¿Qué es una estrella y qué es un planeta? ¿Sus conceptos?
Cuerpo celeste esférico o esférico compuesto por gas caliente que puede emitir luz por sí mismo. La estrella más cercana a la Tierra es el Sol. El siguiente es Proxima Centauri. La luz que emite tarda 4,22 años en llegar a la Tierra. En una noche clara y sin luna, una persona promedio puede ver más de 3.000 estrellas a simple vista en un lugar determinado. Con la ayuda de un telescopio, puedes ver cientos de miles o incluso millones de ellos. Se estima que hay entre 100 y 200 mil millones de estrellas en la Vía Láctea. Las estrellas no son inmóviles, pero como están demasiado lejos de nosotros, es difícil detectar cambios en sus posiciones en la esfera celeste sin la ayuda de herramientas y métodos especiales. Por eso, los antiguos las llamaban estrellas.
[Cielo estrellado cerca de Orión]
Parámetros físicos básicos Los parámetros básicos que describen las propiedades físicas de las estrellas incluyen distancia, brillo (magnitud visual), luminosidad (magnitud absoluta), masa, diámetro, temperatura, presión y campo magnético, etc.
El método más básico para determinar la distancia entre estrellas es el método del paralaje triangular, primero se mide el ángulo del diámetro semimayor de la órbita de la Tierra en la estrella (llamado paralaje anual) y luego se realiza. cálculos simples para calcular la distancia de 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, a menudo se utilizan algunos métodos indirectos para determinar la distancia entre estrellas, como el método de paralaje espectroscópico, el método de paralaje de cúmulos de estrellas, el método de paralaje estadístico y el paralaje determinado por la relación de periferia de las cefeidas, etc. (ver Distancia de Objetos celestes). Estos métodos indirectos se basan en el método del paralaje triangular.
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 calculada a una distancia de 10 pársecs de la Tierra se llama magnitud absoluta. La magnitud de una misma estrella medida utilizando elementos de detección sensibles a diferentes bandas de longitud de onda generalmente no es igual. Uno de los sistemas de magnitud más comunes actualmente es el sistema de tres colores U (ultravioleta), B (azul) y V (amarillo) (ver sistema fotométrico'" class=linkgt; sistema fotométrico); B y V están cerca del magnitud fotográfica respectivamente. determinada por U-B=0,12. Temperatura.
La temperatura de la superficie de una estrella se expresa generalmente 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 la estrella está relacionada con la temperatura efectiva, que se puede determinar para estrellas con la misma temperatura como O, B, A, F, G, K, M y otros tipos espectrales (también llamados tipos de temperatura). , cuanto mayor es el volumen, mayor es el flujo de radiación total (es decir, la luminosidad) y menor es la magnitud absoluta de la estrella. Los niveles de luminosidad 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 a su vez. El tipo es G2V, el color es amarillento y la temperatura efectiva es de aproximadamente 5770 K. Las estrellas de tipo A0V son de aproximadamente 10.000 K. La temperatura efectiva de la superficie de la estrella varía desde decenas de miles de grados en el tipo O temprano hasta unos pocos grados en el tipo M tardío, una gran diferencia. p> El diámetro real de una estrella se puede calcular basándose en el diámetro aparente de la estrella (diámetro angular) y la distancia. Los interferómetros o métodos de ocultación lunar utilizados comúnmente pueden medir estrellas tan pequeñas como 0001. El diámetro angular de las estrellas más pequeñas es difícil de medir con precisión. , y debido al error en la medición de la distancia, el diámetro real de la estrella no es muy confiable. Según los datos orbitales del eclipse y los binarios espectroscópicos, también se pueden obtener algunos diámetros de estrellas. Según su magnitud absoluta y temperatura efectiva, algunos de los diámetros de diferentes estrellas calculados mediante diversos métodos son tan pequeños como unos pocos kilómetros, y algunos son tan grandes como más de 10 kilómetros.
Única estrella binaria especial. Los sistemas pueden medir la masa de las estrellas. Generalmente, la masa de las estrellas sólo se puede estimar basándose en métodos como la relación masa-luz. La masa medida de las estrellas oscila entre un pequeño porcentaje y 120 veces la masa del sol. La masa de la mayoría de las estrellas está entre 0,1 y 10 masas solares. La densidad de las estrellas se puede calcular en función del diámetro y la masa. La densidad oscila entre aproximadamente 10 g/cm (supergigante roja) y 10-10 g/cm (neutrón). estrellas).
La presión atmosférica y la presión de los electrones en la superficie de la estrella se pueden determinar mediante análisis espectral. La relación de intensidad de las líneas espectrales neutra y de ionización de un elemento no solo 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 determinada banda, se puede determinar 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, pero 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.
La composición química es la misma que el análisis espectral en los laboratorios terrestres. También podemos analizar los espectros de las estrellas para determinar el contenido de elementos que forman varias líneas espectrales en la atmósfera estelar. mejor que en tierra. El análisis espectral general es mucho más complejo. Las mediciones realizadas a lo largo de los años han demostrado que la composición química de una atmósfera estelar normal es similar a la de la atmósfera solar. Calculado en masa, el hidrógeno es el más abundante, seguido del helio, y el resto por orden de contenido son oxígeno, carbono, nitrógeno, neón, silicio, magnesio, hierro, azufre, etc. Sin embargo, también hay algunas atmósferas estelares cuya composición química es diferente a la del Sol. Por ejemplo, las estrellas Wolf-Rayet son ricas en carbono y ricas en nitrógeno (es decir, se dividen en secuencias de carbono y nitrógeno en alambre metálico). estrellas y A En estrellas especiales, las líneas espectrales de algunos elementos metálicos y transuránicos parecen particularmente fuertes. Sin embargo, es una cuestión si esto puede atribuirse a mayores cantidades de ciertos elementos.
El análisis teórico muestra que durante el proceso de evolución, la composición química dentro de la estrella cambiará gradualmente a medida que cambie el proceso de reacción termonuclear, y el contenido de elementos pesados aumentará cada vez más. La atmósfera estelar Generalmente, los cambios son pequeños.
Cambios en las propiedades físicas Las observaciones han descubierto que las propiedades físicas como la luminosidad, el espectro y el campo magnético de algunas estrellas cambian de forma periódica, semirregular o irregular con el tiempo. Estas estrellas se denominan estrellas variables. Las estrellas variables se dividen en dos categorías principales: una son estrellas variables geométricas causadas por cambios en las posiciones geométricas de varios cuerpos celestes o la forma geométrica especial de la estrella misma; la otra son estrellas variables físicas causadas por procesos físicos dentro de la estrella misma; .
Entre las estrellas variables geométricas, la más conocida es la estrella variable eclipsante (estrella binaria eclipsante), en la que dos estrellas giran entre sí (a veces con la participación de anillos o discos de gas) y, por tanto, cambian su luz. Según la "curva de luz" en la que la intensidad de la luz cambia con el tiempo, se pueden dividir en tres tipos de estrellas variables geométricas: tipo Algol, tipo Beta Lyra y tipo W Ursa Major. También incluyen estrellas variables elípticas (porque lo son). elíptica), esférica, el cambio de brillo es causado por el cambio en el área luminosa vista por el observador durante la rotación), variables nebulares (algunas estrellas ubicadas en o detrás de la nebulosa, el brillo cambia debido al movimiento de la nebulosa y la cambio en la absorbancia), etc. Las estrellas variables magnéticas que pueden explicarse mediante el modelo de rotor inclinado también deberían clasificarse como estrellas variables geométricas.
Las estrellas físicas variables, según el mecanismo físico de cambio de luz, se dividen principalmente en dos categorías: variables pulsantes y variables explosivas. La razón de la atenuación de las variables pulsantes es que después de que la estrella pasa por una larga etapa de secuencia principal (ver el diagrama de Hertz-Russell), su atmósfera sufre una expansión y contracción periódica o no periódica, lo que provoca cambios de luminosidad pulsantes. Los cálculos teóricos muestran que el período de pulsación es inversamente proporcional a la raíz cuadrada de la densidad estelar. Por lo tanto, aquellas variables tardías irregulares, semirregulares y de período largo con períodos repetidos de cientos o incluso miles de días son gigantes o supergigantes tardías con enormes volúmenes y baja densidad, con períodos entre 1 y 50 días. Cefeidas clásicas y variables RR Lyrae. (también llamadas variables de grupo) con períodos entre aproximadamente 0,05 y 1,5 días son las dos variables pulsantes más importantes. Las observaciones muestran que la magnitud absoluta de las primeras se vuelve más pequeña a medida que aumenta el período (esto es consistente con la relación entre densidad y período), por lo que las distancias a ellas mismas y al grupo de estrellas en el que se encuentran se pueden deducir midiendo con precisión su atenuación. períodos, por lo que las cefeidas también se conocen como los "faros" o "gobernantes celestiales" del universo. Las estrellas variables RR Lyra también sirven como regentes celestes.
También hay algunas variables pulsantes con períodos inferiores a 0,3 días (incluidas '" class=linkgt; variables de tipo Scuti, variables de tipo Al Vela y variables de tipo'" class=linkgt; variables de tipo Cepheus, etc.) , sus atmósferas se dividen en varias capas y cada capa pulsa con diferentes períodos y formas. Por lo tanto, su patrón de cambio de luminosidad es una superposición de varios cambios periódicos. La forma de la curva de luz cambia mucho y los cambios de luz son los mismos. También existen diferencias en la relación con la curva de velocidad. Las estrellas variables Delta Scuti y las estrellas variables tipo AI Vela pueden ser estrellas con menor masa y mayor densidad. Las estrellas variables Beta Cephei pertenecen a la categoría de gigantes o subgigantes de alta temperatura.
Las estrellas variables explosivas se pueden dividir en varias categorías según el tamaño de la explosión: supernovas, novas, novas enanas, cuasinovas y estrellas llamaradas. El brillo de una supernova aumentará cientos de millones de veces en un corto período de tiempo y luego se volverá muy débil en unos pocos meses o uno o dos años. Actualmente, la mayoría de la gente cree que se trata de un fenómeno que se encuentra 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 se comprime extremadamente para formar objetos celestes como estrellas de neutrones muy densas; La supernova galáctica más famosa es la "Estrella Invitada de Tianguan" descubierta en Tauro durante la Dinastía Song de China (1054 d.C.). Allí se puede ver ahora la famosa Nebulosa del Cangrejo, con un púlsar en su centro con un período de aproximadamente 33 milisegundos. En general, 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 unas 9 magnitudes o más en unos pocos días, para luego volver gradualmente a su estado original a lo largo de unos años. La nueva estrella descubierta en la constelación del Cisne en agosto de 1975 es la que presenta la mayor variación de luz conocida hasta el momento. Las observaciones espectrales muestran que la capa de gas de la nova se expande hacia afuera a una velocidad de 500 a 2.000 kilómetros por segundo. En general, se cree que la explosión de la nova es sólo la explosión del caparazón, y la pérdida de masa sólo representa aproximadamente una milésima parte de la masa total, por lo que no es suficiente para provocar un cambio cualitativo en la estrella. Algunas variables explosivas volverán a explotar a una escala considerable, que se denominan novas.
Los cambios de luminosidad de las novas enanas y variables similares a novas son similares a los de las novas, pero la amplitud de variación es de sólo 2 a 6 magnitudes, y el período de brillo es mucho más corto. La mayoría de ellas son una de las subestrellas de una estrella binaria, por lo que mucha gente tiende a creer que la explosión de este tipo de estrella variable es provocada por el proceso de acreción de cierto material en la estrella binaria.
Las estrellas fulgurantes son estrellas muy irregulares que cambian rápidamente y cuya luminosidad aumenta repentinamente en cuestión de segundos o minutos y luego vuelve rápidamente a su estado original. Se cree que son estrellas anteriores a la secuencia principal de baja temperatura.
También hay un tipo de estrella variable de tipo R en la Corona Boreal. Su luminosidad es opuesta a la de las novas. De repente se atenuarán en algunas magnitudes muy rápidamente y luego aumentarán 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 las llaman variables 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. En general, se cree que algunas estrellas tienen una corona similar a una corona de alta temperatura y baja densidad en la capa más externa. A menudo se asocia con vientos estelares. Se ha descubierto que algunas estrellas tienen una cromosfera que produce ciertas líneas de emisión en su corona. La atmósfera interior absorbe la radiación continua del gas interno de alta 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 radiación de luz estelar muestra que la capa de la fotosfera es bastante gruesa y cada capa tiene emisión y absorción. La fotosfera y la capa inversa no se pueden separar por completo. Dentro de la fotosfera de una estrella de tipo solar, hay una capa convectiva que tiene en promedio aproximadamente una décima parte del radio 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 está dominada por la radiación en la fotosfera y la 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.
Podemos partir de los supuestos básicos del equilibrio hidrostático y del equilibrio termodinámico y establecer varias expresiones de relación para resolver la presión, temperatura, densidad, opacidad, tasa de 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 de la estrella y de su etapa evolutiva. Allí se producen diferentes reacciones de productividad. Generalmente se cree que las estrellas se forman por la condensación de nebulosas. Las estrellas anteriores a la secuencia principal no están lo suficientemente calientes como para sufrir reacciones termonucleares y sólo pueden depender de la contracción gravitacional para producir energía. Después de entrar en la secuencia principal, la temperatura central alcanza más de 7 millones de grados y comienza la reacción termonuclear de fusión del hidrógeno en helio. Este proceso es muy largo y es la etapa más larga en la vida de una estrella. Una vez completada la quema de hidrógeno, la estrella se encoge internamente y se expande externamente, evolucionando hacia una gigante roja con una temperatura superficial baja y un gran volumen, y puede pulsar. 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 determinadas pistas en el diagrama de Hertz-Rubber. Finalmente, algunas estrellas sufren explosiones de supernova, sus capas de gas se alejan y sus núcleos se comprimen en estrellas densas, como las estrellas de neutrones, y tienden a "morir" (ver Formación y evolución estelar).
En cuanto a la estructura interna de las estrellas y la etapa de alta densidad en las últimas etapas de la evolución, se deducen principalmente en base a la física teórica, que aún debe ser confirmada y mejorada mediante la observación. En cuanto al misterio de los neutrinos formados por reacciones termonucleares, las predicciones teóricas aún están lejos de los hechos observados. Esto muestra que la teoría original todavía tiene muchas imperfecciones (ver astronomía de neutrinos). Por tanto, desvelar el misterio de los neutrinos resulta de gran ayuda para estudiar las estrellas, especialmente la estructura interna y evolución de las estrellas.
Referencia: 8080/cp/