Tähe elutsükkel - kirjeldus, diagramm ja huvitavad faktid. Kuidas tähed surevad

Eluring tähed sõltuvad nende massist. Suured tähed põletavad oma kütust intensiivsemalt ja põlevad läbi mitmekümne miljoni aasta jooksul. Väikesed võivad "hõõguda" sadu miljardeid aastaid.

Kui vesinik saab otsa, peatuvad nukleosünteesi reaktsioonid. Gravitatsioon hakkab tähte kokku suruma, kuni temperatuuri tõus vallandab sekundaarse sulandumise, mis muudab tähe tuumas oleva heeliumi süsinikuks. Tema südamesse jääb puhta süsiniku kristall – tuhandekaraadine teemant. Heeliumi sekundaarsel põlemisel tähe tuumas vabaneb nii palju energiat, et täht hakkab paisuma ja muutub punane hiiglane , kuna selle välimine kiht jahtub spektri punase osani. Tähe läbimõõt suureneb rohkem kui 100 korda. Kui sekundaarse termotuumasünteesi kütus otsa saab, hakkavad gravitatsioonijõud uuesti tähte kokku suruma ja see muutub degenereerunud. valge kääbus , mis kiirgab jääksoojust ruumi, kuni see täielikult jahtub. Tähe evolutsiooni käigus punasest hiiglasest valgeks kääbuseks paisatakse suurem osa selle välimistest kihtidest tähtedevahelisse keskkonda ja neist saab materjal uute tähtede tekkeks.

Selline finaal on ette valmistatud keskmistele tähtedele, näiteks meie Päikesele.

Päikesest enam kui 8 korda massiivsemad tähed surevad erineva stsenaariumi järgi. Pärast nendes heeliumi põletamist soojendab nende tohutu mass kokkusurumisel südamiku ja kesta nii palju, et vallanduvad järgnevad nukleosünteesireaktsioonid, mille tulemusel saadakse esmalt süsinik, seejärel räni, magneesium ja järgnevad kasvava tuumamassiga elemendid. Veelgi enam, iga uue reaktsiooni algusega tähe tuumas jätkub eelmine selle kestas. Kõik keemilised elemendid, millest Universum koosneb, tekkisid just nukleosünteesi tulemusena surevate suurte tähtede sügavustes. Niipea kui raua moodustumisel saabub pööre, saabub tähe lõpp. Selle sünteesi käigus energia ei eraldu, vaid ainult neeldub. Lühikese aja jooksul saab kütus otsa, termotuumareaktsioonid peatuvad, gravitatsioonijõud viivad tähe kesta alla selle keskmesse. Väliskesta kokkupõrkeenergia tuumaga on väga suur. Ta laseb tähe õhku.

Kui täht oli Päikesest rohkem kui 30 korda raskem, siis pärast selle plahvatust, nagu supernoova, gravitatsiooniline kollaps ei peatu - see moodustubmust auk. Selle tihedus on selline, nagu oleks Maa, kui see oleks kokku surutud 5 cm läbimõõduni. Seetõttu kipub mustade aukude gravitatsioonijõud lõpmatuseni. Sellist külgetõmbejõudu ei suuda ületada isegi valguse osakesed oma piirava kiirusega. Seetõttu ei peegelda must auk sellele langevat valgust, vaid neelab selle. Sellest ka nimi.

Teadlased viitavad, et füüsikaseadused mustades aukudes ei kehti, ruum ja aeg lakkavad olemast, kuid teave jääb alles holograafiliste projektsioonide kujul. Musta augu serv sündmuste horisont on aja ja ruumi piir. Musta augu keskpunkt singulaarsus - füüsiline ebakindlus. Must auk neelab tähti ja udukogusid nii kaua, kuni neile ruumi jätkub. Ja siis paiskab välja võimsa gaasijoa - kvasaar väljaspool galaktikat. Kvasari laius on suurem kui läbimõõt Päikesesüsteem. Väljaspool galaktikat hakkavad moodustuma uued tähed ja uued galaktikad. Mustad augud juhivad universumi arengut.

Tähtede surm annab ehitusmaterjal universumi jaoks. Kõik keemilised elemendid – kuld, hõbe, plaatina, raud ja teised tekivad surevate tähtede sees ja lendavad nende plahvatuste käigus kosmosesse.

Esimesed tähed olid massiivsed (mitu tuhat korda suuremad kui Päike) ja ebastabiilsed. Nad sündisid kiiresti ja surid kiiresti, jättes maha mitmesuguste keemiliste elementide rikka kosmilise tolmu.

Esimesed tähed tekkisid tänu Suure Paugu energiale kosmilistest udukogudest. Hilisemates etappides ja praegu jätkavad tähtede sündi. Kuid see juhtub alles pärast teise supernoova plahvatust. Selle lööklaine annab tõuke kosmiliste tolmuosakeste vastasmõjule, mille tulemusena hakkavad need liikuma ja haakuma. Üheks objektiks ühendades suurendavad nad selle suurust üha enam, suurendades seeläbi selle gravitatsiooni, mis tõmbab veelgi rohkem teisi osakesi ja seejärel suuremaid kosmoseobjekte.

Noor täht ja selle ümbritsev ruum esialgne etapp see on märatsev element suure hulga kaootiliselt pöörlevate väikeplaneetidega. Üksteisega kokku põrkes mõned neist murenevad, teised aga kasvavad, neelates endasse esimese jäänused. Sellistest kokkupõrgetest lendas näiteks Merkuuri ülemine koor maha ja alles jäi vaid tuum.

500 miljoni aasta pärast planeetide arv väheneb ja nende suurus suureneb.

Päike kuulub väikestele tähtedele. Tema surm 5–6 miljardi aasta pärast leiab aset esimese stsenaariumi järgi. Praegu ei ole 80% universumi tähtedest suuremad kui Päike.

Foto CSO kodulehelt:Maast 35 miljoni valgusaasta kaugusel asub Eridanuse (Eridanuse) tähtkujus spiraalgalaktika NGC 1637. Aastal 1999 purustas selle rahuliku ilu väga särav supernoova. Pilt on tehtud ESO väga suure teleskoobiga (VLT) Paranali observatooriumis Tšiilis.

Tähtede evolutsiooni uurimine on võimatu, kui vaadelda ainult ühte tähte – paljud tähtedes toimuvad muutused kulgevad liiga aeglaselt, et neid isegi paljude sajandite pärast märgata. Seetõttu uurivad teadlased paljusid tähti, millest igaüks on oma elutsükli teatud etapis. Viimastel aastakümnetel on tähtede struktuuri modelleerimine arvutitehnoloogia abil astrofüüsikas laialt levinud.

Entsüklopeediline YouTube

1 / 5

✪ Tähed ja tähtede evolutsioon (ütleb astrofüüsik Sergei Popov)

✪ Tähed ja tähtede evolutsioon (jutustanud Sergei Popov ja Ilgonis Vilks)

✪ Tähtede evolutsioon. Sinise hiiglase areng 3 minutiga

✪ Surdin V.G. Star Evolution 1. osa

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

Subtiitrid

Termotuumasüntees tähtede sisemuses

noori staare

Tähtede tekkeprotsessi saab kirjeldada ühemõtteliselt, 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 on teel põhijadasse , on täiesti konvektiivsed, - konvektsiooniprotsess hõlmab kogu tähe keha. Need on tegelikult ikkagi 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. Kui kokkutõmbumine aeglustub, läheneb noor täht põhijadale. Seda tüüpi objekte seostatakse Tauruse tüüpi tähtedega.

Sel ajal muutub tähtedel, mille mass on suurem kui 0,8 Päikese massi, tuum kiirgusele läbipaistvaks ja kiirgusenergia ülekanne südamikus muutub valdavaks, kuna konvektsiooni takistab järjest enam täheaine tihenemine. Tähekeha väliskihtides valitseb konvektiivne energiaülekanne.

Ei ole täpselt teada, millised omadused väiksema massiga tähtedel põhijada tabamise 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 temperatuuritõusu peatumiseni tähe tuumas, mis on põhjustatud tähe tuumas. kokkusurumine ja seejärel selle vähenemine. Tähtede puhul, mille päikesemass on alla 0,0767, seda ei juhtu: tuumareaktsioonid siserõhu ja gravitatsiooni kokkutõmbumise tasakaalustamiseks pole kunagi piisavalt energiat. Sellised "tähealused" kiirgavad rohkem energiat, kui tekib termotuumareaktsioonide käigus, ja kuuluvad nn pruunide kääbuste hulka. Nende saatus on pidev kokkutõmbumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi alanud termotuumasünteesi reaktsioonide 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 on B-F0 spektritüüpi ebaregulaarsed muutujad. Neil on ka kettad ja bipolaarsed joad. Aine väljavoolu kiirus pinnalt, heledus ja efektiivne temperatuur on oluliselt kõrgemad kui Taurusel, 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 on läbinud kõik vaheetapid ja suutsid saavutada sellise tuumareaktsiooni kiiruse, mis kompenseeris kiirgusega energiakao, samal ajal kui massi koguti hüdrostaatilise tasakaalu saavutamiseks. tuum. Nende tähtede jaoks on massi ja heleduse väljavool nii suur, et need ei peata mitte ainult nende tähtede gravitatsioonilist kokkuvarisemist, mis pole veel tähe osaks saanud. välisalad molekulaarpilve, vaid, vastupidi, hajutavad need minema. Seega on tekkinud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist. Tõenäoliselt seletab see tähtede puudumist meie galaktikas, mille mass on suurem kui umbes 300 päikesemassi.

staari elutsükli keskpaik

Tähed on saadaval väga erinevates värvides ja suurustes. Hiljutiste hinnangute kohaselt ulatuvad need spektraaltüübilt kuumast sinisest jahedast punaseni ja massiga 0,0767 kuni umbes 300 päikesemassi. Tähe heledus ja värvus sõltuvad selle pinna temperatuurist, mille omakorda määrab selle mass. Kõik uued tähed "asuvad" põhijadale vastavalt nende keemilisele koostisele ja massile. See muidugi ei puuduta tähe füüsilist liikumist - ainult selle asukohta näidatud diagrammil, mis sõltub tähe parameetritest. Tegelikult vastab tähe liikumine piki diagrammi ainult tähe parameetrite muutumisele.

Uuel tasemel taastunud aine termotuuma "põletamine" põhjustab tähe koletu paisumise. Täht "paisub üles", muutudes väga "lahtiseks" ja selle suurus suureneb umbes 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 vesinikuvarude ammendumist nende sisemuses. Kuna universumi vanus on 13,7 miljardit aastat, millest ei piisa selliste tähtede vesiniku kütusevarude ammendamiseks, kaasaegsed teooriad põhinevad sellistes tähtedes toimuvate protsesside arvutisimulatsioonil.

Mõned tähed suudavad heeliumi sünteesida ainult mõnes aktiivses tsoonis, mis põhjustab nende 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 Päikese massi, ei suuda heeliumi muundada isegi siis, kui tema tuumas lakkavad vesinikuga seotud reaktsioonid – sellise tähe mass on liiga väike, et tekitada uut gravitatsioonilise kokkusurumise faasi tasemel, mis on piisav. süüde" heelium. Nende tähtede hulka kuuluvad punased kääbused, nagu Proxima Centauri, kelle põhijärjestuse eluiga ulatub kümnetest miljarditest kuni kümnete triljonite aastateni. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist tuumades jätkavad nad järk-järgult jahtudes nõrgalt kiirgamist elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus.

keskmise suurusega tähed

Jõudes keskmise suurusega täht (0,4 kuni 3,4 päikesemassi) [ ] punasest hiiglaslikust faasist lõpeb selle südamikus vesinik ja algavad heeliumist süsiniku sünteesi reaktsioonid. See protsess toimub rohkemaga kõrged temperatuurid ja seetõttu suureneb energiavoog tuumast ja selle tulemusena hakkavad tähe välimised kihid laienema. Süsiniku sünteesi algus tähistab staari elus uut etappi ja kestab veel mõnda aega. Päikese suuruse lähedase tähe puhul võib see protsess kesta umbes miljard aastat.

Muutused kiirgava energia koguses põhjustavad tähel ebastabiilsuse perioode, sealhulgas muutusi suuruses, pinnatemperatuuris ja energia vabanemises. Energia vabanemine nihutatakse madalsagedusliku kiirguse suunas. Selle kõigega kaasneb tugevate tähetuulte ja intensiivse pulsatsiooni tõttu kasvav massikadu. Selles faasis olevaid tähti nimetatakse "hilist tüüpi tähtedeks" (ka "pensionärideks"), 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. Tugevaga infrapunakiirgus lähtetäht sellistes kestades, tekivad ideaalsed tingimused kosmiliste maserite aktiveerimiseks.

Heeliumi fusioonireaktsioonid on temperatuuri suhtes väga tundlikud. Mõnikord põhjustab see suurt ebastabiilsust. Tekivad tugevaimad pulsatsioonid, mis annavad välimistele kihtidele piisava kiirenduse, et need maha paiskuksid ja planetaarseks udukoguks muutuksid. Sellise udukogu keskmesse jääb tähe paljas tuum, milles termotuumareaktsioonid lakkavad ja jahtudes muutub see heeliumvalgeks kääbuseks, mille mass on reeglina kuni 0,5-0,6 päikeseenergiat. massid ja Maa läbimõõdu suurusjärgus läbimõõt.

Valdav enamus tähti, sealhulgas Päike, lõpetavad oma evolutsiooni kokkutõmbumisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Sellises olekus, kui tähe suurus väheneb sajakordselt ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee oma, nimetatakse tähte valgeks kääbuseks. See jääb ilma energiaallikatest ja järk-järgult jahtudes muutub nähtamatuks mustaks kääbuseks.

Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei suuda degenereerunud elektronide rõhk peatada tuuma edasist kokkusurumist ja elektronid hakkavad "pressima" aatomituumadeks, mis muudab prootonid neutroniteks, mille vahel puudub elektrostaatiline tõukejõud. Selline aine neutroniseerimine viib selleni, et tähe, mis praegu on tegelikult üks tohutu aatomituum, suurust mõõdetakse mitmes kilomeetris ja selle 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 Päikese massi, siseneb punase superhiiglase staadiumisse, hakkab selle tuum gravitatsioonijõudude mõjul kahanema. Kompressiooni suurenedes tõuseb temperatuur ja tihedus ning algab uus termotuumareaktsioonide jada. Sellistes reaktsioonides sünteesitakse järjest raskemaid elemente: heelium, süsinik, hapnik, räni ja raud, mis ajutiselt pidurdab tuuma kokkuvarisemist.

Selle tulemusena, kuna perioodilise tabeli raskeid elemente moodustub üha rohkem, sünteesitakse ränist raud-56. Selles etapis muutub edasine eksotermiline termotuumasünteesi võimatuks, kuna raud-56 tuumal on maksimaalne massiviga ja raskemate tuumade moodustumine koos 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 neutroniseerumisel toimub tuuma kohene kokkuvarisemine.

Mis edasi saab, pole veel päris selge, kuid igal juhul viivad käimasolevad protsessid mõne sekundiga uskumatu võimsusega supernoova plahvatuseni.

Tugevad neutriinojoad ja pöörlev magnetväli suruvad välja suurema osa tähe kogunenud materjalist [ ] - nn istumiselemendid, sealhulgas raud ja kergemad elemendid. Paisuvat ainet pommitavad tähe tuumast eralduvad neutronid, püüdes neid kinni ja luues seeläbi rauast raskemate elementide komplekti, sealhulgas radioaktiivseid, kuni uraanini (ja võib-olla isegi Californiani). Seega seletavad supernoova plahvatused rauast raskemate elementide olemasolu tähtedevahelises aines, kuid see pole ainus võimalik viis nende moodustised, mis demonstreerivad näiteks tehneetsiumitähti.

lööklaine ja neutriinode joad kannavad ainet surevast tähest eemale [ ] tähtedevahelisesse ruumi. Seejärel võib see supernoova materjal jahtudes ja läbi kosmose liikudes kokku põrgata muu kosmosejäägiga ja osaleda uute tähtede, planeetide või satelliitide tekkes.

Supernoova tekke käigus toimuvaid protsesse alles uuritakse ja siiani pole see teema selge. Küsitav on ka hetk, mis algtähest tegelikult alles jääb. Siiski kaalutakse kahte võimalust: neutrontähed ja mustad augud.

neutrontähed

On teada, et mõne supernoova puhul paneb ülihiiglase sisemuses tugev gravitatsioon elektronid neelduma aatomituuma, kus need prootonitega ühinedes moodustavad neutroneid. Seda protsessi nimetatakse neutroniseerimiseks. 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 suur linn ja neil on kujuteldamatult suur tihedus. Nende tiirlemisperiood muutub tähe suuruse vähenedes (nurkimpulsi säilimise tõttu) äärmiselt lühikeseks. Mõned neutronitähed teevad 600 pööret sekundis. Mõnel neist võib kiirgusvektori ja pöörlemistelje vaheline nurk olla selline, et Maa langeb selle kiirguse moodustatud koonusesse; sel juhul on võimalik salvestada kiirgusimpulss, mis kordub tähe pöörlemisperioodiga võrdsete ajavahemike järel. Selliseid neutrontähti nimetati "pulsariteks" ja neist said esimesed avastatud neutrontähed.

Mustad augud

Mitte kõik tähed, kes on läbinud supernoova plahvatuse faasi, ei muutu neutrontähtedeks. Kui tähel on piisavalt suur mass, siis sellise tähe kokkuvarisemine jätkub ja neutronid ise hakkavad sissepoole langema, kuni selle raadius muutub väiksemaks kui Schwarzschildi raadius. Täht muutub siis mustaks auguks.

Mustade aukude olemasolu ennustas üldrelatiivsusteooria. Selle teooria kohaselt

On üsna loomulik, et tähed ei ole elusolendid, vaid nad läbivad ka sünni, elu ja surmaga sarnaseid arenguetappe. Nagu inimene, nii ka staar läbib oma elu jooksul radikaalseid muutusi. Kuid tuleb märkida, et nad elavad ilmselt kauem - miljoneid ja isegi miljardeid Maa aastaid.

Kuidas tähed sünnivad? Algselt, õigemini pärast Suurt Pauku, oli aine universumis jaotunud ebaühtlaselt. Tähed hakkasid moodustuma udukogudena, tähtedevahelise tolmu ja gaaside, peamiselt vesiniku, hiiglaslike pilvedena. Seda ainet mõjutab gravitatsioon ja osa udukogust surutakse kokku. Seejärel tekivad ümmargused ja tihedad gaasi- ja tolmupilved – Boki gloobulid. Sellise kera paksenemisel suureneb selle mass udukogust lähtuva aine enda poole tõmbamise tõttu. Kera siseosas on gravitatsioonijõud kõige tugevam ning see hakkab kuumenema ja pöörlema. See on juba protostaar. Vesinikuaatomid hakkavad üksteist pommitama ja tekitama seeläbi suures koguses energiat. Lõpuks saavutab keskosa temperatuur suurusjärgus viisteist miljonit kraadi Celsiuse järgi, moodustub uue tähe tuum. Vastsündinu ägeneb, hakkab põlema ja hõõguma. Kui kaua see kestab, sõltub sellest, milline oli sündinud tähe mass. Mida ma ütlesin meie viimasel kohtumisel. Mida suurem on mass, seda lühem on tähe eluiga.
Muide, massist oleneb, kas prototähest saab täht. Arvutuste kohaselt peab selle kokkutõmbuva taevakeha täheks muutumiseks olema selle mass vähemalt 8% Päikese massist. Väiksem, kondenseeruv gloobul, jahtub järk-järgult ja muutub üleminekuobjektiks, millekski tähe ja planeedi vahepealseks. Selliseid objekte nimetatakse pruunideks kääbusteks.

Näiteks planeet Jupiter on liiga väike, et olla täht. Kui Jupiter oleks massiivsem, algaksid võib-olla selle sügavuses termotuumareaktsioonid ja meie päikesesüsteem oleks kaksiktähesüsteem. Aga see kõik on luule...

Niisiis, staari elu peamine etapp. Enamik oma olemasolust on täht tasakaaluolekus. Gravitatsioonijõud kipub tähte kokku suruma ning tähes toimuvate termotuumareaktsioonide tulemusena vabanev energia sunnib tähte laienema. Need kaks jõudu loovad stabiilse tasakaaluasendi – nii stabiilse, et täht elab nii miljoneid ja miljardeid aastaid. See tähe eluetapp kindlustab talle koha põhijärjestuses. -

Pärast miljoneid aastaid säramist hakkab suur täht, see tähendab Päikesest vähemalt kuus korda raskem täht, läbi põlema. Kui tuumas saab vesinikku otsa, täht paisub ja jahtub, muutudes punaseks superhiiglaseks. See superhiiglane tõmbub kokku, kuni lõpuks plahvatab koletu ja dramaatilise lõõmava plahvatusega, mida tuntakse supernoovana. Siinkohal tuleb märkida, et väga massiivsed sinised superhiiglased mööduvad punaseks superhiiglaseks muutumise etapist ja plahvatavad supernoovas palju kiiremini.
Kui järelejäänud supernoova tuum on väike, siis algab selle katastroofiline kokkutõmbumine (gravitatsiooniline kollaps) väga tihedaks neutrontäheks ja kui see on piisavalt suur, tõmbub see veelgi kokku, moodustades musta augu.

Veidi teistsugune surm tavaline täht. Selline täht elab kauem ja sureb rahulikumat surma. Näiteks päike põleb veel viis miljardit aastat, enne kui vesinik selle tuumas otsa saab. Selle välimised kihid laienevad ja jahtuvad; moodustub punane hiiglane. Sellisel kujul võib täht eksisteerida umbes 100 miljonit aastat oma eluea jooksul tema tuumas moodustunud heeliumil. Kuid ka heelium põleb läbi. Kõige tipuks puhutakse välimised kihid minema – need moodustavad planetaarse udukogu ja tihe valge kääbus tõmbub tuumast kokku. Kuigi valge kääbus on piisavalt kuum, jahtub see lõpuks maha, muutudes surnud täheks, mida nimetatakse mustaks kääbuseks.

Tähed, nagu inimesed, võivad olla vastsündinud, noored, vanad. Iga hetk ühed tähed surevad ja teised tekivad. Tavaliselt on noorimad neist sarnased Päikesega. Nad on kujunemisjärgus ja esindavad tegelikult prototähti. Astronoomid nimetavad neid prototüübi järgi T-Tauruse tähtedeks. Oma omaduste järgi – näiteks heledus – on prototähed muutlikud, kuna nende olemasolu pole veel stabiilsesse faasi jõudnud. Paljude nende ümber on suur hulk ainet. T-tüüpi tähtedest lähtuvad võimsad tuulevoolud.

Protostähed: elutsükli algus

Kui aine langeb prototähe pinnale, põleb see kiiresti läbi ja muutub soojuseks. Selle tulemusena tõuseb prototähtede temperatuur pidevalt. Kui see tõuseb nii palju, et tähe keskel käivituvad tuumareaktsioonid, omandab prototäht tavalise tähe staatuse. Tuumareaktsioonide algusega on tähel pidev energiaallikas, mis toetab tema elutegevust pikka aega. Kui pikk on tähe elutsükkel universumis, sõltub selle algsest suurusest. Siiski arvatakse, et Päikese läbimõõduga tähtedel on piisavalt energiat, et mugavalt eksisteerida umbes 10 miljardiks aastaks. Sellele vaatamata juhtub ka seda, et isegi massiivsemad tähed elavad vaid paar miljonit aastat. See on tingitud asjaolust, et nad põletavad oma kütust palju kiiremini.

Tavalise suurusega tähed

Iga täht on hunnik kuuma gaasi. Nende sügavuses toimub tuumaenergia tootmise protsess pidevalt. Kuid mitte kõik tähed pole nagu Päike. Üks peamisi erinevusi on värvis. Tähed pole mitte ainult kollased, vaid ka sinakad, punakad.

Heledus ja heledus

Need erinevad ka selliste omaduste poolest nagu sära, heledus. Kui hele on Maa pinnalt vaadeldav täht, ei sõltu mitte ainult selle heledusest, vaid ka kaugusest meie planeedist. Arvestades kaugust Maast, võivad tähed olla täiesti erineva heledusega. See indikaator ulatub ühest kümnetuhandik Päikese särast heleduseni, mis on võrreldav enam kui miljoni Päikese heledusega.

Enamik tähti on selle spektri alumises segmendis, olles tuhmid. Päike on paljuski keskmine, tüüpiline täht. Kuid võrreldes teistega on sellel palju suurem heledus. Suur hulk hämaraid tähti saab jälgida isegi palja silmaga. Põhjus, miks tähed erinevad ereduse poolest, on nende massi tõttu. Värvi, sära ja heleduse muutumise ajas määrab aine hulk.

Püüab selgitada tähtede elutsüklit

Inimesed on pikka aega püüdnud tähtede elukäiku jälgida, kuid teadlaste esimesed katsed olid üsna arad. Esimene edusamm oli Lane'i seaduse rakendamine Helmholtzi-Kelvini hüpoteesi gravitatsioonilise kokkutõmbumise kohta. See tõi astronoomiasse uue arusaama: teoreetiliselt peaks tähe temperatuur tõusma (selle väärtus on pöördvõrdeline tähe raadiusega), kuni tiheduse suurenemine aeglustab kokkutõmbumisprotsesse. Siis on energiatarbimine suurem kui sissetulek. Sel hetkel hakkab täht kiiresti jahtuma.

Hüpoteesid tähtede elu kohta

Ühe algse hüpoteesi tähe elutsükli kohta pakkus välja astronoom Norman Lockyer. Ta uskus, et tähed tekivad meteoriidist. Samal ajal põhinesid tema hüpoteesi sätted mitte ainult astronoomias olemasolevatel teoreetilised järeldused, aga ka tähtede spektraalanalüüsi andmetel. Lockyer oli veendunud, et taevakehade evolutsioonis osalevad keemilised elemendid koosnevad elementaarosakesed- "protoelemendid". Erinevalt tänapäevastest neutronitest, prootonitest ja elektronidest pole neil mitte üldine, vaid individuaalne iseloom. Näiteks Lockyeri järgi laguneb vesinik nn "protovesinikuks"; raud muutub "proto-rauaks". Tähe elutsüklit püüdsid kirjeldada ka teised astronoomid, näiteks James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Hiiglased ja kääbustähed

Tähed suured suurused on kuumimad ja säravamad. Välimuselt on need tavaliselt valged või sinakad. Vaatamata sellele, et neil on hiiglaslik suurus, põleb nende sees olev kütus nii kiiresti läbi, et kaotavad selle vaid mõne miljoni aastaga.

Väikesed tähed, erinevalt hiiglaslikest, ei ole tavaliselt nii eredad. Neil on punane värv, nad elavad piisavalt kaua - miljardeid aastaid. Kuid taeva heledamate tähtede hulgas on ka punaseid ja oranže tähti. Näiteks on täht Aldebaran - nn härjasilm, mis asub Sõnni tähtkujus; samuti Skorpioni tähtkujus. Miks suudavad need lahedad tähed heleduses konkureerida kuumade tähtedega nagu Sirius?

See on tingitud asjaolust, et kord laienesid nad väga palju ja nende läbimõõt hakkas ületama tohutuid punaseid tähti (supergiandid). Tohutu pindala võimaldab neil tähtedel kiirata suurusjärgu võrra rohkem energiat kui Päike. Ja seda hoolimata asjaolust, et nende temperatuur on palju madalam. Näiteks Orioni tähtkujus asuva Betelgeuse läbimõõt on mitusada korda suurem kui Päikese läbimõõt. Ja tavaliste punaste tähtede läbimõõt pole tavaliselt kümnendikkugi Päikese suurusest. Selliseid tähti nimetatakse kääbusteks. Iga taevakeha võib läbida seda tüüpi tähtede elutsükli – sama täht võib oma elu erinevates osades olla nii punane hiiglane kui ka kääbus.

Reeglina toetavad valgustid nagu Päike oma olemasolu tänu sees olevale vesinikule. See muutub tähe tuuma tuumas heeliumiks. Päike käsutab tohutu hulk kütust, kuid isegi see pole lõpmatu – viimase viie miljardi aasta jooksul on pool reservist ära kasutatud.

Tähtede eluiga. Tähtede elutsükkel

Pärast seda, kui tähe sees olevad vesinikuvarud on ammendatud, tulevad tõsised muutused. Ülejäänud vesinik hakkab põlema mitte selle südamiku sees, vaid pinnal. Sel juhul lüheneb tähe eluiga üha enam. Tähtede tsükkel, vähemalt enamik neist, selles segmendis läheb üle punase hiiglase staadiumisse. Tähe suurus muutub suuremaks ja selle temperatuur, vastupidi, väheneb. Nii ilmub enamik punaseid hiiglasi, aga ka superhiiglasi. See protsess on osa tähtedega toimuvate muutuste üldisest jadast, mida teadlased nimetasid tähtede evolutsiooniks. Tähe elutsükkel hõlmab kõiki selle etappe: lõpuks vananevad ja surevad kõik tähed ning nende eksisteerimise kestuse määrab otseselt kütuse hulk. Suured tähed lõpetavad oma elu tohutu suurejoonelise plahvatusega. Tagasihoidlikumad, vastupidi, surevad, vähenedes järk-järgult valgete kääbuste suuruseks. Siis nad lihtsalt kaovad.

Kui kaua see elab keskmine täht? Tähe elutsükkel võib kesta vähem kui 1,5 miljonist aastast 1 miljardi aastani või kauemgi. Kõik see, nagu öeldud, sõltub selle koostisest ja suurusest. Tähed nagu Päike elavad 10–16 miljardit aastat. Väga eredad tähed, nagu Sirius, elavad suhteliselt lühikest aega – vaid paarsada miljonit aastat. Tähe elutsükli diagramm sisaldab järgmisi etappe. See on molekulaarpilv – pilve gravitatsiooniline kokkuvarisemine – supernoova sünd – prototähe evolutsioon – prototähe faasi lõpp. Siis järgnevad etapid: noore tähe faasi algus - elu keskpaik - küpsus - punase hiiglase staadium - planetaarne udukogu - valge kääbuse staadium. Kaks viimast faasi on iseloomulikud väikestele tähtedele.

Planetaarsete udukogude olemus

Niisiis, oleme lühidalt käsitlenud tähe elutsüklit. Aga mis see on? Muutudes hiiglaslikust punasest hiiglasest valgeks kääbuseks, heidavad tähed mõnikord oma välimisi kihte maha ja siis muutub tähe tuum paljaks. Gaasiümbris hakkab tähe poolt väljastatava energia mõjul helendama. See etapp sai oma nime tänu sellele, et selles kestas olevad helendavad gaasimullid näevad sageli välja nagu kettad ümber planeetide. Kuid tegelikult pole neil planeetidega mingit pistmist. Lastele mõeldud tähtede elutsükkel ei pruugi hõlmata kõiki teaduslikke üksikasju. Kirjeldada saab vaid taevakehade evolutsiooni peamisi faase.

täheparved

Astronoomidele meeldib väga uurida.On olemas hüpotees, et kõik valgustid sünnivad täpselt rühmadena, mitte ükshaaval. Kuna samasse parve kuuluvatel tähtedel on sarnased omadused, on nendevahelised erinevused tõesed, mitte aga kaugusest Maast. Ükskõik, milliseid muutusi need tähed teevad, algavad need samal ajal ja samal ajal. võrdsed tingimused. Eriti palju teadmisi saab nende omaduste sõltuvust massist uurides. Lõppude lõpuks on tähtede vanus parvedes ja nende kaugus Maast ligikaudu võrdsed, seega erinevad need ainult selle näitaja poolest. Klastrid pakuvad huvi mitte ainult professionaalsetele astronoomidele – iga amatöör teeb neid hea meelega ilus pilt, imetlege neid ainult ilus vaade planetaariumis.

Vaatleme lühidalt tähtede evolutsiooni peamisi etappe.

Füüsiliste omaduste muutus, sisemine struktuur ja tähe keemiline koostis ajas.

Aine killustatus. .

Eeldatakse, et tähed tekivad gaasi- ja tolmupilve fragmentide gravitatsioonilise kokkusurumise käigus. Niisiis võivad tähtede tekkekohad olla niinimetatud gloobulid.

Gloobul on tihe läbipaistmatu molekulaartolmu (gaas ja tolm) tähtedevaheline pilv, mida vaadeldakse helendavate gaasi- ja tolmupilvede taustal tumeda ümmarguse moodustisena. See koosneb peamiselt molekulaarsest vesinikust (H2) ja heeliumist ( Tema ) muude gaaside molekulide ja tahkete tähtedevaheliste tolmuosakeste seguga. Gaasi temperatuur gloobulis (peamiselt molekulaarse vesiniku temperatuur) T≈ 10 tundi 50K, keskmine tihedus n~ 10 5 osakest / cm 3, mis on mitu suurusjärku suurem kui kõige tihedamates tavalistes gaasi- ja tolmupilvedes, läbimõõt D~ 0,1 h üks . Gloobulite mass M≤ 10 2 × M ⊙ . Mõned gloobulid sisaldavad noori tüüpe T Sõnn.

Pilve surub kokku tema enda gravitatsioon gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu, mis võib tekkida kas spontaanselt või pilve vastasmõjul mõnest teisest lähedalasuvast tähetekke allikast pärineva ülehelikiirusega tähetuulevoolu lööklainega. Võimalikud on ka muud gravitatsioonilise ebastabiilsuse tekkimise põhjused.

Teoreetilised uuringud näitavad, et tavalistes molekulaarpilvedes eksisteerivates tingimustes (T≈ 10 ÷ 30K ja n ~ 10 2 osakest / cm 3), esialgne võib esineda pilvemahtudes massiga M≥ 10 3 × M ⊙ . Sellises kokkutõmbuvas pilves on võimalik edasine lagunemine vähemmassiivseteks kildudeks, millest igaüks surutakse kokku ka oma gravitatsiooni mõjul. Vaatlused näitavad, et Galaktikas ei sünni tähtede tekkeprotsessis mitte üks, vaid rühm erineva massiga tähti, näiteks avatud täheparv.

Kui surutakse sisse kesksed piirkonnad pilvede tihedus suureneb, mille tulemuseks on hetk, mil selle pilveosa aine muutub oma kiirgusele läbipaistmatuks. Pilve sooltes tekib stabiilne tihe kondenseerumine, mida astronoomid nimetavad oh.

Aine killustumine – molekulaarse tolmupilve lagunemine väiksemateks osadeks, mille edasine ilmumine viib.

on staadiumis olev astronoomiline objekt, millest mõne aja pärast (seekord päikesemassi jaoks T~ 10 8 aastat) moodustub normaalne.

Aine edasisel langemisel gaasilisest kestast tuumale (akretsioonile) suureneb viimase mass ja sellest tulenevalt temperatuur ja tõus nii palju, et gaasi ja kiirguse rõhku võrreldakse jõududega. Kerneli tihendamine peatub. Moodustunud on ümbritsetud gaasi-tolmu kestaga, mis on optilise kiirguse jaoks läbipaistmatu, laseb väljapoole ainult infrapuna- ja pikemalainelist kiirgust. Sellist objekti (-kookonit) vaadeldakse võimsa raadio- ja infrapunakiirguse allikana.

Südamiku massi ja temperatuuri edasise suurenemisega peatab kerge rõhk kogunemise ja kesta jäänused hajuvad kosmosesse. Ilmub noor füüsilised omadused mis sõltuvad selle massist ja esialgsest keemilisest koostisest.

Tähe sündimise peamine energiaallikas on ilmselt gravitatsiooni kokkutõmbumise käigus vabanev energia. See eeldus tuleneb viriaalteoreemist: statsionaarses süsteemis summa potentsiaalne energia E lk kõik süsteemi liikmed ja kaks korda suurem kineetiline energia 2 E kuni nendest tingimustest on null:

E p + 2 E c = 0. (39)

Teoreem kehtib osakeste süsteemide kohta, mis liiguvad piiratud ruumipiirkonnas jõudude toimel, mille suurus on pöördvõrdeline osakeste vahelise kauguse ruuduga. Sellest järeldub, et soojuslik (kineetiline) energia on võrdne poolega gravitatsioonilisest (potentsiaalsest) energiast. Tähe kokkusurumisel tähe koguenergia väheneb, gravitatsioonienergia aga väheneb: pool gravitatsioonienergia muutusest lahkub tähest läbi kiirguse, teise poole tõttu see suureneb. soojusenergia tähed.

Noored väikese massiga tähed(kuni kolm päikesemassi), mis on teel põhijadasse, on täielikult konvektiivsed; konvektsiooniprotsess hõlmab kõiki tähe piirkondi. Need on tegelikult ikkagi prototähed, mille keskmes tuumareaktsioonid alles algavad ja kogu kiirgus toimub peamiselt tänu sellele. Ei ole veel kindlaks tehtud, kas tähed vähenevad püsival efektiivsel temperatuuril. Hertzsprung-Russelli diagrammil moodustavad sellised tähed peaaegu vertikaalse raja, mida nimetatakse Hayashi rajaks. Kompressiooni aeglustudes läheneb noor põhijärjestusele.

Tähe kokkutõmbumisel hakkab degenereerunud elektrongaasi rõhk tõusma ja kui tähe teatud raadius on saavutatud, siis kokkusurumine peatub, mis peatab edasise kasvu. keskne temperatuur, mis on põhjustatud kokkusurumisest ja seejärel selle vähenemisest. Tähtede puhul, mille päikesemass on alla 0,0767, seda ei juhtu: tuumareaktsioonide käigus vabanevast energiast ei piisa kunagi siserõhu tasakaalustamiseks ja . Sellised "tähealused" kiirgavad rohkem energiat, kui tekib tuumareaktsioonide käigus ja kuuluvad nn; nende saatus on pidev kokkutõmbumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi alanud tuumareaktsioonide lõppemisega..

Noored keskmise massiga tähed (2–8 päikesemassi) arenevad kvalitatiivselt täpselt samamoodi nagu nende väiksemad õed, välja arvatud see, et neil pole konvektiivseid tsoone kuni põhijadani.

Tähed, mille mass on suurem kui 8 päikese massineil on juba tavatähtede omadused, sest nad on läbinud kõik vahepealsed staadiumid ja suutsid saavutada tuumareaktsioonide kiiruse sellisel määral, et kompenseerivad tuuma massi kuhjumise ajal kiirgusega energiakadu. Nendes tähtedes on massi väljavool nii suur, et see mitte ainult ei peata molekulipilve välimiste piirkondade kokkuvarisemist, mis pole veel tähe osaks saanud, vaid, vastupidi, sulatab need ära. Seega on tekkinud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist.

Peamine järjestus

Tähe temperatuur tõuseb, kuni keskpiirkondades jõuab see väärtusteni, mis on piisavad termotuumareaktsioonide käivitamiseks, millest saab siis tähe peamine energiaallikas. Massiivsete tähtede jaoks ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) on vesiniku "põlemine" süsinikuringes; tähtede puhul, mille mass on Päikese massiga võrdne või väiksem, vabaneb energia prootoni-prootoni reaktsioonis. läheb tasakaalustaadiumisse ja võtab oma koha Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses: suure massiga tähes on temperatuur tuumas väga kõrge ( T ≥ 3 × 107 K ), energia tootmine on väga intensiivne, - põhijärjestuses on see koht Päikese kohal varase ( O … A , (F )); väikese massiga tähes on temperatuur tuumas suhteliselt madal ( T ≤ 1,5 × 107 K ), energiatootmine ei ole nii intensiivne, - põhijärjestuses toimub see Päikese lähedal või allpool hilises piirkonnas (( F ), G , K , M ).

Ta kulutab põhijadale kuni 90% looduse poolt tema eksisteerimiseks eraldatud ajast. Massist oleneb ka aeg, mille staar peajada etapis veedab. Jah, massiga M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O või B on põhijärjestuses umbes 10 7 aastat, samas kui punane kääbus K 5 massiga M ≈ 0,5 × M ⊙ on peajada staadiumis umbes 10 11 aastat, st aega, mis on võrreldav Galaktika vanusega. Massiivsed kuumad tähed lähevad kiiresti evolutsiooni järgmistesse etappidesse, külmad kääbused on peajada staadiumis kogu Galaktika eksisteerimise aja. Võib oletada, et punased kääbused on Galaktika populatsiooni põhitüüp.

Punane hiiglane (supergiant).

Vesiniku kiire põletamine massiivsete tähtede keskpiirkondades põhjustab heeliumi tuuma ilmumist. Kui tuumas on mõne protsendi vesiniku massist, peatub süsiniku reaktsioon vesiniku heeliumiks muutumisel peaaegu täielikult. Südamik tõmbub kokku, mis põhjustab selle temperatuuri tõusu. Heeliumi tuuma gravitatsioonilisest kokkutõmbumisest põhjustatud kuumenemise tulemusena "süttib" vesinik ja õhukeses kihis, mis paikneb tähe tuuma ja pikendatud kesta vahel, algab energia vabanemine. Kest laieneb, tähe raadius suureneb, efektiivne temperatuur langeb ja kasvab. "lahkub" põhijadast ja läheb edasi evolutsiooni järgmisse etappi - punase hiiglase staadiumisse või kui tähe mass M > 10 × M⊙ , punase superhiiglase staadiumisse.

Temperatuuri ja tiheduse tõusuga hakkab heelium südamikus "põlema". Kell T ~ 2 × 10 8 K ja r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3 käivitab termotuumareaktsiooni, mida nimetatakse kolmekordseks a -protsess: kolmest a -osakesed (heeliumi tuumad 4 Tema ) moodustub üks stabiilne süsiniku tuum 12 C. Tähe tuuma massiga M< 1,4 × M ⊙ тройной a - protsess viib energia vabanemise plahvatusliku olemuseni - heeliumi sähvatuseni, mida konkreetse tähe puhul võib korrata mitu korda.

Massiivsete tähtede keskpiirkondades, mis on hiiglaslikus või ülihiiglaslikus staadiumis, põhjustab temperatuuri tõus süsiniku, süsiniku-hapniku ja hapniku tuumade järjestikuse moodustumise. Pärast süsiniku läbipõlemist tekivad reaktsioonid, mille tulemusena tekivad raskemad keemilised elemendid, võimalik, et ka raua tuumad. Massiivse tähe edasine areng võib viia kesta väljapaiskumiseni, tähe süttimiseni noovana või koos järgnevate objektide moodustumisega, mis on tähtede evolutsiooni viimane etapp: valge kääbus, neutrontäht või must. auk.

Evolutsiooni viimane etapp on kõigi normaalsete tähtede evolutsiooni staadium pärast seda, kui need on oma termotuumakütuse ammendanud; termotuumareaktsioonide peatumine tähe energiaallikana; tähe üleminek, olenevalt selle massist, valge kääbuse ehk musta augu staadiumisse.

Valged kääbused on kõigi normaalsete tähtede, mille mass on M, evolutsiooni viimane etapp< 3 ÷ 5 × M ⊙ pärast termotuumakütuse ammendumist nende mi. Olles läbinud punase hiiglase (või alamhiiglase) etapi, heidab selline kest välja ja paljastab südamiku, millest jahtudes saab valge kääbus. Väike raadius (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) ja valge või sini-valge (T b.c ~ 10 4 K) määras selle astronoomiliste objektide klassi nime. Valge kääbuse mass on alati väiksem kui 1,4×M⊙ - on tõestatud, et suurte massidega valgeid kääbusi ei saa eksisteerida. Päikese massiga võrreldava massiga ja Päikese omadega võrreldavate mõõtmetega suuremad planeedid Päikesesüsteemis on valgetel kääbustel tohutu keskmine tihedus: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, see tähendab, et 1 cm 3 valget kääbusainet kaalub tonni! Kiirendus vabalangus pinnal g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (võrdle kiirendusega Maa pinnal - g c ≈980 cm/s 2). Sellise gravitatsioonilise koormusega tähe sisepiirkondadele tasakaaluseisund valget kääbust toetab degenereerunud gaasi (peamiselt degenereerunud elektrongaasi, kuna ioonkomponendi panus on väike) rõhk. Tuletame meelde, et gaasi nimetatakse degenereerunud, kui osakeste Maxwelli kiirusjaotus puudub. Sellises gaasis on teatud temperatuuri ja tiheduse väärtuste juures osakeste (elektronide) arv, mille kiirus on vahemikus v = 0 kuni v = v max, sama. v max määratakse gaasi tiheduse ja temperatuuriga. Valge kääbusmassiga M b.c > 1,4 × M ⊙ maksimaalne kiirus elektronide hulk gaasis on võrreldav valguse kiirusega, degenereerunud gaas muutub relativistlikuks ja selle rõhk ei suuda enam gravitatsioonilisele kokkutõmbumisele vastu seista. Kääbuse raadius kipub nulli - "variseb" punktiks.

Valgete kääbuste õhuke kuum atmosfäär koosneb kas vesinikust, muid elemente atmosfääris praktiliselt ei leidu; või heeliumist, samas kui vesinikku on atmosfääris sadu tuhandeid kordi vähem kui tavatähtede atmosfääris. Spektri tüübi järgi kuuluvad valged kääbused spektriklassidesse O, B, A, F. Valgete kääbuste “eristamiseks” tavatähtedest pannakse tähistuse ette D-täht (DOVII, DBVII jne. D on esimene kiri sisse Ingliskeelne sõna Mandunud - degenereerunud). Valge kääbuse kiirgusallikaks on soojusenergia varu, mida valge kääbus sai ematähe tuumaks olles. Paljud valged kääbused pärisid oma vanemalt tugeva magnetvälja, mille tugevus H ~ 10 8 O. Arvatakse, et valgete kääbuste arvukus on umbes 10% koguarv galaktika tähed.

Joonisel fig. 15 on foto Siriusest - säravaim täht taevas (α Suur koer; m v = -1 m,46; klass A1V). Pildil nähtav ketas on teleskoobi läätse fotograafilise kiiritamise ja valguse difraktsiooni tagajärg, see tähendab, et tähe enda ketas ei ole fotol lahendatud. Siiriuse fotokettalt tulevad kiired on jäljed valgusvoo lainefrondi moonutusest teleskoobi optika elementidel. Siirius asub Päikesest 2,64 kaugusel, Siiriuse valgusel kulub Maale jõudmiseks 8,6 aastat – seega on tegemist ühe Päikesele kõige lähemal asuva tähega. Siirius on Päikesest 2,2 korda massiivsem; tema M v = +1 m ,43 ehk meie naaber kiirgab 23 korda rohkem energiat kui Päike.

Foto ainulaadsus seisneb selles, et koos Siiriuse kujutisega oli võimalik saada ka tema satelliidi kujutis - satelliit “helendab” Siriusest vasakul asuva ereda punktiga. Siirius – teleskoopiliselt: Siiriust ennast tähistatakse tähega A ja selle satelliiti tähega B. Siiriuse näiv suurus B m v \u003d +8 m,43, see tähendab, et see on peaaegu 10 000 korda nõrgem kui Sirius A. Sirius B mass on peaaegu täpselt võrdne Päikese massiga, raadius on umbes 0,01 Päikese raadiusest, pinnatemperatuur on umbes 12000 K, kuid Sirius B kiirgab 400 korda vähem kui Päike. Sirius B on tüüpiline valge kääbus. Pealegi on see esimene valge kääbus, mille avastas muide Alven Clark 1862. aastal visuaalse vaatluse käigus läbi teleskoobi.

Sirius A ja Sirius B tiirlevad ümber 50-aastase perioodiga; komponentide A ja B vaheline kaugus on ainult 20 AU.

V. M. Lipunovi tabava märkuse kohaselt "küpsevad nad" massiivsete tähtede sees (massiga üle 10×M⊙ )”. Neutrontäheks arenevate tähtede tuumadel on 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; pärast seda, kui termotuumareaktsioonide allikad saavad otsa ja vanem on välguga väljutanud olulise osa ainest, muutuvad need tuumad tähemaailma iseseisvateks objektideks, millel on väga spetsiifilised omadused. Algtähe tuuma kokkusurumine peatub tiheduse juures, mis on võrreldav tuuma omaga (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Sellise massi ja tihedusega koosneb ainult sündinu 10 raadius kolmest kihist. Väliskihi (või väliskoore) moodustab raua aatomituumade kristallvõre ( Fe ) muude metallide aatomituumade võimaliku väikese seguga; välimise maakoore paksus on vaid umbes 600 m raadiusega 10 km. Välise kooriku all on veel üks sisemine kõva koorik, mis koosneb rauaaatomitest ( Fe ), kuid need aatomid on neutronitega ülerikastatud. Selle koore paksus≈ 2 km. Sisekoor piirneb vedela neutronite tuumaga, milles toimuvad füüsikalised protsessid on määratud neutronvedeliku märkimisväärsete omadustega - ülivoolavus ja selles vabade elektronide ja prootonite olemasolul ülijuhtivus. Võimalik, et päris keskel võib asi sisaldada mesoneid ja hüperoneid.

Need pöörlevad kiiresti ümber telje – ühest kuni sadade pöördeni sekundis. Selline pöörlemine magnetvälja juuresolekul ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) põhjustab sageli täheldatud tähe kiirguse pulsatsiooni efekti erinevates vahemikes elektromagnetlained. Nägime üht neist pulsaridest Krabi udukogu sees.

Koguarv pöörlemiskiirus on niigi ebapiisav osakeste väljutamiseks, nii et see ei saa olla raadiopulsar. Siiski on see endiselt suur ja jäädvustatud magnetväliümbritsev neutrontäht ei saa langeda, see tähendab, et aine kogunemist ei toimu.

Accretor (röntgenipulsar). Pöörlemiskiirus väheneb sedavõrd, et nüüd ei takista miski ainel sellisele neutrontähele kukkumast. Plasma, langedes, liigub mööda magnetvälja jooni ja põrkab pooluste piirkonnas vastu tahket pinda, kuumutades kuni kümneid miljoneid kraadi. Nii kõrge temperatuurini kuumutatud aine helendab röntgenikiirguse vahemikus. Ala, kus langev aine peatub koos tähe pinnaga, on väga väike - ainult umbes 100 meetrit. See kuum koht tähe pöörlemise tõttu kaob perioodiliselt vaateväljast, mida vaatleja tajub pulsatsioonidena. Selliseid objekte nimetatakse röntgenpulsariteks.

Georotaator. Selliste neutrontähtede pöörlemiskiirus on väike ja ei takista akretsiooni. Kuid magnetosfääri mõõtmed on sellised, et magnetväli peatab plasma enne, kui gravitatsioon selle kinni püüab.

Kui see on lähedase binaarsüsteemi komponent, siis toimub aine „ülekanne” tavalisest tähest (teine ​​komponent) neutronite täheks. Mass võib ületada kriitilist (M > 3×M⊙ ), siis rikutakse tähe gravitatsioonilist stabiilsust, miski ei suuda gravitatsioonile vastu panna ja "lahkub" oma gravitatsiooniraadiuse alla

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

muutumas mustaks auguks. Ülaltoodud valemis r g jaoks: M on tähe mass, c on valguse kiirus, G on gravitatsioonikonstant.

Must auk on objekt, mille gravitatsiooniväli on nii suur, et ei osake, footon ega ükski materiaalne keha ei suuda saavutada teist kosmilist kiirust ja pääseda avakosmosesse.

Must auk on ainulaadne objekt selles mõttes, et voolu olemus füüsikalised protsessid selle sees on teoreetilisele kirjeldusele veel ligipääsmatu. Mustade aukude olemasolu tuleneb teoreetilistest kaalutlustest, tegelikkuses võivad need paikneda kerasparvede, kvasarite, hiidgalaktikate keskpiirkondades, sealhulgas meie galaktika keskmes.