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

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

Stelforma regiono en la Granda Magelana Nubo

Stelo estas astro lumanta per propra lumo.

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.

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 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.

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.

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.

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.

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.

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^[1].

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.

Aldebarano - Algolo - Altairo - Antareso - Arkturo - Betelĝuzo - Denebo - Fomalhaŭto - Hijadoj - Kaprino - Plejadoj - Polukso - Polusa Stelo - Prociono - Reĝeto (Reguluso) - Riĝelo - Siriuso - Spiko - Suno - Upsilon Andromedae - Vego

• Blanka nano
• Diagramo de Hertzsprung-Russell
• Galaksio
• Kelkopa stelo
• Klasigo de steloj
• Konstelacio
• Neŭtrona stelo
• Nigra truo
• Ruĝa giganto
• Ruĝa nano
• Ruĝa supergiganta stelo
• Stelamaso

• Gribbin, John. (2001) Stardust: Supernovae and Life – The Cosmic Connection. Yale University Press. ISBN 978-0-300-09097-0.

• Hawking, Stephen. (1988) A Brief History of Time. Bantam Books. ISBN 978-0-553-17521-9.

• Pickover, Cliff. (2001) The Stars of Heaven. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-514874-9.

• Юнгельсон, Лев. Сверхгиганты (ruse) (elektronika). Большая Российская энциклопедия (20). Arkivita el la originalo je 2024-01-10. Alirita 2024-01-10 . “Юнгельсон”.

Portalo pri Astronomio

1. ↑ Юнгельсон 2023.