Tähtede elutsükkel. Tähtede evolutsioonid

Ehkki tähed näivad inimliku ajaskaalal olevat igavesed, sünnivad, elavad ja surevad nad, nagu kõik asjad looduses. Üldtunnustatud gaasi- ja tolmupilve hüpoteesi kohaselt sünnib täht tähtedevahelise gaasi- ja tolmupilve gravitatsioonilise kokkusurumise tulemusena. Kui selline pilv muutub tihedamaks, tekib see kõigepealt prototäht, temperatuur selle keskel tõuseb pidevalt, kuni jõuab kiiruseks vajaliku piirini termiline liikumine osakesed on ületanud läve, mille järel prootonid suudavad ületada vastastikuse elektrostaatilise tõrjumise makroskoopilisi jõude ( cm. Coulombi seadus) ja sisenevad termotuumasünteesi reaktsiooni ( cm. Tuuma lagunemine ja tuumasünteesi).

Nelja prootoni mitmeastmelise termotuumasünteesi reaktsiooni tulemusena moodustub lõpuks heeliumi tuum (2 prootonit + 2 neutronit) ja vabaneb terve purskkaev erinevatest elementaarosakestest. Lõppseisundis moodustunud osakeste kogumass vähem nelja algse prootoni massid, mis tähendab, et reaktsiooni käigus vabaneb vaba energia ( cm. Relatiivsusteooria). Seetõttu kuumeneb vastsündinud tähe sisemine tuum kiiresti ülikõrgeteks temperatuurideks ja selle liigne energia hakkab pritsima vähem kuuma pinna suunas – ja välja. Samal ajal hakkab rõhk tähe keskel tõusma ( cm. Ideaalse gaasi olekuvõrrand). Seega ei lase täht termotuumareaktsiooni käigus vesinikku “põletades” gravitatsiooni tõmbejõududel end kokku suruda ülitihedasse olekusse, tõrjudes gravitatsioonilise kollapsi vastu pidevalt uueneva sisemise soojusrõhuga, mille tulemuseks on stabiilne energia. tasakaalu. Aktiivse vesiniku põlemise staadiumis olevad tähed on väidetavalt nende "põhifaasis". eluring või evolutsioon ( cm. Hertzsprung-Russelli diagramm). Ühe keemilise elemendi muundumist teiseks tähe sees nimetatakse tuumasünteesi või nukleosüntees.

Eelkõige on Päike aktiivses nukleosünteesi protsessis vesiniku põletamise aktiivses staadiumis olnud umbes 5 miljardit aastat ja selle jätkamiseks tuumas olevatest vesinikuvarudest peaks meie valgustile piisama veel 5,5 miljardiks aastaks. Mida massiivsem on täht, seda rohkem on sellel vesinikkütust, kuid gravitatsioonilise kollapsi jõudude vastu võitlemiseks peab see põletama vesinikku kiirusega, mis ületab tähe massi suurenedes vesinikuvarude kasvukiirust. Seega, mida massiivsem on täht, seda lühem on tema eluiga, mille määrab vesinikuvarude ammendumine, ja suurimad tähed põlevad sõna otseses mõttes läbi "mingite" kümnete miljonite aastatega. Kõige väiksemad tähed aga elavad mugavalt sadu miljardeid aastaid. Nii et selle skaala järgi kuulub meie Päike “tugevate kesktalupoegade” hulka.

Varem või hiljem kasutab iga täht aga ära kogu oma sulatusahjus põletamiseks saadaoleva vesiniku. Mis järgmiseks? See sõltub ka tähe massist. Päike (ja kõik tähed, mille mass on alla kaheksakordse massi) lõpetavad oma elu väga banaalselt. Kuna tähe sisemuses olevad vesinikuvarud on ammendunud, hakkavad võidutsema gravitatsioonilised kokkutõmbumisjõud, mis on seda tundi kannatlikult oodanud tähe sünni hetkest saati – ja nende mõjul hakkab täht alguse saama. kokkutõmbumiseks ja kondenseerumiseks. Sellel protsessil on kahekordne mõju: temperatuur vahetult tähe südamikku ümbritsevates kihtides tõuseb tasemeni, mille juures seal sisalduv vesinik lõpuks ühineb heeliumi moodustumisega. Samal ajal tõuseb temperatuur tuumas endas, mis praegu koosneb praktiliselt ühest heeliumist, nii palju, et heelium ise - omamoodi nukleosünteesi laguneva esmase reaktsiooni "tuhk" - siseneb uude termotuumasünteesi reaktsiooni: üks süsiniku tuum moodustub kolmest heeliumi tuumast. See termotuumasünteesi sekundaarne reaktsiooniprotsess, mida toidavad esmase reaktsiooni produktid, on üks võtmepunktid tähtede elutsükkel.

Heeliumi sekundaarsel põlemisel tähe tuumas vabaneb nii palju energiat, et täht hakkab sõna otseses mõttes paisuma. Eelkõige laieneb selles eluetapis Päikese ümbris Veenuse orbiidist kaugemale. Sel juhul jääb tähe kogukiirgusenergia ligikaudu samale tasemele kui tema elu põhifaasis, kuid kuna see energia kiirgub nüüd läbi palju suurema pinna, jahtub tähe välimine kiht punaseks. osa spektrist. Täht muutub punane hiiglane.

Päikese-taoliste tähtede jaoks saabub pärast nukleosünteesi sekundaarset reaktsiooni toitva kütuse ammendumist taas gravitatsiooniline kollaps - seekord viimane. Südamiku sees olev temperatuur ei suuda enam tõusta tasemeni, mis on vajalik järgmise fusioonitaseme käivitamiseks. Seetõttu täht tõmbub kokku, kuni gravitatsioonilised külgetõmbejõud on tasakaalustatud järgmise jõubarjääriga. Tema rollis on degenereerunud elektrongaasi rõhk(cm. Chandrasekhari limiit). Elektronid, mis kuni selle etapini mängisid tähe evolutsioonis töötute lisade rolli, ei osale tuumasünteesi reaktsioonides ja liiguvad vabalt sünteesiprotsessis olevate tuumade vahel, teatud kokkusurumisetapis jäävad nad ilma. "eluruumist" ja hakkavad "vastu seisma" tähe edasisele gravitatsioonilisele kokkusurumisele. Tähe seisund stabiliseerub ja see muutub taandarenguks valge kääbus, mis kiirgab jääksoojust kosmosesse, kuni see täielikult jahtub.

Päikesest massiivsemad tähed ootavad palju suurejoonelisemat lõppu. Pärast heeliumi põlemist osutub nende mass kokkusurumisel piisavaks, et soojendada südamikku ja kesta temperatuurini, mis on vajalik järgmiste nukleosünteesireaktsioonide - süsiniku, seejärel räni, magneesiumi - ja nii edasi, kui tuumamassid suurenevad. Samas iga uue reaktsiooni alguses tähe tuumas jätkub eelmine oma kestas. Tegelikult kõike keemilised elemendid kuni universumi moodustava rauani, tekkisid just seda tüüpi surevate tähtede sisemuses nukleosünteesi tulemusena. Kuid raud on piir; see ei saa olla kütusena tuumasünteesi või lagunemisreaktsioonide jaoks mis tahes temperatuuril ja rõhul, kuna nii selle lagunemine kui ka täiendavate nukleonide lisamine sellele nõuavad välise energia sissevoolu. Selle tulemusena kogub massiivne täht järk-järgult enda sisse rauasüdamiku, mis ei saa olla kütusena edasisteks tuumareaktsioonideks.

Niipea, kui temperatuur ja rõhk tuuma sees saavutavad teatud taseme, hakkavad elektronid suhtlema raudtuumade prootonitega, mille tulemusena tekivad neutronid. Ja väga lühikese aja jooksul – mõned teoreetikud usuvad, et selleks kulub vaid mõni sekund – lahustuvad kogu tähe eelneva evolutsiooni jooksul vabad elektronid sõna otseses mõttes raudtuumade prootonites, kogu tähe tuuma aine muutub pidevaks. neutronite kimp ja hakkab gravitatsioonilise kokkuvarisemise korral kiiresti kahanema, kuna sellele vastas oleva degenereerunud elektrongaasi rõhk langeb nullini. Tähe välimine kest, mille alt igasugune tugi välja lüüakse, vajub keskpunkti poole kokku. Kokkuvarisenud väliskesta kokkupõrkeenergia neutronite tuumaga on nii suur, et see põrkab suure kiirusega maha ja hajub tuumast igas suunas – ja täht sõna otseses mõttes plahvatab pimestava välgatusega. supernoova tähed. Mõne sekundiga võib supernoova plahvatuse käigus kosmosesse paisata rohkem energiat kui kõik galaktika tähed sama aja jooksul kokku.

Pärast supernoova plahvatust ja kesta paisumist tähtedel, mille mass on umbes 10-30 päikesemassi, viib käimasolev gravitatsiooniline kollaps neutrontähe moodustumiseni, mille ainet surutakse kokku seni, kuni see hakkab tunda andma. degenereerunud neutronite rõhk - teisisõnu, nüüd hakkavad neutronid (nagu elektronid varem) vastu pidama edasisele kokkusurumisele, mis nõuab ise eluruum. Tavaliselt juhtub see siis, kui tähe läbimõõt on umbes 15 km. Selle tulemusena tekib kiiresti pöörlev neutrontäht, mis kiirgab elektromagnetilised impulsid selle pöörlemise sagedusega; selliseid tähti kutsutakse pulsarid. Lõpuks, kui tähe tuuma mass ületab 30 päikesemassi, ei saa miski peatada selle edasist gravitatsioonilist kokkuvarisemist ja supernoova plahvatuse tagajärjel

Nagu iga keha looduses, ei saa ka tähed muutumatuks jääda. Nad sünnivad, arenevad ja lõpuks "surevad". Tähtede areng kestab miljardeid aastaid, kuid nende tekkimise aja üle on vaidlusi. Varem uskusid astronoomid, et nende tähetolmust "sünni" protsess nõudis miljoneid aastaid, kuid mitte nii kaua aega tagasi saadi Suure Orioni udukogust pärit taevapiirkonnast fotod. Mõne aastaga on tekkinud väike

1947. aasta fotodel on selles kohas jäädvustatud väike rühm tähetaolisi objekte. 1954. aastaks olid mõned neist muutunud juba piklikuks ja veel viie aasta pärast lagunesid need objektid eraldi. Nii et esimest korda toimus tähtede sünniprotsess sõna otseses mõttes astronoomide ees.

Vaatame lähemalt, kuidas tähtede ehitus ja areng kulgevad, kuidas nad alustavad ja lõpetavad oma lõputut inimstandardite järgi elu.

Traditsiooniliselt eeldavad teadlased, et tähed tekivad gaasi-tolmu keskkonna pilvede kondenseerumise tulemusena. Gravitatsioonijõudude toimel moodustub moodustunud pilvedest läbipaistmatu, tiheda struktuuriga gaasipall. Selle siserõhk ei suuda tasakaalustada seda suruvaid gravitatsioonijõude. Järk-järgult tõmbub pall kokku nii palju, et tähe sisemuse temperatuur tõuseb ja kuuma gaasi rõhk palli sees tasakaalustub välised jõud. Pärast seda kompressioon peatub. Selle protsessi kestus sõltub tähe massist ja jääb tavaliselt vahemikku kaks kuni mitusada miljonit aastat.

Tähtede struktuur viitab väga kõrge temperatuur nende sügavustes, mis aitab kaasa pidevatele termotuumaprotsessidele (neid moodustav vesinik muutub heeliumiks). Just need protsessid on tähtede intensiivse kiirguse põhjuseks. Aeg, mille jooksul nad olemasolevat vesinikku tarbivad, määratakse nende massi järgi. Sellest sõltub ka kiirguse kestus.

Kui vesinikuvarud on ammendunud, läheneb tähtede areng tekkimisfaasile, mis toimub järgmiselt. Pärast energia vabanemise lakkamist hakkavad gravitatsioonijõud tuuma kokku suruma. Sel juhul suureneb tähe suurus märkimisväärselt. Protsessi jätkudes suureneb ka heledus, kuid ainult õhukese kihina südamiku piiril.

Selle protsessiga kaasneb kahaneva heeliumi tuuma temperatuuri tõus ja heeliumi tuumade muundumine süsiniku tuumadeks.

Ennustatakse, et meie Päikesest saab kaheksa miljardi aasta pärast punane hiiglane. Samal ajal suureneb selle raadius mitukümmend korda ja heledus suureneb praeguste näitajatega võrreldes sadu kordi.

Tähe eluiga, nagu juba märgitud, sõltub selle massist. Päikesest väiksema massiga objektid "kulutavad" oma varusid väga säästlikult, mistõttu võivad nad särada kümneid miljardeid aastaid.

Tähtede areng lõppeb tekkega See juhtub nendega, kelle mass on Päikese massi lähedane, s.t. ei ületa 1,2 sellest.

hiiglaslikud tähed reeglina ammendavad kiiresti oma tuumakütuse varud. Sellega kaasneb märkimisväärne massikadu, eelkõige väliskesta eraldumise tõttu. Selle tulemusena toimub ainult järkjärguline jahutamine keskosa, kus tuumareaktsioonid täielikult peatunud. Aja jooksul peatavad sellised tähed oma kiirguse ja muutuvad nähtamatuks.

Kuid mõnikord on tähtede normaalne areng ja struktuur häiritud. Enamasti puudutab see massiivseid objekte, mis on ammendanud kõik tüüpi termotuumakütused. Siis saab need muuta neutronilisteks või Ja mida rohkem teadlased nende objektide kohta teada saavad, seda rohkem tekib uusi küsimusi.

Meie Päike on paistnud rohkem kui 4,5 miljardit aastat. Samal ajal tarbib see pidevalt vesinikku. On täiesti selge, et ükskõik kui suured selle reservid ka ei olnud, aga millalgi need ammenduvad. Ja mis saab valgusest? Sellele küsimusele on vastus olemas. Tähe elutsüklit saab uurida teistelt sarnastelt kosmosemoodustistelt. Tõepoolest, kosmoses on tõelised patriarhid, kelle vanus on 9–10 miljardit aastat. Ja seal on väga noored staarid. Nad ei ole vanemad kui mõnikümmend miljonit aastat.

Seetõttu saab erinevate tähtede seisundit jälgides, millega Universum on "puistatud", aru saada, kuidas nad ajas käituvad. Siin saame tuua analoogia tulnuka vaatlejaga. Ta lendas Maale ja hakkas inimesi uurima: lapsi, täiskasvanuid, vanu inimesi. Seega absoluutselt lühike periood kui ta mõistis, millised muutused inimestega nende elu jooksul toimuvad.

Päike on praegu kollane kääbus
Miljardid aastad mööduvad ja sellest saab punane hiiglane - 2
Ja siis muutuge valgeks kääbuseks - 3

Seetõttu võib kindlalt väita, et kui vesinikuvarud Päikese keskosas ammenduvad, siis termotuumareaktsioon ei peatu. Tsoon, kus see protsess jätkub, hakkab liikuma meie valgusti 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 see juhtub samamoodi varajases staadiumis tähtede tekkimise ajal. Ainult teisel juhul kahaneb punane hiiglane ja muutub peajada täht. See tähendab, et sellises, milles toimub heeliumi sünteesi reaktsioon vesinikust. Ühesõnaga, millega staari elutsükkel algab, sellega see ka lõpeb.

Meie Päike suureneb nii palju, et neelab alla lähimad planeedid. Need on Merkuur, Veenus ja Maa. Kuid te ei pea kartma. Valgusti hakkab surema mõne miljardi aasta pärast. Selle aja jooksul muutuvad kümned ja võib-olla sajad tsivilisatsioonid. Inimene võtab nuia rohkem kui korra kätte ja aastatuhandete pärast istub ta jälle arvuti taha. See on tavaline tsüklilisus, millel kogu universum põhineb.

Kuid punaseks hiiglaseks saamine ei tähenda lõppu. Termotuumareaktsioon viskab väliskesta kosmosesse. Ja keskel on heeliumi tuum, millel puudub energia. Gravitatsioonijõudude mõjul see kahaneb ja muutub lõpuks suure massiga ülitihedaks ruumimoodustiseks. Selliseid kustunud ja aeglaselt jahtuvate tähtede jäänuseid nimetatakse valged kääbused.

Meie valge kääbuse raadius on 100 korda väiksem kui Päikese raadius ja heledus väheneb 10 tuhat korda. Samal ajal on mass võrreldav praeguse päikeseenergiaga ja tihedus on üle miljoni korra. 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 roni metsikusse loodusesse, vaid paneme ainult tähele, et tugeva kokkusurumise korral võib tekkida gravitatsiooniline kollaps. Ja see on täis kolossaalset plahvatust. Samal ajal täheldatakse supernoova plahvatust. Mõiste "supernoova" ei iseloomusta mitte vanust, vaid välgu eredust. Ainult et valget kääbust polnud kosmilises kuristikus tükk aega näha ja järsku tekkis ere sära.

Suurem osa plahvatavast supernoovast paiskub kosmoses suure kiirusega laiali. Ja ülejäänud keskosa surutakse kokku veelgi tihedamaks moodustiseks ja kutsutakse neutrontäht. See on tähtede evolutsiooni lõpptoode. Selle mass on võrreldav päikese omaga ja selle raadius ulatub vaid mõnekümne kilomeetrini. Üks kuubik neutrontäht võib kaaluda miljoneid tonne. Selliseid moodustisi on kosmoses päris palju. Nende arv on umbes tuhat korda väiksem kui tavalistel päikestel, mis on täis Maa öötaevast.

Pean ütlema, et tähe elutsükkel on otseselt seotud selle massiga. Kui see vastab meie Päikese massile või sellest väiksem, ilmub eluea lõpus valge kääbus. Siiski on valgusteid, mis on Päikesest kümneid ja sadu kordi suuremad.

Kui sellised hiiglased vananemise käigus kahanevad, moonutavad nad ruumi ja aega nii, et valge kääbuse asemel must auk . Selle gravitatsiooniline külgetõmme on nii tugev, et isegi need objektid, mis liiguvad valguse kiirusel, ei suuda seda ületada. Iseloomustab augu suurus gravitatsiooni raadius. See on sfääri raadius, mida piirab sündmuste horisont. See tähistab aegruumi piiri. Iga kosmiline keha, olles sellest üle saanud, kaob igaveseks ega tule enam tagasi.

Mustade aukude kohta on palju teooriaid. Kõik need põhinevad gravitatsiooniteoorial, kuna gravitatsioon on üks tähtsamaid jõude universumis. Ja selle peamine kvaliteet on mitmekülgsus. Vähemalt täna pole avastatud ühtegi kosmoseobjekti, millel ei oleks gravitatsioonilist vastasmõju.

On oletatud, et läbi musta augu võib sattuda paralleelmaailma. See tähendab, et see on kanal teise dimensiooni. Kõik on võimalik, kuid iga väide nõuab praktilisi tõendeid. Sellist katset pole aga veel ükski lihtsurelik suutnud läbi viia.

Seega koosneb tähe elutsükkel mitmest etapist. Igas neist toimib valgusti teatud võimsuses, mis erineb põhimõtteliselt eelmistest ja tulevastest. See on kosmose ainulaadsus ja salapära. 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 jällegi praktilist kinnitust..

> Tähe elutsükkel

Kirjeldus tähtede elu ja surm: fotoga evolutsioonifaasid, molekulaarpilved, prototäht, Sõnn, põhijada, punane hiiglane, valge kääbus.

Kõik siin maailmas areneb. Iga tsükkel algab sünni, kasvuga ja lõpeb surmaga. Muidugi on tähtedel need tsüklid erilisel moel. Meenutagem näiteks, et neil on suurem ajaraam ning 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 universumis ilma muutusteta hõlpsasti eksisteerida. Kuid äkki plahvatab supernoova selle lähedal või põrkab kokku mõne teise pilvega. Selle tõuke tõttu aktiveerub hävitamise protsess. See on jagatud väikesteks osadeks, millest igaüks on endasse tõmmatud. Nagu te juba aru saite, valmistuvad kõik need salgad staarideks saama. Gravitatsioon soojendab temperatuuri ja salvestatud impulss hoiab pöörlemist käimas. Alumine diagramm näitab selgelt tähtede tsüklit (elu, arenguetapid, teisenemisvõimalused ja taevakeha surm koos fotoga).

Tähe teine ​​elutsükkel: prototäht

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 rühmitatakse ja luuakse planeetide süsteem. Tähe edasine areng sõltub kõik massist.

Tähe kolmas elutsükkel: T Sõnn

Kui materjal tabab tähte, vabaneb see suur summa energiat. Uus tähelava sai nime prototüübi Sõnni järgi. See on muutuv täht, mis asub 600 valgusaasta kaugusel (mitte kaugel).

See võib saavutada suure heleduse, kuna materjal laguneb ja vabastab energiat. Kuid keskosas pole 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 muundatakse heeliumiks, vabastades tohutu soojusreservi ja energia.

Energia vabaneb gammakiirtena, kuid tähe aeglustumise tõttu langeb see lainepikkusega maha. Valgus surutakse väljapoole ja astub vastu gravitatsioonile. Võime eeldada, et siin luuakse täiuslik tasakaal.

Kui kaua ta põhijärjekorras on? Peate alustama tähe massist. Punased kääbused (pool päikese massist) on võimelised kulutama sadu miljardeid (triljoneid) aastaid oma kütusevarudele. 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 vesinik lõpeb ja heelium koguneb. Kui vesinikku enam ei ole, peatuvad kõik tuumareaktsioonid ja täht hakkab gravitatsiooni mõjul kahanema. Südamikku ümbritsev vesiniku kest kuumeneb ja süttib, põhjustades objekti kasvu 1000-10000 korda. Teatud hetkel kordab meie Päike seda saatust, olles tõusnud Maa orbiidile.

Temperatuur ja rõhk saavutavad maksimumi ning heelium sulandub süsinikuks. Sel hetkel tõmbub täht kokku 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. Algul on see kuum, kuid sadade miljardite aastate pärast jahtub.

Tähtede evolutsioon astronoomias on muutuste jada, mille täht oma eluea jooksul, st sadade tuhandete, miljonite või miljardite aastate jooksul valgust ja soojust kiirgades, läbib. sellistel kolossaalsetel ajaperioodidel on muutused väga olulised.

Tähe areng algab hiiglaslikust molekulaarpilvest, mida nimetatakse ka tähehälliks. Suurem osa galaktika "tühjast" ruumist sisaldab tegelikult 0,1–1 molekuli cm3 kohta. Molekulaarpilve tihedus seevastu on umbes miljon molekuli cm3 kohta. Sellise pilve mass ületab oma suuruse tõttu Päikese massi 100 000–10 000 000 korda: läbimõõduga 50–300 valgusaastat.

Tähe areng algab hiiglaslikust molekulaarpilvest, mida nimetatakse ka tähehälliks.

Niikaua kui pilv ringleb vabalt ümber natiivse galaktika keskpunkti, ei juhtu midagi. Kuid gravitatsioonivälja ebahomogeensuse tõttu võivad selles tekkida häired, mis põhjustavad lokaalseid massikontsentratsioone. Sellised häired põhjustavad pilve gravitatsioonilise kokkuvarisemise. Üks selleni viivaid stsenaariume on kahe pilve kokkupõrge. Teine kokkuvarisemist põhjustav sündmus võib olla pilve läbimine läbi tiheda käe spiraalgalaktika. Kriitiline tegur võib olla ka lähedal asuva supernoova plahvatus, mille lööklaine põrkab suurel kiirusel kokku molekulaarpilvega. Lisaks on võimalik galaktikate kokkupõrge, mis võib põhjustada tähtede moodustumise puhangu, kuna kokkupõrke tagajärjel surutakse kokku gaasipilved igas galaktikas. Üldiselt võivad kõik pilve massile mõjuvate jõudude ebahomogeensused käivitada tähtede tekke.

mis tahes ebaühtlus pilve massile mõjuvates jõududes võib käivitada tähtede tekke.

Selle protsessi käigus surutakse molekulaarpilve ebahomogeensused nende enda gravitatsiooni mõjul kokku ja omandavad järk-järgult palli kuju. Kokkusurumisel muundub gravitatsioonienergia soojuseks ja objekti temperatuur tõuseb.

Kui temperatuur keskmes jõuab 15–20 miljoni K-ni, algavad termotuumareaktsioonid ja kokkusurumine peatub. Objektist saab täisväärtuslik täht.

Tähe evolutsiooni järgmised etapid sõltuvad peaaegu täielikult selle massist ja alles tähe evolutsiooni lõpus saab selle keemiline koostis oma rolli mängida.

Tähe elu esimene etapp on sarnane päikese omaga – selles domineerivad vesinikutsükli reaktsioonid.

See jääb sellesse olekusse suurema osa oma elueast, olles Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses, kuni selle tuuma kütusevarud lõppevad. Kui kogu tähe keskel olev vesinik muutub heeliumiks, moodustub heeliumi tuum ja tuuma perifeerias jätkub vesiniku termotuumapõlemine.

Väikesed ja külmad punased kääbused põletavad aeglaselt oma vesinikuvarusid ja jäävad põhijadale kümneteks miljarditeks aastateks, samas kui massiivsed superhiiglased lahkuvad põhijadast vaid mõnikümmend miljonit (ja mõned vaid paar miljonit) aastat pärast moodustumist.

Praegu ei ole kindlalt teada, mis juhtub heledate tähtedega pärast vesinikuvarude ammendumist nende sisemuses. Kuna universum on 13,8 miljardit aastat vana, millest ei piisa selliste tähtede vesiniku kütusevarude ammendamiseks, kaasaegsed teooriad põhinevad sellistes tähtedes toimuvate protsesside arvutisimulatsioonil.

Teoreetiliste kontseptsioonide kohaselt aurustuvad mõned heledad tähed, mis kaotavad oma aine (tähetuul), järk-järgult, muutudes järjest väiksemaks. Teised, punased kääbused, jahtuvad aeglaselt miljardite aastate jooksul, jätkates nõrga kiirgamist elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus.

Keskmise suurusega tähed nagu Päike jäävad põhijadale keskmiselt 10 miljardit aastat.

Arvatakse, et Päike on endiselt sellel, kuna ta on oma elutsükli keskel. Niipea, kui täht ammendab tuumas oleva vesinikuvaru, lahkub ta põhijadast.

Niipea, kui täht ammendab tuumas oleva vesinikuvaru, lahkub ta põhijadast.

Ilma tuumasünteesireaktsioonide tekitatud rõhuta sisemise gravitatsiooni tasakaalustamiseks hakkab täht uuesti kokku tõmbuma, nagu ta tegi varem oma tekkeprotsessis.

Temperatuur ja rõhk tõusevad taas, kuid erinevalt prototähe faasist palju kõrgemale tasemele.

Kokkuvarisemine jätkub, kuni umbes 100 miljoni K temperatuuril algavad heeliumi sisaldavad termotuumareaktsioonid, mille käigus heelium muundatakse raskemateks elementideks (heelium süsinikuks, süsinik hapnikuks, hapnik räniks ja lõpuks räni rauaks).

Kokkuvarisemine jätkub, kuni umbes 100 miljoni K temperatuuril algavad heeliumi sisaldavad termotuumareaktsioonid.

Uuel tasemel taastunud aine termotuuma "põletamine" põhjustab tähe koletu paisumise. Täht "paisub üles", muutudes väga "lahtiseks" ja selle suurus suureneb umbes 100 korda.

Täht muutub punaseks hiiglaseks ja heeliumi põlemise faas kestab umbes mitu miljonit aastat.

Edasine oleneb ka tähe massist.

Keskmise suurusega tähtedel võib heeliumi termotuumapõlemise reaktsioon viia tähe väliskihtide plahvatusliku väljapaiskumiseni, mille käigus tekivad tähed. planetaarne udukogu. Tähe tuum, milles termotuumareaktsioonid peatuvad, jahtub ja muutub heeliumvalgeks kääbuseks, mille mass on reeglina kuni 0,5–0,6 päikesemassi ja läbimõõt on suurusjärgus Maa läbimõõt.

Massiivsete ja ülimassiivsete tähtede puhul (mille mass on viis päikesemassi või rohkem) põhjustavad nende tuumas toimuvad protsessid, kui gravitatsiooniline kokkusurumine suureneb, plahvatuse supernoova tohutu energia vabanemisega. Plahvatusega kaasneb märkimisväärne täheaine massi paiskumine tähtedevahelisse ruumi. See aine osaleb veelgi uute tähtede, planeetide või satelliitide tekkes. Tänu supernoovadele areneb universum kui tervik ja iga galaktika keemiliselt. Plahvatuse järel allesjäänud tähe tuum võib oma evolutsiooni lõpetada neutrontähena (pulsarina), kui tähe mass hilisemates staadiumides ületab Chandrasekhari piiri (1,44 päikesemassi) või musta auguna, kui mass täht ületab Oppenheimeri-Volkovi piiri (hinnangulised väärtused 2,5-3 päikesemassi).

Tähtede evolutsiooni protsess Universumis on pidev ja tsükliline – vanad tähed surevad välja, nende asemele süttivad uued.

Kaasaegsete teaduslike kontseptsioonide kohaselt moodustusid planeetide ja elu tekkeks Maal vajalikud elemendid täheainest. Kuigi ühest üldtunnustatud seisukohta, kuidas elu tekkis, pole.