Tarkastellaanpa lyhyesti tähtien evoluution päävaiheita.
Muutokset tähden fysikaalisissa ominaisuuksissa, sisäisessä rakenteessa ja kemiallisessa koostumuksessa ajan myötä.
Aineen pirstoutuminen. .
Oletetaan, että tähdet muodostuvat kaasu- ja pölypilven fragmenttien painovoiman puristuessa. Niin kutsutut pallot voivat olla tähtien muodostumispaikkoja.
Pallo on tiheä läpinäkymätön molekyylipöly (kaasu ja pöly) tähtienvälinen pilvi, joka havaitaan valoisten kaasu- ja pölypilvien taustalla tumman pyöreän muodostelman muodossa. Se koostuu pääasiassa molekyylivedystä (H2) ja heliumista ( Hän ) muiden kaasujen molekyylien ja kiinteiden tähtienvälisten pölyhiukkasten seoksena. Kaasun lämpötila pallossa (pääasiassa molekyylivedyn lämpötila) T≈ 10 tuntia 50K, keskimääräinen tiheys n~ 10 5 hiukkasta / cm 3, mikä on useita suuruusluokkia suurempi kuin tiheimmissä tavallisissa kaasu- ja pölypilvissa, halkaisija D~ 0,1 h yksi . pallosten massa M≤ 10 2 × M ⊙ . Jotkut pallot sisältävät nuoria tyyppejä T Härkä.
Pilvi puristuu omalla painovoimallaan painovoiman epävakauden vuoksi, joka voi tapahtua joko spontaanisti tai pilven vuorovaikutuksen seurauksena toisesta läheisestä tähtienmuodostuksen lähteestä tulevan yliäänisen tähtituulivirran iskuaallon kanssa. Myös muut syyt painovoiman epävakauden syntymiseen ovat mahdollisia.
Teoreettiset tutkimukset osoittavat, että olosuhteissa, jotka ovat olemassa tavallisissa molekyylipilvissa (T≈ 10 ÷ 30K ja n ~ 10 2 hiukkasta / cm 3), ensimmäinen voi esiintyä pilvitilavuuksissa, joiden massa on M≥ 10 3 × M ⊙ . Tällaisessa supistuvassa pilvessä on mahdollista edelleen hajoaminen vähemmän massiiviseksi palasiksi, joista jokainen puristuu myös oman painovoimansa vaikutuksesta. Havainnot osoittavat, että galaksissa tähtien muodostumisprosessissa ei synny yksi, vaan ryhmä eri massaisia tähtiä, esimerkiksi avoin tähtijoukko.
Pilven keskialueiden puristuessa tiheys kasvaa, minkä seurauksena tulee hetki, jolloin pilven tämän osan aine muuttuu läpinäkymättömäksi omalle säteilylleen. Pilven suolistossa tapahtuu vakaa tiheä kondensaatio, jota tähtitieteilijät kutsuvat oh.
Aineen pirstoutuminen - molekyylipölypilven hajoaminen pienemmiksi osiin, joista pidemmälle johtaa ulkonäkö.
on tähtitieteellinen kohde, joka on vaiheessa , josta jonkin ajan kuluttua (aurinkomassalle tällä kertaa T ~ 10 8 vuotta) normaali muodostuu.
Kun ainetta putoaa edelleen kaasumaisesta verhosta ytimeen (akkretio), sen massa ja sen seurauksena lämpötila kasvaa niin paljon, että kaasun ja säteilyn painetta verrataan voimiin . Ytimen pakkaus pysähtyy. Muodostettua ympäröi kaasu-pölykuori, joka on optista säteilyä läpäisemätön ja kuljettaa ulos vain infrapuna- ja pitempiaaltoista säteilyä. Tällaista kohdetta (-cocoon) havaitaan voimakkaana radio- ja infrapunasäteilyn lähteenä.
Ytimen massan ja lämpötilan lisääntyessä edelleen valopaine pysäyttää kasautuman ja kuoren jäännökset leviävät ulkoavaruuteen. Näkyviin tulee nuori, jonka fysikaaliset ominaisuudet riippuvat sen massasta ja alkuperäisestä kemiallisesta koostumuksesta.
Syntyvän tähden pääasiallinen energialähde on ilmeisesti painovoiman supistumisen aikana vapautuva energia. Tämä oletus seuraa viriaalilauseesta: stationäärisessä järjestelmässä potentiaalienergian summa E s kaikki järjestelmän jäsenet ja kaksinkertainen liike-energia 2 E to näistä ehdoista on nolla:
E p + 2 E c = 0. (39)
Lause pätee hiukkasjärjestelmille, jotka liikkuvat rajoitetulla avaruuden alueella sellaisten voimien vaikutuksesta, joiden suuruus on kääntäen verrannollinen hiukkasten välisen etäisyyden neliöön. Tästä seuraa, että lämpö (kineettinen) energia on yhtä suuri kuin puolet gravitaatioenergiasta (potentiaalinen). Kun tähti puristuu kokoon, tähden kokonaisenergia pienenee, kun taas gravitaatioenergia pienenee: puolet gravitaatioenergian muutoksesta lähtee tähdestä säteilyn kautta ja tähden lämpöenergia kasvaa toisen puolikkaan seurauksena.
Nuoret pienimassaiset tähdet(jopa kolme aurinkomassaa), jotka ovat matkalla pääsekvenssiin, ovat täysin konvektiivisia; konvektioprosessi kattaa kaikki tähden alueet. Nämä ovat itse asiassa edelleen prototähtiä, joiden keskellä ydinreaktiot ovat vasta alkamassa ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa. Vielä ei ole varmistettu, laskevatko tähdet vakiolämpötilassa. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet muodostavat melkein pystysuoran radan, jota kutsutaan Hayashi-radoksi. Kun pakkaus hidastuu, nuori lähestyy pääjaksoa.
Kun tähti supistuu, degeneroituneen elektronikaasun paine alkaa nousta, ja kun tähti saavuttaa tietyn säteen, supistuminen pysähtyy, mikä pysäyttää supistumisen aiheuttaman keskilämpötilan edelleen kasvun ja sitten sen laskun. . Tähdille, joiden aurinkomassa on alle 0,0767, näin ei tapahdu: ydinreaktioiden aikana vapautuva energia ei koskaan riitä tasapainottamaan sisäistä painetta ja . Tällaiset "alatähdet" säteilevät enemmän energiaa kuin syntyy ydinreaktioiden aikana ja kuuluvat ns. niiden kohtalo on jatkuva supistuminen, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen kaikkien alkaneiden ydinreaktioiden loppuessa.
Nuoret tähdet, joiden massa on keskimääräinen (2 - 8 aurinkomassaa), kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin pienemmät sisarensa, paitsi että niillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä ennen pääsarjaa.
Tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaaniillä on jo normaalien tähtien ominaisuudet, koska ne ovat käyneet läpi kaikki välivaiheet ja pystyneet saavuttamaan sellaisen nopeuden ydinreaktioissa, että ne kompensoivat säteilyn energiahäviötä ytimen massan kertyessä. Näissä tähdissä massan ulosvirtaus on niin suuri, että se ei vain pysäytä molekyylipilven ulompien alueiden romahtamista, jotka eivät vielä ole tulleet osaksi tähteä, vaan päinvastoin sulattaa ne pois. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähden pilven massa.
Pääsarja
Tähden lämpötila nousee, kunnes keskialueilla se saavuttaa arvot, jotka ovat riittävät käynnistämään lämpöydinreaktiot, joista tulee sitten tähden pääenergian lähde. Massiivisille tähdille ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) on vedyn "palaminen" hiilikierrossa; tähdille, joiden massa on yhtä suuri tai pienempi kuin Auringon massa, energiaa vapautuu protoni-protonireaktiossa. siirtyy tasapainovaiheeseen ja ottaa paikkansa Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssissä: suuressa tähdessä ytimen lämpötila on erittäin korkea ( T ≥ 3 × 107 K ), energian tuotanto on erittäin intensiivistä, - pääsekvenssissä se sijaitsee Auringon yläpuolella aikaisen ( O… A , (F )); pienimassaisessa tähdessä ytimen lämpötila on suhteellisen alhainen ( T ≤ 1,5 × 107 K ), energiantuotanto ei ole niin intensiivistä, - pääsekvenssissä se tapahtuu Auringon lähellä tai alapuolella myöhään (( F), G, K, M).
Se viettää pääsekvenssissä jopa 90 % luonnon olemassaololleen myöntämästä ajasta. Aika, jonka tähti viettää pääsarjavaiheessa, riippuu myös massasta. Kyllä, massalla M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O tai B on pääsekvenssivaiheessa noin 10 7 vuotta, kun taas punainen kääpiö K 5, jonka massa M ≈ 0,5 × M ⊙ on pääsekvenssivaiheessa noin 10 11 vuotta, eli aika, joka on verrattavissa Galaxyn ikään. Massiiviset kuumat tähdet siirtyvät nopeasti evoluution seuraaviin vaiheisiin, kylmät kääpiöt ovat pääsekvenssivaiheessa koko galaksin olemassaolon ajan. Voidaan olettaa, että punaiset kääpiöt ovat galaksin populaation päätyyppi.
Punainen jättiläinen (supergiant).
Vedyn nopea palaminen massiivisten tähtien keskialueilla johtaa heliumytimen ilmestymiseen niihin. Kun ytimessä on muutaman prosentin osa vedyn massasta, hiilen reaktio vedyn muuntamisessa heliumiksi pysähtyy melkein kokonaan. Ydin supistuu, mikä johtaa sen lämpötilan nousuun. Heliumytimen painovoiman supistumisen aiheuttaman lämpenemisen seurauksena vety "syttyy" ja energian vapautuminen alkaa ohuessa kerroksessa, joka sijaitsee tähden ja ytimen jatketun kuoren välissä. Kuori laajenee, tähden säde kasvaa, tehollinen lämpötila laskee ja kasvaa. "poistuu" pääsekvenssistä ja siirtyy seuraavaan evoluution vaiheeseen - punaisen jättiläisen vaiheeseen tai, jos tähden massa M > 10 × M⊙ , punaiseen superjättiläiseen vaiheeseen.
Lämpötilan ja tiheyden noustessa helium alkaa "palaa" ytimessä. klo T ~ 2 × 10 8 K ja r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3 käynnistää lämpöydinreaktion, jota kutsutaan kolminkertaiseksi a -prosessi: kolmesta a -hiukkaset (heliumytimet 4 Hän ) muodostuu yksi stabiili hiiliydin 12 C. tähden ytimen massalla M< 1,4 × M ⊙ тройной a - prosessi johtaa energian vapautumisen räjähdysmäiseen luonteeseen - helium-salamaan, joka tietylle tähdelle voidaan toistaa monta kertaa.
Massiivisten tähtien keskialueilla, jotka ovat jättimäisessä tai superjättiläisessä vaiheessa, lämpötilan nousu johtaa hiili-, hiili-happi- ja happiytimien peräkkäiseen muodostumiseen. Hiilen palamisen jälkeen tapahtuu reaktioita, joiden seurauksena muodostuu raskaampaa kemiallisia alkuaineita, mahdollisesti rautaytimiä. Massiivisen tähden jatkokehitys voi johtaa kuoren sinkoutumiseen, tähden leimahdukseen novana tai sen seurauksena sellaisten esineiden muodostumiseen, jotka ovat tähtien evoluution viimeinen vaihe: valkoinen kääpiö, neutronitähti tai musta. reikä.
Evoluution viimeinen vaihe on kaikkien normaalien tähtien evoluution vaihe sen jälkeen, kun nämä ovat käyttäneet lämpöydinpolttoaineensa; lämpöydinreaktioiden lopettaminen tähden energialähteenä; tähden siirtyminen sen massasta riippuen valkoisen kääpiön tai mustan aukon vaiheeseen.
Valkoiset kääpiöt ovat viimeinen vaihe kaikkien normaalien M-massaisten tähtien kehityksessä< 3 ÷ 5 × M ⊙ lämpöydinpolttoaineen loppumisen jälkeen näillä mi. Punaisen jättiläisen (tai alajättiläisen) vaiheen ohitettuaan tällainen kuori irtoaa ja paljastaa ytimen, joka jäähtyessään muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Pieni säde (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) ja valkoinen tai sinivalkoinen (T b.c ~ 10 4 K) määritti tämän tähtitieteellisten esineiden luokan nimen. Valkoisen kääpiön massa on aina pienempi kuin 1,4×M⊙ - on todistettu, että valkoisia kääpiöitä, joilla on suuria massat, ei voi olla olemassa. Sen massa on verrattavissa Auringon massaan ja mitat vastaavat auringon massaa suuret planeetat aurinkokunta, valkoisilla kääpiöillä on valtava keskitiheys: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, eli 1 cm 3:n paino valkoista kääpiöainetta painaa tonnin! Vapaan pudotuksen kiihtyvyys pinnalla g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (vertaa kiihtyvyyteen maan pinnalla - g c ≈980 cm/s 2). Tällaisella tähden sisäalueille kohdistuvalla gravitaatiokuormituksella valkoisen kääpiön tasapainotila säilyy rappeutuneen kaasun (pääasiassa rappeutuneen elektronikaasun, koska ionisen komponentin osuus on pieni) paine. Muista, että kaasua kutsutaan degeneroituneeksi, jos hiukkasilla ei ole Maxwellin nopeusjakaumaa. Tällaisessa kaasussa tietyillä lämpötilan ja tiheyden arvoilla hiukkasten (elektronien) lukumäärä, joilla on mikä tahansa nopeus alueella v = 0 - v = v max, on sama. v max määräytyy kaasun tiheyden ja lämpötilan mukaan. Valkoisella kääpiömassalla M b.c > 1,4 × M ⊙ elektronien maksiminopeus kaasussa on verrattavissa valon nopeuteen, rappeutunut kaasu muuttuu relativistiseksi ja sen paine ei enää kestä gravitaatiopuristusta. Kääpiön säde pyrkii nollaan - "kutistuu" pisteeksi.
Valkoisten kääpiöiden ohuet, kuumat ilmakehät koostuvat joko vedystä, eikä ilmakehästä löydy käytännöllisesti katsoen muita alkuaineita; tai heliumista, kun taas ilmakehässä on satoja tuhansia kertoja vähemmän vetyä kuin tavallisten tähtien ilmakehissä. Spektrityypin mukaan valkoiset kääpiöt kuuluvat spektriluokkiin O, B, A, F. Valkoisten kääpiöiden "erottamiseksi" tavallisista tähdistä merkitään D-kirjain merkinnän (DOVII, DBVII jne.) eteen. D on ensimmäinen kirjain sisään Englanninkielinen sana Degeneroitunut - rappeutunut). Valkoisen kääpiön säteilylähde on lämpöenergian lähde, jonka valkoinen kääpiö vastaanotti ollessaan emotähden ydin. Monet valkoiset kääpiöt ovat perineet vanhemmiltaan vahvan magneettikentän, jonka voimakkuus H ~ 10 8 E. Valkoisten kääpiöiden lukumäärän uskotaan olevan noin 10 % galaksin tähtien kokonaismäärästä.
Kuvassa 15 on valokuva Siriuksesta - kirkkain tähti taivas (α Iso koira; m v = -1 m,46; luokka A1V). Kuvassa näkyvä kiekko on seurausta valokuvaussäteilystä ja valon diffraktiosta kaukoputken linssissä, eli itse tähden kiekko ei ole ratkennut valokuvassa. Siriuksen valokuvalevyltä tulevat säteet ovat jälkiä valovirran aaltorintaman vääristymisestä kaukoputken optiikan elementeissä. Sirius sijaitsee 2,64 etäisyydellä Auringosta, Siriuksen valon saavuttaminen Maahan kestää 8,6 vuotta - se on siis yksi lähimpänä aurinkoa olevista tähdistä. Sirius on 2,2 kertaa Aurinkoa massiivisempi; hänen M v = +1 m ,43, eli naapurimme säteilee 23 kertaa enemmän energiaa kuin Aurinko.
Kuva 15.Valokuvan ainutlaatuisuus piilee siinä, että yhdessä Siriuksen kuvan kanssa oli mahdollista saada kuva hänen satelliitistaan - satelliitti "hehkuu" kirkkaalla pisteellä Siriuksen vasemmalla puolella. Sirius - teleskooppisesti: Sirius itse on merkitty kirjaimella A ja sen satelliitti kirjaimella B. Siriuksen näennäinen suuruus B m v \u003d +8 m,43, eli se on lähes 10 000 kertaa heikompi kuin Sirius A. Sirius B:n massa on lähes täsmälleen yhtä suuri kuin Auringon massa, säde on noin 0,01 Auringon säteestä, pintalämpötila on noin 12000K, mutta Sirius B säteilee 400 kertaa vähemmän kuin aurinko. Sirius B on tyypillinen valkoinen kääpiö. Lisäksi tämä on ensimmäinen valkoinen kääpiö, jonka Alven Clark löysi vuonna 1862 visuaalisen havainnoinnin aikana kaukoputken läpi.
Sirius A ja Sirius B kiertävät yhteistä 50 vuoden ajanjaksoa; komponenttien A ja B välinen etäisyys on vain 20 AU.
V. M. Lipunovin osuvan huomautuksen mukaan "ne "kypsyvät" massiivisten tähtien sisällä (joiden massa on yli 10×M⊙ )". Neutronitähdeksi kehittyvien tähtien ytimillä on 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; sen jälkeen kun lämpöydinreaktioiden lähteet loppuvat ja emoyhtiö irrottaa merkittävän osan aineesta välähdyksellä, näistä ytimistä tulee itsenäisiä tähtimaailman kohteita, joilla on hyvin erityisiä ominaisuuksia. Emotähden ytimen puristuminen pysähtyy tiheyteen, joka on verrattavissa ydintähden (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Tällaisella massalla ja tiheydellä vain syntyneen 10:n säde koostuu kolmesta kerroksesta. Ulkokerroksen (tai ulkokuoren) muodostaa kristallihila alkaen atomiytimet rautaa ( Fe ) mahdollisesti pienten muiden metallien atomiytimien seoksen kanssa; ulkokuoren paksuus on vain noin 600 m säteellä 10 km. Ulkokuoren alla on toinen sisäinen kova kuori, joka koostuu rautaatomeista ( Fe ), mutta nämä atomit ovat ylirikastettuja neutroneilla. Tämän kuoren paksuus≈ 2 km. Sisäkuori rajoittuu nestemäisen neutroniytimeen, jonka fysikaaliset prosessit määräytyvät neutroninesteen merkittävien ominaisuuksien - superfluiditeetin ja vapaiden elektronien ja protonien läsnä ollessa - suprajohtavuuden perusteella. On mahdollista, että aivan keskellä aine voi sisältää mesoneja ja hyperoneja.
Ne pyörivät nopeasti akselin ympäri - yhdestä sataan kierrokseen sekunnissa. Tällainen pyöriminen magneettikentän läsnä ollessa ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) johtaa usein havaittuun tähden säteilyn pulsaatiovaikutukseen eri alueilla elektromagneettiset aallot. Näimme yhden näistä pulsareista rapu-sumun sisällä.
Kokonaismäärä pyörimisnopeus on jo riittämätön hiukkasten irtoamiseen, joten tämä ei voi olla radiopulsari. Se on kuitenkin edelleen suuri ja vangittu magneettikenttä ympäröivä neutronitähti ei voi pudota, eli aineen kertymistä ei tapahdu.
Accretor (röntgenpulsar). Pyörimisnopeus pienenee niin paljon, että nyt mikään ei estä ainetta putoamasta tällaisen neutronitähden päälle. Plasma putoaa magneettikentän linjoja pitkin ja osuu kiinteään pintaan napojen alueella kuumeneen jopa kymmeniin miljooniin asteisiin. Näin korkeisiin lämpötiloihin kuumennettu aine hehkuu röntgenalueella. Alue, jolla putoava aine pysähtyy tähden pinnan kanssa, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tämä kuuma piste, tähden pyörimisen vuoksi, katoaa ajoittain näkyvistä, minkä havainnoija näkee pulsaatioina. Tällaisia kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi.
Georotaattori. Tällaisten neutronitähtien pyörimisnopeus on alhainen, eikä se estä lisääntymistä. Mutta magnetosfäärin mitat ovat sellaiset, että magneettikenttä pysäyttää plasman ennen kuin painovoima vangitsee sen.
Jos se on läheisen binäärijärjestelmän komponentti, tapahtuu aineen "siirto" normaalista tähdestä (toinen komponentti) neutronitähteeseen. Massa voi ylittää kriittisen (M > 3×M⊙ ), tähden painovoiman vakaus rikotaan, mikään ei voi vastustaa gravitaatiosupistumista ja "jättää" sen painovoimasäteen alle
r g = 2 × G × M/c 2, (40)
muuttumassa mustaksi aukoksi. Yllä olevassa kaavassa r g: M on tähden massa, c on valon nopeus, G on gravitaatiovakio.
Musta aukko on esine, jonka gravitaatiokenttä on niin suuri, että hiukkanen, fotoni tai mikään materiaalikappale ei voi saavuttaa toista avaruuden nopeus ja paeta avaruuteen.
Musta aukko on yksittäinen esine siinä mielessä, että sen sisällä olevien fyysisten prosessien virtauksen luonne on edelleen käsittämätön teoreettiselle kuvaukselle. Mustien aukkojen olemassaolo seuraa teoreettisista pohdinnoista, todellisuudessa ne voivat sijaita pallomaisten klustereiden, kvasaarien, jättiläisgalaksien keskialueilla, mukaan lukien galaksimme keskipiste.
Ensimmäinen osa ONGELMAN ASTRONOMINEN NÄKÖKOKO
4. Tähtien evoluutio Nykyaikaisella tähtitieteellä on useita argumentteja sen väitteen puolesta, että tähdet muodostuvat tähtienvälisten kaasu- ja pölypilvien tiivistymisestä. Tähtien muodostumisprosessi tästä väliaineesta jatkuu tällä hetkellä. Tämän seikan selvittäminen on yksi modernin tähtitieteen suurimmista saavutuksista. Suhteellisen äskettäin asti uskottiin, että kaikki tähdet syntyivät lähes samanaikaisesti monia miljardeja vuosia sitten. Näiden metafyysisten ideoiden romahtamista helpotti ennen kaikkea havaintoastronomian edistyminen ja tähtien rakenteen ja evoluution teorian kehittyminen. Tuloksena kävi selväksi, että monet havaituista tähdistä ovat suhteellisen nuoria esineitä, ja osa niistä syntyi, kun maapallolla oli jo ihminen. Tärkeä argumentti sen johtopäätöksen puolesta, että tähdet muodostuvat tähtienvälisestä kaasu- ja pölyväliaineesta, on ilmeisen nuorten tähtien ryhmien (niin kutsuttujen "assosiaatioiden") sijainti galaksin kierrehaaroissa. Tosiasia on, että radioastronomisten havaintojen mukaan tähtienvälinen kaasu on keskittynyt pääasiassa galaksien spiraalihaaroihin. Erityisesti tämä pätee myös Galaxyssamme. Lisäksi joidenkin lähellämme olevien galaksien yksityiskohtaisista "radiokuvista" seuraa, että tähtienvälisen kaasun suurin tiheys havaitaan spiraalin sisäreunoilla (vastaavan galaksin keskustaan nähden), mikä löytää luonnollisen selityksen. , jonka yksityiskohtiin emme voi jäädä tässä. Mutta juuri näissä spiraalien osissa käytetään optisen tähtitieteen menetelmiä "HII-vyöhykkeiden" eli ionisoituneen tähtienvälisen kaasun pilvien tarkkailuun. Ks. 3 on jo sanottu, että ainoa syy tällaisten pilvien ionisoitumiseen voi olla massiivisten kuumien tähtien - ilmeisesti nuorten esineiden - ultraviolettisäteily (katso alla). Tähtien evoluution ongelman keskeinen osa on kysymys niiden energian lähteistä. Todellakin, mistä on peräisin esimerkiksi valtava energiamäärä, joka tarvitaan pitämään auringon säteily suunnilleen havaitulla tasolla useiden miljardien vuosien ajan? Joka sekunti Aurinko säteilee 4x10 33 ergiä, ja 3 miljardin vuoden ajan se säteili 4x10 50 ergiä. Ei ole epäilystäkään siitä, että Auringon ikä on noin 5 miljardia vuotta. Tämä seuraa ainakin nykyaikaisista arvioista maapallon iästä eri radioaktiivisilla menetelmillä. On epätodennäköistä, että aurinko on "nuorempi" kuin maa. Viime vuosisadalla ja tämän vuosisadan alussa esitettiin erilaisia hypoteeseja Auringon ja tähtien energialähteiden luonteesta. Jotkut tutkijat esimerkiksi uskoivat, että aurinkoenergian lähde oli jatkuva meteoriidien putoaminen sen pinnalle, toiset etsivät lähdettä Auringon jatkuvasta puristumisesta. Tällaisen prosessin aikana vapautuva potentiaalinen energia voitaisiin tietyissä olosuhteissa muuttaa säteilyksi. Kuten alla näemme, tämä lähde voi olla varsin tehokas tähden evoluution varhaisessa vaiheessa, mutta se ei voi tuottaa säteilyä Auringosta vaaditun ajan. Ydinfysiikan edistyminen mahdollisti tähtien energialähteiden ongelman ratkaisemisen jo vuosisadamme 30-luvun lopulla. Nämä lähteet ovat lämpöä ydinreaktiot fuusio tapahtuu tähtien syvyyksissä siellä vallitsevassa erittäin korkeassa lämpötilassa (luokkaa kymmenen miljoonaa Kelviniä). Näiden reaktioiden seurauksena, joiden nopeus riippuu voimakkaasti lämpötilasta, protonit muuttuvat heliumytimiksi ja vapautunut energia "vuotaa" hitaasti tähtien sisätilojen läpi ja lopulta muuttuu merkittävästi, säteilee maailmanavaruuteen. Tämä on poikkeuksellisen voimakas lähde. Jos oletetaan, että alun perin Aurinko koostui vain vedystä, joka lämpöydinreaktioiden seurauksena muuttui kokonaan heliumiksi, vapautuva energiamäärä on noin 10 52 erg. Siten säteilyn ylläpitämiseksi havaitulla tasolla miljardeja vuosia riittää, että Aurinko "käyttää" enintään 10 % alkuperäisestä vetyvarastostaan. Nyt voimme esittää kuvan jonkin tähden evoluutiosta seuraavasti. Jostain syystä (useita niistä voidaan määrittää), tähtienvälisen kaasu- ja pölyväliaineen pilvi alkoi tiivistyä. Melko pian (tietysti tähtitieteellisessä mittakaavassa!) Tästä pilvestä muodostuu yleismaailmallisten gravitaatiovoimien vaikutuksesta suhteellisen tiheä, läpinäkymätön kaasupallo. Tarkkaan ottaen tätä palloa ei voida vielä kutsua tähdeksi, koska sen keskialueilla lämpötila ei riitä lämpöydinreaktioiden alkamiseen. Kaasun paine pallon sisällä ei vielä pysty tasapainottamaan sen yksittäisten osien vetovoimia, joten se puristuu jatkuvasti. Jotkut tähtitieteilijät uskoivat, että tällaisia "alkutähtiä" havaitaan yksittäisissä sumuissa hyvin tummina tiiviinä muodostelmina, niin kutsuttuina palloina (kuva 12). Radioastronomian kehitys pakotti meidät kuitenkin luopumaan tästä melko naiivista näkökulmasta (katso alla). Yleensä yhtä aikaa ei muodostu yhtä prototähtiä, vaan enemmän tai vähemmän lukuisia niitä. Tulevaisuudessa näistä ryhmistä tulee tähtitieteilijöiden hyvin tuntemia tähtiyhdistyksiä ja -klustereita. On hyvin todennäköistä, että tähden evoluution tässä hyvin varhaisessa vaiheessa sen ympärille muodostuu pienempimassaisia möykkyjä, jotka sitten vähitellen muuttuvat planeetoiksi (ks. luku 9).Riisi. 12. Globuleja diffuusiosumussa
Kun prototähti supistuu, sen lämpötila nousee ja merkittävä osa vapautuneesta potentiaalienergiasta säteilee ympäröivään tilaan. Koska supistuvan kaasupallon mitat ovat erittäin suuret, sen pintayksikön säteily on mitätöntä. Koska yksikköpinnasta tuleva säteilyvuo on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin (Stefan-Boltzmannin laki), tähden pintakerrosten lämpötila on suhteellisen alhainen, kun taas sen valoisuus on lähes sama kuin tavallisen tähden. samalla massalla. Siksi "spektri - kirkkaus" -kaaviossa tällaiset tähdet sijaitsevat pääsekvenssin oikealla puolella, eli ne putoavat punaisten jättiläisten tai punaisten kääpiöiden alueelle, riippuen niiden alkuperäisen massan arvoista. Tulevaisuudessa prototähti jatkaa kutistumistaan. Sen mitat pienenevät ja pintalämpötila nousee, minkä seurauksena spektristä tulee yhä "varhaisempi". Siten liikkuessaan "spektri - valoisuus" -kaaviota pitkin prototähti "istuu" melko nopeasti pääsekvenssiin. Tänä aikana tähtien sisäosan lämpötila on jo riittävä lämpöydinreaktioiden alkamiseen siellä. Samaan aikaan tulevan tähden sisällä olevan kaasun paine tasapainottaa vetovoimaa ja kaasupallo lakkaa kutismasta. Prototähdestä tulee tähti. Prototähdillä kestää suhteellisen vähän aikaa käydä läpi tämän evoluution varhaisen vaiheen. Jos esimerkiksi prototähden massa on suurempi kuin auringon massa, tarvitaan vain muutama miljoona vuotta, jos vähemmän, useita satoja miljoonia vuosia. Koska prototähtien evoluution aika on suhteellisen lyhyt, on vaikea havaita tätä varhaisinta tähden kehitysvaihetta. Tästä huolimatta tässä vaiheessa olevia tähtiä ilmeisesti havaitaan. Tarkoitamme erittäin mielenkiintoisia tähtiä Tyyppi Taurus, yleensä upotettuna tummiin sumuihin. Vuonna 1966, aivan odottamatta, tuli mahdolliseksi tarkkailla prototähtiä niiden evoluution alkuvaiheessa. Olemme jo maininneet tämän kirjan kolmannessa luvussa radioastronomian avulla useiden molekyylien löytämisen tähtienvälisestä väliaineesta, pääasiassa hydroksyyli-OH:sta ja vesihöyrystä H2O:sta. Suuri oli radioastronomien yllätys, kun OH-radiolinjaa vastaavalla 18 cm:n aallonpituudella taivasta tutkittaessa löydettiin kirkkaita, erittäin kompakteja (eli pienikokoisia) lähteitä. Tämä oli niin odottamatonta, että he kieltäytyivät aluksi edes uskomasta, että niin kirkkaat radiolinjat voisivat kuulua hydroksyylimolekyyliin. Oletuksena oli, että nämä linjat kuuluivat johonkin tuntemattomaan aineeseen, jolle annettiin välittömästi "sopiva" nimi "mysterium". Kuitenkin "mysterium" jakoi pian optisten "veljiensä" - "nebulium" ja "coronia" - kohtalon. Tosiasia on, että moniin vuosikymmeniin sumujen ja aurinkokoronan kirkkaita viivoja ei voitu tunnistaa tunnetuista spektriviivoista. Siksi ne liitettiin tiettyihin, maan päällä tuntemattomiin hypoteettisiin elementteihin - "nebulium" ja "coronia". Älkäämme hymyilkö alentuvasti tähtitieteilijöiden tietämättömyydelle vuosisadamme alussa: eihän atomin teoriaa silloin ollut olemassa! Fysiikan kehitys ei jättänyt paikkaa eksoottisille "taivaaneläimille" Mendelejevin jaksollisessa järjestelmässä: vuonna 1927 "sumu" purettiin, jonka linjat tunnistettiin täysin luotettavasti "kielletyille" ionisoidun hapen ja typen linjoille, ja vuosina 1939 -1941 . todistettiin vakuuttavasti, että salaperäiset "koronium"-linjat kuuluvat moninkertaisesti ionisoituneisiin raudan, nikkelin ja kalsiumin atomeihin. Jos kesti vuosikymmeniä "nebuliumin" ja "kodoniumin" "hävittämiseen", niin muutaman viikon kuluessa löydön jälkeen kävi selväksi, että "mysterium" -linjat kuuluvat tavalliseen hydroksyyliin, mutta vain epätavallisissa olosuhteissa. Lisähavainnot paljastivat ensinnäkin, että "mysteerin" lähteillä on erittäin pienet kulmamitat. Tämä näytettiin silloisen uuden, hyvin avulla tehokas menetelmä tutkimus nimeltä "erittäin pitkä lähtöviivan radiointerferometria". Menetelmän ydin rajoittuu lähteiden samanaikaisiin havaintoihin kahdella radioteleskooppilla, jotka ovat erotettu toisistaan useiden tuhansien kilometrien etäisyydellä. Kuten käy ilmi, kulmaresoluutio tässä tapauksessa määräytyy aallonpituuden suhteen radioteleskooppien väliseen etäisyyteen. Meidän tapauksessamme tämä arvo voi olla ~3x10 -8 rad tai muutama kaarisekunnin tuhannesosa! Huomaa, että optisessa tähtitiedessä tällainen kulmaresoluutio on edelleen täysin saavuttamaton. Nämä havainnot ovat osoittaneet, että niitä on vähintään kolme "mysterium"-lähdeluokkaa. Olemme kiinnostuneita luokan 1 lähteistä täällä. Kaikki ne sijaitsevat kaasumaisten ionisoitujen sumujen sisällä, esimerkiksi kuuluisassa Orion-sumussa. Kuten jo mainittiin, niiden mitat ovat erittäin pieniä, useita tuhansia kertoja pienempiä kuin sumun mitat. Mielenkiintoisinta on, että niillä on monimutkainen tilarakenne. Ajatellaanpa esimerkiksi lähdettä, joka sijaitsee sumussa nimeltä W3.
Riisi. 13. Hydroksyylilinjan neljän komponentin profiilit
Kuvassa Kuva 13 esittää tämän lähteen lähettämän OH-linjan profiilia. Kuten näette, se koostuu suuri numero kapeat kirkkaat viivat. Jokainen viiva vastaa tiettyä liikenopeutta tätä viivaa lähettävän pilven näkölinjalla. Tämän nopeuden arvon määrittää Doppler-ilmiö. Nopeuksien ero (näkölinjaa pitkin) eri pilvien välillä on ~10 km/s. Edellä mainitut interferometriset havainnot ovat osoittaneet, että kutakin viivaa lähettävät pilvet eivät ole avaruudellisesti yhteneväisiä. Kuva on seuraava: noin 1,5 sekunnin koon sisällä kaaret liikkuvat eri nopeuksilla noin 10 kompaktia pilviä. Jokainen pilvi lähettää yhden tietyn (taajuuden mukaan) rivin. Pilvien kulmamitat ovat hyvin pieniä, luokkaa muutama kaarisekunnin tuhannesosa. Koska etäisyys W3-sumuon on tiedossa (noin 2000 kpl), kulmamitat voidaan helposti muuntaa lineaarisiksi. Osoittautuu, että pilvien liikkumisalueen lineaariset mitat ovat luokkaa 10 -2 pc ja kunkin pilven mitat ovat vain suuruusluokkaa suurempia kuin etäisyys Maan ja Auringon välillä. Herää kysymyksiä: mitä nämä pilvet ovat ja miksi ne säteilevät niin voimakkaasti hydroksyyliradiolinjoissa? Toiseen kysymykseen vastattiin melko nopeasti. Kävi ilmi, että emissiomekanismi on melko samanlainen kuin laboratoriomasereissa ja lasereissa havaittu. Joten "mysteriumin" lähteet ovat jättimäisiä, luonnollisia kosmisia masereja, jotka toimivat hydroksyylilinjan aallolla, jonka pituus on 18 cm. . Kuten tiedetään, tästä vaikutuksesta johtuva säteilyn vahvistuminen linjoissa on mahdollista, kun väliaine, jossa säteily etenee, "aktivoidaan" jollain tavalla. Tämä tarkoittaa, että jokin "ulkopuolinen" energialähde (ns. "pumppaus") tekee atomien tai molekyylien pitoisuuden alkutasolla (ylemmällä) poikkeuksellisen korkeaksi. Maser tai laser ei ole mahdollista ilman pysyvää "pumppua". Kysymystä kosmisten maserien "pumppausmekanismin" luonteesta ei ole vielä lopullisesti ratkaistu. Todennäköisimmin "pumppaus" on kuitenkin riittävän voimakas infrapunasäteily. Toinen mahdollinen "pumppausmekanismi" voi olla jokin kemiallinen reaktio. Tarinamme kosmisista masereista kannattaa keskeyttää, jotta voimme pohtia, mitä hämmästyttäviä ilmiöitä tähtitieteilijät kohtaavat avaruudessa. Yksi myrskyisän aikakautemme suurimmista teknisistä keksinnöistä, jolla on merkittävä rooli nyt kokemassamme tieteellisessä ja teknologisessa vallankumouksessa, on helppo toteuttaa luonnollisissa olosuhteissa ja lisäksi valtavassa mittakaavassa! Joidenkin kosmisten maserien radiosäteily on niin suuri, että se olisi voitu havaita jopa radioastronomian teknisellä tasolla 35 vuotta sitten, eli jo ennen masserien ja lasereiden keksimistä! Tätä varten tarvittiin "vain" tietää OH-radiolinkin tarkka aallonpituus ja kiinnostua ongelmasta. Muuten, tämä ei ole ensimmäinen tapaus, jossa ihmiskunnan tärkeimmät tieteelliset ja tekniset ongelmat toteutuvat luonnollisissa olosuhteissa. Auringon ja tähtien säteilyä tukevat lämpöydinreaktiot (katso alla) stimuloivat hankkeiden kehittämistä ja toteuttamista ydin "polttoaineen" saamiseksi Maahan, jonka pitäisi ratkaista kaikki energiaongelmamme tulevaisuudessa. Valitettavasti olemme vielä kaukana tämän ongelman ratkaisemisesta. tärkein tehtävä, jonka luonto päätti "helposti". Puolitoista vuosisataa sitten Fresnel, valon aaltoteorian perustaja, huomautti (tietysti eri tilaisuudessa): "Luonto nauraa vaikeuksillemme." Kuten näette, Fresnelin huomautus on vieläkin totta nykyään. Palatkaamme kuitenkin kosmisiin maseriin. Vaikka näiden maserien "pumppausmekanismi" ei ole vielä täysin selvä, voi silti saada karkean käsityksen fyysisistä olosuhteista pilvissä, jotka lähettävät maser-mekanismin avulla 18 cm:n viivan. Ensinnäkin käy ilmi, että nämä pilvet ovat melko tiheitä: kuutiosenttimetrissä on vähintään 10 8 -10 9 hiukkasta, joista merkittävä (ja ehkä suuri) osa on molekyylejä. Lämpötila ei todennäköisesti ylitä kahta tuhatta Kelviniä, todennäköisimmin se on noin 1000 Kelviniä. Nämä ominaisuudet eroavat jyrkästi jopa tiheimpien tähtienvälisten kaasupilvien ominaisuuksista. Kun otetaan huomioon pilvien vielä suhteellisen pieni koko, tulemme tahattomasti siihen johtopäätökseen, että ne muistuttavat superjättitähtien laajennettuja, melko kylmiä ilmakehyksiä. On hyvin todennäköistä, että nämä pilvet ovat vain alkuvaiheessa prototähtien kehityksessä välittömästi niiden tiivistymisen jälkeen tähtienvälisestä väliaineesta. Muut tosiasiat puhuvat tämän väitteen puolesta (jonka tämän kirjan kirjoittaja teki vuonna 1966). Sumuissa, joissa havaitaan kosmisia massoreita, on näkyvissä nuoria kuumia tähtiä (katso alla). Näin ollen tähtien muodostumisprosessi on hiljattain päättynyt sinne ja todennäköisesti jatkuu tällä hetkellä. Ehkä omituisin asia on, että kuten radioastronomiset havainnot osoittavat, tämän tyyppiset avaruusmaserit ovat ikään kuin "upotettu" pieniin, erittäin tiheisiin ionisoidun vedyn pilviin. Näitä pilviä on monia avaruuspölyä, mikä tekee niistä havaitsemattomia optisella alueella. Nuori, kuuma tähti ionisoi tällaiset "kookonit" niiden sisällä. Tähtien muodostumisprosessien tutkimuksessa infrapunatähtitiede osoittautui erittäin hyödylliseksi. Infrapunasäteiden tapauksessa tähtienvälinen valon absorptio ei todellakaan ole niin merkittävää. Voimme nyt kuvitella seuraavan kuvan: tähtienvälisen väliaineen pilvestä sen kondensoituessa muodostuu useita hyytymiä eri paino kehittymässä prototähdiksi. Evoluutionopeus on erilainen: massiivisemmilla möykkyillä se on suurempi (katso taulukko 2 alla). Siksi massiivisin joukko muuttuu ensin kuumaksi tähdeksi, kun taas loput viipyvät enemmän tai vähemmän kauan prototähtivaiheessa. Havaitsemme niitä maser-säteilyn lähteinä "vastasyntyneen" kuuman tähden välittömässä läheisyydessä, joka ionisoi "kookosvetyä", joka ei ole tiivistynyt kokkareiksi. Tätä karkeaa kaavaa tietysti jalostetaan jatkossa ja siihen tehdään tietysti merkittäviä muutoksia. Mutta tosiasia pysyy: yllättäen kävi ilmi, että jonkin aikaa (todennäköisimmin suhteellisen lyhyen ajan) vastasyntyneet prototähdet kuvaannollisesti "huuvat" syntymästään käyttämällä kvanttiradiofysiikan uusimpia menetelmiä (eli masereja) ... 2. vuotta kosmisten hydroksyylimaserien löytämisen jälkeen (viiva 18 cm) - havaittiin, että samat lähteet lähettävät samanaikaisesti (myös maser-mekanismilla) vesihöyryviivaa, jonka aallonpituus on 1,35 cm. "Veden intensiteetti "maser on jopa suurempi kuin "hydroksyyli". H2O-linjaa lähettävät pilvet, vaikka ne sijaitsevat samassa pienessä tilavuudessa kuin "hydroksyyli"-pilvet, liikkuvat eri nopeuksilla ja ovat paljon kompaktimpia. Ei voida sulkea pois mahdollisuutta, että lähitulevaisuudessa löydetään muita maserlinjoja*. Radioastronomia muutti siis aivan odottamatta klassisen tähtienmuodostuksen ongelman havaintoastronomian haaraksi**. Pääsekvenssissä ja lakattuaan kutistumasta tähti säteilee pitkään käytännössä muuttamatta sijaintiaan "spektri - kirkkaus" -kaaviossa. Sen säteilyä tukevat keskusalueilla tapahtuvat lämpöydinreaktiot. Pääsekvenssi on siis ikään kuin "spektri - valoisuus" -kaavion pisteiden paikka, jossa tähti (massastaan riippuen) voi säteillä pitkään ja tasaisesti lämpöydinreaktioiden vuoksi. Tähden sijainti pääsarjassa määräytyy sen massan mukaan. On huomattava, että on vielä yksi parametri, joka määrittää tasapainossa säteilevän tähden sijainnin "spektri-luminositeetti" -kaaviossa. Tämä parametri on tähden alkuperäinen kemiallinen koostumus. Jos raskaiden alkuaineiden suhteellinen määrä vähenee, tähti "putoaa" alla olevassa kaaviossa. Tämä seikka selittää alikääpiöiden sarjan olemassaolon. Kuten edellä mainittiin, raskaiden alkuaineiden suhteellinen runsaus näissä tähdissä on kymmenen kertaa pienempi kuin pääsarjan tähdissä. Tähden viipymäaika pääsarjassa määräytyy sen alkumassan mukaan. Jos massa on suuri, tähden säteilyllä on valtava voima ja se kuluttaa nopeasti vety "polttoaine" varaansa. Esimerkiksi pääsarjan tähdet, joiden massa on useita kymmeniä kertoja suurempi kuin Auringon massa (nämä ovat spektrityypin O kuumia sinisiä jättiläisiä), voivat säteillä tasaisesti ollessaan tässä sarjassa vain muutaman miljoonan vuoden ajan, kun taas tähdet, joiden massa on lähellä aurinkoa, ovat pääjonossa 10-15 miljardia vuotta. Pöytä alla. 2, joka antaa painovoiman supistumisen ja pääsekvenssissä pysymisen lasketun keston eri spektrityyppisille tähdille. Samassa taulukossa on esitetty tähtien massat, säteet ja valovoimat aurinkoyksiköissä.
taulukko 2
| vuotta | |||||
|
Spektriluokka |
Kirkkaus |
painovoiman supistuminen |
pysyy pääsarjassa | ||
|
G2 (aurinko) |
|||||
Riisi. 14. Evoluutiojäljet eri massaisille tähdille "valoisuus-lämpötila" -kaaviossa
Riisi. 15. Hertzsprung-Russell-kaavio tähtijoukolle NGC 2254
Riisi. 16. Hertzsprung-Russell-kaavio pallomaiselle klusterille M 3. Pystyakselilla - suhteellinen suuruus
Vastaava kaavio näyttää selvästi koko pääsekvenssin, mukaan lukien sen vasen yläosa, jossa kuumat massiiviset tähdet sijaitsevat (väri-indikaattori - 0,2 vastaa lämpötilaa 20 tuhatta K, eli B-luokan spektriä). Pallomainen ryhmä M3 on "vanha" objekti. On selvästi nähtävissä, että tälle joukolle rakennetun kaavion pääsekvenssin yläosassa ei ole juuri lainkaan tähtiä. Toisaalta M 3:n punainen jättiläinen haara on hyvin rikas, kun taas NGC 2254:ssä on hyvin vähän punaisia jättiläisiä. Tämä on ymmärrettävää: vanhassa M 3 -joukossa suuri määrä tähtiä on jo "poistunut" pääsarjasta, kun taas nuoressa joukossa NGC 2254 tämä tapahtui vain pienellä määrällä suhteellisen massiivisia, nopeasti kehittyviä tähtiä. On huomionarvoista, että M 3:n jättihaara nousee melko jyrkästi, kun taas NGC 2254:llä se on melkein vaakasuora. Teorian näkökulmasta tämä voidaan selittää raskaiden alkuaineiden huomattavasti pienemmällä määrällä M 3:ssa. Itse asiassa pallomaisten klustereiden tähdissä (samoin kuin muissa tähdissä, jotka eivät keskittyneet niinkään galaksin tasoa kohti galaksin keskustaan päin), raskaiden alkuaineiden suhteellinen runsaus on merkityksetön. Kaaviossa "väriindeksi - kirkkaus" M 3:lle näkyy vielä yksi melkein vaakasuora haara. NGC 2254:lle rakennetussa kaaviossa ei ole vastaavaa haaraa. Teoria selittää tämän haaran syntymisen seuraavasti. Kun tähden - punaisen jättiläisen - kutistuvan tiheän heliumytimen lämpötila saavuttaa 100-150 miljoonaa K, siellä alkaa uusi ydinreaktio. Tämä reaktio koostuu hiiliytimen muodostumisesta kolmesta heliumytimestä. Heti kun tämä reaktio alkaa, ytimen supistuminen lakkaa. Tämän jälkeen pintakerrokset
tähdet nostavat lämpötilaansa ja tähti "spektri - valoisuus" -kaaviossa siirtyy vasemmalle. Tällaisista tähdistä muodostuu M 3:n kaavion kolmas vaakasuora haara.
Riisi. 17. Hertzsprung-Russell yhteenvetokaavio 11 tähtijoukolle
Kuvassa Kuva 17 esittää kaavamaisesti väri-valoisuuskaavion yhteenvetona 11 klusterille, joista kaksi (M 3 ja M 92) on pallomaisia. On selvästi nähtävissä, kuinka pääsekvenssit "taipuvat" oikealle ja ylöspäin eri klustereissa täysin sopusoinnussa jo käsiteltyjen teoreettisten käsitteiden kanssa. Kuvasta 17, voidaan heti määrittää, mitkä klusterit ovat nuoria ja mitkä vanhoja. Esimerkiksi "kaksois" klusteri X ja h Perseus on nuori. Se "pelasti" merkittävän osan pääsarjasta. M 41 -klusteri on vanhempi, Hyades-klusteri vielä vanhempi ja M 67 -klusteri on hyvin vanha, jonka väri-valoisuusdiagrammi on hyvin samanlainen kuin vastaava kaavio pallomaisille klusteille M 3 ja M 92. Vain jättihaara. pallomaisten klustereiden määrä on korkeampi yhtäpitävästi erojen kanssa kemiallinen koostumus, jotka mainittiin aiemmin. Näin ollen havainnointitiedot vahvistavat ja tukevat täysin teorian päätelmiä. Vaikuttaa vaikealta odottaa havainnollista vahvistusta tähtien sisätilojen prosessien teorialle, jotka ovat piilossa meiltä valtavan tähtiaineen paksuuden vuoksi. Ja silti teoriaa valvoo jatkuvasti tähtitieteellisten havaintojen käytäntö. On huomattava, että suuren määrän "väri-valoisuus" -kaavioiden laatiminen vaati tähtitieteilijiltä-tarkkailijoilta valtavan määrän työtä ja havaintomenetelmien radikaalia parantamista. Toisaalta tähtien sisäisen rakenteen ja evoluutioteorian menestys ei olisi ollut mahdollista ilman nykyaikaista, nopeiden elektronisten tietokoneiden käyttöön perustuvaa laskentatekniikkaa. Korvaamattoman palvelun teorialle tarjosi myös ydinfysiikan alan tutkimus, joka mahdollisti määrälliset ominaisuudet ne ydinreaktiot, jotka tapahtuvat tähtien sisällä. Voidaan liioittelematta sanoa, että tähtien rakenteen ja evoluution teorian kehittäminen on yksi tähtitieteen suurimmista saavutuksista 1900-luvun jälkipuoliskolla. Modernin fysiikan kehitys avaa mahdollisuuden tähtien ja erityisesti Auringon sisäisen rakenteen teorian suoraan havainnointiin. Puhumme mahdollisuudesta havaita voimakas neutriinovirta, jota Auringon pitäisi lähettää, jos sen syvyyksissä tapahtuu ydinreaktioita. On hyvin tunnettua, että neutriinot vuorovaikuttavat erittäin heikosti muiden kanssa. alkuainehiukkasia. Siten esimerkiksi neutriinot voivat kulkea lähes ilman absorptiota Auringon koko paksuuden läpi, kun taas röntgensäteet voivat kulkea ilman absorptiota vain muutaman millimetrin läpi auringon sisäaineesta. Jos kuvittelemme, että voimakas neutriinonsäde kulkee Auringon läpi jokaisen hiukkasen energialla
Tähtien elinikä koostuu useista vaiheista, joiden läpi valot pyrkivät miljoonien ja miljardien vuosien ajan tasaisesti kohti väistämätöntä finaalia, joka muuttuu kirkkaiksi välähdyksistä tai synkistä mustista aukoista.
Minkä tahansa tyyppisen tähden elinikä on uskomattoman pitkä ja monimutkainen prosessi, johon liittyy kosmisen mittakaavan ilmiöitä. Sen monipuolisuutta on yksinkertaisesti mahdotonta täysin jäljittää ja tutkia edes koko arsenaalia käyttämällä moderni tiede. Mutta sen ainutlaatuisen tiedon perusteella, joka on kertynyt ja käsitelty koko maanpäällisen tähtitieteen olemassaolon aikana, meille tulee kokonaisia kerroksia arvokasta tietoa. Tämän avulla voit linkittää jaksojen sarjan elinkaari Valaisimet suhteellisen yhtenäisissä teorioissa ja mallintavat niiden kehitystä. Mitä nämä vaiheet ovat?
Älä missaa visuaalista interaktiivista sovellusta ""!
Jakso I. Protostähdet
Tähtien, kuten kaikkien makro- ja mikrokosmoksen kohteiden, elämänpolku alkaa syntymästä. Tämä tapahtuma saa alkunsa uskomattoman valtavan pilven muodostumisesta, jonka sisään ilmestyvät ensimmäiset molekyylit, joten muodostumista kutsutaan molekyyliksi. Joskus käytetään toista termiä, joka paljastaa suoraan prosessin olemuksen - tähtien kehto.
Vasta kun tällaisessa pilvessä tapahtuu ylitsepääsemättömien olosuhteiden vuoksi sen muodostavien hiukkasten äärimmäisen nopea puristuminen massan kanssa eli painovoiman romahtaminen, tulevaisuuden tähti alkaa muodostua. Syynä tähän on gravitaatioenergian aalto, josta osa puristaa kaasumolekyylejä ja lämmittää emopilven. Sitten muodostelman läpinäkyvyys alkaa vähitellen kadota, mikä edistää entisestään kuumenemista ja paineen nousua sen keskustassa. Viimeinen episodi prototähtien vaiheessa on ytimeen putoavan aineen kerääntyminen, jonka aikana syntymässä oleva tähti kasvaa ja tulee näkyväksi sen jälkeen, kun säteilevän valon paine pyyhkäisee kirjaimellisesti pois kaiken pölyn laitamille.
Etsi prototähtiä Orionin sumusta!
Tämä Orionin sumun valtava panoraama on peräisin kuvista. Tämä sumu on yksi suurimmista ja lähimmistä tähtien kehdoista meille. Yritä löytää prototähtiä tästä sumusta, koska tämän panoraaman resoluutio mahdollistaa tämän.
Episodi II. nuoria tähtiä
Fomalhaut, kuva DSS-luettelosta. Tämän tähden ympärillä on edelleen protoplaneettalevy.
Tähden elämän seuraava vaihe tai sykli on sen kosmisen lapsuuden jakso, joka puolestaan jakautuu kolmeen vaiheeseen: pienten valojen nuoret (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.
Jakso III. Tähtien elämänpolun kukoistus
Aurinko laukaus H-linjassa alfa. Tähteemme on parhaimmillaan.
Keskellä elämäänsä kosmisilla kappaleilla voi olla monenlaisia värejä, massoja ja mittasuhteita. Väripaletti vaihtelee sinertävästä punaiseen, ja niiden massa voi olla paljon pienempi kuin aurinko tai ylittää sen yli kolmesataa kertaa. Tähtien elinkaaren pääjakso kestää noin kymmenen miljardia vuotta. Sen jälkeen vety päättyy kosmisen kehon ytimeen. Tätä hetkeä pidetään kohteen elämän siirtymisenä seuraavaan vaiheeseen. Sydämen vetyresurssien ehtymisen vuoksi lämpöydinreaktiot pysähtyvät. Äskettäin alkaneen tähden puristuksen aikana alkaa kuitenkin romahdus, joka johtaa lämpöydinreaktioiden esiintymiseen jo heliumin osallistuessa. Tämä prosessi stimuloi tähden laajenemista, mikä on yksinkertaisesti uskomattoman mittakaavaa. Ja nyt sitä pidetään punaisena jättiläisenä.
Jakso IV Tähtien olemassaolon loppu ja niiden kuolema
Vanhat valaisimet, kuten heidän nuoret vastineensa, jaetaan useisiin tyyppeihin: pienimassaiset, keskikokoiset, supermassiiviset tähdet ja. Mitä tulee esineisiin, joilla on pieni massa, on edelleen mahdotonta sanoa tarkalleen, mitä prosesseja niiden kanssa tapahtuu olemassaolon viimeisissä vaiheissa. Kaikki tällaiset ilmiöt kuvataan hypoteettisesti tietokonesimulaatioilla, eivätkä perustu niiden huolellisiin havaintoihin. Hiilen ja hapen lopullisen palamisen jälkeen tähden ilmakehän kuori kasvaa ja sen kaasukomponentti häviää nopeasti. Evoluutiopolun lopussa valot puristuvat toistuvasti kokoon, kun taas niiden tiheys päinvastoin kasvaa merkittävästi. Tällaista tähteä pidetään valkoisena kääpiönä. Sitten sen elinvaiheessa seuraa punaisen superjättiläisen kausi. Tähden elinkaaren viimeinen vaihe on sen muuttuminen erittäin voimakkaan puristuksen seurauksena neutronitähdeksi. Kaikista sellaisista kosmisista kappaleista ei kuitenkaan tule sellaisia. Jotkut, useimmiten parametreilla mitattuna suurimmat (yli 20-30 auringon massaa), siirtyvät romahduksen seurauksena mustien aukkojen luokkaan.
Mielenkiintoisia faktoja tähtien elinkaaresta
Yksi omituisimmista ja merkittävimmistä tiedoista kosmoksen tähtielämästä on, että suurin osa meidän valoistamme on punaisten kääpiöiden vaiheessa. Tällaisten esineiden massa on paljon pienempi kuin Auringon.
On myös mielenkiintoista, että neutronitähtien magneettinen vetovoima on miljardeja kertoja suurempi kuin maanpäällisen kehon vastaava säteily.
Massan vaikutus tähteen
Toinen yhtä viihdyttävä tosiasia on suurimpien tunnettujen tähtityyppien olemassaolon kesto. Koska niiden massa voi olla satoja kertoja suurempi kuin auringon massa, niiden energian vapautuminen on myös moninkertainen, joskus jopa miljoonia kertoja. Näin ollen niiden elinikä on paljon lyhyempi. Joissakin tapauksissa niiden olemassaolo mahtuu vain muutamaan miljoonaan vuoteen verrattuna pienimassaisten tähtien miljardeihin vuosiin.
Mielenkiintoinen tosiasia on myös mustien aukkojen vastakohta valkoisille kääpiöille. On huomionarvoista, että ensimmäiset syntyvät massan suhteen jättimäisimmistä tähdistä ja jälkimmäiset päinvastoin pienimmistä.
Universumissa on valtava määrä ainutlaatuisia ilmiöitä, joista voidaan puhua loputtomasti, koska kosmosta on tutkittu ja tutkittu erittäin huonosti. Kaikki nykytieteen tieto tähdistä ja niiden elinkaareista saadaan pääosin havainnoista ja teoreettisista laskelmista. Tällaiset vähän tutkitut ilmiöt ja esineet saavat aikaan jatkuvaa työtä tuhansille tutkijoille ja tiedemiehille: tähtitieteilijöille, fyysikoille, matemaatikoille, kemisteille. Heidän jatkuvan työnsä ansiosta tätä tietoa kertyy, täydennetään ja muutetaan jatkuvasti, jolloin siitä tulee tarkempaa, luotettavampaa ja kattavampaa.
Hei rakkaat lukijat! Haluaisin puhua kauniista yötaivaasta. Miksi yöstä? Kysyt. Koska tähdet näkyvät siinä selvästi, nämä kauniit valoiset pienet pisteet taivaamme mustaa ja sinistä taustaa vasten. Mutta itse asiassa ne eivät ole pieniä, vaan yksinkertaisesti valtavia, ja suuren etäisyyden vuoksi ne näyttävät niin pieniltä..
Onko kukaan teistä kuvitellut kuinka tähdet syntyvät, kuinka he elävät elämäänsä, millaista elämää heillä yleensä on? Suosittelen lukemaan tämän artikkelin nyt ja kuvittelemaan tähtien kehitystä matkan varrella. Valmistelin pari videota visuaalista esimerkkiä varten 😉
Taivas on täynnä monia tähtiä, joiden joukossa on hajallaan valtavia pöly- ja kaasupilviä, enimmäkseen vetyä. Tähdet syntyvät juuri tällaisille sumuille tai tähtienvälisille alueille.
Tähti elää niin kauan (jopa kymmeniä miljardeja vuosia), että tähtitieteilijät eivät pysty jäljittämään elämää alusta loppuun, edes yhtä niistä. Mutta toisaalta heillä on mahdollisuus tarkkailla tähtien eri kehitysvaiheita.
Tiedemiehet yhdistivät saadut tiedot ja pystyivät jäljittämään tyypillisten tähtien elämänvaiheet: tähden syntymähetket tähtienvälisessä pilvessä, sen nuoruuden, keski-iän, vanhuuden ja joskus erittäin näyttävän kuoleman.
Tähden syntymä.
Tähtien syntyminen alkaa aineen tiivistymisestä sumun sisällä. Vähitellen muodostuneen sinetin koko pienenee ja kutistuu painovoiman vaikutuksesta. Tämän supistumisen aikana tai romahtaa vapautuu energiaa, joka lämmittää pölyn ja kaasun ja saa ne hehkumaan.
On olemassa ns prototähti. Aineen lämpötila ja tiheys sen keskustassa tai ytimessä ovat maksimi. Kun lämpötila saavuttaa noin 10 000 000 °C, kaasussa alkaa tapahtua lämpöydinreaktioita.
Vetyatomien ytimet alkavat yhdistyä ja muuttua heliumatomien ytimiksi. Tässä synteesissä vapautuu valtava määrä energiaa. Tämä energia siirtyy konvektioprosessissa pintakerrokseen ja sitten valon ja lämmön muodossa se säteilee avaruuteen. Tällä tavalla prototähdestä tulee todellinen tähti.
Ytimestä tuleva säteily lämmittää kaasumaista väliainetta, luo painetta, joka suuntautuu ulospäin ja estää siten tähden painovoiman romahtamisen.
Tuloksena on, että se löytää tasapainon, eli sillä on vakiot mitat, vakio pintalämpötila ja vakiomäärä vapautuu energiaa.
Tähtitieteilijät kutsuvat tähtiä tässä kehitysvaiheessa pääsarjan tähti, mikä osoittaa sen paikan Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Tämä kaavio ilmaisee tähden lämpötilan ja valoisuuden välisen suhteen.
Protostähdet, joilla on pieni massa, eivät koskaan lämpene lämpötiloihin, jotka ovat tarpeen lämpöydinreaktion käynnistämiseksi. Nämä tähdet muuttuvat pakkauksen seurauksena himmeiksi punaiset kääpiöt tai jopa himmeämpi ruskeat kääpiöt . Ensimmäinen ruskea kääpiötähti löydettiin vasta vuonna 1987.
Jättiläisiä ja kääpiöitä.
Auringon halkaisija on noin 1 400 000 km, pintalämpötila noin 6 000 °C ja se säteilee kellertävää valoa. Se on ollut osa tähtien pääsarjaa 5 miljardin vuoden ajan.
Vety "polttoaine" tällaisessa tähdessä loppuu noin 10 miljardissa vuodessa, ja pääosin helium jää sen ytimeen. Kun mitään "poltettavaa" ei ole enää jäljellä, ytimestä suuntautuvan säteilyn voimakkuus ei enää riitä tasapainottamaan ytimen painovoiman romahtamista.
Mutta tässä tapauksessa vapautuva energia riittää lämmittämään ympäröivää materiaalia. Tässä kuoressa vetyytimien synteesi alkaa, energiaa vapautuu enemmän.
Tähti alkaa hehkua kirkkaammin, mutta nyt punertavalla valolla, ja samalla se myös laajenee kymmenkertaistuen. Nyt sellainen tähti kutsutaan punaiseksi jättiläiseksi.
Punaisen jättiläisen ydin kutistuu ja lämpötila nousee 100 000 000 asteeseen tai enemmän. Tässä tapahtuu heliumydinfuusioreaktio, joka muuttaa sen hiileksi. Tässä tapauksessa vapautuvan energian ansiosta tähti hehkuu edelleen noin 100 miljoonaa vuotta.
Heliumin loppuessa ja reaktioiden loppuessa koko tähti kutistuu vähitellen painovoiman vaikutuksesta melkein kokoon. Tässä tapauksessa vapautuva energia riittää tähdelle (nyt valkoinen kääpiö) hehkuivat kirkkaasti jonkin aikaa.
Aineen puristusaste valkoisessa kääpiössä on erittäin korkea, ja siksi sillä on erittäin korkea tiheys - yhden ruokalusikallisen paino voi nousta tuhat tonnia. Näin kehittyvät aurinkomme kokoiset tähdet.
Video, joka näyttää aurinkomme kehittymisen valkoiseksi kääpiöksi
Tähdellä, jonka massa on viisi kertaa Auringon massa, on paljon lyhyempi elinkaari ja se kehittyy hieman eri tavalla. Tällainen tähti on paljon kirkkaampi ja sen pintalämpötila on 25 000 °C tai enemmän, tähtien pääsarjassa viipymisaika on vain noin 100 miljoonaa vuotta.
Kun sellainen tähti astuu lavalle punainen jättiläinen , sen ytimen lämpötila ylittää 600 000 000 °C. Siinä tapahtuu hiilen fuusioreaktioita, jotka muuttuvat raskaammiksi alkuaineiksi, mukaan lukien raudaksi.
Tähti laajenee vapautuneen energian vaikutuksesta kokoon, joka on satoja kertoja suurempi kuin sen alkuperäinen koko. Tähti tässä vaiheessa kutsutaan superjättiläiseksi .
Ytimessä energian tuotantoprosessi pysähtyy yhtäkkiä ja se kutistuu sekunneissa. Kaiken tämän myötä vapautuu valtava määrä energiaa ja muodostuu katastrofaalinen shokkiaalto.
Tämä energia kulkee koko tähden läpi ja sinkouttaa siitä merkittävän osan ulkoavaruuteen räjähdyksen voimalla aiheuttaen ilmiön, joka tunnetaan ns. supernova-räjähdys .
Saadaksesi paremman esityksen kaikesta kirjoitetusta, harkitse tähtien evoluution sykliä kaaviossa
Helmikuussa 1987 samanlainen leimahdus havaittiin läheisessä galaksissa, Suuressa Magellanin pilvessä. Tämä supernova loisti lyhyen aikaa kirkkaammin kuin biljoona aurinkoa.
Superjättiläisen ydin on puristettu ja muodostaa taivaankappaleen, jonka halkaisija on vain 10-20 km, ja sen tiheys on niin korkea, että teelusikallinen sen ainetta voi painaa 100 miljoonaa tonnia!!! Tällainen taivaankappale koostuu neutroneista jakutsutaan neutronitähdeksi .
Juuri muodostuneella neutronitähdellä on suuri pyörimisnopeus ja erittäin voimakas magnetismi.
Tämän seurauksena syntyy voimakas sähkömagneettinen kenttä, joka lähettää radioaaltoja ja muun tyyppistä säteilyä. Ne leviävät tähden magneettinapoista säteiden muodossa.
Nämä säteet, koska tähti pyörii akselinsa ympäri, näyttävät skannaavan ulkoavaruutta. Kun ne lentävät radioteleskooppiemme ohi, havaitsemme ne lyhyinä purskeina tai pulsseina. Siksi tällaisia tähtiä kutsutaan pulsarit.
Pulsarit löydettiin niiden lähettämien radioaaltojen ansiosta. Nyt on tullut tunnetuksi, että monet niistä lähettävät valo- ja röntgenpulsseja.
Ensimmäinen kevyt pulsari löydettiin rapu-sumusta. Sen pulssit toistuvat 30 kertaa sekunnissa.
Muiden pulsarien pulssit toistuvat paljon useammin: PIR (pulsating source of radio emission) 1937+21 välähtää 642 kertaa sekunnissa. Vaikea edes kuvitella!
Myös tähdet, joiden massa on suurin, kymmenen kertaa Auringon massa, leimahtavat kuin supernovat. Mutta valtavan massan vuoksi niiden romahtaminen on paljon katastrofaalisempaa.
Tuhoava supistuminen ei pysähdy edes neutronitähden muodostumisvaiheessa, jolloin syntyy alue, jossa tavallinen aine lakkaa olemasta.
Jäljellä on vain yksi painovoima, joka on niin vahva, ettei mikään, ei edes valo, pääse pakoon sen vaikutusta. Tätä aluetta kutsutaan musta aukko.Kyllä, suurten tähtien kehitys on pelottavaa ja erittäin vaarallista.
Tässä videossa puhumme siitä, kuinka supernova muuttuu pulsariksi ja mustaksi aukoksi
En tiedä teistä, rakkaat lukijat, mutta minä henkilökohtaisesti rakastan ja olen erittäin kiinnostunut avaruudesta ja kaikesta siihen liittyvästä, se on niin salaperäistä ja kaunista, se on henkeäsalpaavaa! Tähtien kehitys on kertonut meille paljon tulevaisuudestamme ja kaikki.
Tähtien evoluution tutkiminen on mahdotonta tarkkailemalla vain yhtä tähteä - monet tähtien muutokset etenevät liian hitaasti, jotta niitä ei havaittaisi vielä vuosisatojen jälkeen. Siksi tutkijat tutkivat monia tähtiä, joista jokainen on tietyssä elinkaarensa vaiheessa. Viime vuosikymmeninä tähtien rakenteen mallintaminen tietokonetekniikalla on yleistynyt astrofysiikassa.
Tietosanakirja YouTube
1 / 5
✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (sanoo astrofyysikko Sergei Popov)
✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (kertoja Sergey Popov ja Ilgonis Vilks)
✪ Tähtien evoluutio. Sinisen jättiläisen kehitys 3 minuutissa
✪ Surdin V.G. Star Evolution osa 1
✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"
Tekstitykset
Termoydinfuusio tähtien sisällä
nuoria tähtiä
Tähtien muodostumisprosessia voidaan kuvata yhtenäisesti, mutta tähden evoluution myöhemmät vaiheet riippuvat lähes kokonaan sen massasta, ja vasta tähden evoluution lopussa sen kemiallisella koostumuksella voi olla merkitystä.
Nuoret pienimassaiset tähdet
Pienimassaiset nuoret tähdet (jopa kolme aurinkomassaa) [ ] , jotka ovat matkalla pääsekvenssiin, ovat täysin konvektiivisia, - konvektioprosessi kattaa koko tähden rungon. Nämä ovat itse asiassa edelleen prototähtiä, joiden keskuksissa ydinreaktiot ovat vasta alkamassa, ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa painovoiman puristumisesta. Kunnes hydrostaattinen tasapaino saavutetaan, tähden kirkkaus laskee vakiolämpötilassa. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet muodostavat melkein pystysuoran radan, jota kutsutaan Hayashi-radoksi. Kun supistuminen hidastuu, nuori tähti lähestyy pääsarjaa. Tämän tyyppiset esineet yhdistetään Taurus-tyypin tähtiin.
Tällä hetkellä tähdissä, joiden massa on yli 0,8 Auringon massaa, ydin tulee läpinäkyväksi säteilylle ja säteilyenergian siirto ytimessä hallitsee, koska konvektiota vaikeuttaa yhä enemmän tähtiaineen tiivistyminen. Tähtikappaleen ulkokerroksissa vallitsee konvektiivinen energiansiirto.
Ei ole varmuudella tiedossa, mitä ominaisuuksia pienemmän massan tähdillä on silloin, kun ne osuvat pääsarjaan, koska aika, jonka nämä tähdet viettävät nuoressa luokassa, ylittää maailmankaikkeuden iän. ] . Kaikki ajatukset näiden tähtien kehityksestä perustuvat vain numeerisiin laskelmiin ja matemaattiseen mallinnukseen.
Kun tähti supistuu, degeneroituneen elektronikaasun paine alkaa nousta, ja kun tähti saavuttaa tietyn säteen, supistuminen pysähtyy, mikä johtaa supistumisen aiheuttaman edelleen lämpötilan nousun pysähtymiseen tähden ytimessä. ja sitten sen laskuun. Tähdille, joiden aurinkomassa on alle 0,0767, näin ei tapahdu: ydinreaktioiden aikana vapautuva energia ei koskaan riitä tasapainottamaan sisäistä painetta ja painovoiman supistumista. Tällaiset "tähdet" säteilevät enemmän energiaa kuin mitä syntyy lämpöydinreaktioiden prosessissa, ja ne kuuluvat niin kutsuttuihin ruskeisiin kääpiöihin. Niiden kohtalo on jatkuva supistuminen, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen, kun kaikki alkaneet fuusioreaktiot lakkaavat.
Nuoria keskimassaisia tähtiä
Nuoret tähdet, joiden massa on keskimääräinen (2-8 auringon massaa) [ ] kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin heidän pienemmät sisarensa ja veljensä, paitsi että heillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä pääsekvenssiin asti.
Tämän tyyppiset esineet liittyvät ns. Ae\Be Herbig-tähdet ovat spektriluokan B-F0 epäsäännöllisiä muuttujia. Niissä on myös levyt ja kaksinapaiset suihkut. Aineen ulosvirtausnopeus pinnalta, valoisuus ja tehollinen lämpötila ovat huomattavasti korkeammat kuin T Taurusilla, joten ne lämmittävät ja hajottavat tehokkaasti prototähtien pilven jäänteitä.
Nuoret tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaa
Tähdillä, joilla on tällainen massa, on jo normaalien tähtien ominaisuudet, koska ne ovat läpäisseet kaikki välivaiheet ja pystyneet saavuttamaan sellaisen nopeuden ydinreaktioihin, jotka kompensoivat säteilyn aiheuttaman energian menetyksen, kun taas massaa kertyi hydrostaattisen tasapainon saavuttamiseksi. ydin. Näille tähdille massan ja valoisuuden ulosvirtaus ovat niin suuria, että ne eivät vain estä molekyylipilven ulkoalueiden, jotka eivät ole vielä tulleet osaksi tähteä, painovoiman romahtamista, vaan päinvastoin hajottavat ne pois. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähden pilven massa. Todennäköisesti tämä selittää sen, ettei galaksissamme ole tähtiä, joiden massa on yli noin 300 Auringon massaa.
tähden elinkaaren puolivälissä
Tähtiä on saatavilla monenlaisia värejä ja kokoja. Niiden spektrityyppi vaihtelee kuumasta sinisestä viileään punaiseen ja massa 0,0767:stä noin 300 aurinkomassaan viimeaikaisten arvioiden mukaan. Tähden kirkkaus ja väri riippuvat sen pinnan lämpötilasta, jonka puolestaan määrää sen massa. Kaikki uudet tähdet "ottavat paikkansa" pääsarjassa kemiallisen koostumuksensa ja massansa mukaan. Tässä ei tietenkään ole kyse tähden fyysisestä liikkeestä - vain sen sijainnista ilmoitetussa kaaviossa, joka riippuu tähden parametreista. Itse asiassa tähden liike kaaviota pitkin vastaa vain muutosta tähden parametreissa.
Uudelle tasolle alkanut aineen lämpöydin "poltto" aiheuttaa tähden hirviömäisen laajenemisen. Tähti "turpoaa", tulee hyvin "löysäksi", ja sen koko kasvaa noin 100 kertaa. Joten tähdestä tulee punainen jättiläinen, ja heliumin palamisvaihe kestää noin useita miljoonia vuosia. Melkein kaikki punaiset jättiläiset ovat muuttuvia tähtiä.
Tähtien evoluution viimeiset vaiheet
Vanhat tähdet, joilla on pieni massa
Tällä hetkellä ei tiedetä varmasti, mitä valotähdille tapahtuu sen jälkeen, kun niiden sisätilojen vetyvarannot ovat loppuneet. Koska maailmankaikkeuden ikä on 13,7 miljardia vuotta, mikä ei riitä tällaisten tähtien vetypolttoaineen tyhjentämiseen, nykyiset teoriat perustuvat tällaisissa tähdissä tapahtuvien prosessien tietokonesimulaatioihin.
Jotkut tähdet voivat syntetisoida heliumia vain joillakin aktiivisilla vyöhykkeillä, mikä aiheuttaa niiden epävakautta ja voimakkaita tähtituulia. Tässä tapauksessa planetaarisen sumun muodostumista ei tapahdu, ja tähti vain haihtuu ja tulee jopa pienemmäksi kuin ruskea kääpiö [ ] .
Tähti, jonka massa on alle 0,5 aurinkomassaa, ei pysty muuttamaan heliumia edes sen jälkeen, kun vetyä sisältävät reaktiot lakkaavat sen ytimestä - tällaisen tähden massa on liian pieni tarjoamaan uutta painovoiman puristusvaihetta riittävässä määrin " sytytys" helium. Näihin tähtiin kuuluvat punaiset kääpiöt, kuten Proxima Centauri, joiden pääsekvenssien elinikä vaihtelee kymmenistä miljardeista kymmeniin biljooniin vuosiin. Termoydinreaktioiden päätyttyä ytimissään ne, vähitellen jäähtyessään, jatkavat heikosti säteilemistä sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.
keskikokoisia tähtiä
Saavuttuaan keskikokoinen tähti (0,4-3,4 auringon massaa) [ ] punaisesta jättiläisfaasista vety päättyy sen ytimeen ja alkavat hiilisynteesin reaktiot heliumista. Tämä prosessi tapahtuu korkeammissa lämpötiloissa ja siksi ytimestä tuleva energiavirta kasvaa ja tämän seurauksena tähden ulkokerrokset alkavat laajentua. Hiilen synteesin alkaminen merkitsee uutta vaihetta tähden elämässä ja jatkuu jonkin aikaa. Lähes Auringon kokoisella tähdellä tämä prosessi voi kestää noin miljardi vuotta.
Muutokset säteilevän energian määrässä saavat tähden käymään läpi epävakauden jaksoja, mukaan lukien koon, pintalämpötilan ja energian vapautumisen muutokset. Energian vapautuminen siirtyy kohti matalataajuista säteilyä. Kaikkeen tähän liittyy lisääntyvä massahäviö voimakkaiden tähtituulten ja voimakkaiden pulsaatioiden vuoksi. Tässä vaiheessa olevia tähtiä kutsutaan "myöhäisen tyypin tähdiksi" (myös "eläkkeellä oleviksi tähdiksi"), OH-IR tähdet tai Miran kaltaiset tähdet niiden tarkkojen ominaisuuksien mukaan. Ulospurkautuvassa kaasussa on suhteellisen paljon raskaita alkuaineita, joita syntyy tähden sisällä, kuten happea ja hiiltä. Kaasu muodostaa laajenevan kuoren ja jäähtyy liikkuessaan pois tähdestä, mikä mahdollistaa pölyhiukkasten ja molekyylien muodostumisen. Lähdetähden voimakkaalla infrapunasäteilyllä tällaisiin kuoriin muodostuu ihanteelliset olosuhteet kosmisten maserien aktivoimiseksi.
Heliumfuusioreaktiot ovat erittäin herkkiä lämpötilalle. Joskus tämä johtaa suureen epävakauteen. Syntyy voimakkaimmat pulsaatiot, jotka antavat uloimmille kerroksille riittävän kiihtyvyyden, jotta ne sinkoutuvat pois ja muuttuvat planetaariseksi sumuksi. Tällaisen sumun keskelle jää jäljelle tähden paljas ydin, jossa lämpöydinreaktiot lakkaavat ja jäähtyessään muuttuu heliumvalkoiseksi kääpiöksi, jonka massa on yleensä jopa 0,5-0,6 aurinkoa. massat ja halkaisija, joka on luokkaa Maan halkaisijaa.
Suurin osa tähdistä, mukaan lukien aurinko, saattaa evoluutionsa loppuun supistumalla, kunnes degeneroituneiden elektronien paine tasapainottaa painovoimaa. Tässä tilassa, kun tähden koko pienenee kertoimella sata ja tiheys on miljoona kertaa suurempi kuin veden, tähti kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi. Se on vailla energianlähteitä ja vähitellen jäähtyessään siitä tulee näkymätön musta kääpiö.
Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä rappeutuneiden elektronien paine ei voi pysäyttää ytimen puristusta, ja elektronit alkavat "puristua" atomiytimiksi, mikä muuttaa protonit neutroneiksi, joiden välillä ei ole sähköstaattista hylkäysvoimaa. Tällainen aineen neutronointi johtaa siihen, että tähden, joka nyt on itse asiassa yksi valtava atomiydin, koko mitataan useissa kilometreissä ja tiheys on 100 miljoonaa kertaa suurempi kuin veden tiheys. Tällaista kohdetta kutsutaan neutronitähdeksi; sen tasapainoa ylläpitää degeneroituneen neutroniaineen paine.
supermassiiviset tähdet
Kun tähti, jonka massa on suurempi kuin viisi auringon massaa, tulee punaisen superjättiläisen vaiheeseen, sen ydin alkaa kutistua gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Kun puristus kasvaa, lämpötila ja tiheys kasvavat, ja uusi lämpöydinreaktioiden sarja alkaa. Tällaisissa reaktioissa syntetisoidaan yhä raskaampia alkuaineita: heliumia, hiiltä, happea, piitä ja rautaa, mikä väliaikaisesti estää ytimen romahtamisen.
Tämän seurauksena, kun jaksollisen järjestelmän raskaita elementtejä muodostuu yhä enemmän, rauta-56 syntetisoituu piistä. Tässä vaiheessa eksoterminen lämpöydinfuusio tulee mahdottomaksi, koska rauta-56-ytimessä on maksimimassavika, ja raskaampien ytimien muodostuminen energian vapautuessa on mahdotonta. Siksi, kun tähden rautasydän saavuttaa tietyn koon, siinä oleva paine ei enää kestä tähden päällä olevien kerrosten painoa, ja ytimen välitön romahdus tapahtuu sen aineen neutronisoituessa.
Mitä seuraavaksi tapahtuu, ei ole vielä täysin selvää, mutta joka tapauksessa meneillään olevat prosessit johtavat muutamassa sekunnissa uskomattoman voimakkaaseen supernovaräjähdukseen.
Voimakkaat neutrino-suihkut ja pyörivä magneettikenttä työntävät ulos suurimman osan tähden keräämästä materiaalista [ ] - niin sanotut istuinosat, mukaan lukien rauta- ja kevyemmät elementit. Laajentuvaa ainetta pommittavat tähden ytimestä lähtevät neutronit, jotka vangitsevat ne ja luovat siten joukon rautaa raskaampia alkuaineita, mukaan lukien radioaktiiviset, uraaniin asti (ja mahdollisesti jopa Kaliforniaan). Supernovaräjähdykset selittävät siis rautaa raskaampien alkuaineiden esiintymisen tähtienvälisessä aineessa, mutta tämä ei ole ainoa mahdollinen tapa niiden muodostumiselle, mitä esimerkiksi teknetiumtähdet osoittavat.
räjähdysaalto ja Neutrinosuihkut kuljettavat ainetta pois kuolevasta tähdestä [ ] tähtienväliseen avaruuteen. Myöhemmin, kun se jäähtyy ja kulkee avaruuden halki, tämä supernovamateriaali voi törmätä muihin avaruuden "romuihin" ja mahdollisesti osallistua uusien tähtien, planeettojen tai satelliittien muodostumiseen.
Supernovan muodostumisen aikana tapahtuvia prosesseja tutkitaan edelleen, eikä tämä asia ole toistaiseksi selvä. Kysymys on myös siitä hetkestä, mitä alkuperäisestä tähdestä on jäljellä. Kuitenkin kahta vaihtoehtoa harkitaan: neutronitähtiä ja mustia aukkoja.
neutronitähdet
Tiedetään, että joissakin supernoveissa superjättiläisen sisällä oleva voimakas painovoima saa elektronit absorboitumaan atomiytimeen, jossa ne sulautuessaan protonien kanssa muodostavat neutroneja. Tätä prosessia kutsutaan neutronisaatioksi. Läheisiä ytimiä erottavat sähkömagneettiset voimat katoavat. Tähden ydin on nyt tiheä atomiytimien ja yksittäisten neutronien pallo.
Tällaiset tähdet, jotka tunnetaan neutronitähdinä, ovat erittäin pieniä - ei suurempia kuin suuri kaupunki - ja niillä on käsittämättömän suuri tiheys. Niiden kiertoaika tulee erittäin lyhyeksi tähden koon pienentyessä (johtuen liikemäärän säilymisestä). Jotkut neutronitähdet tekevät 600 kierrosta sekunnissa. Joillakin niistä säteilyvektorin ja pyörimisakselin välinen kulma voi olla sellainen, että maa putoaa tämän säteilyn muodostamaan kartioon; tässä tapauksessa on mahdollista tallentaa säteilypulssi, joka toistuu ajan välein, joka vastaa tähden pyörimisjaksoa. Tällaisia neutronitähtiä kutsuttiin "pulsareiksi", ja niistä tuli ensimmäiset löydetyt neutronitähdet.
Mustat aukot
Kaikista tähdistä, jotka ovat läpäisseet supernovaräjähdyksen, ei tule neutronitähtiä. Jos tähdellä on riittävän suuri massa, tällaisen tähden romahtaminen jatkuu, ja itse neutronit alkavat pudota sisäänpäin, kunnes sen säde on pienempi kuin Schwarzschildin säde. Tähdestä tulee sitten musta aukko.
Mustien aukkojen olemassaolo ennusti yleisellä suhteellisuusteorialla. Tämän teorian mukaan
