Stars – Objets célestes sur la mer …

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Étoiles

Lumières dans le ciel

Pour éons, l’humanité a regardé vers le ciel et se demande les lumières dans le ciel. Ancient personnes croyaient qu’ils pouvaient voir des formes parmi les étoiles. Ils ont identifié les deux animaux et les gens, et chacun avait sa propre histoire. Ces alignements hasard des étoiles sont connus comme des constellations. Aujourd’hui, les 88 constellations sont utilisées par les astronomes pour organiser le ciel nocturne et d’identifier les emplacements des étoiles. Les étoiles sont les objets les plus abondants dans l’univers visible. Ils fournissent la lumière et de l’énergie qui alimente un système solaire. Ils créent également les éléments lourds qui sont nécessaires pour former la vie. Sans étoiles, il n’y aurait pas de vie. Le soleil fournit de l’énergie pour presque tous les êtres vivants sur la Terre. Il réchauffe également la surface de notre planète pour créer une oasis virtuelle dans la froideur de l’espace. La luminosité d’une étoile est connue comme son ampleur. Les astronomes évaluent l’ampleur d’une étoile avec une échelle qui donne étoiles les plus brillantes un faible nombre et les étoiles sombres un nombre plus élevé. Chaque numéro tout sur cette échelle est de 2,5 fois plus faible que le nombre précédent. L’étoile la plus brillante du ciel nocturne est Sirius. Avec une magnitude de -1.46, il est presque 15 fois plus brillante qu’une étoile de magnitude zéro. Étoiles avec une magnitude de 8 ou plus sont trop faibles pour voir à l’œil nu. Les étoiles sont identifiés par leur couleur, qui indique leur température. Ils sont divisés en ce que l’on appelle les classes spectrales. Ces classes sont O, B, A, F, G, K, et M. de catégorie O étoiles sont les plus chaudes et sont de couleur bleue. Les plus cools étoiles sont identifiés comme classe M et sont de couleur rouge.

Contrairement à la croyance populaire, les étoiles ne fait scintillent pas. Ce phénomène est le résultat de l’interférence atmosphérique. L’effet est similaire à ce qui se passe sur une chaude journée d’été lorsque vous regardez à travers la chaussée chaude ou un parking. L’air ascendant provoque images à vaciller. Ceci est ce qui provoque l’effet de scintillement dans les étoiles. La partie inférieure est une étoile dans le ciel, plus il sera scintillent parce que sa lumière doit passer à travers plus de l’atmosphère.

Un four nucléaire

Une étoile est comme une fournaise nucléaire gigantesque. Les réactions nucléaires à l’intérieur de convertir l’hydrogène en hélium au moyen d’un procédé connu comme la fusion. Il est cette réaction nucléaire qui donne une étoile son énergie. Fusion a lieu lorsque les noyaux des atomes d’hydrogène avec un proton chaque fusible ensemble pour former des atomes d’hélium avec deux protons. Un atome d’hydrogène standard dispose d’un proton dans son noyau. Il y a deux isotopes de l’hydrogène, qui contiennent également un proton, mais contiennent des neutrons ainsi. Le deutérium contient un neutron en Tritium contient deux. Au plus profond de l’étoile, un atome de deutérium se combine avec un atome de tritium. Cela forme un atome d’hélium et un neutron supplémentaire. Dans le processus, une quantité incroyable d’énergie est libérée. Lorsque l’approvisionnement de l’étoile de l’hydrogène est utilisé, il commence à convertir l’hélium en oxygène et en carbone. Si l’étoile est suffisamment massive, elle continuera jusqu’à ce qu’il convertit le carbone et l’oxygène dans le néon, le sodium, le magnésium, le soufre et le silicium. Par la suite, ces éléments se transforment en le calcium, le fer, le nickel, le chrome, le cuivre et autres jusqu’à ce que le fer est formée. Lorsque le noyau devient principalement de fer, la réaction nucléaire de l’étoile ne peut plus continuer. En effet, la température requise pour faire fondre le fer est beaucoup trop grande. La pression à l’intérieur de la pesanteur devient plus forte que la pression extérieure de la réaction nucléaire. L’étoile s’effondre sur lui-même. Ce qui se passe ensuite dépend de la masse initiale de l’étoile.

Le cercle de la vie

Étoiles commencent leur vie comme des nuages ​​de poussière et de gaz appelé nébuleuses. La gravité d’une étoile de passage ou l’onde de choc d’une supernova à proximité peut causer la nébuleuse de contracter. La matière dans le nuage de gaz va commencer à se fondre en une région dense appelée protostar. Comme le protostar continue à se condenser, il se réchauffe. Finalement, il atteint une masse critique et la fusion nucléaire commence. Cela commence la phase de la séquence principale de l’étoile. Il passera la plupart de sa vie dans cette phase stable. La durée de vie d’une étoile dépend de sa taille. Très grand, les étoiles massives brûlent leur carburant beaucoup plus rapidement que les petites étoiles. Leur séquence principale peut durer seulement quelques centaines de milliers d’années. Les petites étoiles vont vivre pendant des milliards d’années parce qu’ils brûlent leur carburant beaucoup plus lentement. Finalement, le carburant de l’étoile commence à manquer. Il élargira dans ce qui est connu comme un géant rouge. Les étoiles massives deviendront supergéantes rouges. Cette phase durera jusqu’à ce que l’étoile épuise son carburant restant. À ce stade, la pression de la réaction nucléaire est pas assez fort pour égaliser la force de gravité et l’étoile s’effondrer. La plupart des étoiles moyennes vont souffler leurs atmosphères extérieures pour former une nébuleuse planétaire. Leurs noyaux resteront en arrière et brûler comme une naine blanche jusqu’à ce qu’ils refroidissent. Que restera-t est une boule sombre de la matière connue sous le nom d’une naine noire. Si l’étoile est suffisamment massive, l’effondrement va déclencher une violente explosion connue comme une supernova. Si la masse restante de l’étoile est d’environ 1,4 fois celle de notre Soleil, le noyau est incapable de se soutenir et s’effondrer davantage pour devenir une étoile à neutrons. La matière à l’intérieur de l’étoile sera compressé si étroitement que ses atomes sont compactés dans une coquille dense de neutrons. Si la masse restante de l’étoile est plus d’environ trois fois celle du Soleil, elle va s’effondrer si complètement qu’il va littéralement disparaître de l’univers. Ce qui est laissé est une région intense de gravité appelé un trou noir.

La nébuleuse qui a été expulsé de l’étoile peut continuer à se développer pendant des millions d’années. Finalement, la gravité d’une étoile de passage ou l’onde de choc d’une supernova à proximité peut faire se contracter, à commencer le processus de nouveau. Ce processus se répète dans tout l’univers dans un cycle sans fin de la naissance, la mort et la renaissance. Il est de ce cycle de l’évolution stellaire qui produit tous les éléments lourds nécessaires à la vie. Notre système solaire formé d’un tel deuxième ou troisième génération nébuleuse, laissant une abondance d’éléments lourds ici sur Terre et dans le système solaire. Cela signifie que nous sommes tous faits de trucs étoile. Chaque atome de notre corps a été créé soit dans le four nucléaire d’une étoile ou dans l’explosion cataclysmique d’une supernovae.

Les types d’étoiles

Une étoile est comme une fournaise nucléaire gigantesque. Les réactions nucléaires à l’intérieur de convertir l’hydrogène en hélium au moyen d’un procédé connu comme la fusion. Il est cette réaction nucléaire qui donne une étoile son énergie. Fusion a lieu lorsque les noyaux des atomes d’hydrogène avec un proton chaque fusible ensemble pour former des atomes d’hélium avec deux protons. Un atome d’hydrogène standard dispose d’un proton dans son noyau. Il y a deux isotopes de l’hydrogène, qui contiennent également un proton, mais contiennent des neutrons ainsi. Le deutérium contient un neutron en Tritium contient deux. Au plus profond de l’étoile, un atome de deutérium se combine avec un atome de tritium. Cela forme un atome d’hélium et un neutron supplémentaire. Dans le processus, une quantité incroyable d’énergie est libérée. Lorsque l’approvisionnement de l’étoile de l’hydrogène est utilisé, il commence à convertir l’hélium en oxygène et en carbone. Si l’étoile est suffisamment massive, elle continuera jusqu’à ce qu’il convertit le carbone et l’oxygène dans le néon, le sodium, le magnésium, le soufre et le silicium. Par la suite, ces éléments se transforment en le calcium, le fer, le nickel, le chrome, le cuivre et autres jusqu’à ce que le fer est formée. Lorsque le noyau devient principalement de fer, la réaction nucléaire de l’étoile ne peut plus continuer. En effet, la température requise pour faire fondre le fer est beaucoup trop grande. La pression à l’intérieur de la pesanteur devient plus forte que la pression extérieure de la réaction nucléaire. L’étoile s’effondre sur lui-même. Ce qui se passe ensuite dépend de la masse initiale de l’étoile.

Séquence principale Stars – La séquence principale est le point dans l’évolution d’une étoile au cours de laquelle il maintient une réaction nucléaire stable. Il est cette étape au cours de laquelle une étoile passera la plupart de sa vie. Notre Soleil est une étoile de la séquence principale. Une étoile de la séquence principale connaîtra que de petites fluctuations de luminosité et de la température. La quantité de temps une étoile passe dans cette phase dépend de sa masse. Les grandes étoiles massives auront une étape de courte séquence principale tandis que moins d’étoiles massives restent dans la séquence principale beaucoup plus longtemps. Très étoiles massives vont épuiser leur carburant dans seulement quelques centaines de millions d’années. Les petites étoiles, comme le Soleil, va brûler pendant plusieurs milliards d’années au cours de leur phase de séquence principale. étoiles très massives deviendront des géants bleus au cours de leur séquence principale.

Red Giants – Une géante rouge est une grande étoile qui est rouge ou orange. Il représente la phase tardive de développement dans la vie d’une étoile, quand son hydrogène d’alimentation a été épuisé et de l’hélium est fusionné. Cela provoque l’étoile à l’effondrement, en augmentant la température dans le coeur. La surface extérieure de l’étoile se dilate et se refroidit, ce qui lui donne une couleur rougeâtre. Les géantes rouges sont très grandes, atteignant la taille de la taille d’origine de plus de 100 fois l’étoile. Très grandes étoiles formeront ce qu’on appelle des supergéantes rouges. Bételgeuse dans Orion est un exemple d’une étoile supergéante rouge.

Blanc Nains – Une naine blanche est le vestige d’une étoile de taille moyenne qui a traversé la scène rouge géant de sa vie. Après l’étoile a épuisé son carburant restant. À ce stade, l’étoile peut expulser une partie de sa matière dans l’espace, créant une nébuleuse planétaire. Ce qui reste est le noyau de l’étoile morte. La fusion nucléaire ne se fait plus. Le noyau brille en raison de sa chaleur résiduelle. Finalement, le noyau va rayonner toute sa chaleur dans l’espace et de refroidissement pour devenir ce qui est connu comme un nain noir. Naines blanches étoiles sont très denses. Leur taille est environ la même que celle de la Terre, mais contient autant de masse que le Soleil Ils sont extrêmement chauds, atteignant des températures de plus de 100.000 degrés.

Naines brunes – Une naine brune pourrait aussi être appelé une étoile échoué. Pendant le processus de formation des étoiles, des protoétoiles ne jamais atteindre la masse critique nécessaire pour allumer les feux de la fusion nucléaire. Si la masse de l’protostar est seulement d’environ 1/10 à celle du Soleil, il brillera brièvement jusqu’à ce que son énergie meurt. Ce qui reste est une naine brune. Il est une boule géante de gaz qui est trop massif pour être une planète, mais pas assez massive pour être une star. Ils sont plus petits que le Soleil mais plusieurs fois plus grande que la planète Jupiter. Les naines brunes émettent pas de lumière ou de la chaleur. Ils pourraient représenter une partie de la matière noire soupçonnée d’exister dans l’univers.

Étoiles variables – Une étoile variable est une étoile qui change la luminosité. Ces fluctuations peuvent varier de quelques secondes à des années en fonction du type d’étoile variable. Etoiles changent habituellement leur éclat quand ils sont jeunes et quand ils sont vieux et mourir. Ils sont classés comme étant soit intrinsèque ou extrinsèque. les variables intrinsèques changent leur luminosité en raison des conditions dans les étoiles elles-mêmes. les variables extrinsèques changent la luminosité en raison de certains facteurs externes, comme une étoile compagnon en orbite. Ceux-ci sont également connus comme les binaires à éclipses.

Etoiles binaires – Beaucoup d’étoiles dans l’univers font partie d’un système d’étoile multiple. Une étoile binaire est un système de deux étoiles qui sont gravitationnellement liés les uns aux autres. Ils orbitent autour d’un point commun, appelé le centre de masse. On estime que près de la moitié de toutes les étoiles de notre galaxie font partie d’un système binaire. binaires visuels peuvent être considérés comme deux étoiles séparées par un télescope. binaires spectroscopiques apparaissent comme une étoile et ne peuvent être détectés en étudiant les décalages Doppler sur le spectre de l’étoile. binaires à éclipses sont des systèmes binaires où l’on bloque la lumière des étoiles d’un autre en orbite autour de son compagnon.

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