Kokoerosta huolimatta kaikilla näillä tähdillä oli kehityksensä alussa samanlainen koostumus.

Se, mistä tähdet on tehty, määrittää täysin niiden luonteen ja kohtalon - väristä ja kirkkaudesta elinikään. Lisäksi tähden koostumus on sidottu koko sen muodostumisprosessiin, samoin kuin sen muodostumiseen - ja meidän. aurinkokunta mukaan lukien.

Mikä tahansa tähti elämänsä alussa - olipa kyseessä meidän kaltaiset hirviömäiset jättiläiset tai meidän kaltaiset keltaiset kääpiöt - koostuu suunnilleen yhtä suuresta osasta samoja aineita. Tämä on 73 % vetyä, 25 % heliumia ja vielä 2 % atomia muita raskaita aineita. Melkein sama oli maailmankaikkeuden koostumus vuoden jälkeen, lukuun ottamatta 2 % raskaita alkuaineita. Ne muodostuivat universumin ensimmäisten tähtien räjähdyksen jälkeen, joiden koko ylitti nykyisten galaksien laajuuden.

Miksi sitten tähdet ovat niin erilaisia? Salaisuus piilee noissa "ylimääräisissä" kahdessa prosentissa näyttelijöistä. Tämä ei ole ainoa tekijä - on selvää, että tähden massalla on melko suuri rooli. Se määrää valaisimen kohtalon - se palaa parissa sadassa miljoonassa vuodessa, kuten, tai se loistaa miljardeja vuosia, kuten aurinko. Lisäaineet tähden koostumuksessa voivat kuitenkin ohittaa kaikki muut ehdot.

Tähden SDSS J102915 +172927 koostumus on identtinen alkuräjähdyksen jälkeen muodostuneiden ensimmäisten tähtien kanssa.

Syvälle tähtiin

Mutta kuinka niin pieni osa tähden koostumuksesta voi vakavasti muuttaa sen toimintaa? Henkilölle, joka koostuu keskimäärin 70% vedestä, 2%:n nesteen menetys ei ole kauheaa - se tuntuu vain voimakkaalta janolta eikä johda peruuttamattomiin muutoksiin kehossa. Mutta universumi on erittäin herkkä pienimmillekin muutoksille - jos aurinkomme koostumuksen 50. osa on ainakin hieman erilainen, elämää ei olisi voinut muodostua.

Kuinka se toimii? Aluksi muistetaan yksi gravitaatiovuorovaikutusten tärkeimmistä seurauksista, joka mainitaan kaikkialla tähtitieteessä - raskas pyrkii keskelle. Mikä tahansa planeetta palvelee tätä periaatetta: raskaimmat alkuaineet, kuten rauta, sijaitsevat ytimessä, kun taas kevyemmät ovat ulkopuolella.

Sama tapahtuu, kun tähti muodostuu hajaaineesta. Perinteisessä tähden rakenteen standardissa helium muodostaa tähden ytimen ja sitä ympäröivä kuori on koottu vedystä. Kun heliumin massa ylittää Kriittinen piste, gravitaatiovoimat puristavat ydintä sellaisella voimalla, että heliumin ja vedyn välisissä välikerroksissa ytimessä alkaa.

Silloin tähti syttyy - vielä hyvin nuori, vetypilvien peitossa, jotka lopulta asettuvat sen pinnalle. Hehku soittaa tärkeä rooli tähden olemassaolossa - juuri ne, jotka yrittävät paeta ytimestä lämpöydinreaktion jälkeen, estävät valaisimen välittömästä puristumisesta sisään tai. Myös tavallinen konvektio pätee, aineen liike lämpötilan vaikutuksesta - ionisoituu lämmöllä ytimessä, vetyatomit nousevat tähden ylempiin kerroksiin sekoittaen siten aineen siinä.

Mitä tekemistä tähden 2 prosentilla raskaista aineista on sen kanssa? Tosiasia on, että mikä tahansa heliumia raskaampi alkuaine - oli se sitten hiili, happi tai metallit - päätyy väistämättä ytimen keskelle. Ne alentavat massapalkkia, jonka saavuttaessa syttyy lämpöydinreaktio - ja mitä raskaampaa aine on keskellä, sitä nopeammin ydin syttyy. Tässä tapauksessa se säteilee kuitenkin vähemmän energiaa - vedyn palamisen episentrumin koko on vaatimattomampi kuin jos tähden ydin koostuisi puhtaasta heliumista.

Aurinko onnekas?

Joten 4 ja puoli miljardia vuotta sitten, kun Auringosta tuli vasta täysimittainen tähti, se koostui samasta materiaalista kuin muutkin - kolme neljäsosaa vedystä, neljäsosa heliumia ja viideskymmenesosa metalliepäpuhtauksia. Näiden lisäaineiden erityisen konfiguraation ansiosta Auringon energiasta tuli sopiva elämän läsnäoloa varten sen järjestelmässä.

Metallit eivät tarkoita vain nikkeliä, rautaa tai kultaa – tähtitieteilijät kutsuvat metalleja muuksi kuin vedyksi ja heliumiksi. Sumu, josta teorian mukaan muodostui, oli erittäin metalloitunut - se koostui supernovien jäännöksistä, joista tuli raskaiden alkuaineiden lähde universumissa. Tähtiä, joiden syntymäolosuhteet olivat samankaltaiset kuin Auringon, kutsutaan populaatiotähteiksi I. Tällaisia ​​valaisimia on suurin osa meistä.

Tiedämme jo, että Auringon sisältämien metallien 2 %:n vuoksi se palaa hitaammin - tämä ei tarjoa tähdelle vain pitkän "elämän", vaan myös tasaisen energiansaannin - tärkeää elämän syntymiselle. kriteerien perusteella. Sitä paitsi, varhainen aloitus lämpöydinreaktio vaikutti siihen, että aurinkovauva ei absorboinut kaikkia raskaita aineita - tämän seurauksena nykyiset planeetat pystyivät syntymään ja muodostumaan täysin.

Muuten, Aurinko saattoi palaa hieman himmeämmin - vaikkakin pieni, mutta silti merkittävä osa metalleista otettiin Auringosta kaasujättiläisten toimesta. Ensinnäkin on syytä korostaa, mikä on muuttunut paljon aurinkokunnassa. Planeettojen vaikutus tähtien koostumukseen on todistettu kolminkertaisen tähtijärjestelmän havainnointiprosessissa. Auringon kaltaisia ​​tähtiä on kaksi, ja yhden läheltä löydettiin kaasujättiläinen, jonka massa on vähintään 1,6 kertaa Jupiterin massa. Tämän tähden metallointi osoittautui huomattavasti alhaisemmaksi kuin sen naapuri.

Tähtien ikääntyminen ja koostumuksen muutos

Aika ei kuitenkaan pysähdy - ja tähtien sisällä tapahtuvat lämpöydinreaktiot muuttavat vähitellen niiden koostumusta. Pääasiallinen ja yksinkertaisin fuusioreaktio, joka tapahtuu useimmissa universumin tähdissä, mukaan lukien aurinkomme, on protoni-protoni-kierto. Siinä neljä vetyatomia sulautuvat yhteen muodostaen lopulta yhden heliumatomin ja erittäin suuren energiansaannon - jopa 98% tähden kokonaisenergiasta. Tällaista prosessia kutsutaan myös vedyn "polttamiseksi": Auringossa "palaa" jopa 4 miljoonaa tonnia vetyä sekunnissa.

Miten tähden koostumus muuttuu prosessissa? Tämän voimme ymmärtää, mitä olemme jo oppineet artikkelissa olevista tähdistä. Ajatellaanpa esimerkkiä Auringostamme: heliumin määrä ytimessä kasvaa; vastaavasti tähden ytimen tilavuus kasvaa. Tämän vuoksi lämpöydinreaktion pinta-ala kasvaa ja sen mukana hehkun voimakkuus ja Auringon lämpötila. Miljardin vuoden kuluttua (5,6 miljardin vuoden iässä) tähden energia kasvaa 10%. 8 miljardin vuoden iässä (3 miljardin vuoden kuluttua tänään) auringon säteily on 140 % nykyisestä - olosuhteet maapallolla ovat siihen mennessä muuttuneet niin paljon, että se muistuttaa täsmälleen.

Protoni-protonireaktion intensiteetin lisääntyminen vaikuttaa suuresti tähden koostumukseen - vety, johon on vähän vaikuttanut syntymähetkestä lähtien, palaa paljon nopeammin. Auringon kuoren ja sen ytimen välinen tasapaino häiriintyy - vetykuori laajenee ja heliumin ydin päinvastoin kapenee. 11 miljardin vuoden iässä tähden ytimestä tuleva säteilyvoima tulee heikommaksi kuin sitä puristava painovoima - kasvava puristus lämmittää nyt ytimen.

Merkittäviä muutoksia tähden koostumuksessa tapahtuu vielä miljardin vuoden kuluttua, jolloin Auringon ytimen lämpötila ja puristus kohoavat niin paljon, että lämpöydinreaktion seuraava vaihe, heliumin "poltto", alkaa. Reaktion seurauksena atomiytimet helium paakkuuntuu ensin yhteen ja muuttuu epävakaaksi berylliumiksi ja sitten hiileksi ja hapeksi. Tämän reaktion voimakkuus on uskomattoman suuri - kun koskemattomat heliumsaaret sytytetään, aurinko välähtää jopa 5200 kertaa kirkkaammin kuin nykyään!

Näiden prosessien aikana Auringon ydin jatkaa edelleen lämpenemistä ja kuori laajenee Maan kiertoradan rajoille ja jäähtyy merkittävästi - koska mitä lisää aluetta säteilyä, sitä enemmän energiaa keho menettää. Myös valaisimen massa kärsii: tähtien tuulivirrat kuljettavat heliumin, vedyn ja vasta muodostuneen hiilen jäänteitä hapen kanssa syvään avaruuteen. Joten aurinkomme muuttuu. Tähden kehitys saatetaan täysin päätökseen, kun tähden kuori vihdoin tyhjenee ja jäljelle jää vain tiheä, kuuma ja pieni ydin -. Se jäähtyy hitaasti miljardien vuosien aikana.

Muiden tähtien kuin Auringon koostumuksen kehitys

Heliumin palamisvaiheessa Auringon kokoisessa tähdessä lämpöydinprosessit päättyvät. Pienten tähtien massa ei riitä sytyttämään äskettäin muodostunutta hiiltä ja happea - valon täytyy olla vähintään 5 kertaa Auringon massiivista, jotta hiilen ydinmuutos alkaa.

Vuosisatojen ajan joka yö näemme taivaalla salaperäisiä valoja - universumimme tähtiä. Muinaisina aikoina ihmiset näkivät eläinhahmoja tähtiryhmissä, ja myöhemmin niitä alettiin kutsua tähtikuviksi. Tällä hetkellä tutkijat tunnistavat 88 tähtikuviota, jotka jakavat yötaivaan osiin. Tähdet ovat aurinkokunnan energian ja valon lähteitä. He pystyvät luomaan raskaita elementtejä, jotka ovat välttämättömiä elämän alussa. Siten Aurinko antaa lämpönsä kaikelle planeetan elämälle. Tähtien kirkkausaste määräytyy niiden koon mukaan.

Tähti Canis Majoris tähdistöstä Iso koira on maailmankaikkeuden suurin. Se sijaitsee 5 tuhannen valovuoden päässä aurinkokunnasta. Sen halkaisija on 2,9 miljardia kilometriä.

Tietenkään kaikki avaruuden tähdet eivät ole niin suuria. Siellä on myös kääpiötähtiä. Tutkijat arvioivat tähtien suuruutta asteikolla - mitä kirkkaampi tähti, sitä pienempi sen lukumäärä. Eniten kirkas tähti Sirius yötaivaalla. Tähtien värit on jaettu luokkiin, jotka osoittavat niiden lämpötilan. Luokka O sisältää kuumimmat, ne ovat sinisiä. Punaiset tähdet ovat kylmimpiä.

On huomattava, että tähdet eivät tuikki. Tämä vaikutus on samanlainen kuin mitä havaitsemme kuumina kesäpäivinä, kun katsomme kuumaa betonia tai asfalttia. Näyttää siltä, ​​​​että katsomme vapisevan lasin läpi. Tämä sama prosessi aiheuttaa illuusion tuikkuvasta tähdestä. Mitä lähempänä se on planeettaamme, sitä enemmän se "kiiltää".

Tähtien tyypit

Pääsekvenssi on tähden elinikä, joka riippuu sen koosta. Pienet tähdet loistavat pidempään, suuret päinvastoin vähemmän. Massiivisilla tähdillä riittää polttoainetta pariksisadaksi tuhanneksi vuodeksi, kun taas pienet palavat miljardeja vuosia.

Punainen jättiläinen on suuri tähti, jonka sävy on oranssi tai punertava. Tämän tyyppiset tähdet ovat erittäin suuria, satoja kertoja tavallista suurempia. Massiivisimmista heistä tulee superjättiläisiä. Orionin tähdistöstä kotoisin oleva Betelgeuse on punaisista superjättiläisistä kirkkain.

Valkoinen kääpiö on tavallisen tähden jäänteitä punaisen jättiläisen jälkeen. Nämä tähdet ovat melko tiheitä. Niiden koko ei ole suurempi kuin planeettamme, mutta niiden massaa voidaan verrata aurinkoon. Valkoisten kääpiöiden lämpötila saavuttaa 100 tuhatta astetta ja enemmän.

Ruskeita kääpiöitä kutsutaan myös alitähdiksi. Nämä ovat kaasumassiivisia palloja, jotka ovat suurempia kuin Jupiter ja pienempiä kuin Aurinko. Nämä tähdet eivät säteile lämpöä ja valoa. Ne ovat tummia aineen hyytymiä.

Kefeidi. Sen sykkimisjakso vaihtelee muutamasta sekunnista useisiin vuosiin. Kaikki riippuu muuttuvan tähden tyypistä. Kefeidit muuttavat valovoimaansa elämän lopussa ja alussa. Ne voivat olla ulkoisia ja sisäisiä.

Useimmat tähdet ovat osa tähtijärjestelmät. Binääritähdet ovat kaksi gravitaatioon sitoutunutta tähteä. Tutkijat ovat osoittaneet, että puolella galaksin tähdistä on pari. Ne voivat ylittää toistensa, koska niiden kiertoradat ovat pienessä kulmassa näkölinjaan nähden.

Uusia tähtiä. Tämä on eräänlainen kataklysminen muuttuva tähti. Niiden kirkkaus ei muutu yhtä dramaattisesti kuin supernovat. Galaksissamme on kaksi ryhmää uusia tähtiä: uudet pullistumat (hitaammat ja heikommat) ja uudet levyt (nopeammat ja kirkkaammat).

Supernovat. Tähdet, jotka saattavat evoluution päätökseen räjähdysmäisessä prosessissa. Tätä termiä käytettiin viittaamaan tähtiin, jotka leimahtivat voimakkaammin kuin uusia. Mutta kumpikaan ei ole uusi. Aina vilkkuvat tähdet, jotka ovat jo olemassa.

Hypernovat. Tämä on erittäin suuri supernova. Teoriassa ne voisivat luoda vakavan uhan maapallolle voimakkaalla välähdyksellä, mutta ei Tämä hetki planeettamme lähellä ei ole vastaavia tähtiä.

Tähtien elinkaari

Tähti saa alkunsa kaasu- ja pölypilvestä, jota kutsutaan sumuksi. Supernovan räjähdysaalto tai lähellä olevan tähden painovoima voi saada sen romahtamaan. Pilvielementit kerääntyvät tiheäksi alueeksi, jota kutsutaan prototähdeksi. Seuraavalla puristuksella se lämpenee ja saavuttaa kriittisen massan. Tapahtuman jälkeen ydinprosessi, ja tähti käy läpi kaikki olemassaolon vaiheet. Ensimmäinen on vakain ja pisin. Mutta ajan myötä polttoaine loppuu, ja pienestä tähdestä tulee punainen jättiläinen ja suuresta punainen jättiläinen. Tämä vaihe kestää, kunnes polttoaine on täysin lopussa. Tähden jälkeen jäänyt sumu voi laajentua miljoonien vuosien aikana. Sen jälkeen siihen vaikuttaa räjähdysaalto tai painovoima, ja kaikki toistaa itseään alusta alkaen.

Pääprosessit ja ominaisuudet

Tähdellä on kaksi parametria, jotka määräävät kaikki sisäiset prosessit - kemiallinen koostumus ja massa. Kun ne annetaan yhdelle tähdelle, voidaan ennustaa tähden spektri, kirkkaus ja sisäinen rakenne.

Etäisyys

On monia tapoja määrittää etäisyys tähtiin. Tarkin on parallaksimittaus. Tähtitieteilijä Vasily Struve mittasi etäisyyden Vegaan vuonna 1873. Jos tähti on tähtijoukossa, etäisyys tähteen voidaan katsoa yhtä suureksi kuin etäisyys tähtijoukoon. Jos tähti on Kefeidi-luokasta, etäisyys voidaan laskea tähtien absoluuttisen suuruuden - pulsaatiojakson - riippuvuudesta. Tähtitieteilijät käyttävät fotometriaa määrittääkseen etäisyyden kaukaisiin tähtiin.

Paino

Tähden tarkka massa määritetään, jos se on kaksitähden komponentti. Tätä varten käytetään Keplerin kolmatta lakia. Voit myös epäsuorasti määrittää massan esimerkiksi valoisuuden - massan -riippuvuudesta. Vuonna 2010 tutkijat ehdottivat toista tapaa laskea massa. Se perustuu havaintoihin planeetan kulkemisesta satelliitin kanssa tähden kiekon poikki. Keplerin lakeja soveltamalla ja tutkittuaan kaikki tiedot he määrittävät tähden tiheyden ja massan, satelliitin ja planeetan pyörimisajan sekä muut ominaisuudet. Toistaiseksi tätä menetelmää on käytetty käytännössä.

Kemiallinen koostumus

Kemiallinen koostumus riippuu tähden tyypistä ja sen massasta. Suurissa tähdissä ei ole heliumia raskaampia alkuaineita, ja punaisissa ja keltaisissa kääpiöissä on niitä suhteellisen runsaasti. Tämä auttaa tähtiä syttymään.

Rakenne

Sisäisiä vyöhykkeitä on kolme: konvektiivinen, ydin- ja säteilysiirtovyöhyke.

konvektiivinen vyöhyke. Tässä sopimuksesta johtuen energiaa siirretään.

Ydin on tähden keskeinen osa, jossa tapahtuu ydinreaktioita.

Säteilevä vyöhyke. Tässä energiansiirto tapahtuu fotonien emission vuoksi. Pienissä tähdissä tämä vyöhyke puuttuu, suurissa tähdissä se sijaitsee konvektiivisen vyöhykkeen ja ytimen välissä.

Ilmakehä on tähden pinnan yläpuolella. Se koostuu kolmesta osasta - kromosfääristä, fotosfääristä ja koronasta. Fotosfääri on sen syvin osa.

tähtien tuuli

Tämä on prosessi, jolla aine virtaa tähdestä tähtienvälinen avaruus. Sillä on tärkeä rooli evoluutiossa. Tähtituulen seurauksena tähden massa pienenee, mikä tarkoittaa, että sen elinikä riippuu täysin tämän prosessin voimakkuudesta.

Tähtien merkitsemisen periaatteet ja luettelot

Galaksissa on yli 200 miljardia tähteä. Niitä on niin paljon suurten teleskooppien valokuvissa, ettei niitä kaikkia ole järkevää nimetä ja edes laskea. Noin 0,01 prosenttia galaksimme tähdistä on luetteloitu. Jokaisessa kansakunnassa kirkkaimmat tähdet ovat saaneet nimet. Esimerkiksi Algol, Rigel, Aldebaran, Deneb ja muut tulevat arabiasta.

Bayerin uranometriassa tähdet merkitään kreikkalaisilla kirjaimilla. aakkosjärjestyksessä kirkkauden mukaan laskevassa järjestyksessä (α on kirkkain, β on kirkkauden toinen). Jos kreikkalaiset aakkoset eivät riittäneet, käytettiin latinaa. Jotkut tähdet on nimetty tutkijoiden mukaan, jotka ovat kuvanneet niiden ainutlaatuiset ominaisuudet.

Otava

Tähdistö Ursa Major on 7 upeaa tähteä, jotka on melko helppo löytää taivaalta. Näiden lisäksi tähdistössä on 125 muuta tähteä. Tämä tähdistö on yksi suurimmista ja kaappaa 1280 neliömetriä taivaalla. astetta. Tutkijat ovat havainneet, että ämpäritähdet ovat eri etäisyydellä meistä.

Lähin on tähti Aliot, kaukaisin on Benetnash. Tähtitieteen ystäville tämä tähdistö voi toimia "harjoituskenttänä":

· Otavan ansiosta voit helposti löytää muita tähtikuvioita.

· Vuoden aikana se näyttää selkeästi taivaan kierron päivässä ja sen ulkonäön uudelleenjärjestelyn.

· Jos muistat tähtien väliset kulmaetäisyydet, voit tehdä likimääräisiä kulmamittauksia.

· Tuskin havaittavalla kaukoputkella voit nähdä Ursa Majorin muuttujat ja kaksoistähdet.

Legendat ja myytit tähdistöstä

"Kauha" on ollut meille tuttu muinaisista ajoista lähtien. Muinaiset kreikkalaiset väittivät, että tämä oli nymfi Calisto, joka oli Artemiksen kumppani ja Zeuksen rakas. Hän ei huomioinut sääntöjä ja tuonut jumalattaren epäsuotuisaan asemaan. Hän muutti hänet karhuksi ja sytytti koirat tuleen. Jotta Zeuksen rakas oli turvassa, hän nosti hänet taivaaseen. Tämä tapahtuma on synkkä, ja joka kerta tähän tarinaan yritetään lisätä jotain uutta, kuten esimerkiksi Ursa Minoriksi muutetun nymfi Calliston tyttöystävä.

Ursa Major voidaan nähdä myös päivällä interaktiivisen tähdistökartan avulla. Täältä löydät muita pieniä ja suuria tähtikuvioita, katso ne suuressa likimäärässä.

Pienet tuikkivat pisteet pimeässä yötaivaalla. He näyttivät olleen aina siellä. Sadat miljoonat ihmiset ihailevat kauniita kuvia salaperäinen tähtitaivas ja tämän taivaanvahvuuden ihailemiseksi ei ole ollenkaan välttämätöntä tuntea tähtien fyysisiä ominaisuuksia - tämä on kauneutta koskemattomassa tilassaan. Salaperäisyys on aina ympäröinyt tähtiä, ja tämä houkutteli niihin tuhansia tiedemiehiä, amatöörejä, taikureita ja vain romantikoita. Mies liittyy tähtitaivas heidän kohtalonsa, nykyisyys, menneisyys ja tulevaisuus. Mutta jos katsomme tähdet fyysisinä esineinä, luonnollinen tie niiden tietoon kulkee mittausten ja ominaisuuksien vertailun kautta. Nykytiede todella tekee tähtitiedettä.

Vaikka de Saint-Exupery sanoi: "Olet integroinut tähdet, ja he ovat menettäneet mysteerinsä ja romantiikkansa ...", jatkamme opiskelua mystinen maailma johon kuulumme.

Mitä tähdet edustivat muinaisille kulttuureille?

Ehkä nämä ovat sieluja, tai ehkä jumalia, ehkä nämä ovat jumalien kyyneleitä, mutta kukaan ei voinut kuvitella, että nämä ovat taivaankappaleita, samanlaisia ​​kuin aurinkomme.

Kuuta ja aurinkoa sekä tiettyjä tunnettuja tähtikuvioita ja tähtiä palvottiin kaikkialla maailmassa. Ihmiset palvoivat niitä.

Muinaiset egyptiläiset uskoivat, että kun ihmiset selvittävät tähtien luonteen, tulisi maailmanloppu. Toiset kansat uskoivat, että elämä maan päällä loppuisi heti, kun Koirien tähdistö saavuttaa Otavan. Betlehemin tähti merkitsi Jeesuksen Kristuksen tuloa, ja tähti Koiruoho ilmoittaa maailman lopusta.

Kaikki tämä puhuu kaunopuheisesti tähtitaivaan tuntemisen suuresta merkityksestä ihmisille. Esimerkiksi yksi antiikin suurimmista tähtitieteilijöistä oli Ulugbek Samarakanista, hänen havaintojensa ja laskelmiensa tarkkuus oli hämmästyttävää, ja kaikki tämä tapahtui aikana, jolloin kukaan ei ollut vielä ajatellut teleskooppeja ... kaukaisella 1400-luvulla. Aikamme tutkijat jopa epäilivät näiden tietojen aitoutta. Kaikissa muinaisissa kulttuureissa oli valtavat observatoriot, joissa viisaat tai papit, shamaanit tai mestarit suorittivat havaintojaan. Tällainen tieto oli välttämätöntä. Kalentereita, ennusteita, horoskooppeja koottiin. Yksi mielenkiintoisia löytöjä tiedemiehille olivat muinaisten mayojen, pappien, laatimia kalentereita muinainen Egypti olivat myös ensimmäisten tähtitieteilijöiden joukossa.

Mutta selvennyksenä on huomattava, että noina kaukaisina aikoina tähtitieteen tiedettä ei vielä ollut olemassa, se oli vain yksi astrologian komponenteista. Muinaiset kiinnittivät suurta huomiota ihmisen kohtalon ja maailmassa tapahtuvan väliseen yhteyteen tähtitaivaan tilaan.

Salaisuudet paljastettiin suurella vaivalla, ja vastauksia oli yhä vähemmän verrattuna kysymyksiin, jotka tuottivat samat vastaukset.

Ihminen on erittäin mielenkiintoinen olento. Hän kerää vuosituhansien aikana hankittua tietoa, mutta samalla joskus unohtaa, että tieto on paljon tärkeämpää kuin sodat ja tuho - niin paljon menetetään ja nykytieteen on aloitettava kaikki alusta.

Ihmisen oli erittäin tärkeää tietää, että tässä maailmassa on jotain ikuista - kuten tähdet, ihmiset ajattelivat, että ne ovat aina olemassa eivätkä koskaan muuttuneet. Mutta tämä mielipide osoittautui virheelliseksi, ei ole enää salaisuus kenellekään, että tähtitaivaan kuva ei ole enää sama kuin 4-5 tuhatta vuotta sitten, tähdet ilmestyvät ja katoavat ja "liikkuvat" taivaalla. Heillä on oma elämä. Englantilainen tähtitieteilijä Edmund Halley huomasi vuonna 1718 Siriuksen, Procyonin ja Arcturuksen tähtien liikkeen suhteessa muihin. Nämä olivat kirkkaimmat tähdet taivaalla, nyt on todettu, että tällainen liike on malli kaikille tähdille. Mutta esimerkiksi muinaiset kreikkalaiset tiesivät, että tähdet muuttavat kirkkaustaan. Nykyajan tiede on osoittanut, että tämä ominaisuus on luontainen monille tähdille.

Englantilainen tähtitieteilijä William Herschel oletti 1700-luvun lopulla, että kaikki tähdet säteilevät saman määrän valoa, ja ero näennäiskirkkaudessa johtuu vain niiden erilaisesta etäisyydestä Maasta. Mutta vuonna 1837, kun etäisyys lähimpiin tähtiin mitattiin, hänen teoriansa osoittautui vääräksi.

Järjestelmämme päätyi hiljaiseen osaan galaksia, kaukana kuumista tähdistä ja kirkkaista valoista, joten tähdistä ei niin pitkään voitu oppia mitään. Tämän seurauksena tutkijat käänsivät katseensa lähimpään tähteen - aurinkoon.

1800-luvun puoliväliin asti uskottiin, että Auringon ulkokerros oli kuuma, ja sen alle piiloutui kylmä pinta, joka oli toisinaan näkyvissä täplistä - kuumien aurinkopilvien aukoista. Tämän hypoteesin selittämiseksi oletettiin, että komeettoja ja meteoriitteja putosivat jatkuvasti pinnalle, mikä välittää kineettinen energia. He yrittivät selittää Auringon energian vapautumista tavallisella maanpäällisellä tulella - kemiallisten reaktioiden aikana vapautuvalla lämmöllä. Mutta tässä tapauksessa koko aurinkoenergian "polttopuu" palaisi loppuun muutamassa tuhannessa vuodessa. Ja jopa muinaiset tiesivät, että valaisin oli paljon suurempi.

Vuonna 1853 saksalainen fyysikko Hermann Helmholtz ehdotti, että tähtien energian lähde on niiden puristuminen, koska kaikki tietävät, että kaasu lämpenee puristuksen aikana. [ Yksinkertainen esimerkki tavallinen polkupyörän pumppu, joka lämpenee pumpattaessa, voi palvella.] Tässä tapauksessa kaikkea energiaa ei käytetä kaasun lämmittämiseen, osa siitä kuluu säteilyyn. Kompressio on jo paljon tehokkaampi lähde kuin pelkkä poltto. Kutistuva aurinko voi paistaa kymmeniä miljoonia vuosia. Mutta Auringon energiajärjestelmä on toiminut jatkuvasti useita miljardeja vuosia, ja tiedemiehet ovat jo todistaneet tämän tosiasian.

Tähden tärkeimmät ominaisuudet, jotka voidaan tavalla tai toisella määrittää havaintojen perusteella, ovat: sen säteilyn teho (valoisuus), ilmakehän massa, säde ja kemiallinen koostumus sekä sen lämpötila. Samaan aikaan, kun tiedät joitain lisäparametreja, voit laskea tähden iän. Mutta palaamme tähän myöhemmin.

Tähtien elämänpolku on melko monimutkainen. Historiansa aikana se lämpenee erittäin korkeisiin lämpötiloihin ja jäähtyy siinä määrin, että sen ilmakehään alkaa muodostua pölyhiukkasia. Tähti laajenee suureen kokoon, joka on verrattavissa Marsin kiertoradan kokoon, ja kutistuu useisiin kymmeniin kilometreihin. Sen valoisuus kasvaa valtaviin arvoihin ja putoaa lähes nollaan.

Tähtien elämä ei aina mene mutkattomasti. Kuvaa sen evoluutiosta monimutkaistaa pyöriminen, joskus erittäin nopea, stabiilisuuden rajalla (nopealla pyörimisellä keskipakovoimat pyrkivät rikkomaan tähden). Joidenkin tähtien pyörimisnopeus pinnalla on 500-600 km/s. Auringon osalta tämä arvo on noin 2 km/s. Aurinko on suhteellisen tyyni tähti, mutta senkin pinnalla tapahtuu vaihteluja eri jaksoissa, räjähdyksiä ja ainepäästöjä. Joidenkin muiden tähtien aktiivisuus on verrattoman korkeampi. Evoluutionsa tietyissä vaiheissa tähti voi muuttua muuttuvaksi, alkaa säännöllisesti muuttaa kirkkauttaan, kutistua ja laajentua uudelleen. Ja joskus tähdissä tapahtuu voimakkaita räjähdyksiä. Kun massiivimmat tähdet räjähtävät, niiden loisto on Lyhytaikainen voi ylittää kaikki muut galaksin tähdet yhteensä.

1900-luvun alussa pääosin englantilaisen astrofyysikon Arthur Eddingtonin töistä johtuen ajatus tähdistä kuumina kaasupalloina, jotka sisälsivät syvyydessään energialähteen, heliumytimien lämpöydinfuusion vetyytimistä, syntyi lopulta. muodostettu. Myöhemmin kävi ilmi, että raskaampia kemiallisia alkuaineita voidaan syntetisoida myös tähdissä. Aine, josta mikä tahansa kirja on tehty, kulki myös "lämpöydinuunin" läpi ja heitettiin siihen tilaa sen synnyttäneen tähden räjähdyksessä.

Nykyajan ideoiden mukaan elämän polku yhden tähden määrää sen alkuperäinen massa ja kemiallinen koostumus. Mikä on tähden pienin mahdollinen massa, emme voi varmuudella sanoa. Tosiasia on, että pienimassaiset tähdet ovat hyvin himmeitä esineitä ja niitä on melko vaikea havaita. Teoria tähtien evoluutio väittää, että kappaleissa, jotka painavat alle 7-8 sadasosaa Auringon massasta, pitkäaikaisia ​​lämpöydinreaktioita ei voi tapahtua. Tämä arvo on lähellä havaittujen tähtien vähimmäismassaa. Niiden kirkkaus on kymmenentuhatta kertaa pienempi kuin auringon. Tällaisten tähtien pinnan lämpötila ei ylitä 2-3 tuhatta astetta. Yksi tällainen himmeä karmiininpunainen kääpiö on Proxima, Aurinkoa lähinnä oleva tähti Centauruksen tähdistössä.

Toisaalta suurimassaisissa tähdissä nämä reaktiot etenevät valtavalla nopeudella. Jos syntyneen tähden massa ylittää 50 - 70 auringon massaa, niin lämpöydinpolttoaineen syttymisen jälkeen erittäin voimakas säteily paineineen voi yksinkertaisesti kaataa ylimääräisen massan. Tähtiä, joiden massa on lähellä rajaa, on löydetty esimerkiksi Tarantula-sumusta naapurigalaksissamme, Suuressa Magellanin pilvessä. Niitä on myös galaksissamme. Muutaman miljoonan vuoden kuluttua ja ehkä jopa aikaisemmin nämä tähdet voivat räjähtää supernovaina (ns. räjähtäviä tähtiä, joilla on korkea purkausenergia).

Opiskelun historia kemiallinen koostumus tähdet alkaa 1800-luvun puolivälissä. Jo vuonna 1835 ranskalainen filosofi Auguste Comte kirjoitti, että tähtien kemiallinen koostumus jää ikuisesti mysteeriksi meille. Mutta pian sovellettiin spektrianalyysimenetelmää, jonka avulla voit nyt selvittää, mistä paitsi aurinko ja lähellä olevat tähdet, myös kaukaisimmat galaksit ja kvasaarit koostuvat. Spektrianalyysi on antanut kiistattoman todisteen maailman fyysisestä yhtenäisyydestä. Yhtään tuntematonta kemiallista alkuainetta ei ole löydetty tähdistä. Ainoa alkuaine, helium, löydettiin ensin Auringosta ja vasta sitten Maasta. Mutta maapallolla tuntemattomia aineen fyysisiä tiloja (voimakas ionisaatio, rappeutuminen) havaitaan juuri tähtien ilmakehissä ja sisätiloissa.

Tähtien runsain alkuaine on vety. Niissä on noin kolme kertaa vähemmän heliumia. Totta, kun puhutaan tähtien kemiallisesta koostumuksesta, ne tarkoittavat useimmiten heliumia raskaampien alkuaineiden sisältöä. Raskaiden alkuaineiden osuus on pieni (noin 2 %), mutta ne antavat amerikkalaisen astrofyysikon David Grayn mukaan ripaus suolaa keittokulhossa erikoisen maun tähtien tutkijan työhön. Tähtien koko, lämpötila ja kirkkaus riippuvat suurelta osin niiden lukumäärästä.

Vedyn ja heliumin jälkeen tähdissä yleisimmät alkuaineet ovat samat alkuaineet, jotka vallitsevat maan kemiallisessa koostumuksessa: happi, hiili, typpi, rauta jne. Kemiallinen koostumus osoittautui tähdillä erilaiseksi. eri ikäisiä. Vanhimmissa tähdissä heliumia raskaampien alkuaineiden osuus on paljon pienempi kuin Auringossa. Joissakin tähdissä rautapitoisuus on satoja ja tuhansia kertoja pienempi kuin auringon. Mutta on suhteellisen vähän tähtiä, joissa näitä alkuaineita olisi enemmän kuin Auringossa. Nämä tähdet (monet niistä ovat binäärisiä) ovat yleensä epätavallisia muissa parametreissa: lämpötila, magneettikentän voimakkuus, pyörimisnopeus. Jotkut tähdet erottuvat minkä tahansa elementin tai elementtiryhmän sisällön perusteella. Tällaisia ​​ovat esimerkiksi barium- tai elohopea-mangaanitähdet. Tällaisten poikkeavuuksien syitä ymmärretään edelleen huonosti. Ensi silmäyksellä saattaa vaikuttaa siltä, ​​että näiden pienten lisäaineiden tutkiminen ei anna paljon tietoa tähtien kehityksestä. Mutta itse asiassa se ei ole. Kemialliset alkuaineet heliumia raskaampia muodostui lämpöydin- ja ydinreaktiot erittäin massiivisten tähtien syvyyksissä, uusien ja aikaisempien sukupolvien supernovien purkausten aikana. Tähtien kemiallisen koostumuksen riippuvuuden tutkiminen tähtien iästä antaa mahdollisuuden valottaa niiden eri aikakausien muodostumishistoriaa, koko maailmankaikkeuden kemiallista kehitystä.

Tärkeä rooli tähden elämässä on sen magneettikentällä. Melkein kaikki auringon toiminnan ilmenemismuodot liittyvät magneettikenttään: täplät, soihdut, taskulamput jne. Tähdissä, joiden magneettikenttä on paljon voimakkaampi kuin Auringon, nämä prosessit etenevät voimakkaammin. Erityisesti joidenkin näiden tähtien kirkkauden vaihtelu selittyy Auringon kaltaisten, mutta kymmeniä prosentteja niiden pinnasta peittävien täplien esiintymisellä. Tähtien toimintaa määrääviä fyysisiä mekanismeja ei kuitenkaan vielä täysin ymmärretä. Suurin intensiteetti magneettikentät ulottaa pieniin tähtien jäänteisiin - valkoisiin kääpiöihin ja erityisesti neutronitähtiin.

Hieman yli kahden vuosisadan aikana ajatus tähdistä on muuttunut dramaattisesti. Käsittämättömän etäisistä ja välinpitämättömistä taivaan valopisteistä ne ovat tulleet kattavan fyysisen tutkimuksen kohteeksi. Amerikkalainen fyysikko Richard Feynman ilmaisi näkemyksensä tästä ongelmasta ikään kuin vastaten de Saint-Exuperyn moitteeseen: ”Runoilijat sanovat, että tiede riistää tähdiltä kauneuden. Hänelle tähdet ovat vain kaasupalloja. Ei ollenkaan helppoa. Ihailen myös tähtiä ja tunnen niiden kauneuden. Mutta kumpi meistä näkee enemmän?

Havaintotekniikoiden kehityksen ansiosta tähtitieteilijät ovat pystyneet tutkimaan paitsi näkyvää myös silmälle näkymätön tähtien säteilyä. Nyt tiedetään paljon niiden rakenteesta ja kehityksestä, vaikka paljon jää epäselväksi.

Vielä on edessä aika, jolloin luojan unelma toteutuu moderni tiede Arthur Eddingtonin tähdistä ja vihdoin "pystyy ymmärtämään sellaiset yksinkertainen asia kuin tähti."

Kysymys siitä, kuinka monta tähteä on taivaalla, huolestutti ihmisten mielet heti, kun he näkivät ensimmäisen tähden taivaalla (ja he ratkaisevat edelleen tätä ongelmaa). Tähtitieteilijät tekivät kuitenkin joitain laskelmia, joiden mukaan noin 4,5 tuhatta taivaankappaletta voidaan nähdä paljaalla silmällä taivaalla ja noin 150 miljardia tähteä on osa Linnunrata-galaksiamme. Ottaen huomioon, että maailmankaikkeus sisältää useita biljoonia galakseja, niiden tähtien ja tähtikuvioiden kokonaismäärä, joiden valo saavuttaa maan pinnan, on septiljoonaa - ja tämä arvio on vain likimääräinen.

Tähti on valtava kaasupallo, joka säteilee valoa ja lämpöä (tämä on sen tärkein ero planeetoista, jotka täysin tummina kappaleina voivat heijastaa vain niille putoavat valonsäteet). Energia tuottaa valoa ja lämpöä, jotka johtuvat ytimen sisällä tapahtuvista lämpöydinreaktioista: toisin kuin planeetat, jotka sisältävät sekä kiinteitä että kevyitä alkuaineita, taivaankappaleet sisältävät kevyitä hiukkasia, joissa on hieman kiinteiden aineiden sekoitusta (esim. Aurinko lähes 74 % vetyä ja 25 % heliumia).

Taivaankappaleiden lämpötila on erittäin kuuma: seurauksena suuri numero lämpöydinreaktiot, tähtien pintojen lämpötila-indikaattorit vaihtelevat välillä 2-22 tuhatta celsiusastetta.

Koska pienimmänkin tähden paino ylittää reilusti suurimpien planeettojen massan, taivaankappaleiden painovoima riittää pitämään ympärillään kaikki pienemmät esineet, jotka alkavat pyöriä ympärillään muodostaen planeettajärjestelmän (tässä tapauksessa aurinkokunnan). ).

vilkkuvat valaisimet

On mielenkiintoista, että tähtitieteessä on sellainen asia kuin "uudet tähdet" - eikä tässä ole kyse uusien taivaankappaleiden ilmestymisestä: koko olemassaolon ajan kohtalaisen valovoimaiset kuumat taivaankappaleet välähtävät ajoittain kirkkaasti ja alkavat erottua niin. vahvasti taivaalla, että entisinä aikoina uskottiin, että uusia tähtiä syntyi.

Itse asiassa data-analyysi osoitti, että nämä taivaankappaleet olivat olemassa ennenkin, mutta pinnan (kaasumaisen fotosfäärin) turpoamisen vuoksi ne saivat yhtäkkiä erityisen kirkkauden, mikä lisäsi hehkuaan kymmeniä tuhansia kertoja, minkä seurauksena se näyttää siltä, ​​että uusia tähtiä ilmestyi taivaalle. Palattuaan alkuperäiselle kirkkaustasolle uudet tähdet voivat muuttaa kirkkauttaan jopa 400 tuhatta kertaa (samaan aikaan, jos itse salama kestää vain muutaman päivän, niiden paluu edelliseen tilaan kestää usein vuosia).

Taivaankappaleiden elämä

Tähtitieteilijät sanovat, että tähtiä ja tähtikuvioita muodostuu edelleen: uusimpien tieteellisten tietojen mukaan pelkästään galaksiimme ilmestyy vuosittain noin neljäkymmentä uutta taivaankappaletta.

Muodostumisensa alkuvaiheessa uusi tähti on kylmä, harventunut tähtienvälinen kaasupilvi, joka pyörii galaksinsa ympäri. Sysäys taivaankappaleen muodostumista stimuloivien reaktioiden alkamiseen pilvessä voi olla lähellä räjähtänyt supernova (taivaankappaleen räjähdys, jonka seurauksena se tuhoutuu kokonaan jonkin ajan kuluttua).

Myös melkoisesti todennäköisiä syitä se voi olla sen törmäys toiseen pilveen tai prosessiin voi vaikuttaa galaksien törmäys toisiinsa, sanalla sanoen kaikki mikä voi vaikuttaa kaasumaiseen tähtienväliseen pilveen ja saada sen kutistumaan palloksi oman painovoimansa vaikutuksesta.

Puristuksen aikana gravitaatioenergia muuttuu lämmöksi, jolloin kaasupallo tulee erittäin kuumaksi. Kun lämpötila pallon sisällä nousee 15-20 K:een, alkaa tapahtua lämpöydinreaktioita, joiden seurauksena puristus pysähtyy. Pallo muuttuu täysimittaiseksi taivaankappaleeksi, ja sen ytimessä vety muuttuu pitkään heliumiksi.

Kun vetyvarannot loppuvat, reaktiot pysähtyvät, muodostuu heliumydin ja taivaankappaleen rakenne alkaa vähitellen muuttua: se kirkastuu ja sen ulkokerrokset laajenevat. Kun heliumytimen paino saavuttaa maksiminsa, taivaankappale alkaa laskea, lämpötila nousee.

Kun lämpötila saavuttaa 100 miljoonaa K, ytimen sisällä jatkuvat lämpöydinprosessit, joiden aikana helium muuttuu kovat metallit: helium - hiili - happi - pii - rauta (kun ydin muuttuu raudaksi, kaikki reaktiot pysähtyvät kokonaan). Seurauksena on, että kirkas tähti, joka on kasvanut sata kertaa, muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.

Kuinka kauan tämä tai tuo tähti elää, riippuu suurelta osin sen koosta: pienet taivaankappaleet polttavat vetyvarastoja hyvin hitaasti ja pystyvät selviytymään miljardeja vuosia. Massan puutteen vuoksi ne eivät reagoi heliumin kanssa, ja jäähtymisen jälkeen ne edelleen emittoivat pienen määrän sähkömagneettista spektriä.

Keskisuurten parametrien valaisimien, mukaan lukien Aurinko, elinikä on noin 10 miljardia. Tämän ajanjakson jälkeen niiden pintakerrokset yleensä muuttuvat sumuksi, jonka sisällä on täysin eloton ydin. Tämä ydin muuttuu jonkin aikaa myöhemmin heliumin valkoiseksi kääpiöksi, jonka halkaisija ei ole paljon suurempi kuin Maa, ja sitten tummuu ja tulee näkymätön.

Jos keskikokoinen taivaankappale oli melko suuri, se ensin muuttuu musta aukko ja sitten supernova räjähtää sen tilalle.

Mutta supermassiivisten valaisimien (esimerkiksi Pohjantähti) olemassaolon kesto kestää vain muutaman miljoonan vuoden: kuumissa ja suurissa taivaankappaleissa vety palaa erittäin nopeasti. Kun valtava taivaankappale lopettaa olemassaolonsa, sen tilalle tapahtuu äärimmäisen valtavan voiman räjähdys - ja supernova ilmestyy.

Räjähdykset universumissa

Tähtitieteilijät kutsuvat supernovaksi tähden räjähdystä, jonka aikana esine tuhoutuu lähes kokonaan. Muutaman vuoden kuluttua supernovan tilavuus kasvaa niin paljon, että siitä tulee läpikuultava ja erittäin harvinainen - ja näitä jäänteitä voidaan nähdä vielä useita tuhansia vuosia, minkä jälkeen se tummuu ja muuttuu kokonaan neutroneista koostuvaksi kappaleeksi. Mielenkiintoista on, että tämä ilmiö ei ole harvinainen ja sitä esiintyy galaksissa kerran kolmessakymmenessä vuodessa.

Luokittelu

Suurin osa meille näkyvistä taivaankappaleista luokitellaan pääsarjan tähdiksi, eli taivaankappaleiksi, joissa tapahtuu lämpöydinprosesseja, jotka aiheuttavat vedyn muuttumisen heliumiksi. Tähtitieteilijät jakavat ne väri- ja lämpötilaindikaattoreidensa mukaan seuraaviin tähtiluokkiin:

• Sininen, lämpötila: 22 tuhatta celsiusastetta (luokka O);
• Valko-sininen, lämpötila: 14 tuhatta celsiusastetta (luokka B);
• Valkoinen, lämpötila: 10 tuhatta celsiusastetta (luokka A);
• Valkokeltainen, lämpötila: 6,7 tuhatta celsiusastetta (luokka F);
• Keltainen, lämpötila: 5,5 tuhatta celsiusastetta (luokka G);
• Keltaoranssi, lämpötila: 3,8 tuhatta celsiusastetta (luokka K);
• Punainen, lämpötila: 1,8 tuhatta celsiusastetta (luokka M).

Pääsekvenssin valaisimien lisäksi tutkijat erottavat seuraavat taivaankappaleet:

• Ruskeat kääpiöt ovat liian pieniä taivaankappaleita vedyn muuntamiseksi heliumiksi ytimen sisällä, joten ne eivät ole täysivaltaisia ​​tähtiä. Ne ovat itsessään erittäin himmeitä, ja tiedemiehet saivat tietää niiden olemassaolosta vasta niiden lähettämän infrapunasäteilyn perusteella.
• Punaiset jättiläiset ja superjättiläiset - alhaisesta lämpötilastaan ​​​​(2,7 - 4,7 tuhatta celsiusastetta) huolimatta tämä on erittäin kirkas tähti, infrapunasäteily joka saavuttaa maksiminsa.
• Wolf-Rayet-tyyppi - säteily eroaa siinä, että se sisältää ionisoitua heliumia, vetyä, hiiltä, ​​happea ja typpeä. Tämä on erittäin kuuma ja kirkas tähti, joka on valtavien taivaankappaleiden heliumjäänteitä, jotka tietyssä kehitysvaiheessa heittivät massansa pois.
• Tyyppi T Tauri - kuuluvat muuttuvien tähtien luokkaan sekä sellaisiin luokkiin kuin F, G, K, M,. Niillä on suuri säde, korkea kirkkaus. Voit nähdä nämä valot lähellä molekyylipilviä.
• Kirkkaansiniset muuttujat (tunnetaan myös nimellä Doradus S-tyypin muuttujat) ovat erittäin kirkkaita, sykkiviä hyperjättiläisiä, joiden kirkkaus voi miljoona kertaa ylittää Auringon kirkkauden ja olla 150 kertaa raskaampaa. Uskotaan, että tämän tyyppinen taivaankappale on maailmankaikkeuden kirkkain tähti (se esiintyy kuitenkin hyvin harvoin).
• Valkoiset kääpiöt ovat kuolevaisia ​​taivaankappaleita, joihin keskikokoiset valot muuttuvat;
• Neutronitähdillä tarkoitetaan myös kuolevia taivaankappaleita, jotka kuoleman jälkeen muodostavat suurempia valoja kuin aurinko. Niiden ydin pienenee, kunnes se muuttuu neutroneiksi.

Ohjauslanka merimiehille

Yksi tunnetuimmista taivaallamme olevista taivaankappaleista on Pohjantähti Pieni-ursan tähdistöstä, joka ei juuri koskaan muuta sijaintiaan taivaalla tiettyyn leveysasteeseen nähden. Kaikkina vuodenaikoina se osoittaa pohjoiseen, minkä vuoksi se sai toisen nimensä - Pohjantähti.

Luonnollisesti legenda siitä, että Pohjantähti ei liiku, on kaukana totuudesta: kuten mikä tahansa muu taivaankappale, se tekee vallankumouksia. Pohjoinen tähti on ainutlaatuinen siinä mielessä, että se on lähimpänä Pohjoisnapa- noin yhden asteen etäisyydellä. Siksi Pohjantähti näyttää kaltevuuskulmasta johtuen liikkumattomalta ja on yli vuosituhannen toiminut erinomaisena oppaana merimiehille, paimenille ja matkailijoille.

On huomattava, että Pohjantähti liikkuu, jos tarkkailija muuttaa sijaintiaan, koska Pohjantähti muuttaa korkeutta riippuen maantieteellinen leveysaste. Tämän ominaisuuden ansiosta merimiehet pystyivät määrittämään sijaintinsa mittaessaan horisontin ja Pohjantähden välistä kaltevuuskulmaa.

Itse asiassa napatähti koostuu kolmesta kohteesta: sen lähellä on kaksi satelliittitähteä, jotka on yhdistetty siihen molemminpuolisen vetovoiman avulla. Samanaikaisesti itse napatähti kuuluu jättiläisiin: sen säde on lähes 50 kertaa suurempi kuin Auringon säde ja sen kirkkaus ylittää 2,5 tuhatta kertaa. Tämä tarkoittaa, että Pohjantähden elinikä on erittäin lyhyt, ja siksi sen suhteellisen nuoresta iästään (enintään 70 miljoonaa vuotta) huolimatta sitä pidetään vanhana.

Mielenkiintoista on, että kirkkaimpien tähtien luettelossa Pohjantähti on sijalla 46 - minkä vuoksi kaupungissa yötaivaalla, katuvalaisimien valaisemassa, Pohjantähti ei ole juuri koskaan näkyvissä.

putoavat valaisimet

Joskus taivaalle katsomalla voit nähdä kuinka pudonnut tähti pyyhkäisee taivaalla, kirkas valopiste - joskus yksi, joskus useita. Näyttää siltä, ​​että tähti on pudonnut, ja heti tulee mieleen legenda, että kun pudonnut tähti osuu silmään, sinun on esitettävä toive - ja se varmasti toteutuu.

Harvat ihmiset ajattelevat, että todellisuudessa ne ovat avaruudesta planeetallemme lentäviä meteoriitteja, jotka törmättyään Maan ilmakehään osoittautuivat niin kuumiksi, että ne alkoivat palaa ja näyttää kirkkaalta lentävältä tähdeltä, joka sai käsitteen avaruudesta. "pudonnut tähti". Kummallista kyllä, tämä ilmiö ei ole harvinainen: jos tarkkailet jatkuvasti taivasta, voit nähdä kuinka tähti on pudonnut melkein joka yö - päivän aikana noin sata miljoonaa meteoria ja noin sata tonnia hyvin pieniä pölyhiukkasia palaa. planeettamme ilmapiiri.

Joinakin vuosina pudonnut tähti ilmestyy taivaalle paljon tavallista useammin, ja jos se ei ole yksin, maan asukkailla on mahdollisuus tarkkailla meteorisuihkua - huolimatta siitä, että tähti näyttää pudonneen meidän pinnalle. Planeetalla lähes kaikki virran taivaankappaleet palavat ilmakehässä.

Niitä esiintyy sellaisina määrinä, kun komeetta lähestyy Aurinkoa, lämpenee ja osittain romahtaa antaen tietyn määrän kiviä avaruuteen. Jos jäljittää meteoriittien liikeradan, syntyy harhaanjohtava vaikutelma, että ne kaikki lentävät yhdestä pisteestä: ne liikkuvat yhdensuuntaisia ​​lentoratoja pitkin ja jokaisella pudonneella tähdellä on omansa.

Mielenkiintoista on, että monet näistä meteorisuihkuista tapahtuvat samaan aikaan vuodesta, ja maan asukkailla on mahdollisuus nähdä tähden putoaminen melko pitkään - useista tunteista useisiin viikkoihin.

Ja vain suuret meteoriitit, joilla on riittävä massa, voivat saavuttaa maan pinnan, ja jos tuolloin tällainen tähti putosi lähellä sijainti Esimerkiksi se tapahtui muutama vuosi sitten Tšeljabinskissa, niin tämä voi aiheuttaa erittäin tuhoisia seurauksia. Joskus voi olla useampi kuin yksi pudonnut tähti, jota kutsutaan meteorisuihkuksi.

Paljaalla silmällä taivaalla kuuttomana yönä ja kaukana kaupungista voidaan nähdä valtava määrä tähtiä. Teleskoopin avulla voit tarkkailla entistä enemmän valaisimia. Ammattilaitteiden avulla voit määrittää niiden värin ja koon sekä valoisuuden. Kysymys "Mistä tähdet on tehty?" pitkään tähtitieteen historiassa yksi kiistanalaisimmista. Sekin kuitenkin ratkesi. Nykyään tiedemiehet tietävät muita tähtiä ja kuinka tämä parametri muuttuu kosmisten kappaleiden evoluution aikana.

Menetelmä

Tähtitieteilijät oppivat määrittämään tähtien koostumuksen vasta 1800-luvun puolivälissä. Silloin spektrianalyysi ilmestyi avaruustutkijien arsenaaliin. Menetelmä perustuu eri alkuaineiden atomien kykyyn emittoida ja absorboida valoa tiukasti määritellyillä resonanssitaajuuksilla. Vastaavasti spektrissä näkyvät tummat ja vaaleat nauhat, jotka sijaitsevat tietylle aineelle ominaisissa paikoissa.

Eri valonlähteet voidaan erottaa absorptio- ja emissioviivojen kuvioista. käytetään menestyksekkäästi tähtien koostumuksen määrittämiseen. Hänen tietonsa auttavat tutkijoita ymmärtämään monia prosesseja, jotka tapahtuvat tähtien sisällä ja joita ei voida suoraan tarkkailla.

Mistä tähti taivaalla on tehty?

Aurinko ja muut valot ovat valtavia kuumia kaasupalloja. Tähdet koostuvat pääasiassa vedystä ja heliumista (73 ja 25 prosenttia). Noin 2 % enemmän aineesta muodostavat raskaammat alkuaineet: hiili, happi, metallit ja niin edelleen. Yleisesti ottaen nykyään tunnetut planeetat ja tähdet koostuvat samasta materiaalista kuin koko maailmankaikkeus, mutta yksittäisten aineiden pitoisuuksien, esineiden massan ja sisäisten prosessien erot synnyttävät kaikenlaisia ​​olemassa olevia kosmisia kappaleita.

Valaisinten tapauksessa pääkriteerit niiden tyyppien välisille eroille ovat massa ja 2 % heliumia raskaampia alkuaineita. Jälkimmäisen suhteellista pitoisuutta kutsutaan tähtitiedessä metallisuudeksi. Tämän parametrin arvo auttaa määrittämään tähden iän ja sen tulevaisuuden.

Sisäinen rakenne

Tähtien "täyte" ei hajoa galaksin ympärille painovoiman puristusvoimien vuoksi. Ne myös edistävät tietyllä tavalla elementtien jakautumista valaisimien sisäisessä rakenteessa. Kaikki metallit ryntäävät keskustaan, ytimeen (tähtitiedessä heliumia raskaampia alkuaineita kutsutaan sellaisiksi). Tähti muodostuu pöly- ja kaasupilvistä. Jos siinä on vain heliumia ja vetyä, ensimmäinen muodostaa ytimen ja toinen kuoren. Sillä hetkellä, kun massa saavuttaa kriittisen pisteen, tähti alkaa syttyä.

Kolme sukupolvea tähtiä

Täysin heliumista koostuvissa ytimissä oli ensimmäisen sukupolven valaisimia (jota kutsutaan myös populaatio III tähdiksi). Ne muodostuivat jonkin aikaa alkuräjähdyksen jälkeen, ja niille oli ominaista vaikuttava koko, joka on verrattavissa nykyisten galaksien parametreihin. Niiden suolistossa synteesiprosessissa heliumista muodostui vähitellen muita alkuaineita (metalleja). Tällaiset tähdet päättivät elämänsä räjähtämällä supernovassa. Niissä syntetisoiduista alkuaineista tuli rakennusmateriaali seuraaville valaisimille. Toisen sukupolven (populaatio II) tähdille on ominaista alhainen metallisuus. Nuorimmat nykyään tunnetut valaisimet kuuluvat kolmanteen sukupolveen. Niiden joukossa on aurinko. Tällaisten valaisimien ominaisuus on korkeampi metallisuusindeksi verrattuna edeltäjiinsä. Tiedemiehet eivät ole löytäneet nuorempia tähtiä, mutta on turvallista sanoa, että niille on ominaista tämän parametrin vielä suurempi koko.

Parametrin määrittely

Se, mistä tähdet on tehty, vaikuttaa niiden elinikään. Ytimeen laskeutuvat metallit vaikuttavat lämpöydinreaktioon. Mitä enemmän niitä, sitä aikaisemmin tähti syttyy ja sitä pienempi on samalla sen ytimen koko. Seuraus viimeinen fakta on pienempi määrä energiaa, jonka tällainen valaisin lähettää aikayksikköä kohti. Tämän seurauksena tällaiset tähdet elävät paljon pidempään. Niiden polttoainevarasto kestää miljardeja vuosia. Esimerkiksi tutkijoiden mukaan Aurinko on nyt sen keskellä elinkaari. Se on ollut olemassa noin 5 miljardia vuotta ja sama määrä on edelleen edessä.

Aurinko muodostui teorian mukaan metalleista kyllästetystä kaasu- ja pölypilvestä. Se kuuluu kolmannen sukupolven tähtiin tai, kuten niitä myös kutsutaan, populaatio I. Sen ytimessä olevat metallit polttoaineen hitaamman palamisen lisäksi vapauttavat tasaisesti lämpöä, josta on tullut yksi edellytyksistä elämän alkuperä planeetallamme.

Tähtien evoluutio

Valaisimien koostumus ei ole vakio. Katsotaanpa, mistä tähdet on tehty niiden evoluution eri vaiheissa. Mutta ensin muistetaan, mitä vaiheita valaisin käy läpi ilmestymishetkestä elinkaaren loppuun.

Evoluutionsa alussa tähdet sijaitsevat Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssissä. Tällä hetkellä ytimen pääpolttoaine on vety, jonka neljä atomia muodostaa yhden heliumatomin. Tähti viettää suurimman osan elämästään tässä tilassa. Seuraava evoluution vaihe on punainen jättiläinen. Sen mitat ovat paljon suurempia kuin alkuperäiset, ja pintalämpötila päinvastoin on alhaisempi. Auringon kaltaiset tähdet päättävät elämänsä seuraavassa vaiheessa - niistä tulee valkoisia kääpiöitä. Massiivisemmat valaisimet muuttuvat neutronitähdiksi tai mustiksi aukoksi.

Evoluution ensimmäinen vaihe

Suoliston lämpöydinprosessit ovat syy tähden siirtymiseen vaiheesta toiseen. Vedyn palaminen lisää heliumin määrää ja siten ytimen kokoa ja reaktioaluetta. Tämän seurauksena tähden lämpötila nousee. Vetyä, joka ei aiemmin ollut mukana reaktiossa, alkaa tulla reaktioon. Kuoren ja ytimen välillä on epätasapaino. Tämän seurauksena ensimmäinen alkaa laajentua ja toinen - kapenee. Tässä tapauksessa lämpötila nousee jyrkästi, mikä saa aikaan heliumin palamisen. Siitä muodostuu raskaampia alkuaineita: hiiltä ja happea. Tähti jättää pääsarjan ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.

Syklin seuraava osa

Se on esine, jonka kuori on voimakkaasti puhallettu. Kun aurinko saavuttaa tämän vaiheen, se vie kaiken tilan Maan kiertoradalle asti. Tällaisissa olosuhteissa ei tietenkään tarvitse puhua elämästä planeetallamme. Punaisen jättiläisen suolistossa syntetisoidaan hiiltä ja happea. Samaan aikaan tähti menettää säännöllisesti massaa tähtituulen ja jatkuvan sykkimisen vuoksi.

Muut tapahtumat vaihtelevat kohteissa, joissa on medium ja suuri massa. Ensimmäisen tyypin tähtien pulsaatiot johtavat siihen, että niiden ulkokuori irtoaa ja muodostuu.Ytimen polttoaine loppuu, se jäähtyy ja muuttuu valkoiseksi kääpiöksi.

Supermassiivisten valaisimien evoluutio

Vety, helium, hiili ja happi eivät ole kaikki, jotka on tehty tähdistä, joiden massat ovat valtavat evoluution viimeisessä vaiheessa. Punaisen jättiläisen vaiheessa tällaisten valaisimien ytimet puristetaan suurella voimalla. Jatkuvasti nousevan lämpötilan olosuhteissa alkaa hiilen palaminen ja sitten sen tuotteet. Happi, pii, rauta muodostuvat peräkkäin. Alkuaineiden synteesi ei enää etene, koska raskaampien ytimien muodostuminen raudasta energian vapautuessa on mahdotonta. Kun ytimen massa saavuttaa tietyn arvon, se romahtaa. Supernova purkautuu taivaalla. Jatkossa kohtalo objekti riippuu jälleen sen massasta. Valaisimen tilalle voi muodostua neutronitähti tai musta aukko.

Supernovaräjähdyksen jälkeen syntetisoidut elementit hajaantuvat ympäröivään tilaan. Näistä on täysin mahdollista, että uusia tähtiä muodostuu jonkin ajan kuluttua.

Esimerkkejä

Erikoinen tunne syntyy, kun taivaalta ei vain tunnisteta tuttuja valoja, vaan myös muistetaan, mihin luokkaan ne kuuluvat, mistä ne koostuvat. Katsotaanpa, mistä tähdistä Big Dipper koostuu. Asterismikauha sisältää seitsemän valaisinta. Näistä kirkkaimmat ovat Aliot ja Dubhe. Toinen valaisin on kolmen komponentin järjestelmä. Yhdessä niistä heliumin palaminen on jo alkanut. Kaksi muuta, kuten Aliot, ovat pääsarjassa. Sama osa Hertzsprung-Russell-kaaviota sisältää myös Fekdan ja Benetashin, jotka myös muodostavat kauhan.

Yötaivaan kirkkaimmalla tähdellä, Siriuksella, on kaksi komponenttia. Yksi niistä kuuluu pääsarjaan, toinen on valkoinen kääpiö. Punaisella jättimäisellä haaralla ovat Pollux (alpha Gemini) ja Arcturus (alpha Boötes).

Mistä valoista kukin galaksi koostuu? Kuinka monesta tähdestä universumi koostuu? Tällaisiin kysymyksiin on vaikea vastata tarkasti. Useita satoja miljardia valaisinta on keskittynyt yhteen Linnunrata. Monet niistä ovat jo osuneet kaukoputkien linsseihin ja uusia löydetään säännöllisesti. Tiedämme myös yleisesti, mistä kaasuista tähdet on tehty, mutta uudet valaisimet eivät usein vastaa vallitsevaa ideaa. Avaruudessa on edelleen monia salaisuuksia ja monet esineet ja niiden ominaisuudet odottavat löytäjään.