană și elemente în formă gazoasă, iar pe parcursul evoluției lor și din cauza fuziunilor atomice permanente apar în cosmos și cantități mici de elemente mai grele și chiar metale.
Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ, aflându-se la "doar" 150 de milioane de km. El este de 250.000 de ori mai aproape de Terra decât cea mai apropiată următoare stea, Proxima Centauri, aflată în constelația Alpha Centauri la aproximativ 37 de mii de miliarde de kilometri de Pământ. Dacă luminii Soarelui îi sunt necesare "doar" 8 minute pentru a ajunge până la noi, lumina celor mai îndepărtate stele din univers călătorește până la Pământ milioane de ani.
Stelele sunt de culori diferite, de la roșu intens cu toate nuanțele de portocaliu și galben până la albastru și alb - aceasta depinzând direct de temperatura lor. Cele mai reci stele au culoarea roșie, iar cele mai fierbinți au culoare albastră, temperatura lor la suprafață depășind uneori chiar 30.000 °C, în timp ce temperatura de suprafață a Soarelui nostru este de "numai" 6.000 °C.
Strălucirea unei stele se numește în astronomie magnitudine. Magnitudinea aparentă este strălucirea așa cum o percepem cu ochiul liber. Magnitudinea absolută exprimă strălucirea calculată pentru o distanță ipotetică a privitorului de 32,6 ani-lumină. Magnitudinea depinde în general de temperatura stelei. Această interdependență se reprezintă grafic prin diagrama "Hertzsprung-Russell", numită așa după autorii ei. Diagrama se poate folosi și la aprecierea vârstei și evoluției viitoare a unei stele.
În interiorul stelelor care produc lumină au loc diverse tipuri de fuziuni termonucleare, acestea fiind procese prin care nucleele de atomi din plasmă se contopesc unii cu alții pentru a forma nuclee de elemente mai grele, eliberând energie sub formă de unde radio, lumină, căldură, Röntgen ș.a. Cea mai comună fuziune nucleară stelară constă în combinarea a patru atomi de hidrogen cu un atom de heliu, însoțită de eliberare de energie sub formă de căldură și lumină. Spre deosebire de stele, care au prin acest fapt lumină proprie, planetele din univers nu produc lumină proprie, ci doar reflectă lumina stelară care le luminează. Din această cauză planetele sunt mult mai întunecate și ca atare extrem de greu de descoperit. De aceea, pe lângă planetele sistemului nostru solar, care în mod excepțional sunt ușor de văzut (datorită apropierii lor), până acuma (decembrie 2006) nu s-au descoperit decât circa 200 de alte planete.
Există și sisteme stelare mai complexe, compuse din 2 sau chiar mai multe stele apropiate, care în general se învârtesc unele în jurul altora, având orbite stabile, datorate interdependenței lor gravitaționale. În cazul când stelele sistemului stelar sunt foarte apropiate, forțele de gravitație dintre ele pot fi hotărâtoare cu privire la evoluția lor.
Masa totală a unei stele este o caracteristică importantă, care decide asupra evoluției și sorții ei finale.
Cu ochiul liber se pot observa aproape 6.000 de stele. Folosind un telescop se pot observa deja sute de mii de stele din Calea Lactee (galaxia noastră). Cu un radiotelescop se pot cerceta chiar milioane de galaxii din univers (numărul stelelor fiind extrem de mare, circa 7•1022). În galaxia noastră, care poartă numele de Calea Lactee sau Calea Laptelui, există aproximativ 300 de miliarde de stele. Cele mai mari dintre ele sunt atât de mari, încât, dacă ar putea fi poziționate pe locul Soarelui, ar ocupa tot sistemul nostru solar inclusiv orbita planetei pitice Pluton, cu tot cu Pământul și celelalte planete. Printre cele mai mici stele se numără așa-numitele pitice albe, de mărimea planetei noastre. Există și stele și mai mici, anume stele de neutroni, care pot avea un diametru de numai 20 de km. În 1997, astronomii de la Universitatea Astronomică din California au descoperit cea mai mare și mai strălucitoare stea din univers (de până acum), numită steaua "Pistol". Ea se află în zona centrală a galaxiei noastre, și s-ar vedea și cu ochiul liber, dacă n-ar fi acoperită de către nebuloasa cu același nume. Distanța dintre Pământ și steaua Pistol este de aprox. 25.000 ani-lumină. Se mai apreciază că nebuloasa Pistol, care este formată dintr-o aglomerare enormă de stele, ar avea un diametru de aprox. 4 ani-lumină.
Stelele sunt compuse din plasmă, compoziția lor fiind formată în mare parte din nuclee de hidrogen și heliu. În plasma stelară se găsesc de asemenea și cantități mici de oxigen, carbon, neon și azot. Stelele emană și elemente în formă gazoasă, iar pe parcursul evoluției lor și din cauza fuziunilor atomice permanente apar în cosmos și cantități mici de elemente mai grele și chiar metale.
Soarele este cea mai apropiată stea de Pământ, aflându-se la "doar" 150 de milioane de km. El este de 250.000 de ori mai aproape de Terra decât cea mai apropiată următoare stea, Proxima Centauri, aflată în constelația Alpha Centauri la aproximativ 37 de mii de miliarde de kilometri de Pământ. Dacă luminii Soarelui îi sunt necesare "doar" 8 minute pentru a ajunge până la noi, lumina celor mai îndepărtate stele din univers călătorește până la Pământ milioane de ani.
Stelele sunt de culori diferite, de la roșu intens cu toate nuanțele de portocaliu și galben până la albastru și alb - aceasta depinzând direct de temperatura lor. Cele mai reci stele au culoarea roșie, iar cele mai fierbinți au culoare albastră, temperatura lor la suprafață depășind uneori chiar 30.000 °C, în timp ce temperatura de suprafață a Soarelui nostru este de "numai" 6.000 °C.
Strălucirea unei stele se numește în astronomie magnitudine. Magnitudinea aparentă este strălucirea așa cum o percepem cu ochiul liber. Magnitudinea absolută exprimă strălucirea calculată pentru o distanță ipotetică a privitorului de 32,6 ani-lumină. Magnitudinea depinde în general de temperatura stelei. Această interdependență se reprezintă grafic prin diagrama "Hertzsprung-Russell", numită așa după autorii ei. Diagrama se poate folosi și la aprecierea vârstei și evoluției viitoare a unei stele.
În interiorul stelelor care produc lumină au loc diverse tipuri de fuziuni termonucleare, acestea fiind procese prin care nucleele de atomi din plasmă se contopesc unii cu alții pentru a forma nuclee de elemente mai grele, eliberând energie sub formă de unde radio, lumină, căldură, Röntgen ș.a. Cea mai comună fuziune nucleară stelară constă în combinarea a patru atomi de hidrogen cu un atom de heliu, însoțită de eliberare de energie sub formă de căldură și lumină. Spre deosebire de stele, care au prin acest fapt lumină proprie, planetele din univers nu produc lumină proprie, ci doar reflectă lumina stelară care le luminează. Din această cauză planetele sunt mult mai întunecate și ca atare extrem de greu de descoperit. De aceea, pe lângă planetele sistemului nostru solar, care în mod excepțional sunt ușor de văzut (datorită apropierii lor), până acuma (decembrie 2006) nu s-au descoperit decât circa 200 de alte planete.
Există și sisteme stelare mai complexe, compuse din 2 sau chiar mai multe stele apropiate, care în general se învârtesc unele în jurul altora, având orbite stabile, datorate interdependenței lor gravitaționale. În cazul când stelele sistemului stelar sunt foarte apropiate, forțele de gravitație dintre ele pot fi hotărâtoare cu privire la evoluția lor.
Stelele
Astronomii se folosesc de energia pe care o emit stelele pentru a le studia proprietățile chimice și fizice.
Atmosfera stelară Singura parte vizibilă a unei stele este atmosfera. De exemplu, atmosfera soarelui are înălțimea de 320 de km și diametrul de 1.392.000 de km. Chiar atunci când atmosfera este relativ mică în comparație cu dimensiunea stelei, astronomii pot aduna de la ea informații importante despre stea. Lumina emisă de o stea are mai multe proprietăți:
Atmosfera stelară Singura parte vizibilă a unei stele este atmosfera. De exemplu, atmosfera soarelui are înălțimea de 320 de km și diametrul de 1.392.000 de km. Chiar atunci când atmosfera este relativ mică în comparație cu dimensiunea stelei, astronomii pot aduna de la ea informații importante despre stea. Lumina emisă de o stea are mai multe proprietăți:
- magnitudinea este cea cu care astronomii măsoară strălucirea unei stele
- luminozitatea reprezintă intensitatea totală a luminii pe care steaua o emite. Astronomii se folosesc de luminozitate pentru a clasifica spectrul din care face parte steaua; ea mai oferă date și despre temperatura și compoziția chimică a stelei.
Stelele
Inițial astronomii au clasificat stelele după magnitudinea aparentă sau după strălucirea relativă a lor. Au împărțit stelele în șase grupuri, sau magnitudini, care corespund câte unui factor de strălucire. Cele mai strălucitoare sunt clasificate ca având magnitudinea 1; o stea de magnitudinea 2 prezintă o strălucire de 2,5 ori mai mică. Cea mai "palidă" stea are o magnitudinea 28.
Magnitudinea aparentă nu redă strălucirea reală a stelelor. Unele stele pot apărea cu o magnitudine aparentă mică, doar pentru că sunt la o distanță foarte mare de pământ. De aceea, astronomii folosesc și o altă magnitudine, numită magnitudine absolută (sau intrinsecă), și care redă factorul de strălucire după proprietățile fizice ale stelei.
Luminozitatea stelelor Luminozitatea unei stele este strălucirea intrinsecă sau totalitatea radiațiilor emise pe secundă. Energia stelelor este generată de reacțiile termonucleare care se produc în interiorul acestora. Luminozitatea depinde și de vârsta stelei. Stelele emit energie sub forma radiațiilor electromagnetice care includ și radiațiile ultraviolete, lumina vizibila, razele infraroșii și undele radio. Printr-o șansă unică, ecranul protector de ozon din stratosfera Terrei reține cea mai mare parte a radiației ultraviolete nocive din cosmos, făcând astfel posibilă viața pe Pământ. Calculul exact al luminozității presupune măsurarea radiației totale direct în spațiul cosmic, prin intermediul sateliților.
Luminozitatea stelelor variază mult de la stea la stea. Stelele pot avea o luminozitate chiar și de 500 000 de ori mai intensă decât a Soarelui nostru.
Magnitudinea aparentă nu redă strălucirea reală a stelelor. Unele stele pot apărea cu o magnitudine aparentă mică, doar pentru că sunt la o distanță foarte mare de pământ. De aceea, astronomii folosesc și o altă magnitudine, numită magnitudine absolută (sau intrinsecă), și care redă factorul de strălucire după proprietățile fizice ale stelei.
Luminozitatea stelelor Luminozitatea unei stele este strălucirea intrinsecă sau totalitatea radiațiilor emise pe secundă. Energia stelelor este generată de reacțiile termonucleare care se produc în interiorul acestora. Luminozitatea depinde și de vârsta stelei. Stelele emit energie sub forma radiațiilor electromagnetice care includ și radiațiile ultraviolete, lumina vizibila, razele infraroșii și undele radio. Printr-o șansă unică, ecranul protector de ozon din stratosfera Terrei reține cea mai mare parte a radiației ultraviolete nocive din cosmos, făcând astfel posibilă viața pe Pământ. Calculul exact al luminozității presupune măsurarea radiației totale direct în spațiul cosmic, prin intermediul sateliților.
Luminozitatea stelelor variază mult de la stea la stea. Stelele pot avea o luminozitate chiar și de 500 000 de ori mai intensă decât a Soarelui nostru.
Spaţiu
Spectrul stelar Spectrul soarelui Astronomii determină spectrul stelelor cu ajutorul unui instrument numit spectroscop. Acesta împarte lumina într-o bandă de culori străbătută de numeroase linii mai închise la culoare numite Liniile Fraunhofer. Aceste linii ne arată elementele de pe suprafața stelară. Spre exemplu, hidrogenul apare în linii de culoare roșu închis, sodiul apare în linii de culoare galben închis, fierul apare în aproape toate culorile. Fiecare element din atmosfera stelară care apare în spectru depinde de temperatura și presiunea gazului respectiv.
După multe cercetări, astronomii au reușit să realizeze o clasificare a spectrelor după temperatura pe care o emite fiecare stea. De la cea mai fierbinte la cea mai rece, tipurile sunt O, B, A, F, G, K, și M. Fiecare tip de culoare se împarte mai departe în câte 10 subcategorii: O0, O1, O2, O3,...O9; B0, B1, B2, etc.
Diagrama Hertzsprung-Russell arată Magnitudinea absolută faţă de tipul stelelor în spectru Soarele nostru este de tip G2, stea de culoare galbenă, care are temperatura la suprafață de aprox. 6.000 °C. Mai fierbinți, stelele de tip A, au culoare albă și o temperatură de aproximativ 10.000 °C. Cele mai fierbinți sunt cele de tipurile B și O și au culoarea albastră, iar cele mai reci, de tip M, au culoarea roșie cu o temperatură la suprafață de aprox. 3.000 °C.
Diagrama H-R compară strălucirea stelelor cu temperatura acestora. Linia diagonală (de la stânga sus la dreapta jos), este diagonala de referință; stelele aflate deasupra diagonalei (numite giganți roșii) sunt foarte strălucitoare, chiar dacă culoarea lor este roșie, iar cele de sub diagonală (numite și piticele albe) sunt de culoare albă, dar nu foarte strălucitoare. Acest spectru a fost conceput de Ejnar Hertzsprung (astronom danez) și Henry Norris Russell (astronom american)[necesită citare].
Corelarea între spectru și diagramă nu este perfectă; aceasta nu arată culorile reale ale stelelor din spectru, pentru că nu ține cont de distanța lor până la Pământ[necesită citare].
[modifică] Temperatura efectivă a stelelor Temperatura unei stele variază de la centrul stelei și până la stratul atmosferic. De exemplu, miezul soarelui poate atinge 27 de milioane de °C, pe când atmosfera acestuia este de circa 5.800-6.000 °C. Astronomii măsoară temperatura atmosferei stelare comparând spectrul față de un așa-numit corp negru (corp care absoarbe perfect și în totalitate toate radiațiile care le întâlnește, dar asta doar teoretic).
[modifică] Mărimea stelelor Betelgeuse În 1920, cercetătorii au măsurat diametrul angular al câtorva stele gigant și supergigant, cu un instrument numit Interferometru stelar Michelson. Acest diametru angular reprezintă diametrul măsurat în grade și minute de arc; în raport cu distanța până la stea s-a calculat apoi și diametrul linear al stelei. Arcturus, a patra stea ca strălucire pe cer, are un diametru solar de 23, în alte cuvinte de 23 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru (diametrul acestuia este de 1,39 x 106 km). Betelgeuse, stea în constelația Orion, are un diametru solar de 1.000 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru.
O tehnică de măsurare a stelelor binare (două stele care se învârt în jurul centrului de masă comun) este prin observarea eclipselor reciproce.
Altă tehnică, folosind energia pe care o emit stelele, poate determina cât de fierbinți sunt acestea. Dacă două stele au aceeași temperatură, cea mai mare dintre ele emană o luminozitate mai puternică. De exemplu, Soarele și Capella sunt două stele de tip G cu o temperatură egală (5.800 °C). Din cauza luminozității, Capella este poziționată în partea de sus a diagonalei din diagrama H-R, și conform aceste diagrame, această stea trebuie să fie mai mare decât Soarele de 16 ori (ca diametru). Iar stelele de tip A și F (piticele albe) care se află în partea de jos a diagonalei trebuie să aibă aceeași dimensiune. Unele pitice albe pot avea dimensiunea planetei noastre.
[modifică] Interiorul stelelor Pentru a înțelege comportamentul stelelor, mărimea, luminozitatea și forța gravitațională, trebuie studiate masa și compoziția chimică a lor.
[modifică] Masă Forța gravitațională a unei stele depinde de masa acesteia și de distribuția materiei pe care o conține. Astronomii pot calcula masa stelelor binare măsurând distanța dintre ele precum și durata revoluției lor; orbitele stelelor binare depind de atracția gravitațională a acestora, iar atracția depinde de masa lor și de distanță.
Relația masă-luminozitate ne arată cât de masivă este steaua. De aici, astronomii calculează mărimea miezului stelei și cantitatea de material expulzat ca urmare a reacțiilor de fuziune. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât cantitatea de materie transformată în energie este și ea mai mare. Piticele albe și-au consumat deja cea mai mare parte a combustibilului avut, și conform diagramei sunt mai mici.
[modifică] Compoziție chimică Chiar dacă toate stelele conțin în cea mai mare parte hidrogen și heliu, totuși compoziția chimică este diferită de la o stea la alta. De exemplu, recent s-a stabilit că stelele tinere conțin metale în proporții mari in comparatie cu stelele foarte vechi (cu varste de cca. 9-12 miliarde ani). Giganții roșii și-au epuizat combustibilul de hidrogen, dar ard heliu și alte elemente mai grele.
Odată "aprinse", stelele își iau energia, aproape pe tot parcursul vieții lor, din fuziunea hidrogenului cu heliul, care are loc în regiunile lor centrale. Dar acest proces are o durată mai lungă sau mai scurtă, în funcție de masa stelei. Pentru o stea ca Soarele, acesta poate dura și 10 miliarde de ani, dar pentru o stea de 3 ori mai masivă procesul se sfârșește după 500 de milioane de ani; pentru o stea de 30 de ori mai masivă, în numai 6 milioane de ani. Stelele cele mai grele la "naștere" sunt și cele mai luminoase.
[modifică] Mișcarea stelelor Din cauza distanțelor enorme, mișcarea stelelor nu se poate constata direct, cu ochiul liber sau telescoape, dar de fapt ele se pot deplasa cu viteze chiar foarte mari, relativ la poziția Pământului. Astronomii pot calcula viteza cu care acestea se deplasează prin studierea spectrului lor.
Studiind stelele din apropierea sistemului nostru solar, astronomii au ajuns la concluzia ca acestea se deplasează pe orbite nedeterminate cu viteza de aproximativ 24 km/sec. Soarele se deplasează cu 26 km/sec în direcția constelației Hercule, de lângă steaua Vega.
[modifică] Distanța Dacă urmărim o stea suficient de apropiată de Pământ la un interval de șase luni, adică în două perioade când Pământul se află în poziții opuse pe orbită, nu o vedem pe cer exact în același loc. Cunoscând diametrul orbitei terestre (300 de milioane de kilometri), putem calcula unghiul sub care steaua pare că s-a deplasat pe cer. Distanța stelei față de Pământ se obține pornind de la valoarea jumătății acestui unghi. Această metodă se numește Paralaxă, dar nu poate fi aplicată decât în cazul celor mai apropiate stele. Pentru celelalte stele, unghiurile de măsurare sunt prea mici.
Distanța care le separă de Pământ nu poate fi evaluată decât prin metode indirecte. Stelele, chiar și cele mai apropiate, se află atât de departe, încât distanța lor este greu de exprimat în kilometri. Se preferă folosirea unei unități mult mai mari: anul lumină). Acesta este distanța parcursă de lumină într-un an, în vid. Lumina se propagă cu cea mai mare viteză posibilă: ea parcurge în vid aproximativ 300.000 de kilometri pe secundă. Steaua cea mai apropiată de noi se află la o distanță de peste 4,22 ani-lumină, adică aproximativ 40 de mii de miliarde de kilometri (Proxima Centauri).
Clasificarea stelelor Pentru detalii, vezi: Clasificarea stelelor. Pleiadele, un roi stelar deschis dominat de stele fierbinți albastre înconjurate de reflecțiile nebulozității. Stelele se grupează în mai multe categorii.[1]
Diagrama Hertzsprung-Russell Tip spectral Pitice cenușii Pitice albe Pitice roșii Subpitice Secvența principală
(„pitice”) Subgigante Gigante Gigante luminoase Supergigante Hipergigante Magnitu- dinea absolută (MV) Pentru detalii, vezi: Diagrama Hertzsprung-Russell. Diagrama Hertzsprung-Russell e folosită pentru determinarea tipului și vârstei unei stele. Temperatura suprafeței stelei (calculată în funcție de culoarea luminii pe care o emite) este comparată cu strălucirea ei și steaua e clasificată in funcție de poziția sa pe diagramă. Conform acestei diagrame, stelele sunt casificate în felul următor: strălucitoare(mari), palide(mici), fierbinți(tinere) și reci(bătrâne).
[modifică] Cum produc stelele energie Fuziunea în soare După 1920 astronomii au descoperit că reacția nucleară (energie eliberată de fuziunea nucleelor din atomi) este principala sursă de energie a stelelor. Aceasta se produce în regiunea centrală a stelei unde temperatura atinge milioane de grade Celsius; la o astfel de temperatură, electronii sunt expulzați din nucleele atomilor, formând plasma. (atomii își pierd electronii și devin ioni), lovindu-se unii de alții și provocând reacții termonucleare.
În Soare, hidrogenul intră în fuziune pentru a forma heliu în lanț proton-proton:
41H → 22H + 2e+ + 2nu;e (4.0 MeV + 1.0 MeV)21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)23He → sup>4He + 21H (12.9 MeV) rezultă mai departe:
41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV) Cum se nasc stelele Nebuloasa Orion, formarea de noi stele "Nașterea" unei stele are loc în decursul milioanelor de ani, pe parcursul mai multor etape: în interiorul unui nor molecular se formează globule, care cu timpul se transformă în protostele și apoi în stele.
Nor molecular În spațiu există imenși nori de gaze și pulbere: nebuloasele. Într-unii din ei materia este mai densă și mai concentrată: ea formează nori moleculari. Aceștia sunt atât de mari, încât durează zeci de ani ca lumina să-i traverseze. Masa totală a unei nebuloase poate fi de câteva sute de ori mai mare decât cea a Soarelui. Materia lor este foarte rece. Se numesc nori moleculari pentru că gazul pe care îl conțin este prezent peste tot sub formă de molecule, (adică grupări de atomi). Fiecare nor molecular se află într-un echilibru fragil. Sub efectul unei perturbații exterioare acest echilibru se poate rupe. În acest caz o parte din nor se prăbușește în sine sub propria sa greutate, iar materia sa începe să se contracte. Apoi norul se fragmentează în mici roiuri de materie.
Protostele Pentru detalii, vezi: Protostea. Părțile rezultate din fragmentarea norului molecular se transformă treptat în globuri mai mari, întunecate, numite globule. O globulă tipică este de mărimea sistemului solar și are o masă de cel puțin 200 de ori mai mare decât cea a Soarelui.
Aceasta este încă un obiect foarte rece și întunecat. Încetul cu încetul, el devine mai dens și mai cald, apoi se transformă într-o protostea care începe să strălucească. Materia protostelelor continuă să se contracte. Protostelele par înfășurate într-un "cocon" de gaze. Ele strălucesc, dar sclipirea lor este neregulată. Jeturi foarte rapide de gaze sunt emise în direcția polilor. Când temperatura în centru atinge 10 milioane de grade, se declanșează reacțiile nucleare: s-a născut o stea. Timpul necesar ca o protostea să devina stea depinde de masa acesteia: 30 de milioane de ani pentru o stea ca Soarele, dar pentru o stea de zece ori mai masivă nu e nevoie mai mult de 300.000 de ani.
Sfârșitul unei stele Combustibil
Temperatură în
Milioane Kelvin Densitate (kg/cm³) Durata arderii H 40 0,006 10 Milioane ani He 190 1,1 1 Milion ani C 740 240 10.000 ani Ne 1.600 7.400 10 ani O 2.100 16.000 5 ani S/Si 3.400 50.000 1 săptămână Miez 10.000 10.000.000 - Cassiopeea A este rămăşita unei stele masive care a explodat ca supernovă acum 325 de ani Când o stea și-a consumat în timp cea mai mare parte din combustibilul de hidrogen, miezul acesteia se contractă și devine mai cald. Hidrogen se găsește încă din abundență la marginea stelei, unde continuă sa se transforme în heliu. Steaua se mărește, și culoarea acesteia tinde spre roșu. Steaua devine o gigantă roșie. Diametrul său poate ajunge de 10 până la 100 ori mai mare decât cel al Soarelui nostru. În centru se declanșează noi reacții nucleare: heliul prezent în mijlocul stelei se transformă în carbon. Atmosfera stelei este proiectată în spațiu, formând în jurul stelei o sferă de gaze în expansiune, o nebuloasă. Când heliul din mijlocul stelei se transformă în carbon, steaua se contractă din nou, dar nu mai devine suficient de caldă pentru a declanșa noi reacții nucleare. Ea devine o pitică albă (o stea mică, de mărime comparabilă cu Pământul; dar unde o cantitate de materie de mărimea unui ou cântărește câteva tone). Această stea se răcește, strălucirea ei scade încetul cu încetul, până se stinge. Nu mai rămâne din ea decât o "pitică neagră", prea rece ca să mai strălucească.
Stelele cele mai masive produc elemente chimice mai grele, cum ar fi fierul. Ele cresc și devin supragigante, cu o rază chiar și de mii de ori mai mare decât cea a Soarelui. Interiorul lor este format dintr-o succesiune de straturi din ce în ce mai puțin calde și mai puțin dense spre exterior, compuse din diferite gaze. Brusc, ele explodează și materia lor se împrăștie în spațiu. Este un adevărat joc de artificii cosmic. În mod violent, steaua devine de 10 miliarde de ori mai luminoasă decât Soarele. Acest fenomen poartă numele de supernovă. După explozie, nu mai rămâne din ea decât miezul. În funcție de masa pe care o are, acesta devine fie o stea de neutroni, fie o așa-numită "gaură neagră".
Stelele neutronice Stea de neutron-secţiune O supragigantă nu este distrusă complet de explozie. Aceasta își dezvelește doar miezul, care este format din fier. Ea suferă o compresie fantastică și se reduce la început la dimensiunea unei mici sfere cu diametrul de aproximativ numai 20 de kilometri, cântărind până la 500 de milioane de tone pe centimetru cub.
Pulsari În ceea ce a mai rămas din stea, materia devine atât de comprimată, încât atomii sunt striviți, formând o stea neutronică. Stelele neutronice sunt atât de mici și atât de puțin luminoase, încât pot trece neobservate. Cu toate acestea, astronomii au putut identifica câteva stele neutronice, fiindcă acestea emit radiații sub forma unor scurte impulsuri periodice. Astronomii le-au numit pulsari. Pulsarii sunt stele neutronice care se învârtesc foarte repede în jurul propriilor lor axe, emițând un fascicul de unde radio sau alte radiații.
Gaura neagră Dacă miezul unei stele care a explodat este suficient de greu, el se transformă într-un obiect chiar și mai ciudat decât o stea de neutroni: o gaură neagră, cu un diametru de numai câțiva kilometri, dar de o densitate aproape inimaginabilă. Acest obiect are o asemenea forță de atracție, încât "înghite" tot ceea ce trece pe lângă el, reținând chiar și propria sa lumină. Găurile negre sunt deci invizibile, dar astronomii le pot totuși detecta din cauza perturbațiilor pe care le produc în jurul lor.
Stele cunoscute Stea
Celebritate
Steaua Pistol Cea mai luminoasă (de 10 milioane de ori mai puternică ca Soarele) Sirius A Cea mai luminoasă de pe cerul nocturn. De 24 de ori mai luminoasă ca Soarele. Cunoscută și ca Steaua Câinelui. Proxima Centauri Cea mai apropiată de noi (4,23 ani-lumină). Urmează Alpha Centauri A și apoi Alpha Centauri B. Betelgeuse Una dintre cele mai mari cunoscute (100 milioane km diametru) VY Canis Majoris Cea mai mare stea cunoscută,dar și una dintre cele mai luminoase situata în constelatia Canis Major (distantă fată de pamânt: 5,000 ani-lumina). Shurnarkabtishashutu Cel mai lung nume de stea. În arabă - "sub cornul sudic al taurului". Hyades (300 stele) Cel mai apropiat roi de stele, cca. 150 ani-lumină. În constelația Taurului. PSR J1748-2446ad Pulsarul cu cea mai rapidă rotație (716 rot/sec)[2] Vezi și
După multe cercetări, astronomii au reușit să realizeze o clasificare a spectrelor după temperatura pe care o emite fiecare stea. De la cea mai fierbinte la cea mai rece, tipurile sunt O, B, A, F, G, K, și M. Fiecare tip de culoare se împarte mai departe în câte 10 subcategorii: O0, O1, O2, O3,...O9; B0, B1, B2, etc.
Diagrama Hertzsprung-Russell arată Magnitudinea absolută faţă de tipul stelelor în spectru Soarele nostru este de tip G2, stea de culoare galbenă, care are temperatura la suprafață de aprox. 6.000 °C. Mai fierbinți, stelele de tip A, au culoare albă și o temperatură de aproximativ 10.000 °C. Cele mai fierbinți sunt cele de tipurile B și O și au culoarea albastră, iar cele mai reci, de tip M, au culoarea roșie cu o temperatură la suprafață de aprox. 3.000 °C.
Diagrama H-R compară strălucirea stelelor cu temperatura acestora. Linia diagonală (de la stânga sus la dreapta jos), este diagonala de referință; stelele aflate deasupra diagonalei (numite giganți roșii) sunt foarte strălucitoare, chiar dacă culoarea lor este roșie, iar cele de sub diagonală (numite și piticele albe) sunt de culoare albă, dar nu foarte strălucitoare. Acest spectru a fost conceput de Ejnar Hertzsprung (astronom danez) și Henry Norris Russell (astronom american)[necesită citare].
Corelarea între spectru și diagramă nu este perfectă; aceasta nu arată culorile reale ale stelelor din spectru, pentru că nu ține cont de distanța lor până la Pământ[necesită citare].
[modifică] Temperatura efectivă a stelelor Temperatura unei stele variază de la centrul stelei și până la stratul atmosferic. De exemplu, miezul soarelui poate atinge 27 de milioane de °C, pe când atmosfera acestuia este de circa 5.800-6.000 °C. Astronomii măsoară temperatura atmosferei stelare comparând spectrul față de un așa-numit corp negru (corp care absoarbe perfect și în totalitate toate radiațiile care le întâlnește, dar asta doar teoretic).
[modifică] Mărimea stelelor Betelgeuse În 1920, cercetătorii au măsurat diametrul angular al câtorva stele gigant și supergigant, cu un instrument numit Interferometru stelar Michelson. Acest diametru angular reprezintă diametrul măsurat în grade și minute de arc; în raport cu distanța până la stea s-a calculat apoi și diametrul linear al stelei. Arcturus, a patra stea ca strălucire pe cer, are un diametru solar de 23, în alte cuvinte de 23 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru (diametrul acestuia este de 1,39 x 106 km). Betelgeuse, stea în constelația Orion, are un diametru solar de 1.000 de ori mai mare decât diametrul Soarelui nostru.
O tehnică de măsurare a stelelor binare (două stele care se învârt în jurul centrului de masă comun) este prin observarea eclipselor reciproce.
Altă tehnică, folosind energia pe care o emit stelele, poate determina cât de fierbinți sunt acestea. Dacă două stele au aceeași temperatură, cea mai mare dintre ele emană o luminozitate mai puternică. De exemplu, Soarele și Capella sunt două stele de tip G cu o temperatură egală (5.800 °C). Din cauza luminozității, Capella este poziționată în partea de sus a diagonalei din diagrama H-R, și conform aceste diagrame, această stea trebuie să fie mai mare decât Soarele de 16 ori (ca diametru). Iar stelele de tip A și F (piticele albe) care se află în partea de jos a diagonalei trebuie să aibă aceeași dimensiune. Unele pitice albe pot avea dimensiunea planetei noastre.
[modifică] Interiorul stelelor Pentru a înțelege comportamentul stelelor, mărimea, luminozitatea și forța gravitațională, trebuie studiate masa și compoziția chimică a lor.
[modifică] Masă Forța gravitațională a unei stele depinde de masa acesteia și de distribuția materiei pe care o conține. Astronomii pot calcula masa stelelor binare măsurând distanța dintre ele precum și durata revoluției lor; orbitele stelelor binare depind de atracția gravitațională a acestora, iar atracția depinde de masa lor și de distanță.
Relația masă-luminozitate ne arată cât de masivă este steaua. De aici, astronomii calculează mărimea miezului stelei și cantitatea de material expulzat ca urmare a reacțiilor de fuziune. Cu cât masa stelei este mai mare, cu atât cantitatea de materie transformată în energie este și ea mai mare. Piticele albe și-au consumat deja cea mai mare parte a combustibilului avut, și conform diagramei sunt mai mici.
[modifică] Compoziție chimică Chiar dacă toate stelele conțin în cea mai mare parte hidrogen și heliu, totuși compoziția chimică este diferită de la o stea la alta. De exemplu, recent s-a stabilit că stelele tinere conțin metale în proporții mari in comparatie cu stelele foarte vechi (cu varste de cca. 9-12 miliarde ani). Giganții roșii și-au epuizat combustibilul de hidrogen, dar ard heliu și alte elemente mai grele.
Odată "aprinse", stelele își iau energia, aproape pe tot parcursul vieții lor, din fuziunea hidrogenului cu heliul, care are loc în regiunile lor centrale. Dar acest proces are o durată mai lungă sau mai scurtă, în funcție de masa stelei. Pentru o stea ca Soarele, acesta poate dura și 10 miliarde de ani, dar pentru o stea de 3 ori mai masivă procesul se sfârșește după 500 de milioane de ani; pentru o stea de 30 de ori mai masivă, în numai 6 milioane de ani. Stelele cele mai grele la "naștere" sunt și cele mai luminoase.
[modifică] Mișcarea stelelor Din cauza distanțelor enorme, mișcarea stelelor nu se poate constata direct, cu ochiul liber sau telescoape, dar de fapt ele se pot deplasa cu viteze chiar foarte mari, relativ la poziția Pământului. Astronomii pot calcula viteza cu care acestea se deplasează prin studierea spectrului lor.
Studiind stelele din apropierea sistemului nostru solar, astronomii au ajuns la concluzia ca acestea se deplasează pe orbite nedeterminate cu viteza de aproximativ 24 km/sec. Soarele se deplasează cu 26 km/sec în direcția constelației Hercule, de lângă steaua Vega.
[modifică] Distanța Dacă urmărim o stea suficient de apropiată de Pământ la un interval de șase luni, adică în două perioade când Pământul se află în poziții opuse pe orbită, nu o vedem pe cer exact în același loc. Cunoscând diametrul orbitei terestre (300 de milioane de kilometri), putem calcula unghiul sub care steaua pare că s-a deplasat pe cer. Distanța stelei față de Pământ se obține pornind de la valoarea jumătății acestui unghi. Această metodă se numește Paralaxă, dar nu poate fi aplicată decât în cazul celor mai apropiate stele. Pentru celelalte stele, unghiurile de măsurare sunt prea mici.
Distanța care le separă de Pământ nu poate fi evaluată decât prin metode indirecte. Stelele, chiar și cele mai apropiate, se află atât de departe, încât distanța lor este greu de exprimat în kilometri. Se preferă folosirea unei unități mult mai mari: anul lumină). Acesta este distanța parcursă de lumină într-un an, în vid. Lumina se propagă cu cea mai mare viteză posibilă: ea parcurge în vid aproximativ 300.000 de kilometri pe secundă. Steaua cea mai apropiată de noi se află la o distanță de peste 4,22 ani-lumină, adică aproximativ 40 de mii de miliarde de kilometri (Proxima Centauri).
Clasificarea stelelor Pentru detalii, vezi: Clasificarea stelelor. Pleiadele, un roi stelar deschis dominat de stele fierbinți albastre înconjurate de reflecțiile nebulozității. Stelele se grupează în mai multe categorii.[1]
- După strălucirile lor absolute și după temperaturile sau spectrele lor:
- - stele normale, (cele din secvență principală),
- - stele gigante, (de diferite categorii),
- - stele pitice albe,
- - stele subpitice.
- După compoziția lor chimică, după poziția în galaxie și după mișcările lor, stelele se împart în diferite:
- - populații de stele .
- După existența sateliților care le însoțesc (cu sateliți luminoși sau sateliți întunecați):
- - stele duble.
- - stele duble optice, După modul de separare spre a fi vizibile:
- - stele duble vizuale, (separate cu luneta),
- - stele duble spectroscopice, (puse în evidență prin deplasarea periodică a liniilor spectrale).
- - stele duble cu eclipsă, (puse în evidență prin eclipsarea lor reciprocă).
- - stele duble fizice.
- - stele duble optice, După modul de separare spre a fi vizibile:
- - stele multiple,
- - sisteme planetare.
- - stele duble.
- După modul de grupare în spațiu:
- - asociații de stele,
- - roiuri de stele:
- - roiuri difuze,
- - roiuri globulare, (care pot conține sute de mii de stele).
- - galaxii, ( care pot conține sute de miliarde de stele).
- După modul de strălucire:
- - stele cu strălucire constantă,
- - stele cu strălucire variabilă, periodică sau neregulată, datorită pulsațiilor intrinseci sau exploziilor, (numite stele variabile).
Diagrama Hertzsprung-Russell Tip spectral Pitice cenușii Pitice albe Pitice roșii Subpitice Secvența principală
(„pitice”) Subgigante Gigante Gigante luminoase Supergigante Hipergigante Magnitu- dinea absolută (MV) Pentru detalii, vezi: Diagrama Hertzsprung-Russell. Diagrama Hertzsprung-Russell e folosită pentru determinarea tipului și vârstei unei stele. Temperatura suprafeței stelei (calculată în funcție de culoarea luminii pe care o emite) este comparată cu strălucirea ei și steaua e clasificată in funcție de poziția sa pe diagramă. Conform acestei diagrame, stelele sunt casificate în felul următor: strălucitoare(mari), palide(mici), fierbinți(tinere) și reci(bătrâne).
[modifică] Cum produc stelele energie Fuziunea în soare După 1920 astronomii au descoperit că reacția nucleară (energie eliberată de fuziunea nucleelor din atomi) este principala sursă de energie a stelelor. Aceasta se produce în regiunea centrală a stelei unde temperatura atinge milioane de grade Celsius; la o astfel de temperatură, electronii sunt expulzați din nucleele atomilor, formând plasma. (atomii își pierd electronii și devin ioni), lovindu-se unii de alții și provocând reacții termonucleare.
În Soare, hidrogenul intră în fuziune pentru a forma heliu în lanț proton-proton:
41H → 22H + 2e+ + 2nu;e (4.0 MeV + 1.0 MeV)21H + 22H → 23He + 2γ (5.5 MeV)23He → sup>4He + 21H (12.9 MeV) rezultă mai departe:
41H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26.7 MeV) Cum se nasc stelele Nebuloasa Orion, formarea de noi stele "Nașterea" unei stele are loc în decursul milioanelor de ani, pe parcursul mai multor etape: în interiorul unui nor molecular se formează globule, care cu timpul se transformă în protostele și apoi în stele.
Nor molecular În spațiu există imenși nori de gaze și pulbere: nebuloasele. Într-unii din ei materia este mai densă și mai concentrată: ea formează nori moleculari. Aceștia sunt atât de mari, încât durează zeci de ani ca lumina să-i traverseze. Masa totală a unei nebuloase poate fi de câteva sute de ori mai mare decât cea a Soarelui. Materia lor este foarte rece. Se numesc nori moleculari pentru că gazul pe care îl conțin este prezent peste tot sub formă de molecule, (adică grupări de atomi). Fiecare nor molecular se află într-un echilibru fragil. Sub efectul unei perturbații exterioare acest echilibru se poate rupe. În acest caz o parte din nor se prăbușește în sine sub propria sa greutate, iar materia sa începe să se contracte. Apoi norul se fragmentează în mici roiuri de materie.
Protostele Pentru detalii, vezi: Protostea. Părțile rezultate din fragmentarea norului molecular se transformă treptat în globuri mai mari, întunecate, numite globule. O globulă tipică este de mărimea sistemului solar și are o masă de cel puțin 200 de ori mai mare decât cea a Soarelui.
Aceasta este încă un obiect foarte rece și întunecat. Încetul cu încetul, el devine mai dens și mai cald, apoi se transformă într-o protostea care începe să strălucească. Materia protostelelor continuă să se contracte. Protostelele par înfășurate într-un "cocon" de gaze. Ele strălucesc, dar sclipirea lor este neregulată. Jeturi foarte rapide de gaze sunt emise în direcția polilor. Când temperatura în centru atinge 10 milioane de grade, se declanșează reacțiile nucleare: s-a născut o stea. Timpul necesar ca o protostea să devina stea depinde de masa acesteia: 30 de milioane de ani pentru o stea ca Soarele, dar pentru o stea de zece ori mai masivă nu e nevoie mai mult de 300.000 de ani.
Sfârșitul unei stele Combustibil
Temperatură în
Milioane Kelvin Densitate (kg/cm³) Durata arderii H 40 0,006 10 Milioane ani He 190 1,1 1 Milion ani C 740 240 10.000 ani Ne 1.600 7.400 10 ani O 2.100 16.000 5 ani S/Si 3.400 50.000 1 săptămână Miez 10.000 10.000.000 - Cassiopeea A este rămăşita unei stele masive care a explodat ca supernovă acum 325 de ani Când o stea și-a consumat în timp cea mai mare parte din combustibilul de hidrogen, miezul acesteia se contractă și devine mai cald. Hidrogen se găsește încă din abundență la marginea stelei, unde continuă sa se transforme în heliu. Steaua se mărește, și culoarea acesteia tinde spre roșu. Steaua devine o gigantă roșie. Diametrul său poate ajunge de 10 până la 100 ori mai mare decât cel al Soarelui nostru. În centru se declanșează noi reacții nucleare: heliul prezent în mijlocul stelei se transformă în carbon. Atmosfera stelei este proiectată în spațiu, formând în jurul stelei o sferă de gaze în expansiune, o nebuloasă. Când heliul din mijlocul stelei se transformă în carbon, steaua se contractă din nou, dar nu mai devine suficient de caldă pentru a declanșa noi reacții nucleare. Ea devine o pitică albă (o stea mică, de mărime comparabilă cu Pământul; dar unde o cantitate de materie de mărimea unui ou cântărește câteva tone). Această stea se răcește, strălucirea ei scade încetul cu încetul, până se stinge. Nu mai rămâne din ea decât o "pitică neagră", prea rece ca să mai strălucească.
Stelele cele mai masive produc elemente chimice mai grele, cum ar fi fierul. Ele cresc și devin supragigante, cu o rază chiar și de mii de ori mai mare decât cea a Soarelui. Interiorul lor este format dintr-o succesiune de straturi din ce în ce mai puțin calde și mai puțin dense spre exterior, compuse din diferite gaze. Brusc, ele explodează și materia lor se împrăștie în spațiu. Este un adevărat joc de artificii cosmic. În mod violent, steaua devine de 10 miliarde de ori mai luminoasă decât Soarele. Acest fenomen poartă numele de supernovă. După explozie, nu mai rămâne din ea decât miezul. În funcție de masa pe care o are, acesta devine fie o stea de neutroni, fie o așa-numită "gaură neagră".
Stelele neutronice Stea de neutron-secţiune O supragigantă nu este distrusă complet de explozie. Aceasta își dezvelește doar miezul, care este format din fier. Ea suferă o compresie fantastică și se reduce la început la dimensiunea unei mici sfere cu diametrul de aproximativ numai 20 de kilometri, cântărind până la 500 de milioane de tone pe centimetru cub.
Pulsari În ceea ce a mai rămas din stea, materia devine atât de comprimată, încât atomii sunt striviți, formând o stea neutronică. Stelele neutronice sunt atât de mici și atât de puțin luminoase, încât pot trece neobservate. Cu toate acestea, astronomii au putut identifica câteva stele neutronice, fiindcă acestea emit radiații sub forma unor scurte impulsuri periodice. Astronomii le-au numit pulsari. Pulsarii sunt stele neutronice care se învârtesc foarte repede în jurul propriilor lor axe, emițând un fascicul de unde radio sau alte radiații.
Gaura neagră Dacă miezul unei stele care a explodat este suficient de greu, el se transformă într-un obiect chiar și mai ciudat decât o stea de neutroni: o gaură neagră, cu un diametru de numai câțiva kilometri, dar de o densitate aproape inimaginabilă. Acest obiect are o asemenea forță de atracție, încât "înghite" tot ceea ce trece pe lângă el, reținând chiar și propria sa lumină. Găurile negre sunt deci invizibile, dar astronomii le pot totuși detecta din cauza perturbațiilor pe care le produc în jurul lor.
Stele cunoscute Stea
Celebritate
Steaua Pistol Cea mai luminoasă (de 10 milioane de ori mai puternică ca Soarele) Sirius A Cea mai luminoasă de pe cerul nocturn. De 24 de ori mai luminoasă ca Soarele. Cunoscută și ca Steaua Câinelui. Proxima Centauri Cea mai apropiată de noi (4,23 ani-lumină). Urmează Alpha Centauri A și apoi Alpha Centauri B. Betelgeuse Una dintre cele mai mari cunoscute (100 milioane km diametru) VY Canis Majoris Cea mai mare stea cunoscută,dar și una dintre cele mai luminoase situata în constelatia Canis Major (distantă fată de pamânt: 5,000 ani-lumina). Shurnarkabtishashutu Cel mai lung nume de stea. În arabă - "sub cornul sudic al taurului". Hyades (300 stele) Cel mai apropiat roi de stele, cca. 150 ani-lumină. În constelația Taurului. PSR J1748-2446ad Pulsarul cu cea mai rapidă rotație (716 rot/sec)[2] Vezi și
- Lista stelelor în funcție de strălucire (după magnitudine aparentă și absolută)
- Lista celor mai masive stele (referință soarele)
- Lista celor mai mari stele (ca diametru)
- Lista celor mai apropiate stele
- Lista celor mai importante stele
- Lista stelelor cu sistem solar
- Cerul înstelat
- Constelație
- Planetarium
- ^ Dicționar enciclopedic român, Editura Politică, București, 1966
- ^ en Science, 31 martie 2006, Vol. 311, p. 1876: A Neutron Star in F-sharp
- BANG! Istoria completa a universului. Brian May, Patrick Moore, Chris Lintott, traducere de Liana Stan , Enciclopedia RAO, iulie 2007
- Universul. De Larousse, Traducere de Adriana Badescu, Minienciclopedii Larousse, iulie 2003
