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, ja kaikki säteily johtuu pääasiassa painovoiman supistumisesta. 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 heidän mukaansa kemiallinen koostumus ja massa. 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. Vahvalla infrapunasäteily lähdetähdet tällaisissa verhoissa muodostuvat ihanteelliset olosuhteet aktivoida kosmiset maserit.

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 nimellä neutronitähdet, ovat erittäin pieniä - enintään iso kaupunki, ja niillä on käsittämätöntä korkea 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 tähti riittää suuri massa, silloin tällaisen tähden romahtaminen jatkuu ja neutronit itse 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

Kirkasta yötaivasta poissa kaupungin valoista on helppo nähdä, että maailmankaikkeus on täynnä tähtiä. Kuinka luonto onnistui luomaan lukemattomia näitä esineitä? Loppujen lopuksi vain arvioiden mukaan Linnunrata noin 100 miljardia tähteä. Lisäksi tähtiä syntyy edelleen tänään, 10-20 miljardia vuotta maailmankaikkeuden muodostumisen jälkeen. Miten tähdet muodostuvat? Mitä muutoksia tähti käy läpi ennen kuin se saavuttaa vakaan tilan, kuten aurinkomme?

Fysiikan näkökulmasta tähti on kaasupallo

Fysiikan näkökulmasta se on kaasupallo. Ydinreaktioissa - pääasiassa vedyn heliumin fuusioreaktioissa - syntyvä lämpö ja paine estävät tähteä romahtamasta oman painovoimansa vaikutuksesta. Tämän suhteellisen yksinkertaisen esineen elämä noudattaa hyvin määriteltyä skenaariota. Ensin tähtienvälisestä kaasupilvestä syntyy tähti, sitten on pitkä tuomiopäivä. Mutta lopulta, kun kaikki ydinpolttoaine on loppunut, se muuttuu heikosti heleäksi valkoiseksi kääpiöksi, neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi.

Tämä kuvaus voi antaa vaikutelman, että yksityiskohtainen analyysi tähtien evoluution muodostumisesta ja varhaisista vaiheista ei saisi aiheuttaa merkittäviä vaikeuksia. Mutta painovoiman ja lämpöpaineen vuorovaikutus saa tähdet käyttäytymään arvaamattomilla tavoilla.
Tarkastellaan esimerkiksi valoisuuden kehitystä, eli tähtien pinnan lähettämän energiamäärän muutosta aikayksikköä kohti. Nuoren tähden sisälämpötila on liian alhainen vetyatomien fuusiolle, joten sen kirkkauden on oltava suhteellisen alhainen. Se voi kasvaa ydinreaktioiden alkaessa, ja vasta sitten se voi vähitellen laskea. Itse asiassa hyvin nuori tähti on erittäin kirkas. Sen valoisuus heikkenee iän myötä ja saavuttaa väliaikaisen minimin vedyn palamisen aikana.

Evoluution alkuvaiheessa tähdissä tapahtuu erilaisia ​​fysikaalisia prosesseja.

Evoluution alkuvaiheessa tähdissä tapahtuu erilaisia ​​fysikaalisia prosesseja, joista osa on vielä huonosti ymmärretty. Vasta kahden viime vuosikymmenen aikana tähtitieteilijät ovat alkaneet rakentaa yksityiskohtainen kuva tähtien evoluutio edistymiseen, teoriaan ja havaintoihin.
Tähdet syntyvät suurista, näkymättömistä pilvistä, jotka sijaitsevat spiraaligalaksien kiekoissa. Tähtitieteilijät kutsuvat näitä esineitä jättimäisiksi molekyylikomplekseiksi. Termi "molekyyli" heijastaa sitä tosiasiaa, että komplekseissa oleva kaasu koostuu pääasiassa vedystä molekyylimuodossa. Tällaiset pilvet ovat galaksin suurimpia muodostumia, joskus yli 300 sv. vuosien yli.

Tarkemmassa analyysissä tähden evoluutiosta

Tarkempi analyysi paljastaa, että tähdet muodostuvat yksittäisistä kondensaatioista - tiiviistä vyöhykkeistä - jättimäisessä molekyylipilvessä. Tähtitieteilijät ovat tutkineet kompaktien vyöhykkeiden ominaisuuksia suurilla radioteleskoopeilla, ainoilla instrumenteilla, jotka pystyvät havaitsemaan himmeitä millipilviä. Tämän säteilyn havainnoista seuraa, että tyypillisen kompaktin vyöhykkeen halkaisija on useita valokuukausia, tiheys 30 000 vetymolekyyliä cm^:ssä ja lämpötila 10 Kelviniä.
Näiden arvojen perusteella pääteltiin, että kaasun paine tiiviillä vyöhykkeellä on sellainen, että se kestää puristuksen itsepainovoimavoimien vaikutuksesta.

Siksi, jotta tähti muodostuisi, tiiviin vyöhykkeen täytyy supistua epävakaasta tilasta siten, että gravitaatiovoimat ylittävät kaasun sisäisen paineen.
Ei ole vielä selvää, kuinka kompaktit vyöhykkeet tiivistyvät alkuperäisestä molekyylipilvestä ja saavat näin epävakaan tilan. Siitä huolimatta, jo ennen kompaktien vyöhykkeiden löytämistä, astrofyysikoilla oli mahdollisuus simuloida tähtien muodostumisprosessia. Jo 1960-luvulla teoreetikot käyttivät tietokonesimulaatioita määrittääkseen, kuinka pilvet tiivistyvät epävakaassa tilassa.
Vaikka teoreettisissa laskelmissa käytettiin monenlaisia ​​alkuolosuhteita, saadut tulokset osuivat yhteen: liian epävakaan pilven sisäosa supistuu ensin, eli keskellä oleva aine joutuu ensin vapaalle pudotukselle, kun taas perifeerinen alueet pysyvät vakaina. Pakkausalue laajenee vähitellen ulospäin ja peittää koko pilven.

Syvällä kutistuvan alueen suolistossa alkaa tähtien evoluutio

Syvällä kutistuvan alueen suolistossa tähtien muodostuminen alkaa. Tähden halkaisija on vain yksi valosekunti, eli miljoonasosa kompaktin vyöhykkeen halkaisijasta. Tällaisiin suhteellisen pieniin kokoihin kokonaiskuva pilvipakkaus ei ole merkittävää, mutta pääosa tässä toistaa putoavan aineen nopeutta tähdellä

Aineen putoamisnopeus voi olla erilainen, mutta se riippuu suoraan pilven lämpötilasta. Mitä korkeampi lämpötila, sitä suurempi nopeus. Laskelmat osoittavat, että romahtavan tiiviin vyöhykkeen keskelle voi kerääntyä Auringon massaa vastaava massa 100 000 - 1 miljoonan vuoden ajanjakson aikana.. Kokoontuvan pilven keskelle muodostunutta kappaletta kutsutaan prototähdeksi. Tietokonesimulaatioiden avulla tähtitieteilijät ovat kehittäneet mallin, joka kuvaa prototähden rakennetta.
Kävi ilmi, että putoava kaasu osuu prototähden pintaan hyvin suuri nopeus. Siksi muodostuu voimakas iskurintama (jyrkkä siirtyminen erittäin korkeaan paineeseen). Iskunrintamassa kaasu lämpenee lähes 1 miljoonaan Kelviniin, minkä jälkeen se jäähtyy lähellä pintaa tapahtuvan säteilyn aikana nopeasti noin 10 000 K:een muodostaen prototähden kerros kerrokselta.

Iskurintaman läsnäolo selittää nuorten tähtien suuren kirkkauden

Iskurintaman läsnäolo selittää nuorten tähtien suuren kirkkauden. Jos protositähden massa on yhtä suuri kuin yksi auringon massa, niin sen kirkkaus voi ylittää auringon kymmenen kertaa. Mutta sitä eivät aiheuta lämpöydinfuusioreaktiot, kuten tavallisissa tähdissä, vaan gravitaatiokentässä hankitun aineen kineettinen energia.
Protositähdet voidaan tarkkailla, mutta ei perinteisillä optisilla kaukoputkilla.
Kaikki tähtienvälinen kaasu, mukaan lukien se, josta tähdet muodostuvat, sisältää "pölyä" - kiinteiden submikronisten hiukkasten seosta. Iskurintaman säteily kohtaa matkallaan suuren määrän näitä hiukkasia, jotka putoavat yhdessä kaasun kanssa prototähden pinnalle.
Kylmä pölyhiukkasia absorboivat iskurintaman lähettämiä fotoneja ja lähettävät ne uudelleen pidemmillä aallonpituuksilla. Tämä pitkän aallonpituinen säteily puolestaan ​​absorboituu ja säteilee sitten uudelleen vielä kauempana olevaan pölyyn. Siksi vaikka fotoni kulkee tiensä pöly- ja kaasupilvien läpi, sen aallonpituus on sähkömagneettisen spektrin infrapuna-alueella. Mutta jo useiden valotuntien etäisyydellä prototähdestä fotonin aallonpituus kasvaa liian suureksi, jotta pöly ei voi imeä sitä ja se voi vihdoin ryntää esteettömästi maaherkkiin, infrapunasäteilylle herkkiin teleskooppeihin.
Huolimatta nykyaikaisten ilmaisimien laajoista ominaisuuksista, tähtitieteilijät eivät voi väittää, että kaukoputket todella rekisteröivät prototähtien säteilyä. Ilmeisesti ne ovat syvästi piilossa radioalueella rekisteröityjen kompaktien vyöhykkeiden suolissa. Rekisteröinnin epävarmuus johtuu siitä, että ilmaisimet eivät pysty erottamaan prototähteä vanhemmista kaasun ja pölyn sekaisin tähdistä.
Luotettavaa tunnistamista varten infrapuna- tai radioteleskoopin on havaittava Doppler-siirtymä prototähden spektrien emissioviivoissa. Doppler-siirtymä näyttäisi pinnalle putoavan kaasun todellisen liikkeen.
Heti kun aineen putoamisen seurauksena prototähden massa saavuttaa useita kymmenesosia Auringon massasta, keskustan lämpötila riittää lämpöydinfuusioreaktioiden alkamiseen. Prototähtien lämpöydinreaktiot eroavat kuitenkin olennaisesti keski-ikäisten tähtien reaktioista. Tällaisten tähtien energialähde on heliumin termoydinfuusioreaktiot vedystä.

Vety on yleisin kemiallinen alkuaine universumissa

Vety on yleisin kemiallinen alkuaine universumissa. Universumin (Big Bang) syntyessä tämä alkuaine muodostui tavallisessa muodossaan ytimellä, joka koostui yhdestä protonista. Mutta kaksi 100 000 ytimestä on deuteriumytimiä, jotka koostuvat protonista ja neutronista. Tämä vedyn isotooppi on läsnä nykyaikana tähtienvälisessä kaasussa, josta se tulee tähtiin.
On huomionarvoista, että tällä niukalla sekoituksella on hallitseva rooli prototähtien elämässä. Lämpötila niiden syvyyksissä on riittämätön tavallisen vedyn reaktioihin, jotka tapahtuvat 10 miljoonalla kelvinillä. Mutta painovoiman puristuksen seurauksena lämpötila prototähden keskustassa voi helposti saavuttaa miljoona Kelviniä, kun deuteriumytimien fuusio alkaa, jolloin myös kolossaalista energiaa vapautuu.

Protähtien aineen opasiteetti on liian suuri

Alkutähtien aineen opasiteetti on liian suuri, jotta tämä energia siirrettäisiin säteilysiirrolla. Siksi tähdestä tulee konvektiivisesti epävakaa: "ydinpalon" lämmittämät kaasukuplat kelluvat pintaan. Näitä nousevia virtauksia tasapainottavat kylmät kaasuvirrat, jotka laskeutuvat kohti keskustaa. Samanlaisia ​​konvektiivisia liikkeitä, mutta paljon pienemmässä mittakaavassa, tapahtuu höyrylämmitetyssä huoneessa. Prototähdessä konvektiiviset pyörteet kuljettavat deuteriumia pinnasta sen sisäpuolelle. Siten lämpöydinreaktioihin tarvittava polttoaine saavuttaa tähden ytimen.
Huolimatta deuteriumytimien erittäin alhaisesta pitoisuudesta, niiden sulautumisen aikana vapautuva lämpö vaikuttaa voimakkaasti prototähteen. Deuteriumin palamisreaktioiden pääasiallinen seuraus on prototähden "turvotus". Deuteriumin "polttamisen" seurauksena tapahtuvan tehokkaan lämmönsiirron vuoksi konvektiolla prototähden koko kasvaa, mikä riippuu sen massasta. Yhden aurinkomassan prototähden säde on yhtä suuri kuin viisi auringon massaa. Kolmen auringon massalla prototähti turpoaa säteelle, joka vastaa 10 aurinkoa.
Tyypillisen kompaktin vyöhykkeen massa on suurempi kuin sen synnyttämän tähden massa. Siksi täytyy olla jokin mekanismi, joka poistaa ylimääräisen massan ja pysäyttää aineen putoamisen. Useimmat tähtitieteilijät ovat vakuuttuneita siitä, että voimakas tähtituuli on vastuussa tästä, joka pakenee prototähden pinnalta. Tähtituuli puhaltaa sisään tulevan kaasun taaksepäin ja hajottaa lopulta tiiviin vyöhykkeen.

tähtien tuuli idea

"Ajatus tähtituulesta" ei seuraa teoreettisista laskelmista. Ja hämmästyneille teoreetikoille annettiin todisteita tästä ilmiöstä: havaintoja molekyylikaasuvirroista, jotka liikkuvat infrapunasäteilyn lähteistä. Nämä virtaukset liittyvät prototähtien tuuleen. Sen alkuperä on yksi nuorten tähtien syvimmistä mysteereistä.
Kun kompakti vyöhyke haihtuu, valotetaan kohde, joka voidaan havaita optisella alueella - nuori tähti. Kuten prototähdellä, sillä on korkea kirkkaus, jonka määrää enemmän painovoima kuin fuusio. Paine tähden sisällä estää katastrofaalisen painovoiman romahtamisen. Tästä paineesta vastaava lämpö säteilee kuitenkin tähden pinnasta, joten tähti loistaa erittäin kirkkaasti ja supistuu hitaasti.
Kun se supistuu, sen sisäinen lämpötila nousee vähitellen ja saavuttaa lopulta 10 miljoonaa Kelviniä. Sitten vetyytimien fuusioreaktiot alkavat heliumin muodostumisella. Vapautunut lämpö luo painetta, joka estää puristumisen, ja tähti loistaa pitkään, kunnes ydinpolttoaine loppuu sen syvyyksistä.
Aurinkomme, tyypillinen tähti, kesti noin 30 miljoonaa vuotta kutistua prototähdestä nykykokoon. Lämpöydinreaktioiden aikana vapautuvan lämmön ansiosta se on säilyttänyt nämä mitat noin 5 miljardia vuotta.
Näin tähdet syntyvät. Mutta huolimatta tutkijoiden ilmeisistä onnistumisista, jotka ovat antaneet meille mahdollisuuden oppia yksi monista maailmankaikkeuden salaisuuksista, monia muita tunnettuja nuorten tähtien ominaisuuksia ei ole vielä täysin ymmärretty. Tämä viittaa niiden epäsäännölliseen vaihteluun, valtavaan tähtituuliin, odottamattomiin kirkkaisiin välähdyksiin. Näihin kysymyksiin ei ole vielä varmoja vastauksia. Mutta nämä ratkaisemattomat ongelmat tulisi nähdä katkeamisina ketjussa, jonka päälenkit on jo juotettu. Ja voimme sulkea tämän ketjun ja täydentää nuorten tähtien elämäkerran, jos löydämme luonnon itsensä luoman avaimen. Ja tämä avain vilkkuu sisään kirkas taivas yläpuolellamme.

Video tähden syntymästä:

Massatähti t☼ ja säde R voidaan luonnehtia sen potentiaalienergialla E . potentiaalia tai gravitaatioenergia tähdestä sanotaan työtä, joka on tehtävä, jotta tähtiaine voidaan suihkuttaa äärettömään. Sitä vastoin tämä energia vapautuu, kun tähti supistuu, ts. kun sen säde pienenee. Tämän energian arvo voidaan laskea kaavalla:

Auringon potentiaalienergia on: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Tähtien painovoiman supistumisprosessin teoreettinen tutkimus osoitti, että tähti säteilee noin puolet potentiaalienergiastaan, kun taas toinen puoli kuluu massansa lämpötilan nostamiseen noin kymmeneen miljoonaan kelviniin. On kuitenkin helppo varmistaa, että Aurinko olisi säteinyt tätä energiaa 23 miljoonassa vuodessa. Joten painovoiman supistuminen voi olla energianlähde tähdille vain joissakin melko lyhyissä kehitysvaiheissa.

Termoydinfuusion teorian muotoilivat vuonna 1938 saksalaiset fyysikot Karl Weizsacker ja Hans Bethe. Edellytyksenä tälle oli ensinnäkin F. Astonin (Englanti) vuonna 1918 tekemä heliumatomin massan määrittäminen, joka vastaa 3,97 vetyatomin massaa. , toiseksi ruumiinpainon välisen suhteen tunnistaminen vuonna 1905 t ja hänen energiaansa E Einsteinin kaavan muodossa:

missä c on valon nopeus, kolmanneksi vuonna 1929 tehty löytö, jonka mukaan tunneliilmiön ansiosta kaksi yhtä varattua hiukkasta (kaksi protonia) voi lähestyä etäisyyttä, jossa vetovoima on parempi, ja myös vuonna 1932 tehty löytö positroni e + ja neutroni p.

Ensimmäinen ja tehokkain lämpöydinfuusioreaktioista on neljän protonin p muodostuminen heliumatomin ytimestä kaavion mukaisesti:

Tässä on merkitystä sillä, mitä täällä tapahtuu. massavika: heliumytimen massa on 4,00389 a.m.u., kun taas neljän protonin massa on 4.03252 a.m.u. Laskemme Einsteinin kaavan avulla energian, joka vapautuu yhden heliumytimen muodostumisen aikana:

On helppo laskea, että jos Aurinko koostuisi kehityksen alkuvaiheessa vain vedystä, niin sen muuntuminen heliumiksi riittäisi Auringon olemassaoloon tähdenä, jonka nykyinen energiahäviö on noin 100 miljardia vuotta. Itse asiassa puhumme noin 10 % vedyn "palamisesta" tähden syvimmästä sisäosista, missä lämpötila on riittävä fuusioreaktioihin.

Heliumfuusioreaktiot voivat edetä kahdella tavalla. Ensimmäinen on ns pp-sykli, toinen - FROM EI-sykli. Molemmissa tapauksissa, kahdesti jokaisessa heliumytimessä, protoni muuttuu neutroniksi kaavion mukaisesti:

,

missä V-neutrino.

Taulukossa 1 on esitetty kunkin termoydinfuusioreaktion keskimääräinen aika, aika, jonka aikana alkuhiukkasten määrä vähenee e yhden kerran.

Taulukko 1. Heliumin synteesireaktiot.

Fuusioreaktioiden tehokkuutta luonnehtii lähteen teho, energiamäärä, joka vapautuu aineen massayksikköä kohti aikayksikköä kohti. Teoriasta seuraa, että

, kun taas . Lämpötilaraja T, jonka yläpuolella pääroolia ei näytetä pp-, a CNO-sykli, on yhtä suuri kuin 15∙10 6 K. Auringon suolistossa päärooli on pp- sykli. Juuri siksi, että sen ensimmäisellä reaktiolla on erittäin pitkä ominaisaika (14 miljardia vuotta), Aurinko ja vastaavat tähdet kulkevat kehityspolkunsa läpi noin kymmenen miljardia vuotta. Massiivisempien valkoisten tähtien kohdalla tämä aika on kymmeniä ja satoja kertoja lyhyempi, koska pääreaktioiden ominaisaika on paljon lyhyempi CNO- sykli.

Jos lämpötila tähden sisällä saavuttaa vedyn loppumisen jälkeen satoja miljoonia kelvinejä, ja tämä on mahdollista tähdille, joiden massa on t>1,2m ☼ , silloin heliumin hiileksi muuntumisreaktiosta tulee energian lähde kaavion mukaisesti:

. Laskelma osoittaa, että tähti käyttää heliumvarannot loppuun noin 10 miljoonassa vuodessa. Jos sen massa on tarpeeksi suuri, ydin jatkaa kutistumista ja yli 500 miljoonan asteen lämpötiloissa mahdollisia reaktioita monimutkaisempien atomiytimien synteesi kaavion mukaisesti:

Korkeammissa lämpötiloissa seuraavat reaktiot tapahtuvat:

jne. rautaytimien muodostumiseen asti. Nämä ovat reaktioita eksoterminen, niiden kulun seurauksena vapautuu energiaa.

Kuten tiedämme, energia, jonka tähti säteilee ympäröivään tilaan, vapautuu sen sisällä ja tihkuu vähitellen tähden pintaan. Tämä energian siirto tähden aineen paksuuden läpi voidaan suorittaa kahdella mekanismilla: säteilevä siirto tai konvektio.

Ensimmäisessä tapauksessa puhumme kvanttien moninkertaisesta absorptiosta ja uudelleenemissiosta. Itse asiassa jokaisen tällaisen teon aikana tapahtuu kvanttien halkeamista, joten tähden suolistossa lämpöydinfuusion aikana syntyvien kovien γ-kvanttien sijaan miljoonat matalaenergiakvantit saavuttavat sen pinnan. Tässä tapauksessa energian säilymisen laki täyttyy.

Energiansiirron teoriassa otetaan käyttöön käsite tietyn taajuuden υ kvantin vapaan polun pituudesta. On helppo nähdä, että tähtien ilmakehän olosuhteissa kvantin vapaan polun pituus ei ylitä muutamaa senttimetriä. Ja energiakvanttien vuotoaika tähden keskustasta sen pintaan mitataan miljoonissa vuosissa, mutta tähtien sisätiloissa voi syntyä olosuhteita, joissa tällainen säteilytasapaino rikkoutuu. Samoin vesi käyttäytyy alhaalta lämmitetyssä astiassa. tietty aika tässä neste on tasapainotilassa, koska molekyyli, saatuaan ylimääräisen energian suoraan astian pohjalta, onnistuu siirtämään osan törmäysten aiheuttamasta energiasta muihin korkeampiin molekyyleihin. Siten astiaan muodostuu tietty lämpötilagradientti sen pohjasta yläreunaan. Kuitenkin ajan myötä nopeus, jolla molekyylit voivat siirtää energiaa ylöspäin törmäysten kautta, on pienempi kuin alhaalta tulevan lämmönsiirtonopeus. Kiehuminen tapahtuu - lämmön siirtyminen aineen suoralla liikkeellä.

Tähtien kehitys on fyysistä muutosta. ominaisuudet, sisäiset rakennukset ja kemia. tähtien koostumus ajan myötä. Tärkeimmät tehtävät teoria E.z. - tähtien muodostumisen selittäminen, niiden havaittujen ominaisuuksien muutokset, geneettisten suhteiden tutkiminen erilaisia ​​ryhmiä tähdet, niiden lopullisten tilojen analyysi.

Koska meille tuntemassamme universumin osassa n. 98-99 % havaitun aineen massasta sisältyy tähtiin tai se on läpäissyt tähtivaiheen, selittää E.z. yavl. yksi astrofysiikan tärkeimmistä ongelmista.

Kiinteässä tilassa oleva tähti on kaasupallo, joka on hydrostaattisessa tilassa. ja lämpötasapaino (eli gravitaatiovoimien toimintaa tasapainottaa sisäinen paine ja säteilystä aiheutuvat energiahäviöt kompensoidaan tähden sisällä vapautuvalla energialla, katso). Tähden "syntyminen" on hydrostaattisesti tasapainoisen objektin muodostumista, jonka säteilyä tukee omansa. energialähteet. Tähden "kuolema" on peruuttamaton epätasapaino, joka johtaa tähden tuhoutumiseen tai sen katastrofaaliseen epäonnistumiseen. puristus.

Painovoiman erottelu. energialla voi olla ratkaiseva rooli vain silloin, kun tähden sisälämpötila ei ole riittävä ydinenergian vapautumiseen kompensoimaan energiahäviöitä, ja tähden on kokonaisuudessaan tai osa siitä supistunut tasapainon ylläpitämiseksi. Lämpöenergian valaistus tulee tärkeäksi vasta ydinenergiavarantojen ehtymisen jälkeen. Siten E.z. voidaan esittää tähtien energialähteiden peräkkäisenä muutoksena.

E.z. liian suuri voidakseen seurata koko kehitystä suoraan. Siksi tärkein tutkimusmenetelmä E.z. yavl. tähtimallien sekvenssien rakentaminen, jotka kuvaavat muutoksia sisäisessä. rakennukset ja kemia. tähtien koostumus ajan myötä. Evoluutio. sekvenssejä verrataan sitten havaintojen tuloksiin, esimerkiksi (G.-R.d.), joka tekee yhteenvedon useiden tähtien havainnoista evoluution eri vaiheissa. erityisesti tärkeä rooli esittää vertailun G.-R.d. tähtijoukkoille, koska kaikilla tähtijoukon tähdillä on sama alkukemia. koostumus ja muodostuu lähes samanaikaisesti. G.-R.d. eri-ikäisiä klustereita, oli mahdollista määrittää E.z. Evoluutioteoria. sekvenssit lasketaan ratkaisemalla numeerisesti massan, tiheyden, lämpötilan ja valoisuuden jakautumista tähdessä kuvaava differentiaaliyhtälöjärjestelmä, johon lisätään tähtiaineen energian vapautumisen ja opasiteetin lait sekä kemiallisen aineen muutosta kuvaavat yhtälöt. tähtien koostumus ajan myötä.

Tähden evoluutio riippuu pääasiassa sen massasta ja alkukemiasta. sävellys. Tietty, mutta ei perustavanlaatuinen rooli voi olla tähden ja sen magnin pyörimisellä. alalla, mutta näiden tekijöiden rooli E.z. ei ole vielä riittävästi tutkittu. Chem. Tähden koostumus riippuu sen muodostumisajasta ja sen sijainnista galaksissa muodostumishetkellä. Ensimmäisen sukupolven tähdet muodostettiin aineesta, jonka koostumuksen määräsi kosmologinen. ehdot. Ilmeisesti se sisälsi noin 70 massaprosenttia vetyä, 30 % heliumia ja mitättömän määrän deuteriumia ja litiumia. Ensimmäisen sukupolven tähtien evoluution aikana muodostui raskaita alkuaineita (seuraa heliumia), jotka sinkoutuivat tähtienväliseen avaruuteen aineen ulosvirtauksen seurauksena tähdistä tai tähtien räjähdyksen aikana. Seuraavien sukupolvien tähdet muodostuivat jo aineesta, joka sisälsi jopa 3-4 % (massasta) raskaita alkuaineita.

Suorin osoitus siitä, että galaksissa tällä hetkellä tapahtuu tähtien muodostumista, on yavl. massiivinen olemassaolo kirkkaat tähdet spektri. luokkiin O ja B, joiden käyttöikä ei saa ylittää ~ 10 7 vuotta. Tähtien muodostumisnopeus nykyaikana kauden arvioidaan olevan 5 vuodessa.

2. Tähtien muodostuminen, painovoiman supistumisen vaihe

Yleisimmän käsityksen mukaan tähdet syntyvät painovoiman seurauksena. aineen kondensaatio tähtienvälisessä väliaineessa. Tähtienvälisen väliaineen välttämätön erottaminen kahdeksi faasiksi - tiheäksi kylmäksi pilveksi ja korkeammassa lämpötilassa olevaan harvinaiseen väliaineeseen - voi tapahtua tähtienvälisen magneettikentän Rayleigh-Taylorin termisen epävakauden vaikutuksesta. ala. Kaasu-pölykompleksit massan kanssa , ominaiskoko (10-100) kpl ja hiukkaspitoisuus n~10 2 cm -3. tosiasiallisesti havaittu radioaaltojen lähettämisen vuoksi. Tällaisten pilvien puristuminen (lupautuminen) vaatii tiettyjä ehtoja: gravitaatio. Pilven hiukkasten tulee ylittää hiukkasten lämpöliikkeen energian, pilven kokonaisen pyörimisenergian ja magneettisen energian summa. pilvienergia (farkkujen kriteeri). Jos vain energia otetaan huomioon lämpöliikettä, sitten luokkaan yksi, Jeans-kriteeri kirjoitetaan seuraavasti: align="absmiddle" width="205" height="20">, missä on pilven massa, T- kaasun lämpötila K, n- hiukkasten lukumäärä 1 cm 3 :ssä. Tyypillisellä modernilla tähtienväliset pilvet temp-pax K voivat kaataa vain pilviä, joiden massa on vähintään . Jeans-kriteeri osoittaa, että todella havaitun massaspektrin omaavien tähtien muodostumista varten hiukkasten pitoisuuden romahtavissa pilvissä tulisi saavuttaa (10 3 -10 6) cm -3, ts. 10-1000 kertaa suurempi kuin tyypillisissä pilvissä havaittu. Tällaisia ​​hiukkaspitoisuuksia voidaan kuitenkin saavuttaa pilvien syvyyksissä, jotka ovat jo alkaneet romahtaa. Tästä seuraa, että se, mitä tapahtuu, tapahtuu peräkkäisen prosessin avulla, joka suoritetaan useissa vaiheet, massiivisten pilvien pirstoutuminen. Tämä kuva luonnollisesti selittää tähtien syntymän ryhmissä - klustereissa. Samaan aikaan pilven lämpötasapainoon, sen nopeuskenttään ja fragmenttien massaspektrin määräävään mekanismiin liittyvät asiat ovat edelleen epäselviä.

Tähtien massan romahtavia esineitä kutsutaan. prototähdet. Pallosymmetrisen ei-pyörivän prototähden romahtaminen ilman magneettia. kenttiä on useita. Tasot. Alkuhetkellä pilvi on tasainen ja isoterminen. Se on läpinäkyvää yleisölle. säteilyä, joten romahtaminen tapahtuu tilavuusenergiahäviöillä, Ch. arr. pölyn lämpösäteilyn vuoksi parvi välittää kineettisiä. kaasuhiukkasen energiaa. Homogeenisessa pilvessä ei ole painegradienttia ja puristus alkaa vapaassa pudotustilassa ominaista aikaa, missä G- , - pilvitiheys. Kompression alkaessa syntyy harvinaisuusaalto, joka liikkuu kohti keskustaa äänen nopeudella, ja koska romahtaminen tapahtuu nopeammin missä tiheys on suurempi, prototähti on jaettu kompaktiin ytimeen ja laajennettuun kuoreen, jossa aine jakautuu lain mukaan. Kun hiukkasten pitoisuus ytimessä saavuttaa ~ 10 11 cm -3, se muuttuu läpinäkymättömäksi pölyhiukkasten IR-säteilylle. Ytimessä vapautuva energia imeytyy hitaasti pintaan säteilylämmön johtumisen ansiosta. Lämpötila alkaa nousta melkein adiabaattisesti, mikä johtaa paineen nousuun ja ydin siirtyy hydrostaattiseen tilaan. saldo. Kuori putoaa edelleen ytimen päälle ja ilmestyy sen reunalle. Ytimen parametrit riippuvat tällä hetkellä heikosti prototähden kokonaismassasta: K. Kun ytimen massa kasvaa akkretion seurauksena, sen lämpötila muuttuu lähes adiabaattisesti, kunnes se saavuttaa 2000 K, jolloin H 2 -molekyylien dissosiaatio alkaa . Seurauksena energiankulutuksesta dissosiaatioon, ei kineettisen lisääntymisen vuoksi. hiukkasenergia, adiabaattisen indeksin arvo tulee alle 4/3, paineen muutokset eivät pysty kompensoimaan gravitaatiovoimia ja ydin romahtaa uudelleen (katso ). Muodostetaan uusi ydin parametreilla, jota ympäröi iskurintama, johon ensimmäisen ytimen jäänteet kerääntyvät. Samanlainen ytimen uudelleenjärjestely tapahtuu vedyn kanssa.

Ytimen lisäkasvu kuoren materiaalista johtuen jatkuu, kunnes kaikki aine putoaa tähdelle tai hajoaa tai vaikutuksesta, jos ydin on riittävän massiivinen (katso ). Prototähdille, joilla on kuoriaineen ominaisaika t a >t kn, joten niiden valoisuus määräytyy supistuvien ytimien energian vapautumisen mukaan.

Ytimestä ja kuoresta koostuva tähti havaitaan IR-lähteenä kuoressa olevan säteilyn prosessoinnin vuoksi (kuoren pöly, joka absorboi ytimestä UV-säteilyn fotoneja, säteilee IR-alueella). Kun kuori tulee optisesti ohueksi, prototähteä aletaan havaita tavallisena tähtiluonnon esineenä. Massiivisimmissa tähdissä kuoret säilyvät, kunnes vedyn lämpöydinpalaminen alkaa tähden keskustassa. Säteilypaine rajoittaa tähtien massan arvoon, luultavasti . Vaikka syntyisikin massiivisempia tähtiä, ne osoittautuvat pulssiaalisesti epävakaiksi ja voivat menettää arvonsa. osa massasta vedyn palamisvaiheessa ytimessä. Protätähtikuoren romahtamisen ja hajoamisen vaiheen kesto on samaa suuruusluokkaa kuin emopilven vapaan pudotuksen aika, ts. 10 5 - 10 6 vuotta. Ytimen valaisemien kuoren jäänteiden pimeän aineen möhkäleitä, joita tähtituuli kiihdytti, tunnistetaan Herbig-Haro-objekteihin (tähdenmuotoiset kokkarit, joilla on emissiospektri). Pienikokoiset tähdet, kun ne tulevat näkyviin, ovat Taurus-tyypin (kääpiö) tähtien miehittämillä G.-R.d.-alueella, massiivisempi - alueella, jossa Herbig-emission tähdet sijaitsevat (epäsäännölliset varhaiset spektriluokat emissioviivoineen) spektrissä).

Evoluutio. vakiomassaisten prototähtien ytimien jäljet ​​hydrostaattisessa vaiheessa. puristus on esitetty kuvassa. 1. Pienimassaisissa tähdissä, sillä hetkellä, kun hydrostaattinen muodostuu. tasapaino, olosuhteet ytimissä ovat sellaiset, että niissä siirtyy energiaa. Laskelmat osoittavat, että täysin konvektiivisen tähden pintalämpötila on lähes vakio. Tähden säde pienenee jatkuvasti, koska. hän kutistuu jatkuvasti. Kun pintalämpötila on vakio ja säde pienenee, tähden kirkkauden tulisi laskea myös G.-R.d. tämä kehitysvaihe vastaa raitojen pystysegmenttejä.

Kun puristus jatkuu, lämpötila tähden sisällä nousee, aineesta tulee läpinäkyvämpää ja tähdissä, joissa on align="absmiddle" width="90" height="17"> säteilevät ytimet, mutta kuoret pysyvät konvektiivisina. Vähemmän massiiviset tähdet pysyvät täysin konvektiivisina. Niiden kirkkautta säätelee fotosfäärissä oleva ohut säteilevä kerros. Mitä massiivisempi tähti ja korkeampi sen tehollinen lämpötila, sitä suurempi on sen säteilevä ydin (tähdissä, joissa on align="absmiddle" width="74" height="17">, säteilevä ydin tulee näkyviin välittömästi). Lopulta lähes koko tähti (poikkeuksena pinnan konvektiivinen vyöhyke tähdissä, joiden massa on ) siirtyy säteilyn tasapainotilaan, jossa kaikki ytimessä vapautuva energia siirtyy säteilyn avulla.

3. Ydinreaktioihin perustuva evoluutio

Lämpötilassa ~ 10 6 K ytimissä alkavat ensimmäiset ydinreaktiot - deuterium, litium, boori palavat. Näiden elementtien ensisijainen määrä on niin pieni, että niiden loppuunpalaminen ei käytännössä kestä puristusta. Puristuminen lakkaa, kun lämpötila tähden keskellä saavuttaa ~ 10 6 K ja vety syttyy, koska vedyn lämpöydinpolton aikana vapautuva energia riittää kompensoimaan säteilyhäviöitä (katso ). Homogeenisia tähtiä, joiden ytimissä vety palaa, muodostuu G.-R.d. Ensimmäinen pääsekvenssi (NGS). Massiiviset tähdet saavuttavat NGP:n nopeammin kuin pienimassaiset tähdet, koska niiden energiahäviö massayksikköä kohden ja siten evoluution nopeus on suurempi kuin pienimassaisten tähtien. NGP:hen saapumisesta lähtien E.z. tapahtuu ydinpolton perusteella, jonka päävaiheet on koottu taulukkoon. Ydinpalaminen voi tapahtua ennen rautaryhmän alkuaineiden muodostumista, joilla on suurin sitoutumisenergia kaikista ytimistä. Evoluutio. tähtien jäljet ​​G.-R.d. esitetty kuvassa. 2. Tähtien lämpötilan ja tiheyden keskusarvojen kehitys on esitetty kuvassa. 3. K-päässä. energian lähde yavl. vetykiertoreaktio, b "suuri T- hiili-typpi (CNO) -syklin reaktiot (katso). CNO-syklin yavl sivuvaikutus. nuklidien 14 N, 12 C, 13 C tasapainopitoisuuksien muodostaminen - vastaavasti 95 %, 4 % ja 1 paino-%. Typen hallitsevuuden kerroksissa, joissa vedyn palaminen tapahtui, vahvistavat havaintojen tulokset, joissa nämä kerrokset ilmaantuvat pinnalle ulkoisen aineen menetyksen seurauksena. kerroksia. Tähdillä, joiden keskellä on CNO-sykli ( align="absmiddle" width="74" height="17">), on konvektiivinen ydin. Syynä tähän on energian vapautumisen erittäin voimakas riippuvuus lämpötilasta: . Säteilyenergian virtaus ~ T4(katso ), siksi se ei voi siirtää kaikkea vapautunutta energiaa, ja konvektiota on tapahduttava, mikä on tehokkaampaa kuin säteilyn siirto. Massiivisimmissa tähdissä yli 50 % tähtien massasta on konvektion peitossa. Konvektiivisen ytimen merkityksen evoluution kannalta määrää se, että ydinpolttoaine kuluu tasaisesti alueelta, joka on paljon suurempi kuin tehokkaan palamisen alue, kun taas tähdissä, joissa ei ole konvektiivista ydintä, se palaa aluksi vain pienellä keskuksen alueella. , jossa lämpötila on melko korkea. Vedyn palamisaika vaihtelee ~ 10 10 vuodesta vuoteen . Ydinpolton kaikkien myöhempien vaiheiden aika ei ylitä 10 % vedyn palamisajasta, joten vedyn palamisvaiheessa olevia tähtiä muodostuu G.-R.d. tiheästi asuttu alue - (GP). Tähdet, joiden lämpötila on keskellä, eivät koskaan saavuta vedyn syttymiselle välttämättömiä arvoja, ne kutistuvat loputtomiin muuttuen "mustiksi" kääpiöiksi. Vetyuupuminen johtaa keskim. ydinaineen molekyylipaino, ja siksi ylläpitää hydrostaattista. tasapaino, paineen keskellä on noustava, mikä merkitsee lämpötilan nousua keskustassa ja lämpötilagradientin nousua tähtiä pitkin ja siten valoisuutta. Aineen opasiteetin väheneminen lämpötilan noustessa johtaa myös valoisuuden lisääntymiseen. Sydän supistuu ylläpitämään ydinenergian vapautumisen olosuhteet vetypitoisuuden pienentyessä ja vaippa laajenee johtuen tarpeesta siirtää lisääntynyt energiavirta ytimestä. G.-R.d. tähti siirtyy NGP:n oikealle puolelle. Opasiteetin heikkeneminen johtaa konvektiivisten ytimien kuolemaan kaikissa tähdissä, paitsi massiivisimmissa tähdissä. Massiivisten tähtien evoluutionopeus on suurin, ja ne ovat ensimmäisiä, jotka lähtevät MS:stä. MS:n käyttöikä on tähdille noin. 10 miljoonaa vuotta, n. 70 miljoonaa vuotta ja n. 10 miljardia vuotta.

Kun vetypitoisuus ytimessä laskee 1 prosenttiin, tähtien kuorien laajeneminen align="absmiddle" width="66" height="17"> korvataan tähden yleisellä supistumisella, mikä on välttämätöntä ylläpitää energian vapautumista. Kuoren puristaminen aiheuttaa vedyn kuumenemisen heliumytimen viereisessä kerroksessa sen lämpöydinpalamislämpötilaan ja ilmaantuu kerrosenergian vapautumisen lähde. Tähdillä, joiden massa on , joiden osalta se riippuu vähemmässä määrin lämpötilasta ja energian vapautumisalue ei ole niin voimakkaasti keskittynyt keskustaan, ei ole yleistä puristusvaihetta.

E.z. vetypalamisen jälkeen riippuu niiden massasta. Tärkein tekijä, joka vaikuttaa massa-yavl-tähtien kehitykseen. elektronikaasun rappeutuminen suurissa tiheyksissä. Aikana korkea tiheys matalaenergisten kvanttitilojen määrä on rajoitettu Paulin periaatteen vuoksi, ja elektronit täyttävät kvanttitasot suurella energialla, paljon korkeammalla kuin niiden lämpöliikkeen energia. Degeneroituneen kaasun tärkein ominaisuus on sen paine s riippuu vain tiheydestä: ei-relativistiselle rappeutumiselle ja relativistiselle degeneraatiolle. Elektronikaasun paine on paljon suurempi kuin ionin paine. Tämä tarkoittaa E.z. johtopäätös: koska gravitaatiovoima, joka vaikuttaa suhteellisesti rappeutuneen kaasun tilavuuden yksikköön, riippuu tiheydestä samalla tavalla kuin painegradientti, täytyy olla rajoittava massa (katso ), niin että align="absmiddle"-leveydelle ="66" korkeus ="15"> Elektronien paine ei voi vastustaa painovoimaa ja puristus alkaa. Massarajoitus align="absmiddle" width="139" height="17">. Sen alueen raja, jolla elektronikaasu on degeneroitunut, on esitetty kuvassa 1. 3. Pienimassaisissa tähdissä degeneraatiolla on huomattava rooli jo heliumytimien muodostumisprosessissa.

Toinen tekijä, joka määrittää E.z. myöhemmissä vaiheissa nämä ovat neutriinojen energiahäviöitä. Tähtien syvyyksissä T~10 8 Päälle. roolia synnytyksessä ovat: fotoneutrinoprosessi, plasmavärähtelykvanttien (plasmonien) hajoaminen neutriino-antineutriino-pareiksi (), elektroni-positroniparien tuhoutuminen () ja (katso). Neutriinojen tärkein ominaisuus on, että tähden aine on heille käytännössä läpinäkyvä ja neutriinot kuljettavat vapaasti energiaa pois tähdestä.

Heliumydin, jossa heliumin palamisen olosuhteet eivät ole vielä syntyneet, puristetaan. Ytimen vieressä olevan kerroslähteen lämpötila nousee ja vedyn palamisnopeus kasvaa. Tarve siirtää lisääntynyt energiavirta johtaa kuoren laajenemiseen, johon osa energiasta käytetään. Koska tähden kirkkaus ei muutu, sen pinnan lämpötila laskee, ja G.-R.d. tähti siirtyy punaisten jättiläisten miehittämälle alueelle Tähden rakennemuutosaika on kaksi suuruusluokkaa lyhyempi kuin vedyn palamisaika ytimessä, joten tähtiä MS-vyöhykkeen ja punaisten superjättiläisten alueen välissä on vähän. Kun kuoren lämpötila laskee, sen läpinäkyvyys kasvaa, minkä seurauksena ulkoinen. konvektiivinen vyöhyke ja tähden kirkkaus kasvaa.

Energian poistuminen ytimestä degeneroituneiden elektronien lämmönjohtavuuden ja tähtien neutriinohäviöiden kautta viivästyttää heliumin syttymishetkeä. Lämpötila alkaa nousta tuntuvasti vasta, kun ydin muuttuu lähes isotermiseksi. Poltto 4 Hän määrittää E.z. siitä hetkestä, jolloin energian vapautuminen ylittää lämmönjohtamisesta ja neutrinosäteilystä aiheutuvat energiahäviöt. Sama ehto koskee kaikkien myöhempien ydinpolttoainetyyppien polttamista.

Degeneroituneesta kaasusta peräisin olevien neutrinojäähdytteisten tähtiytimien merkittävä ominaisuus on "konvergenssi" - raitojen konvergenssi, jotka kuvaavat tiheyden ja lämpötilan suhdetta. T c tähden keskellä (kuva 3). Energian vapautumisnopeus ytimen puristuksen aikana määräytyy aineen kiinnittymisnopeudella siihen kerroslähteen kautta, joka riippuu vain ytimen massasta tietyntyyppiselle polttoaineelle. Energian sisään- ja ulosvirtauksen tasapaino on säilytettävä ytimessä, jotta tähtien ytimissä muodostuu sama lämpötila- ja tiheysjakauma. 4 He:n syttymishetkellä ytimen massa riippuu raskaiden alkuaineiden pitoisuudesta. Degeneroituneissa kaasuytimissä 4 He:n syttymisellä on lämpöräjähdyksen luonne, koska palamisen aikana vapautuva energia menee lisäämään elektronien lämpöliikkeen energiaa, mutta paine ei juuri muutu lämpötilan noustessa ennen kuin elektronien lämpöenergia on yhtä suuri kuin elektronien degeneroituneen kaasun energia. Sitten rappeuma poistetaan ja ydin laajenee nopeasti - tapahtuu heliumin välähdys. Heliumin välähdyksiä todennäköisesti seuraa tähtiaineen häviäminen. Kohteessa, jossa massiiviset tähdet ovat saaneet evoluutionsa päätökseen ja punaisilla jättiläisillä on massoja, heliumin palamisvaiheessa olevat tähdet ovat G.-R.d.:n vaakasuoralla haaralla.

Tähtien heliumytimissä align="absmiddle" width="90" height="17"> kaasu ei ole rappeutunut, 4 Hän syttyy hiljaa, mutta ytimet myös laajenevat lisääntymisen vuoksi. T c. Massiivisimmissa tähdissä 4 He -sytytys tapahtuu silloinkin, kun ne ovat yavl. siniset superjättiläiset. Ytimen laajeneminen johtaa laskuun T vetykerroksen lähteen alueella, ja tähden kirkkaus heikkenee heliumin välähdyksen jälkeen. Säilyttääkseen lämpötasapainon kuori supistuu ja tähti poistuu punaisesta superjättiläisalueesta. Kun 4 He ytimessä on lopussa, ytimen puristuminen ja kuoren laajeneminen alkavat uudelleen, tähdestä tulee jälleen punainen superjättiläinen. Muodostuu kerroksellinen polttolähde 4 He, joka hallitsee energian vapautumista. Ulkona näkyy taas. konvektiivinen vyöhyke. Kun helium ja vety palavat loppuun, kerroslähteiden paksuus pienenee. Ohut kerros heliumin palamista osoittautuu termisesti epävakaaksi, koska kun energian vapautumisen herkkyys lämpötilalle on erittäin voimakas (), aineen lämmönjohtavuus on riittämätön sammuttamaan lämpöhäiriöitä palamiskerroksessa. Lämmön välähdyksen aikana kerroksessa tapahtuu konvektiota. Jos se tunkeutuu vetyä sisältäviin kerroksiin, niin hitaan prosessin seurauksena ( s-prosessi, katso) syntetisoidaan alkuaineita, joiden atomimassat ovat 22 Ne - 209 B.

Säteilypaine pölyyn ja molekyyleihin, jotka muodostuvat punaisten superjättiläisten kylmissä laajennetuissa kuorissa, johtaa jatkuvaan ainehäviöön jopa vuodessa. Jatkuvaa massahäviötä voidaan täydentää kerrostetun palamisen epävakaudesta tai pulsaatioista johtuvilla häviöillä, jotka voivat johtaa yhden tai useamman vapautumiseen. kuoret. Kun aineen määrä hiili-happiytimen yläpuolella laskee tietyn rajan alapuolelle, vaippa pakotetaan palamiskerrosten lämpötilan ylläpitämiseksi supistumaan, kunnes puristus pystyy ylläpitämään palamista; tähti G.-R.d. siirtyy lähes vaakasuoraan vasemmalle. Tässä vaiheessa palamiskerrosten epävakaus voi myös johtaa vaipan laajenemiseen ja aineen häviämiseen. Niin kauan kuin tähti on tarpeeksi kuuma, sitä havaitaan ytimenä, jossa on yksi tai useampi. kuoret. Kun kerroslähteitä siirretään tähden pintaan siten, että niiden lämpötila laskee ydinpalamiselle tarpeellista alhaisemmaksi, tähti jäähtyy ja muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, joka säteilee sen ionisen komponentin lämpöenergian kulutuksen vuoksi. aine. Valkoisille kääpiöille tyypillinen jäähtymisaika on ~109 vuotta. Yksittäisten valkoisiksi kääpiöiksi muuttuvien tähtien massojen alaraja on epäselvä, sen arvioidaan olevan 3-6 . Tähdissä, joissa on elektroneja, kaasu degeneroituu hiili-happi (C,O-) tähtien ytimien kasvuvaiheessa. Kuten tähtien heliumytimissä, neutriinojen energiahäviöistä johtuen olosuhteet "konvergenssi" tapahtuu keskustassa ja siihen mennessä, kun hiili syttyy C,O-ytimessä. 12 C:n syttyminen tällaisissa olosuhteissa on todennäköisimmin räjähdyksen luonnetta ja johtaa tähden täydelliseen tuhoutumiseen. Täydellistä tuhoa ei välttämättä tapahdu, jos . Tällainen tiheys on saavutettavissa, kun ytimen kasvunopeus määräytyy satelliitin aineen kertymisen perusteella läheisessä binäärijärjestelmässä.

Aurinkomme on paistanut yli 4,5 miljardia vuotta. Samalla se kuluttaa jatkuvasti vetyä. On täysin selvää, että vaikka sen varannot olivat kuinka suuret, ne jonain päivänä loppuvat. Ja mitä tapahtuu valolle? Tähän kysymykseen on vastaus. Tähden elinkaari voidaan tutkia muista vastaavista avaruusmuodostelmista. Itse asiassa avaruudessa on todellisia patriarkkoja, joiden ikä on 9-10 miljardia vuotta. Ja siellä on hyvin nuoria tähtiä. Ne ovat vain muutamia kymmeniä miljoonia vuosia vanhoja.

Siksi tarkkailemalla eri tähtien tilaa, joilla maailmankaikkeus on "täytetty", voidaan ymmärtää, kuinka ne käyttäytyvät ajan myötä. Tässä voimme vetää analogian ulkomaalaisen tarkkailijan kanssa. Hän lensi Maahan ja alkoi tutkia ihmisiä: lapsia, aikuisia, vanhoja ihmisiä. Siten hän ymmärsi hyvin lyhyessä ajassa, mitä muutoksia ihmisille tapahtuu heidän elämänsä aikana.

Aurinko on tällä hetkellä keltainen kääpiö
Kuluu miljardeja vuosia, ja siitä tulee punainen jättiläinen - 2
Ja sitten muuttuu valkoiseksi kääpiöksi - 3

Voidaan siis varmuudella sanoa, että kun Auringon keskiosan vetyvarannot loppuvat, lämpöydinreaktio ei pysähdy. Vyöhyke, jolla tämä prosessi jatkuu, alkaa siirtyä kohti valaisimen pintaa. Mutta samaan aikaan gravitaatiovoimat eivät enää pysty vaikuttamaan paineeseen, joka muodostuu lämpöydinreaktion seurauksena.

Näin ollen tähti alkaa kasvaa kooltaan ja muuttuu vähitellen punaiseksi jättiläiseksi. Tämä on evoluution myöhäisen vaiheen avaruusobjekti. Mutta se tapahtuu myös tähtien muodostumisen varhaisessa vaiheessa. Vain toisessa tapauksessa punainen jättiläinen kutistuu ja muuttuu pääsarjan tähti. Eli sellaisessa, jossa tapahtuu heliumin synteesin reaktio vedystä. Sanalla sanoen miksi elinkaari tähti alkaa ja loppuu.

Aurinkomme kasvaa niin paljon, että se nielee lähimmät planeetat. Nämä ovat Merkurius, Venus ja Maa. Mutta sinun ei tarvitse pelätä. Valaisin alkaa kuolla muutaman miljardin vuoden kuluttua. Tänä aikana kymmenet ja ehkä sadat sivilisaatiot muuttuvat. Ihminen ottaa mailan useammin kuin kerran, ja vuosituhansien jälkeen hän istuu jälleen tietokoneen ääressä. Tämä on tavallinen syklisyys, johon koko maailmankaikkeus perustuu.

Mutta punaiseksi jättiläiseksi tuleminen ei tarkoita loppua. Termoydinreaktio heittää ulkokuoren avaruuteen. Ja keskellä on heliumydin, jossa ei ole energiaa. Gravitaatiovoimien vaikutuksesta se puristuu ja lopulta muuttuu erittäin tiheäksi, jolla on suuri massa. avaruuskasvatus. Tällaisia ​​sukupuuttoon kuolleiden ja hitaasti jäähtyvien tähtien jäänteitä kutsutaan valkoiset kääpiöt.

Valkoisen kääpiömme säde on 100 kertaa pienempi kuin Auringon säde, ja valoisuus vähenee 10 tuhatta kertaa. Samalla massa on verrattavissa nykyiseen aurinkoon ja tiheys on yli miljoona kertaa. Galaksissamme on paljon tällaisia ​​valkoisia kääpiöitä. Niiden määrä on 10 % tähtien kokonaismäärästä.

On huomattava, että valkoiset kääpiöt ovat vetyä ja heliumia. Mutta emme kiivetä erämaahan, vaan huomaamme vain, että voimakkaalla puristelulla voi tapahtua gravitaatioromahdus. Ja tämä on täynnä valtavaa räjähdystä. Samaan aikaan havaitaan supernovaräjähdys. Termi "supernova" ei kuvaa salaman ikää, vaan sen kirkkautta. Se on vain, että valkoinen kääpiö ei ollut näkyvissä kosmisessa syvyydessä pitkään aikaan, ja yhtäkkiä kirkas hehku ilmestyi.

Suurin osa räjähtävistä supernovasta hajoaa avaruudessa suurella nopeudella. Ja jäljellä oleva keskiosa puristetaan vielä tiheämmäksi muodostelmaksi ja sitä kutsutaan neutronitähti. Se on tähtien evoluution lopputuote. Sen massa on verrattavissa auringon massaan, ja sen säde on vain muutamia kymmeniä kilometrejä. Yksi kuutio neutronitähti voi painaa miljoonia tonneja. Tällaisia ​​muodostelmia on avaruudessa melko paljon. Niiden määrä on noin tuhat kertaa pienempi kuin tavallisten aurinkojen, jotka ovat täynnä Maan yötaivasta.

Minun on sanottava, että tähden elinkaari liittyy suoraan sen massaan. Jos se vastaa aurinkomme massaa tai pienempi kuin se, elämän lopussa ilmestyy valkoinen kääpiö. On kuitenkin olemassa valoja, jotka ovat kymmeniä ja satoja kertoja suurempia kuin Aurinko.

Kun tällaiset jättiläiset kutistuvat ikääntyessään, ne vääristävät tilaa ja aikaa siten, että valkoisen kääpiön sijaan musta aukko. Sen vetovoima on niin voimakas, että edes valonnopeudella liikkuvat esineet eivät voi voittaa sitä. Reiän koko on ominaista painovoiman säde. Tämä on sen pallon säde, jota rajoittaa tapahtumahorisontti. Se edustaa aika-avaruuden rajaa. Mikä tahansa kosminen ruumis, joka on voittanut sen, katoaa ikuisiksi ajoiksi eikä tule koskaan takaisin.

Mustista aukoista on monia teorioita. Ne kaikki perustuvat painovoimateoriaan, koska painovoima on yksi maailmankaikkeuden tärkeimmistä voimista. Ja sen tärkein laatu on monipuolisuus. Nykyään ei ainakaan ole löydetty yhtään avaruusobjektia, jolla ei olisi gravitaatiovuorovaikutusta.

On oletus, että läpi musta aukko voit astua rinnakkaismaailmaan. Eli se on kanava toiseen ulottuvuuteen. Kaikki on mahdollista, mutta jokainen lausunto vaatii käytännön näyttöä. Kukaan kuolevainen ei kuitenkaan ole vielä kyennyt suorittamaan tällaista koetta.

Siten tähden elinkaari koostuu useista vaiheista. Jokaisessa niistä valaisin toimii tietyssä kapasiteetissa, joka eroaa olennaisesti edellisistä ja tulevista. Tämä on ainutlaatuisuus ja mysteeri ulkoavaruus. Kun tutustut häneen, alat tahattomasti ajatella, että myös ihminen käy läpi useita kehitysvaiheita. Ja kuori, jossa olemme nyt, on vain siirtymävaihe johonkin toiseen tilaan. Mutta tämä johtopäätös vaatii jälleen käytännön vahvistuksen..