Meie Päike on paistnud rohkem kui 4,5 miljardit aastat. Samal ajal tarbib see pidevalt vesinikku. On täiesti selge, et ükskõik kui suured selle varud ka poleks, need kunagi ammenduvad. Ja mis saab valgustist? Sellele küsimusele on vastus olemas. Tähe elutsüklit saab uurida teiste samalaadsete kosmiliste moodustiste järgi. Kosmoses on ju tõelised patriarhid, kelle vanus on 9-10 miljardit aastat. Ja seal on väga noored staarid. Nad ei ole vanemad kui mitukümmend miljonit aastat.
Järelikult, jälgides erinevate tähtede olekut, millega universum on "puistatud", saab aru, kuidas nad aja jooksul käituvad. Siin saame tuua analoogia tulnuka vaatlejaga. Ta lendas Maale ja hakkas inimesi uurima: lapsi, täiskasvanuid, vanu inimesi. Nii sai ta väga lühikese aja jooksul aru, millised muutused inimestega kogu elu jooksul toimuvad.
Päike on praegu kollane kääbus – 1
Miljardid aastad mööduvad ja sellest saab punane hiiglane - 2
Ja siis see muutub valge kääbus - 3
Seetõttu võime täie kindlusega väita, et kui vesinikuvarud Päikese keskosas ammenduvad, siis termotuumareaktsioon ei peatu. Tsoon, kus see protsess jätkub, hakkab nihkuma meie tähe pinna poole. Kuid samal ajal ei suuda gravitatsioonijõud enam mõjutada termotuumareaktsiooni tulemusena tekkivat rõhku.
Järelikult täht hakkab kasvama ja muutub järk-järgult punaseks hiiglaseks. See on evolutsiooni hilise etapi kosmoseobjekt. Kuid ka tema on juhuslikult samasugune varajases staadiumis tähtede tekkimise ajal. Ainult teisel juhul kahaneb punane hiiglane ja muutub täht põhijärjestus . See tähendab, et selline, milles toimub heeliumi sünteesi reaktsioon vesinikust. Ühesõnaga, kus algab tähe elutsükkel, seal see ka lõpeb.
Meie Päike suureneb nii palju, et neelab endasse lähedalasuvad planeedid. Need on Merkuur, Veenus ja Maa. Aga ära karda. Täht hakkab surema mõne miljardi aasta pärast. Selle aja jooksul muutuvad kümned ja võib-olla sajad tsivilisatsioonid. Inimene võtab nuia kätte rohkem kui korra ja istub tuhandete aastate pärast uuesti arvuti taha. See on tavaline tsüklilisus, millel kogu universum põhineb.
Kuid punaseks hiiglaseks saamine ei tähenda lõppu. Termotuumareaktsioon viskab väliskesta kosmosesse. Ja keskele jääb energiata heeliumi tuum. Gravitatsiooni mõjul surub see kokku ja muutub lõpuks suure massiga äärmiselt tihedaks. kosmoseharidus. Selliseid kustunud ja aeglaselt jahtuvate tähtede jäänuseid nimetatakse valged kääbused.
Meie valge kääbuse raadius on 100 korda väiksem kui Päikese raadius ja tema heledus väheneb 10 tuhat korda. Sel juhul on mass võrreldav praeguse päikeseenergiaga ja tihedus on miljon korda suurem. Selliseid valgeid kääbusi on meie galaktikas palju. Nende arv on 10%. koguarv tähed
Tuleb märkida, et valged kääbused on vesinik ja heelium. Kuid me ei lähe metsikusse loodusesse, vaid märgime ainult, et tugeva kokkusurumise korral võib tekkida gravitatsiooniline kollaps. Ja see on täis kolossaalset plahvatust. Samal ajal täheldatakse välku supernoova. Mõiste "supernoova" ei kirjelda vanust, vaid välgu eredust. Asi on selles, et valget kääbust polnud kosmilises kuristikus pikka aega näha ja äkki ilmus särav sära.
Enamik plahvatavatest supernoovadest hajub kosmoses koos tohutu kiirus. Ja ülejäänud keskosa surub kokku veelgi tihedamaks moodustiseks ja nimetatakse neutrontäht. See on tähtede evolutsiooni lõpptoode. Selle mass on võrreldav päikese omaga ja selle raadius ulatub vaid mõnekümne kilomeetrini. Üks kuubik cm neutrontäht võib kaaluda miljoneid tonne. Selliseid moodustisi on kosmoses päris palju. Nende arv on umbes tuhat korda väiksem kui tavalistel päikestel, millega Maa öine taevas on täis.
Peab ütlema, et tähe elutsükkel on otseselt seotud tema massiga. Kui see vastab meie Päikese massile või on sellest väiksem, ilmub tema eluea lõpus valge kääbus. Siiski on valgusteid, mis on Päikesest kümneid ja sadu kordi suuremad.
Kui sellised hiiglased vananedes kahanevad, moonutavad nad ruumi ja aega nii palju, et valge kääbuse asemel ilmub valge kääbus. must auk. Tema gravitatsiooniline külgetõmme nii suur, et isegi need objektid, mis liiguvad valguse kiirusel, ei suuda seda ületada. Ava mõõtmeid iseloomustavad gravitatsiooni raadius. See on sfääri raadius, mida piirab sündmuste horisont. See esindab aegruumi piiri. Ükskõik milline kosmiline keha Olles sellest üle saanud, kaob see igaveseks ega tule enam tagasi.
Mustade aukude kohta on palju teooriaid. Kõik need põhinevad gravitatsiooniteoorial, kuna gravitatsioon on üks tähtsamad jõud Universum. Ja selle peamine kvaliteet on mitmekülgsus. Vähemalt pole tänapäeval ühtegi avastatud. kosmoseobjekt, millel ei oleks gravitatsioonilist vastasmõju.
On oletus, et läbi must auk saad sisse astuda paralleelmaailm. See tähendab, et see on kanal teise dimensiooni. Kõik on võimalik, aga iga avaldus nõuab praktilisi tõendeid. Sellist katset pole aga veel ükski lihtsurelik suutnud läbi viia.
Seega koosneb tähe elutsükkel mitmest etapist. Igas neist ilmub valgusti teatud mahus, mis erineb radikaalselt eelmistest ja tulevastest. Siin peitubki ainulaadsus ja salapära. avakosmos. Teda tundma õppides hakkad tahes-tahtmata mõtlema, et ka inimene läbib oma arengus mitu etappi. Ja kest, milles me praegu eksisteerime, on vaid üleminekuetapp mõnda teise seisundisse. Kuid see järeldus nõuab taas praktilist kinnitust..
> Tähe elutsükkel
Kirjeldus tähtede elu ja surm: fotodega arenguetapid, molekulaarpilved, prototäht, T Tauri, põhijada, punane hiiglane, valge kääbus.
Kõik siin maailmas areneb. Iga tsükkel algab sünni, kasvuga ja lõpeb surmaga. Muidugi on tähtedel need tsüklid erilisel moel. Pidagem vähemalt meeles, et nende ajaraamid on suuremad ja neid mõõdetakse miljonites ja miljardites aastates. Lisaks on nende surmal teatud tagajärjed. Kuidas see välja näeb tähtede elutsükkel?
Tähe esimene elutsükkel: molekulaarpilved
Alustame tähe sünnist. Kujutage ette tohutut külma molekulaargaasi pilve, mis võib vaikselt universumis ilma muutusteta eksisteerida. Kuid äkki plahvatab supernoova selle lähedal või põrkab kokku mõne teise pilvega. Sellise tõuke tõttu aktiveerub hävitamisprotsess. See on jagatud väikesteks osadeks, millest igaüks on endasse sisse tõmmatud. Nagu te juba aru saate, valmistuvad kõik need rühmad staarideks saama. Gravitatsioon soojendab temperatuuri ja salvestatud impulss hoiab pöörlemisprotsessi. Alumine diagramm näitab selgelt tähtede tsüklit (elu, arenguetapid, transformatsioonivõimalused ja surm taevakeha koos fotoga).
Tähe teine elutsükkel: Protostar
Materjal kondenseerub tihedamalt, kuumeneb ja tõrjub gravitatsiooniline kollaps. Sellist objekti nimetatakse prototäheks, mille ümber moodustub materjaliketas. Osa tõmbab objekti poole, suurendades selle massi. Ülejäänud praht rühmitub ja loob planeetide süsteem. Tähe edasine areng sõltub kõik massist.
Tähe kolmas elutsükkel: T Sõnn
Kui materjal tabab tähte, vabaneb tohutul hulgal energiat. Uus tähelava sai nime prototüübi järgi – T Tauri. See muutuv täht, mis asub 600 valgusaasta kaugusel (lähedal).
See võib saavutada suure heleduse, kuna materjal laguneb ja vabastab energiat. Kuid keskosas ei ole tuumasünteesi toetamiseks piisavalt temperatuuri. See faas kestab 100 miljonit aastat.
Tähe neljas elutsükkel:Peamine järjestus
Teatud hetkel tõuseb taevakeha temperatuur vajalikule tasemele, aktiveerides tuumasünteesi. Kõik tähed läbivad selle. Vesinik muundub heeliumiks, vabastades tohutult soojust ja energiat.
Energia vabaneb gammakiirtena, kuid tähe aeglase liikumise tõttu langeb see sama lainepikkusega. Valgus surutakse välja ja satub gravitatsiooniga vastuollu. Võime eeldada, et siin luuakse ideaalne tasakaal.
Kui kaua ta põhijärjekorras on? Peate alustama tähe massist. Punased kääbused (pool päikese massist) võivad põletada oma kütusevarusid sadade miljardite (triljonite) aastate jooksul. Keskmised tähed (nagu ) elavad 10-15 miljardit. Kuid suurimad on miljardeid või miljoneid aastaid vanad. Vaata diagrammil, kuidas näeb välja erinevate klasside tähtede areng ja surm.
Tähe viies elutsükkel: Punane hiiglane
Sulamisprotsessi käigus saab vesinik otsa ja heelium koguneb. Kui vesinikku enam ei ole, peatuvad kõik tuumareaktsioonid ja täht hakkab gravitatsiooni mõjul kahanema. Südamikku ümbritsev vesiniku kest kuumeneb ja süttib, mille tulemusena kasvab objekt 1000–10 000 korda suuremaks. Teatud hetkel kordab meie Päike seda saatust, tõustes Maa orbiidile.
Temperatuur ja rõhk saavutavad maksimumi ning heelium sulandub süsinikuks. Sel hetkel täht kahaneb ja lakkab olemast punane hiiglane. Suurema massiivsuse korral põletab objekt muid raskeid elemente.
Tähe kuues elutsükkel: Valge kääbus
Päikese massiga tähel ei ole süsiniku sulatamiseks piisavalt gravitatsioonirõhku. Seetõttu saabub heeliumi lõppedes surm. Väliskihid väljutatakse ja ilmub valge kääbus. See algab kuumalt, kuid sadade miljardite aastate pärast jahtub.
Tähtede evolutsiooni uurimine on võimatu, kui vaadelda vaid ühte tähte – paljud tähtedes toimuvad muutused toimuvad liiga aeglaselt, et neid isegi paljude sajandite pärast märgata. Seetõttu uurivad teadlased paljusid tähti, millest igaüks on oma elutsükli teatud etapis. Viimase paarikümne aasta jooksul laialdane kasutamine astrofüüsikas sai arvutitehnoloogia abil tähtede struktuuri modelleerimise.
Entsüklopeediline YouTube
1 / 5
✪ Tähed ja tähtede evolutsioon (jutustas astrofüüsik Sergei Popov)
✪ Tähed ja tähtede evolutsioon (jutustanud Sergei Popov ja Ilgonis Vilks)
✪ Tähtede areng. Sinise hiiglase evolutsioon 3 minutiga
✪ Surdin V.G. Tähtede evolutsioon 1. osa
✪ S. A. Lamzin - "Tähe evolutsioon"
Subtiitrid
Termotuumasüntees tähtede sisemuses
Noored tähed
Tähetekke protsessi saab kirjeldada ühtselt, kuid tähe edasised evolutsiooni etapid sõltuvad peaaegu täielikult selle massist ja alles tähe evolutsiooni päris lõpus saab rolli mängida tema keemiline koostis.
Noored väikese massiga tähed
Noored väikese massiga tähed (kuni kolm päikesemassi) [ ], mis lähenevad põhijadale, on täiesti konvektiivsed – konvektsiooniprotsess hõlmab kogu tähe keha. Need on sisuliselt prototähed, mille keskustes tuumareaktsioonid alles algavad ja kogu kiirgus toimub peamiselt gravitatsioonilise kokkusurumise tõttu. Kuni hüdrostaatilise tasakaalu saavutamiseni väheneb tähe heledus konstantsel efektiivsel temperatuuril. Hertzsprung-Russelli diagrammil moodustavad sellised tähed peaaegu vertikaalse raja, mida nimetatakse Hayashi rajaks. Kompressiooni aeglustudes läheneb noor täht põhijadale. Seda tüüpi objekte seostatakse T Tauri tähtedega.
Sel ajal muutub tähtede puhul, mille mass on suurem kui 0,8 Päikese massi, tuum kiirgusele läbipaistvaks ja kiirgusenergia ülekanne tuumas muutub valdavaks, kuna konvektsiooni takistab järjest enam täheaine tihenemine. Tähe keha väliskihtides valitseb konvektiivne energiaülekanne.
Pole täpselt teada, millised omadused väiksema massiga tähtedel põhijadasse sisenemise hetkel on, kuna nende tähtede noores kategoorias veedetud aeg ületab universumi vanuse. ] . Kõik ideed nende tähtede evolutsiooni kohta põhinevad ainult numbrilistel arvutustel ja matemaatilisel modelleerimisel.
Tähe kokkutõmbumisel hakkab degenereerunud elektrongaasi rõhk tõusma ja kui tähe teatud raadius on saavutatud, siis kokkusurumine peatub, mis viib edasise temperatuuri tõusu peatumiseni tähe tuumas, mis on põhjustatud tähe tuumas. kokkusurumine ja seejärel selle vähenemine. Tähtede puhul, mille päikesemass on väiksem kui 0,0767, seda ei juhtu: tuumareaktsioonide käigus vabanevast energiast ei piisa kunagi siserõhu ja gravitatsioonilise kokkusurumise tasakaalustamiseks. Sellised "tähealused" eraldavad rohkem energiat, kui tekib termotuumareaktsioonide käigus, ja neid klassifitseeritakse nn pruunideks kääbusteks. Nende saatus on pidev kokkusurumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi alanud termotuumareaktsioonide lõppemisega.
Noored keskmise massiga tähed
Noored keskmise massiga tähed (2 kuni 8 päikesemassi) [ ] arenevad kvalitatiivselt täpselt samamoodi nagu nende väiksemad õed ja vennad, välja arvatud see, et neil ei ole konvektiivseid tsoone kuni põhijärjestuseni.
Seda tüüpi objektid on seotud nn. Ae\Be Herbig tähed ebaregulaarsete muutujatega spektriklassist B-F0. Neil on ka kettad ja bipolaarsed joad. Aine pinnalt väljavoolu kiirus, heledus ja efektiivne temperatuur on oluliselt kõrgemad kui T Tauri puhul, mistõttu need soojendavad ja hajutavad protostellaarse pilve jäänuseid tõhusalt.
Noored tähed massiga üle 8 Päikese massi
Sellise massiga tähtedel on juba tavatähtede omadused, kuna nad läbisid kõik vahepealsed etapid ja suutsid saavutada sellise tuumareaktsiooni kiiruse, mis kompenseeris tuuma hüdrostaatilise tasakaalu saavutamiseks massi akumuleerumisel kiirgusele kaotatud energia. Nende tähtede jaoks on massi ja heleduse väljavool nii suur, et nad mitte ainult ei peata molekulipilve välispiirkondade gravitatsioonilist kokkuvarisemist, mis pole veel tähe osaks saanud, vaid, vastupidi, hajutavad need minema. Seega on saadud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist. Tõenäoliselt seletab see tähtede puudumist meie galaktikas, mille mass on suurem kui umbes 300 päikesemassi.
Staari elutsükkel
Tähed on saadaval väga erinevates värvides ja suurustes. Spektriklassi järgi ulatuvad need kuumast sinisest kuni külma punaseni, massi järgi - 0,0767 kuni umbes 300 päikesemassi. viimased hinnangud. Tähe heledus ja värvus sõltuvad tema pinnatemperatuurist, mille omakorda määrab tema mass. Kõik uued tähed "asuvad" põhijadale vastavalt nende keemilisele koostisele ja massile. Loomulikult ei räägi me tähe füüsilisest liikumisest - ainult selle asukohast näidatud diagrammil, sõltuvalt tähe parameetritest. Tegelikult vastab tähe liikumine piki diagrammi ainult tähe parameetrite muutumisele.
Aine termotuumapõlemine, mis algas uuel tasemel, põhjustab tähe koletu paisumise. Täht "paisub", muutudes väga "lahtiseks" ja selle suurus suureneb ligikaudu 100 korda. Nii saab tähest punane hiiglane ja heeliumi põlemise faas kestab umbes mitu miljonit aastat. Peaaegu kõik punased hiiglased on muutlikud tähed.
Tähtede evolutsiooni viimased etapid
Vanad tähed väikese massiga
Praegu ei ole kindlalt teada, mis juhtub heledate tähtedega pärast seda, kui vesinikuvarud nende tuumades on ammendatud. Kuna Universumi vanus on 13,7 miljardit aastat, mis ei ole selliste tähtede vesiniku kütusevarude ammendumise jaoks piisav, kaasaegsed teooriad põhinevad arvuti modelleerimine sellistes tähtedes toimuvad protsessid.
Mõned tähed suudavad heeliumi sünteesida ainult teatud aktiivsetes tsoonides, põhjustades ebastabiilsust ja tugevaid tähetuuli. Sel juhul ei teki planetaarset udukogu ja täht ainult aurustub, muutudes veelgi väiksemaks kui pruun kääbus [ ] .
Täht, mille mass on väiksem kui 0,5 päikeseenergiat, ei suuda heeliumi muundada isegi pärast seda, kui tema tuumas peatuvad vesinikuga seotud reaktsioonid - sellise tähe mass on liiga väike, et tekitada gravitatsioonilise kokkusurumise uus faas tasemel, mis on piisav "süttimiseks". heelium Selliste tähtede hulka kuuluvad punased kääbused, nagu Proxima Centauri, kelle viibimisaeg põhijärjestuses ulatub kümnetest miljarditest kuni kümnete triljonite aastateni. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist nende tuumades jätkavad need järk-järgult jahtudes elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus nõrka kiirgamist.
Keskmise suurusega tähed
Jõudes täht keskmine suurus(0,4 kuni 3,4 päikesemassi) [ ] punasest hiiglaslikust faasist saab selle tuumas otsa vesinik ja algavad heeliumist süsiniku sünteesireaktsioonid. See protsess toimub kõrgematel temperatuuridel ja seetõttu suureneb energiavoog tuumast ning selle tulemusena hakkavad tähe välimised kihid paisuma. Süsiniku sünteesi algus tähistab staari elus uut etappi ja kestab veel mõnda aega. Päikese suurusega sarnase tähe puhul võib see protsess kesta umbes miljard aastat.
Muutused emiteeritud energiahulgas põhjustavad tähel ebastabiilsuse perioode, sealhulgas muutusi suuruses, pinnatemperatuuris ja energia vabanemises. Energia väljund nihkub madala sagedusega kiirguse suunas. Selle kõigega kaasneb tugevate tähetuulte ja intensiivse pulsatsiooni tõttu kasvav massikadu. Selles faasis olevaid tähti nimetatakse "hilist tüüpi tähtedeks" (ka "pensioneerunud tähtedeks"), OH -IR tähed või Mira-sarnased tähed, olenevalt nende täpsetest omadustest. Väljapaiskuv gaas on suhteliselt rikas tähe sisemuses toodetud raskete elementide, näiteks hapniku ja süsiniku poolest. Gaas moodustab paisuva kesta ja jahtub tähest eemaldudes, luues võimalik haridus tolmuosakesed ja molekulid. Tugevaga infrapunakiirgus Sellistes kestades olev lähtetäht loob ideaalsed tingimused kosmiliste maserite aktiveerimiseks.
Heeliumi termotuumapõlemisreaktsioonid on temperatuuri suhtes väga tundlikud. Mõnikord põhjustab see suurt ebastabiilsust. Tekivad tugevad pulsatsioonid, mis annavad välimistele kihtidele piisava kiirenduse, et need maha visata ja planetaarseks udukoguks muutuda. Sellise udukogu keskmesse jääb tähe paljas tuum, milles termotuumareaktsioonid peatuvad ja jahtudes muutub see heeliumvalgeks kääbuseks, mille mass on tavaliselt kuni 0,5-0,6 päikesemassi ja läbimõõt. Maa läbimõõdu järjekorras.
Valdav enamus tähti, sealhulgas Päike, lõpetavad oma evolutsiooni kokkutõmbumisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Selles olekus, kui tähe suurus väheneb sada korda ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee tihedus, nimetatakse tähte valgeks kääbuseks. See jääb ilma energiaallikatest ja järk-järgult jahtudes muutub nähtamatuks mustaks kääbuseks.
Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei saa degenereerunud elektronide rõhk peatuda edasine kokkusurumine tuumad ja elektronid hakkavad "pressima" aatomituumadeks, mis muudab prootonid neutroniteks, mille vahel ei ole elektrostaatilisi tõukejõude. See aine neutroniseerimine viib selleni, et tähe, mis on praegu tegelikult üks tohutu aatomituum, suurust mõõdetakse mitmes kilomeetris ja tihedus on 100 miljonit korda suurem kui vee tihedus. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks; selle tasakaalu säilitab degenereerunud neutronaine rõhk.
Supermassiivsed tähed
Pärast seda, kui täht, mille mass on suurem kui viis päikesemassi, siseneb punasesse ülihiiglasse, hakkab selle tuum gravitatsiooni mõjul kahanema. Kompressiooni suurenedes suureneb temperatuur ja tihedus ning uus järjestus termotuumareaktsioonid. Selliste reaktsioonide käigus sünteesitakse järjest raskemaid elemente: heelium, süsinik, hapnik, räni ja raud, mis ajutiselt piirab tuuma kokkuvarisemist.
Selle tulemusena, kuna perioodilise tabeli järjest raskemad elemendid moodustuvad, sünteesitakse ränist raud-56. Selles etapis muutub edasine eksotermiline termotuumasünteesi võimatuks, kuna raud-56 tuumal on maksimaalne massiviga ja raskemate tuumade moodustumine energia vabanemisega on võimatu. Seetõttu, kui tähe raudtuum saavutab teatud suuruse, ei suuda selles olev rõhk enam vastu pidada tähe katvate kihtide raskusele ja selle aine neutroniseerimisega toimub tuuma kohene kokkuvarisemine.
Mis edasi saab, pole veel päris selge, kuid igal juhul viivad mõne sekundi jooksul toimuvad protsessid uskumatu võimsusega supernoova plahvatuseni.
Tugevad neutriinode joad ja pöörlev magnetväli suruvad välja enamus tähe kogutud materjal [ ] - nn istumiselemendid, sealhulgas raud ja kergemad elemendid. Plahvatavat ainet pommitavad tähe tuumast välja pääsevad neutronid, mis hõivavad neid ja loovad seeläbi rauast raskemate elementide komplekti, sealhulgas radioaktiivseid, kuni uraanini (ja võib-olla isegi kaliforniumini). Seega selgitavad supernoova plahvatused kohalolekut tähtedevaheline aine elemendid on rauast raskemad, kuid see pole ainus võimalik viis nende teket, mida näiteks demonstreerivad tehneetsiumtähed.
lööklaine Ja neutriinojoad kannavad ainet eemale surev täht [ ] V tähtedevaheline ruum. Seejärel võib see supernoova materjal jahtudes ja kosmoses liikudes kokku põrkuda teiste kosmiliste "päästjatega" ja võimaluse korral osaleda uute tähtede, planeetide või satelliitide tekkes.
Supernoova tekke käigus toimuvaid protsesse alles uuritakse ja siiani pole selles küsimuses selgust. Küsitav on ka see, mis algsest tähest tegelikult alles jääb. Siiski kaalutakse kahte võimalust: neutrontähed ja mustad augud.
Neutronitähed
On teada, et mõnedes supernoovades tugev gravitatsioonülihiiu sügavustes sunnib see elektrone neeldama aatomituuma, kus need prootonitega ühinedes moodustavad neutroneid. Seda protsessi nimetatakse neutroniseerimiseks. Lähedal asuvaid tuumasid eraldavad elektromagnetilised jõud kaovad. Tähe tuumaks on nüüd tihe pall aatomi tuumad ja üksikud neutronid.
Sellised neutrontähtedena tuntud tähed on äärmiselt väikesed – mitte rohkem kui suur linn ja neil on kujuteldamatult suur tihedus. Nende tiirlemisperiood muutub tähe suuruse vähenedes (nurkimpulsi säilimise tõttu) äärmiselt lühikeseks. Mõned neutrontähed pöörlevad 600 korda sekundis. Mõnel neist võib kiirgusvektori ja pöörlemistelje vaheline nurk olla selline, et Maa langeb selle kiirguse moodustatud koonusesse; sel juhul on võimalik tuvastada kiirgusimpulssi, mis kordub tähe orbitaalperioodiga võrdsete intervallidega. Selliseid neutrontähti nimetati "pulsariteks" ja neist said esimesed avastatud neutrontähed.
Mustad augud
Kõik tähed ei muutu pärast supernoova plahvatuse faasi läbimist neutrontähtedeks. Kui tähe mass on piisavalt suur, siis sellise tähe kokkuvarisemine jätkub ja neutronid ise hakkavad sissepoole langema, kuni selle raadius muutub väiksemaks kui Schwarzschildi raadius. Pärast seda muutub täht mustaks auguks.
Mustade aukude olemasolu ennustas üldrelatiivsusteooria. Selle teooria kohaselt
Termotuumasüntees tähtede sisemuses
Sel ajal muutub tähtede puhul, mille mass on suurem kui 0,8 päikesemassi, tuum kiirgusele läbipaistvaks ja tuumas valitseb kiirgusenergia ülekanne, samal ajal kui ülaosas olev kest jääb konvektiivseks. Keegi ei tea kindlalt, kuidas väiksema massiga tähed põhijadale jõuavad, kuna nende tähtede noores kategoorias veedetud aeg ületab universumi vanuse. Kõik meie ideed nende tähtede evolutsiooni kohta põhinevad arvulistel arvutustel.
Tähe kokkutõmbumisel hakkab degenereerunud elektrongaasi rõhk tõusma ja tähe teatud raadiuses peatab see rõhk kesktemperatuuri tõusu ja hakkab seejärel seda langetama. Ja tähtede jaoks, mis on väiksemad kui 0,08, saab see saatuslikuks: tuumareaktsioonide käigus vabanevast energiast ei piisa kunagi kiirguskulude katmiseks. Selliseid alamtähti nimetatakse pruunideks kääbusteks ja nende saatus on pidev kokkusurumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi tuumareaktsioonide peatumisega.
Noored keskmise massiga tähed
Noored keskmise massiga tähed (2–8 korda Päikese massist suuremad) arenevad kvalitatiivselt täpselt samamoodi nagu nende väiksemad õed, välja arvatud see, et neil pole kuni põhijadani konvektiivseid tsoone.
Seda tüüpi objektid on seotud nn. Ae\Be Herbit tähed ebaregulaarsete muutujatega spektritüübist B-F5. Neil on ka bipolaarsed jugakettad. Väljavoolu kiirus, heledus ja efektiivne temperatuur on oluliselt kõrgemad kui puhul τ Sõnn, nii et nad soojendavad ja hajutavad prototähepilve jäänuseid tõhusalt.
Noored tähed massiga üle 8 Päikese massi
Tegelikult on need juba normaalsed staarid. Sel ajal, kui hüdrostaatilise tuuma mass kogunes, suutis täht läbi hüpata kõik vahefaasid ja kuumutada tuumareaktsioone sedavõrd, et need kompenseerisid kiirgusest tulenevad kaod. Nende tähtede jaoks on massi ja heleduse väljavool nii suur, et see mitte ainult ei peata ülejäänud välispiirkondade kokkuvarisemist, vaid lükkab need tagasi. Seega on saadud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist. Tõenäoliselt seletab see Päikese massist enam kui 100–200 korda suuremate tähtede puudumist meie galaktikas.
Staari elutsükkel
Moodustunud tähtede hulgas on tohutult erinevaid värve ja suurusi. Nende spektraalne tüüp ulatub kuumast sinisest kuni jahepunase ja massi poolest - 0,08 kuni enam kui 200 päikese massini. Tähe heledus ja värvus sõltuvad selle pinna temperatuurist, mille omakorda määrab selle mass. Kõik uued tähed "asuvad" põhijadale vastavalt nende keemilisele koostisele ja massile. Me ei räägi tähe füüsilisest liikumisest - ainult selle asukohast näidatud diagrammil, sõltuvalt tähe parameetritest. See tähendab, et me räägime tegelikult ainult tähe parameetrite muutmisest.
Mis edasi saab, sõltub jällegi tähe massist.
Hilisemad aastad ja tähtede surm
Vanad tähed väikese massiga
Praeguseks ei ole kindlalt teada, mis juhtub heledate tähtedega pärast nende vesinikuvarude ammendumist. Kuna universumi vanus on 13,7 miljardit aastat, millest vesinikkütusevarude ammendamiseks ei piisa, põhinevad kaasaegsed teooriad sellistes tähtedes toimuvate protsesside arvutisimulatsioonidel.
Mõned tähed suudavad heeliumi sulatada ainult teatud aktiivsetes piirkondades, põhjustades ebastabiilsust ja tugevaid päikesetuuli. Sel juhul planetaarset udukogu ei teki ja täht ainult aurustub, muutudes pruunist kääbusest veelgi väiksemaks.
Kuid täht, mille mass on väiksem kui 0,5 päikeseenergiat, ei suuda kunagi heeliumi sünteesida isegi pärast seda, kui vesinikuga seotud reaktsioonid tuumas lakkavad. Nende täheümbris ei ole piisavalt massiivne, et ületada südamiku tekitatud survet. Nende tähtede hulka kuuluvad punased kääbused (nagu Proxima Centauri), kes on olnud põhijärjestuses sadu miljardeid aastaid. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist nende tuumas jätkavad need järk-järgult jahtudes elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus nõrka kiirgamist.
Keskmise suurusega tähed
Kui keskmise suurusega täht (0,4–3,4 päikesemassiga) jõuab punase hiiglase faasi, jätkavad selle välimised kihid laienemist, tuum tõmbub kokku ja reaktsioonid hakkavad sünteesima heeliumist süsinikku. Fusioon vabastab palju energiat, andes staarile ajutise hingamise. Päikese suurusega sarnase tähe puhul võib see protsess kesta umbes miljard aastat.
Muutused eralduva energia koguses põhjustavad tähel ebastabiilsuse perioode, sealhulgas muutusi suuruses, pinnatemperatuuris ja energiaväljundis. Energia väljund nihkub madala sagedusega kiirguse suunas. Selle kõigega kaasneb tugevate päikesetuulte ja intensiivsete pulsatsioonide tõttu kasvav massikadu. Selle faasi tähti nimetatakse hilist tüüpi tähed, OH -IR tähed või Mira-sarnased tähed, olenevalt nende täpsetest omadustest. Väljapaiskuv gaas on suhteliselt rikas tähe sisemuses toodetud raskete elementide, näiteks hapniku ja süsiniku poolest. Gaas moodustab laieneva kesta ja jahtub tähest eemaldudes, võimaldades tolmuosakeste ja molekulide moodustumist. Tugeva infrapunakiirguse all keskne täht Sellistes kestades moodustuvad ideaalsed tingimused maserite aktiveerimiseks.
Heeliumi põlemisreaktsioonid on väga temperatuuritundlikud. Mõnikord põhjustab see suurt ebastabiilsust. Tekivad ägedad pulsatsioonid, mis lõpuks annavad väliskihtidele piisavalt kineetilist energiat, et need väljuksid ja muutuksid planetaarseks udukoguks. Udu keskele jääb alles tähe tuum, mis jahtudes muutub heeliumvalgeks kääbuseks, mille mass on tavaliselt kuni 0,5-0,6 Päikest ja mille läbimõõt on suurusjärgus Maa läbimõõt. .
Valged kääbused
Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kokkutõmbumisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Selles olekus, kui tähe suurus väheneb sada korda ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee tihedus, nimetatakse tähte valgeks kääbuseks. See jääb ilma energiaallikatest ja muutub järk-järgult jahtudes tumedaks ja nähtamatuks.
Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei suuda degenereerunud elektronide rõhk sisaldada tuuma kokkusurumist ja see jätkub seni, kuni suurem osa osakestest muudetakse neutroniteks, mis on pakitud nii tihedalt, et tähe suurust mõõdetakse kilomeetrites ja see on 100. miljon korda tihedam vesi. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks; selle tasakaalu säilitab degenereerunud neutronaine rõhk.
Supermassiivsed tähed
Pärast seda, kui tähe välimised kihid, mille mass on suurem kui viis Päikese massi, on punase superhiiglase moodustamiseks hajutatud, hakkab tuum gravitatsioonijõudude toimel kokku tõmbuma. Kompressiooni suurenedes tõuseb temperatuur ja tihedus ning algab uus termotuumareaktsioonide jada. Sellistes reaktsioonides sünteesitakse raskeid elemente, mis ajutiselt piiravad tuuma kokkuvarisemist.
Lõppkokkuvõttes, kui perioodilisuse tabeli raskemad ja raskemad elemendid moodustuvad, sünteesitakse ränist raud-56. Kuni selle hetkeni vabanes elementide süntees suur hulk energia, aga just -56 raudtuum on suurima massidefektiga ja raskemate tuumade teke on ebasoodne. Seetõttu, kui tähe raudtuum saavutab teatud väärtuse, ei suuda selles olev rõhk enam kolossaalsele gravitatsioonijõule vastu pidada ja tuuma kohene kokkuvarisemine toimub koos selle aine neutroniseerimisega.
Mis edasi saab, pole päris selge. Kuid mis iganes see ka poleks, põhjustab see mõne sekundiga uskumatu võimsusega supernoova plahvatuse.
Kaasnev neutriinopuhang kutsub esile lööklaine. Tugevad neutriinojoad ja pöörlev magnetväli suruvad välja suure osa tähe kogunenud materjalist – nn seemneelemendid, sealhulgas raud ja kergemad elemendid. Plahvatavat ainet pommitavad tuumast eralduvad neutronid, püüdes need kinni ja luues seeläbi rauast raskemate elementide komplekti, sealhulgas radioaktiivseid, kuni uraanini (ja võib-olla isegi kaliforniumini). Seega seletavad supernoova plahvatused rauast raskemate elementide esinemist tähtedevahelises aines.
Lööklaine ja neutriinode joad kannavad materjali surevast tähest eemale tähtedevahelisse ruumi. Seejärel võib see supernoova materjal läbi kosmose liikudes kokku põrgata teiste kosmosejäätmetega ja osaleda uute tähtede, planeetide või satelliitide tekkes.
Supernoova tekke käigus toimuvaid protsesse alles uuritakse ja siiani pole selles küsimuses selgust. Samuti on küsitav, mis algtähest tegelikult alles jääb. Siiski kaalutakse kahte võimalust:
Neutronitähed
On teada, et mõne supernoova puhul põhjustab ülihiiu sügavustes tugev gravitatsioon elektronide langemist aatomituuma, kus need sulanduvad prootonitega, moodustades neutroneid. Lähedal asuvaid tuumasid eraldavad elektromagnetilised jõud kaovad. Tähe tuumaks on nüüd aatomituumade ja üksikute neutronite tihe pall.
Sellised neutrontähtedena tuntud tähed on äärmiselt väikesed – mitte rohkem kui suure linna suurused – ja kujuteldamatult suure tihedusega. Nende tiirlemisperiood muutub tähe suuruse vähenedes (nurkimpulsi säilimise tõttu) äärmiselt lühikeseks. Mõned teevad 600 pööret sekundis. Kui põhja ja lõunat ühendav telg magnetpoolus Sellelt kiiresti pöörlevalt Maa poole suunatud tähelt on võimalik tuvastada kiirgusimpulssi, mis kordub tähe tiirlemisperioodiga võrdsete intervallidega. Selliseid neutrontähti nimetati "pulsariteks" ja neist said esimesed avastatud neutrontähed.
Mustad augud
Kõigist supernoovadest ei saa neutrontähti. Kui tähe mass on piisavalt suur, siis tähe kokkuvarisemine jätkub ja neutronid ise hakkavad sissepoole langema, kuni selle raadius muutub väiksemaks kui Schwarzschildi raadius. Pärast seda muutub täht mustaks auguks.
Mustade aukude olemasolu ennustas üldrelatiivsusteooria. Üldrelatiivsusteooria järgi ei saa aine ja informatsioon mitte mingil juhul mustast august lahkuda. Siiski võimaldab kvantmehaanika sellest reeglist erandeid teha.
On jäänud number avatud küsimused. Peamine neist: "Kas musti auke on üldse olemas?" Lõppude lõpuks, selleks, et kindlalt väita, et antud objekt on must auk, on vaja jälgida selle sündmuste horisonti. Kõik katsed seda teha lõppesid ebaõnnestumisega. Kuid lootust on veel, kuna mõnda objekti ei saa seletada ilma akretsioonita ja akretsioonita objektile ilma tahke pinnata, kuid see ei tõesta mustade aukude olemasolu.
Samuti on lahtised küsimused: kas täht on võimalik supernoovast mööda minnes otse musta auku kokku kukkuda? Kas on supernoovad, millest saavad hiljem mustad augud? Milline on tähe algmassi täpne mõju objektide tekkele tema elutsükli lõpus?
Universum on pidevalt muutuv makrokosmos, kus iga objekt, aine või aine on teisenemise ja muutumise seisundis. Need protsessid kestavad miljardeid aastaid. Võrreldes kestusega inimelu see arusaamatu ajaperiood on tohutu. Kosmilises mastaabis on need muutused üsna põgusad. Tähed, mida me praegu öötaevas näeme, olid samad tuhandeid aastaid tagasi, kui neid võis näha egiptuse vaaraod, aga tegelikult kogu selle aja taevakehade füüsikaliste omaduste muutumine ei peatunud hetkekski. Tähed sünnivad, elavad ja kindlasti vananevad – tähtede areng jätkub nagu ikka.
Tähtkuju tähtede asukoht Suur Vanker erinevaks ajaloolised perioodid ajavahemikus 100 000 aastat tagasi - meie aeg ja pärast 100 tuhat aastat
Tähtede evolutsiooni tõlgendamine tavainimese vaatevinklist
Tavainimese jaoks tundub ruum rahuliku ja vaikuse maailm. Universum on tegelikult hiiglaslik füüsikaline labor, kus toimuvad grandioossed muutused, mille käigus muutub keemiline koostis, füüsilised omadused ja tähtede struktuur. Tähe eluiga kestab nii kaua, kuni ta särab ja soojust eraldab. Selline särav olek ei kesta aga igavesti. Heledale sünnile järgneb täheküpsuse periood, mis paratamatult lõpeb taevakeha vananemise ja surmaga.
Prototähe teke gaasi- ja tolmupilvest 5-7 miljardit aastat tagasi
Kogu meie tänane teave tähtede kohta mahub teaduse raamidesse. Termodünaamika annab meile selgituse hüdrostaatilise ja termilise tasakaalu protsesside kohta, milles täheaine paikneb. Tuuma- ja kvantfüüsika annavad ülevaate raske protsess tuumasünteesi, tänu millele täht eksisteerib, kiirgades soojust ja andes ümbritsevale ruumile valgust. Tähe sünnil moodustub hüdrostaatiline ja termiline tasakaal, mida säilitavad tema enda energiaallikad. Hiilgava tähekarjääri lõpus on see tasakaal häiritud. Algab rida pöördumatuid protsesse, mille tulemuseks on tähe hävimine või kollaps – suurejooneline taevakeha kohese ja hiilgava surma protsess.
Supernoova plahvatus on universumi algusaastatel sündinud tähe elu särav finaal.
Tähtede füüsikaliste omaduste muutused on tingitud nende massist. Objektide evolutsiooni kiirust mõjutavad nende keemiline koostis ja teatud määral ka olemasolevad astrofüüsikalised parameetrid – pöörlemiskiirus ja olek magnetväli. Sellest, kuidas kõik tegelikult toimub, ei saa kirjeldatud protsesside tohutu kestuse tõttu rääkida. Evolutsiooni kiirus ja teisenemise etapid sõltuvad tähe sünniajast ja selle asukohast Universumis sünnihetkel.
Tähtede areng teaduslikust vaatenurgast
Iga täht sünnib külmast tähtedevahelisest gaasist, mis väliste ja sisemiste gravitatsioonijõudude mõjul surutakse kokku gaasipalli olekusse. Gaasilise aine kokkusurumisprotsess ei peatu hetkekski, millega kaasneb kolossaalne soojusenergia vabanemine. Uue moodustise temperatuur tõuseb kuni termotuumasünteesi alguseni. Sellest hetkest alates täheaine kokkusurumine peatub ning saavutatakse tasakaal objekti hüdrostaatilise ja termilise oleku vahel. Universum on täienenud uue täisväärtusliku tähega.
Tähtede peamine kütus on käivitatud termotuumareaktsiooni tulemusena vesinikuaatom.
Tähtede evolutsioonis on nende soojusenergia allikad üliolulised. Tähe pinnalt kosmosesse pääsev kiirgus- ja soojusenergia täieneb taevakeha sisemiste kihtide jahutamisega. Pidevalt toimuvad termotuumareaktsioonid ja gravitatsiooniline kokkusurumine tähe soolestikus korvavad kaotuse. Kuni tähe sisikonnas on piisavalt tuumakütust, täht helendab ere valgus ja kiirgab soojust. Niipea, kui termotuumasünteesi protsess aeglustub või täielikult peatub, aktiveerub tähe sisemise kokkusurumise mehhanism, et säilitada termiline ja termodünaamiline tasakaal. Peal selles etapis objekt juba kiirgab soojusenergia, mis on nähtav ainult infrapunavahemikus.
Kirjeldatud protsesside põhjal võime järeldada, et tähtede evolutsioon kujutab endast järjekindlat muutust tähtede energiaallikates. Kaasaegses astrofüüsikas saab tähtede muundumisprotsesse korraldada vastavalt kolmele skaalale:
- tuuma ajaskaala;
- tähe eluea termiline periood;
- valgusti eluea dünaamiline segment (lõplik).
Igal üksikjuhul võetakse arvesse protsesse, mis määravad tähe vanuse, füüsikalised omadused ja objekti surma tüübi. Tuuma ajaskaala on huvitav seni, kuni objekt saab toite oma soojusallikatest ja kiirgab energiat, mis on tuumareaktsioonide tulemus. Selle etapi kestust hinnatakse termotuumasünteesi käigus heeliumiks muunduva vesiniku koguse määramisega. Kuidas rohkem massi tähed, seda suurem on tuumareaktsioonide intensiivsus ja vastavalt ka objekti heledus.
Erinevate tähtede suurused ja massid, alates superhiiglasest kuni punase kääbuseni
Termiline ajaskaala määrab evolutsiooni etapi, mille jooksul täht kulutab kogu oma soojusenergia. See protsess algab hetkest, mil viimased vesinikuvarud on ära kasutatud ja tuumareaktsioonid peatuvad. Objekti tasakaalu säilitamiseks käivitatakse tihendusprotsess. Täheaine langeb keskpunkti poole. Sel juhul muundatakse kineetiline energia soojusenergiaks, mis kulub tähe sees vajaliku temperatuuritasakaalu säilitamiseks. Osa energiast pääseb kosmosesse.
Arvestades asjaolu, et tähtede heleduse määrab nende mass, ei muutu objekti kokkusurumise hetkel selle heledus ruumis.
Täht on teel põhijadasse
Tähtede teke toimub dünaamilise ajaskaala järgi. Tähegaas langeb vabalt sissepoole keskpunkti suunas, suurendades tihedust ja rõhku tulevase objekti soolestikus. Mida suurem on tihedus gaasipalli keskel, seda kõrgem on temperatuur objekti sees. Sellest hetkest alates saab soojusest taevakeha põhienergia. Kuidas suurem tihedus ja mida kõrgem on temperatuur, seda suurem on rõhk tulevase tähe soolestikus. Molekulide ja aatomite vabalangemine peatub ning tähegaasi kokkusurumise protsess peatub. Seda objekti olekut nimetatakse tavaliselt prototäheks. Objekt koosneb 90% molekulaarne vesinik. Kui temperatuur jõuab 1800 K-ni, läheb vesinik aatomi olekusse. Lagunemisprotsessi käigus kulub energiat ja temperatuuri tõus aeglustub.
Universum koosneb 75% ulatuses molekulaarsest vesinikust, mis prototähtede tekke käigus muutub aatomvesinikuks – tähe tuumakütuseks
Selles olekus rõhk gaasikuuli sees väheneb, andes seeläbi survejõule vabaduse. Seda järjestust korratakse iga kord, kui kõigepealt ioniseeritakse kogu vesinik ja seejärel heelium. Temperatuuril 10⁵ K gaas täielikult ioniseerub, tähe kokkusurumine peatub ja tekib objekti hüdrostaatiline tasakaal. Edasine areng tähed ilmuvad vastavalt termilisele ajaskaalale palju aeglasemalt ja järjepidevamalt.
Prototähe raadius on moodustumise algusest alates 100 AU-lt vähenenud. kuni ¼ a.u. Objekt asub gaasipilve keskel. Tähegaasipilve välispiirkondadest osakeste kogunemise tulemusena tähe mass pidevalt suureneb. Järelikult tõuseb objekti sees temperatuur, mis kaasneb konvektsiooni protsessiga - energia ülekandmisega tähe sisemistest kihtidest selle välisserva. Seejärel, temperatuuri tõustes taevakeha sisemuses, asendub konvektsioon kiirgusülekandega, mis liigub tähe pinna poole. Sel hetkel suureneb objekti heledus kiiresti ja tõuseb ka tähekuuli pinnakihtide temperatuur.
Konvektsiooniprotsessid ja kiirgusülekanne vastloodud tähes enne termotuumasünteesi reaktsioonide algust
Näiteks tähtede puhul, mille mass on identne meie Päikese massiga, toimub prototähepilve kokkusurumine vaid mõnesaja aastaga. Mis puudutab objekti tekkimise viimast etappi, siis tähtede aine kondenseerumine on kestnud miljoneid aastaid. Päike liigub üsna kiiresti põhijada poole ja see teekond võtab aega sadu miljoneid või miljardeid aastaid. Teisisõnu, mida suurem on tähe mass, seda pikem vahe täisväärtusliku tähe kujunemisele kulunud aeg. 15 M massiga täht liigub mööda teed põhijadani palju kauem - umbes 60 tuhat aastat.
Põhijärjestuse faas
Kuigi mõned fusioonireaktsioonid algavad rohkem madalad temperatuurid, vesiniku põlemise põhifaas algab temperatuuril 4 miljonit kraadi. Sellest hetkest algab põhijärjestuse faas. Tuleb mängu uus vorm täheenergia taastootmine – tuumaenergia. Kineetiline energia, mis vabaneb objekti kokkusurumisel, tuhmub taustale. Saavutatud tasakaal annab pika ja vaikne elu täht põhijada algfaasis.
Vesinikuaatomite lõhustumine ja lagunemine tähe sisemuses toimuva termotuumareaktsiooni käigus
Sellest hetkest alates on tähe elu jälgimine selgelt seotud põhijärjestuse faasiga, mis on oluline osa taevakehade evolutsioon. Just selles etapis on ainus täheenergia allikas vesiniku põlemise tulemus. Objekt on tasakaaluseisundis. Nagu tarbimine tuumakütus muutub ainult objekti keemiline koostis. Päikese viibimine põhijada faasis kestab ligikaudu 10 miljardit aastat. Just nii kaua kulub meie põlistähel kogu oma vesinikuvaru ära kulutamiseks. Mis puutub massiivsetesse tähtedesse, siis nende areng toimub kiiremini. Rohkem energiat kiirgades püsib massiivne täht põhijada faasis vaid 10-20 miljonit aastat.
Vähem massiivsed tähed põleb öötaevas palju kauem. Seega jääb 0,25 M massiga täht põhijada faasi kümneteks miljarditeks aastateks.
Hertzsprung-Russelli diagramm, mis hindab seost tähtede spektri ja nende heleduse vahel. Punktid diagrammil - asukoht kuulsad staarid. Nooled näitavad tähtede nihkumist põhijärjestusest hiiglasliku ja valge kääbuse faasi.
Tähtede evolutsiooni ette kujutamiseks vaadake lihtsalt diagrammi, mis iseloomustab taevakeha liikumisteed põhijärjestuses. Ülemine osa Graafika tundub objektidest vähem küllastunud, kuna sinna on koondunud massiivsed tähed. Seda asukohta seletatakse nende lühikese elutsükliga. Tänapäeval tuntud tähtedest on mõne mass 70M. Objektid, mille mass ületab ülempiir- 100M, need ei pruugi üldse tekkida.
Taevakehadel, mille mass on alla 0,08 M, pole võimalust ületada kriitiline mass, mis on vajalikud termotuumasünteesi alguseks ja jäävad külmaks kogu elu. Väiksemad prototähed varisevad kokku ja moodustavad planeedilaadsed kääbused.
Planeeditaoline pruun kääbus võrreldes tavaline täht(meie Päike) ja planeet Jupiter
Jada allosas on kontsentreeritud objektid, kus domineerivad tähed, mille mass on võrdne meie Päikese massiga ja veidi rohkem. Põhijada ülemise ja alumise osa mõtteliseks piiriks on objektid, mille mass on –1,5M.
Tähtede evolutsiooni järgnevad etapid
Tähe oleku kujunemise kõik võimalused on määratud selle massi ja ajapikkusega, mille jooksul täheaine muundumine toimub. Universum on aga mitmetahuline ja keeruline mehhanism, mistõttu tähtede areng võib kulgeda teisi teid pidi.
Põhijada mööda reisides on tähel, mille mass on ligikaudu võrdne Päikese massiga, kolm peamist marsruudivalikut:
- elage rahulikult oma elu ja puhake rahulikult Universumi avarustes;
- siseneda punase hiiglase faasi ja aeglaselt vananeda;
- saada valgeks kääbuseks, plahvatada supernoovana ja saada neutronitäheks.
Prototähtede arenemise võimalikud võimalused olenevalt ajast, keemiline koostis objektid ja nende massid
Pärast põhijada tuleb hiiglaslik faas. Selleks ajaks on tähe soolestikus olevad vesinikuvarud täielikult ammendatud, objekti keskosa moodustab heeliumi tuum ja termotuumareaktsioon nihkuda objekti pinna poole. Termotuumasünteesi mõjul kest paisub, kuid heeliumi tuuma mass suureneb. Tavalisest tähest saab punane hiiglane.
Hiiglaslik faas ja selle omadused
Madala massiga tähtedes muutub tuuma tihedus kolossaalseks, muutes täheaine degenereerunud relativistlikuks gaasiks. Kui tähe mass on veidi üle 0,26 M, viib rõhu ja temperatuuri tõus heeliumi sünteesi alguseni, mis hõlmab kogu objekti keskosa. Sellest hetkest alates tõuseb tähe temperatuur kiiresti. peamine omadus Protsess seisneb selles, et degenereerunud gaasil ei ole võimet laieneda. Mõju all kõrge temperatuur suureneb ainult heeliumi lõhustumise kiirus, millega kaasneb plahvatuslik reaktsioon. Sellistel hetkedel võime jälgida heeliumi sähvatust. Objekti heledus suureneb sadu kordi, kuid tähe agoonia jätkub. Täht läheb üle uude olekusse, kus kõik termodünaamilised protsessid esinevad heeliumi südamikus ja tühjenenud väliskestas.
Peajada tähe struktuur päikese tüüp ja punane hiiglane, millel on isotermiline heeliumi südamik ja kihiline nukleosünteesi tsoon
See seisund on ajutine ja ebastabiilne. Täheaine seguneb pidevalt ja märkimisväärne osa sellest paiskub ümbritsevasse ruumi, moodustades planetaarse udukogu. Keskmesse jääb kuum tuum, mida nimetatakse valgeks kääbuseks.
Tähtede jaoks suur mass loetletud protsessid ei ole nii katastroofilised. Heeliumi põlemine asendub süsiniku ja räni tuuma lõhustumise reaktsiooniga. Lõpuks muutub tähe tuum täherauaks. Hiiglasliku faasi määrab tähe mass. Mida suurem on objekti mass, seda madalam on temperatuur selle keskmes. Sellest ilmselgelt ei piisa süsiniku ja muude elementide tuumalõhustumise reaktsiooni käivitamiseks.
Valge kääbuse saatus – neutrontäht või must auk
Valge kääbuse olekus on objekt äärmiselt ebastabiilses olekus. Peatatud tuumareaktsioonid põhjustavad rõhu langust, tuum läheb kokkuvarisemise olekusse. Energia vabaneb sel juhul, kulub raua lagunemisele heeliumi aatomiteks, mis laguneb edasi prootoniteks ja neutroniteks. Jooksuprotsess areneb kiires tempos. Tähe kokkuvarisemine iseloomustab skaala dünaamilist segmenti ja võtab ajas murdosa sekundist. Tuumakütuse jääkide põlemine toimub plahvatuslikult, vabastades sekundi murdosa jooksul kolossaalsel hulgal energiat. Sellest piisab objekti ülemiste kihtide õhkimiseks. Valge kääbuse viimane etapp on supernoova plahvatus.
Tähe tuum hakkab kokku kukkuma (vasakul). Kokkuvarisemine moodustab neutronitähe ja tekitab energiavoo tähe väliskihtidesse (keskmesse). Energia, mis vabaneb tähe välimiste kihtide eraldamisel supernoova plahvatuse ajal (paremal).
Ülejäänud ülitihe tuum on prootonite ja elektronide klaster, mis põrkuvad üksteisega neutronite moodustamiseks. Universum on täienenud uue objektiga – neutrontähega. Sest kõrge tihedusega tuum degenereerub, südamiku kokkuvarisemise protsess peatub. Kui tähe mass oleks piisavalt suur, võiks kollaps jätkuda, kuni allesjäänud täheaine lõpuks objekti keskmesse kukkus, moodustades musta augu.
Tähtede evolutsiooni viimase osa selgitamine
Normaalsete tasakaalutähtede puhul on kirjeldatud evolutsiooniprotsessid ebatõenäolised. Valgete kääbuste ja neutrontähtede olemasolu tõestab aga täheaine kokkusurumisprotsesside tegelikku olemasolu. Selliste objektide väike arv Universumis viitab nende olemasolu mööduvusele. Tähtede evolutsiooni viimast etappi võib kujutada kahte tüüpi järjestikuse ahelana:
- tavaline täht - punane hiiglane - väliskihtide varisemine - valge kääbus;
- massiivne täht - punane superhiiglane - supernoova plahvatus - neutrontäht või must auk – olematus.
Tähtede evolutsiooni skeem. Valikud tähtede elu jätkamiseks väljaspool põhijada.
Käimasolevaid protsesse on teaduslikust seisukohast üsna raske seletada. Tuumateadlased on ühel meelel, et tähtede evolutsiooni viimase etapi puhul on meil tegemist aine väsimisega. Pikaajalise mehaanilise, termodünaamilise mõju tulemusena muudab aine oma füüsikalised omadused. Täheaine väsimus, mis on pikalt kurnatud tuumareaktsioonid, võib seletada degenereerunud elektrongaasi ilmumist, selle järgnevat neutroniseerimist ja annihilatsiooni. Kui kõik ülaltoodud protsessid toimuvad algusest lõpuni, lakkab täheaine olemast füüsiline aine – täht kaob kosmosesse, jätmata endast maha midagi.
Tähtede sünnikohaks olevaid tähtedevahemulle ning gaasi- ja tolmupilvi ei saa täiendada ainult kadunud ja plahvatanud tähed. Universum ja galaktikad on tasakaaluseisundis. Toimub pidev massikadu, kosmose ühes osas tähtedevahelise ruumi tihedus väheneb. Järelikult luuakse teises Universumi osas tingimused uute tähtede tekkeks. Ehk siis skeem toimib: kui ühes kohas läks teatud hulk ainet kaduma, siis Universumi teises kohas ilmus sama hulk ainet erineval kujul.
Lõpuks
Tähtede evolutsiooni uurides jõuame järeldusele, et Universum on hiiglaslik haruldane lahendus, milles osa ainest muundatakse vesiniku molekulideks, mis on tähtede ehitusmaterjal. Teine osa lahustub ruumis, kadudes materiaalsete aistingute sfäärist. Must auk on selles mõttes kogu materjali ülemineku koht antiaineks. Üsna raske on toimuva tähendust täielikult mõista, eriti kui tähtede evolutsiooni uurides toetume ainult tuumaenergia seadustele, kvantfüüsika ja termodünaamika. Õppima see küsimus tuleks lisada suhtelise tõenäosuse teooria, mis võimaldab ruumi kõverust, võimaldades ühe energia teisendamiseks teiseks, ühe oleku teiseks.