Tähtien evoluutio. Tähtien evoluutio tarkan tieteen ja suhteellisuusteorian näkökulmasta

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 kauemmin - miljoonia ja jopa miljardeja maavuosia.

Miten tähdet syntyvät? Aluksi, tai pikemminkin alkuräjähdyksen jälkeen, aine jakautui universumissa epätasaisesti. Tähdet alkoivat muodostua sumuina, jättimäisinä tähtienvälisen pölyn ja kaasujen, enimmäkseen vedyn, pilvinä. Painovoima vaikuttaa tähän aineeseen, ja osa sumusta puristuu kokoon. Sitten muodostuu pyöreitä ja tiheitä kaasu- ja pölypilviä - Bok-palloja. Kun tällainen pallopallo jatkaa paksuuntumista, sen massa kasvaa johtuen aineen vetovoimasta sumusta itseään kohti. 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 viidentoista miljoonan celsiusasteen lämpötilan, muodostuu uuden tähden ydin. Vastasyntynyt leimahtaa, alkaa polttaa ja hehkua. Kuinka kauan tämä jatkuu, riippuu siitä, mikä oli syntyneen tähden massa. Mitä sanoin 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 pallonen tiivistyessään jäähtyy vähitellen ja muuttuu siirtymäkohdeksi, joksikin tähden ja planeetan väliltä. Tällaisia ​​esineitä kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi.

Esimerkiksi Jupiter-planeetta on liian pieni ollakseen tähti. Jos Jupiter olisi massiivisempi, ehkä lämpöydinreaktiot alkaisivat sen syvyyksissä ja meidän aurinkokunta olisi järjestelmä kaksoistähti. Mutta se kaikki on runoutta...

Joten, tähden elämän päävaihe. Suurimman osan olemassaolostaan ​​tähti on sisällä tasapainotila. 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 paikkansa 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 supistuu, kunnes se lopulta räjähtää hirviömäisessä ja dramaattisessa räjähdyksessä, joka tunnetaan supernovana. Tässä on huomattava, että erittäin massiiviset siniset superjättiläiset ohittavat punaiseksi superjättiläiseksi muuttumisvaiheen ja räjähtävät paljon nopeammin supernovassa.
Jos jäljellä oleva supernovaydin on pieni, alkaa sen katastrofaalinen supistuminen (gravitaatioromahdus) erittäin tiheäksi neutronitähdeksi, ja jos se on tarpeeksi suuri, se supistuu 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 vety sen ytimessä loppuu. Sen ulommat kerrokset laajenevat ja jäähtyvät; muodostuu punainen jättiläinen. Tässä muodossa tähti voi olla olemassa noin 100 miljoonaa vuotta sen elinaikana ytimessä muodostuneen heliumin päällä. Mutta myös helium palaa. Kaiken lisäksi ulommat kerrokset puhalletaan pois - ne muodostavat planetaarisen sumun, ja tiheä valkoinen kääpiö kutistuu ytimestä. Vaikka valkoinen kääpiö on tarpeeksi kuuma, se lopulta jäähtyy ja muuttuu kuolleeksi tähdeksi, jota kutsutaan mustaksi kääpiöksi.

Ensimmäinen osa ONGELMAN ASTRONOMINEN NÄKÖKOKO

Riisi. 12. Globuleja diffuusiosumussa

Kun prototähti puristetaan, sen lämpötila nousee ja merkittävä osa vapautuu Mahdollinen energia säteili ympäröivään tilaan. Koska supistuvan kaasupallon mitat ovat erittäin suuret, sen pintayksikön säteily on mitätöntä. Koska yksikköpinnan säteilyvuo on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin (Stefan-Boltzmannin laki), tähden pintakerrosten lämpötila on suhteellisen alhainen, kun taas sen kirkkaus on lähes sama kuin tavallisen tähden. samalla massalla. Siksi "spektri - kirkkaus" -kaaviossa tällaiset tähdet sijaitsevat pääsekvenssin oikealla puolella, eli ne putoavat punaisten jättiläisten tai punaisten kääpiöiden alueelle, riippuen niiden alkuperäisen massan arvoista. Tulevaisuudessa prototähti jatkaa kutistumistaan. Sen mitat pienenevät ja pintalämpötila nousee, minkä seurauksena spektristä tulee yhä "varhaisempi". Siten liikkuessaan "spektri - valoisuus" -kaaviota pitkin prototähti "istuu" melko nopeasti pääsekvenssiin. Tänä aikana tähtien sisäosan lämpötila on jo riittävä lämpöydinreaktioiden alkamiseen siellä. Samaan aikaan tulevan tähden sisällä olevan kaasun paine tasapainottaa vetovoimaa ja kaasupallo lakkaa kutismasta. Prototähdestä tulee tähti. Prototähdillä kestää suhteellisen vähän aikaa käydä läpi tämän evoluution varhaisen vaiheen. Jos esimerkiksi prototähden massa on suurempi kuin auringon massa, tarvitaan vain muutama miljoona vuotta, jos vähemmän, useita satoja miljoonia vuosia. Koska prototähtien evoluution aika on suhteellisen lyhyt, on vaikea havaita tätä varhaisinta tähden kehitysvaihetta. Tästä huolimatta tässä vaiheessa olevia tähtiä ilmeisesti havaitaan. Tarkoitamme erittäin mielenkiintoisia tähtiä Tyyppi Taurus, yleensä upotettuna tummiin sumuihin. Vuonna 1966, aivan odottamatta, tuli mahdolliseksi tarkkailla prototähtiä niiden evoluution alkuvaiheessa. Olemme jo maininneet tämän kirjan kolmannessa luvussa useiden molekyylien löytämisen radioastronomian avulla tähtienvälisestä väliaineesta, pääasiassa hydroksyyli-OH:sta ja vesihöyrystä H2O:sta. Suuri oli radioastronomien yllätys, kun OH-radiolinjaa vastaavalla 18 cm:n aallonpituudella taivasta tutkittaessa löydettiin kirkkaita, erittäin kompakteja (eli pienikokoisia) lähteitä. Tämä oli niin odottamatonta, että he kieltäytyivät aluksi edes uskomasta, että niin kirkkaat radiolinjat voisivat kuulua hydroksyylimolekyyliin. Oletuksena oli, että nämä linjat kuuluivat johonkin tuntemattomaan aineeseen, jolle annettiin välittömästi "sopiva" nimi "mysterium". Kuitenkin "mysterium" jakoi pian optisten "veljiensä" - "nebulium" ja "coronia" - kohtalon. Tosiasia on, että moniin vuosikymmeniin sumujen ja aurinkokoronan kirkkaita viivoja ei voitu tunnistaa tunnetuista spektriviivoista. Siksi ne liitettiin tiettyihin, maan päällä tuntemattomiin hypoteettisiin elementteihin - "nebulium" ja "coronia". Älkäämme hymyilkö alentuvasti tähtitieteilijöiden tietämättömyydelle vuosisadamme alussa: eihän atomin teoriaa silloin ollut olemassa! Fysiikan kehitys ei jäänyt periksi jaksollinen järjestelmä Mendelejev sijoittui eksoottisille "taivaallisille": vuonna 1927 purettiin "nebulium", jonka linjat tunnistettiin täysin luotettavasti "kielletyillä" ionisoidun hapen ja typen linjoilla, ja vuosina 1939 -1941. todistettiin vakuuttavasti, että salaperäiset "koronium"-linjat kuuluvat moninkertaisesti ionisoituneisiin raudan, nikkelin ja kalsiumin atomeihin. Jos kesti vuosikymmeniä "nebuliumin" ja "kodoniumin" "hävittämiseen", muutaman viikon kuluessa löydön jälkeen kävi selväksi, että "mysterium" -linjat kuuluvat tavalliseen hydroksyyliin, mutta vain epätavallisissa olosuhteissa. Lisähavainnot paljastivat ensinnäkin, että "mysteerin" lähteillä on erittäin pienet kulmamitat. Tämä näytettiin silloisen uuden, hyvin avulla tehokas menetelmä tutkimus nimeltä "erittäin pitkä lähtöviivan radiointerferometria". Menetelmän ydin rajoittuu lähteiden samanaikaisiin havaintoihin kahdella radioteleskooppilla, jotka ovat erotettu toisistaan ​​useiden tuhansien kilometrien etäisyydellä. Kuten käy ilmi, kulmaresoluutio tässä tapauksessa määräytyy aallonpituuden suhteen radioteleskooppien väliseen etäisyyteen. Meidän tapauksessamme tämä arvo voi olla ~3x10 -8 rad tai muutama kaarisekunnin tuhannesosa! Huomaa, että optisessa tähtitiedessä tällainen kulmaresoluutio on edelleen täysin saavuttamaton. Tällaiset havainnot ovat osoittaneet, että "mysterium"-lähteitä on vähintään kolme luokkaa. Olemme kiinnostuneita luokan 1 lähteistä täällä. Kaikki ne sijaitsevat kaasumaisten ionisoitujen sumujen sisällä, esimerkiksi kuuluisassa Orion-sumussa. Kuten jo mainittiin, niiden koot ovat erittäin pieniä, useita tuhansia kertoja pienempiä kokoja sumut. Mielenkiintoisinta on, että niillä on monimutkainen tilarakenne. Ajatellaanpa esimerkiksi lähdettä, joka sijaitsee sumussa nimeltä W3.

Riisi. 13. Hydroksyylilinjan neljän komponentin profiilit

Kuvassa Kuva 13 esittää tämän lähteen lähettämän OH-linjan profiilia. Kuten näet, se koostuu suuresta määrästä kapeita kirkkaita viivoja. Jokainen viiva vastaa tiettyä liikenopeutta tätä viivaa lähettävän pilven näkölinjalla. Tämän nopeuden arvon määrittää Doppler-ilmiö. Nopeuksien ero (näkölinjaa pitkin) eri pilvien välillä on ~10 km/s. Edellä mainitut interferometriset havainnot ovat osoittaneet, että kutakin viivaa lähettävät pilvet eivät ole avaruudellisesti yhteneväisiä. Kuva on seuraava: noin 1,5 sekunnin koon sisällä kaaret liikkuvat eri nopeuksilla noin 10 kompaktia pilviä. Jokainen pilvi lähettää yhden tietyn (taajuuden mukaan) rivin. Pilvien kulmamitat ovat hyvin pieniä, luokkaa muutama kaarisekunnin tuhannesosa. Koska etäisyys W3-sumuon on tiedossa (noin 2000 kpl), kulmamitat voidaan helposti muuntaa lineaarisiksi. Osoittautuu, että pilvien liikkumisalueen lineaariset mitat ovat luokkaa 10 -2 pc ja kunkin pilven mitat ovat vain suuruusluokkaa suurempia kuin etäisyys Maan ja Auringon välillä. Herää kysymyksiä: mitä nämä pilvet ovat ja miksi ne säteilevät niin voimakkaasti hydroksyyliradiolinjoissa? Toiseen kysymykseen vastattiin melko nopeasti. Kävi ilmi, että emissiomekanismi on melko samanlainen kuin laboratoriomasereissa ja lasereissa havaittu. Joten "mysteriumin" lähteet ovat jättimäisiä, luonnollisia kosmisia masereja, jotka toimivat hydroksyylilinjan aallolla, jonka pituus on 18 cm. . Kuten tiedetään, tästä vaikutuksesta johtuva säteilyn vahvistuminen linjoissa on mahdollista, kun väliaine, jossa säteily etenee, "aktivoidaan" jollain tavalla. Tämä tarkoittaa, että jokin "ulkopuolinen" energialähde (ns. "pumppaus") tekee atomien tai molekyylien pitoisuuden alkutasolla (ylemmällä) poikkeuksellisen korkeaksi. Maser tai laser ei ole mahdollista ilman pysyvää "pumppua". Kysymystä kosmisten maserien "pumppausmekanismin" luonteesta ei ole vielä lopullisesti ratkaistu. Kuitenkin melko voimakasta infrapunasäteilyä käytetään todennäköisimmin "pumppauksena". Toinen mahdollinen "pumppausmekanismi" voi olla jokin kemiallinen reaktio. Tarinamme kosmisista masereista kannattaa keskeyttää, jotta voimme pohtia, mitä hämmästyttäviä ilmiöitä tähtitieteilijät kohtaavat avaruudessa. Yksi myrskyisän aikakautemme suurimmista teknisistä keksinnöistä, jolla on merkittävä rooli nyt kokemassamme tieteellisessä ja teknologisessa vallankumouksessa, on helppo toteuttaa vivo Ja sitä paitsi - valtavassa mittakaavassa! Joidenkin kosmisten maserien radioemissiovirta on niin suuri, että se olisi voitu havaita jopa radioastronomian teknisellä tasolla 35 vuotta sitten, eli jo ennen masserien ja lasereiden keksimistä! Tätä varten tarvittiin "vain" tietää OH-radiolinkin tarkka aallonpituus ja kiinnostua ongelmasta. Muuten, tämä ei ole ensimmäinen tapaus, jossa ihmiskunnan tärkeimmät tieteelliset ja tekniset ongelmat toteutuvat luonnollisissa olosuhteissa. Auringon ja tähtien säteilyä tukevat lämpöydinreaktiot (katso alla) stimuloivat hankkeiden kehittämistä ja toteuttamista ydin "polttoaineen" saamiseksi Maahan, jonka pitäisi ratkaista kaikki energiaongelmamme tulevaisuudessa. Valitettavasti olemme vielä kaukana tämän tärkeimmän tehtävän ratkaisemisesta, jonka luonto on ratkaissut "helposti". Puolitoista vuosisataa sitten valon aaltoteorian perustaja Fresnel huomautti (tietysti eri tilaisuudessa): "Luonto nauraa vaikeuksillemme." Kuten näette, Fresnelin huomautus on vieläkin totta nykyään. Palatkaamme kuitenkin kosmisiin maseriin. Vaikka näiden maserien "pumppausmekanismi" ei ole vielä täysin selvä, voidaan silti saada karkea käsitys. fyysiset olosuhteet pilvissä, jotka lähettävät maser-mekanismilla 18 cm:n viivan. Ensinnäkin käy ilmi, että nämä pilvet ovat melko tiheitä: kuutiosenttimetrissä on vähintään 10 8 -10 9 hiukkasta ja merkittävä (ja ehkä jopa suuri) ) osa niistä on molekyylejä. Lämpötila ei todennäköisesti ylitä kahta tuhatta Kelviniä, todennäköisimmin se on noin 1000 Kelviniä. Nämä ominaisuudet eroavat jyrkästi jopa tiheimpien tähtienvälisten kaasupilvien ominaisuuksista. Kun otetaan huomioon pilvien vielä suhteellisen pieni koko, tulemme tahattomasti siihen johtopäätökseen, että ne muistuttavat superjättitähtien laajennettuja, melko kylmiä ilmakehyksiä. On hyvin todennäköistä, että nämä pilvet eivät ole muuta kuin aikainen vaihe prototähtien kehittyminen, joka seuraa välittömästi niiden kondensoitumisen jälkeen tähtienvälisestä väliaineesta. Muut tosiasiat puhuvat tämän väitteen puolesta (jonka tämän kirjan kirjoittaja teki vuonna 1966). Sumuissa, joissa havaitaan kosmisia massoreita, on näkyvissä nuoria kuumia tähtiä (katso alla). Näin ollen tähtien muodostumisprosessi on hiljattain päättynyt sinne ja todennäköisesti jatkuu tällä hetkellä. Ehkä omituisin asia on, että kuten radioastronomiset havainnot osoittavat, tämän tyyppiset avaruusmaserit ovat ikään kuin "upotettu" pieniin, erittäin tiheisiin ionisoituneen vedyn pilviin. Nämä pilvet sisältävät paljon kosmista pölyä, minkä vuoksi niitä ei voida havaita optisella alueella. Nuori, kuuma tähti ionisoi tällaiset "kookonit" niiden sisällä. Tähtien muodostumisprosessien tutkimuksessa infrapunatähtitiede osoittautui erittäin hyödylliseksi. Infrapunasäteiden tapauksessa tähtienvälinen valon absorptio ei todellakaan ole niin merkittävää. Voimme nyt kuvitella seuraavan kuvan: tähtienvälisen väliaineen pilvestä sen kondensoituessa muodostuu useita eri massaisia ​​hyytymiä, jotka kehittyvät prototähdiksi. Evoluutionopeus on erilainen: massiivisemmilla möykkyillä se on suurempi (katso taulukko 2 alla). Siksi massiivisin joukko muuttuu ensin kuumaksi tähdeksi, kun taas loput viipyvät enemmän tai vähemmän kauan prototähtivaiheessa. Havaitsemme niitä maser-säteilyn lähteinä "vastasyntyneen" kuuman tähden välittömässä läheisyydessä, joka ionisoi "kookosvetyä", joka ei ole tiivistynyt kokkareiksi. Tätä karkeaa kaavaa tietysti jalostetaan jatkossa ja siihen tehdään tietysti merkittäviä muutoksia. Mutta tosiasia pysyy: yllättäen kävi ilmi, että jonkin aikaa (todennäköisimmin suhteellisen lyhyen ajan) vastasyntyneet prototähdet kuvaannollisesti "huutaavat" syntymästään käyttämällä kvanttiradiofysiikan uusimpia menetelmiä (eli masereja) ... 2. vuotta kosmisten hydroksyylimaserien löytämisen jälkeen (viiva 18 cm) - havaittiin, että samat lähteet lähettävät samanaikaisesti (myös maser-mekanismilla) vesihöyryviivaa, jonka aallonpituus on 1,35 cm. "Veden intensiteetti "maser on jopa suurempi kuin "hydroksyyli". H2O-linjaa lähettävät pilvet, vaikka ne sijaitsevat samassa pienessä tilavuudessa kuin "hydroksyyli"-pilvet, liikkuvat eri nopeuksilla ja ovat paljon kompaktimpia. Ei voida sulkea pois mahdollisuutta, että lähitulevaisuudessa löydetään muita maserlinjoja*. Radioastronomia kääntyi siis yllättäen klassinen ongelma tähtien muodostuminen havaintoastronomian alalla ** . Pääsekvenssissä ja lakattuaan kutistumasta tähti säteilee pitkään käytännössä muuttamatta sijaintiaan "spektri - kirkkaus" -kaaviossa. Sen säteilyä tukevat keskusalueilla tapahtuvat lämpöydinreaktiot. Pääsekvenssi on siis ikään kuin "spektri - valoisuus" -kaavion pisteiden paikka, jossa tähti (massastaan ​​riippuen) voi säteillä pitkään ja tasaisesti lämpöydinreaktioiden vuoksi. Tähden sijainti pääsarjassa määräytyy sen massan mukaan. On huomattava, että on vielä yksi parametri, joka määrittää tasapainossa säteilevän tähden sijainnin "spektri-luminositeetti" -kaaviossa. Tämä parametri on tähden alkuperäinen kemiallinen koostumus. Jos raskaiden alkuaineiden suhteellinen määrä vähenee, tähti "putoaa" alla olevassa kaaviossa. Tämä seikka selittää alikääpiöiden sarjan olemassaolon. Kuten edellä mainittiin, raskaiden alkuaineiden suhteellinen runsaus näissä tähdissä on kymmenen kertaa pienempi kuin pääsarjan tähdissä. Tähden viipymäaika pääsarjassa määräytyy sen alkumassan mukaan. Jos massa on suuri, tähden säteilyllä on valtava voima ja se kuluttaa nopeasti vety "polttoaine" varaansa. Esimerkiksi pääsarjan tähdet, joiden massa on useita kymmeniä kertoja suurempi kuin Auringon massa (nämä ovat spektrityypin O kuumia sinisiä jättiläisiä), voivat säteillä tasaisesti ollessaan tässä sarjassa vain muutaman miljoonan vuoden ajan, kun taas tähdet, joilla on massa lähellä aurinkoa, ovat pääjonossa 10-15 miljardia vuotta. Pöytä alla. 2, joka antaa painovoiman supistumisen ja pääsekvenssissä pysymisen lasketun keston eri spektrityyppisille tähdille. Samassa taulukossa on esitetty tähtien massat, säteet ja valovoimat aurinkoyksiköissä.

taulukko 2

Riisi. 14. Evoluutiojäljet ​​eri massaisille tähdille "valoisuus-lämpötila" -kaaviossa

Riisi. 15. Hertzsprung-Russell-kaavio tähtijoukolle NGC 2254

Riisi. 16. Hertzsprung-Russell-kaavio pallomaiselle klusterille M 3. Pystyakselilla - suhteellinen suuruus

Vastaava kaavio näyttää selvästi koko pääsekvenssin, mukaan lukien sen vasen yläosa, jossa kuumat massiiviset tähdet sijaitsevat (väri-indikaattori - 0,2 vastaa lämpötilaa 20 tuhatta K, eli B-luokan spektriä). Pallomainen ryhmä M3 on "vanha" objekti. On selvästi nähtävissä, että tälle joukolle rakennetun kaavion pääsekvenssin yläosassa ei ole juuri lainkaan tähtiä. Toisaalta M 3:n punainen jättiläinen haara on hyvin rikas, kun taas NGC 2254:ssä on hyvin vähän punaisia ​​jättiläisiä. Tämä on ymmärrettävää: vanhassa M 3 -joukossa suuri määrä tähtiä on jo "poistunut" pääsarjasta, kun taas nuoressa joukossa NGC 2254 tämä tapahtui vain pienellä määrällä suhteellisen massiivisia, nopeasti kehittyviä tähtiä. On huomionarvoista, että M 3:n jättihaara nousee melko jyrkästi, kun taas NGC 2254:llä se on melkein vaakasuora. Teorian näkökulmasta tämä voidaan selittää huomattavasti pienemmällä raskaiden alkuaineiden määrällä M 3:ssa. Itse asiassa pallomaisten klustereiden tähdissä (samoin kuin muissa tähdissä, jotka eivät keskittyneet niinkään kohti galaktista tasoa galaksin keskustaan ​​päin), raskaiden alkuaineiden suhteellinen runsaus on merkityksetön. Kaaviossa "väriindeksi - kirkkaus" M 3:lle näkyy vielä yksi melkein vaakasuora haara. NGC 2254:lle rakennetussa kaaviossa ei ole vastaavaa haaraa. Teoria selittää tämän haaran syntymisen seuraavasti. Kun tähden - punaisen jättiläisen - kutistuvan tiheän heliumytimen lämpötila saavuttaa 100-150 miljoonaa K, siellä alkaa uusi ydinreaktio. Tämä reaktio koostuu hiiliytimen muodostumisesta kolmesta heliumytimestä. Heti kun tämä reaktio alkaa, ytimen supistuminen lakkaa. Tämän jälkeen pintakerrokset

tähdet nostavat lämpötilaansa ja tähti "spektri - valoisuus" -kaaviossa siirtyy vasemmalle. Tällaisista tähdistä muodostuu M 3:n kaavion kolmas vaakasuora haara.

Riisi. 17. Hertzsprung-Russell yhteenvetokaavio 11 tähtijoukolle

Kuvassa Kuva 17 esittää kaavamaisesti väri-valoisuuskaavion yhteenvetona 11 klusterille, joista kaksi (M 3 ja M 92) on pallomaisia. On selvästi nähtävissä, kuinka pääsekvenssit "taipuvat" oikealle ja ylöspäin eri klustereissa täysin sopusoinnussa jo käsiteltyjen teoreettisten käsitteiden kanssa. Kuvasta 17, voidaan heti määrittää, mitkä klusterit ovat nuoria ja mitkä vanhoja. Esimerkiksi "kaksois" klusteri X ja h Perseus on nuori. Se "pelasti" merkittävän osan pääsarjasta. M 41 -klusteri on vanhempi, Hyades-klusteri vielä vanhempi ja M 67 -klusteri on hyvin vanha, jonka "väri-valoisuus" -kaavio on hyvin samanlainen kuin pallorypäiden M 3 ja M 92 vastaava kaavio. pallomaisten klustereiden jättihaara on korkeampi, mikä on samaa mieltä erojen kanssa kemiallinen koostumus, jotka mainittiin aiemmin. Näin ollen havainnointitiedot vahvistavat ja tukevat täysin teorian päätelmiä. Vaikuttaa vaikealta odottaa havainnollista vahvistusta tähtien sisätilojen prosessien teorialle, jotka ovat piilossa meiltä valtavan tähtiaineen paksuuden vuoksi. Ja silti teoriaa valvoo jatkuvasti tähtitieteellisten havaintojen käytäntö. On huomattava, että suuren määrän "väri-valoisuus" -kaavioiden laatiminen vaati tähtitieteilijiltä-tarkkailijoilta paljon työtä ja havaintomenetelmien radikaalia parantamista. Toisaalta teoriassa edistystä sisäinen rakenne ja tähtien evoluutio ei olisi ollut mahdollista ilman nykyaikaista laskentatekniikkaa, joka perustuu nopeiden elektronisten laskukoneiden käyttöön. Korvaamattoman palvelun teorialle tarjosi myös ydinfysiikan alan tutkimus, joka mahdollisti tähtien sisällä tapahtuvien ydinreaktioiden kvantitatiivisten ominaisuuksien saamisen. Voidaan liioittelematta sanoa, että tähtien rakenteen ja evoluution teorian kehittäminen on yksi tähtitieteen suurimmista saavutuksista 1900-luvun jälkipuoliskolla. Modernin fysiikan kehitys avaa mahdollisuuden tähtien ja erityisesti Auringon sisäisen rakenteen teorian suoraan havainnointiin. Puhumme mahdollisuudesta havaita voimakas neutriinovirta, jota Auringon pitäisi lähettää, jos sen syvyyksissä tapahtuu ydinreaktioita. On hyvin tunnettua, että neutriinot vuorovaikuttavat erittäin heikosti muiden alkuainehiukkasten kanssa. Siten esimerkiksi neutrino voi lentää lähes ilman absorptiota Auringon koko paksuuden läpi, kun taas röntgensäteet voivat kulkea ilman absorptiota vain muutaman millimetrin läpi auringon sisäosan aineesta. Jos kuvittelemme, että voimakas neutriinonsäde kulkee Auringon läpi jokaisen hiukkasen energialla

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

Protostähdet: elinkaaren alku

Jos ainetta putoaa prototähden pinnalle, se palaa nopeasti ja muuttuu lämmöksi. Tämän seurauksena prototähtien lämpötila nousee jatkuvasti. Kun se kohoaa niin paljon, että ydinreaktiot käynnistyvät tähden keskustassa, prototähti saa tavallisen tilan. Ydinreaktioiden alkaessa tähdellä on jatkuva energialähde, joka tukee sen elintärkeää toimintaa pitkään. Kuinka kauan se kestää elinkaari universumin tähdet riippuvat 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.

Normaalikokoisia tähtiä

Jokainen tähti on joukko kuumaa kaasua. Niiden syvyyksissä ydinenergian tuotantoprosessi on jatkuvassa käynnissä. Kaikki tähdet eivät kuitenkaan ole kuin aurinko. Yksi tärkeimmistä eroista on väri. Tähdet eivät ole vain keltaisia, vaan myös sinertäviä, punertavia.

Kirkkaus ja kirkkaus

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

Suurin osa tähdistä on tämän spektrin alemmassa segmentissä, koska ne ovat himmeitä. Aurinko on monella tapaa keskimääräinen, tyypillinen tähti. Verrattuna muihin, sillä on kuitenkin paljon suurempi kirkkaus. Suuri määrä himmeitä tähtiä voi havaita jopa paljaalla silmällä. Syy, miksi tähtien kirkkaus eroaa, johtuu niiden massasta. Väri, kirkkaus ja kirkkauden muutos ajan myötä määräytyy 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 arvo on kääntäen verrannollinen tähden säteeseen), kunnes tiheyden kasvu hidastaa supistumisprosesseja. Silloin energiankulutus on suurempi kuin sen tulot. Tässä vaiheessa tähti alkaa jäähtyä nopeasti.

Hypoteesit tähtien elämästä

Erään alkuperäisistä hypoteeseista tähden elinkaaresta ehdotti tähtitieteilijä Norman Lockyer. Hän uskoi, että tähdet syntyvät meteorisesta aineesta. Samanaikaisesti hänen hypoteesinsa ehdot eivät perustuneet vain tähtitieteen teoreettisiin johtopäätöksiin, vaan myös tähtien spektrianalyysin tietoihin. Lockyer oli vakuuttunut siitä kemiallisia alkuaineita, jotka osallistuvat taivaankappaleiden evoluutioon, 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.

Jättiläiset ja kääpiöt

Tähdet suuret koot ovat kuumimmat ja kirkkaimmat. Ne ovat yleensä valkoisia tai sinertäviä. Huolimatta siitä, että heillä on jättiläinen koko, niiden sisällä oleva polttoaine palaa niin nopeasti, että ne menettävät sen vain muutamassa miljoonassa vuodessa.

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

Tämä johtuu siitä, että kun ne laajenivat erittäin paljon ja halkaisijaltaan ne alkoivat ylittää valtavat punaiset tähdet (superjätit). Valtavan alueen ansiosta nämä tähdet voivat säteillä suuruusluokkaa enemmän energiaa kuin Aurinko. Ja 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 kymmenesosa Auringon koosta. Tällaisia ​​tähtiä kutsutaan kääpiöiksi. Jokainen taivaankappale voi käydä läpi tämän tyyppisen tähtien elinkaaren - sama tähti elämänsä eri osissa voi olla sekä punainen jättiläinen että kääpiö.

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

Tähtien elinikä. Tähtien elinkaari

Kun tähden sisällä olevat vetyvarat ovat loppuneet, tulee vakavia muutoksia. Jäljelle jäänyt vety alkaa palaa ei sen ytimessä, vaan pinnalla. Tässä tapauksessa tähden elinikä lyhenee yhä enemmän. Tähtien sykli, ainakin useimmat niistä, tässä segmentissä siirtyvät punaisen jättiläisen vaiheeseen. Tähden koko kasvaa ja sen lämpötila päinvastoin pienenee. Näin näkyvät useimmat punaiset jättiläiset, samoin kuin superjättiläiset. Tämä prosessi on osa tähtien kanssa tapahtuvaa yleistä muutossarjaa, jota tiedemiehet kutsuivat 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, näyttävällä räjähdyksellä. Vaatimattomat päinvastoin kuolevat ja pienentyvät vähitellen valkoisten kääpiöiden kokoisiksi. Sitten ne vain katoavat.

Kuinka kauan se elää keskimmäinen tähti? Tähtien elinkaari voi kestää alle 1,5 miljoonasta vuodesta 1 miljardiin vuoteen tai enemmän. Kaikki tämä, kuten sanottiin, riippuu sen koostumuksesta ja koosta. Auringon kaltaiset tähdet elävät 10–16 miljardia vuotta. Erittäin kirkkaat tähdet, kuten Sirius, elävät suhteellisen lyhyen ajan - vain muutama sata miljoonaa vuotta. Tähden elinkaarikaavio sisältää seuraavat vaiheet. Tämä on molekyylipilvi - pilven painovoiman romahtaminen - supernovan synty - prototähden evoluutio - prototähtien vaiheen loppu. Sitten seuraavat vaiheet: nuoren tähden vaiheen alku - elämän keskivaihe - kypsyys - punaisen jättiläisen vaihe - planetaarinen sumu - valkoisen kääpiön vaihe. Kaksi viimeistä vaihetta ovat ominaisia ​​pienille tähdille.

Planetaaristen sumujen luonne

Olemme siis pohtineet lyhyesti tähden elinkaarta. Mutta mikä se on? Kun tähdet muuttuvat valtavasta punaisesta jättiläisestä valkoiseksi kääpiöksi, joskus tähdet irrottavat ulkokerroksiaan, ja sitten tähden ydin paljastuu. Kaasuvaippa alkaa hehkua tähden lähettämän energian vaikutuksesta. Tämä vaihe sai nimensä siitä tosiasiasta, että tämän kuoren valokuplat näyttävät usein levyiltä planeettojen ympärillä. Mutta itse asiassa niillä ei ole mitään tekemistä planeettojen kanssa. Lasten tähtien elinkaari ei välttämättä sisällä kaikkia tieteellisiä yksityiskohtia. Voidaan vain kuvata taivaankappaleiden evoluution päävaiheita.

tähtijoukkoja

Tähtitieteilijät pitävät kovasti tutkimisesta.On olemassa hypoteesi, että kaikki valaisimet syntyvät täsmälleen ryhmissä, eivät yksitellen. Koska samaan klusteriin kuuluvilla tähdillä on samanlaiset ominaisuudet, erot niiden välillä ovat totta, eivätkä ne johdu etäisyydestä Maahan. Mitä tahansa muutoksia nämä tähdet tekevätkin, ne alkavat samaan aikaan ja samaan aikaan. 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.

Tähtien ja kokonaisten galaksien syntyminen tapahtuu pysyvästi, samoin kuin niiden kuolema. Yhden tähden katoaminen kompensoi toisen ilmestymistä, joten meistä näyttää siltä, ​​​​että samat tähdet ovat jatkuvasti taivaalla.

Tähdet ovat syntyneet tähtienvälisen pilven puristumisprosessin vuoksi, johon vaikuttaa voimakas kaasunpaineen lasku. Puristetun kaasun massasta riippuen syntyneiden tähtien lukumäärä muuttuu: jos se on pieni, syntyy yksi valaisin, jos se on suuri, koko klusterin muodostuminen on mahdollista.

Tähtien syntyvaiheet

Tässä on tarpeen erottaa kaksi päävaihetta - prototähden nopea supistuminen ja hidas. Ensimmäisessä tapauksessa tunnusmerkki on painovoima: prototähden aine tekee käytännössä vapaa pudotus sen keskelle. Tässä vaiheessa kaasun lämpötila pysyy muuttumattomana, sen kesto on noin 100 tuhatta vuotta, ja tänä aikana prototähden koko pienenee erittäin merkittävästi.

Ja jos ensimmäisessä vaiheessa ylimääräinen lämpö poistui jatkuvasti, prototähti tihenee. Lämmönpoisto ei ole enää niin korkea, kaasu jatkaa kokoonpuristumista ja kuumenee nopeasti. Prototähden hidas supistuminen kestää vielä pidempään - yli kymmenen miljoonaa vuotta. Ultrakorkean lämpötilan (yli miljoona astetta) saavuttaessa lämpöydinreaktiot vaativat veronsa, mikä johtaa puristuksen päättymiseen. Sen jälkeen se muodostuu uusi tähti prototähdestä.

Tähtien elinkaari

Tähdet ovat kuin elävä organismi: ne syntyvät, saavuttavat kehityksensä huippunsa ja kuolevat sitten. Suuret muutokset alkavat, kun vety loppuu tähden keskiosassa. Se alkaa palaa jo kuoressa lisäämällä vähitellen kokoaan, ja tähti voi muuttua punaiseksi jättiläiseksi tai jopa superjättiläiseksi.

Kaikilla tähdillä on täysin erilainen elinkaari, kaikki riippuu massasta. Ne joilla on iso paino, elää pidempään ja lopulta räjähtää. Aurinkomme ei kuulu massiivisiin tähtiin, joten tämän tyyppiset taivaankappaleet odottavat toista päätä: ne haalistuvat vähitellen, muuttuvat tiheäksi rakenteeksi, jota kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi.

punainen jättiläinen

Tähdistä, jotka ovat käyttäneet vetyvaransa, voivat tulla valtavia. Tällaisia ​​valaisimia kutsutaan punaisiksi jättiläisiksi. Niiden erottuva piirre koon lisäksi on laajennettu ilmapiiri ja erittäin matala lämpötila pinnat. Tutkimukset ovat osoittaneet, että kaikki tähdet eivät käy läpi tätä kehitysvaihetta. Vain niistä valaisimista, joilla on kiinteä massa, tulee punaisia ​​jättiläisiä.

Suurin osa näkyvät edustajat- Arcturus ja Antar, joiden näkyvät kerrokset ovat suhteellisen korkea lämpötila, ja harvinaisella kuorella on kiinteä jatke. Runkojen sisällä tapahtuu heliumin syttymisprosessi, jolle on ominaista valovoiman terävien vaihteluiden puuttuminen.

valkoinen kääpiö

Tähdet, jotka ovat kooltaan ja massaltaan pieniä, muuttuvat valkoiseksi kääpiöksi. Niiden tiheys on erittäin korkea (noin miljoona kertaa suurempi kuin veden tiheys), minkä vuoksi tähden aine siirtyy tilaan, jota kutsutaan "degeneroituneeksi kaasuksi". Valkoisen kääpiön sisällä ei havaita lämpöydinreaktioita, ja vain jäähtyminen antaa sille valoa. Tässä tilassa olevan tähden koko on erittäin pieni. Esimerkiksi monet valkoiset kääpiöt ovat kooltaan samanlaisia ​​kuin maapallo.

Kuten mikä tahansa luonnonkappale, tähdet eivät myöskään voi pysyä muuttumattomina. He syntyvät, kehittyvät ja lopulta "kuolevat". Tähtien evoluutio kestää miljardeja vuosia, mutta niiden muodostumisajasta on kiistaa. Aikaisemmin tähtitieteilijät uskoivat, että heidän "syntymisprosessinsa" tähtipölystä vaati miljoonia vuosia, mutta ei niin kauan sitten saatiin valokuvia taivaan alueesta Suuren Orionin sumun koostumuksesta. Muutamassa vuodessa on ollut pieni

Vuoden 1947 valokuvissa tähän paikkaan on tallennettu pieni joukko tähtimäisiä esineitä. Vuoteen 1954 mennessä osa niistä oli jo muuttunut pitkänomaisiksi, ja vielä viiden vuoden kuluttua nämä esineet hajosivat erillisiksi. Joten ensimmäistä kertaa tähtien syntyprosessi tapahtui kirjaimellisesti tähtitieteilijöiden edessä.

Katsotaanpa tarkemmin, miten tähtien rakenne ja kehitys etenee, miten ne alkavat ja lopettavat loputtoman elämänsä inhimillisesti katsottuna.

Perinteisesti tutkijat olettavat, että tähdet muodostuvat kaasu-pölyympäristön pilvien tiivistymisen seurauksena. Gravitaatiovoimien vaikutuksesta muodostuneista pilvistä muodostuu läpinäkymätön kaasupallo, jonka rakenne on tiheä. Sen sisäinen paine ei voi tasapainottaa sitä puristavia gravitaatiovoimia. Vähitellen pallo supistuu niin paljon, että tähtien sisäpuolen lämpötila nousee ja kuuman kaasun paine pallon sisällä tasapainottaa ulkoisia voimia. Tämän jälkeen puristus pysähtyy. Tämän prosessin kesto riippuu tähden massasta ja vaihtelee yleensä kahdesta useaan sataan miljoonaan vuoteen.

Tähtien rakenne merkitsee erittäin korkeaa lämpötilaa niiden syvyyksissä, mikä edistää jatkuvia lämpöydinprosesseja (tähdet muodostava vety muuttuu heliumiksi). Nämä prosessit ovat syynä tähtien voimakkaaseen säteilyyn. Aika, jonka ne kuluttavat käytettävissä olevaa vetyvaraa, määräytyy niiden massan mukaan. Tästä riippuu myös säteilyn kesto.

Kun vetyvarannot loppuvat, tähtien evoluutio lähestyy muodostumisvaihetta, mikä tapahtuu seuraavasti. Energian vapautumisen lakkaamisen jälkeen gravitaatiovoimat alkavat puristaa ydintä. Tässä tapauksessa tähti kasvaa merkittävästi. Valoisuus myös kasvaa prosessin jatkuessa, mutta vain ohuena kerroksena ytimen rajalla.

Tähän prosessiin liittyy kutistuvan heliumytimen lämpötilan nousu ja heliumytimien muuttuminen hiiliytimiksi.

Auringosta ennustetaan muodostuvan punainen jättiläinen kahdeksassa miljardissa vuodessa. Samalla sen säde kasvaa useita kymmeniä kertoja ja valoisuus satoja kertoja verrattuna nykyisiin indikaattoreihin.

Kuten jo todettiin, tähden elinikä riippuu sen massasta. Esineet, joiden massa on pienempi kuin aurinko "kuluttavat" varantojaan erittäin taloudellisesti, joten ne voivat loistaa kymmeniä miljardeja vuosia.

Tähtien evoluutio päättyy muodostumiseen, mikä tapahtuu niille, joiden massa on lähellä Auringon massaa, ts. ei ylitä 1,2 siitä.

jättiläisiä tähtiä pääsääntöisesti kuluttavat nopeasti ydinpolttoainevarastonsa loppuun. Tähän liittyy merkittävä massan menetys, erityisesti ulkokuorten irtoamisen vuoksi. Tämän seurauksena vain asteittainen jäähdytys keskiosa jossa ydinreaktiot ovat lakanneet kokonaan. Ajan myötä tällaiset tähdet lopettavat säteilynsä ja muuttuvat näkymättömiksi.

Mutta joskus tähtien normaali kehitys ja rakenne häiriintyvät. Useimmiten tämä koskee massiivisia esineitä, jotka ovat käyttäneet loppuun kaikentyyppisen lämpöydinpolttoaineen. Sitten ne voidaan muuntaa neutroneiksi tai Ja mitä enemmän tiedemiehet oppivat näistä esineistä, sitä enemmän herää uusia kysymyksiä.