Kas vastloodud tähte on õige nimetada uueks? Tähe elutsükkel - kirjeldus, diagramm ja huvitavad faktid

Kui kuuleme sõna täht, kujutame sageli ette erinevaid taevakehasid, mis on nähtavad taevas. Kuid kaugeltki mitte kõik need pole tähed, need võivad olla planeedid, täherühmad või lihtsalt gaasipilved.

Täht on gaasipall. See helendab väga kõrge temperatuuri tõttu. Tähtede temperatuur varieerub vahemikus 2100 kuni 50 000 kraadi Celsiuse järgi. Tähe temperatuur mõjutab otseselt selle värvi. Seda võib võrrelda kuuma metalliga, mis muudab värvi temperatuuriga. Kõige kuumemad tähed muutuvad siniseks.

Tähe välimus

Teadlased on pikka aega püüdnud välja selgitada, kuidas tähed tekivad. Tähtedel võivad olla erinevad mõõtmed. Paljud selle muud omadused sõltuvad selle suurusest, nagu temperatuur, värvus ja eluiga. Tähed koosnevad kosmilisest tolmust ja gaasist. Gravitatsioonijõud kondenseerivad need komponendid. Nad suurendavad oma pöörlemiskiirust ja temperatuuri, mis viib prototähe moodustumiseni. Kui prototähe tuumas olev gaas soojeneb 12 000 000 kraadini, hakkab sees olev vesinik muutuma heeliumiks. Selle protsessi käigus kiirgab prototäht palju energiat, mille tulemusena ta lakkab kahanema.

elutee

Tähe kiirgav energia muudab selle säravaks aastateks. Näiteks täht nagu Päike elab ja särab keskmiselt 10 miljardit aastat. Suuremate tähtede elutee on lühem, vaid paar miljonit aastat. See on tingitud asjaolust, et nende soolestikus olevad gaasid töödeldakse kiiremini. Meie Päikesest väiksemad tähed toodavad vähem soojust ja valgust ning elavad 50 miljardit aastat või kauem.

Täherühmad

Mõnel juhul moodustub ühest lähtematerjalist gaasi ja tolmu kujul kaks või terve rühm tähti. Neid nimetatakse mitmekordseteks. Teadlased on selliseid tähti jälgides märganud, et mõnikord paistab ühe tähe valgus teisest üle ja mõnikord võetakse nende poolt kiiratav valgus kokku.

• Tähe tuumas vesiniku muutmisel heeliumiks eraldub suur hulk energiat, mis peatab tähe edasise kokkusurumise.
• Nn Plejaadid, maast üsna kaugel paiknevad täherühmad, on palja silmaga tajutavad uduse kohana.
• Gaasi- ja tolmupilvest sünnib täht. Raskusjõud surub selle pilve kokku. Gaasi temperatuur tõuseb, mis toob kaasa energia, eriti valguse vabanemise.
• Gaasi temperatuur tõuseb kogu aeg, tähe kiirgav valgus muutub heledamaks.
• Meie päike on praegu oma elutee keskel. Teadlaste sõnul on selles piisavalt gaasi, et elada veel 5 miljardit aastat.

Saidilt leiate palju huvitavaid ja teaduslikke artikleid ja uudiseid kosmose kohta

Alles XX sajandi keskel. astronoomid mõistsid, et galaktika kaugel kujunemise ajastul ei sündinud kõik tähed korraga, et ka meie ajal ilmuvad noored tähed.

60–70ndatel. loodi kõige esimene, veel väga toores tähtede tekkimise teooria. Hiljem avardasid uued vaatlustehnikad – infrapunateleskoobid ja millimeeterlaine raadioteleskoobid – oluliselt meie teadmisi tähtede tekkest ja tekkest.

Ja selle probleemi uurimine algas juba Koperniku, Galilei ja Newtoni ajal.

NEWTONI VASTUS NOORE PREESTRI KÜSIMUSELE

- KAS GRAVITATSIOONI SUUDAB SELETADA TÄHTE PÄRITOLU? -

Newtoni vastussõnumist noorele preestrile, 10. detsember 1692:
“...Kui see aine oleks lõpmatus ruumis ühtlaselt jaotunud, ei saaks see kunagi ühineda üheks massiks, vaid osa sellest kondenseeruks siia ja teine ​​sinna, moodustades lõpmatu hulga tohutuid masse, mis on üksteisest suurel kaugusel laiali. see lõputu ruum.
Nii võisid tekkida Päike ja fikseeritud tähed…”

Sellest ajast peale pole peaaegu keegi Newtoni ideed kunagi vaidlustanud. Kuid kulus kolm sajandit, enne kui suurest oletusest sai usaldusväärne teooria, mis põhineb kindlalt vaatlustel.

TÄHTEVAHELISE AINESE AVASTAMINE

Mida mõtles Newton, rääkides ruumis jaotunud ainest?

Tõepoolest, tähtedevaheline aine avastati kohe pärast teleskoobi leiutamist.
Gaasipilved näevad taevas välja nagu udused täpid. N. Peiresk mainis 1612. aastal esimest korda Orioni Suurt udukogu. Teleskoopide paranedes avastati ka teisi uduseid laike. Charles Messieri (1783) kataloogis on neist kirjeldatud 103 ja William Herscheli (1818) loendis on märgitud juba 2500 "mittetähe tüüpi" objekti. Lõpuks on John Dreyeri uues udukogude ja täheparvede üldkataloogis (1888) loetletud 7840 mittetäheobjekti.

Kolm sajandit arvati, et udukogud, eriti spiraalsed udukogud, on suhteliselt lähedal asuvad moodustised, mis on seotud tähtede ja planeetide tekkega. Näiteks Herschel oli täiesti kindel, et ta mitte ainult ei leidnud palju tähe-eelse aine pilvi, vaid nägi isegi oma silmaga, kuidas see aine gravitatsiooni mõjul järk-järgult kuju muudab ja tähtedeks kondenseerub.

Nagu hiljem selgus, on osa udukogusid tõepoolest seotud tähtede sünniga. Kuid enamikul juhtudel osutusid eredad udused laigud mitte gaasipilvedeks, vaid väga kaugeteks tähesüsteemideks. Nii et astronoomide optimism oli ennatlik ja tee tähtede sünni saladuseni oli veel pikk.

FÜÜÜKUD SISSE MÄNGU

XIX sajandi keskpaigaks. füüsikud võiksid tähtede suhtes rakendada gaasiseadusi ja energia jäävuse seadust. Ühest küljest mõistsid nad, et tähed ei saa särada igavesti. Nende energiaallikat ei ole veel leitud, kuid mis iganes see ka välja tuleb, tähe vanus mõõdetakse välja ja vanade asemele peavad sündima uued tähed.

Teisest küljest ei sobinud need eredad ja kuumad tähtedevahelise gaasi pilved, mida astronoomid suutsid oma teleskoopides tuvastada, füüsikutele ilmselgelt tulevaste tähtede väidetava ainena. Kuum gaas kipub ju siserõhu mõjul paisuma. Ja füüsikud ei olnud kindlad, et gravitatsioon suudab gaasi rõhu alistada.

Niisiis, mis võidab – rõhk või gravitatsioon? 1902. aastal uuris noor inglise füüsik James Jeans esmakordselt gaasi liikumisvõrrandeid, võttes arvesse gravitatsiooni, ja leidis, et neil on kaks lahendust. Kui gaasi mass on väike ja selle gravitatsioon nõrk ning seda kuumutatakse üsna tugevalt, siis levivad selles surve- ja harvenemislained - tavalised helivõnked. Aga kui gaasipilv on massiivne ja külm, võidab gravitatsioon gaasirõhu üle. Seejärel hakkab pilv tervikuna kahanema, muutudes tihedaks gaasikeraks – täheks. Pilve massi (Mj) ja suuruse (Ry) kriitilisi väärtusi, mille juures see kaotab stabiilsuse ja hakkab kontrollimatult kokku tõmbuma – kokku varisema, on sellest ajast peale nimetatud teksadeks.

Kuid Jeansi ajal ja isegi palju hiljem ei suutnud astronoomid täpsustada gaasi, millest tähed tekivad. Eeltähelist ainet otsides said füüsikud lõpuks aru, miks tähed säravad. Aatomituuma uuringud ja termotuumareaktsioonide avastamine võimaldasid selgitada tähtede pika sära põhjust.

LEITUD NOORED TÄHED

Selgus, et mida massiivsem on täht, seda heledamalt see särab ja seetõttu põletab oma termotuumakütust kiiremini. Spektriklassi O ja B massiivsete tähtede maksimaalne vanus on 10-30 miljonit aastat. See on väga väike võrreldes teiste galaktika objektide vanusega. Seetõttu sündisid need tähed üsna hiljuti ega oleks saanud oma sünnikohast kaugele minna. Üks neist kohtadest – Orioni udukogu – on tuttav igale astronoomiasõbrale.

Orioni suur udukogu (Messieri kataloogi järgi M42) on ere kiirgav, s.t valgust kiirgav udukogu, mis on palja silmaga nähtav kahvatu laiguna Orioni mõõgas. See asub Maast 1500 valgusaasta kaugusel ja sisaldab väga noorte tähtede parve. Selle keskses heledamas osas on neli massiivset kuuma O spektritüüpi tähte – kuulus Orioni trapets. Noorte tähtede võimas ultraviolettkiirgus paneb udukogu haruldase gaasi hõõguma. Kuid gaas ise on tähtede moodustamiseks liiga kuum. Tähtedeeelse aine otsingud jätkusid.

MILLEST KUJUNEvad TÄHED?

Herschel avastas ka Linnutee taustal tumedad tühimikud, mida ta nimetas "aukudeks taevas". XIX sajandi lõpus. Licki observatooriumis (USA) alustas astronoom Edward Barnard taeva süstemaatilist pildistamist. 1913. aastaks oli ta leidnud umbes 200 tumedat udukogu. Tema arvates olid need valgust neelava aine pilved, mitte tähtedevahelised tühimikud, nagu Herschel uskus.

See oletus leidis kinnitust. Kui tähtedevahelise gaasipilve läheduses või sees pole ühtegi kuuma tähte, jääb gaas külmaks ega helenda. Kui pilv sisaldas ainult gaasi, ei pruugita seda märgata. Kuid lisaks gaasile on tähtedevahelises keskkonnas väikeses koguses (umbes 1% massist) väikesed tahked osakesed - umbes 1 mikroni suurused või väiksemad tolmuosakesed, mis neelavad kaugete tähtede valgust. Seetõttu näib külm pilv olevat tume "taeva ebaõnnestumine". Linnutee üksikasjalik uuring näitas, et väga sageli leitakse selliseid "tõrkeid" tähtede tekkepiirkondades nagu Orioni udukogu.

Ameerika astronoom Bart Bock avastas 1946. aastal Unicornis heledate udukogude NGC 2237 ja Scutum NGC 6611 taustal väikesed mustad laigud, mida ta nimetas gloobuliteks. Nende suurus on 0,01 kuni 1 tk. Nad nõrgendavad nende taga lebavate tähtede valgust kümneid ja sadu kordi. See tähendab, et gloobulite aine on tuhandeid kordi tihedam kui ümbritsev gaas. Nende mass on hinnanguliselt vahemikus 0,01 kuni 100 päikesemassi.

Pärast gloobulite avastamist tekkis usk, et täheeelse aine kokkutõmbuvad pilved on juba leitud, et need on tähtede vahetud eelkäijad. Kuid peagi ilmnes sellise järelduse kiirustamine.

Fakt on see, et optilised teleskoobid ei anna tähtedevahelisest keskkonnast täielikku pilti: nende abiga näeme ainult massiivsete tähtede (nagu Orioni udukogu) kuumutatud kuumi pilvi või heledal taustal väikeseid tumedaid gloobuleid. Mõlemad on üsna haruldased moodustised. Loodud alles 50ndatel. raadioteleskoobid võimaldasid 21 cm joonel kiirguse abil tuvastada aatomvesinikku, mis täidab peaaegu kogu tähtedevahelise ruumi.

See on väga haruldane gaas: umbes üks aatom kuupsentimeetris ruumis (maiste laborite standardite järgi - kõrgeim vaakum!) Kuid kuna Galaktika suurus on tohutu, kogub see umbes 8 miljardit päikesemassi tähtedevahelist gaasi, või umbes 5% selle kogumassist. Tähtedevaheline gaas koosneb enam kui 67% (massi järgi) vesinikust, 28% heeliumist ja vähem kui 5% kõigist muudest elementidest, millest kõige enam on hapnikku, süsinikku ja lämmastikku.

Tähtedevaheline gaas on eriti rikkalik Galaktika tasapinna lähedal. Peaaegu kõik see on koondunud 600 valgusaasta paksusesse kihti, mille läbimõõt on umbes 30 kpc ehk 100 tuhat valgusaastat (see on galaktika ketta läbimõõt). Kuid isegi nii õhukese kihi korral jaotub gaas ebaühtlaselt. See on koondunud Galaktika spiraalharudesse ja seal jaguneb see eraldi suurteks pilvedeks, mille pikkus on parsekid ja isegi kümned parsekid ning mille mass on sadu ja tuhandeid päikesemassi. Gaasi tihedus neis on umbes 100 aatomit kuupsentimeetri kohta, temperatuur umbes -200°C. Selgus, et teksade kriitiline mass ja raadius sellistes tingimustes langevad peaaegu kokku pilvede enda massi ja raadiusega, mis tähendab, et need on valmis varisema. Kuid peamine avastus oli alles ees.

Astronoomid kahtlustasid, et tähtedevahelistes pilvedes valitseva suhteliselt suure tiheduse ja madala temperatuuri juures peab osa ainest ühinema molekulideks. Sel juhul on tähtedevahelise keskkonna kõige olulisem osa optilises piirkonnas vaatlustele kättesaamatu.

1970. aastal alanud ultraviolettvaatlused rakettidelt ja satelliitidelt võimaldasid avastada tähtedevahelise keskkonna põhimolekuli, vesiniku molekuli (H^). Ja sentimeetri- ja millimeetriste raadioteleskoopidega tähtedevahelist ruumi vaadeldes avastati kümneid teisi molekule, mõnikord üsna keerukaid, mis sisaldasid kuni 13 aatomit. Nende hulgas on vee, ammoniaagi, formaldehüüdi, etüülalkoholi ja isegi aminohappe glütsiini molekulid.

Nagu selgus, on umbes pool tähtedevahelisest gaasist molekulaarpilvedes. Nende tihedus on sadu kordi suurem kui aatomi vesinikupilvedel ja temperatuur on vaid paar kraadi üle absoluutse nulli. Just sellistes tingimustes tekivad Päikese massiga suurusjärgus pilves üksikud gravitatsioonilise kokkusurumise suhtes ebastabiilsed tihendused ja tähtede teke saab võimalikuks.

Enamik molekulaarpilvi on registreeritud ainult raadiokiirguse teel. Mõned on aga astronoomidele juba ammu teada, näiteks tume söekoti udukogu, mis on Linnutee lõunaosas silmaga selgelt nähtav. Selle pilve läbimõõt on 12 tk, kuid see tundub suur, kuna asub meist vaid 150 tk kaugusel. Selle mass on umbes 5 tuhat päikesemassi, samas kui mõnes pilves ulatub mass miljonini päikese massini ja suurus on 60 tk. Sellistes hiiglaslikes molekulaarpilvedes (neid on Galaktikas vaid paar tuhat) asuvad tähetekke peamised keskused.

Meile lähimad tähtede tekkepiirkonnad on tumedad pilved Sõnni ja Ophiuchuse tähtkujudes. Kaugemal on tohutu pilvekompleks Orionis.

MUSTA PILVE ELU

Molekulaarpilved on palju keerulisemad kui Maa atmosfääris tuttavad veeaurupilved. Väljaspool on molekulaarpilv kaetud paksu aatomigaasikihiga, kuna sinna tungiv tähtede kiirgus hävitab hapraid molekule. Kuid väliskihis olev tolm neelab kiirgust ja sügavamal, pilve pimedas sügavuses koosneb gaas peaaegu täielikult molekulidest.

Pilvede struktuur muutub pidevalt vastastikuste kokkupõrgete, tähtede kiirguse ja tähtedevahelise magnetvälja rõhu mõjul. Pilve erinevates osades erineb gaasi tihedus tuhandekordselt (sama palju kordi, kui vesi on ruumiõhust tihedam). Kui pilve (või selle teatud osa) tihedus muutub nii suureks, et gravitatsioon ületab gaasirõhu, hakkab pilv kontrollimatult kokku varisema. Selle suurus väheneb üha kiiremini ja tihedus kasvab. Väikse tihedusega ebahomogeensused intensiivistuvad kokkuvarisemise ajal ja selle tulemusena pilvekragmendid, s.t lagunevad osadeks, millest igaüks jätkab iseseisvat kokkusurumist.

Kokkuvarisemise ajal tõusevad gaasi temperatuur ja rõhk, mis takistab tiheduse edasist suurenemist. Kuid seni, kuni pilv on kiirgusele läbipaistev, jahtub see kergesti ja kokkutõmbumine ei peatu.

Kosmiline tolm mängib tulevikus olulist rolli. Kuigi see moodustab vaid 1% tähtedevahelisest ainest massi järgi, on see selle väga oluline komponent. Tumedates pilvedes neelavad tolmuosakesed gaasi energia ja töötlevad selle infrapunakiirguseks, mis väljub kergesti pilvest, kandes endaga kaasa liigse soojuse.

Lõpuks muutub gaas üksikute pilvekragmentide tiheduse suurenemise tõttu vähem läbipaistvaks. Jahutamine on keeruline ja suurenev rõhk peatab kokkuvarisemise. Edaspidi moodustub igast fragmendist täht, mis koos moodustavad molekulaarpilve sügavuses noorte tähtede rühma.

Pilve tiheda osa kokkuvarisemine täheks ja sagedamini tähtede rühmaks kestab mitu miljonit aastat (kosmilises mastaabis suhteliselt kiiresti). Vastsündinud tähed soojendavad ümbritsevat gaasi ja kõrge rõhu mõjul pilve jäänused hajuvad.

See on faas, mida näeme Orioni udukogus. Selle kõrval aga jätkub tulevaste staaride põlvkondade kujunemine. Valguse jaoks on need piirkonnad täiesti läbipaistmatud ja neid vaadeldakse ainult infrapuna- ja raadioteleskoopide abil.

PILVEST SAAB TÄHT

Tähe sünd kestab miljoneid aastaid ja on meie eest varjatud tumedate pilvede sügavuses, mistõttu see protsess on otseseks vaatluseks praktiliselt kättesaamatu. Astrofüüsikud üritavad seda teoreetiliselt uurida, kasutades arvutisimulatsioone.

Pilve fragmendi muutumisega täheks kaasneb füüsikaliste tingimuste hiiglaslik muutus: aine temperatuur tõuseb umbes 106 korda ja tihedus 1020 korda. Kolossaalsed muutused tekkiva tähe kõigis omadustes on selle evolutsiooni teoreetilise kaalumise peamiseks raskuseks. Selliste muutuste etapis pole algne objekt enam pilv, kuid mitte veel täht. Seetõttu nimetatakse seda prototäht(kreeka keelest "protos" - "esimene").

Üldiselt võib prototähe evolutsiooni jagada kolmeks etapiks või faasiks.

Esimest etappi - pilve fragmendi eraldamist ja selle tihendamist - oleme juba kaalunud.

Sellele järgneb kiire kokkusurumise etapp. Alguses on prototähe raadius umbes miljon korda suurem kui päikese oma. See on nähtavale valgusele täiesti läbipaistmatu, kuid läbipaistev infrapunakiirgusele, mille lainepikkus on üle 10 mikroni. Kiirgus viib kokkusurumisel vabaneva liigse soojuse ära, nii et temperatuur ei tõuse ja gaasi rõhk ei takista kokkuvarisemist. Toimub kiire kokkusurumine, peaaegu vaba langemine pilve keskpunkti suunas.

Prototähe kahanedes muutub see aga üha vähem läbipaistvaks, mis raskendab kiirguse väljapääsu ja viib gaasi temperatuuri tõusuni. Teatud hetkel muutub prototäht oma soojuskiirguse jaoks praktiliselt läbipaistmatuks. Temperatuur ja koos sellega gaasi rõhk tõusevad kiiresti ja kokkusurumine aeglustub.

Temperatuuri tõus põhjustab olulisi muutusi aine omadustes. Mitme tuhande kraadisel temperatuuril lagunevad molekulid üksikuteks aatomiteks ja umbes 10 tuhande kraadise temperatuuri juures aatomid ioniseeritakse ehk nende elektronkestad hävivad. Need energiamahukad protsessid lükkavad temperatuuri tõusu mõneks ajaks edasi, kuid siis see taastub. Prototäht jõuab kiiresti olekusse, kus raskusjõud on peaaegu tasakaalustatud gaasi siserõhuga. Kuid kuna kuumus läheb ikka tasapisi välja ja prototähel pole peale kokkusurumise muid energiaallikaid, väheneb see aeglaselt ja temperatuur selle sügavustes tõuseb.

Lõpuks jõuab temperatuur prototähe keskmes mitme miljoni kraadini ja algavad termotuumareaktsioonid. Sel juhul eralduv soojus kompenseerib täielikult prototähe pinnalt jahtumise. Kompressioon peatub. prototäht muutub täht.

VASTSÜNDINUD TÄHE "ESIMESE KITSE".

Tekkivaid ja väga noori tähti ümbritseb sageli gaasi- ja tolmukiht – ainejäänused, mis pole veel jõudnud tähe peale langeda. Kest ei vabasta tähevalgust seestpoolt ja töötleb selle täielikult infrapunakiirguseks. Seetõttu ilmnevad noorimad tähed tavaliselt ainult infrapunaallikatena.

Tähe “käitumine” sõltub elu algfaasis väga palju tema massist. Madala massiga tähtede madal heledus võimaldab neil aeglase kokkutõmbumise staadiumis pikka aega viibida, "toitedes" ainult gravitatsioonienergiast. Selle aja jooksul õnnestub kest osaliselt tähele settida ning moodustada ka ringikujulise gaasi- ja tolmuketta. Massiivse tähe evolutsioon kulgeb nii kiiresti, et täht elab suurema osa oma elust, olles ümbritsetud oma prototähe kesta jäänustega, mida sageli nimetatakse gaasi- ja tolmukookoniks.

MIS TÄHED SÜNNID

Molekulaarpilved, need "tähetehased", toodavad igasuguseid tähti.

Vastsündinud tähtede massivahemik ulatub mõnest sajandikust kuni 100 Päikese massini ning väikesed tähed tekivad palju sagedamini kui suured. Aastas sünnib Galaktikas keskmiselt kümmekond tähte, mille kogumass on umbes viis päikesemassi.

Ligikaudu pooled tähtedest on sündinud vallalistena; ülejäänud moodustavad kahend-, kolmekomponentsed ja keerulisemad süsteemid. Mida rohkem komponente, seda haruldasemad on sellised süsteemid. Kuni seitset komponenti sisaldavad tähed on teada, keerukamaid pole veel avastatud.

Kahend- ja mitmiktähtede ilmumise põhjused on üsna arusaadavad: gaasipilve esialgne pöörlemine ei lase sellel kahaneda üheks kompaktseks täheks. Mida rohkem pilv on kokku surutud, seda kiiremini see pöörleb (tuntud “uisutamisefekt”, mis on impulsi nurkkiiruse jäävuse seaduse tagajärg). Kokkusurumisel suurenevad tsentrifugaaljõud muudavad pilve esmalt lamedaks nagu juustukook, seejärel tõmbavad selle “meloniks” ja rebivad pooleks. Kumbki pool, kahanedes veelgi, jätkab liikumist orbiidil ümber ühise massikeskme. Kui edasine kokkusurumine seda laiali ei rebi, siis moodustub kaksiktäht ja kui jagunemine jätkub, sünnib keerulisem mitmiksüsteem.

NOOR STAARMEESKOND

Suurt huvi pakuvad mitte ainult üksikud ja mitmed noored staarid, vaid ka nende meeskonnad. Noored tähed on koondunud Galaktika ekvatoriaaltasandi lähedale, mis pole sugugi üllatav: just siin asub tähtedevahelise gaasi kiht. Meie taevalaotuses lebasid Linnutee ribad suure heledusega noored tähed ja nende poolt kuumutatud gaasipilved. Kui aga pimedal suveööl tähelepanelikult taevast vaadata, märkad, et Linnuteel paistavad silma eraldiseisvad “tähepilved”. Mil määral on need tõelised ja millist aine evolutsiooni etappi need peegeldavad? Neid tohutuid noorte tähtede rühmitusi nimetatakse tähekompleksideks. Nende iseloomulikud mõõtmed on mitusada parseki.

Ajalooliselt avastati ja uuriti esimestena kompaktsemad noorte tähtede rühmad, avatud klastrid nagu Plejaadid. Need suhteliselt tihedad mitmesajast või tuhandest tähtedest koosnevad rühmad, mis on seotud vastastikuse gravitatsiooniga, peavad edukalt vastu Galaktika gravitatsioonivälja hävitavale mõjule. Nende päritolu üle ei vaielda: tähtedevaheliste molekulaarpilvede tihedad tuumad on selliste klastrite esivanemad. Avatud klastrid kaotavad järk-järgult oma tähed, kuid elavad siiski üsna kaua: keskmiselt umbes 500 miljonit aastat ja mõnikord mitu miljardit aastat.

Sageli ümbritseb noori tihedaid klastreid samamoodi noorte tähtede haruldane kroon. Üsna sageli leitakse selliseid kroone iseseisvalt, ilma keskse klastrita. Neid nimetatakse täheühendusteks.

Tavaliselt paistavad Linnutee taustal silma ainult kõige massiivsemad ja säravamad ühenduse liikmed - spektriklassi O ja B tähed. Seetõttu nimetatakse selliseid rühmitusi OB assotsiatsioonideks. Mõned neist näitasid paisumise märke kiirusel 5–10 km / s, mis algas tähtede sünniga. Paisumise põhjuseks on ilmselt see, et massiivsed kuumad tähed soojendavad kohe pärast ilmumist ümbritseva gaasi ja ajavad selle tähetekke piirkonnast välja. Gaasi väljapääsemisel kaotavad need piirkonnad 70–95% oma massist ega suuda enam hoida kiiresti liikuvaid tähti, mis gaasi järel lahkuvad oma sünnikohast.

Assotsiatsioonid on lühiajalised: pärast 10–20 Myri paisuvad nad suuruseks üle 100 tk ja neid pole enam võimalik taustatähtede hulgast eristada. See loob illusiooni, et ühendused on haruldased tähtede rühmad. Tegelikult sünnib neid vähemalt sama sageli kui kobaraid, lihtsalt kukuvad kiiremini kokku.

Tähtede moodustumise protsess on väga keeruline ja mitmel viisil pole veel täielikult mõistetav.

Teadaolevad galaktikad, mis on rikkad tähtedevahelise aine poolest, kuid millel peaaegu puuduvad noored tähed. Ja teistes süsteemides on tähtede teke nii intensiivne, et see meenutab plahvatust. Jääb üle vaadata, mis põhjused tähtede teket stimuleerivad või, vastupidi, seda summutavad.

Osmoosi nimetatakse sageli õhuvabaks ruumiks, arvates, et see on tühi. Siiski ei ole. Tähtedevahelises ruumis leidub tolmu ja gaasi (peamiselt heelium ja vesinik, kusjuures viimast on palju rohkem). Universumis on terved tolmu- ja gaasipilved. Need pilved takistavad meil nägemast oma galaktika keskpunkti. Need pilved võivad olla sadade valgusaastate suurused ja osad neist võivad gravitatsioonijõudude mõjul kokku suruda.

Tihendamise käigus osa pilvest kondenseerub, väheneb suurus ja soojeneb samal ajal. Kui kokkusurutava aine mass on piisav selleks, et selle sees kokkusurumisprotsessi käigus tuumareaktsioonid toimuma hakkaksid, siis sellisest pilvest saame täht.

Tuleb märkida, et tavaliselt sünnib ühest pilvest terve grupp tähed , mida nimetatakse täheline klaster. Selles pilves moodustuvad eraldi tihendid (nimetame neid allpool ka pilvedeks), millest igaüks võib põhjustada täht. Nagu öeldud, kõige kergem tähed mille mass on 12 korda väiksem kui Päikesel. Kui varisev pilv on vähemmassiivne, kuid massilt ei jää Päikesele üle saja korra alla, moodustavad sellised pilved nn pruunid kääbused. Pruunid kääbused on isegi külmemad kui punased. tähed. Neid objekte kuumutavad üsna tugevalt gravitatsioonilised kokkutõmbumisjõud ja nad eraldavad palju soojust (infrapunakiirgust) ja vaevu hõõguvad. Kuid tuumareaktsioonid ei alga pruunides kääbustes. Lõpuks peatab gravitatsiooniline kokkutõmbumine seestpoolt tuleva gaasisurve tõttu, uusi energiaportsjoneid enam ei eraldu ja pruunid kääbused jahtuvad suhteliselt lühikese ajaga. Üks viimaseid avastatud pruune kääbusi on kääbus Hydra tähtkujus, tema heledus on vaid 22,3, kuigi ta asub Päikesest vaid 33 valgusaasta kaugusel. Selle lähima pruuni kääbuse ainulaadsus seisneb selles, et kõik varem avastatud sarnased objektid olid kaasatud binaarsüsteemidesse ja see üks on üksik. Seda märgatakse ainult Maa läheduse tõttu. Päikesesüsteemi suurim planeet Jupiter on 80 korda kergem kui väikseim tähed ja ainult 8-10 korda heledamad kui pruunid kääbused. Jällegi märgime objekti massi rolli tema enda saatuses.

Kui moodustumiseks piisavalt massiivne tähed pilv soojeneb nii palju, et hakkab aktiivselt soojust kiirgama ja võib-olla helendama nõrgalt tumepunast värvi (isegi enne tuumasünteesi algust), sellist pilve kutsutakse juba prototäheks(enne- täht). Niipea, kui temperatuur prototähe keskmes jõuab 10 000 000 K-ni, algab tuumasünteesi. Prototähe kokkutõmbumine peatatakse kerge survega, muutub täht. Jällegi oleneb massist, kui kiiresti prototäht muutub täht. Tähed nagu Päike kulutab nende sünnifaasis 30 000 000 aastat, tähed kolm korda massiivsem 100 000 aastat ja kümme korda vähem massiivne - 100 000 000 aastat. Nii mittemassiivne tähed kõik tehakse aeglasemalt ning nad sünnivad ja elavad. Nagu mäletame, nii lihtsaks tähed kuuluvad punaseks tähed, mis on väikesed ja mida nimetatakse punasteks kääbusteks. Punased kääbused on Päikesest kümme korda väiksemad. Täht Päikese tüüpi nimetatakse kollaseks kääbuseks tähed on ka suhteliselt väikesed. Raskeim ja suurim normaal tähed nimetatakse sinisteks hiiglasteks.

Noores eas täht endiselt ümbritsetud tema algpilvega, mis gaasi või gaasi- ja tolmuketta kujul pöörleb selle ümber. Kus täht tuul – kõikvõimalike osakeste voog, mis pinnalt välja pääseb tähed suurel kiirusel avaldab survet pilve ainele, püüdes seda eemale lükata. Kuna pilv on lame kettakujuline, liiguvad osakesed selle tasapinnas rõhu all täheline tuul on raske. Aine tormab mööda pöörlemistelge tähed ja pilved kahes vastassuunas. Nendes suundades on ainet vähe ja pilve osakesed tormavad peaaegu takistamatult eemale tähed. Nii toimub sageli täheldatav aine väljavool noortest tähed.

Praegu nõustuvad enamiku astrofüüsikute arvamused, et tähtede teke toimub gaasi ja tolmu kogunemise tõttu. Gravitatsioonijõudude mõju tähtedevahelisele pilvele põhjustab kokkusurumis- ja paisumisjõudude vastasseisu. Paisumist soodustavad magnetväljad ja pilve siserõhk, seevastu mõjub taevakeha enda gravitatsioon ja väliskeskkonna mõju.

Samas ei satu valgus väljastpoolt läbipaistmatusse pilve ning lisasoojuskadu on molekulaarne infrapunakiirgus. Selle järgi langeb temperatuur pilve tihedas osas -270 kraadini, mis toob paratamatult kaasa rõhulanguse. See piirkond hakkab domineeriva ja tihedama kokkusurumisprotsessi tulemusena kiiresti kahanema. Lisaks eraldab juba kuumutatud gaasipilv tohutul hulgal energiat. Seda seletatakse asjaoluga, et siserõhk ja temperatuur tõusevad piirini, kui tulevase tähe tuumas käivitatakse vesinikuaatomite ühinemise termotuumareaktsiooni mehhanism.

2. Kuidas tähe ümber tekivad planeedid

Suure Paugu teooria kohaselt tekkisid planeedid kosmilise tolmu kogunemise tõttu. Suured osakeste vood tõmbasid ligi väiksemaid, omandades aja jooksul suuremad suurused. Seega oli planeedisüsteem, mis tiirles ümber keskse tähe – Päikese. Kuid väärib märkimist, et Päike on keskmise suurusega täht. Meie galaktikas on palju miljardeid tähti. Ja sarnaseid galaktikaid on ka sadu miljardeid. Teadlaste arvutused näitavad, et planeetide arv võib ulatuda kümnete miljardite triljoniteni. Aga miks on neid siis nii raske leida?

Fakt on see, et planeetidel pole oma kiirgust. Nende heledusaste sõltub tähtedest, mille valgust nad peegeldavad. Eriti kauged planeedid on nõrgad objektid võimalikuks tuvastamiseks ja vaatlemiseks. Nendel eesmärkidel kasutavad teadlased taevakehade gravitatsioonimõjude uurimist tähe-planeedi süsteemis. Tõmbejõud on universaalne ja tähed tõmbavad planeete enda poole. Planeetidel on omakorda ka gravitatsioonijõud, kuid vähemal määral.

3. Mis vahe on planeedil ja tähel

Nagu eespool mainitud, on peamine erinevus planeedi ja tähe vahel see, et see peegeldab valgust, samas kui tähed on võimelised seda kiirgama. Lisaks on muid olulisi erinevusi. Tähel on suurem mass ja temperatuur kui planeetidel. Temperatuur tähe pinnal võib ulatuda 40 000 kraadini. Reeglina liiguvad planeedid suure massivahe tõttu ümber tähtede.

Planeedist ei saa erineva keemilise koostise tõttu täht. Täht sisaldab peamiselt valguselemente. Kuigi planeedil on, sealhulgas tahked. Tuleb rõhutada, et absoluutselt kõikidel tähtedel toimuvad erinevad tuuma- ja termotuumareaktsioonid, mida planeetidel pole kunagi täheldatud. Erandina juhtub midagi sarnast tuumaplaneetidel, kuid need ilmingud on palju nõrgemad.

Loodusobjektide arengumehhanismidest saame juba palju aru, kuid enamiku nende sünnimüsteerium pole veel lahendatud. Bioloogid mõtisklevad uute liikide ja elu enda tekkimise üle, geoloogid vaidlevad nafta, mineraalide ja planeetide endi tekke üle, astronoomid aga võitlevad tähtede, galaktikate ja universumi enda tekke üle. Midagi aga selgineb – tähed paljastavad oma päritolu saladused.

Teada on, et tähtede sisemuses töötavad looduslikud termotuumareaktorid, mis sünteesivad kergetest keemilistest elementidest raskemaid. Näiteks heelium tekib vesinikust, süsinik moodustub heeliumist jne. Nende reaktsioonide kulgu Päikese soolestikus registreeritakse tänapäeval otse Maal (täpsemalt maa all) neutriinodetektorite abil. Samuti on kindlaks tehtud, kui kaua elavad tähed ja kuidas nende eluiga lõppeb: mida massiivsem täht, seda eredamalt see särab ja põletab kiiremini oma tuumakütust. Kui sellised tähed nagu Päike elavad umbes 10 miljardit aastat, siis 10 korda massiivsemad hiiglased põlevad täielikult läbi vaid 25 miljoni aastaga. Kuid kääbused, kelle mass on poole päikesemassist, peaksid elama peaaegu 100 miljardit aastat – palju kauem kui universumi praegune vanus.

Oma eluea lõpus heidab täht tavaliselt oma pealmise ainekihi. Massiivsed valgustid teevad seda plahvatuslikult, muutudes supernoovadeks, samas kui väikese massiga tähed teevad seda vaikselt, ümbritsedes end aeglaselt laienevasse planetaarsesse udukogusse. Kuid igal juhul jääb evolutsiooni lõpus tähest alles paisuv gaasipilv ja tihe kompaktne objekt – valge kääbus, neutrontäht või must auk.

Üksikud detailid sellel pildil võivad muutuda, kuid üldiselt on staari elukäik usaldusväärselt jälgitav, sealhulgas arvutimudelite abil. "Anna mulle täht ja ma räägin selle saatusest!" võib astronoom hüüatada. Lihtne on öelda – "anna!" Aga kuidas täpselt tähed sünnivad? On selge, et need tekivad tähtedevahelist ruumi täitvate gaasipilvede kokkusurumisel, kuid erinevat tüüpi tähtede sünnini viivate protsesside üksikasjad on endiselt suures osas salapärased.

Tumedas pilves

Nii avaldub tänapäeval tähe sünniprotsess. Tähtedevahelises pilves käib pidev võitlus kahe tendentsi – kokkutõmbumise ja paisumise – vahel. Pilve suruvad kokku tema enda gravitatsioon ja välised jõud (näiteks naabertähtede plahvatused) ning paisumist põhjustavad gaasi rõhk ja magnetväljad pilve sees. Tavaliselt lõpeb see võitlus kokkusurumisjõudude võiduga. Fakt on see, et tähevalgus ei tungi väljastpoolt läbipaistmatusse pilve ega soojenda seda, samas kui molekulide ja tolmu infrapunakiirgus lahkub pilvest kergesti ja kannab soojust minema. Selle "kasvuhoonevastase" efekti tulemusena langeb pilve kõige tihedamas osas temperatuur peaaegu -270 ° C-ni ja gaasirõhk langeb nii palju, et jõudude tasakaal on paratamatult häiritud ja see piirkond algab. kontrollimatult kahaneda. Kui kokkusuruva gaasi mass on väike, siis tekib üks täht ja kui gaasi on palju, siis selle kokkusurumise ja killustumise käigus sünnib kehade rühm - täheparv.

Tekkimisprotsessis läbib iga täht kaks iseloomulikku etappi - prototähe kiire ja aeglane kokkutõmbumine. Kiire kokkutõmbumine on prototähe aine praktiliselt vaba langemine oma keskme suunas. Selles etapis valitseb gravitatsioon. Ja kuigi gaas peaks kokkusurumise ajal soojenema, selle temperatuur peaaegu ei muutu: liigne soojus väljub infrapunakiirguse kujul, mille jaoks lahtine prototäht on täiesti läbipaistev. Nii möödub umbes 100 tuhat aastat, mille jooksul prototähe suurus väheneb 100 tuhat korda ja aine tihedus suureneb miljoneid miljardeid kordi – peaaegu täielikust vaakumist kuni ruumiõhu tiheduseni.

Ja siis saabub hetk, mil kondenseerunud prototäht muutub oma infrapunakiirguse jaoks läbipaistmatuks. Soojuse eemaldamine väheneb järsult ja gaasi jätkuv kokkusurumine viib selle kiire kuumenemiseni, rõhk suureneb ja raskusjõud tasakaalustab. Protostar ei saa nüüd enam kahaneda kiiremini, kui aeglane jahtumine pinnalt võimaldab. See faas kestab mitukümmend miljonit aastat, kuid selle aja jooksul väheneb tulevase tähe suurus vaid kümme korda ja aine kahaneb umbes vee tiheduseni. Paljud on üllatunud, et Päikese keskmine tihedus on 1,4 g/cm 3 (täpselt nagu Surnumere vee tihedus) ja keskel läheneb see 100 g/cm 3 -le, kuid vaatamata sellele on päikeseaine siiski jääb gaasiks, täpsemalt plasmaks. Kui prototähe sisemuses jõuab temperatuur mitme miljoni kraadini, algavad termotuumareaktsioonid: vesinik muutub soojuse eraldumisega heeliumiks, mis kompenseerib selle kadu pinnalt. Kompressioon peatub – prototähest on saanud täht.

Siin joonistatud pilt on muidugi vaid paljas piirjoon. Sellele elu sisse puhuda, üksikasju selgitada saab ainult tähtede tegelikul kujunemisel. Kuid tähtede sündi on raske uurida juba ainuüksi seetõttu, et meie ajastul on tähtedevahelise aine varud Galaktikas märgatavalt ammendunud. Lõppude lõpuks täiendab neid ainult osaliselt tõsiasi, et surevad tähed visatakse kosmosesse. Uusi valgusteid sünnib tänapäeval harva. Kogu meie suures galaktikas ilmub aastas keskmiselt vaid paar tähte. Enamik tähtede tekkepiirkondi on meist märkimisväärsel kaugusel ja neid on raske uurida. Lisaks toimub tähtede teke külmade ja täiesti läbipaistmatute gaasi- ja tolmupilvede sügavustes. 98% neist pilvedest koosneb vesinikust (üksikute H 2 aatomite ja molekulide kujul) ja heeliumist. Need gaasid praktiliselt ei sega valguse läbimist. Kuid ülejäänud 2% massist, mille moodustavad raskemad elemendid, moodustavad pisikesi tahkeid osakesi, mille suurus on sajandikmikronit – tolmuosakesed, mis neelavad ja hajutavad aktiivselt kiirgust. Väga raske on näha, kuidas selle “sudu” taha täht tekib.

Kõige huvitavamad tulemused selles valdkonnas annavad infrapunateleskoobid ja raadioteleskoobid kõige lühemas lainepikkuse vahemikus, submillimeetrilises vahemikus. Nende saadav kiirgus tungib läbi tolmukardina, kuna selle lainepikkus on suurem kui tolmuosakeste suurus. Kuid kahjuks neeldub see maa atmosfääri. Seetõttu tuleb instrumendid paigaldada stratosfääri tõusvate lennukite pardale ja veelgi parem - väljaspool atmosfääri töötavatele satelliitidele. Kuid isegi Maal on kõrgel mägedes võimalik leida kohti, kus haruldane kuiv õhk vaatlusi väga ei sega. Selles osas on Tšiili Andid väga head. Just seal, Lõuna-Euroopa Observatooriumis (La Silla, Tšiili), on paigaldatud üks parimaid maapealseid instrumente tähtede moodustumise uurimiseks – infrapunaspektrograafide ja kaamerate kompleks, mis on paigaldatud 3,6-meetrisele NTT-teleskoobile (New Technology). Teleskoop – uue tehnoloogia teleskoop) .

Selle instrumendi abil sai Hispaania astronoom Fernando Comeron kujutise suurest tähetekkekompleksist RCW 108. See koosneb 600 üksikust kaadrist ja katab taevaala, mis on võrdne poole Kuukettaga. Teaduslikult on see pilt huvitav selle poolest, et see kinnitab noorte tähtede pilvest "koorumise" teoreetilist mudelit - nn "šampanja mudelit". Tume pilv, mille siluett on Linnutee taustal selgelt nähtav, mängib siin läbitungimatu pudeli rolli, mille sees vastsündinud tähed soojendavad ümbritsevat gaasi ja tõstavad selle rõhku. Lõpuks pilv laguneb, selle kõige õhem sein ("kork") murrab läbi ja ümbritsevasse ruumi paiskub kuuma gaasi juga. See on hetk, mida fotol näeme. Hele udukogu pilve keskmes on kuum gaas, mis pääses välja umbes 10 km/s ja sööstis päikese poole. (Ärge muretsege – see ei jõua kunagi päikesesüsteemi.)

Kui noorte tähtede rühmas sündis massiivne valgusti, siis hakkab see "palli valitsema": selle võimas kiirgus ja pinnalt lähtuvad gaasivood (tähetuul) soojendavad ümbritsevat ainet, lõpetavad selle kokkusurumise ja pöörduvad. uute valgustite moodustumise protsessist välja lülitada. Nagu kägu pesas, üritab massiivne täht enda ümber ruumi puhastada. Mõnikord ei peata massiivsete tähtede tegevus mitte ainult tähtede teket, vaid viib ka vastsündinud parve täieliku kokkuvarisemiseni: koos tähtedevahelise gaasiga kaotab see nii palju massi, et noored tähed saavad nõrgenenud gravitatsiooniväljast kergesti üle ja lahkuvad oma "hällist".

Esimene õige idee tähtede päritolu kohta kuulub Newtonile. Olles vaevalt mõistnud gravitatsiooni kõikehõlmavat olemust, hakkas ta mõtlema selle rollile taevakehade arengus.

Newton kirjutab 10. detsembri 1692. aasta kirjas austaja Richard Bentleyle järgmist: „Mulle tundub, et kui kogu meie Päikese ja planeetide aine ning kogu universumi aine oleks taeva sügavustes ühtlaselt hajutatud ja kui igal osakesel oli loomupärane tõmme kõigi suhtes ülejäänu suhtes ja kui lõpuks oleks ruum, milles see aine hajus, oleks lõplik, tõmbaks sellest ruumist väljaspool olev aine näidatud gravitatsiooni tõttu kogu sees oleva aine poole ja selle tulemusena langeks kogu ruumi keskele ja moodustaks seal ühe tohutu sfäärilise massi. Kui aga see aine oleks lõpmatus ruumis ühtlaselt jaotunud, ei saaks see kunagi ühineda üheks massiks, vaid osa sellest kondenseeruks siia ja teine ​​sinna, moodustades lõpmatu hulga tohutuid masse, mis on laiali üksteisest suurel kaugusel kogu selles lõpmatus ruumis. Nii võisid tekkida Päike ja fikseeritud tähed.

Tegelikult ei suuda gravitatsioon isegi tähtedevahelise pilve piiratud ruumis kogu ainet ühte kohta koguda. Kosmos on rahutu: heli- ja lööklained liiguvad läbi pilve eri suundades, surudes kokku ja harvendades üksikuid gaasilõike. Gravitatsioon kogub ja lõpetab ainult pilve üksikute fragmentide tihendamise. Seda mõistis ja viis Newtoni idee tasemele range matemaatilise teooria tasemele teine ​​inglise füüsik James Jeans kakssada aastat hiljem.

Lõpetage karussell

Kuigi paljud tähetekke teooria järeldused on juba vaatlustega kinnitust leidnud, on ka lahendamata probleeme. Näiteks pole selge, kuidas protostaarid vabanevad "lisarotatsioonist". Gaasi liikumise juhusliku ja turbulentse olemuse tõttu pöörleb mis tahes tähtedevahelise pilve osa aeglaselt. Kui see tõmbub kokku, püüdes saada täheks, siis vastavalt nurkimpulsi jäävuse seadusele pöörlemine kiireneb - kõik mäletavad, kuidas iluuisutajad kiirendavad oma pöörlemist, surudes käed kehale. Kui pidurdusmehhanisme poleks, ei võimaldaks tsentrifugaaljõud tähel üldse sündida.

Ühte neist mehhanismidest tagab gaasihõõrdumine: prototähe sisemised, kiiresti pöörlevad piirkonnad hõõruvad vastu välimisi, kandes neile üle oma liikumise energia. Samal ajal aeglustuvad nad ise, saades võimaluse veelgi kahaneda ja täheks saada, samas kui välimised piirkonnad, vastupidi, taanduvad ja jäävad pöörlema ​​õhukese ketta kujul, millest hiljem moodustuvad planeedid. Selle protoplanetaarse ketta elu ise on väga huvitav ja halvasti mõistetav. Näiteks ketta evolutsiooni mingil etapil piki selle pöörlemistelge võivad õhukesed gaasijoad mõlemas suunas "välja tulistada".

Vaatlused näitavad, et protoplanetaarseid kettaid leidub sageli tekkivate tähtede ümber. Ja "valmis" planeedisüsteemide olemasolu, millest Päikese läheduses on juba avastatud üle kahesaja, kinnitab ideed nurkimpulsi ümberjaotumisest tähe ja tulevaste planeetide aine vahel. Loodus ei piirdu aga kunagi ühe idee, isegi parima idee kasutamisega. Nagu füüsikud ütlevad, et kui midagi pole looduses keelatud, siis see kindlasti juhtub. Ja kiiresti pöörleval prototähel pole keelatud mingil hetkel pooleks murda, muutes ühe keha nurkimpulsi kahe keha vastastikuseks orbitaalliikumiseks. Kuid kas see tähendab, et ühe tähe asemel sünnib kaks? Täpselt nii! Astronoomid on juba ammu märganud, et peaaegu pooled tähtedest eelistavad elada paaris. Meie Päike on üks täht, kuid see on pigem erand reeglist. Tähelepanelikult vaadates leidub lisaks suurele hulgale topelttähtedele ka kolme-, nelja- ja isegi 6-kordseid tähti (näiteks täht Castor, alfa Kaksikud). Näib, et prototähtede järjestikune lõhustumine kokkusurumise ajal aitab neil tõhusalt võidelda tsentrifugaaljõududega ja viib miniatuursete tähekollektiivide sünnini.

Suure Magellani Pilve naabergalaktikas asuv Tarantula udukogu asub meist 170 tuhande valgusaasta kaugusel, kuid särab nii eredalt, et on isegi palja silmaga nähtav. Selle läbimõõt on peaaegu 1000 valgusaastat. Suuremaid tähtede tekkekeskusi pole ei meie ega ka lähedalasuvates galaktikates. Selle Tšiilis asuva Euroopa lõunaobservatooriumi 8-meetrise VLT-teleskoobiga tehtud pildi keskmes on noorte, massiivsete ja väga kuumade tähtede kogum Radcliffe 136 (R 136), mille võimas kiirgus ja tugevad tähetuuled on need, mis on pane udukogu särama. See parv on vaid 2–3 miljonit aastat vana, seega on selle kõige massiivsemad tähed veel elus. Ja selliseid tähti on rohkem kui 200 ja mõnede mass ületab 50 Päikese massi; selliseid raskekaallasi moodustatakse üliharva.

Sellel fotol paremal ja keskelt kõrgemal on näha veel üks heledate massiivsete tähtede parv – Hodge 301. Selle vanus on umbes 20 miljonit aastat. Seetõttu on selle kõige massiivsemad tähed oma elu juba lõpetanud ja plahvatanud supernoovatena, paiskudes ainet suure kiirusega välja ja luues parve ümber sassis filamentide võrgustiku. Peagi on seal oodata veel plahvatusi, sest Hodge 301 klastris vaadeldakse kolme punast superhiiglast, kes samuti järgmise kolme miljoni aasta jooksul oma elu hiiglasliku ilutulestikuga lõpetavad.

Kui mõned tähed surevad selles "kosmilises ämblikus", siis teised alles sünnivad seal. Paljud tumedad pilved, mis on heledal taustal hästi nähtavad, näitavad meile, kus toimub gaasi jahtumine ja kokkusurumine, mis on valmis andma elu järgmistele tähtede põlvkondadele. Tegelikult on Tarantula hiiglaslik inkubaator, kus sünnivad erineva massiga tähed, mitte ainult raskekaallased, vaid ka sellised nagu Päike (kuigi kaugelt paistavad meile ainult hiiglased). Mõnes kohas selles pilves toimub hämmastav korduva stimuleeritud tähtede moodustumise protsess: võimas kiirgus ja massiivsete tähtede plahvatused tekitavad lööklaineid, mis suruvad kokku ümbritseva gaasi, luues seeläbi tingimused järgmise põlvkonna tähtede tekkeks.

Tähtede tekkimise etapid

Hiiglaste päritolu

Bioloogil on raske baobabi elu uurida - selleks peate elama tuhandeid aastaid. Drosophila kärbest on palju lihtsam uurida: ta sündis täna, sünnitas nädala pärast ja suri kahega. Sama ka tähtedega. Väikese massiga tähed eksisteerivad miljardeid aastaid, praktiliselt muutumatuna, samas kui suure massiga tähed tekivad kiiresti, elavad lühikest aega ja surevad eredalt. Astronoomidele meeldib uurida massiivseid tähti. Aga kui massiivne saab staar olla? See küsimus on astronoome kummitanud juba mitu aastakümmet. Kui mõistame õigesti tähe sünni ja elu füüsikat, ei saa tähed olla liiga massiivsed. Tõsi, astronoomia ajalugu on juba pool sajandit tõestanud, et me ei saa sellest füüsikast päris õigesti aru.

Tähe massi suurenemisega tõuseb kiiresti selle sisemuse temperatuur ja suureneb kiirgusrõhk väliskihtidele. See peaks kaasa tooma stabiilsuse kaotuse, tähe kasvavate võnkumiste ja selle kesta väljapaiskumise. 1959. aastal hindasid Martin Schwarzschild ja tema kolleegid tähe piiravaks massiks teoreetiliselt 60 Päikese massi, mis juba siis oli vaatlustega vastuolus, kuna 1922. aastast tuntud kaksiktähe Plasketti kogumass on umbes 150 päikesemassi, mis tähendab, et selle põhikomponent on vähemalt 75 korda massiivsem kui päike.

Teooriat hakati täiustama: arvesse võeti mitmeid detaile ja teoreetiline massilävi tõsteti 100 päikeseni. Kuid ka astronoomid-vaatlejad ei istunud tegevusetult. Nad tegid kindlaks, et täht P Cygnus oli peaaegu miljon korda heledam kui Päike. Sellise tähe rebeneks tema enda valguse rõhk, kui tema mass oleks alla 80–100 päikesemassi – see on lubatavuse piiril. Teoreetikud olid pinges. Vahepeal avastasid vaatlejad, et on veel suurema heledusega tähti. Näiteks udukogus NGC 3372 asuva Eta Carinae (η Carinae) kiirgusvõimsus on 5 miljonit korda suurem kui päikese oma. Sellise "prožektori" mass ei saa olla väiksem kui 200 päikesemassi. Teoreetikud loobusid: neil ei õnnestunud kuidagi "teha" tähte, mille mass on üle 150 päikesemassi.

Vahepeal vaatlejad ei jätnud meelt: väikese täheparve Pishmish 24 (Pismis 24) tuumast, mis on meist umbes 8000 valgusaasta kaugusel, avastasid nad valgusti, mis ületab selle kiirguse võimsuse järgi massi. Päikesest 200 või isegi 300 korda! Siin ei suutnud teoreetikud seda taluda: "Me ei usu!" - ja sundis vaatlejaid raskekaalu staari lähemalt vaatama. Rahvusvaheline astronoomide rühm, mida juhib H.M. Apellanis (J.M. Apellaniz, Andaluusia Astrofüüsika Instituut, Hispaania) avastas 6,5-meetrise Magellani teleskoopi ja Hubble'i kosmoseteleskoopi kasutades, et täht on kaksik! Üksteise kõrval, tiirledes ümber ühise massikeskme, elavad kaks lihavat tähte, millest igaüks on Päikesest umbes 100 korda massiivsem. Samast parvest leiti teine ​​sama massiivne täht. See on iseenesest äärmiselt uudishimulik: kolm karu ühes pesas! Selliseid massiivseid tähti pole Galaktikas rohkem kui kümmekond ja siin on neid kolm korraga ühes kohas. Kuid see on juhuse küsimus ja peamine on siin see, et tähtede siseehituse teooria on proovile pidanud - tähtede massid ei ületa 150 Päikese massi (selgus, et Eta Carina mass oli alguses veidi liialdatud – see ei ületa ka 150 päikesemassi).

Näib, et kõik on korras ja astronoomid saavad rahulikult magada (muidugi päeval, kuna nad töötavad öösel). Aga ei – rahulikult saavad magada vaid tähtede siseehituse asjatundjad. Ja need, kes uurivad tähtede teket, ei saa magada. Fakt on see, et massi kasvades suurendab prototäht kiiresti kiirgusvõimsust ja hakkab aktiivselt uusi aineosasid endast eemale tõrjuma. Arvutused näitavad, et tähed, mille mass on üle 15-20 päikesemassi, ei saa üldse sündida. Aga nad on! Võib-olla tekivad need raskekaallased hiljem, näiteks mitme noore staari ühinemisel? See pole veel selge. Selles küsimuses on veel tööd teha.

Tähtede tekke ja evolutsiooni põhiteooria töötati välja 1920. aastatel suures osas kahe silmapaistva Briti füüsiku James Jeansi ja Arthur Eddingtoni jõupingutustega. Saadi elegantsed võrrandid, mis kirjeldavad isevalgustavate gaasiliste sfääride kõiki põhiomadusi. Oma uurimistöö tulemustest – eeskätt nende selgusest ja lihtsusest – ülimalt inspireerituna kirjutas Jeans: “... meile on selge, miks kõik tähed on väga sarnase kaaluga; seda seetõttu, et need kõik moodustuvad sama protsessi käigus.

Võib-olla on need sama masinaga valmistatud tehasetooted. Ettevaatlikum Eddington oli temaga praktiliselt nõus: "On põhjendatud loota, et mitte väga kauges tulevikus suudame mõista nii lihtsat asja nagu staar." Tõsi, üks vanematest seltsimeestest märkis Eddingtonile: "Kui sa vaatad sind mitme valgusaasta kauguselt, siis sa tunduks ülimalt lihtne." Elu on selle märkuse õigsust tõestanud. 1960. aastal kirjutas tuntud täheuurija, Ameerika astronoom Martin Schwarzschild: "Mida rohkem me teame sellise keerulise füüsilise moodustise nagu tähe tegelikku olekut, seda segasem see meile tundub."

Kas Kopernik eksis?

Kui massiivsed tähed vabanevad oma võimsa kiirguse ja tähetuule tõttu aktiivselt enda ümber olevast ainest, siis mõõduka massiga tähed panevad selle aine tööle – sellest tekivad planeedisüsteemid. Nüüd pole kahtlustki, et enamiku tähtede sünniga kaasneb ka planeetide sünd. Kas see tähendab, et Päike on tüüpiline täht ja Päikesesüsteem on tüüpiline planeetide süsteem?

Koperniku ajastul taandasid astronoomid Maa "Universumi Olympusest" üheks paljudest planeetidest. Ja iga järgnev sajand ainult kinnitas meie keskpärasust, mida nad isegi hakkasid kutsuma Koperniku printsiibiks: Päike osutus tavaliseks täheks, mida on miljardeid, ja meie tähekodu - galaktika - ei paistnud silma paistvat. miljonid teised "saarte universumid".

Koperniku printsiip leidis kinnitust ka pisiasjades: Maal avastatud Newtoni gravitatsiooniseadus osutus rakendatavaks kõikidele kosmoseobjektidele ja sellest sai "universaalse gravitatsiooni seadus"; spektriuuringud on tõestanud, et kõik taevakehad koosnevad meile Maal tuttavatest perioodilisustabeli elementidest. Veel mõnikümmend aastat tagasi võis teadlastelt kuulda, et kosmos on ühtlane, kui mitte täiesti ühtlane; et enamik tähti on meie Päikese koopiad, et nende kõigi kõrval on kindlasti Maaga sarnane planeet ja sellel, näed, on vennad meeles ... Kuid astronoomid vaatasid üha tähelepanelikumalt ümbritsevasse ruumi ja neile tundus, nagu Alice tavatses öelda, "see läheb aina veidramaks."

Selgus, et miljardite tähtede hulgast on peaaegu võimatu leida Päikesele sarnast ja sama rahuliku iseloomuga valgustit. Ka meie Galaxy osutus sarnaste suurte tähesüsteemide seas äärmiselt “rahulikuks”, praktiliselt ei näidanud aktiivsust: isegi selle tuumas asuv massiivne must auk käitub väga vaikselt. Päike koos oma planeetidega liigub Galaktikas mitte lihtsalt niisama, vaid vältides rõõmsalt vastsündinud tähtede kogunemiskohti, mille hulgas on palju aktiivseid ja seetõttu meie biosfäärile ohtlikke. Viimane asi, mida astronoomid pikka aega aru ei saanud, oli see, kui tüüpiline on meie planeedisüsteem ja kui sageli on teistel tähtedel selliseid planeete nagu Maa. Planeetide leidmine teiste tähtede läheduses on alati olnud uskumatult keeruline ülesanne.

Kahekümnenda sajandi viimane kümnend andis astronoomidele aga kauaoodatud avastuse: aastatel 1991–1996 leiti esimesed planeedisüsteemid erinevat tüüpi tähtede, sealhulgas isegi neutrontähtede – raadiopulsarite – ümber. Ja siis selgus, et enamasti on eksoplanetaarsed süsteemid meie omadest täiesti erinevad. Nendes hõivavad Jupiteri-taolised hiidplaneedid "elutsooni" - tähe ümbritseva ala, kus planeedi temperatuuritingimused võimaldavad vedela vee olemasolu - maapealset tüüpi elu arengu peamist tingimust. Kuid elu ei saa areneda gaasihiiglastel endil - "Jupiteritel" (neil pole isegi tahket pinda) ja need hiiglased suruvad väikesed maapealset tüüpi planeedid "elutsoonist" välja. Nüüd on selge, et Päikesesüsteem on ebatüüpiline ja võib-olla ainulaadne: selle hiiglaslikud planeedid, mis liiguvad ringikujulistel orbiitidel väljaspool "eluvööndit", võimaldavad selles tsoonis pikka aega eksisteerida maapealsetel planeetidel, millest ühel, Maal, on biosfäär. Ilmselt on teistel planeedisüsteemidel harva see omadus. Neile, kes loodavad kiiresti vendi leida, on see ebameeldiv uudis. Kuid galaktika on suur, selles sünnib pidevalt tähti ja seega planeete. Meie ümber on miljardeid tähti, mida ümbritsevad planeedid (nüüd oleme selles kindlad!). Nende hulgas on kindlasti ka Maa koopiaid ja võib-olla isegi eluks soodsamaid kohti.