Lühidalt suure massiga tähtede areng. Tähtede eluiga. Noored väikese massiga tähed
Esimene osa PROBLEEMI ASTRONOOMILINE ASPEKT
4. Tähtede evolutsioon Kaasaegses astronoomias on palju argumente väite kasuks, et tähed tekivad tähtedevahelises keskkonnas gaasi- ja tolmupilvede kondenseerumisel. Sellest keskkonnast tähtede moodustumise protsess jätkub ka praegu. Selle asjaolu selgitamine on kaasaegse astronoomia üks suurimaid saavutusi. Kuni suhteliselt hiljuti arvati, et kõik tähed tekkisid peaaegu samaaegselt miljardeid aastaid tagasi. Nende metafüüsiliste ideede kokkuvarisemist soodustas ennekõike vaatlusastronoomia areng ning tähtede ehituse ja evolutsiooni teooria areng. Selle tulemusena sai selgeks, et paljud vaadeldud tähed on suhteliselt noored objektid ja osa neist tekkis siis, kui Maal oli juba inimene. Oluline argument järelduse kasuks, et tähed tekivad tähtedevahelisest gaasi- ja tolmukeskkonnast, on ilmselgelt noorte tähtede rühmade (nn "assotsiatsioonid") paiknemine Galaktika spiraalharudes. Fakt on see, et raadioastronoomiliste vaatluste kohaselt on tähtedevaheline gaas koondunud peamiselt galaktikate spiraalharudesse. Eelkõige on see nii ka meie Galaxys. Veelgi enam, mõnede meile lähedaste galaktikate üksikasjalikest "raadiopiltidest" järeldub, et tähtedevahelise gaasi suurim tihedus on täheldatud spiraali sisemistes (vastava galaktika keskpunkti suhtes) servades, mis leiab loomuliku seletuse. , mille üksikasjadel me siin pikemalt peatuda ei saa. Kuid just nendes spiraalide osades kasutatakse optilise astronoomia meetodeid "HII tsoonide" ehk ioniseeritud tähtedevahelise gaasi pilvede vaatlemiseks. Peatükis 3 on juba öeldud, et selliste pilvede ioniseerumise ainsaks põhjuseks võib olla massiivsete kuumade tähtede - ilmselgelt noorte objektide - ultraviolettkiirgus (vt allpool). Tähtede evolutsiooni probleemi keskmes on nende energiaallikate küsimus. Tõepoolest, kust pärineb näiteks tohutu energiahulk, mis on vajalik päikesekiirguse hoidmiseks ligikaudu vaadeldud tasemel mitme miljardi aasta jooksul? Iga sekund kiirgab Päike 4x10 33 ergit ja 3 miljardi aasta jooksul kiirgas 4x10 50 ergit. Pole kahtlust, et Päikese vanus on umbes 5 miljardit aastat. See tuleneb vähemalt tänapäevastest hinnangutest Maa vanuse kohta erinevate radioaktiivsete meetoditega. On ebatõenäoline, et Päike on Maast "noorem". Eelmisel sajandil ja selle alguses esitati erinevaid hüpoteese Päikese ja tähtede energiaallikate olemuse kohta. Mõned teadlased näiteks uskusid, et päikeseenergia allikaks on meteoroidide pidev sadestumine selle pinnale, teised aga otsisid allikat Päikese pidevas kokkusurumises. Sellise protsessi käigus vabanev potentsiaalne energia võib teatud tingimustel muutuda kiirguseks. Nagu allpool näeme, võib see allikas olla tähe evolutsiooni varases staadiumis üsna tõhus, kuid see ei suuda pakkuda päikesekiirgust vajaliku aja jooksul. Tuumafüüsika edusammud võimaldasid lahendada tähtede energiaallikate probleemi juba meie sajandi kolmekümnendate aastate lõpus. Selliseks allikaks on tähtede sisemuses väga kõrgel temperatuuril (suurusjärgus kümme miljonit kelvinit) toimuvad termotuumasünteesi reaktsioonid. Nende reaktsioonide tulemusena, mille kiirus sõltub tugevalt temperatuurist, muunduvad prootonid heeliumi tuumadeks ning vabanev energia "lekib" aeglaselt läbi tähtede sisemuse ja lõpuks muundub oluliselt maailmaruumi. See on erakordselt võimas allikas. Kui eeldada, et algselt koosnes Päike ainult vesinikust, mis termotuumareaktsioonide tulemusena muutus täielikult heeliumiks, siis vabaneb energiahulk ligikaudu 10 52 erg. Seega piisab kiirguse säilitamiseks vaadeldud tasemel miljardeid aastaid, kui Päike "kasutab ära" mitte rohkem kui 10% oma esialgsest vesinikuvarust. Nüüd saame mõne tähe evolutsioonist pildi esitada järgmiselt. Mingil põhjusel (neid saab täpsustada mitu) hakkas tähtedevahelise gaasi- ja tolmukeskkonna pilv kondenseeruma. Üsna pea (loomulikult astronoomilises mastaabis!) tekib universaalsete gravitatsioonijõudude mõjul sellest pilvest suhteliselt tihe läbipaistmatu gaasipall. Rangelt võttes ei saa seda palli veel täheks nimetada, kuna selle keskpiirkondades on temperatuur termotuumareaktsioonide alguseks ebapiisav. Gaasi rõhk palli sees ei suuda veel tasakaalustada selle üksikute osade tõmbejõude, seega surutakse see pidevalt kokku. Mõned astronoomid arvasid, et selliseid "protostaare" täheldatakse üksikutes udukogudes väga tumedate kompaktsete moodustiste, nn gloobulite kujul (joonis 12). Raadioastronoomia edusammud aga sundisid meid sellest üsna naiivsest vaatenurgast loobuma (vt allpool). Tavaliselt ei moodustu korraga mitte üks prototäht, vaid nende enam-vähem arvukas rühm. Tulevikus muutuvad need rühmad täheühendusteks ja -klastriteks, mis on astronoomidele hästi teada. On väga tõenäoline, et tähe evolutsiooni selles väga varases staadiumis moodustuvad selle ümber väiksema massiga tükid, mis muutuvad seejärel järk-järgult planeetideks (vt joonis 1). ptk. üheksa).Riis. 12. Gloobulid difusiooniudus
Kui prototäht tõmbub kokku, siis tema temperatuur tõuseb ja märkimisväärne osa vabanenud potentsiaalsest energiast kiirgub ümbritsevasse ruumi. Kuna kokkutõmbuva gaasikera mõõtmed on väga suured, on selle pinnaühiku kiirgus tühine. Kuna ühikpinna kiirgusvoog on võrdeline temperatuuri neljanda astmega (Stefan-Boltzmanni seadus), on tähe pinnakihtide temperatuur suhteliselt madal, samas kui selle heledus on peaaegu sama kui tavalisel tähel. sama massiga. Seetõttu asuvad "spektri-heleduse" diagrammil sellised tähed põhijadast paremal, st nad langevad sõltuvalt nende algmassi väärtustest punaste hiiglaste või punaste kääbuste piirkonda. Tulevikus jätkab protostar kahanemist. Selle mõõtmed muutuvad väiksemaks ja pinnatemperatuur tõuseb, mille tulemusena muutub spekter üha "varajasemaks". Seega, liikudes piki "spekter - heledus" diagrammi, "istub protostaar" üsna kiiresti põhijadale. Sel perioodil on tähe sisemuse temperatuur juba piisav, et seal algaksid termotuumareaktsioonid. Samal ajal tasakaalustab tulevase tähe sees oleva gaasi rõhk külgetõmbejõudu ja gaasipall lõpetab kahanemise. Prototähest saab staar. Prototähtedel kulub suhteliselt vähe aega, et läbida see väga varane oma evolutsiooni etapp. Kui näiteks prototähe mass on suurem kui Päikese mass, on vaja vaid paar miljonit aastat, kui vähem, siis mitusada miljonit aastat. Kuna prototähtede evolutsiooniaeg on suhteliselt lühike, on tähe kõige varasemat arengufaasi raske tuvastada. Sellegipoolest täheldatakse selles etapis tähti ilmselt. Me räägime väga huvitavatest T Tauri tähtedest, mis on tavaliselt sukeldunud tumedatesse udukogudesse. 1966. aastal sai täiesti ootamatult võimalik jälgida prototähti nende evolutsiooni algfaasis. Oleme juba maininud selle raamatu kolmandas peatükis raadioastronoomia abil mitmete molekulide avastamist tähtedevahelises keskkonnas, peamiselt hüdroksüül-OH ja veeauru H2O. Suur oli raadioastronoomide üllatus, kui taevast uurides OH raadioliinile vastava lainepikkusel 18 cm avastati eredad, ülikompaktsed (st väikeste nurkmõõtmetega) allikad. See oli nii ootamatu, et alguses keeldusid nad isegi uskumast, et nii eredad raadioliinid võivad kuuluda hüdroksüülmolekulile. Esitati hüpotees, et need liinid kuuluvad mingile tundmatule ainele, millele pandi kohe "sobiv" nimetus "mysterium". Kuid "mysterium" jagas peagi oma optiliste "vendade" - "nebulium" ja "coronia" - saatust. Fakt on see, et paljude aastakümnete jooksul ei suudetud udukogude ja päikesekrooni eredaid jooni tuvastada ühegi teadaoleva spektrijoonega. Seetõttu omistati need teatud, maa peal tundmatutele hüpoteetilistele elementidele - "udus" ja "koroonia". Ärgem naeratagem halvustavalt astronoomide teadmatuse üle meie sajandi alguses: ju siis polnud ju aatomiteooriat! Füüsika areng ei jätnud Mendelejevi perioodilises süsteemis kohta eksootilistele "taevalistele": 1927. aastal tehti lahti "udukogu", mille jooned tuvastati täieliku usaldusväärsusega ioniseeritud hapniku ja lämmastiku "keelatud" joontega ning 1939.–1941. . veenvalt näidati, et salapärased "korooniumi" jooned kuuluvad raua, nikli ja kaltsiumi mitmekordselt ioniseeritud aatomite hulka. Kui "udukogu" ja "kodooniumi" "debumbeerimiseks" kulus aastakümneid, siis mõne nädala jooksul pärast avastamist selgus, et "müsteeriumi" liinid kuuluvad tavalisele hüdroksüülrühmale, kuid ainult ebatavalistes tingimustes. Edasised vaatlused näitasid esiteks, et "müsteeriumi" allikatel on äärmiselt väikesed nurkmõõtmed. Seda näidati tollal veel uue, väga tõhusa uurimismeetodi abil, mida kutsuti "väga pika baasjoone raadiointerferomeetriaks". Meetodi olemus taandub allikate samaaegsetele vaatlustele kahel raadioteleskoobil, mis on üksteisest eraldatud mitme tuhande km kaugusel. Nagu selgub, määrab nurkeraldusvõime sel juhul lainepikkuse ja raadioteleskoopide vahelise kauguse suhtega. Meie puhul võib see väärtus olla ~3x10 -8 rad või mõni tuhandik kaaresekund! Pange tähele, et optilises astronoomias on selline nurkeraldusvõime endiselt täiesti kättesaamatu. Sellised tähelepanekud on näidanud, et "müsteeriumi" allikaid on vähemalt kolme klassi. Oleme siin huvitatud 1. klassi allikatest. Kõik need asuvad gaasiliste ioniseeritud udukogude sees, näiteks kuulsas Orioni udukogus. Nagu juba mainitud, on nende mõõtmed äärmiselt väikesed, tuhandeid kordi väiksemad kui udukogu mõõtmed. Kõige huvitavam on see, et neil on keeruline ruumiline struktuur. Mõelgem näiteks allikale, mis asub udukogus nimega W3.
Riis. 13. Hüdroksüülliini nelja komponendi profiilid
Joonisel fig. Joonisel 13 on näidatud selle allika poolt kiiratava OH-liini profiil. Nagu näete, koosneb see suurest hulgast kitsastest heledatest joontest. Iga joon vastab teatud liikumiskiirusele piki seda joont kiirgava pilve vaatevälja. Selle kiiruse väärtuse määrab Doppleri efekt. Kiiruste erinevus (piki vaatejoont) erinevate pilvede vahel ulatub ~10 km/s. Eespool mainitud interferomeetrilised vaatlused on näidanud, et iga joont kiirgavad pilved ei lange ruumiliselt kokku. Pilt on järgmine: umbes 1,5 sekundi pikkuse ala sees liiguvad kaared erineva kiirusega umbes 10 kompaktset pilve. Iga pilv kiirgab ühe kindla (sageduse järgi) joone. Pilvede nurkmõõtmed on väga väikesed, suurusjärgus paar tuhandikku kaaresekundit. Kuna kaugus W3 udukoguni on teada (umbes 2000 tk), saab nurkmõõtmed kergesti teisendada lineaarseteks. Selgub, et pilvede liikumispiirkonna lineaarsed mõõtmed on suurusjärgus 10 -2 pc ja iga pilve mõõtmed on vaid suurusjärgu võrra suuremad kui kaugus Maast Päikeseni. Tekivad küsimused: mis need pilved on ja miks nad kiirgavad nii tugevalt hüdroksüülraadioliinides? Teisele küsimusele vastati üsna kiiresti. Selgus, et emissioonimehhanism on üsna sarnane laborimaseritel ja laseritel täheldatuga. Niisiis on "müsteeriumi" allikad hiiglaslikud looduslikud kosmilised masserid, mis töötavad hüdroksüülliini lainel, mille pikkus on 18 cm. . Teatavasti on sellest mõjust tingitud kiirguse võimendamine liinides võimalik siis, kui keskkond, milles kiirgus levib, on mingil moel "aktiveeritud". See tähendab, et mõni "väline" energiaallikas (nn "pumpamine") muudab aatomite või molekulide kontsentratsiooni algsel (ülemisel) tasemel ebanormaalselt kõrgeks. Maser või laser pole võimalik ilma püsiva "pumbata". Kosmiliste masserite "pumpamismehhanismi" olemuse küsimus pole veel lõplikult lahendatud. Kõige tõenäolisemalt kasutatakse "pumpamiseks" aga üsna võimsat infrapunakiirgust. Teine võimalik "pumpamismehhanism" võib olla keemiline reaktsioon. Tasub katkestada meie lugu kosmilistest maseritest, et mõelda, milliste hämmastavate nähtustega astronoomid kosmoses kokku puutuvad. Meie tormilise ajastu üks suurimaid tehnilisi leiutisi, mis mängib olulist rolli praegu toimuvas teadus- ja tehnikarevolutsioonis, on looduslikes tingimustes hõlpsasti teostatav ja pealegi tohutus mahus! Mõne kosmilise maseri raadiokiirguse voog on nii suur, et seda oleks võinud tuvastada isegi raadioastronoomia tehnilisel tasemel 35 aastat tagasi, see tähendab isegi enne masserite ja laserite leiutamist! Selleks oli vaja "ainult" teada OH raadiolingi täpset lainepikkust ja hakata probleemi vastu huvi tundma. Muide, see pole esimene juhtum, kui inimkonna ees seisvad olulisemad teaduslikud ja tehnilised probleemid realiseeruvad looduslikes tingimustes. Päikese ja tähtede kiirgust toetavad termotuumareaktsioonid (vt allpool) stimuleerisid Maa peal tuuma "kütuse" hankimise projektide väljatöötamist ja elluviimist, mis peaks tulevikus lahendama kõik meie energiaprobleemid. Paraku oleme selle kõige olulisema ülesande lahendamisest veel kaugel, mille loodus on "kergesti" lahendanud. Poolteist sajandit tagasi märkis Fresnel, valguse laineteooria rajaja (muidugi teisel korral): "Loodus naerab meie raskuste üle." Nagu näete, on Fresneli märkus tänapäeval veelgi tõepärasem. Pöördugem siiski tagasi kosmiliste masersite juurde. Kuigi nende maserite "pumpamise" mehhanism pole veel päris selge, saab siiski ligikaudse ettekujutuse maserimehhanismi abil 18 cm joont kiirgavate pilvede füüsilistest tingimustest. Esiteks selgub, et need pilved on üsna tihedad: kuupsentimeetris on vähemalt 10 8 -10 9 osakest ja neist märkimisväärne (ja võib-olla suur) osa on molekulid. Tõenäoliselt ei ületa temperatuur kaht tuhat Kelvinit, tõenäoliselt on see umbes 1000 Kelvinit. Need omadused erinevad järsult isegi kõige tihedamate tähtedevahelise gaasipilvede omadustest. Arvestades pilvede veel suhteliselt väikest suurust, jõuame tahes-tahtmata järeldusele, et need meenutavad pigem ülihiidtähtede laiendatud, üsna külma atmosfääri. On väga tõenäoline, et need pilved pole midagi muud kui prototähtede arengu varajane staadium, mis järgneb vahetult nende kondenseerumisele tähtedevahelisest keskkonnast. Selle väite kasuks räägivad ka teised faktid (mille selle raamatu autor tegi 1966. aastal). Ududes, kus vaadeldakse kosmilisi maseerijaid, on nähtavad noored kuumad tähed (vt allpool). Järelikult on tähtede tekkeprotsess seal hiljuti lõppenud ja jätkub suure tõenäosusega ka praegu. Võib-olla on kõige kurioossem see, et nagu näitavad raadioastronoomilised vaatlused, on seda tüüpi kosmosemaserid justkui "sukeldunud" väikestesse väga tihedatesse ioniseeritud vesiniku pilvedesse. Need pilved sisaldavad palju kosmilist tolmu, mis muudab need optilises vahemikus märkamatuks. Selliseid "kookoneid" ioniseerib nende sees olev noor kuum täht. Tähtede tekkeprotsesside uurimisel osutus infrapunaastronoomia väga kasulikuks. Tõepoolest, infrapunakiirte puhul pole tähtedevaheline valguse neeldumine nii oluline. Nüüd võime ette kujutada järgmist pilti: tähtedevahelise keskkonna pilvest moodustub selle kondenseerumisel mitu erineva massiga trombi, mis arenevad prototähtedeks. Evolutsiooni kiirus on erinev: massiivsemate tükkide puhul on see suurem (vt tabel 2 allpool). Seetõttu muutub kõige massiivsem hunnik kõigepealt kuumaks täheks, ülejäänud aga jäävad prototähe staadiumisse enam-vähem kauaks. Vaatleme neid maserkiirguse allikatena "vastsündinud" kuuma tähe vahetus läheduses, mis ioniseerib "kookoni" vesinikku, mis pole klompideks kondenseerunud. Loomulikult seda jämedat skeemi edaspidi täpsustatakse ja loomulikult tehakse selles olulisi muudatusi. Kuid fakt jääb faktiks: ootamatult selgus, et mõnda aega (tõenäoliselt suhteliselt lühikest aega) vastsündinud prototähed piltlikult öeldes "karjuvad" oma sünni pärast, kasutades kvantradiofüüsika uusimaid meetodeid (s.o maserid) ... Pärast 2. aastat pärast kosmiliste hüdroksüülmaserite avastamist (joon 18 cm) – leiti, et samad allikad kiirgavad samaaegselt (ka masermehhanismi abil) veeauru joont, mille lainepikkus on 1,35 cm. "Vee" intensiivsus "maser on isegi suurem kui "hüdroksüül". H2O joont kiirgavad pilved, kuigi asuvad samas väikeses mahus kui "hüdroksüül" pilved, liiguvad erineva kiirusega ja on palju kompaktsemad. Ei saa välistada, et lähiajal avastatakse ka teisi maseri liine*. Nii muutis raadioastronoomia täiesti ootamatult tähetekke klassikalisest probleemist vaatlusastronoomia** haru. Põhijadale jõudes ja kahanemise lõpetades kiirgab täht pikka aega praktiliselt ilma oma asukohta "spekter-heledus" diagrammil muutmata. Selle kiirgust toetavad keskpiirkondades toimuvad termotuumareaktsioonid. Seega on põhijadaks justkui punktide lokus "spekter – heledus" diagrammil, kus täht (olenevalt selle massist) võib termotuumareaktsioonide tõttu kiirata kaua ja ühtlaselt. Tähe asukoha põhijadas määrab selle mass. Tuleb märkida, et on veel üks parameeter, mis määrab tasakaalus kiirgava tähe asukoha "spektri-heleduse" diagrammil. See parameeter on tähe esialgne keemiline koostis. Kui raskete elementide suhteline arvukus väheneb, "langeb" täht alloleval diagrammil. Just see asjaolu seletab alamkääbuste jada olemasolu. Nagu eespool mainitud, on raskete elementide suhteline arvukus nendes tähtedes kümme korda väiksem kui põhijada tähtedes. Tähe viibimisaeg põhijadas määratakse selle algmassi järgi. Kui mass on suur, on tähe kiirgusel tohutu jõud ja ta kulutab kiiresti oma vesiniku "kütuse" varud. Näiteks põhijada tähed, mille mass on Päikese massist mitukümmend korda suurem (need on O spektritüüpi kuumad sinised hiiglased), võivad selles jadas viibides püsivalt kiirata vaid paar miljonit aastat, samas kui tähed Päikesele lähedane mass, on põhijärjestuses 10-15 miljardit aastat. Tabel allpool. 2, mis annab erinevat tüüpi tähtede gravitatsioonilise kokkutõmbumise ja põhijadale jäämise arvutatud kestuse. Samas tabelis on näidatud tähtede massid, raadiused ja heledused päikeseühikutes.
tabel 2
| aastat | |||||
|
Spektriklass |
Heledus |
gravitatsiooniline kokkutõmbumine |
põhijärjekorras püsimine | ||
|
G2 (päike) |
|||||
Riis. 14. Erineva massiga tähtede evolutsioonijäljed "heledus-temperatuuri" diagrammil
Riis. 15. Hertzsprung-Russelli diagramm täheparve NGC 2254 jaoks
Riis. 16. Hertzsprung-Russelli diagramm kerasparve M 3. Vertikaalteljel - suhteline suurus
Vastav diagramm näitab selgelt kogu põhijada, sealhulgas selle vasakpoolset ülemist osa, kus asuvad kuumad massiivsed tähed (värviindikaator - 0,2 vastab temperatuurile 20 tuhat K, st B-klassi spekter). Kerasparv M 3 on "vana" objekt. On selgelt näha, et selle klastri jaoks koostatud diagrammi põhijada ülemises osas pole peaaegu ühtegi tähte. Teisest küljest on M 3 punane hiiglaslik haru väga rikas, samas kui NGC 2254-l on väga vähe punaseid hiiglasi. See on arusaadav: vanas M 3 parves on suur hulk tähti juba põhijadast “lahkunud”, samas kui noores parves NGC 2254 juhtus see vaid vähese hulga suhteliselt massiivsete kiiresti arenevate tähtedega. Tähelepanuväärne on see, et M 3 hiiglaslik haru tõuseb üsna järsult, samas kui NGC 2254 puhul on see peaaegu horisontaalne. Teooria seisukohalt võib seda seletada raskete elementide oluliselt väiksema arvukusega M 3-s. Tõepoolest kerasparvede tähtedes (nagu ka teistes tähtedes, mis ei koondu niivõrd galaktika tasandi suunas galaktika keskuse suunas), on raskete elementide suhteline arvukus tähtsusetu. Diagrammil "värviindeks - heledus" M 3 jaoks on näha veel üks peaaegu horisontaalne haru. NGC 2254 jaoks koostatud diagrammil pole sarnast haru. Teooria selgitab selle haru tekkimist järgmiselt. Pärast seda, kui tähe – punase hiiglase – kahaneva tiheda heeliumi tuuma temperatuur jõuab 100–150 miljoni K-ni, algab seal uus tuumareaktsioon. See reaktsioon seisneb süsiniku tuuma moodustamises kolmest heeliumi tuumast. Niipea kui see reaktsioon algab, peatub tuuma kokkutõmbumine. Järgnevalt pinnakihid
tähed tõstavad oma temperatuuri ja täht diagrammil "spekter - heledus" liigub vasakule. Just sellistest tähtedest moodustub M 3 diagrammi kolmas horisontaalne haru.
Riis. 17. Hertzsprung-Russelli koonddiagramm 11 täheparve kohta
Joonisel fig. Joonisel 17 on skemaatiliselt kujutatud värvi-heleduse kokkuvõtlikku diagrammi 11 klastri kohta, millest kaks (M 3 ja M 92) on kerakujulised. Selgelt on näha, kuidas põhijärjestused "painduvad" erinevates klastrites paremale ja ülespoole täielikus kooskõlas juba käsitletud teoreetiliste kontseptsioonidega. Jooniselt fig. 17, saab kohe kindlaks teha, millised klastrid on noored ja millised vanad. Näiteks "topelt" klaster X ja h Perseus on noor. See "päästis" olulise osa põhijadast. M 41 klaster on vanem, Hyades klaster on veelgi vanem ja M 67 klaster on väga vana, mille "värv-heledus" diagramm on väga sarnane kerasparvede M 3 ja M 92 sarnase diagrammiga. Kerasparvede hiiglaslik haru on kõrgem kooskõlas keemilise koostise erinevustega, millest oli varem juttu. Seega vaatlusandmed kinnitavad ja põhjendavad täielikult teooria järeldusi. Näib, et oleks raske oodata vaatluslikku kontrolli tähtede siseruumides toimuvate protsesside teooriale, mida varjab meie eest tohutu täheaine paksus. Ja ometi kontrollib siinset teooriat pidevalt astronoomiliste vaatluste praktika. Tuleb märkida, et suure hulga "värvi-heleduse" diagrammide koostamine nõudis astronoomidelt-vaatlejatelt tohutut tööd ja vaatlusmeetodite radikaalset täiustamist. Teisest küljest poleks tähtede siseehituse ja evolutsiooni teooria edu olnud võimalik ilma kiirete elektrooniliste arvutite kasutamisel põhineva kaasaegse arvutustehnoloogiata. Teooriale pakkusid hindamatut teenust ka tuumafüüsika valdkonna uuringud, mis võimaldasid saada kvantitatiivseid omadusi nende tuumareaktsioonide kohta, mis toimuvad tähe sisemuses. Liialdamata võib öelda, et tähtede ehituse ja evolutsiooni teooria väljatöötamine on 20. sajandi teise poole astronoomia üks suuremaid saavutusi. Kaasaegse füüsika areng avab võimaluse tähtede ja eriti Päikese siseehituse teooria otseseks vaatluseks. Räägime võimalusest tuvastada võimas neutriinovoog, mida Päike peaks kiirgama, kui selle sügavuses toimuvad tuumareaktsioonid. On hästi teada, et neutriinod suhtlevad teiste elementaarosakestega äärmiselt nõrgalt. Nii võib näiteks neutriino lennata peaaegu neeldumata läbi kogu Päikese paksuse, röntgenikiirgus aga läbida neeldumata vaid mõne millimeetri Päikese sisemuse ainest. Kui kujutame ette, et iga osakese energiaga läbib Päikest võimas neutriinokiir
Inimesed on pikka aega huvi tundnud taevatähtede põlemise põhjused, kuid me hakkasime neid protsesse tõeliselt mõistma 20. sajandi esimesest poolest. Selles artiklis püüdsin kirjeldada kõiki peamisi protsesse, mis toimuvad tähe elutsükli jooksul.
Tähtede sünd
Tähe teke algab molekulaarpilvest (mis sisaldab 1% kogu tähtedevahelisest ainest massi järgi) - need erinevad tähtedevahelise keskkonna tavalistest gaasi-tolmupilvedest selle poolest, et neil on suurem tihedus ja palju madalam temperatuur - et aatomid saaksid hakata moodustama molekule (peamiselt H²). See omadus ise ei oma erilist tähtsust, kuid selle aine suurenenud tihedus on väga oluline - see sõltub sellest, kas prototäht saab üldse tekkida ja kui kaua see aega võtab.
Nendel pilvedel endil, mille suhteline tihedus on väike, võib nende tohutu suuruse tõttu olla märkimisväärne mass - kuni 10 6 päikesemassi. Vastsündinud tähed, kellel ei olnud aega oma "hälli" jäänuseid ära visata, soojendavad neid üles, mis näeb nii suurte klastrite jaoks väga "muljetavaldav" ja on suurepäraste astronoomiliste fotode allikas:
Loomise sambad ja video selle Hubble'i foto kohta:
Omega udukogu (mõned tähed on "taustaks", gaas hõõgub tähtede kiirguse tõttu kuumutamise tõttu): 
Molekulaarpilve jäänuste äraviskamise protsess on tingitud nn "päikesetuulest" - see on laetud osakeste voog, mida kiirendab tähe elektromagnetiline kiirgus. Päike kaotab selle protsessi tõttu miljon tonni ainet sekundis, mis tema jaoks (kaaluga 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 tonni) on tühiasi. Osakestel endil on tohutu temperatuur (suurusjärgus miljon kraadi) ja kiirus (umbes 400 km/s ja 750 km/s kahe erineva komponendi puhul):
Kuid selle aine madal tihedus tähendab, et nad ei saa suurt kahju põhjustada.
Kui gravitatsioonijõud hakkavad toimima, põhjustab gaasi kokkusurumine tugevat kuumenemist, mille tõttu algavad termotuumareaktsioonid. Põrkuva aine sama kuumenemise mõju oli aluseks eksoplaneedi esimesele otsesele vaatlusele 2004. aastal:
Planeet 2M1207 b 170 sv kaugusel. aastat meist.
Väiketähtede ja gaasihiidplaneetide erinevus seisneb aga just selles, et nende massist ei piisa algse termotuumareaktsiooni toetamiseks, mis üldiselt seisneb vesinikust heeliumi tekkes katalüsaatorite juuresolekul (nn. nimetatakse CNO-tsükliks - see kehtib II ja I põlvkonna tähtede jaoks, mida arutatakse allpool):
Jutt käib isemajandavast reaktsioonist, mitte ainult selle fakti olemasolust – sest kuigi selle reaktsiooni energia (ja seega ka temperatuur) on altpoolt rangelt piiratud, on üksikute osakeste liikumise energia gaasis määratakse Maxwelli jaotusega:
Ja seetõttu, isegi kui keskmine gaasitemperatuur on 10 korda madalam kui termotuumareaktsiooni "alumine piir", leidub alati "kavalaid" osakesi, mis koguvad energiat oma naabritelt ja saavad ühe juhtumi jaoks piisavalt energiat. Mida kõrgem on keskmine temperatuur, seda rohkem osakesi suudab "barjääri" ületada ja seda rohkem energiat vabaneb nende reaktsioonide käigus. Seetõttu on üldtunnustatud piir planeedi ja tähe vahel lävi, mille juures termotuumareaktsioon mitte ainult ei toimu, vaid võimaldab ka säilitada sisetemperatuuri vaatamata selle pinnalt energia kiirgamisele.
Tähtede populatsioon
Enne tähtede klassifikatsioonist rääkimist tuleb teha kõrvalepõik ja minna tagasi 13 miljardi aasta tagusesse aega – hetkele, mil pärast mateeria rekombinatsiooni hakkasid ilmuma esimesed tähed. See hetk oleks meile tundunud veider – me poleks ju sel hetkel ühtegi tähte näinud, välja arvatud sinised hiiglased. Selle põhjuseks on "metallide" puudumine varases universumis (ja astronoomias nimetatakse nii kõiki heeliumist "raskemaid" aineid). Nende puudumine tähendas, et esimeste tähtede süttimiseks oli vaja palju suuremat massi (20-130 päikesemassi piires) - lõppude lõpuks pole ilma "metallideta" CNO tsükkel võimalik ja selle asemel on ainult otsene tsükkel. tsükkel vesinik + vesinik = heelium. See pidi olema III tähepopulatsioon (oma tohutu kaalu ja varajase välimuse tõttu - neid ei jäeta enam universumi nähtavale osale).
II populatsioon on tähed, mis on tekkinud III populatsiooni tähtede jäänustest, nad on üle 10 miljardi aasta vanad ja sisaldavad juba oma koostises "metalle". Seetõttu poleks me sel hetkel sattudes erilisi veidrusi märganud - tähtede seas oli juba hiiglasi ja “kesktalupoegi” - nagu meie täht, ja isegi punaseid kääbusi.
I populatsioon - need on tähed, mis on tekkinud juba teise põlvkonna supernoova jäänustest, mis sisaldavad veelgi rohkem "metalle" - nende hulka kuuluvad enamik tänapäevaseid tähti, sealhulgas meie Päike.
Tähtede klassifikatsioon
Tänapäevane tähtede klassifikatsioon (Harvard) on väga lihtne – see põhineb tähtede jaotamisel nende värvide järgi. Väikestes tähtedes on reaktsioonid palju aeglasemad ja see ebaproportsionaalsus põhjustab pinnatemperatuuri erinevuse, mida suurem on tähe mass, seda intensiivsem on kiirgus selle pinnalt:
Värvide jaotus sõltuvalt temperatuurist (Kelvini kraadides)
Nagu ülaltoodud Maxwelli jaotuse graafikult näha, kasvavad reaktsioonikiirused koos temperatuuriga ja ei kasva lineaarselt – kui temperatuur läheneb "kriitilisele punktile" väga lähedale, hakkavad reaktsioonid kulgema kümneid kordi kiiremini. Seetõttu võib suurte tähtede eluiga astronoomilisel skaalal olla väga lühike – vaid paar miljonit aastat, see pole midagi võrreldes punaste kääbuste hinnangulise elueaga – terve triljon aastat (arusaadavatel põhjustel pole ühelgi sellisel tähel kuid siiski välja surnud ja sel juhul saame loota ainult arvutustele, kuid nende eluiga on selgelt üle saja miljardi aasta).
Täheelu
Enamik tähti elab põhijadas, mis on kõverjoon, mis kulgeb ülalt vasakult alla paremale:
Hertzsprung-Russelli diagramm
See protsess võib tunduda üsna sünge: vesinik muutub heeliumiks ja see protsess kestab miljoneid ja isegi miljardeid aastaid. Kuid tegelikult juhtub Päikesel (ja teistel tähtedel) isegi selle protsessi käigus midagi kogu aeg pinnal (ja sees):
Programmi Life with a Star raames käivitatud NASA Solar Dynamics Observatooriumi fotodest koosnev 5-aastane video näitab Päikese vaadet nähtava, ultraviolett- ja röntgenikiirguse spektris.
Raskete tähtede termotuumareaktsioonide täielik protsess näeb välja selline: vesinik - heelium - berüllium ja süsinik ning seejärel hakkavad käima mitmed paralleelsed protsessid, mis lõppevad raua moodustumisega:
See on tingitud asjaolust, et raual on minimaalne sidumisenergia (nukleoni kohta) ja edasised reaktsioonid kulgevad energia neeldumise, mitte vabastamisega. Täht on kogu oma pika eluea jooksul tasakaalus gravitatsioonijõudude, seda kokku suruvate jõudude ja termotuumareaktsioonide vahel, mis kiirgavad energiat ja kipuvad ainet "tõukama".
Üleminek ühe aine põletamiselt teisele toimub temperatuuri tõusuga tähe südamikus (kuna iga järgnev reaktsioon nõuab temperatuuri tõusu - mõnikord suurusjärkude kaupa). Kuid hoolimata temperatuuri tõusust - üldiselt säilib "jõudude tasakaal" kuni viimase hetkeni ...
eksistentsi lõpp
Sel juhul toimuvad protsessid võib jagada neljaks stsenaariumiks:
1) Massist ei sõltu mitte ainult tähe eluiga, vaid ka see, kuidas see lõpeb. "Väikseimate" tähtede – pruunide kääbuste (klass M) jaoks lõpeb see pärast vesiniku läbipõlemist. Kuid asjaolu, et soojuse ülekandmine neis toimub eranditult konvektsiooni (segamise) teel, tähendab, et täht kasutab kogu oma varu võimalikult tõhusalt. Ja ka - see kulutab seda võimalikult hoolikalt palju miljardeid aastaid. Kuid pärast kogu vesiniku kulutamist täht jahtub aeglaselt ja on tahke palli (nagu Pluuto) olekus, mis koosneb peaaegu täielikult heeliumist.
2) Järgmiseks tulevad raskemad tähed (sealhulgas ka meie Päike) - selle, võimaliku tulevase tähe mass on ülevalt piiratud 1,39 päikese massiga jäägi jaoks, mis tekkis pärast punase hiiglase staadiumi (Chandrasekhari piir). Tähel on piisavalt kaalu, et süttida heeliumist süsiniku moodustumise reaktsioon (loomulikult on levinumad nukliidid heelium-4 ja süsinik-12). Kuid ka vesiniku-heeliumi reaktsioonid ei lakka – lihtsalt nende toimumise piirkond läheb tähe välimisse, ikka veel küllastunud vesinikukihtidega. Kahe kihi olemasolu, milles toimuvad termotuumareaktsioonid, toob kaasa heleduse olulise suurenemise, mis põhjustab tähe "paisutamist".
Paljud arvavad ekslikult, et kuni punase hiiglase hetkeni Päikese (ja teiste sarnaste tähtede) heledus järk-järgult väheneb ja hakkab seejärel järsult kasvama, tegelikult jätkub heleduse suurenemine kogu elu põhiosa. tähest:
Ja selle põhjal loovad nad valesid teooriaid, et pikas perspektiivis – Veenus on inimasustuseks parim variant – võivad tegelikult selleks ajaks, kui meil on olemas tehnoloogia tänapäevase Veenuse terraformeerimiseks, olla need lootusetult vananenud ja lihtsalt kasutud. Veelgi enam, Maal on tänapäevaste andmete kohaselt suur võimalus ellu jääda Päikese "punase hiiglase" olek selle piiril, kuid Veenusel pole võimalust ja "kõik, mis ületöötamisega omandatakse" saab osa. "täidetud" Päikesest.
Punase hiiglase etapis ei suurenda täht mitte ainult oluliselt oma heledust, vaid hakkab ka kiiresti massi kaotama, nende protsesside tõttu saavad kütusevarud kiiresti otsa (see etapp on vähemalt 10 korda väiksem kui vesiniku põlemise etapp). Pärast seda tähe suurus väheneb, muutub valgeks kääbuseks ja jahtub järk-järgult.
3) Kui mass on üle esimese piiri, on selliste tähtede mass piisav järgnevate reaktsioonide süttimiseks, kuni raua tekkeni, viivad need protsessid lõpuks supernoova plahvatuseni.
Raud praktiliselt enam termotuumareaktsioonides ei osale (ja kindlasti ei eralda energiat) ning koguneb lihtsalt tuuma keskmesse kuni sellele väljastpoolt mõjuva rõhuni (ja tuuma enda gravitatsioonijõu mõjumiseni seestpoolt). ) jõuab kriitilisse punkti. Sel hetkel muutub tähe tuuma kokkusuruv jõud nii tugevaks, et elektromagnetkiirguse rõhk ei suuda enam hoida ainet kokku tõmbumast. Elektronid "pressitakse" aatomituuma ja neutraliseeritakse prootonitega, nii et tuuma sisse jäävad praktiliselt ainult neutronid.
Sellel hetkel on kvantpõhi ja väga selge piir ning tuuma koostis koosneb üsna puhtast rauast, nii et protsess osutub katastroofiliselt kiireks. Eeldatakse, et see protsess toimub sekunditega ja tuuma maht väheneb 100 000 korda (ja selle tihedus suureneb vastavalt):
Altpoolt toetamata tähe pinnakihid sööstavad sügavale sisse, kukkudes moodustunud neutronite “pallile”, aine põrkab tagasi ja toimub plahvatus. Tähe paksusest läbi veerevad plahvatusohtlikud lained tekitavad sellise tihenemise ja aine temperatuuri tõusu, et hakkavad toimuma reaktsioonid raskete elementide (kuni uraani) tekkega.
Need protsessid põhinevad neutroni püüdmisel (r-protsess ja s-protsess) või prootoni kinnipüüdmisel (p-protsess ja rp-protsess), iga sellise reaktsiooniga suurendab keemiline element oma aatomarvu. Kuid tavaolukorras pole sellistel osakestel aega veel ühte neutronit / prootonit “püüda” ja laguneda. Supernoova sees toimuvates protsessides kulgevad reaktsioonid nii kiiresti, et aatomitel on aega "vahele jätta" suurem osa perioodilisest tabelist ilma lagunemata.
Nii moodustub neutrontäht:
4) Kui tähe mass ületab teise tähe, Oppenheimeri-Volkovi piiri (1,5-3 Päikese massi jäänukil või 25-30 massi algtähe puhul), supernoova plahvatuse protsessis liiga palju. aine mass jääb alles ja rõhk ei suuda ohjeldada isegi kvantjõude.
Antud juhul tähendab see Pauli printsiibist tulenevat piiri, mis ütleb, et kaks osakest (antud juhul räägime neutronitest) ei saa olla samas kvantseisundis (see on aatomi ehituse aluseks, mis koosneb elektronkestad, mille arv suureneb järk-järgult koos aatomarvuga).
Rõhk surub neutronid kokku ja edasine protsess muutub pöördumatuks – kogu aine tõmmatakse ühte punkti kokku ja tekib must auk. See ise ei mõjuta enam keskkonda mingil viisil (välja arvatud muidugi gravitatsioon) ja saab hõõguda ainult aine kogunemise (lihtsalt langemise) tõttu sellele:
Nagu kõigi nende protsesside summast näha, on tähed tõeline füüsikaseaduste ladu. Ja mõnes piirkonnas (neutrontähed ja mustad augud) on need tõelised füüsikalised laborid, millel on äärmuslikud energiad ja aine olekud.
Postteadus – neutronitähed ja mustad augud (videoseeria):
See asub paremas ülanurgas: sellel on suur heledus ja madal temperatuur. Põhiline kiirgus toimub infrapunapiirkonnas. Külma tolmukoore kiirgus jõuab meieni. Evolutsiooni käigus tähe asukoht diagrammil muutub. Ainus energiaallikas selles etapis on gravitatsiooniline kokkutõmbumine. Seetõttu liigub täht üsna kiiresti y-teljega paralleelselt.
Pinna temperatuur ei muutu, kuid raadius ja heledus vähenevad. Temperatuur tähe keskel tõuseb, saavutades väärtuse, mille juures algavad reaktsioonid kergete elementidega: liitium, berüllium, boor, mis põlevad kiiresti läbi, kuid suudavad kokkusurumist aeglustada. Rada pöördub y-teljega paralleelselt, temperatuur tähe pinnal tõuseb ja heledus jääb peaaegu konstantseks. Lõpuks algavad tähe keskel vesinikust heeliumi tekkereaktsioonid (vesiniku põlemine). Täht siseneb põhijadasse.
Algfaasi kestuse määrab tähe mass. Selliste tähtede jaoks nagu Päike on see umbes 1 miljon aastat, 10 massiga tähe puhul M☉ umbes 1000 korda väiksem ja tähe puhul massiga 0,1 M☉ tuhandeid kordi rohkem.
Noored väikese massiga tähed
Arengu alguses on väikese massiga tähel kiirgav tuum ja konvektiivne ümbris (joon. 82, I).
Põhijärjestuse etapis särab täht tänu energia vabanemisele vesiniku heeliumiks muundamise tuumareaktsioonides. Vesiniku juurdevool tagab 1 massiga tähe heleduse M☉ Ligikaudu 10 10 aasta jooksul. Suurema massiga tähed tarbivad vesinikku kiiremini: näiteks täht massiga 10 M☉ kasutab vesinikku ära vähem kui 10 7 aastaga (heledus on võrdeline massi neljanda astmega).
väikese massiga tähed
Vesiniku läbipõlemisel surutakse tähe kesksed piirkonnad tugevalt kokku.
Suure massiga tähed
Pärast põhijadasse sisenemist toimub suure massiga tähe evolutsioon (>1,5 M☉) määratakse tuumakütuse põlemistingimuste järgi tähe sisemuses. Põhijärjestuse etapis on selleks vesiniku põlemine, kuid erinevalt väikese massiga tähtedest domineerivad tuumas süsinik-lämmastiku tsükli reaktsioonid. Selles tsüklis mängivad C- ja N-aatomid katalüsaatori rolli. Energia vabanemise kiirus sellise tsükli reaktsioonides on võrdeline T 17 . Seetõttu moodustub südamikus konvektiivne tuum, mida ümbritseb tsoon, milles energiaülekanne toimub kiirgusega.
Suure massiga tähtede heledus on palju suurem kui Päikese heledus ja vesinik kulub palju kiiremini. See on tingitud asjaolust, et ka selliste tähtede keskpunktis on temperatuur palju kõrgem.
Kui vesiniku osakaal konvektiivsüdamiku aines väheneb, väheneb energia vabanemise kiirus. Kuid kuna vabanemise kiiruse määrab heledus, hakkab tuum kahanema ja energia vabanemise kiirus jääb muutumatuks. Samal ajal täht laieneb ja läheb punaste hiiglaste piirkonda.
väikese massiga tähed
Selleks ajaks, kui vesinik on täielikult ära põlenud, moodustub väikese massiga tähe keskele väike heeliumi tuum. Tuumas ulatuvad aine tihedus ja temperatuur vastavalt 10 9 kg/m ja 10 8 K. Vesiniku põlemine toimub tuuma pinnal. Kui temperatuur südamikus tõuseb, suureneb vesiniku põlemise kiirus ja heledus. Särav tsoon kaob järk-järgult. Ja konvektiivsete voogude kiiruse suurenemise tõttu paisuvad tähe välimised kihid. Selle suurus ja heledus suurenevad – täht muutub punaseks hiiglaseks (joon. 82, II).
Suure massiga tähed
Kui suure massiga tähe vesinik on täielikult ammendatud, algab tuumas kolmekordne heeliumi reaktsioon ja samal ajal hapniku moodustumise reaktsioon (3He => C ja C + He => 0). Samal ajal hakkab heeliumi südamiku pinnal põlema vesinik. Ilmub esimene kihi allikas.
Heeliumivarud ammenduvad väga kiiresti, kuna kirjeldatud reaktsioonides igas elementaartoimingus vabaneb suhteliselt vähe energiat. Pilt kordub ja tähe sisse ilmuvad kaks kihilist allikat ning südamikus algab reaktsioon C + C => Mg.
Sel juhul osutub evolutsiooni rada väga keeruliseks (joonis 84). Hertzsprung-Russelli diagrammil liigub täht mööda hiiglaste jada või (ülihiiglase piirkonnas väga suure massiga) muutub perioodiliselt tsefeiks.
Vanad väikese massiga tähed
Madala massiga tähes jõuab konvektiivvoolu kiirus mingil tasemel lõpuks teise ruumikiiruseni, kest tuleb maha ja täht muutub valgeks kääbuseks, mida ümbritseb planetaarne udukogu.
Madala massiga tähe evolutsioonijälg Hertzsprung-Russelli diagrammil on näidatud joonisel 83.
Suure massiga tähtede surm
Evolutsiooni lõpus on suure massitähe struktuur väga keeruline. Igal kihil on oma keemiline koostis, tuumareaktsioonid toimuvad mitmes kihiallikas, mille keskele moodustub raudne tuum (joon. 85).
Tuumareaktsioonid rauaga ei toimu, kuna need nõuavad energia kulutamist (ja mitte vabastamist). Seetõttu surutakse rauasüdamik kiiresti kokku, temperatuur ja tihedus selles suurenevad, saavutades fantastilised väärtused - temperatuur 10 9 K ja rõhk 10 9 kg / m 3. materjali saidilt
Sel hetkel algavad kaks kõige olulisemat protsessi, mis toimuvad tuumas üheaegselt ja väga kiiresti (ilmselt minutitega). Esimene on see, et tuumade kokkupõrke ajal lagunevad rauaaatomid 14 heeliumi aatomiks, teine on see, et elektronid "pressitakse" prootoniteks, moodustades neutroneid. Mõlemad protsessid on seotud energia neeldumisega ja temperatuur südamikus (ka rõhk) langeb hetkega. Tähe välimised kihid hakkavad langema keskpunkti poole.
Väliskihtide langemine toob kaasa temperatuuri järsu tõusu neis. Vesinik, heelium, süsinik hakkavad põlema. Sellega kaasneb võimas neutronite voog, mis pärineb kesksüdamikust. Selle tulemusena toimub võimas tuumaplahvatus, mis paiskab maha tähe väliskihid, mis sisaldavad juba kõiki raskeid elemente kuni kaliforniumini. Kaasaegsete vaadete kohaselt tekkisid kõik raskete keemiliste elementide (st heeliumist raskemate) aatomid Universumis täpselt põletustena.
Moodustub tähtedevahelise keskkonna kondenseerumisel. Vaatluste abil oli võimalik kindlaks teha, et tähed tekkisid erinevatel aegadel ja tekivad tänapäevani.
Tähtede evolutsiooni põhiprobleemiks on nende energia päritolu küsimus, mille tõttu nad helendavad ja kiirgavad tohutul hulgal energiat. Varem on esitatud palju teooriaid, mille eesmärk oli tuvastada täheenergia allikad. Usuti, et pidev täheenergia allikas on pidev kokkusurumine. See allikas on kindlasti hea, kuid ei suuda pikka aega piisavat kiirgust säilitada. 20. sajandi keskel leiti sellele küsimusele vastus. Kiirgusallikaks on termotuumasünteesi reaktsioonid. Nende reaktsioonide tulemusena muutub vesinik heeliumiks ning vabanev energia läbib tähe sisemust, muundub ja kiirgab maailmaruumi (tasub tähele panna, et mida kõrgem on temperatuur, seda kiiremini need reaktsioonid kulgevad; see Seetõttu lahkuvad kuumad massiivsed tähed põhijadast kiiremini).
Kujutage nüüd ette tähe tekkimist...
Tähtedevahelise gaasi- ja tolmukeskkonna pilv hakkas kondenseeruma. Sellest pilvest moodustub üsna tihe gaasipall. Palli sees olev rõhk ei suuda veel tõmbejõude tasakaalustada, mistõttu see kahaneb (võib-olla tekivad sel ajal tähe ümber väiksema massiga tükid, mis lõpuks muutuvad planeetideks). Kokkusurumisel temperatuur tõuseb. Seega asetub täht järk-järgult põhijadale. Seejärel tasakaalustab tähe sees olev gaasi rõhk külgetõmbejõudu ja prototäht muutub täheks.
Tähe evolutsiooni varane staadium on väga väike ja täht on sel ajal sukeldatud udukogusse, mistõttu on prototähte väga raske tuvastada.
Vesiniku muundumine heeliumiks toimub ainult tähe keskpiirkondades. Väliskihtides jääb vesiniku sisaldus praktiliselt muutumatuks. Kuna vesiniku kogus on piiratud, põleb see varem või hiljem läbi. Energia vabanemine tähe keskel peatub ja tähe tuum hakkab kahanema ning kest paisuma. Lisaks, kui tähel on väiksem kui 1,2 päikesemassi, heidab see välja väliskihi (planeedi udukogu moodustumine).
Pärast koore tähest eraldumist avanevad selle sisemised väga kuumad kihid ja vahepeal liigub kest aina kaugemale. Mitmekümne tuhande aasta pärast kest laguneb ja alles jääb vaid väga kuum ja tihe täht, mis järk-järgult jahtudes muutub valgeks kääbuseks. Järk-järgult jahtudes muutuvad nad nähtamatuteks mustadeks kääbusteks. Mustad kääbused on väga tihedad ja külmad tähed, veidi suuremad kui Maa, kuid mille mass on võrreldav päikese omaga. Valgete kääbuste jahtumisprotsess kestab mitusada miljonit aastat.
Kui tähe mass on 1,2–2,5 päikeseenergiat, siis selline täht plahvatab. Seda plahvatust nimetatakse supernoova. Mõne sekundiga lõhkev täht suurendab oma heledust sadu miljoneid kordi. Sellised puhangud on äärmiselt haruldased. Meie galaktikas toimub supernoova plahvatus umbes kord saja aasta jooksul. Pärast sellist sähvatust jääb alles udukogu, millel on suur raadioemissioon ja mis ka väga kiiresti hajub, ja nn neutrontäht (sellest lähemalt hiljem). Lisaks tohutule raadioemissioonile saab selline udukogu olema ka röntgenikiirguse allikaks, kuid see kiirgus neeldub Maa atmosfääris, nii et seda saab jälgida ainult kosmosest.
Tähtede plahvatuste (supernoovade) põhjuste kohta on mitmeid hüpoteese, kuid üldtunnustatud teooriat veel pole. On oletatud, et selle põhjuseks on tähe sisekihtide liiga kiire langus keskmesse. Täht kahaneb kiiresti katastroofiliselt väikeseks, umbes 10 km suuruseks, ja selle tihedus on selles olekus 10 17 kg/m 3, mis on lähedane aatomituuma tihedusele. See täht koosneb neutronitest (samal ajal kui elektronid näivad olevat prootoniteks surutud), mistõttu seda nimetatakse "NEUTRON". Selle esialgne temperatuur on umbes miljard kelvinit, kuid tulevikus jahtub see kiiresti.
Seda tähte on oma väiksuse ja kiire jahtumise tõttu pikka aega peetud võimatuks jälgida. Kuid mõne aja pärast avastati pulsarid. Need pulsarid osutusid neutrontähtedeks. Neid nimetatakse nii raadioimpulsside lühiajalise kiirguse tõttu. Need. täht paistab, et vilgub. See avastus tehti täiesti juhuslikult ja mitte nii kaua aega tagasi, nimelt 1967. aastal. Need perioodilised impulsid on tingitud sellest, et väga kiirel pöörlemisel meie pilgust mööda vilgub pidevalt magnettelje koonus, mis moodustab pöörlemisteljega nurga.
Pulsari saab meie jaoks tuvastada ainult magnettelje orientatsiooni tingimustes ja see on ligikaudu 5% nende koguarvust. Mõnda pulsari raadioudukogudes ei leidu, kuna udud hajuvad suhteliselt kiiresti. Saja tuhande aasta pärast ei ole need udukogud enam nähtavad ja pulsarite vanuseks hinnatakse kümneid miljoneid aastaid.
Kui tähe mass ületab 2,5 päikesemassi, kukub see oma eksisteerimise lõpus justkui iseendasse kokku ja purustatakse oma raskusega. Mõne sekundiga muutub see punktiks. Seda nähtust nimetati "gravitatsiooniliseks kollapsiks" ja seda objekti nimetati ka "mustaks auguks".
Kõigest eelnevast on näha, et tähe evolutsiooni lõppstaadium sõltub selle massist, kuid arvestada tuleb ka just selle massi ja pöörlemise vältimatu kadumisega.
Tere kallid lugejad! Tahaksin rääkida ilusast öötaevast. Miks öö? Te küsite. Kuna sellel on selgelt näha tähed, on need ilusad helendavad väikesed täpid meie taeva mustal ja sinisel taustal. Kuid tegelikult pole nad väikesed, vaid lihtsalt tohutud ja suure vahemaa tõttu tunduvad nad nii pisikesed..
Kas keegi teist on ette kujutanud, kuidas staarid sünnivad, kuidas nad oma elu elavad, milline elu neil üldiselt on? Soovitan teil see artikkel kohe läbi lugeda ja kujutleda tähtede arengut sellel teel. Valmistasin ette paar videot visuaalse näite jaoks 😉
Taevas on täis palju tähti, mille hulgas on hajutatud tohutud tolmu- ja gaasipilved, peamiselt vesinik. Tähed sünnivad just sellistes udukogudes ehk tähtedevahelistes piirkondades.
Täht elab nii kaua (kuni kümneid miljardeid aastaid), et astronoomid ei suuda jälgida elu algusest lõpuni, isegi ühte neist. Kuid teisest küljest on neil võimalus jälgida tähtede erinevaid arenguetappe.
Teadlased ühendasid saadud andmed ja suutsid jälgida tüüpiliste tähtede eluetappe: tähe sünnihetke tähtedevahelises pilves, tema noorust, keskmist, vanadust ja mõnikord väga suurejoonelist surma.
Tähe sünd.
Tähe tekkimine algab aine tihenemisest udukogu sees. Järk-järgult väheneb moodustunud tihendi suurus, kahaneb gravitatsiooni mõjul. Selle kokkutõmbumise ajal või kokku kukkuda vabaneb energia, mis soojendab tolmu ja gaasi ning paneb need hõõguma.
On olemas nn prototäht. Aine temperatuur ja tihedus selle keskmes ehk tuumas on maksimaalsed. Kui temperatuur jõuab umbes 10 000 000 °C-ni, hakkavad gaasis toimuma termotuumareaktsioonid.
Vesinikuaatomite tuumad hakkavad ühinema ja muutuvad heeliumi aatomite tuumadeks. Selles sünteesis vabaneb tohutul hulgal energiat. See energia kantakse konvektsiooni käigus üle pinnakihile ning seejärel kiirgatakse see valguse ja soojuse kujul kosmosesse. Nii muutub protostaar tõeliseks täheks.
Südamikust tulev kiirgus soojendab gaasilist keskkonda, tekitades rõhu, mis on suunatud väljapoole ja takistades seega tähe gravitatsioonilist kokkuvarisemist.
Tulemuseks on see, et see leiab tasakaalu, see tähendab, et sellel on konstantsed mõõtmed, konstantne pinnatemperatuur ja konstantne vabanev energia hulk.
Astronoomid nimetavad selles arenguetapis tähte peajada täht, näidates seega kohta, mille see Hertzsprung-Russelli diagrammil hõivab. See diagramm väljendab seost tähe temperatuuri ja heleduse vahel.
Väikese massiga prototähed ei soojene kunagi temperatuurini, mis on vajalik termotuumareaktsiooni käivitamiseks. Need tähed muutuvad kokkusurumise tagajärjel tuhmiks punased kääbused või isegi tuhmimaks pruunid kääbused . Esimene pruun kääbustäht avastati alles 1987. aastal.
Hiiglased ja kääbused.
Päikese läbimõõt on ligikaudu 1 400 000 km, pinnatemperatuur on umbes 6000 °C ja see kiirgab kollakat valgust. See on olnud osa tähtede põhijadast 5 miljardit aastat.
Sellise tähe vesiniku "kütus" ammendub umbes 10 miljardi aastaga ja selle tuuma jääb peamiselt heelium. Kui enam midagi "põletada" ei jää, ei piisa tuumast suunatud kiirguse intensiivsusest enam tuuma gravitatsioonilise kollapsi tasakaalustamiseks.
Kuid energiast, mis sel juhul vabaneb, piisab ümbritseva aine soojendamiseks. Selles kestas algab vesiniku tuumade süntees, vabaneb rohkem energiat.
Täht hakkab helendama heledamalt, kuid nüüd punaka valgusega ja samal ajal ka laieneb, kasvades kümnekordseks. Nüüd selline staar nimetatakse punaseks hiiglaseks.
Punase hiiglase tuum kahaneb ja temperatuur tõuseb 100 000 000 °C-ni või rohkemgi. Siin toimub heeliumi tuumade ühinemisreaktsioon, mis muudab selle süsinikuks. Tänu sel juhul vabanevale energiale helendab täht veel umbes 100 miljonit aastat.
Pärast heeliumi lõppemist ja reaktsioonide lõppemist kahaneb kogu täht järk-järgult gravitatsiooni mõjul peaaegu suuruseni. Energia, mis sel juhul vabaneb, on tähe jaoks piisav (nüüd valge kääbus) jätkas mõnda aega eredalt helendamist.
Aine kokkusurumisaste valges kääbuses on väga kõrge ja seetõttu ka väga suure tihedusega – ühe supilusikatäie kaal võib ulatuda tuhande tonnini. Nii arenevad meie Päikese suurused tähed.
Video, mis näitab meie Päikese muutumist valgeks kääbuseks
Päikesest viis korda suurema massiga tähe elutsükkel on palju lühem ja see areneb mõnevõrra erinevalt. Selline täht on palju heledam ja tema pinnatemperatuur on 25 000 °C või rohkem, tähtede põhijärjestuses viibimise periood on vaid umbes 100 miljonit aastat.
Kui selline staar lavale astub punane hiiglane , temperatuur selle südamikus ületab 600 000 000 °C. Selles toimuvad süsiniku sulandumise reaktsioonid, mis muutuvad raskemateks elementideks, sealhulgas rauaks.
Täht paisub vabaneva energia toimel suurusteni, mis on selle algsest suurusest sadu kordi suuremad. Staar selles etapis nimetatakse superhiiglaseks .
Südamikus peatub energiatootmise protsess ootamatult ja see kahaneb mõne sekundi jooksul. Kõige selle juures vabaneb tohutul hulgal energiat ja tekib katastroofiline lööklaine.
See energia liigub läbi kogu tähe ja paiskab plahvatuse jõul välja olulise osa sellest avakosmosesse, põhjustades nähtuse supernoova plahvatus .
Kõike kirjutatu paremaks kujutamiseks võtke arvesse diagrammil olevate tähtede evolutsioonitsüklit
1987. aasta veebruaris täheldati sarnast sähvatust lähedalasuvas galaktikas, Suures Magellani pilves. See supernoova säras lühikest aega eredamalt kui triljon päikest.
Ülihiiglase tuum on kokku surutud ja moodustab vaid 10-20 km läbimõõduga taevakeha, mille tihedus on nii suur, et teelusikatäis tema ainet võib kaaluda 100 miljonit tonni!!! Selline taevakeha koosneb neutronitest janimetatakse neutrontäheks .
Äsja tekkinud neutrontähel on suur pöörlemiskiirus ja väga tugev magnetism.
Selle tulemusena tekib võimas elektromagnetväli, mis kiirgab raadiolaineid ja muud tüüpi kiirgust. Need levivad tähe magnetpoolustelt kiirtena.
Need kiired tähe pöörlemise tõttu ümber oma telje näivad skaneerivat avakosmost. Kui nad meie raadioteleskoobidest mööda lendavad, tajume neid lühikeste rünnakutena või impulssidena. Seetõttu nimetatakse selliseid tähti pulsarid.
Pulsarid avastati tänu nende kiirgavatele raadiolainetele. Nüüdseks on saanud teatavaks, et paljud neist kiirgavad valgus- ja röntgenimpulsse.
Krabi udukogust avastati esimene kerge pulsar. Selle impulsse korratakse sagedusega 30 korda sekundis.
Teiste pulsarite impulsse korratakse palju sagedamini: PIR (pulseeriv raadioemissiooni allikas) 1937+21 vilgub 642 korda sekundis. Seda on isegi raske ette kujutada!
Tähed, mille mass on suurim, kümme korda suurem kui Päike, süttivad samuti nagu supernoova. Kuid tohutu massi tõttu on nende kokkuvarisemine palju katastroofilisem.
Hävitav kokkutõmbumine ei peatu isegi neutrontähe moodustumise etapis, luues piirkonna, kus tavaaine lakkab olemast.
On jäänud vaid üks gravitatsioon, mis on nii tugev, et miski, isegi mitte valgus, ei pääse selle mõjust. Seda piirkonda nimetatakse must auk.Jah, suurte tähtede areng on hirmutav ja väga ohtlik.
Selles videos räägime sellest, kuidas supernoova muutub pulsariks ja mustaks auguks
Ma ei tea, kuidas teil, kallid lugejad, kuidas on, aga mulle isiklikult meeldib ja huvitab väga ruum ja kõik sellega seonduv, see on nii salapärane ja ilus, see on hingemattev! Tähtede areng on meile palju rääkinud meie tuleviku kohta ja kõik.
