Stelle dell'universo: classificazione, evoluzione, Quasar e Pulsar e buchi neri

Le stelle

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Benché la maggior parte dello spazio che possiamo osservare è vuoto, è inevitabile che guardiamo quei puntini che brillano. Non è che lo spazio vuoto priva di interesse. Semplicemente, le stelle attirano l'attenzione.
A causa l'attrazione gravitazionale, le stelle delle materie prime tende a concentrarsi nel suo centro. Ma che aumenta la sua temperatura e pressione. Da certi limiti, questo aumento provoca reazioni nucleari che liberano energia e bilanciare la forza di gravità, quindi le dimensioni della stella rimangano più o meno stabile per un tempo, emettono grandi quantità di radiazioni, tra cui, ovviamente, lo spazio luminoso.
Tuttavia, a seconda della quantità di materia in una stella e il momento del ciclo che è, possono verificarsi fenomeni e comportamenti molto diversi. Nani, giganti, doppie, variabili, Quasar, Pulsar, buchi neri,... In questo capitolo vi darà una panoramica circa le stelle, loro tipi, i loro comportamenti e la sua evoluzione.
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Stelle dell'universo

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Le stelle sono masse di gas, principalmente idrogeno ed elio, che emettono luce. Essi sono a temperature molto elevate. Al suo interno ci sono reazioni nucleari.
Il sole è una stella che abbiamo molto, molto vicino. Vediamo le altre stelle come un molto piccole macchie luminose e solo di notte, perché sono a distanze enormi da noi. Essi sembrano essere fisso, mantenendo la stessa posizione relativa nei cieli ogni anno. In realtà, tutte queste stelle sono in rapido movimento, ma a tali distanze che le modifiche apportate alla posizione sono solo percepiscono attraverso i secoli.
Il numero di stelle osservabili a occhio nudo dalla terra è stato stimato di circa 8.000, metà in ogni emisfero. Durante la notte non può vedere più di 2.000 allo stesso tempo, il resto sono nascosti dalla nebbia atmosferica, soprattutto vicino all'orizzonte e la pallida luce del cielo.
Gli astronomi hanno calcolato che il numero di stelle nella Via Lattea, la galassia che appartiene al sole, ammonta a centinaia di miliardi.
Come il nostro sole è che una tipica stella ha una superficie visibile, denominata fotosfera, un'atmosfera ricca di gas caldi e, sopra di loro, una più diffusa corona e un flusso di particelle chiamate vento stellare. Le zone più fredde della fotosfera, che al sole sono denominate le macchie solari, sono probabilmente in altre comuni stelle. Questo è stato dimostrato in alcuni grandi stelle prossime mediante interferometria.
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La struttura interna delle stelle non può essere osservata direttamente, ma ci sono studi che indicano correnti di convezione e densità e temperatura aumentano fino al nucleo, dove avvengono reazioni termonucleari.
Le stelle sono composte principalmente da idrogeno ed elio, con quantità variabile di elementi più pesanti.

La stella più vicina al sistema solare è Alfa Centauro

Le singole stelle visibili nel cielo sono più vicine al sistema solare nella Via Lattea, la nostra galassia. La più vicina è Proxima Centauri, uno dei componenti di stelle triple Alpha Centauri, che è di circa 40 miliardi chilometri dalla terra.
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È un sistema di tre stelle situato a 4,3 anni luce dalla terra, che è visibile solo dall'emisfero australe. Il più luminoso, noto come "Alfa Centauro A" ha una vera e propria luminosità del nostro sole.
Alpha Centauri, noto anche come Rigil Kentaurus, è situata nella costellazione del Centauro. A prima vista, Alpha Centauri appare come una singola stella con una magnitudine apparente di - 0,3, rendendo la terza stella nel cielo del sud.
Quando osservate attraverso un telescopio sono avvertiti che le due stelle più brillanti, Alpha Centauri A e B hanno magnitudine apparente di - 0,01 e 1.33 e ruotano uno intorno a altra in un periodo di 80 anni.
La stella più debole, Alpha Centauri C, ha una magnitudine apparente 11,05 e tour nei dintorni di loro coetanei durante un periodo di circa 1 milione anni. Alpha Centauri C riceve anche il nome di Proxima Centauri, che è la più vicina alla stella del sistema solare.
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La classificazione a stelle

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Ha iniziato il fotografico lo studio degli spettri stellari nel 1885 l'astronomo Edward Pickering a Harvard College Observatory e suo collega Annie J. Cannon concluse. Questa ricerca ha portato alla scoperta che gli spettri delle stelle sono disposte in sequenza continua, a seconda dell'intensità di determinate linee di assorbimento. Le osservazioni forniscono dati di età compresa tra le stelle diverse, come pure il loro grado di sviluppo.
Le varie fasi della sequenza degli spettri, designato dalle lettere O, B, A, F, G, K e M, consentire un pieno di tutti i tipi di stelle. Pedici 0 a 9 vengono utilizzati per indicare il modello di ereditarietà all'interno di ogni classe.
Classe o: Linee di elio, ossigeno e azoto, oltre l'idrogeno. Molto caldo stars e comprende sia visualizzando brillante linea di idrogeno ed elio Spectra mostrando linee scure degli stessi elementi.
Classe b: Elio linee raggiungono la massima intensità al ramo B2 e gradualmente di pale in suddivisioni più alti. L'intensità delle linee dell'idrogeno aumenta costantemente in tutte le suddivisioni. Questo gruppo è rappresentato dalla stella Epsilon Orionis.
Classe a: Questo include le cosiddette stelle di idrogeno Spectra dominato da linee di assorbimento dell'idrogeno. Una tipica stella di questo gruppo è siriana.
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Classe f: In questo gruppo includono le cosiddette linee H e K del calcio e le caratteristiche delle linee dell'idrogeno. Una stella notevole in questa categoria è Delta Aquilae.
Classe g: Esso comprende star con forti linee H e K del calcio e meno linee dell'idrogeno forte. Sono presenti anche gli spettri di molti metalli, specialmente del ferro. Il sole appartiene a questo gruppo e questo è perché le stelle G sono chiamate "le stelle di tipo solare".
Classe k: Stelle che hanno forti linee di calcio e gli altri che indicano la presenza di altri metalli. Questo gruppo è caratterizzato da Arthur.
Classe M; Spettri dominati dalle fasce che indicano la presenza di ossidi metallici, soprattutto quelli di ossido di titanio. All'estremità viola dello spettro è meno intensa che le stelle K. La stella Betelgeuse è tipica di questo gruppo.

Dimensioni e la luminosità delle stelle

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Le più grandi star che sono noti sono il canterell, con diametri di circa 400 volte più grandi del sole, mentre le stelle noto come "nane bianche" possono avere diametri di solo un centesimo del sole. Tuttavia, stelle giganti tendono ad essere diffuso e possono avere una massa appena circa 40 volte più grande del sole, mentre le nane bianche sono molto dense, nonostante le sue piccole dimensioni.
Ci possono essere stelle con una massa di 1.000 volte più grande del sole e su scala ridotta, palle di gas caldo troppo piccole per innescare reazioni nucleari. Un oggetto che potrebbe essere tale (una nana bruna) è stato osservato per la prima volta nel 1987 e da allora gli altri sono stati rilevati.
La luminosità delle stelle è descritto in termini di grandezza. Le stelle più brillanti possono essere fino a 1.000.000 volte più luminose del sole; Le nane bianche sono circa 1.000 volte meno luminose.
Le classi stabilite da Annie Jump Cannon sono identificate da colori:
-Blu, come I Cephei stelle
-Bianco-blu, come la stella Spica
-Colore bianco, come la stella Vega
-Bianco-giallo colore, come la stella Procion
-Colore giallo, come il sole
-Orange, come Arcturus
-Colore rosso, come la stella Betelgeuse.
Spesso le stelle vengono denominate utilizzando il riferimento alla loro dimensione e il loro colore: giganti rosse, nane bianche,...
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Stelle visibili a-l

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Alcor: stella poco luminosa appartenendo al grande carro, che forma, insieme con Mizar, un doppio sistema visibile ad occhio nudo.
Aldebaran: stelle della costellazione del Toro che, con una magnitudine apparente di 1.1, è uno dei più brillanti nel cielo. Conosciuto anche come occhio o cuore del Toro, è un 53enne anni luce dalla terra e ha un 90 volte la luminosità del sole.
ALGOL: b stella della costellazione di Perseo. Con un periodo di rotazione di 69 ore, è un doppio sistema che fornisce l'aspetto di variabile, ma è in realtà un eclipsante binario, vale a dire, loro periodiche variazioni di luminosità sono dovuto la presentazione reciproca dei suoi componenti.
Arthur: stella del Bootes, situato nell'estensione della coda dell'Orsa maggiore. Tipo spettrale K0 e magnitudine 0,2, ha un diametro di 22 volte quella del sole.
Betelgeuse: stelle della costellazione di Orione, la più brillante e rosso, cui grandezza oscilla tra 0,2 e 0,9. Si tratta di una variabile semiregolari, con 2,07 giorni.
Capra: stella più luminosa della costellazione del cocchiere, di tipo spettrale G e la quarta in cielo dalla sua luminosità apparente di 0.2.
Wavelet: gruppo visibile delle Pleiadi Star.
Canicula.: stella più luminosa nel più grande possibile, chiamare SIRIUS oggi.
Capella o Capela: stella principale della costellazione del cocchiere, di grandezza 1.
Beaver: stelle della costellazione dei gemelli. È una camera doppia, con un periodo di 350 anni star, e suoi componenti hanno magnitudine di 2 e 2.9, rispettivamente.
Deneb: stelle della costellazione del cigno. È che una stella supergigante, magnitudo 1.3, si trova 1.000 a.l. della terra.
Denebola: seconda più importante (b) stella nella costellazione del Leone, di magnitudo 2.
Spike: stella principale della costellazione della Vergine. È un sistema duale con un periodo di 4 giorni. Situato a circa 160 a.l. della terra, ha una magnitudine pari a 1,21 e appartiene al tipo spettrale B2.
Polaris: stella si trova all'interno di 1 ° del Polo Nord celeste ed è un utile riferimento per individuare la direzione del Nord. Attualmente è una stella di magnitudine 2 situata nella costellazione dell'Orsa minore. Tuttavia, a causa della precessione, verso l'anno 13.000 questa posizione sarà occupata dalla stella Vega.
Formalhaut: stella principale della costellazione del pesce del sud. Situato 23 a.l., ha una magnitudine di 1.3 ed appartiene alla classe spettrale A3. È visibile dall'emisfero nord in autunno.
Lynx o Lynx: star (Alfa Lyncis) l'entità terza, la più brillante della costellazione dello stesso nome, situato nell'emisfero settentrionale, tra il guidatore e il grande carro, a sud la giraffa e il nord del cancro
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Visibile stelle m-z

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Markab: stelle della costellazione di Perseo, appartenendo al tipo spettrale A e la cui grandezza ha un valore di 2,6.
Menkar: stelle della costellazione della balena, che ha una grandezza 2 e forma una figura triangolare con Aldebaran e Rigel.
Mira Ceti: stella di tipo spettrale M, appartenendo alla costellazione della balena. È il prototipo delle stelle variabile di lungo periodo, con ampiezze e periodi irregolari.
Mirach o Mirak: stella di tipo spettrale M e magnitudo 2.4, appartenendo alla costellazione di Andromeda.
Alfa Persei: stelle della costellazione di Perseo. Appartiene alla classe spettrale F e ha una magnitudine di 1,9.
Mizar: stella doppia zeta dell'Orsa maggiore, che insieme a Alcor costituisce un paio visibile in un colpo d'occhio. Appartiene al tipo spettrale A ed ha una magnitudo di 2.4. Si compone di due componenti disuguale con un gap di 14,5 °.
Perla: stelle della costellazione della corona del Nord, situata a 72 anni luce dalla terra. Ha un partner che si rivolge al suo intorno con un'emivita di 17,4 giorni.
Polluce o Pollux: stelle appartenenti alla costellazione dei gemelli, situato a 35 anni luce, con una magnitudo di 1.2 e una luminosità di circa 34 volte maggiore di quello del sole.
Procion: stelle della costellazione del minore può, trova 11 anni luce dalla terra ed appartiene al tipo spettrale F. Con una magnitudo pari a 0,5, e presenta un notevole movimento (1.25 "all'anno) e forma un sistema binario con una compagna di magnitudine 13,5.
Regulus: stelle della costellazione del Leone, situato a 67 anni luce dalla terra. Si ha una magnitudine di 1.3 e appartiene al tipo spettrale b.
Rigel: b stella della costellazione di Orione, situata a 540 anni luce dalla terra. Si ha una magnitudine di 0,34 e appartiene al tipo spettrale b.
Lira di RR: stella variabile, prototipo del tipo di stella pulsante końca.
Rukbah: stella di magnitudo 2.8 appartenendo alla costellazione di Cassiopea.
Scheat: stelle della costellazione di Pegaso, di magnitudo 2.6 b e appartiene al tipo spettrale M.
Schedir, Shedar o Shadar.: stelle della costellazione di Cassiopea. È una variabile appartenenti al tipo spettrale K, cui grandezza oscilla tra 2.1 e 2.6.
Sirio: stella del maggiore può, il più luminoso nel cielo (magnitudine 1.58). Appartiene al tipo spettrale A e formare un doppio set con un'altra nana bianca stella (Sirio B), 50 anni.
Sirrah: stelle della costellazione di Andromeda, di magnitudo 2.2 e appartiene al tipo spettrale a.
Tolimán: stelle della costellazione del Centauro. È un sistema duale, in cui uno dei componenti è molto simile al sole.
Trapezio: stelle più q della costellazione di Orione, di cui quattro componenti principali hanno magnitudine 6, 7, 7 e 7.5, immersi nella grande nebulosa di Orione (M 42).
Vega: stelle della costellazione della Lira, la più brillante del cielo del Nord. Situato a 26 anni luce dalla terra, appartiene per il tipo spettrale A e ha una magnitudine di 0,14. Ed era Polaris 14.000 anni fa, sarà nuovamente all'interno di 12.000.
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Evoluzione delle stelle

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Stelle si evolvono nel corso di milioni di anni. Essi sono nato quando si accumula una grande quantità di materia in un spazio. Il materiale è compresso e si riscalda fino a si avvia una reazione nucleare, consumando materia, trasformandola in energia. Piccole stelle trascorrere lentamente e durano più a lungo rispetto a quelle più grandi.
Teorie sull'evoluzione delle stelle si basano su prove da studi degli spettri legati alla luminosità. Le osservazioni mostrano che molte stelle sono classificati come sia una sequenza regolare in cui i più brillanti sono più caldi e i più piccoli, il più freddo.
Questa serie di stelle formarono un gruppo noto come il diagramma di sequenza principale noto come un diagramma Hertzsprung - Russell temperatura-luminosidad. Altri gruppi di stelle che appaiono nel diagramma includono il sopraccennato gigante e stelle nane.

La vita di una stella

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Il ciclo di vita di una stella inizia come una grande massa di gas relativamente freddo. La contrazione del gas aumenta la temperatura all'interno della stella fino a 1.000.000 ° C. A questo punto prendere posto reazioni nucleari, cui il risultato è che i nuclei degli atomi di idrogeno si combinano con il deuterio per formare nuclei di elio. Questa reazione rilascia grandi quantità di energia e si ferma la contrazione della stella. Per un po' sembra che si stabilizza.
Ma quando si termina il rilascio di energia, contrazione inizia nuovamente e la temperatura della stella torna ad per aumentare. Momento inizia una reazione tra idrogeno, litio e altri metalli leggeri presenti nel corpo della stella. Nuova energia è rilasciata e la contrazione si arresta.
Quando litio e altri materiali leggeri consumati, riprende la contrazione e la stella entra in fase finale di sviluppo in cui l'idrogeno diventa elio a temperature molto elevate grazie all'azione catalitica di carbonio e azoto. Questa reazione termonucleare è caratteristica della sequenza principale della stella e continua fino a quando ha consumato tutto l'idrogeno non esiste.
La stella diventa una gigante rossa e raggiunge la dimensione più grande quando tutto l'idrogeno centrale è diventato elio. Se ancora splende, la temperatura al cuore deve salire abbastanza per produrre la fusione di nuclei di elio. Durante questo processo è probabile che la stella diventa molto più piccolo e, quindi, più denso.
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Quando ha indossato fuori tutte le possibili fonti di energia nucleare, si contrae nuovamente e diventa una nana bianca. Questa fase finale può essere contrassegnata da esplosioni, noti come "novas". Quando una stella è liberata dal suo esterno esplodendo come nova o supernova, restituisce agli elementi medi interstellari più peso di idrogeno che è sintetizzato all'interno.
Future generazioni di stelle formate da questo materiale inizierà la sua vita con un assortimento di elementi più pesanti rispetto alle generazioni precedenti. La stella che gettano i suoi strati esterni in modo non-esplosivo diventare nebulose planetarie, vecchia stella circondata da sfere di gas che si irradiano in una molteplicità di lunghezze d'onda.

Stelle di buco nero

Stelle con una massa molto più che del sole hanno una più rapida evoluzione, di alcuni milioni di anni dalla sua nascita all'esplosione di una supernova. I resti della stella possono essere una stella di neutroni.
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Tuttavia, c'è un limite alla dimensione delle stelle di neutroni, oltre che questi corpi sono costretti a contratto fino a diventare un buco nero, che non può sfuggire nessuna radiazione.
Tipici stelle come il sole possono persistere per molti miliardi di anni. La destinazione finale dei nani da massa bassa è sconosciuta, tranne che cessa di irradiare sensibilmente. È probabile che diventano cenere o neri nani.
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Stelle doppie

Le stelle doppie (o binarie) sono molto frequenti. Una stella doppia è una coppia di stelle che sono tenuti insieme dalla forza di gravitazione e ruotare attorno al loro centro comune.
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I periodi orbitali che vanno dai minuti nel caso di coppie molto vicine fino a migliaia di anni nel caso di coppie distanti, dipendono la separazione tra le stelle e le loro rispettive masse.
Ci sono anche sistemi multipli-della stella in cui tre o quattro stelle ruotano in percorsi complessi. Lira sembra una stella doppia, ma attraverso un telescopio è possibile vedere come ciascuno dei due componenti è un sistema binario.
L'osservazione delle orbite delle stelle doppie è il metodo solo diretto che gli astronomi hanno a pesare le stelle.
Per coppie vicine, la sua attrazione gravitazionale può distorcere la forma delle stelle, ed è possibile flusso di gas da una stella a altra in un processo chiamato "trasferimento delle masse".
Attraverso il telescopio è detectean molte stelle doppie che sembrava semplice. Tuttavia, quando sono molto vicini, vengono rilevate solo se studiamo la sua luce attraverso spettroscopia. Quindi gli spettri di due stelle sguardo e il suo movimento possono essere dedotto dall'effetto Doppler in due spettri. Queste coppie sono chiamate binarie spettroscopiche.
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La maggior parte delle stelle che vediamo nel cielo sono doppia o anche più. Occasionalmente, una delle stelle di un sistema duale può nascondere l'altro quando osservato dalla terra, che conduce a un binario eclipsante.
Nella maggior parte dei casi, si ritiene che i componenti di un sistema di doppia provenuto allo stesso tempo, anche se a volte, una stella può essere catturata dal campo gravitazionale di un altro nelle aree ad alta densità stellare, come ammassi stellari, dando vita al sistema di doppio.
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Stelle variabili

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Questo concetto comprende qualsiasi stella cui luminosità, visto dalla terra non è costante. Possono essere stelle cui emissione di luce in realtà oscilla - intrinsexas-, o stelle cui luce viene interrotta nel loro cammino verso la terra, di un'altra stella o una nuvola di polvere interstellare, chiamate variabile estrinseche.
Cambiamenti dell'intensità della luce nelle variabili intrinseche è a causa di pulsazioni nella dimensione della stella (pulsante variabili) o alle interazioni tra i componenti di una stella doppia. Alcune altre variabili intrinseche non rientra in nessuna di queste due categorie.
Il tipo di variabile estrinseca solo frequente è la chiamata di "binario eclipsante". È una stella doppia composta da due stelle prossime che trascorrono regolarmente uno davanti a altra. ALGOL è l'esempio più famoso. Il binario eclipsantes costituiscono quasi il 20% di stelle variabili conosciute.

Końca variabile

Il końca sono coppie orientate così, periodicamente, sono eclissato l'uno a altro. Probabilmente gli esempi più noti sono la variabile końca, cui indicacan di impulso periodico inviato sua luminosità, pertanto costituiscono un importante riferimento per la misurazione delle distanze nello spazio.
I periodi di pulsazione variano tra un giorno e circa quattro mesi, e le loro variazioni di luminosità possono essere compreso tra 50 e 600% tra il massimo ed il minimo. Il suo nome deriva dal suo prototipo o rappresentante star, Delta Cefei.
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Il rapporto tra luminosità media e il periodo di pulsazione è stato scoperto nel 1912 da Henrietta S. Leavitt ed è conosciuto come periodo-luminosidad. Leavitt trovato che la luminosità di un cefeida aumenta in proporzione al suo periodo di impulso.
Così, gli astronomi possono determinare la luminosità intrinseca di un cefeida semplicemente misurando il periodo di pulsazione. La luminosità apparente di una stella nel cielo dipende dalla sua distanza dalla terra; Confrontando questa luminosità con distanza intrinseca luminosità che è può essere determinato. Così, il końca può essere utilizzato come indicatori delle distanze sia all'interno che all'esterno della Via Lattea.
Ci sono due tipi di końca. I più comuni sono chiamati końca classico e altri, vecchio e debole, sono conosciuti come stelle W Virginis. I due tipi hanno diverse relazioni periodo-luminosidad.
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Novas e supernove

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Novas e supernove sono stelle che esplodono rilasciando parte del loro materiale nello spazio. Per un tempo variabile, la sua luminosità aumenta drammaticamente. Sembra che una nuova stella è nata.
Una nova è una stella che aumenta notevolmente la sua luminosità improvvisamente e poi lentamente impallidisce, ma può continuare ad esistere per qualche tempo. Una supernova, ma l'esplosione distrugge o altera la stella. Le supernovae sono molto più rare di novae, osservati abbastanza frequentemente nelle foto.
Novae e le supernovae forniscono materiali all'universo che verrà utilizzato per formare nuove stelle.

Novas, nuove stelle?

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Precedentemente, una stella che apparve a colpire dove non c'era niente, si chiamava nova, o "nuova stella". Ma questo nome non è corretto, poiché queste stelle hanno esistito molto prima che si potevano vedere in un colpo d'occhio.
Forse apparire novae 10 o 12 all'anno nella Via Lattea, ma alcuni sono troppo lontani per vedere o materia interstellare oscura li.
A novae li si verifica più facilmente in altre galassie vicine che nella nostra. Una nova aumentata in diverse migliaia di volte la luminosità originale in pochi giorni o ore. Dopo entra in un periodo di transizione, durante il quale impallidisce e splendere cobra nuovamente; a partire da lì impallidisce gradualmente fino a raggiungere il livello di luminosità originale.
Novae sono protagonisti in un tardo periodo di evoluzione. Esplodono perché loro strati esterni hanno formato un eccesso di elio attraverso reazioni nucleari e si espande con troppa velocità deve essere contenuto. La stella dice addio all'esplosivo una piccola frazione della sua massa come uno strato di gas, aumenta la sua luminosità e quindi normalizza.
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La stella che rimane è una nana bianca, il più piccolo membro di un sistema binario soggetta a una diminuzione continua della materia a favore la stella più grande. Questo fenomeno accade con novae nane, che presentano ripetutamente a intervalli regolari.

Supernove

Esplosione di una supernova è più spettacolare e distruttiva di una nova e molto più rari. Questo è molto raro nella nostra galassia, e nonostante la sua incredibile aumento di luminosità, pochi può essere visto ad occhio nudo.
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Fino a 1987 aveva identificato soltanto tre nel corso della storia. Il più noto è che è emerso nel 1054 e cui resti sono noti come la nebulosa del granchio.
Supernove, come pure il novas, è visti più frequentemente in altre galassie. Così, la supernova più recente, che è comparso nell'emisfero australe il 24 febbraio 1987, emerse in un satellite Galaxy, la grande nube di Magellano. Questa supernova, che ha caratteristiche insolite, è oggetto di un intenso studio astronomico.
Le stelle molto grandi esplodono nelle ultime fasi della loro rapida evoluzione, come risultato del collasso gravitazionale. Quando la pressione creata dai processi nucleari, già non può sopportare il peso degli strati esterni e la stella esplode. Si chiama supernova di tipo II.
Un primo tipo supernova si pone simili a una nova. È un membro di un sistema binario che riceve il flusso di carburante mediante l'acquisizione di materiale, compagni.
Di esplosione di una supernova sono pochi resti, fatta eccezione per lo strato di gas che si espande. Un esempio famoso è la nebulosa del granchio; nel suo centro c'è una pulsar, o stella di neutroni che ruota ad alta velocità.
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Quasar

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I quasar sono oggetti distanti che emettono grandi quantità di energia, simile alla radiazione di stella. I quasar sono centinaia di miliardi di volte più luminose delle stelle. Possibilmente, sono buchi neri che emettono forti radiazioni quando catturano stelle o gas interstellare.
La luce che percepiamo occupa una gamma molto ristretta dello spettro elettromagnetico, e non tutti i corpi cosmici emettono la maggior parte della propria radiazione sotto forma di luce visibile. Con lo studio delle onde radio, radioastronomers ha cominciato a localizzare sorgenti radio potente che non sempre corrispondono all'oggetto visibile.
La parola quasar è un acronimo per sorgenti quasi stellar radio (quasi stellar radio sources).

Identificazione dei quasar

Sono stati identificati nel 1950. Più tardi visto che hanno mostrato uno spostamento maggiore di qualsiasi altro oggetto noto rosso. La causa era l'effetto Doppler, che si muove verso lo spettro rosso quando gli oggetti si allontanano.
Il primo studiato quasar, 3C 273 è 1,5 miliardi anni luce di terra. Dal 1980, è state individuate migliaia di Quasar. Alcuni allontanarsi da noi alla velocità di 90% della luce.
Quasar sono stati scoperti a 12 miliardi di anni luce di terra. Questo è all'incirca l'età dell'universo. Nonostante le enormi distanze, l'energia che viene in alcuni casi è molto grande. Ad esempio, il s50014 + 81 è circa 60.000 volte più luminoso di tutta la Via Lattea.
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Il più spettacolare dei quasar non è la sua lontananza, ma che potrebbero essere visibili. Quasar deve essere brillante come 1.000 galassie insieme così può apparire come una debole stella, se la luce è migliaia di milioni di anni. Ma ancora più sorprendente è il fatto che questa enorme energia proviene da una regione di dimensioni non superiori a un anno luce (meno di un millesimo delle dimensioni di una galassia normale). La luminosità dei quasar varia con periodi di alcuni mesi, pertanto, la dimensione deve essere inferiore alla distanza che la luce viaggia in quel tempo.
In un primo momento, gli astronomi non hanno visto alcun rapporto tra il quasar e galassie, ma il divario tra questi due tipi di oggetti cosmici ha riempito lentamente per scoprire galassie cui nuclei presentano somiglianze con i quasar. Oggi, si pensa che i quasar sono nuclei di galassie molto giovani, e attività nel nucleo di una galassia diminuisce nel tempo, anche se non scompare affatto.
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Pulsar

Le pulsar sono sorgenti di onde radio che vibrano con periodi regolari. Vengono rilevati da radiotelescopi.
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La parola Pulsar è l'acronimo di "sorgente radio pulsante", pulsante sorgente radio. Necessaria una precisione straordinaria orologi per rilevare i cambiamenti di ritmo e solo in alcuni casi.
Gli studi indicano che una pulsar è una piccola stella di neutroni rotante ad alta velocità. La più conosciuta è la nebulosa del granchio. La sua densità è così grande che, in loro, l'argomento delle dimensioni di una penna a sfera ha una massa di circa 100.000 tonnellate. Essi emettono una grande quantità di energia.
Campo magnetico, molto intenso, è concentrata in una piccola area. Questo accelera e rende per emettere un fascio di radiazione che riceviamo qui, come le onde radio attraverso telescopi.
Le pulsar sono stati scoperti nel 1967 da Jocelyn Bell e Anthony Hewish in radioastronomia dell'Osservatorio di Cambridge. Molte stelle palpitazione sono noti, ma solo due, premendo il granchio e la stampa di vela, emettere impulsi visibili rilevabili. È noto che questi due anche emettere impulsi di raggi gamma e uno, il granchio, inoltre emette impulsi di raggi x.
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La regolarità degli impulsi è fenomenale: osservatori ora possono prevedere i tempi di arrivo degli impulsi in anticipo di un anno, con una precisione migliore di un millisecondo.
I pulsanti sono stelle di neutroni fortemente magnetizzati. La rapida rotazione, pertanto, li rende potenti generatori, in grado di accelerare particelle cariche alle energie di milioni di volt miliardi.
Queste particelle cariche sono responsabili per il fascio di radiazioni in radio, luce, raggi x e raggi gamma. Suo potere deriva dalla rotazione della stella, che deve pertanto essere velocità di abbassamento. Questa diminuzione della velocità può essere rilevata come un allungamento del periodo di impulsi.

Dove sono le pulsar?

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Le pulsar sono state trovate principalmente nella Via Lattea. Un conteggio completo è impossibile, poiché si Pulsar debole solo può essere rilevato se sei vicino.
Radio sondaggi hanno già coperto quasi l'intero cielo. Le distanze possono essere misurate da un ritardo nel tempo di arrivo degli impulsi osservato nelle frequenze radio; il ritardo dipende dalla densità degli elettroni nel gas interstellare e distanza percorsa.
Estrapolando da questo piccolo campione delle pulsar rilevabile, si stima che ci sono almeno 200.000 Pulsar nella nostra galassia. Considerando che tali Pulsar cui travi faro non spazzano nella nostra direzione, la popolazione totale dovrebbe raggiungere 1 milione.
Ogni pulsar emette per circa 4 milioni di anni; Dopo questa volta hai perso così tanta energia rotazionale che non può produrre impulsi radio rilevabile. Se sappiamo che la popolazione totale (1.000.000) e la vita (4.000.000 anni), possiamo dedurre che un nuovo sciopero dovrebbe nascere ogni quattro anni, assumendo che la popolazione rimane stabile.
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Recentemente trovato Pulsar in un ammasso globulare. Si pensa che era stato addestrati là dall'accrescimento di materia in nane bianche che fanno parte di sistemi binari.
Altre Pulsar sono nato in esplosioni di supernova. Se tutte le pulsar li nati in esplosioni di supernova, potremmo predire che ci dovrebbe essere una supernova nella nostra galassia ogni quattro anni, ma questo non è ancora chiaro.
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Buchi neri

I cosiddetti buchi neri sono corpi con un campo gravitazionale molto grande, enorme. Non può sfuggire nessuna radiazione elettromagnetica o luce, perché sono neri. Sono circondati da un "bordo" sferico che permette alla luce tra ma non uscita.
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Ci sono due tipi di buchi neri: corpi di alta densità e bassa massa concentrata in un piccolo spazio e organismi di bassa densità ma molto grande massa, come nei centri delle galassie.
Se la massa di una stella è più di due volte quella del sole, arriva un momento nel vostro ciclo che non solo neutroni possono resistere a gravità. La stella collassa e diventa un buco nero.

Stephen Hawking e i coni di luce

Lo scienziato britannico Hawking ha dedicato molto del suo lavoro allo studio dei buchi neri. Nel suo libro storia del tempo spiega come, una stella che sta crollando, i coni di luce che emettono cominciano a incurvarsi nella superficie della stella.
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Per essere piccolo, cresce il campo gravitazionale e coni di luce sono inclini sempre più, fino a quando non possono nascondere. La luce si spegne e diventa completamente nera.
Se un componente di una stella binaria diventa un buco nero, prendendo il suo materiale di partner. Quando Eddy tratta al foro, si muove così velocemente che emette raggi x. Così, anche se non si può vedere, può essere rilevato dai loro effetti sulla questione nelle vicinanze.
I buchi neri non sono eterni. Anche se nessuna radiazione non sfugge, sembra che possono farlo qualche atomica e delle particelle subatomiche.
Qualcuno che osservata la formazione di un buco nero dall'esterno, sarebbe una stella piccola, rossa fino a quando, infine, sarebbe scomparso. Sua influenza gravitazionale, tuttavia, sarebbe rimasta intatta.
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Come è accaduto nel Big Bang, una singolarità, cioè le leggi fisiche è dato anche buchi neri e il non potere predittivo. Di conseguenza, qualsiasi esterno osservatore, se presente, potrebbe vedere cosa succede all'interno.
Le equazioni che tentano di spiegare una singolarità, come avviene nei buchi neri, è necessario prendere in considerazione lo spazio e il tempo. La singolarità si trovano sempre in passato dell'osservatore (come il Big Bang) o in futuro (ad esempio di collassi gravitazionali), ma mai nel presente. Questa ipotesi curiosa è conosciuta con il nome di censura cosmica.
Recuperato per scopi didattici autorizzati da: Astronomía: Tierra, Sistema Solar y Universo