Stelo

	Stelo
	speco de astrovd
speco de astro
	Fizikaj ecoj
	v•d•r

Ĉi tiu artikolo temas pri astro eliganta lumon. Por neoficiala monunuo rigardu la paĝonStelo (monunuo).Por renkontiĝo "STELO" legu la artikolonListo de Esperanto-renkontiĝoj de Sovetunio.Koncerne aliajn signifojn aliru la apartigilonStelo (apartigilo).

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

Stelformaregiono en laGranda Magelana Nubo

Steloestasastrolumanta per propralumo.

Stelojne estas punktoj, kiel ili aspektas, sed globoj da varmegagaso,kiel niaSuno.Steloj elradias multegan energion en formo delumo.Kiel oni povas facile konstati per vitraprismo,en la blanka lumo ĉeestas ĉiujkoloroj,sed la plej forta emisio okazas en la ondolongo (aŭ koloro), kiu dependas de latemperaturode la stela surfaco: relative malvarmaj steloj, kies surfaco havas ĉirkaŭ 3000 gradojn, aspektas ruĝetaj, dum varmegaj steloj, kies surfaco estas pli varma ol 10 mil gradojn, estas blankaj kaj bluetaj. Nia Suno aspektasflava,ĉar ĝia surfaca varmo estas 6000 gradoj. Astronomoj klasifikas stelojn laŭ iliaj koloroj (pli precize, spektra tipo), en sep grupoj nomataj per literoj, de plej varmaj bluaj steloj, ĝis ruĝaj 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 Fraŭl(in)o - Gaje Kisu Min!"

La energifonto de steloj estasfuziode atomaj kernoj: laprotonojkajneŭtronojde du atomoj kuniĝas por formi unu atomon el alia elemento. Troamasoiĝas energio laŭ la formulo deAlbert Einstein:E=mc².

Ladiagramo de Hertzsprung-Russell(H-R diagramo)

Ĉefa

sekvenco

Se oni ordigas la stelojn en diagramo montranta ilian lumecon kontraŭ laspektroklaso(kiu respektivastemperaturonaŭkoloronde la stelo), evidentiĝas, ke la plimulto de la steloj troviĝas apud la diagonalo, kiu etendiĝas de la mallumaj, malvarmaj steloj ĝis la tre lumaj kaj varmegaj. Tiu diagonalo nomiĝas"la ĉefa sekvenco".Evidentiĝas, ke tio estas la loko, kie ĉiuj steloj pasigas plimulton de sia vivo, kiam lahidrogenomalrapide "brulas" en ilia centro. Ankaŭ nia Suno troviĝas sur la ĉefa sekvenco. Ekzistas aliaj, pli "ekzotikaj", specoj de steloj, kielblankaj nanojkajruĝaj gigantoj,kiuj troviĝas en aliaj partoj de la diagramo; ili jam finis parton de sia vivo, kiam ili estis en la ĉefa sekvenco. La diagramo nomiĝas je la nomo de ĝiaj inventintoj,HertzsprungkajRussell,kaj ĝi estas unu el la plej gravaj aparatoj de stela astrofiziko.

La interna strukturo

La kondiĉoj en la interno de steloj estas tre diferencaj ol ĉe ilia surfaco. La temperaturo bezonata por la nuklea fuzio estas multe da milionoj da gradoj. La denseco kaj premo en la interno estas ankaŭ enormaj. Ekzemple, gaso en la centro de nia Suno estas 150-oble pli densa ol akvo, kaj ĝia 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 troviĝas malpli varma gaso, tra kiu la varmego el la centra parto disvastiĝas kaj samtempe malvarmiĝas. Nuklea energio, kiu estas produktata en la centro de stelo, malrapide fluas eksteren tra dikaj tavoloj de la stela materio kaj, alvenante ĝis la stela surfaco, estas disradiata kiel lumo.

La vivo de steloj

Steloj havas diversajn fazojn dum ilia ekzisto: ili naskiĝas, evoluas, kaj mortas. Ĉar dum ilia evoluo ŝanĝiĝas 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, malpliiĝo deenergiokaj perdo de maso dum vivo de stelo.

Steloj estas kreataj el lainterstela gaso.Gasa nubo ŝrumpas kaj varmiĝas, ŝanĝiĝanta de tre luma, sed malvarma, nubo al malpli luma, sed pli varma, objekto, kiun oni nomasproto-stelo.Tiu fazo daŭras kelkajn milionojn da jaroj, ĝis kiam la centro de la proto-stelo varmiĝas sufiĉe por starti nuklean fuzion de hidrogeno. Tiu varmo produktas premon, kiu haltigas la ŝrumpadon, kaj la stelo stabiliĝas sur la ĉefa sekvenco.

En tiu ĉi fazo la stelo foruzas hidrogenon en sia centro kaj la premo subtenas la stelon kontraŭ la propragravito.Tiu fazo daŭras tre longe: por la Suno ĝi daŭros dek miliardoj da jaroj, el kiuj jam pasis proksimume la duono. Por diferencaj steloj la vivodaŭro sur la ĉefa sekvenco varias - depende de la stela maso. Paradokse, ju pli grandas la stela maso, des pli mallongas ĝia vivo, ĉar la brulado de steloj kun granda maso estas multe pli rapida ol ĉe steloj malpli pezaj, pro la pli grandaj premo kaj varmo en centroj de pli pezaj steloj. Ekzemple, la vivodaŭro de stelo kun maso kvaroble pli granda ol tiu de la Suno daŭras nur 3% de la tempo de la vivo de la Suno, nome 300 milionoj da jaroj, anstataŭ 10 miliardoj.

Kiam la hidrogeno en la centro de stelo estas elĉerpita, restas tie nurheliumo- la "cindro" de la hidrogena "brulado". En tiu fazo la fuzio okazas ne en la centro, sed en ŝelo de hidrogeno ĉirkaŭ la heliuma centro, kaj tiu ŝela fuzio, kiu estas pli rapida kaj energia ol la centra, produktas abundan varmegon, kiu kaŭzas ŝveligon de la stelo. En tiu fazo la stelo estas tre granda - kelkcentoble la grandeco de nia Suno, sed la ŝvelita surfaco, kiu estas tre malproksima de la energio-fonto, malvarmiĝas. La rezulto estasruĝa giganto:ŝvelita stelo, tre maldensa kun grandega diametro, sed relative malalta surfaca temperaturo je ĉirkaŭ 3000-5000kelvinoj.Post tiu fazo, kiu estas mallonga relative al la ĉefa-sekvenco, la stela centro plu ŝrumpas kaj varmiĝas, ĝis kiam ĝi atingas temperaturon de cent milionoj da gradoj, kiam la heliumo ekfuzias transformiĝante enkarbonon,oksigenonkaj pli pezajn elementojn. Dum tiu fazo la stelo fariĝas malstabila kaj ĝia lumeco kaj grandeco cikle ŝanĝiĝas.

Dum tiuj lastaj fazoj de la interna "brulado", kiu fariĝas pli kaj pli rapida, la premo sufiĉas por forĵeti la eksterajn tavolojn de la stelo, kiu fariĝas ekspansianta nebulaĵo ĉirkaŭ arda steleca nukleo. Tiu fazo nomiĝasplaneduma nebulozo.La postrestanta nukleo estas tre varma, blanke arda sed ne tre luma, kaj iom post iom ĝi malvarmiĝas kaj ŝrumpas pli, ĝis nova speco de premo, de la elektronoj, haltigas la ŝrumpadon. Tio estas la lasta fazo de la stela vivo - ĝi nun estasblanka nano.Ĝia grandeco estas simila al tiu de la Tero, sed ĝi estas treege densa - unu kuba centimetro de la materio de blanka nano povas pezi pli oltuno.

Steloj kun granda maso - pli ol naŭble 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 elĉerpiĝo de la nuklea brulaĵo en la centro, la stela kerno kolapsas pro sia propra gravito, kaj pro la granda maso eĉ degeneraelektronapremo ne povas haltigi la kolapson. En daŭro de sekundoj la tuta kerno de la stelo, kiu konsistas en tiu fazo ĉefe elfero,kolapsas kaj atingas la enorman densecon de la materio en la atomaj nukleoj. Je tiu denseco lainternuklea fortohaltigas la kolapson kaj renversigas ĝin, kiel giganta risorto. La rezulto estas katastrofa eksplodo, kiu liberigas en malmultaj sekundoj energion pli grandan ol produktos la Suno dum ĝia tuta vivdaŭro. Tiu energio disrompas la stelon kaj disĵetas ĝian plimulton en la kosmon je rapideco de 10,000 km/sek. Ĝi ankaŭ produktas fortegan radiadon, kiu lumas dum monatoj je lumeco miliardoble pli granda ol la lumeco de la Suno. Trans la grandegaj interstelaj distancoj, tiu eklumiĝo aspektas kvazaŭ subite naskiĝis nova stelo, kaj tial oni nomis tiunfenomenonsupernovao(por distingi ĝin denovao- alia fenomeno, kiu iom simile kaŭzas ekbrilon de la stelo, sed multe malpli grandan). Supenovao estas tre malofta fenomeno, kaj ennia Galaksiooni vidas ĝin nur unufoje en kelkcentoj da jaroj. En la jaro1987okazis supernovao-eksplodo en laMagelanaj Nuboj(satelitagalaksiode la Lakta Vojo); ĉi tiu evento provizis gravajn sciaĵojn kaj konfirmis la teoriajn modelojn.

Nebulozoj kaj pulsaroj

La stela materialo disĵetita en la interstelan spacon per supernovao-eksplodo kreas grandan brilannebulozon.Ekzemple la famaKraba Nebulozoen la konstelacioTaŭroestis kreita el la supernovao spektita de ĉinaj astrologoj en la jaro1054.Tamen, ne la tuta stelo disrompiĝas en la eksplodo: restas ĝia densega nukleo, kiu konsistas plejparte elneŭtronoj.Ĝia grandeco estas proksimume 10 km, sed ĝia maso similas al la maso de nia Suno, sekve ĝi estas treege densa: unu kuba centimetro de tiu materialo pezas miliardon da tunoj.

En la jaro1967oni malkovris tre rapidajn kaj tre regulajn radio-pulsojnvenantajn el la kosmo. Unue iuj kredis, ke ili alvenis deekster-teraj estuloj(kaj tial nomis tiun objekton kaj similajn poste trovitajn per la literojLGM,angle mallongigo porLittle Green Men( "malgrandaj verdaj homoj" ), sed poste evidentiĝis, ke temas prinatura fenomeno.La regula signalo venadis de objekto kiu ricevis nomonpulsaro.Pulsaro estas stelo tre rapide turniĝanta kaj elsendante fokusitan ŝprucon de radio-ondoj. Ni vidas la pulson, kiam la ŝpruco estas direktita al ni. Nuntempe oni konas kelkcentojn pulsarojn en nia Galaksio, multaj el ili troviĝas en la centro desupernovaa nebulozo.Oni konstatis, ke la pulsaroj estas ĝuste neŭtronaj steloj postlasitaj de eksplodoj de supernovaoj.

Stela mapo

Pli detalaj informoj troveblas en artikoloStela mapo.

Stela mapoaŭĉiela mapoestas mapo, kiu priskribas la aspekton de la ĉielo dum la nokto, indikante la lokon de steloj, zodiakaj signoj kaj galaksioj, kiel ili aperas sur la nokta ĉielo. Simile al mapoj de la Tero, ĉi tiuj mapoj ankaŭ dividiĝas per reto de koordinatoj por pli facile trovi la diversajn ĉielajn korpojn, kiuj aperas sur la mapoj.

Tipoj de steloj

Gigantoestas speco de steloj rimarkinde pli grandaj kaj pli lumecaj ol laSuno.Dimensio de gigantoj situas inter 10 kaj 100R_⊙kaj lumeco inter 10 kaj 10 000L_⊙.Lumeco de la gigantoj estas pli granda ol de steloj situantaj enĉefa sekvenco,sed pli malgranda al desupergigantojkajhelaj gigantoj.Gigantoj rilatas alklaso de lumecoII kaj III.

Supergigantoestas klaso de helegaj, pezegaj kaj grandegaj steloj. Lumeco de supergigantoj povas superi 10⁶L_⊙,radiuso 1000R_⊙kaj maso 10M_⊙.Grava trajto de la steloj estas granda disipado de ties maso. Supergigantoj havasklason de lumecoIaиIb^[1].

Hela gigantoestas speco de steloj, situanta unter branĉoj desupergigantojkajgigantojendiagramo de Hertzsprung-Russell.Apartaĵo de la speco de steloj estas enheleco,komparebla kun ties de supergigantoj, kaj maso (ĝi ne superas kelkajnM_⊙), kia ne estas sufiĉa por aparteni ilin al supergigantoj.

Bariaj stelojestas gigantoj de spektra klaso G8-K0, kiuj havas temperaturon de 4300 K ĝis 6500 K.