Tähtien evoluutio on tähtien fysikaalisten ominaisuuksien, sisäisen rakenteen ja kemiallisen koostumuksen muutos ajan myötä. Nykyaikainen tähtien evoluution teoria pystyy selittämään tähtien kehityksen yleisen suunnan tyydyttävällä tavalla tähtitieteellisten havaintojen kanssa. Tähden evoluutio riippuu sen massasta ja alkuperäisestä kemiallisesta koostumuksesta. Ensimmäisen sukupolven tähdet muodostuivat aineesta, jonka koostumuksen määrittivät kosmologiset olosuhteet (noin 70 % vetyä, 30 % heliumia, merkityksetön deuteriumin ja litiumin seos). Ensimmäisen tähtien sukupolven evoluution aikana muodostui raskaita alkuaineita, jotka sinkoutuivat tähtienväliseen avaruuteen tähdistä aineen ulosvirtauksen seurauksena tai tähtien räjähdyksen aikana. Seuraavien sukupolvien tähdet muodostuivat aineesta, joka sisälsi 3–4 % raskaita alkuaineita.
Tähden syntymä on esineen muodostumista, jonka säteilyä ylläpitävät sen omat energialähteet. Tähtien muodostumisprosessi jatkuu keskeytyksettä, se tapahtuu tällä hetkellä.
Megamaailman rakenteen selittämiseksi tärkein on gravitaatiovuorovaikutus. Kaasu- ja pölysumuissa gravitaatiovoimien vaikutuksesta muodostuu epävakaita epähomogeenisuuksia, joiden vuoksi diffuusi aine hajoaa useiksi möykkyiksi. Jos tällaiset paakut säilyvät riittävän pitkään, ne muuttuvat tähdiksi ajan myötä. On tärkeää huomata, että ei tapahdu yhden tähden, vaan tähtien yhdistysten syntymäprosessi. Tuloksena olevat kaasumaiset kappaleet houkuttelevat toisiaan, mutta eivät välttämättä yhdisty yhdeksi valtavaksi kappaleeksi. Ne alkavat yleensä pyöriä suhteessa toisiinsa, ja tämän liikkeen keskipakovoimat vastustavat vetovoimaa, mikä johtaa edelleen keskittymiseen.
Nuoret tähdet ovat niitä, jotka ovat vielä painovoiman alkusupistumisen vaiheessa. Lämpötila tällaisten tähtien keskustassa on edelleen riittämätön lämpöä varten ydinreaktiot. Tähtien hehku tapahtuu vain, koska gravitaatioenergia muuttuu lämmöksi. Gravitaatiosupistuminen on tähtien evoluution ensimmäinen vaihe. Se johtaa tähden keskivyöhykkeen kuumenemiseen lämpöydinreaktion alkamislämpötilaan (10 - 15 miljoonaa K) - vedyn muuttumiseen heliumiksi.
Tähtien säteilemä valtava energia syntyy sen seurauksena ydinprosessit esiintyy tähtien sisällä. Tähden sisällä syntyvän energian ansiosta se voi säteillä valoa ja lämpöä miljoonia ja miljardeja vuosia. Englantilainen astrofyysikko A.S. Eddington esitti vuonna 1920 ensimmäistä kertaa oletuksen, että tähtien energian lähde on vedystä synteesin heliumisynteesin lämpöydinreaktio. Tähtien sisätiloissa on mahdollista kahdenlaisia lämpöydinreaktioita, joihin liittyy vetyä, joita kutsutaan vety- (protoni-protoni) ja hiili (hiili-typpi) -sykleiksi. Ensimmäisessä tapauksessa tarvitaan vain vetyä reaktion etenemiseen, toisessa tarvitaan myös hiiltä, joka toimii katalyyttinä. Lähtömateriaalina ovat protonit, joista muodostuu ydinfuusion seurauksena heliumytimiä.
Koska kaksi neutriinoa syntyy neljän protonin muuttuessa heliumytimeksi, syntyy Auringon syvyyksissä joka sekunti 1,8∙10 38 neutriinoa. Neutriino on heikosti vuorovaikutuksessa aineen kanssa ja sillä on korkea läpäisykyky. Auringon aineen valtavan paksuuden läpi kulkeneet neutriinot säilyttävät kaiken tiedon, jonka he saivat lämpöydinreaktioissa Auringon suolistossa. Maan pinnalle osuvien auringon neutriinojen vuontiheys on 6,6∙10 10 neutriinoa per 1 cm 2 1 sekunnissa. Maahan sattuvien neutriinojen vuon mittaaminen mahdollistaa Auringon sisällä tapahtuvien prosessien arvioinnin.
Siten useimpien tähtien energialähde on vedyn lämpöydinreaktiot tähden keskivyöhykkeellä. Lämpöydinreaktion seurauksena syntyy ulospäin suuntautuvaa energiavirtaa säteilyn muodossa laajalla taajuusalueella (aallonpituuksilla). Säteilyn ja aineen välinen vuorovaikutus johtaa vakaaseen tasapainotilaan: ulospäin suuntautuvan säteilyn painetta tasapainottaa painovoiman paine. Tähden supistuminen jatkuu, kunhan keskustassa tuotetaan riittävästi energiaa. Tämä tila on melko vakaa ja tähden koko pysyy vakiona. Vety on kosmisen aineen pääkomponentti ja tärkein ydinpolttoainetyyppi. Tähdellä on tarpeeksi vetyvaroja miljardeille vuosille. Tämä selittää, miksi tähdet ovat niin vakaita pitkä aika. Ennen kuin kaikki vety keskivyöhykkeellä palaa, tähden ominaisuudet muuttuvat vain vähän.
Vedyn palamisen kenttä tähden keskivyöhykkeellä muodostaa heliumin ytimen. Vetyreaktioita tapahtuu edelleen, mutta vain ohuena kerroksena lähellä ytimen pintaa. Ydinreaktiot siirtyvät tähden reuna-alueille. Tässä vaiheessa tähden rakennetta kuvaavat mallit, joissa on kerrostettu energialähde. Palanut ydin alkaa kutistua ja ulkokuori laajenee. Kuori turpoaa valtaviin mittasuhteisiin, ulkolämpötila laskee. Tähdestä tulee punainen jättiläinen. Tästä hetkestä lähtien tähden elämä alkaa laskea. Punaisille jättiläisille on ominaista alhaiset lämpötilat ja valtavat koot (10 - 1000 R s). Keskimääräinen tiheys niiden sisältämä aine ei saavuta edes 0,001 g/cm 3 :tä. Niiden valoisuus on satoja kertoja suurempi kuin Auringon kirkkaus, mutta lämpötila on paljon alhaisempi (noin 3000 - 4000 K).
Uskotaan, että aurinkomme voi nousta punaisen jättiläisen vaiheeseen siirtymisen aikana niin paljon, että se täyttää Merkuriuksen kiertoradan. Totta, Auringosta tulee punainen jättiläinen 8 miljardin vuoden kuluttua.
Punaiselle jättiläiselle on ominaista alhainen ulkolämpötila, mutta erittäin korkea sisälämpötila. Sen lisääntymisen myötä lämpöydinreaktioihin sisältyy yhä raskaampia ytimiä. 150 miljoonan K:n lämpötilassa alkavat heliumreaktiot, jotka eivät ole vain energian lähde, vaan niiden aikana suoritetaan raskaampien kemiallisten alkuaineiden synteesi. Hiilen muodostumisen jälkeen tähden heliumytimessä seuraavat reaktiot ovat mahdollisia:
On huomattava, että seuraavan raskaamman ytimen synteesi vaatii yhä suurempia energioita. Magnesiumin muodostumiseen mennessä kaikki tähden ytimessä oleva helium on ehtynyt, ja uusien ydinreaktioiden mahdollistamiseksi tarvitaan uusi tähden puristus ja sen lämpötilan nosto. Tämä ei kuitenkaan ole mahdollista kaikille tähdille, vain riittävän suurille tähdille, joiden massa ylittää Auringon massan yli 1,4 kertaa (ns. Chandrasekhar-raja). Pienemmissä tähdissä reaktiot päättyvät magnesiumin muodostumisvaiheeseen. Tähdissä, joiden massa ylittää Chandrasekhar-rajan, lämpötila nousee painovoiman supistumisen vuoksi 2 miljardiin asteeseen, reaktiot jatkuvat muodostaen raskaampia alkuaineita - jopa rautaa. Rautaa raskaampia alkuaineita syntyy, kun tähdet räjähtävät.
Lisääntyvän paineen, pulsaatioiden ja muiden prosessien seurauksena punainen jättiläinen menettää jatkuvasti ainetta, joka sinkoutuu tähtienväliseen avaruuteen tähtituulen muodossa. Kun sisäiset fuusiovirtalähteet ovat täysin lopussa, edelleen kohtalo tähti riippuu sen massasta.
Kun massa on alle 1,4 auringon massaa, tähti siirtyy paikallaan olevaan tilaan erittäin suurella tiheydellä (satoja tonneja per 1 cm 3). Tällaisia tähtiä kutsutaan valkoisiksi kääpiöiksi. Muuttaessaan punaista jättiläistä valkoiseksi kääpiöksi rotu voi irrottaa ulkokerroksiaan kuin kevyt kuori paljastaen ytimen. Kaasumainen vaippa hehkuu kirkkaasti tähden voimakkaan säteilyn vaikutuksesta. Näin muodostuu planetaarisia sumuja. Suurilla ainetiheyksillä valkoisen kääpiön sisällä atomien elektronikuoret tuhoutuvat, ja tähden aine on elektroniydinplasmaa ja sen elektroninen komponentti on rappeutunut elektronikaasu. Valkoiset kääpiöt ovat tasapainossa painovoiman (puristuskerroin) ja tähden sisällä olevan rappeutuneen kaasun paineen (laajenemiskerroin) välisten voimien yhtäläisyyden vuoksi. Valkoiset kääpiöt voivat olla olemassa miljardeja vuosia.
Tähden lämpövarastot tyhjenevät vähitellen, tähti jäähtyy hitaasti, mihin liittyy tähtien verhon sinkoutuminen tähtienväliseen avaruuteen. Tähti muuttaa vähitellen väriään valkoisesta keltaiseksi, sitten punaiseksi, ja lopulta se lakkaa säteilemästä, muuttuu pieneksi elottomaksi esineeksi, kuolleeksi kylmäksi tähdeksi, joka on pienempi kuin Maan koko ja jonka massa on verrattavissa sen massaan. aurinko. Tällaisen tähden tiheys on miljardeja kertoja suurempi kuin veden tiheys. Tällaisia tähtiä kutsutaan mustiksi kääpiöiksi. Näin useimmat tähdet päättävät elämänsä.
Kun tähden massa on yli 1,4 auringon massaa, tähden paikallaanolotila ilman sisäisiä energialähteitä tulee mahdottomaksi, koska Paine tähden sisällä ei voi tasapainottaa painovoimaa. Painovoiman romahdus alkaa - aineen puristuminen kohti tähden keskustaa gravitaatiovoimien vaikutuksesta.
Jos hiukkasten hylkiminen ja muut syyt pysäyttävät romahtamisen, tapahtuu voimakas räjähdys - supernovaräjähdys, jossa merkittävä osa aineesta sinkoutuu ympäröivään tilaan ja muodostuu kaasumaisia sumuja. Nimen ehdotti F. Zwicky vuonna 1934. Supernovaräjähdys on yksi tähtien evoluution välivaiheista ennen kuin ne muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi, neutronitähdiksi tai mustiksi aukoksi. Räjähdys vapauttaa energiaa 10 43 ─ 10 44 J säteilyteholla 10 34 W. Tässä tapauksessa tähden kirkkaus kasvaa kymmeniä magnitudeja muutamassa päivässä. Supernovan valoisuus voi ylittää koko galaksin, jossa se puhkesi, valoisuuden.
Supernovaräjähdyksen aikana muodostunut kaasusumu koostuu osittain räjähdyksen vaikutuksesta sinkoutuneesta ylemmät kerrokset tähdistä ja osittain tähtienvälisestä aineesta, jota tiivistävät ja lämmittävät räjähdyksen laajenevat tuotteet. Tunnetuin kaasusumu on Härän tähdistössä oleva rapu-sumu - vuoden 1054 supernovan jäännös. Nuoret supernovajäännökset laajenevat 10-20 tuhannen km/s nopeuksilla. Laajenevan kuoren törmäys paikallaan olevan tähtienvälisen kaasun kanssa synnyttää shokkiaallon, jossa kaasu lämpenee miljooniin kelvineihin ja siitä tulee röntgensäteiden lähde. Iskuaallon eteneminen kaasussa johtaa nopeasti varautuneiden hiukkasten (kosmisten säteiden) ilmaantumiseen, jotka liikkuessaan saman aallon puristamassa ja vahvistamassa tähtienvälisessä magneettikentässä säteilevät radioalueella.
Tähtitieteilijät tallensivat supernovaräjähdyksiä vuosina 1054, 1572 ja 1604. Vuonna 1885 Andromeda-sumussa havaittiin supernova. Sen kirkkaus ylitti koko galaksin kirkkauden ja osoittautui 4 miljardia kertaa voimakkaammaksi kuin Auringon kirkkaus.
Jo vuoteen 1980 mennessä oli löydetty yli 500 supernovaräjähdystä, mutta galaksissamme ei havaittu yhtäkään. Astrofyysikot ovat laskeneet, että galaksissamme olevat supernovat leimahtavat 10 miljoonan vuoden ajanjaksolla Auringon välittömässä läheisyydessä. Keskimäärin supernovaräjähdys tapahtuu metagalaksissa 30 vuoden välein.
Annokset kosminen säteily Maapallolla ne voivat samaan aikaan ylittää normaalin tason 7000 kertaa. Tämä johtaa vakavimpiin mutaatioihin planeettamme elävissä organismeissa. Jotkut tutkijat selittävät dinosaurusten äkillisen kuoleman tällä tavalla.
Osa räjähtäneen supernovan massasta voi jäädä supertiheän kappaleen - neutronitähden tai mustan aukon - muodossa. Neutronitähtien massa on (1,4 - 3) M s, halkaisija noin 10 km. Neutronitähden tiheys on erittäin korkea, suurempi kuin atomiytimien tiheys ─ 10 15 g/cm 3 . Kun puristus ja paine muuttuu mahdollinen reaktio elektronien absorptio protonien toimesta 
Tämän seurauksena kaikki tähden aine koostuu neutroneista. Tähtien neutronisoitumiseen liittyy voimakas neutrinosäteilyn purske. Supernovan SN1987A puhkeamisen aikana neutriinopurkauksen kesto oli 10 s, ja kaikkien neutriinojen kuljettama energia saavutti 3∙10 46 J. Neutronitähden lämpötila saavuttaa 1 miljardin K. Neutronitähdet jäähtyvät hyvin nopeasti, niiden valovoima heikkenee. Mutta ne säteilevät intensiivisesti radioaaltoja kapeassa kartiossa magneettisen akselin suunnassa. Tähdille, joiden magneettinen akseli ei ole sama kuin pyörimisakseli, on tunnusomaista radiosäteily toistuvien pulssien muodossa. Siksi neutronitähtiä kutsutaan pulsareiksi. Ensimmäiset pulsarit löydettiin vuonna 1967. Pulsarin pyörimisnopeuden määräämä säteilypulsaatioiden taajuus on 2 - 200 Hz, mikä osoittaa niiden pientä kokoa. Esimerkiksi rapu-sumussa olevan pulsarin pulssijakso on 0,03 s. Tällä hetkellä tunnetaan satoja neutronitähtiä. Neutronitähti voi ilmaantua niin kutsutun "hiljaisen romahduksen" seurauksena. Jos valkoinen kääpiö tulee lähekkäin sijaitsevien tähtien binäärijärjestelmään, akkretoitumisilmiö tapahtuu, kun naapuritähdestä tuleva aine virtaa valkoisen kääpiön päälle. Valkoisen kääpiön massa kasvaa ja ylittää jossain vaiheessa Chandrasekharin rajan. Valkoinen kääpiö muuttuu neutronitähdeksi.
Jos valkoisen kääpiön lopullinen massa ylittää 3 auringon massaa, rappeutunut neutronitila on epävakaa ja painovoiman supistuminen jatkuu, kunnes muodostuu esine, jota kutsutaan mustaksi aukoksi. Termin "musta aukko" otti käyttöön J. Wheeler vuonna 1968. Kuitenkin käsite tällaisista esineistä syntyi useita vuosisatoja aikaisemmin, sen jälkeen kun I. Newton löysi lain vuonna 1687. painovoima. Vuonna 1783 J. Mitchell ehdotti, että luonnossa täytyy olla tummia tähtiä, joiden gravitaatiokenttä on niin voimakas, ettei valo voi paeta niistä. Vuonna 1798 P. Laplace ilmaisi saman ajatuksen. Vuonna 1916 fyysikko Schwarzschild ratkaisi Einsteinin yhtälöitä, ja tuli siihen tulokseen, että esineet, joilla on epätavallisia ominaisuuksia, jota myöhemmin kutsuttiin mustiksi aukoiksi. Musta aukko on avaruuden alue, jossa gravitaatiokenttä on niin voimakas, että toinen avaruuden nopeus tällä alueella sijaitsevien kappaleiden on ylitettävä valon nopeus, ts. mustasta aukosta ei pääse pakoon mitään, ei hiukkasia eikä säteilyä. Mukaisesti yleinen teoria Suhteellisuusteoriassa mustan aukon ominaiskoko määräytyy gravitaatiosäteen mukaan: R g =2GM/c 2 , missä M on kohteen massa, c on valon nopeus tyhjiössä ja G on gravitaatiovakio. Maan gravitaatiosäde on 9 mm, Auringon 3 km. Alueen rajaa, jonka yli valo ei karkaa, kutsutaan mustan aukon tapahtumahorisontiksi. Pyörivien mustien aukkojen tapahtumahorisontin säde on pienempi kuin gravitaatiosäde. Erityisen kiinnostava on mahdollisuus siepata äärettömyydestä saapuvia kappaleita mustalla aukolla.
Teoria sallii mustien aukkojen olemassaolon, joiden massa on 3–50 aurinkomassaa ja jotka muodostuvat massiivisten tähtien, joiden massa on yli 3 aurinkomassaa, evoluution myöhäisissä vaiheissa, supermassiivisten mustien aukkojen olemassaolon galaksien ytimissä. miljoonien ja miljardien aurinkomassojen massa, maailmankaikkeuden evoluution alkuvaiheessa muodostuneita ikimuistoisia (jäänne)mustia aukkoja. Yli 10 15 g painavia mustia aukkoja (massa keskivuori maan päällä) johtuen S.W. Hawkingin ehdottamasta mustien aukkojen kvanttihaihdutusmekanismista.
Tähtitieteilijät havaitsevat mustat aukot tehokkailla röntgensäteillä. Esimerkki tällaisesta tähdestä on voimakas röntgenlähde Cygnus X-1, jonka massa ylittää 10 M s. Usein mustia aukkoja löytyy röntgenbinaareista. tähtijärjestelmät. Tällaisista järjestelmistä on jo löydetty kymmeniä tähtimassaisia mustia aukkoja (m mustaa reikää = 4-15 M s). Gravitaatiolinssien vaikutusten perusteella on löydetty useita yksittäisiä tähtimassaisia mustia aukkoja (m mustaa reikää = 6-8 M s). Läheisen kaksoitähden tapauksessa havaitaan akkretion ilmiö - plasman virtaus tavallisen tähden pinnalta gravitaatiovoimien vaikutuksesta mustaan aukkoon. Mustaan aukkoon virtaavalla aineella on kulmamomentti. Siksi plasma muodostaa pyörivän levyn mustan aukon ympärille. Kaasun lämpötila tässä pyörivässä kiekossa voi nousta 10 miljoonaan asteeseen. Tässä lämpötilassa kaasu säteilee röntgenalueella. Tämän säteilyn perusteella voit määrittää mustan aukon olemassaolon tietyssä paikassa.
Erityisen kiinnostavia ovat supermassiiviset mustat aukot galaksien ytimissä. CHANDRA-satelliitin avulla saadun galaksimme keskuksen röntgenkuvan tutkimukseen perustuen supermassiivisen mustan aukon olemassaoloon, jonka massa on 4 miljoonaa kertaa suurempi kuin Auringon massa, on perustettu. Tuloksena uusin tutkimus Amerikkalaiset tähtitieteilijät onnistuivat löytämään ainutlaatuisen superraskaan mustan aukon, joka sijaitsee hyvin kaukaisen galaksin keskustassa, jonka massa on 10 miljardia kertaa Auringon massa. Saavuttaakseen niin käsittämättömän valtavia kokoja ja tiheyksiä, mustan aukon täytyi muodostua useiden miljardien vuosien aikana, mikä jatkuvasti vetää puoleensa ja absorboi ainetta. Tiedemiehet arvioivat sen iäksi 12,7 miljardia vuotta, ts. se alkoi muodostua noin miljardi vuotta alkuräjähdyksen jälkeen. Tähän mennessä galaksien ytimistä on löydetty yli 250 supermassiivista mustaa aukkoa (m mustaa reikää = (10 6 – 10 9) M s).
Kysymys kemiallisten alkuaineiden alkuperästä liittyy läheisesti tähtien evoluutioon. Jos vety ja helium ovat laajenevan maailmankaikkeuden evoluution alkuvaiheista jäljelle jääneitä alkuaineita, niin raskaampaa kemiallisia alkuaineita voi muodostua vain tähtien syvyyksissä lämpöydinreaktioiden aikana. Tähtien sisällä lämpöydinreaktioiden aikana voi muodostua jopa 30 kemiallista alkuainetta (mukaan lukien rauta).
Fyysisen tilansa mukaan tähdet voidaan jakaa normaaleihin ja rappeutuneisiin. Ensin mainitut koostuvat pääasiassa matalatiheyksistä aineista, joiden syvyyksissä tapahtuu lämpöydinfuusioreaktiot. Degeneroituneita tähtiä ovat valkoiset kääpiöt ja neutronitähdet, ne edustavat tähtien evoluution viimeistä vaihetta. Fuusioreaktiot niissä ovat päättyneet, ja tasapainoa ylläpitävät rappeutuneiden fermionien kvanttimekaaniset vaikutukset: elektronit valkoisissa kääpiöissä ja neutronit neutronitähdissä. Valkoisia kääpiöitä, neutronitähtiä ja mustia aukkoja kutsutaan yhteisesti "tiiviiksi jäännöksiksi".
Evoluution lopussa tähti massasta riippuen joko räjähtää tai vapauttaa rauhallisemmin ainetta, joka on jo rikastunut raskailla kemiallisilla alkuaineilla. Tässä tapauksessa loput jaksollisen järjestelmän elementit muodostuvat. Raskailla elementeillä rikastetusta tähtienvälisestä väliaineesta muodostuu seuraavien sukupolvien tähdet. Esimerkiksi Aurinko on toisen sukupolven tähti, joka muodostuu aineesta, joka on jo ollut tähtien sisällä ja rikastettu raskailla alkuaineilla. Siksi tähtien ikä voidaan arvioida niiden perusteella kemiallinen koostumus määritetään spektrianalyysimenetelmällä.
Elinkaari tähdet riippuu niiden massasta. Suuret tähdet polttavat polttoaineensa intensiivisemmin ja palavat useiden kymmenien miljoonien vuosien aikana. Pienet voivat "kytetä" satoja miljardeja vuosia.
Kun vety loppuu, nukleosynteesireaktiot pysähtyvät. Painovoima alkaa puristaa tähteä, kunnes lämpötilan nousu laukaisee toissijaisen fuusion, joka muuttaa heliumin tähden ytimestä hiileksi. Hänen sydämessään pysyy puhtaan hiilen kristalli - tuhannen karaatin timantti. Heliumin toissijaisen palamisen aikana tähden ytimessä vapautuu niin paljon energiaa, että tähti alkaa turvota ja muuttuu punainen jättiläinen , koska sen ulkokerros jäähtyy spektrin punaiseen osaan. Tähden halkaisija kasvaa yli 100 kertaa. Kun sekundaarisen lämpöydinfuusion polttoaine loppuu, gravitaatiovoimat alkavat jälleen puristaa tähteä ja se muuttuu rappeutuneeksi valkoinen kääpiö , joka säteilee jäännöslämpöä avaruuteen, kunnes se jäähtyy kokonaan. Kun tähti kehittyy punaisesta jättiläisestä valkoiseksi kääpiöksi, suurin osa sen uloimmista kerroksista putoaa tähtienväliseen väliaineeseen ja niistä tulee materiaalia uusien tähtien muodostumista varten.
Tällainen finaali valmistetaan keskitähdille, kuten Auringollemme.
Tähdet, jotka ovat yli 8 kertaa massiivisemmat kuin Aurinko, kuolevat eri skenaarion mukaan. Poltettuaan niissä heliumia, niiden valtava massa puristamisen aikana lämmittää ytimen ja kuoren niin paljon, että seuraavat nukleosynteesireaktiot laukeavat, minkä seurauksena saadaan ensin hiiltä, sitten piitä, magnesiumia ja seuraavia alkuaineita kasvavilla ydinmassoilla. Lisäksi jokaisen uuden reaktion alkaessa tähden ytimessä edellinen jatkuu sen kuoressa. Kaikki kemialliset alkuaineet, jotka muodostavat maailmankaikkeuden, muodostuivat juuri kuolevien suurten tähtien syvyyksissä tapahtuneen nukleosynteesin seurauksena. Heti kun raudan muodostumisen vuoro tulee, tähden loppu tulee. Sen synteesin aikana energiaa ei vapaudu, vaan se vain imeytyy. Lyhyessä ajassa polttoaine loppuu, lämpöydinreaktiot pysähtyvät, gravitaatiovoimat laskevat tähden kuoren sen keskustaan. Ulkokuoren törmäysenergia ytimeen on erittäin korkea. Hän räjäyttää tähden.
Jos tähti oli yli 30 kertaa raskaampi kuin aurinko, niin sen räjähdyksen jälkeen, kuten supernova, gravitaatioromahdus ei pysähdy - se muodostuumusta aukko. Sen tiheys on sama kuin maapallolla, jos se puristuisi halkaisijaltaan 5 cm:n kokoiseksi, joten mustien aukkojen vetovoimalla on taipumus äärettömään. Tällaista houkuttelevaa voimaa eivät voi voittaa edes valohiukkaset niiden rajoittavilla nopeuksilla. Siksi musta aukko ei heijasta siihen putoavaa valoa, vaan absorboi sen. Siitä syystä nimi.
Tiedemiehet ehdottavat, että fysiikan lait eivät päde mustissa aukoissa, tila ja aika lakkaavat olemasta, mutta informaatio säilyy holografisten projektioiden muodossa. Mustan aukon reuna tapahtumahorisontti on ajan ja tilan raja. Mustan aukon keskus singulariteetti – fyysinen epävarmuus. Musta aukko kuluttaa tähtiä ja sumuja niin kauan kuin niille on tilaa. Ja sitten heittää ulos voimakkaan kaasuvirran - kvasaari galaksin ulkopuolella. Kvasaarin leveys on suurempi kuin halkaisija aurinkokunta. Galaksin ulkopuolella alkaa muodostua uusia tähtiä ja uusia galakseja. Mustat aukot ohjaavat maailmankaikkeuden kehitystä.
Tähtien kuolema antaa rakennusmateriaali universumin puolesta. Kaikki kemialliset alkuaineet - kulta, hopea, platina, rauta ja muut - muodostuvat kuolevien tähtien sisällä ja lentävät avaruuteen räjähdyksensä aikana.
Ensimmäiset tähdet olivat massiivisia (useita tuhansia kertoja lisää aurinkoa) ja epävakaa. He syntyivät nopeasti ja kuolivat nopeasti jättäen jälkeensä kosmista pölyä, jossa oli runsaasti erilaisia kemiallisia alkuaineita.
Ensimmäiset tähdet muodostuivat kosmisista sumuista alkuräjähdyksen energian ansiosta. Myöhemmissä vaiheissa ja nyt tähtien synty jatkuu. Mutta tämä tapahtuu vasta toisen supernovan räjähdyksen jälkeen. Sen räjähdysaalto antaa sysäyksen hiukkasten vuorovaikutukselle avaruuspölyä, minkä seurauksena ne alkavat liikkua ja lukittua toisiinsa. Liittyessään yhdeksi esineeksi ne lisäävät sen kokoa yhä enemmän, mikä lisää sen painovoimaa, mikä houkuttelee muita hiukkasia vielä enemmän ja sitten suurempia avaruusobjekteja.
Nuori tähti ja sen ympärillä oleva avaruus alkuvaiheessa se on raivoava elementti, jolla on suuri määrä kaoottisesti pyöriviä pieniä planeettoja. Toistensa kanssa törmääessään jotkut niistä murenevat, kun taas toiset kasvavat imeen itseensä ensimmäisen jäännökset. Tällaisista törmäyksistä esimerkiksi Merkuriuksen yläkuori lensi pois ja vain ydin jäi jäljelle.
500 miljoonan vuoden kuluttua planeettojen määrä vähenee ja niiden koko kasvaa.
Aurinko kuuluu pienille tähdille. Hänen kuolemansa 5-6 miljardin vuoden kuluttua tapahtuu ensimmäisen skenaarion mukaan. Tällä hetkellä 80 % maailmankaikkeuden tähdistä ei ole suurempia kuin aurinko.
Kuva järjestön sivuilta:35 miljoonan valovuoden etäisyydellä Maasta Eridanuksen (Eridanus) tähdistössä sijaitsee spiraaligalaksi NGC 1637. Vuonna 1999 sen seesteinen kauneus tuhoutui erittäin kirkkaan supernovan puhkeamisen seurauksena. Kuva otettu ESO:n Very Large Telescopella (VLT) Paranalin observatoriossa Chilessä.
> Tähden elinkaari
Kuvaus tähtien elämä ja kuolema: evoluution vaiheet valokuvalla, molekyylipilvet, prototähti, Härkä, pääsekvenssi, punainen jättiläinen, valkoinen kääpiö.
Kaikki tässä maailmassa kehittyy. Mikä tahansa sykli alkaa syntymästä, kasvusta ja päättyy kuolemaan. Tietenkin tähdillä on nämä syklit erityisellä tavalla. Muistakaamme esimerkiksi, että niillä on suurempi aikakehys ja niitä mitataan miljoonissa ja miljardeissa vuosissa. Lisäksi heidän kuolemallaan on tiettyjä seurauksia. Miltä se näyttää tähtien elinkaarta?
Tähden ensimmäinen elinkaari: Molekyylipilvet
Aloitetaan tähden syntymästä. Kuvittele valtava kylmän molekyylikaasun pilvi, joka voi helposti olla olemassa universumissa ilman muutoksia. Mutta yhtäkkiä supernova räjähtää lähellä sitä tai se törmää toiseen pilveen. Tämän työntämisen ansiosta tuhoutumisprosessi aktivoituu. Se on jaettu pieniin osiin, joista jokainen on vedetty itseensä. Kuten jo ymmärsit, kaikki nämä joukot valmistautuvat tähdiksi. Painovoima lämmittää lämpötilaa ja tallennettu liikemäärä pitää pyörimisen käynnissä. Alempi kaavio esittää selkeästi tähtien kierron (elämä, kehitysvaiheet, muunnosvaihtoehdot ja taivaankappaleen kuolema valokuvalla).
Tähden toinen elinkaari: prototähti
Materiaali tiivistyy tiheämmin, lämpenee ja hylkii sitä painovoiman romahtaessa. Tällaista esinettä kutsutaan prototähdeksi, jonka ympärille muodostuu materiaalilevy. Osa vetää kohdetta puoleensa, mikä lisää sen massaa. Loput roskat ryhmitellään ja muodostavat planeettajärjestelmän. Tähden jatkokehitys riippuu massasta.
Tähden kolmas elinkaari: T Härkä
Kun materiaali osuu tähteen, vapautuu valtava määrä energiaa. Uusi tähtivaihe nimettiin prototyypin Taurus mukaan. Tämä on muuttuva tähti, joka sijaitsee 600 valovuoden päässä (ei kaukana).
Se voi saavuttaa suuren kirkkauden, koska materiaali hajoaa ja vapauttaa energiaa. Mutta keskiosassa ei ole tarpeeksi lämpötilaa tukemaan ydinfuusiota. Tämä vaihe kestää 100 miljoonaa vuotta.
Tähden neljäs elinkaari:Pääsarja
Tietyllä hetkellä taivaankappaleen lämpötila nousee vaaditulle tasolle, mikä aktivoi ydinfuusion. Kaikki tähdet käyvät tämän läpi. Vety muuttuu heliumiksi vapauttaen valtavan lämpöreservin ja energian.
Energia vapautuu gammasäteinä, mutta tähden hidastuksen vuoksi se putoaa aallonpituudella. Valo työntyy ulospäin ja kohtaa painovoiman. Voimme olettaa, että tässä luodaan täydellinen tasapaino.
Kuinka kauan hän on pääsarjassa? Sinun on aloitettava tähden massasta. Punaiset kääpiöt (puolet auringon massasta) pystyvät käyttämään satoja miljardeja (biljoonia) vuosia polttoainehuollonaan. Keskimääräiset tähdet (kuten) elävät 10-15 miljardia. Mutta suurimmat ovat miljardeja tai miljoonia vuosia vanhoja. Katso kaaviosta, miltä eri luokkien tähtien kehitys ja kuolema näyttää.
Tähden viides elinkaari: punainen jättiläinen
Sulamisprosessin aikana vety loppuu ja heliumia kerääntyy. Kun vetyä ei ole enää jäljellä, kaikki ydinreaktiot pysähtyvät ja tähti alkaa kutistua painovoiman vaikutuksesta. Ytimen ympärillä oleva vetykuori lämpenee ja syttyy, jolloin esine kasvaa 1000-10000 kertaa. Tietyllä hetkellä aurinkomme toistaa tämän kohtalon, kun se on noussut maan kiertoradalle.
Lämpötila ja paine saavuttavat maksiminsa, ja helium sulautuu hiileksi. Tässä vaiheessa tähti supistuu ja lakkaa olemasta punainen jättiläinen. Suuremmalla massiivuudella esine polttaa muita raskaita elementtejä.
Tähden kuudes elinkaari: valkoinen kääpiö
Aurinkomassatähdellä ei ole tarpeeksi gravitaatiopainetta sulattamaan hiiltä. Siksi kuolema tapahtuu heliumin loppuessa. Ulommat kerrokset työntyvät ulos ja näkyviin tulee valkoinen kääpiö. Aluksi se on kuuma, mutta satojen miljardien vuosien kuluttua se jäähtyy.
Tutkimus tähtien evoluutio on mahdotonta havaita vain yhtä tähteä - monet muutokset tähdissä etenevät liian hitaasti, jotta niitä voitaisiin huomata jopa vuosisatojen jälkeen. Siksi tutkijat tutkivat monia tähtiä, joista jokainen on tietyssä elinkaarensa vaiheessa. Viime vuosikymmeninä tähtien rakenteen mallintaminen tietokonetekniikalla on yleistynyt astrofysiikassa.
Tietosanakirja YouTube
1 / 5
✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (sanoo astrofyysikko Sergei Popov)
✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (kertoja Sergey Popov ja Ilgonis Vilks)
✪ Tähtien evoluutio. Sinisen jättiläisen kehitys 3 minuutissa
✪ Surdin V.G. Star Evolution osa 1
✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"
Tekstitykset
Termoydinfuusio tähtien sisällä
nuoria tähtiä
Tähtien muodostumisprosessia voidaan kuvata yhtenäisesti, mutta tähden evoluution myöhemmät vaiheet riippuvat lähes kokonaan sen massasta, ja vasta tähden evoluution lopussa sen kemiallisella koostumuksella voi olla merkitystä.
Nuoret pienimassaiset tähdet
Pienimassaiset nuoret tähdet (jopa kolme aurinkomassaa) [ ] , jotka ovat matkalla pääsekvenssiin, ovat täysin konvektiivisia, - konvektioprosessi kattaa koko tähden rungon. Nämä ovat itse asiassa edelleen prototähtiä, joiden keskuksissa ydinreaktiot ovat vasta alkamassa, ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa painovoiman puristumisesta. Kunnes hydrostaattinen tasapaino saavutetaan, tähden kirkkaus laskee vakiolämpötilassa. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet muodostavat melkein pystysuoran radan, jota kutsutaan Hayashi-radoksi. Kun supistuminen hidastuu, nuori tähti lähestyy pääsarjaa. Tämän tyyppiset esineet yhdistetään Taurus-tyypin tähtiin.
Tällä hetkellä tähdissä, joiden massa on yli 0,8 Auringon massaa, ydin tulee läpinäkyväksi säteilylle ja säteilyenergian siirto ytimessä hallitsee, koska konvektiota vaikeuttaa yhä enemmän tähtiaineen tiivistyminen. Tähtikappaleen ulkokerroksissa vallitsee konvektiivinen energiansiirto.
Ei ole varmuudella tiedossa, mitä ominaisuuksia pienemmän massan tähdillä on silloin, kun ne osuvat pääsarjaan, koska aika, jonka nämä tähdet viettävät nuoressa luokassa, ylittää maailmankaikkeuden iän. ] . Kaikki ajatukset näiden tähtien kehityksestä perustuvat vain numeerisiin laskelmiin ja matemaattiseen mallinnukseen.
Kun tähti supistuu, degeneroituneen elektronikaasun paine alkaa nousta, ja kun tähti saavuttaa tietyn säteen, supistuminen pysähtyy, mikä johtaa supistumisen aiheuttaman edelleen lämpötilan nousun pysähtymiseen tähden ytimessä. ja sitten sen laskuun. Tähdille, joiden aurinkomassa on alle 0,0767, näin ei tapahdu: ydinreaktioiden aikana vapautuva energia ei koskaan riitä tasapainottamaan sisäistä painetta ja painovoiman supistumista. Tällaiset "tähdet" säteilevät enemmän energiaa kuin mitä syntyy lämpöydinreaktioiden prosessissa, ja ne kuuluvat niin kutsuttuihin ruskeisiin kääpiöihin. Niiden kohtalo on jatkuva supistuminen, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen, kun kaikki alkaneet fuusioreaktiot lakkaavat.
Nuoria keskimassaisia tähtiä
Nuoret tähdet, joiden massa on keskimääräinen (2-8 auringon massaa) [ ] kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin heidän pienemmät sisarensa ja veljensä, paitsi että heillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä pääsekvenssiin asti.
Tämän tyyppiset esineet liittyvät ns. Ae\Be Herbig-tähdet ovat spektriluokan B-F0 epäsäännöllisiä muuttujia. Niissä on myös levyt ja kaksinapaiset suihkut. Aineen ulosvirtausnopeus pinnalta, valoisuus ja tehollinen lämpötila ovat huomattavasti korkeammat kuin T Taurusilla, joten ne lämmittävät ja hajottavat tehokkaasti prototähtien pilven jäänteitä.
Nuoret tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaa
Tähdillä, joilla on tällainen massa, on jo normaalien tähtien ominaisuudet, koska ne ovat läpäisseet kaikki välivaiheet ja pystyneet saavuttamaan sellaisen nopeuden ydinreaktioihin, jotka kompensoivat säteilyn aiheuttaman energian menetyksen, kun taas massaa kertyi hydrostaattisen tasapainon saavuttamiseksi. ydin. Näille tähdille massan ja valoisuuden ulosvirtaus ovat niin suuria, että ne eivät vain estä molekyylipilven ulkoalueiden, jotka eivät ole vielä tulleet osaksi tähteä, painovoiman romahtamista, vaan päinvastoin hajottavat ne pois. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähden pilven massa. Todennäköisesti tämä selittää sen, ettei galaksissamme ole tähtiä, joiden massa on yli noin 300 Auringon massaa.
tähden elinkaaren puolivälissä
Tähtiä on saatavilla monenlaisia värejä ja kokoja. Niiden spektrityyppi vaihtelee kuumasta sinisestä viileään punaiseen ja massa 0,0767:stä noin 300 aurinkomassaan viimeaikaisten arvioiden mukaan. Tähden kirkkaus ja väri riippuvat sen pinnan lämpötilasta, jonka puolestaan määrää sen massa. Kaikki uudet tähdet "ottavat paikkansa" pääsarjassa kemiallisen koostumuksensa ja massansa mukaan. Tässä ei tietenkään ole kyse tähden fyysisestä liikkeestä - vain sen sijainnista ilmoitetussa kaaviossa, joka riippuu tähden parametreista. Itse asiassa tähden liike kaaviota pitkin vastaa vain muutosta tähden parametreissa.
Uudelle tasolle alkanut aineen lämpöydin "poltto" aiheuttaa tähden hirviömäisen laajenemisen. Tähti "turpoaa", tulee hyvin "löysäksi", ja sen koko kasvaa noin 100 kertaa. Joten tähdestä tulee punainen jättiläinen, ja heliumin palamisvaihe kestää noin useita miljoonia vuosia. Melkein kaikki punaiset jättiläiset ovat muuttuvia tähtiä.
Tähtien evoluution viimeiset vaiheet
Vanhat tähdet, joilla on pieni massa
Tällä hetkellä ei tiedetä varmasti, mitä valotähdille tapahtuu sen jälkeen, kun niiden sisätilojen vetyvarannot ovat loppuneet. Koska maailmankaikkeuden ikä on 13,7 miljardia vuotta, mikä ei riitä tällaisten tähtien vetypolttoaineen tyhjentämiseen, nykyiset teoriat perustuvat tällaisissa tähdissä tapahtuvien prosessien tietokonesimulaatioihin.
Jotkut tähdet voivat syntetisoida heliumia vain joillakin aktiivisilla vyöhykkeillä, mikä aiheuttaa niiden epävakautta ja voimakkaita tähtituulia. Tässä tapauksessa planetaarisen sumun muodostumista ei tapahdu, ja tähti vain haihtuu ja tulee jopa pienemmäksi kuin ruskea kääpiö [ ] .
Tähti, jonka massa on alle 0,5 aurinkomassaa, ei pysty muuttamaan heliumia edes sen jälkeen, kun vetyä sisältävät reaktiot lakkaavat sen ytimestä - tällaisen tähden massa on liian pieni tarjoamaan uutta painovoiman puristusvaihetta riittävässä määrin " sytytys" helium. Näihin tähtiin kuuluvat punaiset kääpiöt, kuten Proxima Centauri, joiden pääsekvenssien elinikä vaihtelee kymmenistä miljardeista kymmeniin biljooniin vuosiin. Termoydinreaktioiden päätyttyä ytimissään ne, vähitellen jäähtyessään, jatkavat heikosti säteilemistä sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.
keskikokoisia tähtiä
Saavuttuaan keskikokoinen tähti (0,4-3,4 auringon massaa) [ ] punaisesta jättiläisfaasista vety päättyy sen ytimeen ja alkavat hiilisynteesin reaktiot heliumista. Tämä prosessi tapahtuu korkeammissa lämpötiloissa ja siksi ytimestä tuleva energiavirta kasvaa ja tämän seurauksena tähden ulkokerrokset alkavat laajentua. Hiilen synteesin alkaminen merkitsee uutta vaihetta tähden elämässä ja jatkuu jonkin aikaa. Lähes Auringon kokoisella tähdellä tämä prosessi voi kestää noin miljardi vuotta.
Muutokset säteilevän energian määrässä saavat tähden käymään läpi epävakauden jaksoja, mukaan lukien koon, pintalämpötilan ja energian vapautumisen muutokset. Energian vapautuminen siirtyy kohti matalataajuista säteilyä. Kaikkeen tähän liittyy lisääntyvä massahäviö voimakkaiden tähtituulten ja voimakkaiden pulsaatioiden vuoksi. Tässä vaiheessa olevia tähtiä kutsutaan "myöhäisen tyypin tähdiksi" (myös "eläkkeellä oleviksi tähdiksi"), OH-IR tähdet tai Miran kaltaiset tähdet niiden tarkkojen ominaisuuksien mukaan. Sumutetussa 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 [ ] sisään tähtienvälinen avaruus. 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
Jos universumiin kerääntyy riittävästi ainetta, se kutistuu tiiviiksi möykkyksi, jossa alkaa lämpöydinreaktio. Näin tähdet syttyvät. Ensimmäinen leimahti nuoren maailmankaikkeuden pimeydessä 13,7 miljardia (13,7 * 10 9) vuotta sitten, ja aurinkomme - vain noin 4,5 miljardia vuotta sitten. Tähden elinikä ja tämän jakson lopussa tapahtuvat prosessit riippuvat tähden massasta.
Niin kauan kuin lämpöydinreaktio vedyn muuntamiseksi heliumiksi jatkuu tähdessä, se on pääsekvenssissä. Aika, jonka tähti viettää pääsarjassa, riippuu massasta: suurimmat ja painavimmat saavuttavat nopeasti punaisen jättiläisen vaiheen ja poistuvat sitten pääsarjasta supernovaräjähdyksen tai valkoisen kääpiön muodostumisen seurauksena.
Jättiläisten kohtalo
Suurimmat ja massiivisimmat tähdet palavat nopeasti ja räjähtävät supernovassa. Supernovaräjähdyksen jälkeen jäljelle jää neutronitähti tai musta aukko, ja niiden ympärille on räjähdyksen valtavan energian aiheuttamaa ainetta, josta tulee materiaalia uusille tähdille. Lähimmistä tähtien naapureistamme tällainen kohtalo odottaa esimerkiksi Betelgeusea, mutta kun se räjähtää, on mahdotonta laskea.
Sumu, joka muodostuu supernovaräjähdyksen aiheuttamasta aineen sinkoutumisesta. Sumun keskellä on neutronitähti.
Neutronitähti on kauhea fyysinen ilmiö. Räjähtävän tähden ydin puristuu kokoon - aivan kuten polttomoottorin kaasu, vain erittäin suuressa ja tehokkaassa: halkaisijaltaan satojen tuhansien kilometrien pallo muuttuu halkaisijaltaan 10-20 kilometriksi palloksi. . Puristusvoima on niin suuri, että elektronit putoavat päälle atomiytimet, muodostaen neutroneja - tästä nimi.
NASA
Neutronitähti (taiteilijan visio)
Aineen tiheys tällaisessa puristuksessa kasvaa noin 15 suuruusluokkaa ja lämpötila nousee käsittämättömään 10 12 K neutronitähden keskustassa ja 1 000 000 K reunalla. Osa tästä energiasta säteilee fotonisäteilyn muodossa, ja osa neutronitähden ytimeen muodostuvien neutriinojen kuljettaa pois. Mutta jopa erittäin tehokkaan neutriinojäähdytyksen ansiosta neutronitähti jäähtyy hyvin hitaasti: kestää 10 16 tai jopa 10 22 vuotta kuluttaa kokonaan energia. On vaikea sanoa, mitä jäähtyneen neutronitähden tilalle jää, mutta on mahdotonta havaita: maailma on liian nuori tähän. Oletuksena on, että jäähtyneen tähden tilalle muodostuu jälleen musta aukko.
Mustat aukot syntyvät erittäin massiivisten esineiden, kuten supernovaräjähdysten, painovoiman romahtamisesta. Ehkä biljoonien vuosien kuluttua jäähtyneet neutronitähdet muuttuvat mustiksi aukoiksi.
Keskikokoisten tähtien kohtalo
Muut, vähemmän massiiviset tähdet pysyvät pääsarjassa pidempään kuin suurimmat, mutta poistuessaan siitä ne kuolevat paljon nopeammin kuin niiden neutronisukulaiset. Yli 99 % maailmankaikkeuden tähdistä ei koskaan räjähdy eivätkä muutu mustiksi aukoiksi tai neutronitähdiksi - niiden ytimet ovat liian pieniä tällaisille kosmisille draamille. Sen sijaan keskimassaiset tähdet muuttuvat elämänsä lopussa punaisiksi jättiläisiksi, jotka massasta riippuen muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi, räjähtävät, hajoavat kokonaan tai muuttuvat neutronitähdiksi.
Valkoiset kääpiöt muodostavat nyt 3–10 % maailmankaikkeuden tähtipopulaatiosta. Niiden lämpötila on erittäin korkea - yli 20 000 K, yli kolme kertaa Auringon pinnan lämpötila - mutta silti vähemmän kuin neutronitähtien, ja alhaisemman lämpötilan ja suurempi alue valkoiset kääpiöt jäähtyvät nopeammin - 10 14 - 10 15 vuodessa. Tämä tarkoittaa, että seuraavien 10 biljoonan vuoden aikana - jolloin maailmankaikkeus on tuhat kertaa vanhempi kuin se on nyt - maailmankaikkeuteen ilmestyy uusi tyyppi esine: musta kääpiö, valkoisen kääpiön jäähtyvä tuote.
Toistaiseksi avaruudessa ei ole mustia kääpiöitä. Jopa tähän mennessä vanhimmat jäähtyvät tähdet ovat menettäneet enintään 0,2 % energiastaan; Valkoiselle kääpiölle, jonka lämpötila on 20 000 K, tämä tarkoittaa jäähtymistä 19 960 K:een.
Pienimmille
Vielä vähemmän tiedetään, mitä tapahtuu, kun pienimmät tähdet, kuten lähin naapurimme, punainen kääpiö Proxima Centauri, jäähtyvät kuin supernovat ja mustat kääpiöt. Termoydinfuusio niiden ytimissä on hidasta, ja ne pysyvät pääsekvenssissä pidempään kuin muut - joidenkin laskelmien mukaan jopa 10 12 vuotta, ja sen jälkeen oletettavasti jatkavat elämäänsä valkoisina kääpiöinä, eli he jatkavat elämäänsä. loistaa vielä 10 14 - 10 15 vuotta ennen muuttumista mustaksi kääpiöksi.
