Saltu al enhavo

Stelo

Redakti ligilojn
El Vikipedio, la libera enciklopedio
Ĉi tiu artikolo temas pri astro eliganta lumon. Por neoficiala monunuo rigardu la paĝon Stelo (monunuo). Por renkontiĝo "STELO" legu la artikolon Listo de Esperanto-renkontiĝoj de Sovetunio. Koncerne aliajn signifojn aliru la apartigilon Stelo (apartigilo).
Stelo
speco de astro vd
speco de astro
Fizikaj ecoj
v • d • r
Duobla stelo Albireo.
Bildo de la Suno, flava nano, la plej proksima al la Tero
Stelformacia regiono en la Granda Magelana Nubo

Stelo estas astro lumanta per propra lumo. Laŭ PIV stelo estas "memlumanta astro, kiu, escepte de Suno, pro malproksimegeco nudokule aperas kiel hela punkto sen mezurebla diametro".[1] Stelo estas luma sferoido de plasmo kuntenita pere de mem-gravito.[2] La observebla universo enhavas ĉirkaŭkalkule 1022 ĝis 1024 stelojn. Nur ĉirkaŭ 4 000 el tiuj steloj estas videblaj nudokule ene de la galaksio Lakta Vojo.[3]

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 ĉeestas ĉiuj koloroj, sed la plej forta emisio okazas en la ondolongo (aŭ koloro), kiu dependas de la temperaturo de 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 aspektas flava, 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 estas fuzio de atomaj kernoj: la protonoj kaj neŭtronoj de du atomoj kuniĝas por formi unu atomon el alia elemento. Troa maso iĝas energio laŭ la formulo de Albert Einstein: E=mc2.

Observohistorio

[redakti | redakti fonton]

Historie, steloj estis gravaj por civilizoj tra la tuta mondo. Ili estis parto de religiaj praktikoj, aŭguraj ritoj, mitologio, uzataj por ĉielaj navigacio kaj orientiĝo, por marki la paŝon de sezonoj kaj por difini kalendarojn.

Fruaj astronomoj rekonis diferencon inter "fiksaj steloj", kies pozicio sur la ĉiela sfero ne ŝanĝiĝas, kaj "vagantaj steloj" (planedoj), kiuj moviĝas rimarkeble relative al la fiksaj steloj dum tagoj aŭ semajnoj.[4] Multaj antikvaj astronomoj kredis, ke la steloj estis konstante fiksaj al ĉiela sfero kaj ke ili estis neŝanĝeblaj. Laŭ konvencio, astronomoj grupigis elstarajn stelojn en stelarojn kaj konstelaciojn kaj uzis ilin por spuri la movojn de la planedoj kaj la konkludita pozicio de la Suno.[5] La moviĝo de la Suno kontraŭ la fonaj steloj (kaj la horizonto) estis uzata por krei kalendarojn, kiuj povus esti uzataj por reguligi agrikulturajn praktikojn.[6] La gregoria kalendaro, nuntempe uzata preskaŭ ĉie en la mondo, estas suna kalendaro bazita sur la angulo de la rotacia akso de la Tero rilate al ĝia loka stelo, la Suno.

La plej malnova precize datita stelmapo estis la rezulto de antikvegipta astronomio en 1534 a.n.e. [7] La plej fruaj konataj stelkatalogoj estis kompilitaj fare de la antikvaj babilonaj astronomoj de Mezopotamio en la fino de la 2-a jarmilo a.n.e., dum la Kasita Periodo (ĉirkaŭ 1531 a.n.e. – ĉirkaŭ 1155 a.n.e.).[8]

Alternative text
Steloj en nokta ĉielo.

La unua stelkatalogo en antikvgreka astronomio estis kreita de Aristilo proksimume ĉirkaŭ 300 a.n.e., kun la helpo de Timoĥaro.[9] La stelkatalogo de Hiparko (2a jarcento a.n.e.) inkludis 1 020 stelojn, kaj estis uzita por komponi la stelkatalogon de Ptolemeo.[10] Hiparko estis konata pro la malkovro de la unua registrita novao (nova stelo).[11] Multaj el la nomoj de konstelacioj kaj de steloj uzataj nuntempe devenas el la antikvgreka astronomio.

Malgraŭ la ŝajna neŝanĝebleco de la ĉielo, ĉinaj astronomoj konsciis, ke novaj steloj povus aperi.[12] En 185 n.e., ili estis la unuaj kiuj observis kaj skribis pri supernovao, nun konata kiel SN 185.[13] La plej brila stela evento en registrita historio estis la supernovao SN 1006, kiu estis observita en 1006 kaj priskribata de la egipta astronomo Ali ibn Ridŭan kaj pluraj ĉinaj astronomoj.[14] La supernovao SN 1054, kiu naskis la Krabo-Nebulozon, ankaŭ estis observita de ĉinaj kaj islamaj astronomoj.[15][16][17]

Mezepokaj islamaj astronomoj donis arablingvajn nomojn al multaj steloj, kiuj estas ankoraŭ uzataj nuntempe kaj ili inventis nombrajn astronomiajn instrumentojn kiuj povis kalkuli la poziciojn de la steloj. Ili konstruis la unuajn grandajn observatoriajn esplorinstitutojn, ĉefe por produkti Zij stelkatalogojn.[18] Inter tiuj, la Libro pri fiksaj steloj (964) estis verkita de la persa astronomo Abd al-Rahman al-Sufi, kiu observis nombrajn stelojn, stelamasojn (kiel la Omicron Velorum kaj la Stelamaso de Brocchi) kaj galaksiojn (kiel la Andromeda galaksio).[19] Laŭ A. Zahoor, en la 11-a jarcento, la persa polimata fakulo Abu Rajhan Biruni priskribis la galaksion Laktan Vojon kiel amaso de fragmentoj kiuj havas la proprecojn de nebulozaj steloj, kaj donis la latitudojn de kelkaj steloj dum luna eklipso en 1019.[20]

Laŭ Josep Puig, la alandalusa astronomo Ibn Bajjah proponis, ke la Lakta Vojo estis formita de tiom multaj steloj kiuj preskaŭ tuŝis sin unu la alian kaj aperis kiel kontinua bildo pro la efiko de refrakto el subluna materialo, citante sian observadon de la konjunkcio de Jupitero kaj Marso en la 500a AH (1106/1107 n.e.) kiel pruvo.[21]

Fruaj eŭropaj astronomoj kiel Tycho Brahe identigis novajn stelojn en la nokta ĉielo (poste terminigitaj novae), sugestante, ke la ĉieloj ne estis neŝanĝeblaj. En 1584, Giordano Bruno sugestis, ke la steloj estas kiel la Suno, kaj povas esti aliaj planedoj, eble eĉ kiel la Tero, orbitantaj ĉirkaŭ ili,[22] ideo kiu jam estis sugestita antaŭe fare de la antikvaj grekaj filozofoj, Demokrito kaj Epikuro,[23] kaj de la mezepokaj islamaj kosmologoj[24] kiel Faĥr al-Din al-Razi.[25] Ĉirkaŭ la sekva jarcento, la ideo de steloj estantaj same kiel la Suno estis atingante interkonsentojn inter astronomoj. Por klarigi kial tiuj steloj ne suferas gravitan forton al la Suna Sistemo, Isaac Newton sugestis, ke la steloj estas egale distribuataj en ĉiu direkto, ideo instigita de la teologo Richard Bentley.[26]

Oni interpretis modelojn kaj bildojn en la steloj ekde antikveco.[5] Tiu bildo de 1690 de la konstelacio Leono, estas de Johannes Hevelius.[27]

La itala astronomo Geminiano Montanari registris observojn de variaĵoj en lumeco de la stelo Algol en 1667. Edmond Halley publikigis la unuajn mezurojn de la propra movo de paro de apudaj "fiksaj" steloj, pruvante, ke ili estis ŝanĝintaj poziciojn ekde la epoko de la antikvaj grekaj astronomoj Ptolemeo kaj Hiparko.[22]

William Herschel estis la unua astronomo kiu klopodis por determini la distribuadon de steloj en la ĉielo. Dum la 1780-aj jaroj, li establis serion de mezuriloj en 600 direktoj kaj nombris la stelojn observitajn laŭ ĉiu vidlinio. El tio, li deduktis, ke la nombro da steloj konstante pliiĝis direkte al unu flanko de la ĉielo, en la direkto de la kerno de la Lakta Vojo. Lia filo John Herschel ripetis tiun studon en la suda hemisfero kaj trovis respondan pliiĝon en la sama direkto.[28] Aldone al siaj aliaj atingoj, William Herschel estas konata pro sia eltrovo ke kelkaj steloj ne simple kuŝas laŭ la sama vidlinio, sed estas fizikaj kunuloj kiuj formas binarajn stelsistemojn.[29]

La scienco de stela spektroskopio estis iniciatita fare de Joseph von Fraunhofer kaj Angelo Secchi. Komparante la spektrojn de steloj kiel Siriuso kun la Suno, ili trovis diferencojn en la forto kaj nombro de siaj absorbaj linioj - la malhelajn liniojn en stelaj spektroj kaŭzitaj de la absorbado de la atmosfero en specifaj frekvencoj. En 1865, Secchi komencis klasifiki stelojn en spektrajn tipojn.[30] La moderna versio de la stela klasifikskemo estis evoluigita fare de Annie J. Cannon dum la fruaj 1900-aj jaroj.[31]

La unua rekta mezurado de la distanco al stelo (61 Cigno je 11,4 lumjaroj) estis farita en 1838 fare de Friedrich Bessel uzante la paralaksan teknikon. Paralaksaj mezuradoj montris la vastan apartigon de la steloj en la ĉielo.[22] Observado de duoblaj steloj akiris kreskantan gravecon dum la 19-a jarcento. En 1834, Friedrich Bessel observis ŝanĝojn en la propra movo de la stelo Siriuso kaj konkludis kaŝitan kunulon. Edward Pickering malkovris la unuan spektroskopan binaron en 1899 kiam li observis la periodan disigon de la spektraj linioj de la stelo Mizaro en periodo de 104 tagoj. Detalaj observaĵoj de multaj binaraj stelsistemoj estis kolektitaj fare de astronomoj kiel ekzemple Friedrich Georg Wilhelm von Struve kaj S. W. Burnham, ebligante la determinadon de la masoj de steloj per komputado de enorbitaj elementoj. La unua solvo al la problemo de derivado de orbito de binaraj steloj pere de teleskopaj observoj estis farita fare de Felix Savary en 1827.[32]

En la dudeka jarcento okazis ĉiam pli rapidaj progresoj en la scienca studo de steloj. La fotografio fariĝis valora astronomia ilo. Karl Schwarzschild malkovris, ke la koloro de stelo kaj, tial, ĝia temperaturo, povus esti determinitaj komparante la videblan grandecon kontraŭ la fotografia grandeco. La evoluo de la fotoelektra fotometro ebligis precizajn mezuradojn de magnitudo je multoblaj ondolongaj gamoj. En 1921 Albert A. Michelson faris la unuajn mezuradojn de stela diametro uzante interferometron per la Hooker-teleskopo ĉe la Observatorio de Monto Wilson.[33]

Infraruĝa bildo el la Kosmoteleskopo Spitzer de la NASA montranta centojn da miloj de steloj en la galaksio Lakta Vojo.

Grava teoria laboro pri la fizika strukturo de steloj okazis dum la unuaj jardekoj de la dudeka jarcento. En 1913, la oni evolugis la Diagramon de Hertzsprung-Russell, propulsante la astrofizikan studon de steloj. Sukcesaj modeloj estis evoluigitaj por klarigi la internojn de steloj kaj la stelan evoluon. Cecilia Payne-Gaposchkin kiel unua proponis, ke steloj estas faritaj ĉefe el hidrogeno kaj heliumo en sia doktoriga disertacio de 1925.[34] La spektroj de steloj estis plue komprenitaj per progresoj en kvantuma fiziko. Ĉi tio ebligis determini la kemian konsiston de la stela atmosfero.[35]

Kun la escepto de maloftaj okazaĵoj kiel ekzemple supernovaoj kaj supernovaj ŝajnigantoj, individuaj steloj estis ĉefe observitaj en la Loka Grupo,[36] kaj precipe en la videbla parto de la Lakta Vojo (kiel pruvite per la detalaj stelkatalogoj haveblaj por la galaksio Lakta Vojo) kaj ĝiaj satelitoj.[37] Individuaj steloj kiel ekzemple Cefeidaj variabloj estis observitaj en la galaksioj M87[38] kaj M100 de la Virga Areto,[39] same kiel lumelsendaj steloj en iuj aliaj relative proksimaj galaksioj.[40] Kun la helpo de gravita lenso, ununura stelo (nomita Ikaro) estis observita je 9 miliardoj da lumjaroj for.[41][42]

La diagramo de Hertzsprung-Russell (H-R diagramo)

[redakti | redakti fonton]

Se oni ordigas la stelojn en diagramo montranta ilian lumecon kontraŭ la spektroklaso (kiu respektivas temperaturon aŭ koloron de 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 la hidrogeno malrapide "brulas" en ilia centro. Ankaŭ nia Suno troviĝas sur la ĉefa sekvenco. Ekzistas aliaj, pli "ekzotikaj", specoj de steloj, kiel blankaj nanoj kaj ruĝaj 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, Hertzsprung kaj Russell, kaj ĝi estas unu el la plej gravaj aparatoj de stela astrofiziko.

La interna strukturo

[redakti | redakti fonton]

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

[redakti | redakti fonton]

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 de energio kaj perdo de maso dum vivo de stelo.

Steloj estas kreataj el la interstela gaso. Gasa nubo ŝrumpas kaj varmiĝas, ŝanĝiĝanta de tre luma, sed malvarma, nubo al malpli luma, sed pli varma, objekto, kiun oni nomas proto-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 propra gravito. 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 nur heliumo - 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 estas ruĝa giganto: ŝvelita stelo, tre maldensa kun grandega diametro, sed relative malalta surfaca temperaturo je ĉirkaŭ 3000-5000 kelvinoj. 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 en karbonon, oksigenon kaj 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 nomiĝas planeduma 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 estas blanka 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 ol tuno.

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 degenera elektrona premo ne povas haltigi la kolapson. En daŭro de sekundoj la tuta kerno de la stelo, kiu konsistas en tiu fazo ĉefe 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 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 tiun fenomenon supernovao (por distingi ĝin de novao - alia fenomeno, kiu iom simile kaŭzas ekbrilon de la stelo, sed multe malpli grandan). Supenovao estas tre malofta fenomeno, kaj en nia Galaksio oni vidas ĝin nur unufoje en kelkcentoj da jaroj. En la jaro 1987 okazis supernovao-eksplodo en la Magelanaj Nuboj (satelita galaksio de la Lakta Vojo); ĉi tiu evento provizis gravajn sciaĵojn kaj konfirmis la teoriajn modelojn.

Nebulozoj kaj pulsaroj

[redakti | redakti fonton]
Pulsara sistemo J0737-3039, artista bildo

La stela materialo disĵetita en la interstelan spacon per supernovao-eksplodo kreas grandan brilan nebulozon. Ekzemple la fama Kraba Nebulozo en la konstelacio Taŭro estis kreita el la supernovao spektita de ĉinaj astrologoj en la jaro 1054. Tamen, ne la tuta stelo disrompiĝas en la eksplodo: restas ĝia densega nukleo, kiu konsistas plejparte el neŭtronoj. 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 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 evidentiĝis, ke temas pri natura fenomeno. La regula signalo venadis de objekto kiu ricevis nomon pulsaro. 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 de supernovaa nebulozo. Oni konstatis, ke la pulsaroj estas ĝuste neŭtronaj steloj postlasitaj de eksplodoj de supernovaoj.

Stela mapo

[redakti | redakti fonton]
Pli detalaj informoj troveblas en artikolo Stela mapo.

Stela mapo aŭ ĉiela mapo estas 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

[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 ĉefa sekvenco, sed pli malgranda al de supergigantoj kaj helaj gigantoj. Gigantoj rilatas al klaso de lumeco II kaj III. Ruĝa giganto estas la fina stato de stelo tiom granda kiom la triono de la Suno ĝis ĉirkaŭ okoble pli granda.

Nana stelo estas stelo de relative eta grandeco kaj malalta lumeco. La plej multaj ĉefsekvencaj steloj estas nanaj steloj. La signifo de la vorto "nano" poste estis etendita al kelkaj stelgrandaj objektoj kiuj ne estas steloj, kaj kompaktaj stelaj restaĵoj kiuj ne plu estas steloj. Malvarmega nano estas stela aŭ substela objekto, kiu havas efikan temperaturon pli malalta ol 2 700 K (2 430 °C; 4 400 °F)[43]. Tiu kategorio de nanaj steloj estis prezentita en 1997 fare de J. Davy Kirkpatrick, Todd J. Henry, kaj Michael J. Irwin. Ĝi origine inkludis tre malalt-masajn M-nanajn stelojn kun M7 spektraj specoj sed poste estis vastigita por ampleksi stelojn intervalantajn de la plej malvarmaj konataj ĝis brunaj nanoj same malvarmetaj kiel T6.5 spektra tipo. Entute, malvarmegaj nanoj reprezentas ĉirkaŭ 15% de la astronomiaj objektoj en la stela najbareco de la Suno[44]. Unu el la plej konataj ekzemploj estas TRAPPIST-1[45].

Arta bildigo de ruĝa nano.

Ruĝa nano estas stelo, kiu estas malgranda kaj pli malvarma kompare al aliaj steloj. Laŭ la diagramo de Hertzsprung-Russell, tiaj steloj el la spektra klaso K malfrua aŭ M estas en la ĉefa sekvenco. Ili apartenas al la granda plimulto el la steloj kaj ilia diametro kaj maso estas malpli ol triono, ol la Suna diametro kaj maso. Ilia temperaturo surfaca estas sub 3.500 K.

Supergiganto estas klaso de helegaj, pezegaj kaj grandegaj steloj. Lumeco de supergigantoj povas superi 106 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[46].

Hela giganto estas speco de steloj, situanta unter branĉoj de supergigantoj kaj gigantoj en diagramo de Hertzsprung-Russell. Apartaĵo de la speco de steloj estas en heleco, komparebla kun ties de supergigantoj, kaj maso (ĝi ne superas kelkajn M⊙), kia ne estas sufiĉa por aparteni ilin al supergigantoj.

Karbona stelo estas speco de kemie specifaj steloj, kies atmosfero enhavas karbonon pli multe ol oksigenon. Karbona stelo estas rezulto de stela evoluo de ruĝaj gigantoj aiŭ pli malofte de ruĝaj nanoj.

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

Kelkaj gravaj steloj

[redakti | redakti fonton]
La stelamaso de la Plejadoj
Aldebarano - Algolo - Altairo - Antareso - Arkturo - Betelĝuzo - Denebo - Fomalhaŭto - Hijadoj - Kaprino - Plejadoj - Polukso - Polusa Stelo - Prociono - Reĝeto (Reguluso) - Riĝelo - Siriuso - Spiko - Suno - Upsilon Andromedae - Vego

Homoj al steloj

[redakti | redakti fonton]

Interstela vojaĝado estas kosma flugado inter du planedsistemoj. Male al interplaneda flugado, kiu estas efektivigata inter du planedoj en planedsistemo ekde la 1960-aj jaroj, interstela vojaĝado restas sciencfikcia temo, pro la grandordo de la distancoj traveturendaj minimume dekmiloble pli granda. Per la teknologioj haveblaj komence de la 21-a jarcento, kiuj dependas de kemiaj propulssistemoj, vojaĝo daŭrus ĉirkaŭ 100 000 jarojn por ke ŝipo atingu la plej proksiman stelon.

Vidu ankaŭ

[redakti | redakti fonton]

Referencoj

[redakti | redakti fonton]
  1. ↑ PIV NPIV Alirita la 20an de marto 2025.
  2. ↑ Temming, Maria (15a de Julio 2014). "What is a star?". AAS Sky Publishing, LLC. Alirita la 22an de Aprilo 2024.
  3. ↑ Grego, Peter; Mannion, David (2010). Galileo and 400 Years of Telescopic Astronomy. Springer New York. ISBN 978-1441955920.
  4. ↑ Ancient Greek Astronomy and Cosmology. The Library of Congress (n.d.). Alirita 28a de Februaro 2022 .
  5. ↑ 5,0 5,1 Forbes, George. (1909) History of Astronomy. London: Watts & Co.. ISBN 978-1-153-62774-0.
  6. ↑ . Other Ancient Calendars. Webexhibits (2008). Alirita 28a de Februaro 2022 .
  7. ↑ (2000) “Dating the Oldest Egyptian Star Map”, gazeto Centaurus' 42 (3), p. 159–179. doi:10.1034/j.1600-0498.2000.420301.x. Bibkodo:2000Cent...42..159V. Alirita 2007-10-21.. 
  8. ↑ North, John. (1995) The Norton History of Astronomy and Cosmology. New York and London: W.W. Norton & Company, p. [htt://archive.org/details/nortonhistoryofa0000nort/e/30 30–31]. ISBN 978-0-393-03656-5.
  9. ↑ Murdin, P.. (2000) “Aristillus (c. 200 BC)”, Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. doi:10.1888/0333750888/3440. ISBN 978-0-333-75088-9.
  10. ↑ Grasshoff, Gerd. (1990) The history of Ptolemy's star catalogue. Springer, p. 1–5. ISBN 978-0-387-97181-0.
  11. ↑ . Astronomy in Ancient Rhodes. Universitato de Ateno, Grekio (2008). Arkivita el la originalo je 7a de Septembro, 2021. Alirita 28a de Februaro, 2022 .
  12. ↑ Clark, D. H.; Stephenson, F. R. (29a de Junio 1981). "The Historical Supernovae". Supernovae: A survey of current research; Proceedings of the Advanced Study Institute. Advanced Study Institute. Cambridge, UK: Dordrecht, D. Reidel Publishing Company. pp. 355–370. Bibcode:1982ASIC...90..355C.
  13. ↑ (2006) “The Guest Star of AD185 must have been a Supernova”, Chinese Journal of Astronomy and Astrophysics 6 (5), p. 635. doi:10.1088/1009-9271/6/5/17. Bibkodo:2006ChJAA...6..635Z. 
  14. ↑ Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star. National Optical Astronomy Observatory (5 March 2003). Arkivita el la originalo je 2a de Aprilo 2003. Alirita 28a de Februaro 2022 .
  15. ↑ Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula. SEDS. University of Arizona (2006-08-30).
  16. ↑ (April 1942) “Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The Ancient Oriental Chronicles”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318), p. 91–94. doi:10.1086/125409. Bibkodo:1942PASP...54...91D. 
    (April 1942) “Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part II. The Astronomical Aspects”, Publications of the Astronomical Society of the Pacific 54 (318), p. 95–104. doi:10.1086/125410. Bibkodo:1942PASP...54...95M. 
  17. ↑ (1983) “Ancient records and the Crab Nebula supernova”, The Observatory 103, p. 106–113. Bibkodo:1983Obs...103..106B. 
  18. ↑ (1962) “Review: The Observatory in Islam and Its Place in the General History of the Observatory by Aydin Sayili”, 'Isis' 53 (2), p. 237–239. doi:10.1086/349558. 
  19. ↑ Jones, Kenneth Glyn. (1991) Messier's nebulae and star clusters. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-37079-0.
  20. ↑ . Al-Biruni. Hasanuddin University (1997). Arkivita el la originalo je 2008-06-26. Alirita 2007-10-21 .
  21. ↑ “Ibn Bajja”, Stanford Encyclopedia of Philosophy.
  22. ↑ 22,0 22,1 22,2 . A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy. NASA HEASARC (2006-08-17). Alirita 2006-08-24 .
  23. ↑ Exoplanets. ESO (2006-07-24). Arkivita el la originalo je 10 October 2008. Alirita 2012-06-15 .
  24. ↑ (1995) “The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization”, Vistas in Astronomy 39 (4), p. 395–403 [402]. doi:10.1016/0083-6656(95)00033-X. Bibkodo:1995VA.....39..395A. 
  25. ↑ (2004) “Fakhr Al-Din Al-Razi on Physics and the Nature of the Physical World: A Preliminary Survey”, Islam & Science 2 (2). Alirita 26a de Majo 2018..  Arkivigite je 2020-01-09 per la retarkivo Wayback Machine
  26. ↑ (1998) “The Value of Archives in Writing the History of Astronomy”, Library and Information Services in Astronomy III 153, p. 207. Bibkodo:1998ASPC..153..207H. Alirita 2006-08-24.. 
  27. ↑ Hevelius, Johannis. (1690) Firmamentum Sobiescianum, sive Uranographia.
  28. ↑ (1870) “Are any of the nebulæ star-systems?”, Nature 1 (13), p. 331–333. doi:10.1038/001331a0. Bibkodo:1870Natur...1..331P. 
  29. ↑ Magill. (1992) Magill's Survey of Science: A-Cherenkov detectors. Salem Press. ISBN 978-0-89356-619-7.
  30. ↑ . Angelo Secchi, S.J. (1818–1878) the Father of Astrophysics. Universitato Fairfield. Arkivita el la originalo je 2011-07-21. Alirita 2006-10-02 .
  31. ↑ Hubeny, Ivan. (2014) Theory of Stellar Atmospheres: An Introduction to Astrophysical Non-equilibrium Quantitative Spectroscopic Analysis. Princeton University Press. ISBN 978-0-691-16329-1.
  32. ↑ Aitken, Robert G.. (1964) The Binary Stars. New York: Dover Publications Inc.. ISBN 978-0-486-61102-0.
  33. ↑ (1921) “Measurement of the diameter of Alpha Orionis with the interferometer”, Astrophysical Journal 53 (5), p. 249–259. doi:10.1086/142603. Bibkodo:1921ApJ....53..249M. 21969744. 
  34. ↑ " Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP. University of California. Arkivita el la originalo je 2005-03-18. Alirita 2013-02-21 .
  35. ↑ Unsöld, Albrecht. (2001) The New Cosmos, 5‑a eldono, New York: Springer, p. 180–185, 215–216. ISBN 978-3-540-67877-9.
  36. ↑ (Julio 2016) “Luminous and Variable Stars in M31 and M33. III. The Yellow and Red Supergiants and Post-red Supergiant Evolution”, The Astrophysical Journal (en) 825 (1), p. 50. doi:10.3847/0004-637X/825/1/50. Bibkodo:2016ApJ...825...50G. 119281102. 
  37. ↑ Brown, A. G. A.; et al. (Gaia collaboration) (2021). "Gaia Early Data Release 3: Summary of the contents and survey properties". Astronomy & Astrophysics. 649: A1. arXiv:2012.01533. Bibcode:2021A&A...649A...1G. doi:10.1051/0004-6361/202039657. S2CID 227254300. (Erratum: doi:10.1051/0004-6361/202039657e).
  38. ↑ (2020) “Clustering of Local Group Distances: Publication Bias or Correlated Measurements? VI. Extending to Virgo Cluster Distances”, The Astrophysical Journal Supplement Series 246 (1), p. 3. doi:10.3847/1538-4365/ab5711. Bibkodo:2020ApJS..246....3D. 207852888. 
  39. ↑ Hubble Space Telescope Measures Precise Distance to the Most Remote Galaxy Yet. Hubble Site (1994-10-26). Alirita 2007-08-05 .
  40. ↑ (2020) “New luminous blue variable candidates in the NGC 247 galaxy”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 497 (4), p. 4834. doi:10.1093/mnras/staa2117. Bibkodo:2020MNRAS.497.4834S. 221451751. 
  41. ↑ Kelly, Patrick L. (2018-04-02). “Extreme magnification of an individual star at redshift 1.5 by a galaxy-cluster lens”, Nature 2 (4), p. 334–342. doi:10.1038/s41550-018-0430-3. Bibkodo:2018NatAs...2..334K. 125826925. 
  42. ↑ . Rare Cosmic Alignment Reveals Most Distant Star Ever Seen. Space.com (2018-04-02). Alirita 2018-04-02 .
  43. ↑ Gillon, Michaël; Jehin, Emmanuël; Lederer, Susan M; Delrez, Laetitia; De Wit, Julien; Burdanov, Artem; Van Grootel, Valérie; Burgasser, Adam J; Triaud, Amaury H. M. J; Opitom, Cyrielle; Demory, Brice-Olivier; Sahu, Devendra K; Bardalez Gagliuffi, Daniella; Magain, Pierre; Queloz, Didier (2016). "Temperate Earth-sized planets transiting a nearby ultracool dwarf star". Nature. 533 (7602): 221–4. arXiv:1605.07211. Bibcode:2016Natur.533..221G. doi:10.1038/nature17448. PMC 5321506. PMID 27135924.
  44. ↑ Cantrell, Justin R.; Henry, Todd J.; White, Russel J. (13 September 2013). "The Solar Neighborhood Xxix: The Habitable Real Estate of Our Nearest Stellar Neighbors". The Astronomical Journal. 146 (4): 99. arXiv:1307.7038. Bibcode:2013AJ....146...99C. doi:10.1088/0004-6256/146/4/99. S2CID 44208180.
  45. ↑ Gillon, Michaël (May 5, 2017). "Ultra-Cool Dwarf Stars May Host Planets With Ultra-Cool Life". Vice.com.
  46. ↑ Юнгельсон 2023.

Aldona literaturo

[redakti | redakti fonton]


Eksteraj ligiloj

[redakti | redakti fonton]
Portala ikonoPortalo pri Astronomio
Bibliotekoj
Elŝutita el "https://eo.wikipedia.org/w/index.php?title=Stelo&oldid=9106686"