Stelo

	Stelo
	speco de astro vd
speco de astro
	Fizikaj ecoj
	v ? d ? r

?i tiu artikolo temas pri astro eliganta lumon. Por neoficiala monunuo rigardu la pa?on Stelo (monunuo) . Por renkonti?o "STELO" legu la artikolon Listo de Esperanto-renkonti?oj de Sovetunio . Koncerne aliajn signifojn aliru la apartigilon Stelo (apartigilo) .

Bildo de la Suno , flava nano , la plej proksima al la Tero

Stelforma regiono en la Granda Magelana Nubo

Stelo estas astro lumanta per propra lumo .

Steloj ne estas punktoj, kiel ili aspektas, sed globoj da varmega gaso , kiel nia Suno . Steloj elradias multegan energion en formo de lumo . Kiel oni povas facile konstati per vitra prismo , en la blanka lumo ?eestas ?iuj koloroj , sed la plej forta emisio okazas en la ondolongo (a? koloro), kiu dependas de la temperaturo de la stela surfaco: relative malvarmaj steloj, kies surfaco havas ?irka? 3000 gradojn, aspektas ru?etaj, dum varmegaj steloj, kies surfaco estas pli varma ol 10 mil gradojn, estas blankaj kaj bluetaj. Nia Suno aspektas flava , ?ar ?ia surfaca varmo estas 6000 gradoj. Astronomoj klasifikas stelojn la? iliaj koloroj (pli precize, spektra tipo), en sep grupoj nomataj per literoj, de plej varmaj bluaj steloj, ?is ru?aj malpli varmaj: O, B, A, F, G, K, M . Astronomoj inventis memorigan frazon por tiu sekvo, kiu povas esti tradukata en Esperanton per la frazo "Or-hara Bela Amata Fra?l(in)o - Gaje Kisu Min!"

La energifonto de steloj estas fuzio de atomaj kernoj: la protonoj kaj ne?tronoj de du atomoj kuni?as por formi unu atomon el alia elemento. Troa maso i?as energio la? la formulo de Albert Einstein : E=mc ².

La diagramo de Hertzsprung-Russell (H-R diagramo) [ redakti | redakti fonton ]

?efa

sekvenco

Se oni ordigas la stelojn en diagramo montranta ilian lumecon kontra? la spektroklaso (kiu respektivas temperaturon a? koloron de la stelo), evidenti?as, ke la plimulto de la steloj trovi?as apud la diagonalo, kiu etendi?as de la mallumaj, malvarmaj steloj ?is la tre lumaj kaj varmegaj. Tiu diagonalo nomi?as "la ?efa sekvenco" . Evidenti?as, ke tio estas la loko, kie ?iuj steloj pasigas plimulton de sia vivo, kiam la hidrogeno malrapide "brulas" en ilia centro. Anka? nia Suno trovi?as sur la ?efa sekvenco. Ekzistas aliaj, pli "ekzotikaj", specoj de steloj, kiel blankaj nanoj kaj ru?aj gigantoj , kiuj trovi?as en aliaj partoj de la diagramo; ili jam finis parton de sia vivo, kiam ili estis en la ?efa sekvenco. La diagramo nomi?as je la nomo de ?iaj inventintoj, Hertzsprung kaj Russell , kaj ?i estas unu el la plej gravaj aparatoj de stela astrofiziko.

La interna strukturo [ redakti | redakti fonton ]

La kondi?oj en la interno de steloj estas tre diferencaj ol ?e ilia surfaco. La temperaturo bezonata por la nuklea fuzio estas multe da milionoj da gradoj. La denseco kaj premo en la interno estas anka? enormaj. Ekzemple, gaso en la centro de nia Suno estas 150-oble pli densa ol akvo, kaj ?ia temperaturo estas 15 milionoj da gradoj. Kial do la ekstera temperaturo de steloj estas nur kelkmiloj da gradoj? La nuklea fuzio okazas nur en la centra parto de stelo. En aliaj partoj de stelo trovi?as malpli varma gaso, tra kiu la varmego el la centra parto disvasti?as kaj samtempe malvarmi?as. Nuklea energio, kiu estas produktata en la centro de stelo, malrapide fluas eksteren tra dikaj tavoloj de la stela materio kaj, alvenante ?is la stela surfaco, estas disradiata kiel lumo.

La vivo de steloj [ redakti | redakti fonton ]

Steloj havas diversajn fazojn dum ilia ekzisto: ili naski?as, evoluas, kaj mortas. ?ar dum ilia evoluo ?an?i?as kaj la surfaca temperaturo, kaj la lumeco de stelo, oni povas reprezenti la evoluon per trako, kiun la stelo pasas en la H-R diagramo.

Stela evoluo (evoluo de steloj, stelevoluo) estas evoluo de fizikaj kaj videblaj parametroj de steloj. La evoluo dependas de termonukleaj reakcioj, radiado de energio, malplii?o de energio kaj perdo de maso dum vivo de stelo.

Steloj estas kreataj el la interstela gaso . Gasa nubo ?rumpas kaj varmi?as, ?an?i?anta de tre luma, sed malvarma, nubo al malpli luma, sed pli varma, objekto, kiun oni nomas proto-stelo . Tiu fazo da?ras kelkajn milionojn da jaroj, ?is kiam la centro de la proto-stelo varmi?as sufi?e por starti nuklean fuzion de hidrogeno. Tiu varmo produktas premon, kiu haltigas la ?rumpadon, kaj la stelo stabili?as sur la ?efa sekvenco.

En tiu ?i fazo la stelo foruzas hidrogenon en sia centro kaj la premo subtenas la stelon kontra? la propra gravito . Tiu fazo da?ras tre longe: por la Suno ?i da?ros dek miliardoj da jaroj, el kiuj jam pasis proksimume la duono. Por diferencaj steloj la vivoda?ro sur la ?efa sekvenco varias - depende de la stela maso. Paradokse, ju pli grandas la stela maso, des pli mallongas ?ia vivo, ?ar la brulado de steloj kun granda maso estas multe pli rapida ol ?e steloj malpli pezaj, pro la pli grandaj premo kaj varmo en centroj de pli pezaj steloj. Ekzemple, la vivoda?ro de stelo kun maso kvaroble pli granda ol tiu de la Suno da?ras nur 3% de la tempo de la vivo de la Suno, nome 300 milionoj da jaroj, anstata? 10 miliardoj.

Kiam la hidrogeno en la centro de stelo estas el?erpita, restas tie nur heliumo - la "cindro" de la hidrogena "brulado". En tiu fazo la fuzio okazas ne en la centro, sed en ?elo de hidrogeno ?irka? la heliuma centro, kaj tiu ?ela fuzio, kiu estas pli rapida kaj energia ol la centra, produktas abundan varmegon, kiu ka?zas ?veligon de la stelo. En tiu fazo la stelo estas tre granda - kelkcentoble la grandeco de nia Suno, sed la ?velita surfaco, kiu estas tre malproksima de la energio-fonto, malvarmi?as. La rezulto estas ru?a giganto : ?velita stelo, tre maldensa kun grandega diametro, sed relative malalta surfaca temperaturo je ?irka? 3000-5000 kelvinoj . Post tiu fazo, kiu estas mallonga relative al la ?efa-sekvenco, la stela centro plu ?rumpas kaj varmi?as, ?is kiam ?i atingas temperaturon de cent milionoj da gradoj, kiam la heliumo ekfuzias transformi?ante en karbonon , oksigenon kaj pli pezajn elementojn. Dum tiu fazo la stelo fari?as malstabila kaj ?ia lumeco kaj grandeco cikle ?an?i?as.

Dum tiuj lastaj fazoj de la interna "brulado", kiu fari?as pli kaj pli rapida, la premo sufi?as por for?eti la eksterajn tavolojn de la stelo, kiu fari?as ekspansianta nebula?o ?irka? arda steleca nukleo. Tiu fazo nomi?as planeduma nebulozo . La postrestanta nukleo estas tre varma, blanke arda sed ne tre luma, kaj iom post iom ?i malvarmi?as kaj ?rumpas pli, ?is nova speco de premo, de la elektronoj, haltigas la ?rumpadon. Tio estas la lasta fazo de la stela vivo - ?i nun estas blanka nano . ?ia grandeco estas simila al tiu de la Tero, sed ?i estas treege densa - unu kuba centimetro de la materio de blanka nano povas pezi pli ol tuno .

Steloj kun granda maso - pli ol na?ble tiu de la Suno - evoluas en alia maniero. Ilia vivo estas multe pli mallonga, sed pli elstara diferenco estas je la fina etapo de vivo de tia stelo. Post la el?erpi?o de la nuklea brula?o en la centro, la stela kerno kolapsas pro sia propra gravito, kaj pro la granda maso e? degenera elektrona premo ne povas haltigi la kolapson. En da?ro de sekundoj la tuta kerno de la stelo, kiu konsistas en tiu fazo ?efe el fero , kolapsas kaj atingas la enorman densecon de la materio en la atomaj nukleoj. Je tiu denseco la internuklea forto haltigas la kolapson kaj renversigas ?in, kiel giganta risorto. La rezulto estas katastrofa eksplodo, kiu liberigas en malmultaj sekundoj energion pli grandan ol produktos la Suno dum ?ia tuta vivda?ro. Tiu energio disrompas la stelon kaj dis?etas ?ian plimulton en la kosmon je rapideco de 10,000 km/sek. ?i anka? produktas fortegan radiadon, kiu lumas dum monatoj je lumeco miliardoble pli granda ol la lumeco de la Suno. Trans la grandegaj interstelaj distancoj, tiu eklumi?o aspektas kvaza? subite naski?is nova stelo, kaj tial oni nomis tiun fenomenon supernovao (por distingi ?in de novao - alia fenomeno, kiu iom simile ka?zas ekbrilon de la stelo, sed multe malpli grandan). Supenovao estas tre malofta fenomeno, kaj en nia Galaksio oni vidas ?in nur unufoje en kelkcentoj da jaroj. En la jaro 1987 okazis supernovao-eksplodo en la Magelanaj Nuboj (satelita galaksio de la Lakta Vojo); ?i tiu evento provizis gravajn scia?ojn kaj konfirmis la teoriajn modelojn.

Nebulozoj kaj pulsaroj [ redakti | redakti fonton ]

La stela materialo dis?etita en la interstelan spacon per supernovao-eksplodo kreas grandan brilan nebulozon . Ekzemple la fama Kraba Nebulozo en la konstelacio Ta?ro estis kreita el la supernovao spektita de ?inaj astrologoj en la jaro 1054 . Tamen, ne la tuta stelo disrompi?as en la eksplodo: restas ?ia densega nukleo, kiu konsistas plejparte el ne?tronoj . ?ia grandeco estas proksimume 10 km, sed ?ia maso similas al la maso de nia Suno, sekve ?i estas treege densa: unu kuba centimetro de tiu materialo pezas miliardon da tunoj.

En la jaro 1967 oni malkovris tre rapidajn kaj tre regulajn radio- pulsojn venantajn el la kosmo. Unue iuj kredis, ke ili alvenis de ekster-teraj estuloj (kaj tial nomis tiun objekton kaj similajn poste trovitajn per la literoj LGM , angle mallongigo por Little Green Men ("malgrandaj verdaj homoj"), sed poste evidenti?is, ke temas pri natura fenomeno . La regula signalo venadis de objekto kiu ricevis nomon pulsaro . Pulsaro estas stelo tre rapide turni?anta kaj elsendante fokusitan ?prucon de radio-ondoj. Ni vidas la pulson, kiam la ?pruco estas direktita al ni. Nuntempe oni konas kelkcentojn pulsarojn en nia Galaksio, multaj el ili trovi?as en la centro de supernovaa nebulozo . Oni konstatis, ke la pulsaroj estas ?uste ne?tronaj steloj postlasitaj de eksplodoj de supernovaoj.

Stela mapo [ redakti | redakti fonton ]

Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Stela mapo .

Stela mapo a? ?iela mapo estas mapo, kiu priskribas la aspekton de la ?ielo dum la nokto, indikante la lokon de steloj, zodiakaj signoj kaj galaksioj, kiel ili aperas sur la nokta ?ielo. Simile al mapoj de la Tero, ?i tiuj mapoj anka? dividi?as per reto de koordinatoj por pli facile trovi la diversajn ?ielajn korpojn, kiuj aperas sur la mapoj.

Tipoj de steloj [ redakti | redakti fonton ]

Giganto estas speco de steloj rimarkinde pli grandaj kaj pli lumecaj ol la Suno . Dimensio de gigantoj situas inter 10 kaj 100 R _⊙ kaj lumeco inter 10 kaj 10 000 L _⊙. Lumeco de la gigantoj estas pli granda ol de steloj situantaj en ?efa sekvenco , sed pli malgranda al de supergigantoj kaj helaj gigantoj . Gigantoj rilatas al klaso de lumeco II kaj III.

Supergiganto estas klaso de helegaj, pezegaj kaj grandegaj steloj. Lumeco de supergigantoj povas superi 10 ⁶ L _⊙, radiuso 1000 R _⊙ kaj maso 10 M _⊙. Grava trajto de la steloj estas granda disipado de ties maso. Supergigantoj havas klason de lumeco Ia и Ib ^[1].

Hela giganto estas speco de steloj, situanta unter bran?oj de supergigantoj kaj gigantoj en diagramo de Hertzsprung-Russell . Aparta?o de la speco de steloj estas en heleco , komparebla kun ties de supergigantoj, kaj maso (?i ne superas kelkajn M _⊙), kia ne estas sufi?a por aparteni ilin al supergigantoj.

Bariaj steloj estas gigantoj de spektra klaso G8-K0, kiuj havas temperaturon de 4300 K ?is 6500 K.