Tähden elinkaari - kuvaus, kaavio ja mielenkiintoisia faktoja. Kuinka tähdet kuolevat

Elinkaari tähdet riippuu niiden massasta. Suuret tähdet polttavat polttoainetta voimakkaammin ja palavat useiden kymmenien miljoonien vuosien aikana. Pienet voivat "kytetä" satoja miljardeja vuosia.

Kun vety loppuu, nukleosynteesireaktiot pysähtyvät. Painovoima alkaa puristaa tähteä, kunnes lämpötilan nousu laukaisee sekundaarisen lämpöydinfuusion, jonka aikana tähden ytimessä oleva helium muuttuu hiileksi. Hänen sydämessään pysyy puhtaan hiilen kristalli - tuhannen karaatin timantti. Heliumin toissijaisen palamisen aikana tähden ytimessä vapautuu niin paljon energiaa, että tähti alkaa puhaltaa ja muuttua punainen jättiläinen , koska sen ulkokerros jäähtyy spektrin punaiseen osaan. Tähden halkaisija kasvaa yli 100 kertaa. Kun sekundaarisen lämpöydinfuusion polttoaine loppuu, gravitaatiovoimat alkavat jälleen puristaa tähteä ja se muuttuu rappeutuneeksi valkoinen kääpiö , joka säteilee jäännöslämpöä avaruuteen, kunnes se jäähtyy kokonaan. Kun tähti kehittyy punaisesta jättiläisestä valkoiseksi kääpiöksi, suurin osa sen uloimmista kerroksista valuu tähtienväliseen väliaineeseen ja niistä tulee materiaalia uusien tähtien muodostumista varten.

Tällainen loppu on tarkoitettu keskimääräisille tähdille, kuten Auringollemme.

Tähdet, jotka ovat yli 8 kertaa massiivisemmat kuin Aurinko, kuolevat eri skenaarion mukaan. Heliumin palamisen jälkeen niiden valtava massa puristamisen aikana lämmittää ytimen ja kuoren niin paljon, että seuraavat nukleosynteesireaktiot käynnistyvät, minkä seurauksena saadaan ensin hiiltä, ​​sitten piitä, magnesiumia ja seuraavat alkuaineet kasvavilla ydinmassoilla . Lisäksi jokaisen uuden reaktion alkaessa tähden ytimessä edellinen jatkuu sen kuoressa. Kaikki kemiallisia alkuaineita, joista universumi koostuu, muodostuivat juuri kuolevien suurten tähtien syvyyksissä tapahtuneen nukleosynteesin seurauksena. Heti kun raudan muodostumisen vuoro tulee, tähden loppu tulee. Sen synteesin aikana energiaa ei vapaudu, vaan se vain imeytyy. Lyhyessä ajassa polttoaine loppuu, lämpöydinreaktiot pysähtyvät ja painovoimat romahtavat tähden kuorta kohti sen keskustaa. Ulkokuoren ja ytimen välinen törmäysenergia on erittäin korkea. Hän räjäyttää tähden.

Jos tähti oli yli 30 kertaa raskaampi kuin Aurinko, sen jälkeen kun se räjähtää kuin supernova, painovoiman romahdus ei pysähdy - se muodostuumusta aukko. Sen tiheys on sama kuin maapallolla, jos se puristetaan halkaisijaltaan 5 cm:iin, joten mustien aukkojen vetovoimalla on taipumus äärettömään. Jopa valon hiukkaset enimmäisnopeuksillaan eivät voi voittaa tällaista houkuttelevaa voimaa. Siksi musta aukko ei heijasta siihen putoavaa valoa, vaan absorboi sen. Siitä syystä nimi.

Tiedemiehet ehdottavat, että fysiikan lait eivät päde mustissa aukoissa, tila ja aika lakkaavat olemasta, mutta informaatio säilyy holografisten projektioiden muodossa. Mustan aukon reuna - tapahtumahorisontti on ajan ja tilan raja. Mustan aukon keskus on singulariteetti – fyysinen epävarmuus. Musta aukko kuluttaa tähtiä ja sumuja niin kauan kuin niille on tilaa. Ja sitten se vapauttaa voimakkaan kaasuvirran - kvasaari galaksin ulkopuolella. Kvasaarin leveys on suurempi kuin sen halkaisija aurinkokunta. Galaksin ulkopuolella alkaa muodostua uusia tähtiä ja uusia galakseja. Mustat aukot ohjaavat maailmankaikkeuden kehitystä.

Tähtien kuolema antaa rakennusmateriaali universumin puolesta. Kaikki kemialliset alkuaineet - kulta, hopea, platina, rauta ja muut - muodostuvat kuolevien tähtien sisällä ja hajaantuvat niiden räjähdyksen aikana avaruuteen.

Ensimmäiset tähdet olivat massiivisia (useita tuhansia kertoja suurempia kuin Aurinko) ja epävakaita. He syntyivät nopeasti ja kuolivat nopeasti jättäen jälkeensä kosmista pölyä, jossa oli runsaasti erilaisia ​​kemiallisia alkuaineita.

Ensimmäiset tähdet muodostuivat kosmisista sumuista alkuräjähdyksen energian ansiosta. Myöhemmissä vaiheissa ja nyt tähtien syntymä jatkuu. Mutta tämä tapahtuu vasta toisen supernovan räjähdyksen jälkeen. Sen räjähdysaalto antaa impulssin kosmisten pölyhiukkasten vuorovaikutukseen, jonka seurauksena ne alkavat liikkua ja kiinnittyä. Tarttumalla yhteen yhdeksi esineeksi ne lisäävät yhä enemmän sen kokoa, mikä lisää sen painovoimaa, mikä houkuttelee edelleen muita hiukkasia ja sitten suurempia avaruusobjekteja.

Nuori tähti ja sen ympärillä oleva avaruus alkuvaiheessa se on raivoava elementti, jolla on suuri määrä kaoottisesti pyöriviä pieniä planeettoja. Toistensa kanssa törmääessään jotkut niistä murenevat, kun taas toiset kasvavat imeen itseensä ensimmäisen jäännökset. Tällaisten törmäysten seurauksena esimerkiksi Merkurius menetti ylemmän kuorensa ja vain ydin jäi jäljelle.

500 miljoonan vuoden kuluttua planeettojen määrä vähenee ja niiden koko kasvaa.

Aurinko kuuluu pienille tähdille. Sen kuolema 5-6 miljardin vuoden kuluttua tapahtuu ensimmäisen skenaarion mukaan. Nykyään maailmankaikkeudessa 80 % tähdistä ei ole suurempia kuin Aurinko.

Kuva järjestön sivuilta:Eridanuksen tähdistössä sijaitsee 35 miljoonan valovuoden etäisyydellä Maasta spiraaligalaksi NGC 1637. Vuonna 1999 sen seesteinen kauneus särkyi erittäin kirkkaan supernovan räjähdys. Kuva on otettu ESO:n Very Large Telescopella (VLT) Paranalin observatoriossa Chilessä.

Tähtien evoluution tutkiminen on mahdotonta tarkkailemalla vain yhtä tähteä - monet tähtien muutokset tapahtuvat liian hitaasti, jotta niitä ei havaittaisi jopa vuosisatojen jälkeen. Siksi tutkijat tutkivat monia tähtiä, joista jokainen on tietyssä elinkaarensa vaiheessa. Viime vuosikymmeninä tähtien rakenteen mallintaminen tietokonetekniikalla on yleistynyt astrofysiikassa.

Tietosanakirja YouTube

1 / 5

✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (kertoja astrofyysikko Sergei Popov)

✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (kertoja Sergey Popov ja Ilgonis Vilks)

✪ Tähtien evoluutio. Sinisen jättiläisen evoluutio 3 minuutissa

✪ Surdin V.G. Stellar Evolution osa 1

✪ S. A. Lamzin - "Stellar Evolution"

Tekstitykset

Termoydinfuusio tähtien sisällä

Nuoret tähdet

Tähtien muodostumisprosessia voidaan kuvata yhtenäisesti, mutta tähden evoluution myöhemmät vaiheet riippuvat lähes kokonaan sen massasta, ja vasta tähden evoluution lopussa sen kemiallisella koostumuksella voi olla merkitystä.

Nuoret pienimassaiset tähdet

Nuoret pienimassaiset tähdet (jopa kolme auringon massaa) [ ], jotka lähestyvät pääsekvenssiä, ovat täysin konvektiivisia - konvektioprosessi kattaa koko tähden rungon. Nämä ovat pohjimmiltaan prototähtiä, joiden keskuksissa ydinreaktiot ovat vasta alkamassa, ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa painovoiman puristumisesta. Kunnes hydrostaattinen tasapaino saavutetaan, tähden kirkkaus laskee vakiolämpötilassa. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet muodostavat melkein pystysuoran radan, jota kutsutaan Hayashi-radoksi. Kun pakkaus hidastuu, nuori tähti lähestyy pääsarjaa. Tämän tyyppiset esineet liittyvät T Tauri -tähtiin.

Tällä hetkellä tähtien, joiden massa on yli 0,8 Auringon massaa, ydin tulee läpinäkyväksi säteilylle ja säteilyenergian siirto ytimessä hallitsee, koska konvektiota vaikeuttaa yhä enemmän tähtiaineen tiivistyminen. Tähden kehon ulkokerroksissa vallitsee konvektiivinen energiansiirto.

Ei ole varmuudella tiedossa, mitä ominaisuuksia pienemmän massan tähdillä on niiden saapuessa pääsarjaan, koska aika, jonka nämä tähdet viettivät nuoressa luokassa, ylittää maailmankaikkeuden iän [ ] . Kaikki ajatukset näiden tähtien kehityksestä perustuvat vain numeerisiin laskelmiin ja matemaattiseen mallinnukseen.

Kun tähti supistuu, rappeutuneen elektronikaasun paine alkaa nousta ja kun tähti saavuttaa tietyn säteen, puristus lakkaa, mikä johtaa pysähdyksiin tähden ytimen aiheuttaman lämpötilan nousun jatkuessa. puristukseen ja sitten sen laskuun. Tätä ei tapahdu tähdille, joiden aurinkomassa on alle 0,0767: vapautuu aikana ydinreaktiot ei koskaan ole tarpeeksi energiaa tasapainottamaan sisäistä painetta ja painovoiman puristusta. Tällaiset "tähdet" säteilevät enemmän energiaa kuin mitä syntyy lämpöydinreaktioiden aikana, ja ne luokitellaan niin kutsutuiksi ruskeiksi kääpiöiksi. Heidän kohtalonsa on jatkuva puristus, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen kaikkien alkaneiden lämpöydinreaktioiden lakkaamisen myötä.

Nuoret keskikokoiset tähdet

Nuoret tähdet, joiden massa on keskimääräinen (2-8 auringon massaa) [ ] kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin heidän pienemmät sisarensa ja veljensä, paitsi että heillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä pääsekvenssiin asti.

Tämän tyyppiset esineet liittyvät ns. Ae\Be Herbig-tähdet, joiden spektriluokan B-F0 epäsäännölliset muuttujat. Niissä on myös levyjä ja bipolaarisia suihkuja. Aineen poistumisnopeus pinnalta, valoisuus ja tehollinen lämpötila ovat huomattavasti korkeammat kuin T Taurilla, joten ne lämmittävät ja hajottavat tehokkaasti prototähtien pilven jäänteitä.

Nuoret tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaa

Tähdillä, joilla on tällainen massa, on jo normaalien tähtien ominaisuudet, koska ne kävivät läpi kaikki välivaiheet ja pystyivät saavuttamaan sellaisen ydinreaktioiden nopeuden, joka kompensoi säteilylle menetettyä energiaa, kun massaa kertyi ytimen hydrostaattisen tasapainon saavuttamiseksi. Näille tähdille massan ja valoisuuden ulosvirtaus on niin suuri, että ne eivät yksinkertaisesti estä niiden painovoiman romahtamista, jotka eivät vielä ole tulleet osaksi tähteä ulkoiset alueet molekyylipilveä, vaan päinvastoin hajottaa ne pois. Näin ollen tuloksena olevan tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähtien pilven massa. Todennäköisesti tämä selittää sen, että galaksissamme ei ole tähtiä, joiden massa on yli noin 300 auringon massaa.

Tähden elinkaaren puoliväli

Tähtiä on saatavilla monenlaisia ​​värejä ja kokoja. Spektrityypeittäin ne vaihtelevat kuuman sinisestä viileän punaiseen ja massan mukaan 0,0767:stä noin 300:aan aurinkomassaan uusimpien arvioiden mukaan. Tähden kirkkaus ja väri riippuvat sen pintalämpötilasta, jonka puolestaan ​​määrää sen massa. Kaikki uudet tähdet "ottavat paikkansa" pääsarjassa kemiallisen koostumuksensa ja massansa mukaan. Luonnollisesti emme puhu tähden fyysisestä liikkeestä - vain sen sijainnista ilmoitetussa kaaviossa tähden parametreista riippuen. Itse asiassa tähden liike kaaviota pitkin vastaa vain muutosta tähden parametreissa.

Uudelle tasolle alkanut aineen lämpöydin "poltto" aiheuttaa tähden hirviömäisen laajenemisen. Tähti "turpoaa", tulee hyvin "löysäksi", ja sen koko kasvaa noin 100 kertaa. Joten tähdestä tulee punainen jättiläinen, ja heliumin palamisvaihe kestää noin useita miljoonia vuosia. Melkein kaikki punaiset jättiläiset ovat muuttuvia tähtiä.

Tähtien evoluution viimeiset vaiheet

Vanhat tähdet, joilla on pieni massa

Tällä hetkellä ei tiedetä varmasti, mitä tapahtuu kevyille tähdille sen jälkeen, kun vetyvarannot niiden ytimistä on loppunut. Koska maailmankaikkeuden ikä on 13,7 miljardia vuotta, mikä ei riitä tällaisten tähtien vetypolttoaineen loppumiseen, moderneja teorioita Ne perustuvat tällaisissa tähdissä tapahtuvien prosessien tietokonemallinnukseen.

Jotkut tähdet voivat syntetisoida heliumia vain tietyillä aktiivisilla alueilla, mikä aiheuttaa epävakautta ja voimakkaita tähtituulia. Tässä tapauksessa planetaarisen sumun muodostumista ei tapahdu, ja tähti vain haihtuu ja tulee jopa pienemmäksi kuin ruskea kääpiö [ ] .

Tähti, jonka massa on alle 0,5 aurinkoa, ei pysty muuttamaan heliumia edes sen jälkeen, kun vetyä sisältävät reaktiot pysähtyvät sen ytimeen - tällaisen tähden massa on liian pieni muodostamaan uutta gravitaatiopuristusvaihetta "syttymään" riittävässä määrin. helium Tällaisia ​​tähtiä ovat punaiset kääpiöt, kuten Proxima Centauri, joiden viipymäaika pääsekvenssissä vaihtelee kymmenistä miljardeista kymmeniin biljooniin vuosiin. Sen jälkeen kun lämpöydinreaktiot ytimeissään on lakannut, ne vähitellen jäähtyessään jatkavat heikosti emittoimista sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.

Keskikokoiset tähdet

Saavuttuaan keskikokoinen tähti (0,4-3,4 auringon massaa) [ ] punaisesta jättiläisfaasista vety loppuu sen ytimestä ja alkaa hiilen synteesireaktiot heliumista. Tämä prosessi tapahtuu useammilla korkeita lämpötiloja ja siksi energian virtaus ytimestä kasvaa ja tämän seurauksena tähden ulommat kerrokset alkavat laajentua. Hiilen synteesin alkaminen merkitsee uutta vaihetta tähden elämässä ja jatkuu jonkin aikaa. Auringon kokoiselle tähdelle tämä prosessi voi kestää noin miljardi vuotta.

Muutokset säteilevän energian määrässä saavat tähden käymään läpi epävakauden jaksoja, mukaan lukien koon, pintalämpötilan ja energian vapautumisen muutokset. Energiantuotanto siirtyy kohti matalataajuista säteilyä. Kaikkeen tähän liittyy lisääntyvä massahäviö voimakkaiden tähtituulten ja voimakkaan pulsaation vuoksi. Tässä vaiheessa olevia tähtiä kutsutaan "myöhäisen tyypin tähdiksi" (myös "eläkkeellä oleviksi tähdiksi"), OH -IR tähdet tai Miran kaltaiset tähdet niiden tarkkojen ominaisuuksien mukaan. Sumutetussa kaasussa on suhteellisen paljon raskaita alkuaineita, joita syntyy tähden sisällä, kuten happea ja hiiltä. Kaasu muodostaa laajenevan kuoren ja jäähtyy liikkuessaan pois tähdestä, mikä mahdollistaa pölyhiukkasten ja molekyylien muodostumisen. Vahvalla infrapunasäteily Tällaisissa kuorissa oleva lähdetähti luo ihanteelliset olosuhteet kosmisten maserien aktivoitumiseen.

Heliumin lämpöydinpalamisreaktiot ovat erittäin herkkiä lämpötilalle. Joskus tämä johtaa suureen epävakauteen. Syntyy voimakkaita pulsaatioita, jotka aiheuttavat riittävän kiihtyvyyden ulompiin kerroksiin, jotka sinkoutuvat pois ja muuttuvat planetaariseksi sumuksi. Tällaisen sumun keskelle jää jäljelle tähden paljas ydin, jossa lämpöydinreaktiot pysähtyvät ja jäähtyessään muuttuu heliumin valkoiseksi kääpiöksi, jonka massa on yleensä jopa 0,5-0,6 auringon massaa ja halkaisija. Maan halkaisijan järjestyksessä.

Suurin osa tähdistä, mukaan lukien aurinko, saattaa evoluutionsa loppuun supistumalla, kunnes degeneroituneiden elektronien paine tasapainottaa painovoimaa. Tässä tilassa, kun tähden koko pienenee sata kertaa ja tiheys on miljoona kertaa suurempi kuin veden tiheys, tähteä kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi. Se on vailla energialähteitä ja vähitellen jäähtyessään siitä tulee näkymätön musta kääpiö.

Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä rappeutuneiden elektronien paine ei voi pysäyttää ytimen puristamista edelleen, ja elektronit alkavat "puristua" atomiytimiin, mikä muuttaa protonit neutroneiksi, joiden välillä ei ole sähköstaattisia hylkäysvoimia. Tämä aineen neutronointi johtaa siihen, että tähden, joka on nyt itse asiassa yksi valtava atomiydin, koko mitataan useissa kilometreissä ja sen tiheys on 100 miljoonaa kertaa suurempi kuin veden tiheys. Tällaista kohdetta kutsutaan neutronitähdeksi; sen tasapainoa ylläpitää degeneroituneen neutroniaineen paine.

Supermassiiviset tähdet

Kun tähti, jonka massa on suurempi kuin viisi auringon massaa, siirtyy punaiseen superjättiläiseen vaiheeseen, sen ydin alkaa kutistua painovoiman vaikutuksesta. Puristuksen edetessä lämpötila ja tiheys kasvavat ja uusi lämpöydinreaktioiden sarja alkaa. Tällaisissa reaktioissa syntetisoidaan yhä raskaampia alkuaineita: heliumia, hiiltä, ​​happea, piitä ja rautaa, mikä väliaikaisesti hillitsee ytimen romahtamista.

Tämän seurauksena, kun jaksollisen järjestelmän yhä raskaampia elementtejä muodostuu, rauta-56 syntetisoituu piistä. Tässä vaiheessa eksoterminen lämpöydinfuusio tulee mahdottomaksi, koska rauta-56-ytimessä on maksimimassavirhe ja raskaampien ytimien muodostuminen energian vapautuessa on mahdotonta. Siksi, kun tähden rautasydän saavuttaa tietyn koon, siinä oleva paine ei enää kestä tähden päällä olevien kerrosten painoa, ja ytimen välitön romahdus tapahtuu sen aineen neutronisoituessa.

Mitä seuraavaksi tapahtuu, ei ole vielä täysin selvää, mutta joka tapauksessa muutamassa sekunnissa tapahtuvat prosessit johtavat uskomattoman voimakkaaseen supernovaräjähdukseen.

Vahvat neutrino-suihkut ja pyörivä magneettikenttä työntävät ulos suuren osan tähden kertyneestä materiaalista. [ ] - niin sanotut istuinosat, mukaan lukien rauta- ja kevyemmät elementit. Räjähtävää ainetta pommittavat tähden ytimestä pakenevat neutronit, jotka vangitsevat ne ja muodostavat siten joukon rautaa raskaampia alkuaineita, mukaan lukien radioaktiiviset, uraaniin (ja ehkä jopa kaliforniumiin) asti. Näin ollen supernovaräjähdykset selittävät rautaa raskaampien alkuaineiden esiintymisen tähtienvälisessä aineessa, mutta tämä ei ole ainoa mahdollinen tapa niiden muodostumista, jota esimerkiksi teknetiumtähdet osoittavat.

Räjähdysaalto ja Neutrinosuihkut kuljettavat ainetta pois kuolevasta tähdestä [ ] tähtienväliseen avaruuteen. Myöhemmin jäähtyessään ja liikkuessaan avaruuden halki tämä supernovamateriaali voi törmätä muihin kosmisiin "pelastuksiin" ja mahdollisesti osallistua uusien tähtien, planeettojen tai satelliittien muodostumiseen.

Supernovan muodostumisen aikana tapahtuvia prosesseja tutkitaan edelleen, eikä asiasta ole toistaiseksi selvyyttä. Kyseenalaista on myös se, mitä alkuperäisestä tähdestä on jäljellä. Kuitenkin kahta vaihtoehtoa harkitaan: neutronitähtiä ja mustia aukkoja.

Neutronitähdet

Tiedetään, että joissakin supernoveissa voimakas painovoima superjättiläisten syvyyksissä pakottaa elektronit absorboitumaan atomiytimeen, jossa ne sulautuvat protonien kanssa muodostaen neutroneja. Tätä prosessia kutsutaan neutronisaatioksi. Läheisiä ytimiä erottavat sähkömagneettiset voimat katoavat. Tähden ydin on nyt tiheä pallo, jossa on atomiytimiä ja yksittäisiä neutroneja.

Tällaiset tähdet, jotka tunnetaan nimellä neutronitähdet, ovat erittäin pieniä - enintään iso kaupunki, ja niiden tiheys on käsittämättömän korkea. Niiden kiertoaika tulee erittäin lyhyeksi tähden koon pienentyessä (johtuen liikemäärän säilymisestä). Jotkut neutronitähdet pyörivät 600 kertaa sekunnissa. Joillakin niistä säteilyvektorin ja pyörimisakselin välinen kulma voi olla sellainen, että maa putoaa tämän säteilyn muodostamaan kartioon; tässä tapauksessa on mahdollista havaita säteilypulssi, joka toistuu tähden kiertoratajaksoa vastaavin välein. Tällaisia ​​neutronitähtiä kutsuttiin "pulsareiksi", ja niistä tuli ensimmäiset löydetyt neutronitähdet.

Mustat aukot

Kaikista tähdistä ei supernovaräjähdysvaiheen jälkeen tule neutronitähtiä. Jos tähdellä on riittävän suuri massa, tällaisen tähden romahtaminen jatkuu, ja itse neutronit alkavat pudota sisäänpäin, kunnes sen säde on pienempi kuin Schwarzschildin säde. Tämän jälkeen tähdestä tulee musta aukko.

Mustien aukkojen olemassaolo ennusti yleisellä suhteellisuusteorialla. Tämän teorian mukaan

On aivan luonnollista, että tähdet eivät ole eläviä olentoja, mutta ne käyvät läpi myös syntymän, elämän ja kuoleman kaltaisia ​​kehitysvaiheita. Kuten ihminen, tähti käy läpi radikaaleja muutoksia koko elämänsä. Mutta on huomattava, että he elävät selvästi pidempään - miljoonia ja jopa miljardeja maanpäällisiä vuosia.

Miten tähdet syntyvät? Aluksi tai pikemminkin alkuräjähdyksen jälkeen aine jakautui universumissa epätasaisesti. Tähdet alkoivat muodostua sumuissa – jättiläismäisissä tähtienvälisissä pöly- ja kaasupilvissa, enimmäkseen vedystä. Painovoima vaikuttaa tähän aineeseen, ja osa sumusta puristuu kokoon. Sitten muodostuu pyöreitä ja tiheitä kaasu- ja pölypilviä - Bok-palloja. Kun tällainen pallopallo jatkaa tiivistymistä, sen massa kasvaa johtuen aineen houkuttelemisesta sumusta. Pallon sisäosassa gravitaatiovoima on voimakkain, ja se alkaa lämmetä ja pyöriä. Tämä on jo prototähti. Vetyatomit alkavat pommittaa toisiaan ja tuottavat siten suuren määrän energiaa. Lopulta keskiosan lämpötila saavuttaa noin viidentoista miljoonan celsiusasteen lämpötilan ja uuden tähden ydin muodostuu. Vastasyntynyt leimahtaa, alkaa polttaa ja hehkua. Kuinka kauan tämä jatkuu, riippuu uuden tähden massasta. Mitä kerroin sinulle viime kokouksessamme. Mitä suurempi massa, sitä lyhyempi tähti kestää.
Muuten, se riippuu massasta, voiko prototähdestä tulla tähti. Laskelmien mukaan, jotta tämä supistuva taivaankappale muuttuisi tähdeksi, sen massan on oltava vähintään 8 % Auringon massasta. Pienempi tiivistyvä pallonen jäähtyy vähitellen ja muuttuu siirtymävaiheen objektiksi, joksikin tähden ja planeetan väliltä. Tällaisia ​​esineitä kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi.

Esimerkiksi Jupiter-planeetta on liian pieni tullakseen tähdeksi. Jos Jupiter olisi massiivisempi, ehkä sen syvyyksissä alkaisivat lämpöydinreaktiot ja aurinkokuntamme olisi kaksoistähtijärjestelmä. Mutta tämä kaikki on sanoituksia...

Joten, tähden elämän päävaihe. Suurin osa Olemassaolon aikana tähti on tasapainotilassa. Painovoima pyrkii puristamaan tähteä, ja tähdessä tapahtuvien lämpöydinreaktioiden seurauksena vapautuva energia pakottaa tähden laajentumaan. Nämä kaksi voimaa luovat vakaan tasapainoasennon - niin vakaan, että tähti elää tällä tavalla miljoonia ja miljardeja vuosia. Tämä tähtien elämänvaihe varmistaa sen paikan pääsarjassa. -

Miljoonien vuosien loistamisen jälkeen suuri tähti, eli vähintään kuusi kertaa Aurinkoa raskaampi tähti, alkaa palaa. Kun ytimestä loppuu vety, tähti laajenee ja jäähtyy muuttuen punaiseksi superjättiläiseksi. Tämä superjättiläinen kutistuu, kunnes se lopulta räjähtää hirviömäisessä ja dramaattisessa, loistavassa räjähdyksessä, jota kutsutaan supernovaksi. Tässä on huomattava, että erittäin massiiviset siniset superjättiläiset ohittavat punaiseksi superjättiläiseksi muuttumisvaiheen ja räjähtävät supernovaksi paljon nopeammin.
Jos supernovan jäljellä oleva ydin on pieni, alkaa sen katastrofaalinen puristuminen (gravitaatioromahdus) erittäin tiheäksi neutronitähdeksi, ja jos se on tarpeeksi suuri, se puristuu vielä enemmän ja muodostaa mustan aukon.

Hieman erilainen kuolema tavallinen tähti. Tällainen tähti elää pidempään ja kuolee rauhallisemmin. Esimerkiksi aurinko palaa vielä viisi miljardia vuotta ennen kuin sen ytimestä loppuu vety. Sen ulkokerrokset alkavat sitten laajentua ja jäähtyä; muodostuu punainen jättiläinen. Tässä muodossa tähti voi elää noin 100 miljoonaa vuotta sen ytimessä syntyneen heliumin päällä. Mutta myös helium palaa. Kaiken huipuksi ulommat kerrokset kulkeutuvat pois - ne muodostavat planetaarisen sumun, ja tiheä valkoinen kääpiö kutistuu ytimestä. Vaikka valkoinen kääpiö on melko kuuma, se jäähtyy lopulta ja siitä tulee kuollut tähti, jota kutsutaan mustaksi kääpiöksi.

Tähdet, kuten ihmiset, voivat olla vastasyntyneitä, nuoria, vanhoja. Joka hetki jotkut tähdet kuolevat ja toisia syntyy. Yleensä nuorimmat heistä ovat samanlaisia ​​kuin aurinko. He ovat muodostumisvaiheessa ja ovat itse asiassa prototähtiä. Tähtitieteilijät kutsuvat heitä T-Taurus-tähdiksi prototyypin mukaan. Ominaisuuksiensa - esimerkiksi valoisuuden - suhteen prototähdet ovat vaihtelevia, koska niiden olemassaolo ei ole vielä saavuttanut vakaata vaihetta. Monilla heistä ympärillään on suuria määriä ainetta. Voimakkaat tuulivirrat lähtevät T-tyypin tähdistä.

Protostähdet: heidän elinkaarensa alku

Jos ainetta putoaa prototähden pinnalle, se palaa nopeasti ja muuttuu lämmöksi. Tämän seurauksena prototähtien lämpötila nousee jatkuvasti. Kun se nousee niin korkealle, että ydinreaktiot laukeavat tähden keskustassa, prototähti saa tavallisen tilan. Ydinreaktioiden alkaessa tähdellä on jatkuva energialähde, joka tukee sen elämää pitkään. Kuinka pitkä tähti elinkaari universumissa on, riippuu sen alkuperäisestä koosta. Kuitenkin uskotaan, että Auringon halkaisijaltaan olevilla tähdillä on tarpeeksi energiaa elääkseen mukavasti noin 10 miljardia vuotta. Tästä huolimatta tapahtuu myös niin, että jopa massiiviset tähdet elävät vain muutaman miljoonan vuoden. Tämä johtuu siitä, että he polttavat polttoaineensa paljon nopeammin.

Normaalin kokoisia tähtiä

Jokainen tähdistä on kuumaa kaasua. Niiden syvyyksissä ydinenergian tuotantoprosessi tapahtuu jatkuvasti. Kaikki tähdet eivät kuitenkaan ole kuin aurinko. Yksi tärkeimmistä eroista on väri. Tähdet eivät ole vain keltaisia, vaan myös sinertäviä ja punertavia.

Kirkkaus ja kirkkaus

Ne eroavat myös ominaisuuksiltaan, kuten kiilto ja kirkkaus. Se, kuinka kirkas Maan pinnalta havaittu tähti tulee olemaan, ei riipu vain sen kirkkaudesta, vaan myös sen etäisyydestä planeettamme. Kun otetaan huomioon niiden etäisyys Maasta, tähdillä voi olla täysin erilainen kirkkaus. Tämä indikaattori vaihtelee yhdestä kymmenesosasta Auringon kirkkaudesta kirkkauteen, joka on verrattavissa yli miljoonaan aurinkoon.

Useimmat tähdet ovat tämän spektrin alapäässä, koska ne ovat himmeitä. Aurinko on monella tapaa keskimääräinen, tyypillinen tähti. Kuitenkin verrattuna muihin, sillä on paljon suurempi kirkkaus. Suuri määrä himmeitä tähtiä voi havaita jopa paljaalla silmällä. Syy, miksi tähtien kirkkaus vaihtelee, johtuu niiden massasta. Väri, kiilto ja kirkkauden muutos ajan myötä määräytyvät aineen määrän mukaan.

Yritetään selittää tähtien elinkaarta

Ihmiset ovat pitkään yrittäneet jäljittää tähtien elämää, mutta tutkijoiden ensimmäiset yritykset olivat melko arkoja. Ensimmäinen edistysaskel oli Lanen lain soveltaminen painovoiman supistumisen Helmholtz-Kelvinin hypoteesiin. Tämä toi astronomiaan uuden ymmärryksen: teoriassa tähden lämpötilan pitäisi nousta (sen indikaattori on kääntäen verrannollinen tähden säteeseen), kunnes tiheyden kasvu hidastaa puristusprosesseja. Silloin energiankulutus on suurempi kuin sen tulot. Tällä hetkellä tähti alkaa jäähtyä nopeasti.

Hypoteesit tähtien elämästä

Erään alkuperäisistä hypoteeseista tähden elinkaaresta ehdotti tähtitieteilijä Norman Lockyer. Hän uskoi, että tähdet syntyvät meteorisesta aineesta. Lisäksi hänen hypoteesinsa ehdot eivät perustuneet vain tähtitieteessä oleviin teoreettisia johtopäätöksiä, mutta myös tähtien spektrianalyysistä saatuja tietoja. Lockyer oli vakuuttunut siitä, että taivaankappaleiden evoluutioon osallistuvat kemialliset alkuaineet koostuvat alkuainehiukkasia- "protoelementit". Toisin kuin nykyaikaiset neutronit, protonit ja elektronit, niillä ei ole yleistä, vaan yksilöllistä luonnetta. Esimerkiksi Lockyerin mukaan vety hajoaa niin sanotuksi "protovedyksi"; raudasta tulee "proto-rauta". Myös muut tähtitieteilijät yrittivät kuvata tähden elinkaarta, esimerkiksi James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.

Jättitähtiä ja kääpiötähdet

Tähdet suuret koot ovat kuumimmat ja kirkkaimmat. Ne ovat yleensä valkoisia tai sinertäviä. Huolimatta siitä, että heillä on jättimäinen koko, niiden sisällä oleva polttoaine palaa niin nopeasti, että heiltä puuttuu se vain muutamassa miljoonassa vuodessa.

Pienet tähdet, toisin kuin jättiläiset, eivät yleensä ole niin kirkkaita. Ne ovat punaisia ​​ja elävät tarpeeksi kauan - miljardeja vuosia. Mutta taivaan kirkkaiden tähtien joukossa on myös punaisia ​​ja oransseja. Esimerkki on tähti Aldebaran - niin kutsuttu "härän silmä", joka sijaitsee Härän tähdistössä; ja myös Skorpionin tähdistössä. Miksi nämä viileät tähdet pystyvät kilpailemaan kirkkaudessa Siriuksen kaltaisten kuumien tähtien kanssa?

Tämä johtuu siitä, että ne kerran laajenivat hyvin paljon ja niiden halkaisija alkoi ylittää valtavia punaisia ​​tähtiä (supergiantteja). Valtavan alueen ansiosta nämä tähdet lähettävät suuruusluokkaa enemmän energiaa kuin Aurinko. Tämä huolimatta siitä, että niiden lämpötila on paljon alhaisempi. Esimerkiksi Orionin tähdistössä sijaitsevan Betelgeusen halkaisija on useita satoja kertoja suurempi kuin Auringon halkaisija. Ja tavallisten punaisten tähtien halkaisija ei yleensä ole edes kymmenesosaa Auringosta. Tällaisia ​​tähtiä kutsutaan kääpiöiksi. Jokainen taivaankappale voi käydä läpi tämän tyyppisiä tähtien elinkaareja - sama tähti eri elämänvaiheissa voi olla sekä punainen jättiläinen että kääpiö.

Pääsääntöisesti Auringon kaltaiset valaisimet tukevat olemassaoloaan sisällä olevan vedyn ansiosta. Se muuttuu heliumiksi tähden ydinytimen sisällä. Auringolla on valtava määrä polttoainetta, mutta sekään ei ole loputon - viimeisen viiden miljardin vuoden aikana puolet varastosta on käytetty.

Tähtien elinikä. Tähtien elinkaari

Kun vedyn tarjonta tähden sisällä on loppunut, tapahtuu suuria muutoksia. Jäljelle jäänyt vety alkaa palaa ei sen ytimessä, vaan pinnalla. Samalla tähden elinikä lyhenee yhä enemmän. Tänä aikana tähtien kiertokulku, ainakin useimmat niistä, siirtyy punaisen jättiläisen vaiheeseen. Tähden koko kasvaa ja sen lämpötila päinvastoin laskee. Tältä useimmat punaiset jättiläiset ja superjättiläiset näyttävät. Tämä prosessi on osa yleistä tähdissä tapahtuvien muutosten sarjaa, jota tiedemiehet kutsuvat tähtien evoluutioksi. Tähden elinkaari sisältää kaikki sen vaiheet: lopulta kaikki tähdet vanhenevat ja kuolevat, ja niiden olemassaolon kesto määräytyy suoraan polttoaineen määrän mukaan. Suuret tähdet päättävät elämänsä valtavalla, mahtavalla räjähdyksellä. Vaatimattomat päinvastoin kuolevat ja pienentyvät vähitellen valkoisten kääpiöiden kokoisiksi. Sitten ne vain katoavat.

Kuinka kauan hän elää? keskimmäinen tähti? Tähtien elinkaari voi kestää alle 1,5 miljoonasta vuodesta 1 miljardiin vuoteen tai enemmän. Kaikki tämä, kuten on sanottu, riippuu sen koostumuksesta ja koosta. Auringon kaltaiset tähdet elävät 10–16 miljardia vuotta. Erittäin kirkkailla tähdillä, kuten Siriuksella, on suhteellisen lyhyt elinikä - vain muutama sata miljoonaa vuotta. Tähtien elinkaarikaavio sisältää seuraavat vaiheet. Tämä on molekyylipilvi - pilven painovoiman romahtaminen - supernovan synty - prototähden evoluutio - prototähtien vaiheen loppu. Seuraa sitten vaiheita: nuoren tähden vaiheen alku - keski-ikä - kypsyys - punainen jättiläinen vaihe - planetaarinen sumu - valkoinen kääpiövaihe. Kaksi viimeistä vaihetta ovat ominaisia ​​pienille tähdille.

Planetaaristen sumujen luonne

Joten tarkastelimme lyhyesti tähden elinkaarta. Mutta mikä on muuttumassa valtavasta punaisesta jättiläisestä valkoiseksi kääpiöksi, joskus tähdet luopuvat uloimmista kerroksistaan, ja sitten tähden ydin paljastuu. Kaasukuori alkaa hehkua tähden lähettämän energian vaikutuksesta. Tämä vaihe sai nimensä siitä tosiasiasta, että tämän kuoren valaisevat kaasukuplat näyttävät usein levyiltä planeettojen ympärillä. Mutta todellisuudessa niillä ei ole mitään tekemistä planeettojen kanssa. Lasten tähtien elinkaari ei välttämättä sisällä kaikkia tieteellisiä yksityiskohtia. Voidaan vain kuvata taivaankappaleiden evoluution päävaiheita.

Tähtijoukot

Tähtitieteilijät rakastavat tutkimista. On olemassa hypoteesi, että kaikki valaisimet syntyvät ryhmissä, eivät yksittäin. Koska samaan klusteriin kuuluvilla tähdillä on samanlaiset ominaisuudet, erot niiden välillä ovat totta, eivätkä ne johdu etäisyydestä Maahan. Mitä tahansa muutoksia näissä tähdissä tapahtuukin, ne alkavat samaan aikaan ja klo yhtäläiset olosuhteet. Erityisen paljon tietoa voidaan saada tutkimalla niiden ominaisuuksien riippuvuutta massasta. Loppujen lopuksi tähtien ikä klusteissa ja niiden etäisyys Maasta ovat suunnilleen samat, joten ne eroavat vain tässä indikaattorissa. Klusterit eivät kiinnosta vain ammattitähtitieteilijöitä – jokainen amatööri tekee niitä mielellään kaunis kuva, ihaile niitä yksinomaan kaunis näkymä planetaariossa.

Tarkastellaanpa lyhyesti tähtien evoluution päävaiheita.

Fyysisten ominaisuuksien muutos, sisäinen rakenne ja tähden kemiallinen koostumus ajan myötä.

Aineen pirstoutuminen. .

Oletetaan, että tähdet muodostuvat kaasu- ja pölypilven fragmenttien painovoiman puristuessa. Niin kutsutut pallot voivat olla tähtien muodostumispaikkoja.

Pallo on tiheä läpinäkymätön molekyylipöly (kaasupöly) tähtienvälinen pilvi, joka havaitaan valoisten kaasu- ja pölypilvien taustalla tumman pyöreän muodostelman muodossa. Koostuu pääasiassa molekyylivedystä (H2) ja heliumista ( Hän ) muiden kaasujen molekyylien ja kiinteiden tähtienvälisten pölyrakeiden seoksena. Kaasun lämpötila pallossa (pääasiassa molekyylivedyn lämpötila) T≈ 10 ÷ 50K, keskimääräinen tiheys n~ 10 5 hiukkasta/cm 3, mikä on useita suuruusluokkia suurempi kuin tiheimmissä tavanomaisissa kaasu- ja pölypilvissa, halkaisija D~ 0,1 ÷ 1 . pallosten massa M≤ 10 2 × M ⊙ . Joissakin palloissa nuori tyyppi T Härkä.

Pilvi puristuu omalla painovoimallaan painovoiman epävakauden vuoksi, joka voi syntyä joko spontaanisti tai pilven vuorovaikutuksen seurauksena toisesta lähellä olevasta tähtienmuodostuksen lähteestä tulevan yliäänisen tähtituulivirtauksen aiheuttaman shokkiaallon kanssa. On muitakin mahdollisia syitä painovoiman epävakauteen.

Teoreettiset tutkimukset osoittavat, että olosuhteissa, jotka esiintyvät tavallisissa molekyylipilvissa (T≈ 10 ÷ 30K ja n ~ 10 2 hiukkasta/cm 3), ensimmäinen voi esiintyä pilvitilavuuksissa, joiden massa on M≥ 10 3 × M ⊙ . Tällaisessa romahtamassa pilvessä on mahdollista hajota edelleen vähemmän massiiviseksi fragmentiksi, joista jokainen puristuu myös oman painovoimansa vaikutuksesta. Havainnot osoittavat, että galaksissa tähtien muodostumisprosessin aikana ei synny yksi, vaan ryhmä eri massaisia ​​tähtiä, esimerkiksi avoin tähtijoukko.

Kun puristetaan sisään keskialueille Pilven tiheys kasvaa, minkä seurauksena tulee hetki, jolloin tämän pilven osan aine muuttuu läpinäkymättömäksi omalle säteilylleen. Pilven syvyyksissä ilmaantuu vakaa tiheä kondensaatio, jota tähtitieteilijät kutsuvat oh.

Aineen sirpaloituminen on molekyylipölypilven hajoamista pienempiin osiin, joiden lisäosa johtaa ilmaantumiseen.

- vaiheessa oleva tähtitieteellinen kohde, josta jonkin ajan kuluttua (aurinkomassalle tällä kertaa T~ 10 8 vuotta) normaali muodostuu.

Kun ainetta putoaa edelleen kaasukuoresta ytimeen (akkretio), sen massa ja siten lämpötila kasvaa niin paljon, että kaasun ja säteilyn painetta verrataan voimiin. Ytimen pakkaus pysähtyy. Muodostelmaa ympäröi kaasu- ja pölykuori, joka on optista säteilyä läpäisemätön ja päästää läpi vain infrapuna- ja pidemmän aallonpituuden säteilyn. Tällaista kohdetta (-cocoon) havaitaan voimakkaana radio- ja infrapunasäteilyn lähteenä.

Ytimen massan ja lämpötilan lisääntyessä edelleen kevyt paine pysäyttää lisääntymisen ja kuoren jäännökset hajallaan ulkoavaruuteen. Nuori nainen ilmestyy fyysiset ominaisuudet jotka riippuvat sen massasta ja alkuperäisestä kemiallisesta koostumuksesta.

Nousevan tähden pääasiallinen energialähde on ilmeisesti painovoiman puristumisen aikana vapautuva energia. Tämä oletus seuraa viriaalilauseesta: stationaarisessa järjestelmässä summa Mahdollinen energia E s kaikki järjestelmän jäsenet ja kaksinkertainen kineettinen energia 2 E to näistä ehdoista on yhtä suuri kuin nolla:

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

Lause pätee hiukkasjärjestelmille, jotka liikkuvat rajoitetulla avaruuden alueella voimien vaikutuksesta, joiden suuruus on kääntäen verrannollinen hiukkasten välisen etäisyyden neliöön. Tästä seuraa, että lämpö (kineettinen) energia on yhtä suuri kuin puolet gravitaatioenergiasta (potentiaalinen). Kun tähti supistuu, tähden kokonaisenergia pienenee, kun taas gravitaatioenergia pienenee: puolet gravitaatioenergian muutoksesta lähtee tähdestä säteilyn kautta ja toisesta puoliskosta se kasvaa. lämpöenergia tähdet.

Nuoret pienimassaiset tähdet(enintään kolme auringon massaa), jotka lähestyvät pääsekvenssiä, ovat täysin konvektiivisia; konvektioprosessi kattaa kaikki tähden alueet. Nämä ovat pohjimmiltaan prototähtiä, joiden keskellä ydinreaktiot ovat vasta alkamassa, ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa. Vielä ei ole osoitettu, että tähti heikkenee jatkuvassa tehokkaassa lämpötilassa. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet muodostavat melkein pystysuoran radan, jota kutsutaan Hayashi-radoksi. Kun pakkaus hidastuu, nuoret lähestyvät pääjaksoa.

Kun tähti supistuu, rappeutuneen elektronikaasun paine alkaa nousta, ja kun tähti saavuttaa tietyn säteen, puristus pysähtyy, mikä johtaa kasvun pysähtymiseen. keskilämpötila puristuksen aiheuttama ja sitten sen väheneminen. Tähdille, joiden aurinkomassa on alle 0,0767, näin ei tapahdu: ydinreaktioiden aikana vapautuva energia ei koskaan riitä tasapainottamaan sisäistä painetta ja. Tällaiset "tähdet" säteilevät enemmän energiaa kuin ydinreaktioiden aikana tuotetaan, ja ne luokitellaan ns. niiden kohtalo on jatkuva puristus, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen kaikkien alkaneiden ydinreaktioiden loppuessa.

Nuoret tähdet, joiden massa on keskimääräinen (2–8 kertaa Auringon massa) kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin pienemmät sisarensa, paitsi että niillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä ennen pääsarjaa.

Tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaaniillä on jo normaalien tähtien ominaisuudet, koska ne ovat käyneet läpi kaikki välivaiheet ja pystyneet saavuttamaan niin suuren ydinreaktion nopeuden, että ne kompensoivat säteilylle menevän energian ydinmassan kerääntyessä. Massan ulosvirtaus näistä tähdistä on niin suuri, että se ei vain pysäytä molekyylipilven ulompien alueiden romahtamista, jotka eivät vielä ole tulleet osaksi tähteä, vaan päinvastoin sulattaa ne pois. Näin ollen tuloksena olevan tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähtien pilven massa.

Pääsarja

Tähden lämpötila nousee, kunnes keskialueilla se saavuttaa arvot, jotka ovat riittävät mahdollistamaan lämpöydinreaktiot, joista tulee sitten tähden pääenergian lähde. Massiivisille tähdille ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) on vedyn "palaminen" hiilikierrossa; Tähdille, joiden massa on yhtä suuri tai pienempi kuin Auringon massa, energiaa vapautuu protoni-protonireaktiossa. siirtyy tasapainovaiheeseen ja ottaa paikkansa Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssissä: suurimassaisella tähdellä on erittäin korkea ydinlämpötila ( T ≥ 3 × 10 7 K ), energian tuotanto on erittäin intensiivistä, - pääsekvenssissä se sijaitsee Auringon yläpuolella aikaisen ( O… A , (F )); pienimassaisella tähdellä on suhteellisen alhainen ydinlämpötila ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), energian tuotanto ei ole niin intensiivistä, - pääsekvenssissä se sijaitsee Auringon vieressä tai alapuolella myöhään (( F), G, K, M).

Se viettää pääsekvenssissä jopa 90 % luonnon olemassaololleen myöntämästä ajasta. Aika, jonka tähti viettää pääsekvenssivaiheessa, riippuu myös sen massasta. Kyllä, massalla M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O tai B on pääsekvenssivaiheessa noin 10 7 vuotta, kun taas punainen kääpiö K 5, jonka massa M ≈ 0,5 × M ⊙ on pääsekvenssivaiheessa noin 10 11 vuotta, eli aika, joka on verrattavissa Galaxyn ikään. Massiiviset kuumat tähdet siirtyvät nopeasti evoluution seuraaviin vaiheisiin, viileät kääpiöt ovat pääsekvenssivaiheessa koko galaksin olemassaolon ajan. Voidaan olettaa, että punaiset kääpiöt ovat galaksin pääasiallinen väestötyyppi.

Punainen jättiläinen (superjättiläinen).

Vedyn nopea palaminen massiivisten tähtien keskialueilla johtaa heliumin ytimen ilmestymiseen. Kun ytimessä on useita prosentteja vetymassasta, hiilen reaktio vedyn muuntamiseksi heliumiksi pysähtyy melkein kokonaan. Ydin supistuu, jolloin sen lämpötila nousee. Heliumytimen painovoiman puristumisen aiheuttaman kuumennuksen seurauksena vety "sytyttää" ja energian vapautuminen alkaa ohuessa kerroksessa, joka sijaitsee tähden ja ytimen jatketun kuoren välissä. Kuori laajenee, tähden säde kasvaa, tehollinen lämpötila laskee ja kasvaa. "poistuu" pääsekvenssistä ja siirtyy seuraavaan evoluution vaiheeseen - punaisen jättiläisen vaiheeseen tai, jos tähden massa M > 10 × M ⊙ , punaiseen superjättiläiseen vaiheeseen.

Lämpötilan ja tiheyden noustessa helium alkaa "palaa" ytimessä. klo T ~ 2 × 10 8 K ja r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 alkaa lämpöydinreaktio, jota kutsutaan ternääriseksi reaktioksi a -prosessi: kolmesta a -hiukkaset (heliumytimet 4 Hän ) muodostuu yksi stabiili hiili 12 C -ydin. tähden ytimen massalla M< 1,4 × M ⊙ тройной a -prosessi johtaa räjähdysmäiseen energian vapautumiseen - heliumin leimahdukseen, joka tietylle tähdelle voi toistua useita kertoja.

Massiivisten tähtien keskialueilla jättiläis- tai superjättivaiheessa lämpötilan nousu johtaa hiili-, hiili-happi- ja happiytimien peräkkäiseen muodostumiseen. Hiilen palamisen jälkeen tapahtuu reaktioita, jotka johtavat raskaampien kemiallisten alkuaineiden, mahdollisesti rautaytimien, muodostumiseen. Massiivisen tähden jatkokehitys voi johtaa kuoren sinkoutumiseen, tähden puhkeamiseen novana tai sen jälkeen sellaisten esineiden muodostumiseen, jotka ovat tähtien evoluution viimeinen vaihe: valkoinen kääpiö, neutronitähti tai musta aukko.

Evoluution viimeinen vaihe on kaikkien normaalien tähtien evoluution vaihe sen jälkeen, kun nämä tähdet ovat käyttäneet lämpöydinpolttoaineensa; lämpöydinreaktioiden lopettaminen tähtienergian lähteenä; tähden siirtyminen sen massasta riippuen valkoisen kääpiön tai mustan aukon vaiheeseen.

Valkoiset kääpiöt ovat kaikkien normaalien tähtien, joiden massa on M, evoluution viimeinen vaihe< 3 ÷ 5 × M ⊙ kun nämä ovat käyttäneet lämpöydinpolttoaineensa. Punaisen jättiläisen (tai alajättiläisen) vaiheen ohitettuaan se luopuu kuorensa ja paljastaa ytimen, joka jäähtyessään muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Pieni säde (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) ja valkoinen tai valkoinen-sininen väri (T b.k ~ 10 4 K) määritti tämän tähtitieteellisten esineiden luokan nimen. Valkoisen kääpiön massa on aina pienempi kuin 1,4×M⊙ - On todistettu, että valkoisia kääpiöitä, joilla on suuria massat, ei voi olla olemassa. Massa, joka on verrattavissa Auringon massaan, ja mitat vastaavat mittoja suuret planeetat Aurinkokunta, valkoisilla kääpiöillä on valtava keskimääräinen tiheys: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 eli paino, jonka tilavuus on 1 cm 3 valkoista kääpiöainetta, painaa tonnin! Kiihtyvyys vapaa pudotus pinnalla g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (vertaa kiihtyvyyteen maan pinnalla - g ≈980 cm/s 2). Tällaisella painovoimalla tähden sisäalueille tasapainotila Valkoista kääpiötä tukee degeneroituneen kaasun paine (pääasiassa degeneroitunut elektronikaasu, koska ionikomponentin osuus on pieni). Muistetaan, että kaasua, jossa ei ole hiukkasten Maxwell-nopeusjakaumaa, kutsutaan rappeutuneeksi. Tällaisessa kaasussa tietyillä lämpötilan ja tiheyden arvoilla hiukkasten (elektronien) lukumäärä, joilla on mikä tahansa nopeus alueella v = 0 - v = v max, on sama. v max määräytyy kaasun tiheyden ja lämpötilan mukaan. Valkoisella kääpiömassalla M b.k > 1,4 × M ⊙ suurin nopeus kaasussa olevien elektronien määrä on verrattavissa valonnopeuteen, rappeutunut kaasu muuttuu relativistiseksi ja sen paine ei enää kestä gravitaatiopuristusta. Kääpiön säde pyrkii nollaan - se "kutistuu" pisteeksi.

Valkoisten kääpiöiden ohuet, kuumat ilmakehät koostuvat joko vedystä, eikä ilmakehässä ole käytännössä havaittavissa muita alkuaineita; tai heliumista, kun taas vetyä ilmakehässä on satojatuhansia kertoja vähemmän kuin tavallisten tähtien ilmakehissä. Spektrityypin mukaan valkoiset kääpiöt kuuluvat spektriluokkiin O, B, A, F. Valkoisten kääpiöiden "erottamiseksi" tavallisista tähdistä merkitään D-kirjain merkinnän (DOVII, DBVII jne.) eteen. D on ensimmäinen kirjain sisään Englanninkielinen sana Degeneroitunut - rappeutunut). Valkoisen kääpiön säteilyn lähde on lämpöenergiavarasto, jonka valkoinen kääpiö vastaanotti emotähden ytimenä. Monet valkoiset kääpiöt ovat perineet vanhemmiltaan vahvan magneettikentän, jonka voimakkuus H ~ 10 8 E. Valkoisten kääpiöiden lukumäärän uskotaan olevan noin 10 % kokonaismäärä galaksin tähdet.

Kuvassa 15 näyttää valokuvan Siriuksesta - kirkkain tähti taivas (α Canis Major; m v = -1 m ,46; luokka A1V). Kuvassa näkyvä kiekko on seurausta valokuvaussäteilystä ja valon taittumisesta teleskoopin linssissä, eli itse tähden kiekko ei ole ratkennut valokuvassa. Siriuksen valokuvalevyltä tulevat säteet ovat jälkiä valovirran aaltorintaman vääristymisestä teleskooppioptiikan elementeissä. Sirius sijaitsee 2,64 etäisyydellä Auringosta, Siriuksen valon saavuttaminen Maahan kestää 8,6 vuotta - se on siis yksi lähimpänä aurinkoa olevista tähdistä. Sirius on 2,2 kertaa Aurinkoa massiivisempi; sen M v = +1 m .43, eli naapurimme säteilee 23 kertaa enemmän energiaa kuin Aurinko.

Valokuvan ainutlaatuisuus piilee siinä, että yhdessä Siriuksen kuvan kanssa oli mahdollista saada kuva sen satelliitista - satelliitti "hehkuu" kirkkaalla pisteellä Siriuksen vasemmalla puolella. Sirius - teleskooppisesti: Sirius itse on merkitty kirjaimella A ja sen satelliitti kirjaimella B. Siriuksen näennäinen magnitudi on B m v = +8 m .43, eli se on lähes 10 000 kertaa heikompi kuin Sirius A. Sirius B:n massa on lähes täsmälleen yhtä suuri kuin Auringon massa, säde on noin 0,01 Auringon, pinnan säteestä Lämpötila on noin 12000K, mutta Sirius B säteilee 400 kertaa vähemmän kuin aurinko. Sirius B on tyypillinen valkoinen kääpiö. Lisäksi tämä on ensimmäinen valkoinen kääpiö, jonka Alfven Clarke muuten löysi vuonna 1862 visuaalisen havainnoinnin aikana kaukoputken läpi.

Sirius A ja Sirius B kiertävät suunnilleen samaa 50 vuoden jaksolla; komponenttien A ja B välinen etäisyys on vain 20 AU.

V. M. Lipunovin osuvan huomautuksen mukaan "ne "kypsyvät" massiivisten tähtien sisällä (joiden massa on yli 10×M⊙ )". Neutronitähdeksi kehittyvien tähtien ytimillä on 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; sen jälkeen kun lämpöydinreaktioiden lähteet kuivuvat ja emoyhtiö irtoaa merkittävän osan aineesta soihdussa, näistä ytimistä tulee itsenäisiä tähtimaailman objekteja, joilla on hyvin erityisiä ominaisuuksia. Emotähden ytimen puristuminen pysähtyy tiheyteen, joka on verrattavissa ydintiheyteen (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm3). Tällaisella massalla ja tiheydellä syntymän säde on vain 10 ja koostuu kolmesta kerroksesta. Ulkokerroksen (tai ulkokuoren) muodostaa rautaatomiytimien kidehila ( Fe ) mahdollisesti pienten muiden metallien atomiytimien seoksen kanssa; Ulkokuoren paksuus on vain noin 600 m säteellä 10 km. Ulkokuoren alla on toinen sisäinen kova kuori, joka koostuu rautaatomeista ( Fe ), mutta nämä atomit ovat ylirikastettuja neutroneilla. Tämän kuoren paksuus≈ 2 km. Sisäkuori rajoittuu nestemäisen neutroniytimeen, jonka fysikaaliset prosessit määräytyvät neutroninesteen merkittävien ominaisuuksien - superfluiditeetin ja vapaiden elektronien ja protonien läsnä ollessa - suprajohtavuuden perusteella. On mahdollista, että aivan keskellä aine voi sisältää mesoneja ja hyperoneja.

Ne pyörivät nopeasti akselin ympäri - yhdestä sataan kierrokseen sekunnissa. Tällainen pyöriminen magneettikentän läsnä ollessa ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) johtaa usein havaittuun tähtisäteilyn pulsaatiovaikutukseen eri alueilla elektromagneettiset aallot. Näimme yhden näistä pulsareista rapu-sumun sisällä.

Kokonaismäärä pyörimisnopeus ei ole enää riittävä hiukkasten poistamiseen, joten se ei voi olla radiopulsari. Se on kuitenkin edelleen hieno ja vangittu magneettikenttä ympäröivä neutronitähti ei voi pudota, eli aineen kertymistä ei tapahdu.

Accrector (röntgenpulsar). Pyörimisnopeus laskee siinä määrin, ettei mikään estä ainetta putoamasta tällaisen neutronitähden päälle. Plasma putoaa magneettikentän linjoja pitkin ja osuu napojen alueella kiinteään pintaan kuumentaen jopa kymmeniä miljoonia asteita. Näin korkeisiin lämpötiloihin kuumennettu aine hehkuu röntgenalueella. Alue, jolla putoava aine on vuorovaikutuksessa tähden pinnan kanssa, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tähden pyörimisen vuoksi tämä kuuma piste katoaa ajoittain näkyvistä, minkä havainnoija näkee pulsaatioina. Tällaisia ​​kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi.

Georotaattori. Tällaisten neutronitähtien pyörimisnopeus on alhainen, eikä se estä lisääntymistä. Mutta magnetosfäärin koko on sellainen, että magneettikenttä pysäyttää plasman ennen kuin painovoima vangitsee sen.

Jos se on läheisen binäärijärjestelmän komponentti, ainetta "pumppataan" normaalista tähdestä (toinen komponentti) neutronitähteeseen. Massa voi ylittää kriittisen (M > 3×M⊙ ), silloin tähden painovoiman vakaus rikkoutuu, mikään ei voi vastustaa painovoiman puristusta ja "menee" sen painovoimasäteen alle

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

muuttumassa "mustaksi aukoksi". Annetussa r g:n kaavassa: M on tähden massa, c on valon nopeus, G on gravitaatiovakio.

Musta aukko on esine, jonka gravitaatiokenttä on niin voimakas, ettei hiukkanen, fotoni tai mikään materiaalikappale voi saavuttaa toista kosmista nopeutta ja paeta avaruuteen.

Musta aukko on yksittäinen esine siinä mielessä, että sen virtauksen luonne fyysisiä prosesseja sen sisällä ei ole vielä mahdollista saada teoreettista kuvausta. Mustien aukkojen olemassaolo seuraa teoreettisista pohdinnoista; todellisuudessa ne voivat sijaita pallomaisten klusterien, kvasaarien, jättiläisgalaksien keskialueilla, myös galaksimme keskustassa.