Tähtede evolutsioon. Tähtede evolutsioon täppisteaduse ja relatiivsusteooria seisukohalt

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, hiiglaslike tähtedevahelise tolmu ja gaaside, peamiselt vesiniku 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 gloobul, kui see kondenseerub, 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 süsteem topelttäht. Aga see kõik on luule...

Niisiis, staari elu peamine etapp. Suurema osa oma olemasolust on täht sees tasakaaluseisund. 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.

Esimene osa PROBLEEMI ASTRONOOMILINE ASPEKT

Riis. 12. Gloobulid difusiooniudus

Kui prototäht on kokku surutud, tõuseb selle temperatuur ja märkimisväärne osa vabaneb potentsiaalne energia kiirgas ümbritsevasse ruumi. Kuna kokkutõmbuva gaasikera mõõtmed on väga suured, on selle pinnaühiku kiirgus tühine. Kuna ühikupinnalt lähtuv kiirgusvoog on võrdeline temperatuuri neljanda astmega (Stefan-Boltzmanni seadus), on tähe pinnakihtide temperatuur suhteliselt madal, samas kui selle heledus on peaaegu sama kui tavalisel tähel. sama massiga. Seetõttu asuvad "spektri-heleduse" diagrammil sellised tähed põhijadast paremal, st nad langevad sõltuvalt nende algmassi väärtustest punaste hiiglaste või punaste kääbuste piirkonda. Tulevikus jätkab protostar kahanemist. Selle mõõtmed muutuvad väiksemaks ja pinnatemperatuur tõuseb, mille tulemusena muutub spekter üha "varajasemaks". Seega, liikudes piki "spekter - heledus" diagrammi, "istub prototäht" üsna kiiresti põhijadale. Sel perioodil on tähe sisemuse temperatuur juba piisav, et seal saaksid alata termotuumareaktsioonid. Samal ajal tasakaalustab tulevase tähe sees oleva gaasi rõhk külgetõmbejõudu ja gaasipall lõpetab kahanemise. Prototähest saab täht. Prototähtedel kulub suhteliselt vähe aega, et läbida see väga varane oma evolutsiooni etapp. Kui näiteks prototähe mass on suurem kui Päike, on vaja vaid paar miljonit aastat, kui vähem, siis mitusada miljonit aastat. Kuna prototähtede evolutsiooniaeg on suhteliselt lühike, on tähe kõige varasemat arengufaasi raske tuvastada. Sellegipoolest täheldatakse selles etapis tähti ilmselt. Me mõtleme väga huvitavad tähed tüüpi Sõnn Sõnn, tavaliselt sukeldunud tumedatesse udukogudesse. 1966. aastal sai täiesti ootamatult võimalik jälgida prototähti nende evolutsiooni algstaadiumis. Oleme juba maininud selle raamatu kolmandas peatükis raadioastronoomia abil mitmete molekulide avastamist tähtedevahelises keskkonnas, peamiselt hüdroksüül-OH ja veeauru H2O. Suur oli raadioastronoomide üllatus, kui taevast OH raadioliinile vastava lainepikkusel 18 cm uurides avastati eredad, ülikompaktsed (st väikeste nurkmõõtmetega) allikad. See oli nii ootamatu, et nad keeldusid alguses isegi uskumast, et nii eredad raadioliinid võivad kuuluda hüdroksüülmolekulile. Esitati hüpotees, et need liinid kuuluvad mingile tundmatule ainele, millele pandi kohe "sobiv" nimetus "mysterium". Kuid "mysterium" jagas peagi oma optiliste "vendade" - "nebulium" ja "coronia" - saatust. Fakt on see, et paljude aastakümnete jooksul ei suudetud udukogude ja päikesekrooni eredaid jooni tuvastada ühegi teadaoleva spektrijoonega. Seetõttu omistati need teatud, maa peal tundmatutele hüpoteetilistele elementidele - "udus" ja "koroonia". Ärgem naeratagem halvustavalt astronoomide teadmatuse üle meie sajandi alguses: ju siis polnud aatomiteooriat! Füüsika areng ei jätnud järele perioodiline süsteem Mendelejevi kohad eksootiliste "taevaloomade" jaoks: 1927. aastal avastati "udukogu", mille jooned tuvastati täieliku usaldusväärsusega ioniseeritud hapniku ja lämmastiku "keelatud" joontega ning 1939.–1941. veenvalt näidati, et salapärased "korooniumi" jooned kuuluvad raua, nikli ja kaltsiumi mitmekordselt ioniseeritud aatomitesse. Kui "udu" ja "kodooniumi" "debumbeerimiseks" kulus aastakümneid, siis mõne nädala jooksul pärast avastamist selgus, et "müsteeriumi" liinid kuuluvad tavalise hüdroksüülrühma, kuid ainult ebatavalistes tingimustes. Edasised vaatlused näitasid esiteks, et "müsteeriumi" allikatel on äärmiselt väikesed nurkmõõtmed. Seda näidati tollase uue, väga abiga tõhus meetod uuring, mida nimetatakse "väga pika baasjoone raadiointerferomeetriaks". Meetodi olemus taandub allikate samaaegsetele vaatlustele kahel raadioteleskoobil, mis on üksteisest eraldatud mitme tuhande km kaugusel. Nagu selgub, määrab sel juhul nurkeraldusvõime lainepikkuse ja raadioteleskoopide vahelise kauguse suhtega. Meie puhul võib see väärtus olla ~3x10 -8 rad või mõni tuhandik kaaresekund! Pange tähele, et optilises astronoomias on selline nurkeraldusvõime endiselt täiesti kättesaamatu. Sellised tähelepanekud on näidanud, et on olemas vähemalt kolm "müsteeriumi" allikate klassi. Oleme siin huvitatud 1. klassi allikatest. Kõik need asuvad gaasiliste ioniseeritud udukogude sees, näiteks kuulsas Orioni udukogus. Nagu juba mainitud, on nende suurused äärmiselt väikesed, mitu tuhat korda väiksemad suurused udukogud. Kõige huvitavam on see, et neil on keeruline ruumiline struktuur. Mõelgem näiteks allikale, mis asub udukogus nimega W3.

Riis. 13. Hüdroksüülliini nelja komponendi profiilid

Joonisel fig. Joonisel 13 on näidatud selle allika poolt kiiratava OH-liini profiil. Nagu näete, koosneb see suurest hulgast kitsastest heledatest joontest. Iga joon vastab teatud liikumiskiirusele piki seda joont kiirgava pilve vaatevälja. Selle kiiruse väärtuse määrab Doppleri efekt. Kiiruste erinevus (piki vaatejoont) erinevate pilvede vahel ulatub ~10 km/s. Eespool mainitud interferomeetrilised vaatlused on näidanud, et iga joont kiirgavad pilved ei lange ruumiliselt kokku. Pilt on järgmine: umbes 1,5 sekundi suuruse ala sees liiguvad kaared koos erinevad kiirused umbes 10 kompaktset pilve. Iga pilv kiirgab ühe kindla (sageduse järgi) joone. Pilvede nurkmõõtmed on väga väikesed, suurusjärgus mõni tuhandik kaaresekund. Kuna kaugus W3 udukoguni on teada (umbes 2000 tk), saab nurkmõõtmed kergesti teisendada lineaarseteks. Selgub, et pilvede liikumispiirkonna lineaarsed mõõtmed on suurusjärgus 10 -2 pc ja iga pilve mõõtmed on vaid suurusjärgu võrra suuremad kui kaugus Maast Päikeseni. Tekivad küsimused: mis need pilved on ja miks nad hüdroksüülraadioliinides nii tugevalt kiirgavad? Teisele küsimusele vastati üsna kiiresti. Selgus, et emissioonimehhanism on üsna sarnane laborimaseritel ja laseritel täheldatuga. Niisiis on "müsteeriumi" allikad hiiglaslikud looduslikud kosmilised maserid, mis töötavad hüdroksüülliini lainel, mille pikkus on 18 cm. . Teatavasti on sellest efektist tingitud kiirguse võimendamine liinides võimalik siis, kui keskkond, milles kiirgus levib, on mingil moel "aktiveeritud". See tähendab, et mõni "väline" energiaallikas (nn "pumpamine") muudab aatomite või molekulide kontsentratsiooni algsel (ülemisel) tasemel ebanormaalselt kõrgeks. Maser või laser pole võimalik ilma püsiva "pumbata". Kosmiliste masserite "pumpamismehhanismi" olemuse küsimus pole veel lõplikult lahendatud. Kõige tõenäolisemalt kasutatakse "pumpamiseks" aga üsna võimsat infrapunakiirgust. Teine võimalik "pumpamismehhanism" võib olla mingi keemiline reaktsioon. Tasub katkestada meie lugu kosmilistest maseritest, et mõelda, milliste hämmastavate nähtustega astronoomid kosmoses kokku puutuvad. Meie rahutu ajastu üks suurimaid tehnilisi leiutisi, mis mängib olulist rolli praeguses teadus- ja tehnoloogiarevolutsioonis, on hõlpsasti rakendatav vivo Ja pealegi - tohutult! Mõnede kosmiliste maserite raadiokiirguse voog on nii suur, et seda oleks võinud tuvastada isegi raadioastronoomia tehnilisel tasemel 35 aastat tagasi, see tähendab isegi enne masserite ja laserite leiutamist! Selleks oli vaja "ainult" teada OH raadiolingi täpset lainepikkust ja hakata probleemi vastu huvi tundma. Muide, see pole esimene juhtum, kui inimkonna ees seisvad olulisemad teaduslikud ja tehnilised probleemid realiseeruvad looduslikes tingimustes. Päikese ja tähtede kiirgust toetavad termotuumareaktsioonid (vt allpool) stimuleerisid Maa peal tuuma "kütuse" hankimise projektide väljatöötamist ja elluviimist, mis peaks tulevikus lahendama kõik meie energiaprobleemid. Paraku oleme selle kõige olulisema ülesande lahendamisest veel kaugel, mille loodus on "kergesti" lahendanud. Poolteist sajandit tagasi märkis valguse laineteooria rajaja Fresnel (muidugi teisel korral): "Loodus naerab meie raskuste üle." Nagu näete, vastab Fresneli märkus tänapäeval veelgi tõele. Pöördugem siiski tagasi kosmiliste masersite juurde. Kuigi nende maserite "pumpamise" mehhanism pole veel täiesti selge, võib siiski saada ligikaudse ettekujutuse füüsilised tingimused pilvedes, mis kiirgavad masermehhanismi abil 18 cm pikkust joont.Esiteks selgub, et need pilved on üsna tihedad: kuupsentimeetris on vähemalt 10 8 -10 9 osakest ja märkimisväärne (ja võib-olla isegi suur) ) osa neist on molekulid. Tõenäoliselt ei ületa temperatuur kaht tuhat Kelvinit, tõenäoliselt on see umbes 1000 Kelvinit. Need omadused erinevad järsult isegi kõige tihedamate tähtedevahelise gaasipilvede omadustest. Arvestades pilvede veel suhteliselt väikest suurust, jõuame tahes-tahtmata järeldusele, et need meenutavad pigem ülihiidtähtede laiendatud, üsna külma atmosfääri. On väga tõenäoline, et need pilved pole muud kui varajases staadiumis prototähtede areng, mis järgneb vahetult pärast nende kondenseerumist tähtedevahelisest keskkonnast. Selle väite kasuks räägivad ka teised faktid (mille selle raamatu autor tegi 1966. aastal). Ududes, kus vaadeldakse kosmilisi massereid, on nähtavad noored kuumad tähed (vt allpool). Järelikult on tähtede tekkeprotsess seal hiljuti lõppenud ja jätkub suure tõenäosusega ka praegu. Võib-olla on kõige kurioossem see, et nagu näitavad raadioastronoomilised vaatlused, on seda tüüpi kosmosemaserid justkui "sukeldunud" väikestesse väga tihedatesse ioniseeritud vesiniku pilvedesse. Need pilved sisaldavad palju kosmilist tolmu, mis muudab need optilises vahemikus märkamatuks. Selliseid "kookoneid" ioniseerib nende sees olev noor kuum täht. Tähtede tekkeprotsesside uurimisel osutus infrapunaastronoomia väga kasulikuks. Tõepoolest, infrapunakiirte puhul pole tähtedevaheline valguse neeldumine nii oluline. Nüüd võime ette kujutada järgmist pilti: tähtedevahelise keskkonna pilvest moodustub selle kondenseerumisel mitu erineva massiga trombi, mis arenevad prototähtedeks. Evolutsiooni kiirus on erinev: massiivsemate tükkide puhul on see suurem (vt tabel 2 allpool). Seetõttu muutub kõige massiivsem kamp esmalt kuumaks täheks, ülejäänud aga jäävad prototähe staadiumisse enam-vähem kauaks. Me vaatleme neid maserkiirguse allikatena "vastsündinud" kuuma tähe vahetus läheduses, mis ioniseerib "kookoni" vesinikku, mis pole klompideks kondenseerunud. Loomulikult seda jämedat skeemi edaspidi täpsustatakse ja loomulikult tehakse selles olulisi muudatusi. Kuid fakt jääb faktiks: ootamatult selgus, et mõnda aega (tõenäoliselt suhteliselt lühikest aega) vastsündinud prototähed piltlikult öeldes "karjuvad" oma sünni pärast, kasutades kvantradiofüüsika uusimaid meetodeid (ehk masere) ... Pärast 2. aastat pärast kosmiliste hüdroksüülmaserite avastamist (joon 18 cm) – leiti, et samad allikad kiirgavad samaaegselt (ka masermehhanismi abil) veeauru joont, mille lainepikkus on 1,35 cm. "Vee" intensiivsus "maser on isegi suurem kui "hüdroksüül". H2O joont kiirgavad pilved, kuigi asuvad samas väikeses mahus kui "hüdroksüül" pilved, liiguvad erineva kiirusega ja on palju kompaktsemad. Ei saa välistada, et lähiajal avastatakse ka teisi maseri liine*. Nii pöördus raadioastronoomia üsna ootamatult klassikaline probleem tähtede teke vaatlusastronoomia harus ** . Põhijadale jõudes ja kahanemise lõpetades kiirgab täht pikka aega praktiliselt ilma oma asukohta "spekter-heledus" diagrammil muutmata. Selle kiirgust toetavad keskpiirkondades toimuvad termotuumareaktsioonid. Seega on põhijada justkui punktide asukoht diagrammil "spekter – heledus", kus täht (olenevalt selle massist) võib termotuumareaktsioonide tõttu kiirata kaua ja ühtlaselt. Tähe asukoha põhijadas määrab selle mass. Tuleb märkida, et on veel üks parameeter, mis määrab "spektri-heleduse" diagrammil tasakaalus kiirgava tähe asukoha. See parameeter on tähe esialgne keemiline koostis. Kui raskete elementide suhteline arvukus väheneb, "langeb" täht alloleval diagrammil. Just see asjaolu seletab alamkääbuste jada olemasolu. Nagu eespool mainitud, on raskete elementide suhteline arvukus nendes tähtedes kümneid kordi väiksem kui põhijada tähtedes. Tähe viibimisaeg põhijadas määratakse selle algmassi järgi. Kui mass on suur, on tähe kiirgusel tohutu jõud ja ta kulutab kiiresti oma vesiniku "kütuse" varud. Näiteks põhijada tähed, mille mass on Päikese massist mitukümmend korda suurem (need on O spektritüüpi kuumad sinised hiiglased), võivad selles jadas viibides püsivalt kiirata vaid paar miljonit aastat, samas kui tähed Päikesele lähedane mass, on põhijärjestuses 10-15 miljardit aastat. Tabel allpool. 2, mis annab erinevat tüüpi tähtede gravitatsioonilise kokkutõmbumise ja põhijadale jäämise arvutatud kestuse. Samas tabelis on näidatud tähtede massid, raadiused ja heledused päikeseühikutes.

tabel 2

Riis. 14. Erineva massiga tähtede evolutsioonijäljed "heledus-temperatuuri" diagrammil

Riis. 15. Hertzsprung-Russelli diagramm täheparve NGC 2254 jaoks

Riis. 16. Hertzsprung-Russelli diagramm kerasparve M 3. Vertikaalteljel - suhteline suurus

Vastav diagramm näitab selgelt kogu põhijada, sealhulgas selle vasakpoolset ülemist osa, kus asuvad kuumad massiivsed tähed (värviindikaator - 0,2 vastab temperatuurile 20 tuhat K, st B-klassi spekter). Kerasparv M 3 on "vana" objekt. On selgelt näha, et selle parve jaoks koostatud diagrammi põhijärjestuse ülemises osas pole peaaegu ühtegi tähte. Teisest küljest on M 3 punane hiiglaslik haru väga rikas, samas kui NGC 2254-l on väga vähe punaseid hiiglasi. See on arusaadav: vanas M 3 parves on suur hulk tähti juba põhijadast “lahkunud”, samas kui noores parves NGC 2254 juhtus see vaid vähese hulga suhteliselt massiivsete kiiresti arenevate tähtedega. Tähelepanuväärne on see, et M 3 hiiglaslik haru tõuseb üsna järsult, samas kui NGC 2254 puhul on see peaaegu horisontaalne. Teooria seisukohalt on see seletatav raskete elementide oluliselt väiksema arvukusega M 3-s. Tõepoolest kerasparvede tähtedes (nagu ka teistes tähtedes, mis ei koondu niivõrd galaktika tasandi suunas galaktika keskuse suunas), on raskete elementide suhteline arvukus tähtsusetu. Diagrammil "värviindeks - heledus" M 3 jaoks on näha veel üks peaaegu horisontaalne haru. NGC 2254 jaoks koostatud diagrammil pole sarnast haru. Teooria selgitab selle haru tekkimist järgmiselt. Pärast seda, kui tähe – punase hiiglase – kahaneva tiheda heeliumi tuuma temperatuur jõuab 100–150 miljoni K-ni, algab seal uus tuumareaktsioon. See reaktsioon seisneb süsiniku tuuma moodustumises kolmest heeliumi tuumast. Niipea kui see reaktsioon algab, peatub tuuma kokkutõmbumine. Järgnevalt pinnakihid

tähed tõstavad oma temperatuuri ja täht diagrammil "spekter - heledus" liigub vasakule. Just sellistest tähtedest moodustub M 3 diagrammi kolmas horisontaalne haru.

Riis. 17. Hertzsprung-Russelli koonddiagramm 11 täheparve kohta

Joonisel fig. Joonisel 17 on skemaatiliselt kujutatud värvi-heleduse kokkuvõtlikku diagrammi 11 klastri kohta, millest kaks (M 3 ja M 92) on kerakujulised. Selgelt on näha, kuidas põhijärjestused "painduvad" erinevates klastrites paremale ja ülespoole täielikus kooskõlas juba käsitletud teoreetiliste kontseptsioonidega. Jooniselt fig. 17, saab kohe kindlaks teha, millised klastrid on noored ja millised vanad. Näiteks "topelt" klaster X ja h Perseus on noor. See "päästis" olulise osa põhijadast. M 41 klaster on vanem, Hyades klaster on veelgi vanem ja M 67 klaster on väga vana, mille värvi-heleduse diagramm on väga sarnane kerasparvede M 3 ja M 92 sarnase diagrammiga. Ainult hiiglaslik haru kerasparvede arv on suurem, kooskõlas erinevustega keemiline koostis, millest oli varem juttu. Seega vaatlusandmed kinnitavad ja põhjendavad täielikult teooria järeldusi. Näib, et oleks raske oodata vaatluslikku kontrolli tähtede siseruumides toimuvate protsesside teooriale, mida varjab meie eest tohutu täheaine paksus. Ja ometi kontrollib siinset teooriat pidevalt astronoomiliste vaatluste praktika. Tuleb märkida, et suure hulga "värvi-heleduse" diagrammide koostamine nõudis astronoomidelt-vaatlejatelt palju tööd ja vaatlusmeetodite radikaalset täiustamist. Teisest küljest teooria edusammud sisemine struktuur ja tähtede areng poleks olnud võimalik ilma kiirete elektrooniliste arvutusmasinate kasutamisel põhineva kaasaegse arvutustehnoloogiata. Teooriale pakkusid hindamatut teenust ka tuumafüüsika valdkonna uuringud, mis võimaldasid saada kvantitatiivseid omadusi nende tuumareaktsioonide kohta, mis toimuvad tähe sisemuses. Liialdamata võib öelda, et tähtede ehituse ja evolutsiooni teooria arendamine on 20. sajandi teise poole astronoomia üks suuremaid saavutusi. Kaasaegse füüsika areng avab võimaluse tähtede ja eriti Päikese sisestruktuuri teooria otseseks vaatluseks. Räägime võimalusest tuvastada võimas neutriinovoog, mida Päike peaks kiirgama, kui selle sügavuses toimuvad tuumareaktsioonid. On hästi teada, et neutriinod suhtlevad teiste elementaarosakestega äärmiselt nõrgalt. Nii võib näiteks neutriino lennata peaaegu neeldumata läbi kogu Päikese paksuse, röntgenikiirgus aga läbida neeldumata vaid mõne millimeetri Päikese sisemuse ainest. Kui kujutame ette, et iga osakese energiaga läbib Päikest võimas neutriinokiir

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 kaua see kestab eluring tähed universumis sõltuvad 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 kättesaadavatel teoreetilistel järeldustel, vaid ka tähtede spektraalanalüüsi andmetel. Lockyer oli selles veendunud keemilised elemendid, mis osalevad taevakehade evolutsioonis, 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 tähtedes 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 heledad 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 tohutust punasest hiiglasest valgeks kääbuseks, heidavad tähed mõnikord oma väliskihte maha ja siis muutub tähe tuum alastiks. 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 planeetide ümber. 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.

Tähtede ja tervete galaktikate sünd toimub püsivalt, samuti nende surm. Ühe tähe kadumine kompenseerib teise ilmumise, seetõttu tundub meile, et samad tähed on pidevalt taevas.

Tähed võlgnevad oma sünni tähtedevahelise pilve kokkusurumisprotsessile, mida mõjutab tugev gaasirõhu langus. Olenevalt kokkusurutud gaasi massist muutub sündivate tähtede arv: kui see on väike, siis sünnib üks valgusti, kui suur, siis on võimalik terve parve moodustumine.

Tähe tekkimise etapid

Siin on vaja välja tuua kaks peamist etappi - protostaari kiire kokkutõmbumine ja aeglane kokkutõmbumine. Esimesel juhul tunnusmärk on gravitatsioon: prototähe aine teeb praktiliselt vabalangus selle keskmesse. Selles etapis jääb gaasi temperatuur muutumatuks, selle kestus on umbes 100 tuhat aastat ja selle aja jooksul väheneb prototähe suurus väga oluliselt.

Ja kui esimesel etapil lahkus liigne soojus pidevalt, muutub prototäht tihedamaks. Soojuse eemaldamine ei ole enam nii suur, gaas jätkab kokkusurumist ja kiiret kuumenemist. Prototähe aeglane kokkutõmbumine kestab veelgi kauem – üle kümne miljoni aasta. Ülikõrge temperatuuri (üle miljoni kraadi) saavutamisel võtavad termotuumareaktsioonid oma osa, mis viib kokkusurumise lõppemiseni. Pärast seda moodustub uus täht prototähest.

Tähe elutsükkel

Tähed on nagu elusorganismid: nad sünnivad, saavutavad oma arenguharipunkti ja siis surevad. Suured muutused algavad siis, kui vesinik saab tähe keskosas otsa. See hakkab läbi põlema juba kestas, suurendades järk-järgult selle suurust ja täht võib muutuda punaseks hiiglaseks või isegi superhiiglaseks.

Kõikidel tähtedel on täiesti erinev elutsükkel, kõik sõltub massist. Need, kellel on suur kaal, elavad kauem ja lõpuks plahvatavad. Meie päike ei kuulu massiivsete tähtede hulka, seetõttu ootavad seda tüüpi taevakehad teist otsa: nad tuhmuvad järk-järgult, muutuvad tihedaks struktuuriks, mida nimetatakse valgeks kääbuseks.

punane hiiglane

Tähed, mis on oma vesinikuvaru ära kasutanud, võivad muutuda tohutuks. Selliseid valgusteid nimetatakse punasteks hiiglasteks. Nende eripäraks on lisaks suurusele laiendatud atmosfäär ja väga madal temperatuur pinnad. Uuringud on näidanud, et mitte kõik tähed ei läbi seda arenguetappi. Punasteks hiiglasteks saavad ainult need valgustitest, millel on tahke mass.

Enamik silmapaistvad esindajad- Arcturus ja Antar, mille nähtavatel kihtidel on suhteliselt kõrge temperatuur, ja haruldane kest on tugeva pikendusega. Kehade sees toimub heeliumi süttimise protsess, mida iseloomustab teravate heleduse kõikumiste puudumine.

valge kääbus

Väikese suuruse ja massiga tähed muutuvad valgeks kääbuseks. Nende tihedus on äärmiselt suur (umbes miljon korda suurem kui vee tihedus), mille tõttu tähe aine läheb olekusse, mida nimetatakse "degenereerunud gaasiks". Valge kääbuse sees termotuumareaktsioone ei täheldata ja valgust annab ainult jahutamise fakt. Tähe suurus selles olekus on äärmiselt väike. Näiteks on paljud valged kääbused oma suuruselt Maaga sarnased.

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 ning kuuma gaasi rõhk palli sees tasakaalustab välisjõude. Pärast seda kompressioon peatub. Selle protsessi kestus sõltub tähe massist ja jääb tavaliselt vahemikku kaks kuni mitusada miljonit aastat.

Tähtede struktuur eeldab väga kõrget temperatuuri nende sügavuses, 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 milles tuumareaktsioonid on täielikult lakanud. 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.