Onko oikein kutsua vastikään muodostunutta tähtinovaa? Tähden elinkaari - kuvaus, kaavio ja mielenkiintoisia faktoja

Kun kuulemme sanan tähti, kuvittelemme usein erilaisia ​​taivaankappaleita näkyvän taivaalla. Mutta kaikki eivät ole tähtiä; ne voivat olla planeettoja, tähtiryhmiä tai yksinkertaisesti kaasupilviä.

Tähti on kaasupallo. Se hehkuu erittäin korkea lämpötila. Tähtien lämpötilat vaihtelevat 2 100 - 50 000 celsiusastetta. Tähtien lämpötila vaikuttaa suoraan sen väriin. Tätä voidaan verrata kuumaan metalliin, joka muuttaa väriä lämpötilan mukaan. Kuumimmat tähdet näyttävät sinisiltä.

tähden ulkonäkö

Tiedemiehet ovat pitkään yrittäneet selvittää, kuinka tähdet muodostuvat. Tähtiä voi olla eri kokoisia. Monet sen muut ominaisuudet, kuten sen lämpötila, väri ja eliniänodote, riippuvat sen koosta. Tähdet on tehty kosmisesta pölystä ja kaasusta. Painovoimat tiivistävät nämä komponentit. Ne lisäävät pyörimisnopeutta ja lämpötilaa, mikä johtaa prototähden muodostumiseen. Kun prototähden ytimessä oleva kaasu lämpenee 12 000 000 asteeseen, sen sisällä oleva vety alkaa muuttua heliumiksi. Prosessin aikana prototähti säteilee paljon energiaa, minkä seurauksena se lakkaa supistumasta.

Elämän polku

Tähtien säteilemä energia tekee siitä kirkkaan pitkiä vuosia. Esimerkiksi Auringon kaltainen tähti elää ja loistaa keskimäärin 10 miljardia vuotta. Tähdillä on enemmän elämän polku lyhyempi ja vain muutama miljoona vuotta. Tämä johtuu siitä, että niiden syvyyksissä oleva kaasu käsitellään nopeammin. Aurinkoamme pienemmät tähdet tuottavat vähemmän lämpöä ja valoa ja elävät 50 miljardia vuotta tai enemmän.

Tähtien ryhmät

Joissakin tapauksissa kaksi tai kokonainen tähtiryhmä muodostuu samasta lähdemateriaalista kaasun ja pölyn muodossa. Niitä kutsutaan kerrannaisiksi. Tällaisia ​​tähtiä tarkkailevat tutkijat huomasivat, että joskus yhden tähden valo ylittää toisen, ja joskus niiden lähettämä valo summataan.

• Vedyn muuntuessa heliumiksi tähden ytimeen vapautuu suuri määrä energiaa, joka pysäyttää tähden puristumisen.
• Niin sanotut Plejadit, melko kaukana maasta sijaitsevat tähtiryhmät, voidaan havaita paljaalla silmällä sumuisena täplänä.
• Tähti syntyy kaasu- ja pölypilvistä. Painovoima tiivistää tämän pilven. Kaasun lämpötila nousee, mikä johtaa energian, erityisesti valon, vapautumiseen.
• Kaasun lämpötila nousee koko ajan, tähden säteilemä valo kirkastuu.
• Aurinkomme paistaa Tämä hetki on keskellä elämänsä matkaa. Tutkijoiden mukaan siinä on tarpeeksi kaasua elääkseen vielä 5 miljardia vuotta.

Paljon mielenkiintoisia ja tieteellisiä artikkeleita ja uutisia avaruudesta löydät verkkosivustolta

Vasta 1900-luvun puolivälissä. tähtitieteilijät ymmärsivät, että kaikki tähdet eivät syntyneet samanaikaisesti galaksin muodostumisen kaukaisella aikakaudella ja että nuoria tähtiä ilmestyy myös meidän aikanamme.

60-70 luvulla. Ensimmäinen, edelleen erittäin karkea teoria tähtien muodostumisesta luotiin. Myöhemmin uusi havaintotekniikka - infrapunateleskoopit ja millimetriaaltoradioteleskoopit - laajensi merkittävästi tietomme tähtien syntymisestä ja muodostumisesta.

Ja tämän ongelman tutkiminen alkoi jo Kopernikuksen, Galileon ja Newtonin aikoina.

NEWTONIN VASTAUS NUORIN PAPIN KYSYMYKSIIN

– Voiko painovoima SELITYSTÄ TÄHIEN ALKUPERÄN? –

Newtonin nuorelle papille 10. joulukuuta 1692 lähettämästä vastausviestistä:
"...Jos tämä aine jakautuisi tasaisesti äärettömään avaruuteen, se ei voisi koskaan yhdistyä yhdeksi massaksi, vaan osa siitä tiivistyisi tänne ja toinen sinne muodostaen äärettömän määrän valtavia massoja, jotka ovat hajallaan valtavien etäisyyksien päässä toisistaan. tämä ääretön avaruus.
Näin Aurinko ja kiinteät tähdet voidaan muodostaa..."

Sen jälkeen lähes kukaan ei ole koskaan haastanut Newtonin ideaa. Mutta kesti kolme vuosisataa ennen kuin suuresta oletuksesta tuli luotettava teoria, joka perustuu tiukasti havaintoihin.

TÄHDENVÄLISEN AINEEN LÖYDYNTÖ

Mitä Newton tarkoitti puhuessaan avaruudessa jakautuneesta aineesta?

Todellakin, tähtienvälinen aine löydettiin heti kaukoputken keksimisen jälkeen.
Kaasupilvet näkyvät sumuisina pilkkuina taivaalla. N. Peyresque mainitsi ensimmäisen kerran Suuren Orionin sumun vuonna 1612. Teleskooppien parantuessa löydettiin muitakin sumuisia kohtia. Charles Messierin (1783) luettelossa niistä on kuvattu 103 ja William Herschelin (1818) luetteloissa jo 2500 "ei-tähtityyppistä" esinettä. Lopuksi John Dreyerin New General Catalog of Nebulae and Star Clusters (1888) luetteloi 7 840 ei-tähtikohdetta.

Kolmen vuosisadan ajan sumuja, erityisesti spiraalisumuja, pidettiin suhteellisen läheisinä tähtien ja planeettojen muodostumiseen liittyvinä muodostelmina. Esimerkiksi Herschel oli täysin varma siitä, että hän ei ollut vain löytänyt monia esitähtiä sisältävän aineen pilviä, vaan hän jopa näki omin silmin, kuinka tämä aine painovoiman vaikutuksesta vähitellen muuttaa muotoaan ja tiivistyy tähdiksi.

Kuten myöhemmin kävi ilmi, jotkut sumut todellakin liittyvät tähtien syntymiseen. Mutta useimmissa tapauksissa kevyet sameat pisteet eivät osoittautuneet kaasupilviksi, vaan hyvin kaukaisiin tähtijärjestelmiin. Joten tähtitieteilijöiden optimismi oli ennenaikaista ja polkua tähtien syntymän salaisuuksiin oli vielä pitkä matka kuljettavana.

FYSIIKOT LISÄÄ PELIIN

1800-luvun puoliväliin mennessä. fyysikot voisivat soveltaa kaasulakeja ja energian säilymislakia tähtiin. Toisaalta he ymmärsivät, että tähdet eivät voi loistaa ikuisesti. Niiden energian lähdettä ei ole vielä löydetty, mutta olipa se sitten mitä tahansa, tähden ikä mitataan edelleen ja uusia tähtiä täytyy syntyä vanhojen tilalle.

Toisaalta ne kirkkaat ja kuumat tähtienväliset kaasupilvet, jotka tähtitieteilijät pystyivät havaitsemaan kaukoputkeillaan, eivät selvästikään sopineet fyysikoille tulevien tähtien oletuksi aineeksi. Loppujen lopuksi kuumalla kaasulla on taipumus laajentua sisäisen paineen vaikutuksesta. Ja fyysikot eivät olleet varmoja siitä, että painovoima voi voittaa kaasun paineen.

Joten kumpi voittaa - paine vai painovoima? Vuonna 1902 nuori englantilainen fyysikko James Genet tutki ensin kaasun liikkeen yhtälöitä painovoiman huomioon ottaen ja havaitsi, että niillä oli kaksi ratkaisua. Jos kaasun massa on pieni ja sen painovoima on heikko ja sitä kuumennetaan tarpeeksi voimakkaasti, niin sen läpi etenevät puristus- ja harventumisaallot - tavalliset äänivärähtelyt. Mutta jos kaasupilvi on massiivinen ja kylmä, painovoima voittaa kaasun paineen. Sitten pilvi alkaa kutistua kokonaisuutena muuttuen tiheäksi kaasupalloksi - tähdeksi. Pilven massan (Mj) ja koon (Ry) kriittisiä arvoja, joissa se menettää vakauden ja alkaa kutistua hallitsemattomasti - romahtaa, on sittemmin kutsuttu Jeans-arvoiksi.

Jeansin aikana ja vielä paljon myöhemmin tähtitieteilijät eivät kuitenkaan pystyneet osoittamaan kaasua, josta tähdet muodostuvat. Kun he etsivät esitähtiä, fyysikot ymmärsivät lopulta, miksi tähdet loistavat. Atomiytimen tutkimukset ja lämpöydinreaktioiden löytäminen ovat tehneet mahdolliseksi selittää syyn tähtien pitkälle hehkulle.

NUORITA TÄHTÄ LÖYTYNYT

Kävi ilmi, että mitä massiivisempi tähti, sitä kirkkaammin se loistaa ja siksi sitä nopeammin se polttaa lämpöydinpolttoaineensa. Enimmäisikä spektriluokkien O ja B massiivinen tähti on 10-30 miljoonaa vuotta. Tämä on hyvin pieni verrattuna galaksin muiden esineiden ikään. Näin ollen nämä tähdet syntyivät melko hiljattain, eivätkä ne olisi voineet mennä kauas syntymäpaikastaan. Yksi näistä paikoista, Orionin sumu, on tuttu jokaiselle tähtitieteen ystävälle.

Suuri Orionin sumu (M42 Messier-luettelon mukaan) on kirkas emissio-sumu, ts. säteilee valoa, sumu, näkyvä paljain silmin kuin vaalea täplä Orionin miekassa. Se on 1500 valovuoden päässä Maasta ja sisältää joukon hyvin nuoria tähtiä. Sen keskellä, kirkkaimmassa osassa on neljä massiivista kuumaa spektriluokan O tähteä - kuuluisa Orionin trapezium. Nuorten tähtien voimakas ultraviolettisäteily saa sumun ohuen kaasun hehkumaan. Mutta tämä kaasu itsessään on liian kuuma tähtien muodostumiselle siitä. Esitähtien aineen etsintä jatkui.

MISTÄ TÄHDET MUODOSTUU?

Herschel löysi myös taustalta Linnunrata tummia reikiä, joita hän kutsui "rei'iksi taivaalla". 1800-luvun lopulla. Lick-observatoriossa (USA) tähtitieteilijä Edward Barnard alkoi järjestelmällisesti valokuvata taivasta. Vuoteen 1913 mennessä hän oli löytänyt noin 200 tummaa sumua. Hänen mielestään ne olivat valoa absorboivan aineen pilviä, eivätkä lainkaan rakoja tähtien välillä, kuten Herschel uskoi.

Tämä oletus vahvistui. Kun tähtienvälisen kaasupilven lähellä tai sisällä ei ole kuumaa tähteä, kaasu pysyy kylmänä eikä hehku. Jos pilvessä olisi vain kaasua, sitä ei ehkä huomata. Mutta kaasun lisäksi tähtienvälisessä väliaineessa on pieniä määriä (noin 1 massaprosenttia) pieniä kiinteitä hiukkasia - noin 1 mikronin kokoisia tai pienempiä pölyrakeita, jotka absorboivat kaukaisten tähtien valoa. Siksi kylmä pilvi näyttää tummalta "reiältä taivaalla". Yksityiskohtainen Linnunradan tutkimus on osoittanut, että tällaisia ​​"aukoja" löytyy hyvin usein tähtienmuodostusalueilta, kuten Orionin sumu.

Vuonna 1946 amerikkalainen tähtitieteilijä Bart Bock löysi pieniä mustia pisteitä Monoceroksen kirkkaiden sumujen NGC 2237 ja Scutumissa NGC 6611 taustalta, joita hän kutsui palloiksi. Niiden koko vaihtelee välillä 0,01 - 1 kpl. Ne heikentävät takanaan olevien tähtien valoa kymmeniä ja satoja kertoja. Tämä tarkoittaa, että pallosten aines on tuhansia kertoja tiheämpi kuin niitä ympäröivä kaasu. Niiden massan arvioidaan olevan 0,01-100 auringon massaa.

Pallojen löytämisen jälkeen syntyi usko, että tähtiä edeltävän aineen supistuvia pilviä oli jo löydetty ja että ne olivat tähtien välittömiä edeltäjiä. Mutta tällaisen johtopäätöksen kiire tuli pian ilmeiseksi.

Tosiasia on, että optiset teleskoopit eivät anna täydellistä kuvaa tähtienvälisestä väliaineesta: niiden avulla näemme vain massiivisten tähtien (kuten Orionin sumu) lämmittämiä kuumia pilviä tai pieniä tummia palloja vaaleaa taustaa vasten. Molemmat ovat melko harvinaisia ​​muodostelmia. Luotu vasta 50-luvulla. Radioteleskoopit mahdollistivat atomivedyn, joka täyttää lähes koko tähtien välisen tilan, havaitsemisen säteilyllä 21 cm:n viivalla.

Tämä on erittäin harvinainen kaasu: noin yksi atomi tilaa kuutiosenttimetriä kohden (maanpäällisten laboratorioiden standardien mukaan - korkein tyhjiö!) Mutta koska galaksin koko on valtava, se kerää noin 8 miljardia aurinkomassaa tähtienvälistä kaasua, tai noin 5 % sen kokonaismassasta. Tähtienvälinen kaasu on yli 67 % vetyä, 28 % heliumia ja alle 5 % kaikista muista alkuaineista, joista runsaimmat ovat happi, hiili ja typpi.

Tähtienvälistä kaasua on erityisen runsaasti lähellä galaktista tasoa. Lähes kaikki se on keskittynyt kerrokseen, jonka paksuus on 600 valovuotta ja jonka halkaisija on noin 30 kpc tai 100 tuhatta valovuotta (tämä on galaktisen kiekon halkaisija). Mutta jopa niin ohuessa kerroksessa kaasu jakautuu epätasaisesti. Se on keskittynyt galaksin kierrehaaroihin, ja siellä se jakautuu erillisiksi suuriksi pilviksi, joiden pituus on parsekkeja ja jopa kymmeniä parsekkeja ja joiden massa on satoja ja tuhansia aurinkomassoja. Kaasun tiheys niissä on noin 100 atomia kuutiosenttimetriä kohden, lämpötila noin -200°C. Kävi ilmi, että farkkujen kriittinen massa ja säde tällaisissa olosuhteissa ovat melkein samat kuin itse pilvien massa ja säde, mikä tarkoittaa, että ne ovat valmiita romahtamaan. Mutta tärkein löytö oli vielä edessä.

Tähtitieteilijät epäilivät, että tähtienvälisten pilvien suhteellisen korkean tiheyden ja alhaisen lämpötilan vuoksi osan aineesta pitäisi yhdistyä molekyyleiksi. Tässä tapauksessa tärkein osa tähtienvälinen väliaine on optisen alueen havaintojen ulottumattomissa.

Vuonna 1970 alkaneet ultraviolettihavainnot raketteista ja satelliiteista mahdollistivat tähtienvälisen väliaineen päämolekyylin - vetymolekyylin (H^) - löytämisen. Ja kun tarkkailtiin tähtienvälistä avaruutta senttimetrin ja millimetrin radioteleskoopeilla, löydettiin kymmeniä muita molekyylejä, joskus melko monimutkaisia ​​ja jotka sisältävät jopa 13 atomia. Näitä ovat vesi-, ammoniakki-, formaldehydi-, etyylialkoholi- ja jopa aminohappoglysiinimolekyylit.

Kuten kävi ilmi, noin puolet tähtienvälisestä kaasusta sisältyy molekyylipilviin. Niiden tiheys on satoja kertoja suurempi kuin atomivetypilvien, ja niiden lämpötila on vain muutaman asteen absoluuttisen nollan yläpuolella. Tällaisissa olosuhteissa pilvessä, jonka massa on Auringon massaluokkaa, syntyy yksittäisiä tiheyksiä, jotka ovat epävakaita painovoiman puristumiselle ja tähtien muodostuminen on mahdollista.

Useimmat molekyylipilvet havaitaan vain radiosäteilyn avulla. Jotkut ovat kuitenkin olleet tähtitieteilijöiden tiedossa jo pitkään, esimerkiksi tumma Coalsack-sumu, joka näkyy selvästi silmällä Linnunradan eteläosassa. Tämän pilven halkaisija on 12 kpl, mutta se näyttää suurelta, koska se on vain 150 pc:n päässä meistä. Sen massa on noin 5 tuhatta auringon massaa, kun taas joidenkin pilvien massa on miljoona auringon massaa ja kooltaan 60 pc. Tällaisissa jättiläismolekyylipilvissä (niitä on galaksissa vain useita tuhansia) tähtien muodostumisen pääkeskukset sijaitsevat.

Meitä lähimmät tähtienmuodostusalueet ovat Härkä- ja Ophiuchus-tähtikuvioiden tummat pilvet. Kauempana on valtava pilvikompleksi Orionissa.

MUSTAN PILVEN ELÄMÄ

Molekyylipilvet ovat paljon monimutkaisempia kuin maapallon ilmakehän tutut vesihöyrypilvet. Molekyylipilven ulkopinta on peitetty paksulla atomikaasukerroksella, sillä sinne tunkeutuva tähtien säteily tuhoaa hauraita molekyylejä. Mutta ulomman kerroksen pöly imee säteilyä, ja syvemmällä, pilven pimeissä syvyyksissä, kaasu koostuu lähes kokonaan molekyyleistä.

Pilvien rakenne muuttuu jatkuvasti keskinäisten törmäysten, tähtien säteilyn lämpenemisen ja tähtienvälisten magneettikenttien paineen vaikutuksesta. SISÄÄN eri osat pilviä, kaasun tiheys eroaa tuhat kertaa (vesi on yhtä monta kertaa tiheämpää kuin huoneilma). Kun pilven (tai sen tietyn osan) tiheys kasvaa niin suureksi, että painovoima voittaa kaasun paineen, pilvi alkaa luhistua hallitsemattomasti. Sen koko pienenee yhä nopeammin ja sen tiheys kasvaa. Pienen tiheyden epähomogeenisuudet voimistuvat romahdusprosessin aikana ja lopulta pilvipalaset eli pilkkoutuvat osiin, joista jokainen jatkaa itsenäistä puristustaan.

Romahduksen aikana kaasun lämpötila ja paine kohoavat, mikä estää tiheyden lisääntymisen edelleen. Mutta vaikka pilvi läpäisee säteilyä, se jäähtyy helposti eikä puristuminen lopu.

Kosmisella pölyllä on tärkeä rooli tulevaisuudessa. Vaikka se muodostaa vain 1 % tähtienvälisestä aineesta massasta, se on erittäin tärkeä komponentti. Tummissa pilvissä pölyhiukkaset imevät kaasuenergiaa ja muuttavat sen infrapunasäteilyksi, joka poistuu helposti pilvestä kuljettaen pois ylimääräistä lämpöä.

Lopuksi yksittäisten pilvifragmenttien tiheyden lisääntymisen vuoksi kaasu muuttuu vähemmän läpinäkyväksi. Jäähtyminen vaikeutuu ja paineen nousu pysäyttää romahtamisen. Tulevaisuudessa jokaisesta fragmentista muodostuu tähti, ja yhdessä ne muodostavat ryhmän nuoria tähtiä molekyylipilven syvyyksissä.

Pilven tiheän osan romahtaminen tähdeksi tai useammin tähtiryhmäksi jatkuu useita miljoonia vuosia (kosmisessa mittakaavassa suhteellisen nopeasti). Vastasyntyneet tähdet lämmittävät ympäröivää kaasua, ja korkean paineen vaikutuksesta pilven jäänteet hajoavat.

Tämän vaiheen näemme Orionin sumussa. Mutta sen rinnalla tulevien tähtien sukupolvien muodostuminen jatkuu. Nämä alueet ovat täysin valoa läpäisemättömiä, ja niitä voidaan tarkkailla vain infrapuna- ja radioteleskooppien avulla.

PILVESTÄ MUUTUU TÄHTI

Tähden syntymä kestää miljoonia vuosia ja on meiltä piilossa tummien pilvien syvyyksissä, joten tämä prosessi on käytännössä mahdoton suoralle havainnolle. Astrofyysikot yrittävät tutkia sitä teoreettisesti tietokonesimulaatioiden avulla.

Pilven palasen muuttumiseen tähdeksi liittyy valtava muutos fysikaalisissa olosuhteissa: aineen lämpötila nousee noin 106-kertaiseksi ja tiheys 1020-kertaiseksi. Muodostuvan tähden kaikkien ominaisuuksien valtavat muutokset muodostavat suurimman vaikeuden sen evoluution teoreettisessa tarkastelussa. Tällaisten muutosten vaiheessa alkuperäinen kohde ei ole enää pilvi, mutta ei vielä tähti. Siksi he kutsuvat häntä prototähti(kreikan sanasta "protos" - "ensimmäinen").

SISÄÄN yleinen hahmotelma Prototähden evoluutio voidaan jakaa kolmeen vaiheeseen tai vaiheeseen.

Olemme jo harkinneet ensimmäistä vaihetta - pilvifragmentin erottamista ja sen tiivistämistä.

Tätä seuraa nopea puristusvaihe. Alussa prototähden säde on noin miljoona kertaa suurempi kuin auringon säde. Se on täysin läpinäkymätön näkyvä valo, mutta läpinäkyvä infrapunasäteily joiden aallonpituus on suurempi kuin 10 mikronia. Säteily kuljettaa pois puristuksen aikana vapautuvaa ylimääräistä lämpöä, joten lämpötila ei nouse eikä kaasun paine estä romahdusta. Nopea puristus tapahtuu, melkein vapaa pudotus aineet pilven keskelle.

Kuitenkin, kun prototähti supistuu, se muuttuu yhä vähemmän läpinäkyväksi, mikä vaikeuttaa säteilyn karkaamista ja johtaa kaasun lämpötilan nousuun. Tietyssä vaiheessa prototähti muuttuu lähes läpinäkymättömäksi omalle lämpösäteilylleen. Lämpötila ja sen mukana kaasun paine nousee nopeasti ja puristus hidastuu.

Lämpötilan nousu aiheuttaa merkittäviä muutoksia aineen ominaisuuksissa. Useiden tuhansien asteiden lämpötilassa molekyylit hajoavat yksittäisiksi atomeiksi, ja noin 10 tuhannen asteen lämpötilassa atomit ionisoituvat, eli niiden elektronikuoret tuhoutuvat. Nämä energiaintensiiviset prosessit viivästyttävät lämpötilan nousua jonkin aikaa, mutta sitten se jatkuu. Prototähti saavuttaa nopeasti tilan, jossa painovoima on melkein tasapainotettu kaasun sisäisellä paineella. Mutta koska lämpö lähtee edelleen vähitellen ulos, eikä prototähdellä ole muita energianlähteitä kuin puristus, se jatkaa hitaasti supistumista ja lämpötila sen syvyyksissä nousee.

Lopuksi lämpötila prototähden keskustassa saavuttaa useita miljoonia asteita ja lämpöä ydinreaktiot. Tässä tapauksessa vapautuva lämpö kompensoi täysin prototähden jäähtymisen pinnasta. Kompressio pysähtyy. Protostari tulee tähti.

VASTASYNTYMÄN TÄHDEN "ENSIMMÄINEN HUKU".

Muodostuvia ja hyvin nuoria tähtiä ympäröi usein kaasu- ja pölykuori - aineen jäännökset, jotka eivät ole vielä ehtineet pudota tähden päälle. Kuori ei vapauta tähtien valoa sisältä ja muuntaa sen kokonaan infrapunasäteilyksi. Siksi nuorimmat tähdet ilmenevät yleensä vain infrapunalähteinä.

Päällä alkuvaiheessa Elämässä tähden "käyttäytyminen" riippuu suuresti sen massasta. Pienimassaisten tähtien alhainen kirkkaus mahdollistaa niiden viipymisen pitkän aikaa hitaan puristusvaiheessa, "ruokkien" vain gravitaatioenergiaa. Tänä aikana kuorella on aikaa asettua osittain tähden päälle ja myös muodostaa ympyränmuotoinen kaasu- ja pölylevy. Massiivisen tähden evoluutio etenee niin nopeasti, että tähti jää henkiin suurin osa elämää, jota ympäröivät sen prototähtikuoren jäänteet, jota usein kutsutaan kaasu- ja pölykoteloksi.

MITÄ TÄHDET SYNTYVÄT

Molekyylipilvet, nämä "tähtitehtaat", tuottavat kaikenlaisia ​​tähtiä.

Vastasyntyneiden tähtien massaalue ulottuu muutamasta sadasosasta 100 auringon massaan, ja pieniä tähtiä muodostuu paljon useammin kuin suuria. Galaxyssa syntyy keskimäärin noin tusina tähteä, joiden kokonaismassa on noin viisi auringon massaa.

Noin puolet tähdistä syntyy sinkkuina; loput muodostavat kaksois-, kolmi- ja monimutkaisempia järjestelmiä. Mitä enemmän komponentteja on, sitä harvinaisempia tällaiset järjestelmät ovat. Jopa seitsemän komponenttia sisältävät tähdet tunnetaan, mutta monimutkaisempia ei ole vielä löydetty.

Syyt kaksois- ja monitähtien ilmestymiseen ovat melko selvät: kaasupilven alkuperäinen pyöriminen ei anna sen romahtaa yhdeksi kompaktiksi tähdeksi. Mitä enemmän pilvi tiivistyy, sitä nopeammin se pyörii (tuttu "luistelijaefekti", joka on seurausta liikemäärän säilymislaista). Puristuksen aikana lisääntyvät keskipakovoimat tekevät pilvestä ensin litteän, kuten juustokakun, ja venyttävät sen sitten "meloniksi" ja revivät sen kahtia. Kumpikin puolisko puristuu edelleen ja jatkaa liikkumistaan ​​kiertoradalla yhteisen massakeskuksen ympärillä. Jos lisäpuristus ei repeä sitä, muodostuu kaksoistähti, ja jos jakaminen jatkuu, syntyy monimutkaisempi moninkertainen järjestelmä.

NUORTEN TÄHDEN YHTEISTYÖT

Yksittäisten ja useiden nuorten tähtien lisäksi myös heidän joukkueensa kiinnostavat suuresti. Nuoret tähdet ovat keskittyneet lähellä galaksin päiväntasaajan tasoa, mikä ei ole ollenkaan yllättävää: tässä sijaitsee tähtienvälinen kaasukerros. Taivaallamme Linnunradan kaistaleella lepäävät nuoret loistavat tähdet ja niiden lämmittämät kaasupilvet. Mutta jos katsot tarkasti taivasta pimeänä kesäyönä, huomaat, että yksittäiset "tähtipilvet" erottuvat Linnunradassa. Kuinka todellisia ne ovat ja mitä aineen evoluution vaihetta ne heijastavat? Näitä valtavia nuorten tähtien ryhmiä kutsutaan tähtikomplekseiksi. Niiden tyypilliset koot ovat useita satoja parsekkeja.

Historiallisesti pienemmät nuorten tähtien ryhmät löydettiin ja tutkittiin ensimmäisinä - avoimet klusterit, kuten Plejadit. Nämä suhteellisen tiheät useiden satojen tai tuhansien tähtien ryhmät, joita sitoo keskinäinen painovoima, vastustavat menestyksekkäästi galaksin gravitaatiokentän tuhoisaa vaikutusta. Niiden alkuperä ei ole kiistanalainen: tällaisten klustereiden esi-isät ovat tähtienvälisten molekyylipilvien tiheät ytimet. Avoimet klusterit menettävät vähitellen tähtiään, mutta elävät silti melko pitkään: keskimäärin noin 500 miljoonaa vuotta, joskus jopa miljardeja.

Nuoria tiheitä tähtijoukkoja ympäröi usein harva, yhtä nuoria tähtiä sisältävä korona. Usein samankaltaisia ​​kruunuja löytyy yksinään, ilman keskusklusteria. Niitä kutsutaan tähtiyhdistyksiksi.

Yleensä Linnunradan taustalla erottuvat vain järjestön massiivisimmat ja kirkkaimmat jäsenet - spektriluokkien O ja B tähdet. Siksi tällaisia ​​ryhmiä kutsutaan OB-yhdistyksiksi. Joissakin niistä on merkkejä laajentumisesta 5-10 km/s nopeudella, joka alkoi jo tähtien syntymästä lähtien. Syynä laajenemiseen on todennäköinen, että massiiviset kuumat tähdet lämmittävät välittömästi ilmaantumisensa jälkeen ympäröivää kaasua ja karkottavat sen tähtienmuodostusalueelta. Kaasun karkaamisen myötä nämä alueet menettävät 70-95 % massastaan ​​eivätkä enää pysty pitämään sisällään nopeasti liikkuvia tähtiä, jotka kaasun jälkeen poistuvat syntymäpaikaltaan.

Assosiaatiot ovat lyhytikäisiä: 10-20 miljoonan vuoden kuluttua ne laajenevat yli 100 pc:n kokoisiksi, eikä niitä enää voida erottaa taustatähtien joukosta. Tämä luo illuusion, että assosiaatiot ovat harvinaisia ​​tähtiryhmiä. Todellisuudessa ne syntyvät yhtä usein kuin klusterit, ne vain romahtavat nopeammin.

Tähtien muodostumisprosessi on hyvin monimutkainen ja monella tapaa sitä ei ole vielä täysin ymmärretty.

Tunnetaan galakseja, joissa on runsaasti tähtienvälistä ainetta, mutta joissa ei ole lähes lainkaan nuoria tähtiä. Ja muissa järjestelmissä tähtien muodostuminen tapahtuu niin intensiivisesti, että se muistuttaa räjähdystä. Nähtäväksi jää, mitkä syyt stimuloivat tähtien muodostumista tai päinvastoin tukahduttavat sen.

Osmoosia kutsutaan usein ilmattomaksi tilaksi, mikä viittaa siihen, että se on tyhjä. Se ei kuitenkaan ole. Tähtienvälisessä avaruudessa on pölyä ja kaasua (pääasiassa heliumia ja vetyä, jälkimmäistä paljon enemmän). Universumissa on kokonaisia ​​pöly- ja kaasupilviä. Näiden pilvien ansiosta emme voi nähdä galaksimme keskustaa. Nämä pilvet voivat olla kooltaan satoja valovuosia, ja osa niistä voi puristua kokoon painovoiman vaikutuksesta.

Pakkausprosessin aikana osa pilvestä tihenee, pienenee ja samalla lämpenee. Jos puristetun aineen massa on riittävä ydinreaktioiden alkamiseen siinä puristusprosessin aikana, niin tällainen pilvi tuottaa tähti.

On huomattava, että yleensä yhdestä pilvestä syntyy kokonainen ryhmä tähdet , jota yleensä kutsutaan tähtien klusterin. Tässä pilvessä muodostuu erillisiä tiivistymiä (kutsumme niitä jatkossa myös pilviksi), joista jokainen voi syntyä tähti. Kuten mainittiin, helpoin tähdet joiden massa on 12 kertaa pienempi kuin Auringon. Jos romahtava pilvi on vähemmän massiivinen, mutta ei yli sata kertaa vähemmän massiivinen kuin aurinko, tällaiset pilvet muodostavat niin sanottuja ruskeita kääpiöitä. Ruskeat kääpiöt ovat vielä kylmempiä kuin punaiset kääpiöt tähdet. Nämä esineet kuumenevat melko voimakkaasti painovoiman puristusvoimien vaikutuksesta ja lähettävät paljon lämpöä (infrapunasäteilyä), mutta hehkuvat tuskin. Mutta ydinreaktiot eivät ala ruskeissa kääpiöissä. Lopulta gravitaatiopuristuksen pysäyttää sisältä tuleva kaasunpaine, uusia energiaosuuksia lakkaa vapautumasta ja ruskeat kääpiöt jäähtyvät suhteellisen lyhyessä ajassa. Yksi viimeisimmistä löydetyistä ruskeista kääpiöistä on Hydran tähdistössä oleva kääpiö, jonka magnitudi on vain 22,3, vaikka se on vain 33 valovuoden päässä Auringosta. Tämän lähimmän ruskean kääpiön ainutlaatuisuus piilee siinä, että kaikki aiemmin löydetyt samanlaiset esineet olivat osa binäärijärjestelmiä, ja tämä on yksittäinen. Se huomataan vain sen läheisyyden vuoksi Maahan. Jupiter-planeetta, aurinkokunnan suurin planeetta, on 80 kertaa kevyempi kuin massaltaan pienin tähdet ja vain 8-10 kertaa vaaleampia kuin ruskeat kääpiöt. Jälleen huomaamme esineen massan roolin sen omassa kohtalossaan.

Jos tarpeeksi massiivinen muodostaakseen tähdet pilvi lämpenee niin paljon, että se alkaa aktiivisesti lähettää lämpöä ja ehkä hehkua heikosti tummanpunaisena (jopa ennen ydinfuusion alkamista), tällaista pilveä kutsutaan yleensä prototähdeksi(ennen- tähti). Heti kun lämpötila prototähden keskustassa saavuttaa 10 000 000 K, ydinfuusio alkaa. Prototähden puristus pysäytetään kevyellä paineella, siitä tulee tähti. Jälleen massa määrittää, kuinka nopeasti prototähti muuttuu tähti. Tähdet Auringon tyyppi kuluttaa tässä syntymänsä vaiheessa 30 000 000 vuotta, tähdet kolme kertaa massiivisempi - 100 000 vuotta ja kymmenen kertaa vähemmän massiivinen - 100 000 000 vuotta. Ei-massiivinen siis tähdet He tekevät kaiken hitaammin, ja he syntyvät ja elävät. Kuten muistamme, niin helppoa tähtiin sisältää punaisen tähdet, jotka ovat kooltaan pieniä ja joita kutsutaan punaisiksi kääpiöiksi. Punaiset kääpiöt ovat kymmenen kertaa pienempiä kuin aurinko. Tähti Auringon tyyppiä kutsutaan keltaiseksi kääpiöksi tähdet ovat myös suhteellisen pieniä. Raskain ja suurin normaali tähdet kutsutaan sinisiksi jättiläisiksi.

Nuoressa iässä tähti sitä ympäröi edelleen sen emopilvi, joka kaasu- tai kaasu-pölykiekon muodossa pyörii sen ympärillä. Jossa tähti tuuli - kaikenlaisten hiukkasten virta, joka karkaa pinnalta tähdet suurilla nopeuksilla, kohdistaa painetta pilviaineeseen yrittäen työntää sitä pois. Koska pilvellä on litteän levyn muoto, hiukkasten liike sen tasossa paineen alaisena tähtien tuuli on vaikeaa. Aine ryntää pitkin pyörimisakselia tähdet ja pilviä, kahteen vastakkaiseen suuntaan. Näihin suuntiin on vähän ainetta, ja pilvipartikkelit ryntäävät lähes esteettömästi pois tähdet. Näin usein havaitaan aineen ulosvirtausta nuorista tähdet.

Tällä hetkellä useimpien astrofyysikkojen mielipiteet ovat yhtä mieltä siitä, että tähtien muodostuminen johtuu kaasun ja pölyn kertymisestä. Gravitaatiovoimien vaikutus tähtienväliseen pilveen johtaa puristus- ja laajenemisvoimien yhteenottoon. Laajenemista edistävät magneettikentät ja pilven sisäinen paine, toisaalta taivaankappaleen oma painovoima ja ulkoisen ympäristön vaikutus.

Samaan aikaan ulkopuolelta tuleva valo ei pääse läpinäkymättömään pilveen, ja ylimääräinen lämpöhäviö johtuu molekyylien infrapunasäteilystä. Tämän mukaan lämpötila pilven tiheässä osassa laskee -270 asteeseen, mikä väistämättä johtaa paineen laskuun. Tämä alue alkaa kutistua nopeasti hallitsevan ja tiheämmän puristusprosessin seurauksena. Seuraavaksi jo lämmitetty kaasupilvi vapautuu suuri määrä energiaa. Tämä selittyy sillä, että sisäinen paine ja lämpötila nousevat rajalle, kun tulevan tähden ytimessä laukeaa termoydinreaktiomekanismi, johon liittyy vetyatomien fuusio.

2. Kuinka planeetat ilmestyvät tähden ympärille

Alkuräjähdysteorian mukaan planeetat muodostuivat kosmisen pölyn kerääntymisestä. Suuret hiukkasvirrat vetivät puoleensa pienempiä, ja niiden koko kasvoi ajan myötä. Näin ilmestyi planeettajärjestelmä, joka kiertää keskeisen tähden - Auringon. Mutta on syytä huomata, että aurinko on keskikokoinen tähti. Galaksimme sisältää monia miljardeja tähtiä. Ja samanlaisia ​​galakseja on myös satoja miljardeja. Tutkijoiden laskelmat osoittavat, että planeettojen lukumäärä voi nousta kymmeniin miljardeihin biljooniin. Mutta miksi niitä sitten on niin vaikea löytää?

Tosiasia on, että planeetoilla ei ole omaa säteilyään. Niiden kirkkausaste riippuu tähdistä, joiden valoa ne heijastavat. Erityisesti kaukaiset planeetat ovat heikkoja kohteita mahdolliselle havaitsemiselle ja havainnolle. Näihin tarkoituksiin tutkijat turvautuvat taivaankappaleiden gravitaatiovaikutuksen tutkimiseen tähti-planeettajärjestelmässä. Painovoima on universaali ja tähdet vetävät planeettoja puoleensa. Planeetoilla puolestaan ​​on myös gravitaatiovoimaa, mutta vähemmän merkittävässä määrin.

3. Miten planeetta eroaa tähdestä?

Kuten edellä mainittiin, tärkein ero planeetan ja tähden välillä on, että se heijastaa valoa, kun taas tähdet pystyvät lähettämään sitä. Lisäksi on muita merkittäviä eroja. Tähdellä on suurempi massa ja lämpötila kuin planeetoilla. Lämpötila tähden pinnalla voi nousta 40 000 asteeseen. Pääsääntöisesti suuren massaeron vuoksi planeetat liikkuvat tähtien ympärillä.

Planeetasta ei voi tulla tähti useista syistä kemiallinen koostumus. Tähti sisältää pääasiassa kevyitä elementtejä. Vaikka planeetalla on, mukaan lukien kiinteä. On korostettava, että ehdottomasti kaikki tähdet käyvät läpi erilaisia ​​ydin- ja lämpöydinreaktioita, joita ei ole koskaan havaittu planeetoilla. Poikkeuksena jotain vastaavaa tapahtuu ydinplaneetoilla, mutta nämä ilmentymät ovat paljon heikompia.

Ymmärrämme jo paljon luonnon esineiden kehitysmekanismeista, mutta useimpien niistä syntymisen mysteeriä ei ole vielä ratkaistu. Biologit pohdiskelevat uusien lajien ja itsensä syntymistä, geologit väittelevät öljyn, mineraalien ja planeettojen synnystä, kun taas tähtitieteilijät kamppailevat tähtien, galaksien ja itse maailmankaikkeuden alkuperän kanssa. Jotain kuitenkin selventää - tähdet paljastavat alkuperänsä salaisuudet.

Tiedetään, että luonnollinen fuusioreaktorit, syntetisoituu keuhkoista kemiallisia alkuaineita vakavampi. Esimerkiksi helium muodostuu vedystä, hiili muodostuu heliumista jne. Näiden reaktioiden esiintyminen Auringon syvyyksissä nykyään tallennetaan suoraan maan päälle (tai pikemminkin maan alle) neutriinoilmaisimilla. On myös selvitetty, kuinka kauan tähdet elävät ja miten niiden elämä päättyy: mitä massiivisempi tähti, sitä kirkkaammin se loistaa ja sitä nopeammin se polttaa ydinpolttoaineensa. Auringon kaltaiset tähdet elävät noin 10 miljardia vuotta, kun taas 10 kertaa massiivisemmat jättiläiset palavat kokonaan loppuun vain 25 miljoonassa vuodessa. Mutta kääpiöiden, joiden massa on puolet Auringosta, pitäisi elää lähes 100 miljardia vuotta - paljon pidempään kuin maailmankaikkeuden nykyinen ikä.

Elämänsä lopussa tähti yleensä irtoaa pintakerroksensa. Massiiviset valaisimet tekevät tämän räjähdysmäisesti ja niistä tulee supernoveja, kun taas pienimassaiset tekevät tämän hiljaa ja kietoutuvat hitaasti laajenevaan planetaariseen sumuun. Mutta joka tapauksessa evoluution lopussa tähdestä jää paisuva kaasupilvi ja tiheä kompakti esine - valkoinen kääpiö, neutronitähti tai musta aukko.

Yksittäiset yksityiskohdat tässä kuvassa voivat muuttua, mutta yleensä tähden elämän kulku on luotettavasti jäljitettävissä, myös tietokonemallien avulla. "Anna minulle tähti, niin ennustan sen kohtalon!" - tähtitieteilijä voi huudahtaa. On helppo sanoa "anna se!" Mutta miten tähdet oikein syntyvät? On selvää, että ne syntyvät tähtienvälistä tilaa täyttävien kaasupilvien puristuessa, mutta erityyppisten tähtien syntymiseen johtaneiden prosessien yksityiskohdat ovat edelleen suurelta osin mysteerisiä.

Tummassa pilvessä

Tältä tähtien syntymäprosessi näkyy nykyään. Tähtienvälisessä pilvessä käydään jatkuvaa kamppailua kahden trendin - pakkaamisen ja laajenemisen - välillä. Pilven puristamista helpottaa sen oma painovoima ja ulkoiset voimat(esimerkiksi naapuritähtien räjähdykset), ja laajeneminen on kaasun ja magneettikenttien painetta pilven sisällä. Yleensä tämä taistelu päättyy puristusvoimien voittoon. Tosiasia on, että tähtivalo ei tunkeudu ulkopuolelta läpinäkymättömään pilveen eikä lämmitä sitä, ja molekyylien ja pölyn infrapunasäteily poistuu helposti pilvestä ja kuljettaa lämpöä pois. Tämän "anti-kasvihuoneilmiön" seurauksena pilven tiheimmässä osassa lämpötila laskee lähes -270 °C:een ja kaasun paine laskee niin paljon, että voimien tasapaino väistämättä häiriintyy ja tämä alue alkaa kutistuu hallitsemattomasti. Jos puristetun kaasun massa on pieni, muodostuu yksi tähti, ja jos kaasua on paljon, niin sen puristumisen ja pirstoutumisen aikana syntyy ryhmä kappaleita - tähtijoukko.

Muodostumisprosessin aikana jokainen tähti käy läpi kaksi ominaista vaihetta - prototähden nopean ja hitaan puristamisen. Nopea puristus on prototähden aineen lähes vapaa pudotus kohti sen keskustaa. Tässä vaiheessa painovoima hallitsee ylimpänä. Ja vaikka kaasun pitäisi lämmetä puristuksen aikana, sen lämpötila pysyy lähes muuttumattomana: ylimääräinen lämpö karkaa infrapunasäteilyn muodossa, jolle löysä prototähti on täysin läpinäkyvä. Tämä kestää noin 100 tuhatta vuotta, jonka aikana prototähden koko pienenee 100 tuhatta kertaa ja aineen tiheys kasvaa miljoonia miljardeja kertoja - melkein täydellisestä tyhjiöstä huoneilman tiheyteen.

Ja sitten tulee hetki, jolloin tiivistynyt prototähti muuttuu läpinäkymättömäksi omalle infrapunasäteilylleen. Lämmönpoisto vähenee jyrkästi, ja kaasun jatkuva puristus johtaa siihen nopea lämmitys, paine kasvaa ja tasapainottaa painovoimaa. Nyt prototähti ei voi supistua nopeammin kuin hidas jäähtyminen pinnasta sallii. Tämä vaihe kestää useita kymmeniä miljoonia vuosia, mutta tänä aikana tulevan tähden koko pienenee vain kymmenen kertaa ja aine puristuu suunnilleen veden tiheyteen. Monille tulee yllätyksenä, että Auringon keskimääräinen tiheys on 1,4 g/cm 3 (täsmälleen kuten Kuolleenmeren veden tiheys) ja keskellä se lähestyy 100 g/cm 3, mutta tästä huolimatta aurinkoainetta on silti jäljellä. kaasu, tarkemmin sanottuna plasma. Kun lämpötila prototähden syvyyksissä saavuttaa useita miljoonia asteita, alkavat lämpöydinreaktiot: vety muuttuu heliumiksi vapauttamalla lämpöä, mikä kompensoi sen menetystä pinnalta. Puristus pysähtyy - prototähdestä on tullut tähti.

Tässä piirretty kuva on tietysti vain ääriviivat. Vain havainnot todella muodostuvista tähdistä voivat puhaltaa siihen elämää ja selkeyttää yksityiskohtia. Mutta on vaikeaa tutkia tähtien syntyä, jo pelkästään siksi, että meidän aikakautemme galaksin tähtienvälisen aineen varat ovat kuluneet huomattavasti loppuun. Loppujen lopuksi ne täydentyvät vain osittain sillä, mitä kuolevat tähdet heittävät avaruuteen. Uusia valaisimia syntyy nykyään harvoin. Koko valtavassa galaksissamme näkyy keskimäärin vain muutama tähti vuodessa. Useimmat tähtienmuodostusalueet sijaitsevat huomattavan etäisyyden päässä meistä ja niitä on vaikea tutkia. Lisäksi tähtien muodostuminen tapahtuu kylmien kaasu- ja pölypilvien syvyyksissä, jotka ovat valolle täysin läpinäkymättömiä. 98 % näistä pilvistä koostuu vedystä (yksittäisten H 2 -atomien ja -molekyylien muodossa) ja heliumista. Nämä kaasut eivät käytännössä häiritse valon kulkua. Mutta loput 2% massasta, joka putoaa raskaammille elementeille, muodostaa pieniä kiinteitä hiukkasia, joiden koko on sadasosan mikronin - pölyrakeita, jotka absorboivat ja sirottavat aktiivisesti säteilyä. On erittäin vaikea nähdä, kuinka tähti muodostuu tämän "sumun" taakse.

Mielenkiintoisimpia tuloksia tällä alueella tarjoavat infrapunateleskoopit ja radioteleskoopit lyhimmällä aallonpituusalueella - submillimetrillä. Niiden vastaanottama säteily tunkeutuu pölyverhon läpi sen aallonpituudesta lähtien lisää kokoja pölyhiukkasia Mutta valitettavasti se imeytyy maan ilmakehään. Siksi instrumentit on asennettava stratosfääriin nouseviin lentokoneisiin tai, mikä vielä parempi, ilmakehän ulkopuolella toimiviin satelliitteihin. Kuitenkin jopa maapallolla on mahdollista löytää korkealta vuoristosta paikkoja, joissa ohut, kuiva ilma ei suuresti häiritse havainnointia. Chilen Andit ovat erittäin hyviä tässä suhteessa. Juuri sinne Etelä-Euroopan observatorioon (La Silla, Chile) on asennettu yksi parhaista maanpäällisistä instrumenteista nousevien tähtien tutkimiseen - infrapunaspektrografien ja -kameroiden kompleksi, joka on asennettu 3,6 metrin NTT-teleskooppiin (New Technology). Teleskooppi).

Tällä instrumentilla espanjalainen tähtitieteilijä Fernando Comeron sai kuvan iso kompleksi tähtien muodostus RCW 108. Se koostuu 600 yksittäisestä kehyksestä ja kattaa taivaan alueen, joka on yhtä suuri kuin puolet kuun kiekosta. Tieteellisestä näkökulmasta tämä kuva on mielenkiintoinen, koska se vahvistaa teoreettisen mallin nuorten tähtien "kuoriutumisesta" pilvestä - niin sanotun "samppanjamallin". Linnunradan taustaa vasten selvästi näkyvä tumma pilvi toimii läpäisemättömänä pullona, ​​jonka sisällä vastasyntyneet tähdet lämmittävät ympäröivää kaasua ja lisäävät sen painetta. Loppujen lopuksi pilvi ei kestä sitä, sen ohuin seinä ("tulppa") murtuu ja kuuma kaasu virtaa ympäröivään tilaan. Tämä on juuri se hetki, jonka näemme valokuvassa. Pilven keskellä oleva kirkas sumu on kuumaa kaasua, joka karkasi noin 10 km/s nopeudella ja syöksyi kohti aurinkoa. (Älä huoli - se ei koskaan saavuta aurinkokuntaa.)

Jos massiivinen tähti syntyy nuorten tähtien ryhmään, niin tämä tähti alkaa "hallita esitystä": sen voimakas säteily ja pinnasta tulevat kaasuvirrat (tähtituuli) lämmittävät ympäröivää ainetta, pysäyttävät sen puristumisen ja sammuta uusien tähtien muodostumisprosessi. Kuten käki pesässä, massiivinen tähti yrittää tyhjentää tilaa ympärillään. Joskus massiivisten tähtien toiminta ei vain pysäytä tähtien muodostumista, vaan johtaa myös vastasyntyneen joukon täydelliseen hajoamiseen: yhdessä tähtienvälisen kaasun kanssa se menettää niin paljon massaa, että nuoret tähdet helposti ylittävät heikentyneen gravitaatiokentän ja jättävät "kehdon".

Ensimmäinen oikea käsitys tähtien alkuperästä kuuluu Newtonille. Tuskin ymmärtänyt painovoiman kaikenkattavaa luonnetta, hän alkoi miettiä sen roolia taivaankappaleiden kehityksessä.

Kirjeessä pastori Richard Bentleylle, päivätty 10. joulukuuta 1692, Newton kirjoittaa näin: "Minusta näyttää siltä, ​​että jos kaikki aurinkomme ja planeettamme ainekset ja kaikki maailmankaikkeuden ainekset olisivat tasaisesti hajallaan taivaan syvyyksissä, ja jos jokaisella hiukkasella olisi synnynnäinen gravitaatio kaikkia muita kohti, ja jos lopuksi tila, jossa tämä aine hajoaisi, olisi äärellinen, tämän tilan ulkopuolella oleva aine vetäytyisi ilmaistun painovoiman ansiosta kaikkeen sisällä olevaan aineeseen. ja sen seurauksena putoaisi kaiken avaruuden keskelle ja muodostaisi sinne yhden valtavan pallomaisen massan. Kuitenkin, jos tämä aine jakautuisi tasaisesti äärettömään avaruuteen, se ei koskaan voisi yhdistyä yhdeksi massaksi, vaan osa siitä tiivistyisi tänne ja toinen sinne muodostaen äärettömän määrän valtavia massoja, jotka ovat hajallaan valtavilla etäisyyksillä toisistaan ​​koko tässä äärettömässä avaruudessa. Näin voidaan muodostaa sekä aurinko että kiinteät tähdet."

Todellisuudessa painovoima ei voi kerätä kaikkea ainetta yhteen paikkaan edes tähtienvälisen pilven rajallisessa tilassa. Avaruus on myrskyisä: ääni- ja shokkiaallot liikkuvat pilven läpi eri suuntiin puristaen ja harventaen yksittäisiä kaasun osia. Painovoima vain poimii ja viimeistelee yksittäisten pilven fragmenttien pakkaamisen. Hän ymmärsi tämän ja toi Newtonin idean tiukan tasolle matemaattinen teoria toinen englantilainen fyysikko, James Jeans, kaksisataa vuotta myöhemmin.

Karuselli pysäkki

Vaikka monet tähtien muodostumisteorian johtopäätökset on jo vahvistettu havainnoilla, ratkaisemattomia ongelmia on jäljellä. On esimerkiksi epäselvää, kuinka prototähdet pääsevät eroon "ylimääräisestä kierrosta". Kaasun liikkeen satunnaisen, turbulentin luonteen vuoksi mikä tahansa tähtienvälisen pilven osa pyörii hitaasti. Kun se supistuu yrittäessään tulla tähdeksi, kulmamomentin säilymislain mukaan pyöriminen kiihtyy - kaikki muistavat, kuinka taitoluistelijat kiihdyttävät kiertoaan painamalla kätensä kehoonsa. Jos jarrumekanismeja ei olisi ollut, keskipakovoima ei olisi sallinut tähden syntyä ollenkaan.

Yksi näistä mekanismeista tarjoaa kaasukitkaa: prototähden sisäiset, nopeasti pyörivät alueet hankautuvat ulkoisia vasten siirtäen liikkeensä energian niihin. Samaan aikaan ne itse hidastuvat, saavat mahdollisuuden kutistua edelleen ja tulla tähdeksi, ja ulommat alueet päinvastoin rentoutuvat ja pysyvät pyörimässä ohuen levyn muodossa, josta myöhemmin muodostuu planeettoja. Tämän protoplanetaarisen levyn elämä itsessään on erittäin mielenkiintoinen ja huonosti tutkittu. Esimerkiksi jossain levyn evoluution vaiheessa sen pyörimisakselia pitkin ohuita kaasusuihkuja voidaan "ammuttaa" molempiin suuntiin.

Havainnot osoittavat, että protoplanetaariset levyt ovat yleisiä muodostavien tähtien ympärillä. Ja "valmiiden" planeettajärjestelmien läsnäolo, joista yli kaksisataa on jo löydetty Auringon läheisyydestä, vahvistaa ajatuksen kulmaliikkeen uudelleenjaosta tähden ja tulevien planeettojen välillä. Luonto ei kuitenkaan koskaan rajoitu käyttämään yhtä, jopa parasta ideaa. Kuten fyysikot sanovat, jos jokin ei ole luonnossa kiellettyä, niin se varmasti tapahtuu. Mutta ei ole kiellettyä, että nopeasti pyörivä prototähti hajoaa jossain hetkessä puoliksi, jolloin yhden kappaleen kulmaliikemäärä muuttuu kahden kappaleen keskinäiseksi kiertoradalle. Mutta tarkoittaako tämä sitä, että yhden tähden sijasta syntyy kaksi? Tarkalleen! Tähtitieteilijät ovat jo pitkään huomanneet, että lähes puolet tähdistä haluaa elää pareittain. Aurinkomme on yksi tähti, mutta tämä on pikemminkin poikkeus säännöstä. Jos katsot tarkkaan, paitsi Suuri määrä kaksoistähtiä Kolminkertainen, nelinkertainen ja jopa kuusinkertainen havaitaan (esimerkiksi tähti Castor, alfa Kaksoset). Näyttää siltä, ​​että prototähtien peräkkäinen jakautuminen puristuksen aikana auttaa niitä tehokkaasti taistelemaan keskipakoisvoimia vastaan ​​ja johtaa miniatyyritähtikollektiivien syntymiseen.

Tarantula-sumu, joka sijaitsee viereisessä Suuressa Magellanin pilvessä, on 170 tuhannen valovuoden päässä meistä, mutta se loistaa niin kirkkaasti, että se näkyy jopa paljaalla silmällä. Sen halkaisija on lähes 1000 valovuotta. Galaksissamme tai lähigalakseissa ei ole suurempia tähtien muodostumiskeskuksia. Euroopan eteläisen observatorion Chilessä sijaitsevan 8-metrisen VLT-teleskoopin kuvan keskellä on nuorten, massiivisten ja erittäin kuumien tähtien ryhmä Radcliffe 136 (R 136), jonka voimakas säteily ja voimakkaat tähtituulet tekevät sumu hehkuu. Tämä tähtijoukko on vain 2-3 miljoonaa vuotta vanha, joten sen massiiviset tähdet ovat edelleen elossa. Ja tällaisia ​​tähtiä on yli 200, joidenkin massa on yli 50 auringon massaa; tällaisia ​​raskassarjalaisia ​​muodostuu erittäin harvoin.

Oikealla ja tämän kuvan yläpuolella on toinen kirkkaiden massiivisten tähtien ryhmä - Hodge 301. Sen ikä on noin 20 miljoonaa vuotta. Siksi sen massiivisimmat tähdet ovat jo päättäneet elämänsä ja räjähtäneet supernovaina, jotka heittävät ainetta ulos valtavalla nopeudella ja muodostavat sotkeutuneiden kuitujen verkoston joukon ympärille. Siellä on odotettavissa pian uusia räjähdyksiä, kun Hodge 301 -klusterissa havaitaan kolme punaista superjättiläistä, jotka seuraavan kolmen miljoonan vuoden aikana myös päättävät elämänsä jättimäisellä ilotulituksella.

Vaikka jotkut tähdet kuolevat tähän "kosmiseen hämähäkkiin", toiset vain syntyvät sinne. Monet tummat pilvet, jotka ovat helposti erotettavissa vaaleaa taustaa vasten, näyttävät meille, missä kaasun jäähtyminen ja puristuminen tapahtuu, valmiina antamaan elämää seuraaville tähtien sukupolville. Itse asiassa Tarantula on jättiläishautomo, jossa syntyy kaikenkokoisia tähtiä, ei vain raskassarjalaisia, vaan myös Auringon kaltaisia ​​(vaikka vain jättiläiset näkyvät meille kaukaa). Joissakin paikoissa tässä pilvessä tapahtuu hämmästyttävä toistuvan, stimuloidun tähtien muodostumisen prosessi: voimakas säteily ja massiivisten tähtien räjähdykset synnyttävät shokkiaaltoja, jotka puristavat ympäröivää kaasua ja luovat siten olosuhteet seuraavan tähtien sukupolven muodostumiselle.

Tähtien muodostumisen vaiheet

Jättiläisten alkuperä

Biologin on vaikea tutkia baobabpuun elämää - tätä varten sinun on elettävä tuhansia vuosia. Drosophila-kärpäsen tutkiminen on paljon helpompaa: se syntyi tänään, synnytti jälkeläisen viikkoa myöhemmin ja kuoli kaksi viikkoa myöhemmin. Sama on tähtien kanssa. Pienimassaiset tähdet ovat olemassa miljardeja vuosia käytännössä muuttumattomina, kun taas suurimassaiset tähdet muodostuvat nopeasti, elävät hetken ja kuolevat kirkkaina. Tähtitieteilijät rakastavat massiivisten tähtien tutkimista. Mutta kuinka massiivinen tähti voi olla? Tämä kysymys on askarruttanut tähtitieteilijöitä vuosikymmeniä. Jos ymmärrämme oikein tähden syntymän ja elämän fysiikan, tähdet eivät voi olla liian massiivisia. On totta, että tähtitieteen historia on osoittanut puolen vuosisadan ajan, ettemme ymmärrä tätä fysiikkaa täysin oikein.

Kun tähden massa kasvaa, sen sisäpuolen lämpötila nousee nopeasti ja säteilypaine ulkokerroksiin kasvaa. Tämän pitäisi johtaa vakauden menettämiseen, tähden kasvavaan värähtelyyn ja sen verhon vapautumiseen. Vuonna 1959 Martin Schwarzschild ja hänen kollegansa arvioivat teoriassa tähden rajoittavaksi massaksi 60 auringon massaa, mikä jo silloin oli ristiriidassa havaintojen kanssa, koska vuodesta 1922 tunnetun kaksoisPlaskett-tähden kokonaismassa on noin 150 auringon massaa, mikä tarkoittaa sen päämassaa. komponentti on vähintään 75 kertaa massiivisempi kuin aurinko.

Teoriaa alettiin parantaa: useita yksityiskohtia otettiin huomioon, ja teoreettinen massakynnys nousi 100 aurinkoenergiaan. Mutta tarkkailevat tähtitieteilijät eivät myöskään istuneet toimettomana. He selvittivät, että tähti P Cygni on lähes miljoona kertaa kirkkaampi kuin aurinko. Tällainen tähti repeytyisi oman valonsa paineesta, jos sen massa olisi alle 80-100 auringon massaa - aivan sallitun rajalla. Teoreetikot jännittyivät. Sillä välin tarkkailijat havaitsivat, että on olemassa tähtiä, joiden kirkkaus on vieläkin suurempi. Esimerkiksi sumussa NGC 3372 sijaitsevan Eta Carinaen säteilyteho on 5 miljoonaa kertaa suurempi kuin Auringon. Tällaisen "kohdevalon" massa ei voi olla pienempi kuin 200 auringon massaa. Teoreetikot luovuttivat: he eivät yksinkertaisesti voineet "tehdä" tähteä, jonka massa olisi yli 150 aurinkomassaa.

Samaan aikaan tarkkailijat eivät antaneet periksi: noin 8000 valovuoden päässä meistä sijaitsevan pienen tähtijoukon Pismis 24 ytimestä he löysivät säteilynsä voimasta päätellen Auringon massaltaan 200:lla ylittävän tähden, tai jopa 300 kertaa! Tässä vaiheessa teoreetikot eivät enää kestäneet sitä: "Emme usko sitä!" - ja pakotti tarkkailijat katsomaan lähemmin raskaansarjan tähteä. Kansainvälinen tähtitieteilijöiden ryhmä, jota johtaa H.M. Apellaniz (J.M. Apellaniz, Andalusian astrofysiikan instituutti, Espanja) havaitsi 6,5 metrin Magellan-teleskooppia ja Hubble-avaruusteleskooppia käyttämällä, että tähti on kaksinkertainen! Toistensa vieressä, pyörien yhteisen massakeskuksen ympärillä, elää kaksi täyteläistä tähteä, joista jokainen on noin 100 kertaa Aurinkoa massiivisempi. Toinen yhtä massiivinen tähti löydettiin samasta joukosta. Tämä on sinänsä äärimmäisen utelias: kolme karhua yhdessä luolassa! Galaxyssa ei ole enempää kuin tusina tällaista massiivista tähteä, mutta tässä niitä on kolme yhdessä paikassa. Mutta tämä on sattuman kysymys, ja tärkeintä tässä on, että tähtien sisäisen rakenteen teoria on kestänyt kokeen - tähtien massat eivät ylitä 150 auringon massaa (kävi ilmi, että tämän Carinaen massa oli aluksi hieman liioiteltu - se ei myöskään ylitä 150 auringon massaa).

Näyttää siltä, ​​​​että kaikki on kunnossa ja tähtitieteilijät voivat nukkua rauhallisesti (tietysti päivällä, koska he työskentelevät yöllä). Mutta ei - vain alan asiantuntijat voivat nukkua rauhassa. sisäinen rakenne tähdet Ja ne, jotka tutkivat tähtien muodostumista, eivät voi nukkua. Tosiasia on, että prototähti, kun sen massa kasvaa, lisää nopeasti säteilytehoaan ja alkaa aktiivisesti työntää pois uusia aineosia. Laskelmat osoittavat, että tähtiä, joiden massa on yli 15-20 aurinkomassaa, ei voi syntyä ollenkaan. Mutta niitä on olemassa! Ehkä nämä raskassarjat muodostuvat myöhemmin, esimerkiksi useiden nuorten tähtien tarttuessa yhteen? Asia ei ole vielä selvä. Tämän ongelman parissa on vielä tehtävää.

Tähtien muodostumisen ja evoluution perusteoria syntyi 1920-luvulla pääasiassa kahden merkittävän englantilaisen fyysikon – James Jeansin ja Arthur Eddingtonin – ponnisteluilla. Saatiin tyylikkäät yhtälöt, jotka kuvaavat kaikki itsestään valaisevien kaasupallojen pääominaisuudet. Äärimmäisen inspiroituneena hänen tutkimuksensa tuloksista - ennen kaikkea niiden selkeydestä ja yksinkertaisuudesta - Jeans kirjoitti: "... meille on selvää, miksi kaikilla tähdillä on hyvin samanlainen paino; tämä johtuu siitä, että ne kaikki muodostuvat samalla prosessilla.

Ne näyttävät luultavasti samalla koneella valmistetuilta tehdastuotteista." Varovaisempi Eddington oli käytännössä samaa mieltä hänen kanssaan: "On perusteltua toivoa, että voimme lähitulevaisuudessa ymmärtää niin yksinkertaisen asian kuin tähti." Totta, yksi vanhemmista tovereista huomautti Eddingtonille: "Jos sinua katsottaisiin usean valovuoden etäisyydeltä, sinäkin vaikuttaisit erittäin yksinkertaiselta." Elämä on osoittanut tämän huomautuksen totuuden. Vuonna 1960 kuuluisa tähtitutkija, amerikkalainen tähtitieteilijä Martin Schwarzschild kirjoitti: "Mitä paremmin ymmärrämme tällaisen kompleksin todellista tilaa. liikunta, mikä tähti on, sitä hämmentyneemmältä se meistä näyttää."

Oliko Kopernikus väärässä?

Vaikka massiiviset tähdet voimakkaan säteilynsä ja tähtituulinsa ansiosta pääsevät aktiivisesti eroon niitä ympäröivästä aineesta, kohtalaisen massaiset tähdet panevat tämän asian toimiin - siitä muodostuu planeettajärjestelmiä. Nyt ei ole enää epäilystäkään siitä, että useimpien tähtien syntymään liittyy planeettojen syntyä. Tarkoittaako tämä, että aurinko on tyypillinen tähti ja aurinkokunta tyypillinen planeettajärjestelmä?

Kopernikuksen aikakaudella tähtitieteilijät siirsivät Maan "universumin olympuksesta" yhdeksi monista planeetoista. Ja jokainen seuraava vuosisata vain vahvisti keskinkertaisuuttamme, jota alettiin kutsua jopa kopernikaaniseksi periaatteeksi: Aurinko osoittautui tavalliseksi tähdeksi, jota on miljardeja, ja tähtikotimme - galaksi - ei näyttänyt erottuvan joukosta. millään tavalla miljoonien muiden "saariuniversumien" joukossa.

Kopernikaaninen periaate vahvistettiin pienissäkin yksityiskohdissa: Maasta löydetty Newtonin gravitaatiolaki osoittautui soveltuvaksi kaikkiin avaruuskohteisiin ja siitä tuli "laki". universaali painovoima"; Spektritutkimukset ovat osoittaneet, että kaikki taivaankappaleet koostuvat meille maapallolla tutuista jaksollisen järjestelmän elementeistä. Vain muutama vuosikymmen sitten tiedemiehiltä saattoi kuulla, että kosmos on yhtenäinen, ellei täysin yksitoikkoinen; että useimmat tähdet ovat kopioita Auringostamme, että jokaisen vieressä on luultavasti maapallon kaltainen planeetta, ja sillä, näethän, veljet mielessä... Mutta tähtitieteilijät katsoivat yhä tarkemmin ympäröivää avaruutta , ja se tuntui heistä, kuten Alice sanoi, "yhtye oudolta".

Kävi ilmi, että miljardien tähtien joukosta on lähes mahdotonta löytää Aurinkoa muistuttavaa ja yhtä rauhallista valoa. Galaxymme, sen kaltaisten suurten tähtijärjestelmien joukossa, osoittautui myös äärimmäisen "rauhanomaiseksi", sillä se ei osoittanut käytännössä mitään toimintaa: jopa sen ytimessä sijaitseva massiivinen musta aukko käyttäytyy erittäin hiljaa. Aurinko planeetoineen ei kuitenkaan liiku galaksissa, vaan välttää iloisesti paikkoja, joihin kerääntyy vastasyntyneitä tähtiä, joiden joukossa on paljon aktiivisia ja siksi biosfäärillemme vaarallisia. Viimeinen asia, jota tähtitieteilijät eivät ole pystyneet selvittämään pitkään aikaan, on planeettamme tyypillinen ominaisuus ja kuinka usein Maan kaltaisia ​​planeettoja löytyy muiden tähtien ympäriltä. Planeettojen löytäminen muiden tähtien läheltä on aina tuntunut uskomattoman vaikealta tehtävältä.

Mutta 1900-luvun viimeinen vuosikymmen antoi tähtitieteilijöille kauan odotetun löydön: vuosina 1991-1996 löydettiin ensimmäiset planeettajärjestelmät erityyppisten tähtien ympäriltä, ​​mukaan lukien jopa neutronitähdet - radiopulsarit. Ja sitten kävi ilmi, että useimmat eksoplanetaariset järjestelmät ovat täysin erilaisia ​​kuin meidän. Niissä jättiläisplaneetat, kuten Jupiter, miehittävät "elämävyöhykkeen" - tähden ympärillä olevan alueen, jossa planeetan lämpötilaolosuhteet sallivat nestemäisen veden olemassaolon - pääedellytyksen maatyyppisen elämän kehittymiselle. Mutta elämä ei voi kehittyä kaasujättiläisille "Jupitereille" itse (niillä ei ole edes kiinteää pintaa), ja nämä jättiläiset työntävät pieniä maanpäällisiä planeettoja pois "elämävyöhykkeeltä". Nyt on selvää, että aurinkokunta on epätyypillinen ja ehkä ainutlaatuinen: sen jättiläisplaneetat, jotka liikkuvat pyöreillä kiertoradoilla "elämävyöhykkeen" ulkopuolella, sallivat maanpäällisten planeettojen olemassaolon tällä vyöhykkeellä pitkään, joista yksi, Maa, on biosfääri. Ilmeisesti muilla planeettajärjestelmillä on erittäin harvoin tämä laatu. Tämä on epämiellyttävä uutinen niille, jotka toivovat löytävänsä nopeasti mielessään veljiä. Mutta galaksi on suuri, siihen syntyy jatkuvasti tähtiä ja siksi planeettoja. Ympärillämme on miljardeja tähtiä, joita ympäröivät planeetat (nyt olemme varmoja siitä!). Heidän joukossaan on varmasti kopioita maapallosta ja ehkä jopa elämälle edullisempia paikkoja.