Tähed saavad energiat teatavasti termotuumasünteesi reaktsioonidest ja iga täht jõuab varem või hiljem punkti, mil tema termotuumakütus saab otsa. Mida suurem on tähe mass, seda kiiremini põletab ta kõik, mis võimalik, ja jõuab oma eksistentsi lõppfaasi. Edasised sündmused võivad järgida erinevaid stsenaariume, millest sõltub eelkõige massid.
Samal ajal kui tähe keskel olev vesinik "põleb ära", eraldub selles heeliumi tuum, mis surub kokku ja vabastab energiat. Seejärel võivad selles alata heeliumi ja järgnevate elementide põlemisreaktsioonid (vt allpool). Väliskihid paisuvad kuumutatud tuumast tuleva suurenenud rõhu mõjul mitu korda, tähest saab punane hiiglane.
Olenevalt tähe massist võivad selles tekkida erinevad reaktsioonid. See määrab, milline on tähe koostis selleks ajaks, kui sulandumine välja sureb.
Valged kääbused
Tähtede puhul, mille mass on kuni umbes 10 MC, kaalub tuum alla 1,5 MC. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist kiirgusrõhk lakkab ja tuum hakkab gravitatsiooni mõjul kahanema. See tõmbub kokku, kuni Pauli printsiibist tingitud degenereerunud elektrongaasi rõhk hakkab segama. Väliskihid eralduvad ja hajuvad, moodustades planetaarse udukogu. Esimese sellise udukogu avastas prantsuse astronoom Charles Messier 1764. aastal ja kataloogis selle numbri M27 alla.
Südamikust väljuvat nimetatakse valgeks kääbuseks. Valgete kääbuste tihedus on suurem kui 10 7 g/cm 3 ja pinnatemperatuur suurusjärgus 10 4 K. Heledus on 2-4 suurusjärku väiksem kui Päikese heledus. Termotuumasüntees selles ei toimu, kogu tema poolt eralduv energia kogunes varem, seega jahtuvad valged kääbused aeglaselt ja lakkavad olemast nähtavad.
Valgel kääbusel on endiselt võimalus olla aktiivne, kui ta on osa kaksiktähest ja tõmbab oma kaaslase massi enda peale (näiteks sai kaaslasest punane hiiglane ja täitis oma massiga kogu oma Roche'i sagara). Sel juhul võib vesiniku süntees CNO tsüklis alata valges kääbuses sisalduva süsiniku abil, lõppedes välise vesinikukihi ("uus" täht) vabanemisega. Või võib valge kääbuse mass kasvada nii suureks, et tema süsinik-hapnik komponent süttib keskelt tuleva plahvatusliku põlemislaine käigus. Selle tulemusena moodustuvad rasked elemendid suure energiakoguse vabanemisega:
12 C + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV
Tähe heledus suureneb tugevalt 2 nädala jooksul, seejärel väheneb kiiresti veel 2 nädala jooksul, misjärel väheneb 50 päeva jooksul umbes 2 korda. Põhiline energia (umbes 90%) eraldub nikli isotoobi lagunemisahelast gammakiirte kujul.Seda nähtust nimetatakse 1. tüüpi supernoovaks.
Valgeid kääbusi, mille mass oleks 1,5 või rohkem, pole olemas. Seda seletatakse asjaoluga, et valge kääbuse olemasoluks on vaja tasakaalustada gravitatsiooniline kokkusurumine elektrongaasi rõhuga, kuid see juhtub massidel, mis ei ületa 1,4 M C, seda piirangut nimetatakse Chandrasekhari piiriks. Väärtuse võib saada rõhujõudude ja gravitatsiooni kokkusurumise jõudude võrdsuse tingimusena eeldusel, et elektronide moment on määratud nende hõivatud ruumala määramatuse suhtega ja nad liiguvad valguse kiirusele lähedase kiirusega. .
Neutronitähed
Massiivsemate (> 10 M C) tähtede puhul toimub kõik veidi teisiti Kõrge temperatuur südamikus aktiveerib energia neeldumisreaktsioone, nagu prootonite, neutronite ja alfaosakeste välja koputamine tuumadest, samuti e-püüdmine suure energiaga elektronidest, kompenseerides kahe tuuma massivahe. Teine reaktsioon tekitab tuumas neutronite ülejäägi. Mõlemad reaktsioonid viivad selle jahtumiseni ja tähe üldise kokkusurumiseni. Kui termotuumasünteesi energia saab otsa, muutub kokkusurumine kesta peaaegu vabaks langemiseks kokkuvarisevale tuumale. Samal ajal kiireneb järsult termotuumasünteesi kiirus välimistes langevates kihtides, mis viib mõne minuti jooksul tohutu energiahulga emissioonini (võrreldav energiaga, mida valgustähed kogu oma olemasolu jooksul kiirgavad).
Oma suure massi tõttu ületab kokkuvarisev tuum elektrongaasi rõhu ja tõmbub veelgi kokku. Sel juhul toimuvad reaktsioonid p + e - → n + ν e, mille järel ei jää tuuma peaaegu enam kokkusurumist segavaid elektrone. Kokkusurumine toimub suurustel 10–30 km, mis vastab tihedusele, mille määrab degenereerunud neutronigaasi rõhk. Südamikule langev aine saab neutronite südamikust peegelduva lööklaine ja osa selle kokkusurumisel vabanevast energiast, mis viib väliskesta kiire väljapaiskumiseni külgedele. Saadud objekti nimetatakse neutrontäheks. Enamik(90%) gravitatsioonilisest kokkusurumisest vabanevast energiast kannavad neutriinod ära esimestel sekunditel pärast kokkuvarisemist. Ülaltoodud protsessi nimetatakse 2. tüüpi supernoova plahvatuseks. Plahvatuse energia on selline, et mõned neist on (harva) palja silmaga nähtavad isegi päeval. Esimese supernoova registreerisid Hiina astronoomid aastal 185 pKr. Praegu registreeritakse aastas mitusada haiguspuhangut.
Saadud neutrontähe tihedus on ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Nurkmomendi säilitamine tähe kokkusurumise ajal põhjustab väga lühikesi tiirlemisperioode, mis jäävad tavaliselt vahemikku 1 kuni 1000 ms. Tavaliste tähtede jaoks on sellised perioodid võimatud, sest Nende raskusjõud ei suuda sellise pöörlemise tsentrifugaaljõududele vastu seista. Neutrontähel on väga suur magnetväli, mis ulatub pinnal 10 12–10 13 Gaussi, mis põhjustab tugevat elektromagnetkiirgust. Magnettelg, mis ei ühti pöörlemisteljega, viib selleni, et neutrontäht saadab teatud suunas perioodilisi (pöörlemisperioodiga) kiirgusimpulsse. Sellist tähte nimetatakse pulsariks. See asjaolu aitas neil eksperimentaalselt avastada ja seda kasutatakse tuvastamiseks. Neutrontähe tuvastamine optiliste meetodite abil on selle vähese heleduse tõttu palju keerulisem. Orbitaalperiood väheneb järk-järgult energia ülemineku tõttu kiirguseks.
Neutrontähe välimine kiht koosneb kristalne aine, peamiselt raud ja selle naaberelemendid. Suurema osa ülejäänud massist moodustavad neutronid, pione ja hüperoneid võib leida päris keskelt. Tähe tihedus suureneb keskpunkti suunas ja võib jõuda tuumaaine tihedusest märkimisväärselt suuremate väärtusteni. Aine käitumine sellistel tihedustel on halvasti mõistetav. Vabade kvarkide, sealhulgas mitte ainult esimese põlvkonna kvarkide kohta on olemas teooriaid hadroonaine sellise äärmusliku tiheduse juures. Võimalikud on neutronaine ülijuhtivad ja ülivedelikud olekud.
Neutrontähe jahutamiseks on 2 mehhanismi. Üks neist on footonite emissioon, nagu igal pool mujal. Teine mehhanism on neutriino. See valitseb seni, kuni südamiku temperatuur on üle 10 8 K. Tavaliselt vastab see pinnatemperatuurile üle 10 6 K ja kestab 10 5 −10 6 aastat. Neutriinode väljastamiseks on mitu võimalust:
Mustad augud
Kui algse tähe mass ületas 30 Päikese massi, siis on supernoova plahvatuses tekkinud tuum raskem kui 3 M C. Selle massi juures ei suuda neutrongaasi rõhk enam gravitatsiooni tagasi hoida ja tuum ei peatu neutrontähe staadiumis, vaid jätkab kokkuvarisemist (katseliselt tuvastatud neutrontähtede mass ei ületa aga 2 päikesemassi, mitte kolm). Seekord ei takista miski kokkuvarisemist ja moodustub must auk. Sellel objektil on puhtalt relativistlik olemus ja seda ei saa seletada ilma üldrelatiivsusteooriata. Hoolimata asjaolust, et mateeria on teooria kohaselt varisenud punktiks - singulaarsuseks, on mustal augul nullist erinev raadius, mida nimetatakse Schwarzschildi raadiuseks:
R Ш = 2GM/s 2.
Raadius tähistab musta augu gravitatsioonivälja piiri, mis on ületamatu isegi footonite jaoks, mida nimetatakse sündmuste horisondiks. Näiteks Päikese Schwarzschildi raadius on vaid 3 km. Väljaspool sündmuste horisonti on musta augu gravitatsiooniväli sama, mis selle massiga tavalise objekti oma. Musta auku saab jälgida ainult kaudsete mõjude abil, kuna see ise ei eralda märgatavat energiat.
Kuigi sündmuste horisondist ei pääse miski, võib must auk ikkagi kiirgust tekitada. Kvantfüüsilises vaakumis sünnivad ja kaovad pidevalt virtuaalsed osakeste-antiosakeste paarid. Musta augu tugevaim gravitatsiooniväli suudab nendega suhelda enne, kui nad kaovad ja antiosakese neelavad. Kui virtuaalse antiosakese koguenergia oli negatiivne, kaotab must auk massi ja ülejäänud osake muutub reaalseks ning saab piisavalt energiat, et musta augu väljast minema lennata. Seda kiirgust nimetatakse Hawkingi kiirguseks ja sellel on musta keha spekter. Sellele võib omistada teatud temperatuuri:
Selle protsessi mõju enamiku mustade aukude massile on tühine võrreldes energiaga, mida nad saavad isegi kosmilisest mikrolaine taustkiirgusest. Erandiks on reliktsed mikroskoopilised mustad augud, mis võisid tekkida varajased staadiumid universumi evolutsioon. Väikesed suurused kiirendavad aurustumisprotsessi ja aeglustavad massi suurenemise protsessi. Selliste mustade aukude aurustamise viimased etapid peaksid lõppema plahvatusega. Kirjeldusele vastavaid plahvatusi ei registreeritud.
Musta auku langev aine kuumeneb ja muutub allikaks röntgenikiirgus, mis teenindab kaudne märk musta augu olemasolu. Kui suure nurkimpulsiga aine langeb musta auku, moodustab see selle ümber pöörleva akretsiooniketta, milles osakesed kaotavad enne musta auku langemist energiat ja nurkimpulsi. Ülimassiivse musta augu puhul ilmnevad piki ketta telge kaks selgelt eristuvat suunda, milles kiirgava kiirguse rõhk ja elektromagnetilised efektid kiirendavad kettalt paiskuvaid osakesi. See tekitab mõlemas suunas võimsad ainejoad, mida saab ka registreerida. Ühe teooria kohaselt on selliselt üles ehitatud aktiivsed galaktilised tuumad ja kvasarid.
Pöörlev must auk on keerulisem objekt. Pöörlemisega "jäädvustab" teatud ruumipiirkonna sündmuste horisondi taga ("Lense-Thirring Effect"). Seda ala nimetatakse ergosfääriks, selle piiri nimetatakse staatilisuse piiriks. Staatiline piir on ellipsoid, mis langeb kokku sündmuste horisondiga musta augu pöörlemise kahel poolusel.
Pöörlevatel mustadel aukudel on täiendav energiakao mehhanism energia ülekande kaudu ergosfääri lõksu jäänud osakestele. Selle energiakaoga kaasneb nurkimpulsi kadu ja see aeglustab pöörlemist.
Bibliograafia
- S.B.Popov, M.E.Prokhorov "Üksikute neutrontähtede astrofüüsika: raadiovaiksed neutrontähed ja magnetarid" SAI MSU, 2002
- William J. Kaufman "Suhtelisuse kosmilised piirid" 1977
- Muud Interneti-allikad
20. detsember 10 g.
Tähed, nagu inimesed, võivad olla vastsündinud, noored, vanad. Iga hetk ühed tähed surevad ja teised tekivad. Tavaliselt on noorimad neist sarnased Päikesega. Nad on kujunemisjärgus ja on tegelikult prototähed. Astronoomid nimetavad neid prototüübi järgi T-Tauruse tähtedeks. Oma omaduste poolest – näiteks heledus – on prototähed muutlikud, kuna nende olemasolu pole veel jõustunud. stabiilne faas. Paljudel neist on ümber suur hulk ainet. T-tüüpi tähtedest lähtuvad võimsad tuulevoolud.
Protostaarid: nende elutsükli algus
Kui aine langeb prototähe pinnale, põleb see kiiresti ja muutub soojuseks. Selle tulemusena tõuseb prototähtede temperatuur pidevalt. Kui see tõuseb nii kõrgele, et tähe keskel käivituvad tuumareaktsioonid, omandab prototäht tavalise tähe staatuse. Tuumareaktsioonide algusega on tähel pidev energiaallikas, mis toetab tema elu pikka aega. Kui pikk on tähe elutsükkel universumis, sõltub selle algsest suurusest. Siiski arvatakse, et Päikese läbimõõduga tähtedel on piisavalt energiat, et mugavalt eksisteerida umbes 10 miljardiks aastaks. Sellele vaatamata juhtub ka seda, et isegi massiivsemad tähed elavad vaid paar miljonit aastat. See on tingitud asjaolust, et nad põletavad oma kütust palju kiiremini.
Tavalise suurusega tähed
Kõik tähed on kuuma gaasi tükk. Nende sügavustes toimub pidevalt tuumaenergia tootmise protsess. Kuid mitte kõik tähed pole nagu Päike. Üks peamisi erinevusi on värv. Tähed pole mitte ainult kollased, vaid ka sinakad ja punakad.
Heledus ja heledus
Need erinevad ka selliste omaduste poolest nagu sära ja heledus. Kui hele Maa pinnalt vaadeldav täht saab olema, ei sõltu mitte ainult selle heledus, vaid ka selle kaugus meie planeedist. Arvestades nende kaugust Maast, võib tähtedel olla täiesti erinev heledus. See indikaator ulatub ühest kümnetuhandik Päikese särast heleduseni, mis on võrreldav enam kui miljoni Päikese heledusega.
Enamik tähti on selle spektri alumises otsas, olles tuhmid. Päike on paljuski keskmine, tüüpiline täht. Kuid võrreldes teistega on sellel palju suurem heledus. Suur hulk hämaraid tähti saab jälgida isegi palja silmaga. Põhjus, miks tähtede heledus on erinev, on tingitud nende massist. Värvuse, sära ja heleduse muutumise ajas määrab aine hulk.
Püüab selgitada tähtede elutsüklit
Inimesed on pikka aega püüdnud jälgida tähtede elu, kuid teadlaste esimesed katsed olid üsna arad. Esimene edusamm oli Lane'i seaduse rakendamine Helmholtzi-Kelvini hüpoteesi gravitatsioonilise kokkutõmbumise kohta. See tõi astronoomiasse uue arusaama: teoreetiliselt peaks tähe temperatuur tõusma (selle indikaator on pöördvõrdeline tähe raadiusega), kuni tiheduse suurenemine aeglustab kokkusurumisprotsesse. Siis on energiatarbimine suurem kui sissetulek. Sel hetkel hakkab täht kiiresti jahtuma.
Hüpoteesid tähtede elu kohta
Ühe algse hüpoteesi tähe elutsükli kohta pakkus välja astronoom Norman Lockyer. Ta uskus, et tähed tekivad meteoriidist. Pealegi ei põhine tema hüpoteesi sätted mitte ainult astronoomia teoreetilistel järeldustel, vaid ka andmetel. spektraalanalüüs tähed Lockyer oli veendunud, et evolutsioonis osalevad keemilised elemendid taevakehad, koosnevad elementaarosakestest - "protoelementidest". Erinevalt tänapäevastest neutronitest, prootonitest ja elektronidest pole neil üldist, vaid individuaalset iseloomu. Näiteks Lockyeri sõnul laguneb vesinik nn protovesinikuks; raud muutub "proto-rauaks". Tähe elutsüklit püüdsid kirjeldada ka teised astronoomid, näiteks James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.
Hiiglaslikud tähed ja kääbustähed
Tähed suured suurused on kuumimad ja säravamad. Välimuselt on need tavaliselt valged või sinakad. Vaatamata sellele, et neil on hiiglaslik suurus, põleb nende sees olev kütus nii kiiresti läbi, et nad jäävad sellest ilma vaid mõne miljoni aastaga.
Väikesed tähed, erinevalt hiiglaslikest, ei ole tavaliselt nii eredad. Nad on punast värvi ja elavad piisavalt kaua - miljardeid aastaid. Kuid taeva heledate tähtede hulgas on ka punaseid ja oranže tähti. Näiteks on täht Aldebaran - nn härja silm, mis asub Sõnni tähtkujus; ja ka Skorpioni tähtkujus. Miks suudavad need lahedad tähed heleduses konkureerida kuumade tähtedega nagu Sirius?
See on tingitud asjaolust, et nad laienesid kunagi väga palju ja nende läbimõõt hakkas ületama tohutuid punaseid tähti (supergiandid). Tohutu pindala võimaldab neil tähtedel kiirata suurusjärgu võrra rohkem energiat kui Päike. Seda hoolimata asjaolust, et nende temperatuur on palju madalam. Näiteks Orioni tähtkujus asuva Betelgeuse läbimõõt on mitusada korda suurem kui Päikese läbimõõt. Ja tavaliste punaste tähtede läbimõõt pole tavaliselt isegi kümnendikku Päikese suurusest. Selliseid tähti nimetatakse kääbusteks. Need tüübid eluring tähed võivad igast mööduda taevakeha- sama täht oma erinevatel eluetappidel võib olla nii punane hiiglane kui ka kääbus.
Reeglina toetavad valgustid nagu Päike oma olemasolu tänu sees leiduvale vesinikule. See muutub tähe tuuma tuumas heeliumiks. Päikesel on tohutu summa kütust, kuid isegi see pole lõpmatu – viimase viie miljardi aasta jooksul on pool varudest ära kasutatud.
Tähtede eluiga. Tähtede elutsükkel
Kui vesinikuvarud tähe sees on ammendunud, toimuvad suured muutused. Ülejäänud vesinik hakkab põlema mitte selle südamiku sees, vaid pinnal. Samal ajal lüheneb tähe eluiga järjest rohkem. Sel perioodil jõuab tähtede tsükkel, vähemalt enamik neist, punase hiiglase staadiumisse. Tähe suurus muutub suuremaks ja selle temperatuur, vastupidi, langeb. Nii ilmub enamik punaseid hiiglasi ja supergigante. See protsess on osa tähtedes toimuvate muutuste üldisest jadast, mida teadlased nimetavad tähtede evolutsiooniks. Tähe elutsükkel hõlmab kõiki selle etappe: lõpuks kõik tähed vananevad ja surevad ning nende olemasolu kestuse määrab otseselt kütuse hulk. Suured tähed lõpetavad oma elu tohutu suurejoonelise plahvatusega. Tagasihoidlikumad, vastupidi, surevad, vähenedes järk-järgult valgete kääbuste suuruseks. Siis nad lihtsalt kaovad.
Kui kaua keskmine täht elab? Tähe elutsükkel võib kesta vähem kui 1,5 miljonist aastast 1 miljardi aastani või kauemgi. Kõik see, nagu öeldud, sõltub selle koostisest ja suurusest. Tähed nagu Päike elavad 10–16 miljardit aastat. Väga heledad tähed, nagu Sirius, elavad suhteliselt lühiajaliselt - vaid paarsada miljonit aastat. Tähe elutsükli diagramm sisaldab järgmisi etappe. See molekulaarpilv on pilve gravitatsiooniline kokkuvarisemine – sünd supernoova- prototähe evolutsioon - prototähe faasi lõpp. Seejärel järgige etappe: noore tähe faasi algus - elu keskeas - küpsus - punase hiiglase staadium - planetaarudu - valge kääbuse staadium. Kaks viimast faasi on iseloomulikud väikestele tähtedele.
Planetaarsete udukogude olemus
Niisiis, vaatasime lühidalt tähe elutsüklit. Kuid mis on muutumas tohutust punasest hiiglasest valgeks kääbuseks, mõnikord heidavad tähed oma välimisi kihte maha ja siis paljastub tähe tuum. Gaasikest hakkab tähe kiirgava energia mõjul hõõguma. See etapp sai oma nime tänu sellele, et selles kestas olevad helendavad gaasimullid näevad sageli välja nagu kettad planeetide ümber. Kuid tegelikult pole neil planeetidega midagi pistmist. Lastele mõeldud tähtede elutsükkel ei pruugi hõlmata kõiki teaduslikud üksikasjad. Kirjeldada saab vaid taevakehade evolutsiooni põhifaase.
Täheparved
Astronoomidele meeldib uurida. On olemas hüpotees, et kõik valgustid sünnivad rühmadena, mitte üksikult. Kuna samasse parve kuuluvatel tähtedel on sarnased omadused, on nendevahelised erinevused tõesed ja mitte tingitud kaugusest Maast. Mis tahes muutused nende tähtedega ka ei juhtuks, tekivad need samal ajal ja võrdsetel tingimustel. Eriti palju teadmisi saab nende omaduste sõltuvust massist uurides. Lõppude lõpuks on parvedes olevate tähtede vanus ja nende kaugus Maast ligikaudu võrdsed, seega erinevad need ainult selle näitaja poolest. Klastrid pakuvad huvi mitte ainult professionaalsetele astronoomidele – iga amatöör teeb neid hea meelega ilus pilt, imetlege neid ainult ilus vaade planetaariumis.
Mõeldes linnatuledest eemal selgele öötaevale, on lihtne märgata, et Universum on tähti täis. Kuidas suutis loodus neid objekte lugematul hulgal luua? Tõepoolest, hinnangute kohaselt ainult aastal Linnutee umbes 100 miljardit tähte. Lisaks sünnivad tähed ka tänapäeval, 10-20 miljardit aastat pärast Universumi teket. Kuidas tähed tekivad? Milliseid muutusi teeb täht läbi, enne kui jõuab meie päikese sarnasesse püsiolekusse?
Füüsika seisukohalt on täht gaasipall
Füüsika seisukohalt on tegu gaasipalliga. Tuumareaktsioonide – peamiselt vesinikust heeliumi sulandumise – tekitatud soojus ja rõhk takistavad tähe kokkuvarisemist oma gravitatsiooni mõjul. Selle suhteliselt lihtsa objekti elukäik järgib väga spetsiifilist stsenaariumi. Esiteks sünnib täht tähtedevahelise gaasi hajuspilvest, seejärel see võtab kaua aega maailmalõpupäev Kuid lõpuks, kui kogu tuumakütus on ammendatud, muutub see nõrgalt helendavaks valgeks kääbuseks, neutrontäheks või mustaks auguks.
Sellest kirjeldusest võib jääda mulje, et tähtede evolutsiooni kujunemise ja varajaste etappide üksikasjalik analüüs ei tohiks olulisi raskusi tekitada. Kuid gravitatsiooni ja termilise rõhu koosmõju põhjustab tähtede ettearvamatut käitumist.
Vaatleme näiteks heleduse arengut ehk tähepinna poolt ajaühikus kiirgava energiahulga muutumist. Noore tähe sisetemperatuur on vesinikuaatomite kokkusulamiseks liiga madal, mistõttu peab selle heledus olema suhteliselt madal. See võib suureneda, kui algavad tuumareaktsioonid, ja alles siis võib see järk-järgult langeda. Tegelikult on väga noor täht äärmiselt särav. Selle heledus väheneb koos vanusega, saavutades vesiniku põlemisel ajutise miinimumi.
Evolutsiooni varases staadiumis toimuvad tähtedes mitmesugused füüsikalised protsessid.
Evolutsiooni varases staadiumis läbivad tähed mitmesuguseid füüsikalised protsessid, millest mõned on endiselt halvasti mõistetavad. Alles viimase kahe aastakümne jooksul on astronoomid hakanud teooria ja vaatluste edusammude põhjal koostama tähtede evolutsioonist üksikasjalikku pilti.
Tähed sünnivad suurtest pilvedest, mis ei ole nähtavas valguses nähtavad ja asuvad spiraalgalaktikate ketastes. Astronoomid nimetavad neid objekte hiiglaslikeks molekulaarseteks kompleksideks. Mõiste "molekulaarne" peegeldab tõsiasja, et kompleksides sisalduv gaas koosneb peamiselt molekulaarses vormis vesinikust. Sellised pilved on Galaktika suurimad moodustised, ulatudes mõnikord üle 300 valgusaasta. aastate läbimõõduga.
Tähe evolutsiooni lähemal analüüsimisel
Hoolikam analüüs paljastab, et tähed tekivad üksikutest kondensatsioonidest – kompaktsetest tsoonidest – hiiglaslikus molekulaarpilves. Astronoomid on uurinud kompaktsete tsoonide omadusi suurte raadioteleskoopide abil, mis on ainsad instrumendid, mis suudavad tuvastada nõrku millimopilvi. Selle kiirguse vaatlustest järeldub, et tüüpilise kompaktse tsooni läbimõõt on mitu valguskuud, tihedus 30 000 vesiniku molekuli cm^ kohta ja temperatuur 10 kelvinit.
Nende väärtuste põhjal jõuti järeldusele, et gaasirõhk kompaktsetes tsoonides on selline, et see talub kokkusurumist isegravitatsioonijõudude mõjul.
Seetõttu peab tähe tekkimiseks kompaktne tsoon olema ebastabiilsest olekust kokku surutud ja nii, et gravitatsioonijõud ületavad gaasi siserõhu.
Veel pole selge, kuidas kompaktsed tsoonid esialgsest molekulaarpilvest kondenseeruvad ja sellise ebastabiilse oleku omandavad. Sellegipoolest oli astrofüüsikutel juba enne kompaktsete tsoonide avastamist võimalus tähtede tekkeprotsessi simuleerida. Juba 1960. aastatel kasutasid teoreetikud arvutisimulatsioone, et teha kindlaks, kui ebastabiilsed pilved kokku kukuvad.
Kuigi teoreetilisteks arvutusteks kasutati laia valikut esialgsed tingimused, saadud tulemused olid samad: liiga ebastabiilne pilv tõmbub esimesena kokku sisemine osa, see tähendab, et keskel olev aine läbib esmalt vaba langemise, samas kui perifeersed piirkonnad jäävad stabiilseks. Järk-järgult levib tihendusala väljapoole, kattes kogu pilve.
Sügaval kokkutõmbumispiirkonna sügavuses algab tähtede areng
Sügaval kokkutõmbumispiirkonna sügavuses algab tähtede teke. Tähe läbimõõt on ainult üks valgussekund, see tähendab üks miljondik kompaktse tsooni läbimõõdust. Selliste suhteliselt väikeste suuruste puhul pole pilve tihendamise üldpilt märkimisväärne, kuid peaosa Siin mängib rolli kiirus, millega aine tähele langeb 
Aine langemise kiirus võib varieeruda, kuid see sõltub otseselt pilve temperatuurist. Mida kõrgem on temperatuur, seda suurem on kiirus. Arvutused näitavad, et mass võrdne massiga Päike võib koguneda variseva kompaktse tsooni keskele 100 tuhande kuni 1 miljoni aasta jooksul Variseva pilve keskele tekkinud keha nimetatakse prototäheks. Kasutades arvuti modelleerimine astronoomid on välja töötanud mudeli, mis kirjeldab prototähe ehitust.
Selgus, et langev gaas tabab prototähe pinda väga suur kiirus. Seetõttu moodustub võimas põrutusfront (järs üleminek väga kõrge vererõhk). Löögifrondi sees soojeneb gaas peaaegu 1 miljoni Kelvinini, seejärel jahtub pinnal kiiritades kiiresti umbes 10 000 K-ni, moodustades kiht-kihilt prototähe.
Löögifrondi olemasolu seletab noorte tähtede suurt heledust
Löögifrondi olemasolu seletab noorte tähtede suurt heledust. Kui alglooma mass on võrdne ühe päikeseenergiaga, võib tema heledus ületada päikese oma kümme korda. Kuid seda ei põhjusta termotuumasünteesi reaktsioonid, nagu tavaliste tähtede puhul, vaid kineetiline energia gravitatsiooniväljas omandatud aine.
Protostähti saab jälgida, kuid mitte tavaliste optiliste teleskoopidega.
Kõik tähtedevaheline gaas, sealhulgas see, millest tähed moodustuvad, sisaldab "tolmu" - submikron suuruste tahkete osakeste segu. Löögifrondi kiirgus kohtab oma teel suurt hulka neid osakesi, langedes koos gaasiga prototähe pinnale.
Külmad tolmuosakesed neelavad põrutusfrondi kiirgavad footonid ja kiirgavad need uuesti välja pikematel lainepikkustel. See pikalaineline kiirgus omakorda neeldub ja seejärel kiirgab uuesti välja veelgi kaugemal asuv tolm. Seetõttu, kui footon liigub läbi tolmu- ja gaasipilvede, on selle lainepikkus lõpuks selline infrapuna vahemik elektromagnetiline spekter. Kuid prototähest vaid mõne valgustunni kaugusel muutub footoni lainepikkus liiga pikaks, et tolm seda neelaks, ja lõpuks võib see takistamatult Maa infrapunatundlike teleskoopide juurde tormata.
Hoolimata kaasaegsete detektorite ulatuslikest võimalustest ei saa astronoomid väita, et teleskoobid salvestavad tegelikult prototähtede kiirgust. Ilmselt on nad sügavalt peidus raadioulatuses registreeritud kompaktsete tsoonide sügavustes. Ebakindlus tuvastamisel tuleneb asjaolust, et detektorid ei suuda eristada prototähte vanematest, gaasi ja tolmu sisaldavatest tähtedest.
Usaldusväärseks tuvastamiseks peab infrapuna- või raadioteleskoop tuvastama prototähe spektraalsete emissioonijoonte Doppleri nihke. Doppleri nihe paljastaks selle pinnale langeva gaasi tegeliku liikumise.
Niipea, kui aine langemise tulemusena jõuab prototähe mass mitme kümnendikuni Päikese massist, muutub keskuse temperatuur piisavaks termotuumasünteesi reaktsioonide alguseks. Termotuumareaktsioonid prototähtedes erinevad aga põhimõtteliselt keskealiste tähtede reaktsioonidest. Selliste tähtede energiaallikaks on heeliumi termotuumasünteesi reaktsioonid vesinikust.
Vesinik on universumis kõige levinum keemiline element
Vesinik on kõige levinum keemiline element universumis. Universumi sünnil ( Suur pauk) see element tekkis oma tavakujul ühest prootonist koosneva tuumaga. Kuid kaks igast 100 000 tuumast on deuteeriumi tuumad, mis koosnevad prootonist ja neutronist. See vesiniku isotoop esineb moodne ajastu tähtedevahelises gaasis, millest ta siseneb tähtedesse.
Tähelepanuväärne on, et see pisike lisand mängib prototähtede elus domineerivat rolli. Nende sügavuste temperatuur on ebapiisav tavalise vesiniku reaktsioonide jaoks, mis toimuvad 10 miljoni Kelvini juures. Kuid gravitatsioonilise kokkusurumise tulemusena võib prototähe keskpunkti temperatuur kergesti ulatuda 1 miljoni Kelvinini, kui algab deuteeriumi tuumade ühinemine, mis vabastab ka kolossaalset energiat.
Protstellaarse aine läbipaistmatus on liiga suur
Protstellaarse aine läbipaistmatus on liiga suur, et seda energiat kiirgusülekande teel üle kanda. Seetõttu muutub täht konvektiivselt ebastabiilseks: "tuumatulega" kuumutatud gaasimullid hõljuvad pinnale. Neid ülespoole suunatud voogusid tasakaalustavad külma gaasi allavoolud keskpunkti suunas. Sarnased konvektiivsed liikumised, kuid palju väiksemas mahus, toimuvad auruküttega ruumis. Prototähe puhul transpordivad konvektiivpöörised deuteeriumi pinnalt selle sisemusse. Nii jõuab termotuumareaktsioonideks vajalik kütus tähe tuumani.
Vaatamata deuteeriumi tuumade väga madalale kontsentratsioonile avaldab nende ühinemisel eralduv soojus prototähele tugevat mõju. Deuteeriumi põlemisreaktsioonide peamine tagajärg on protostaari "paisumine". Tänu tõhusale soojusülekandele konvektsiooni teel deuteeriumi "põlemise" tulemusena suureneb prototähe suurus, mis sõltub selle massist. Ühe päikesemassiga prototähe raadius on võrdne viie Päikese massiga. Kolme päikeseenergia massiga paisub prototäht raadiusega, mis on võrdne 10 päikeseenergiaga. 
Tüüpilise kompaktse tsooni mass on suurem kui selle tekitatud tähe mass. Seetõttu peab olema mingi mehhanism, mis eemaldab liigse massi ja peatab aine langemise. Enamik astronoome on veendunud, et selle põhjuseks on prototähe pinnalt põgenev tugev tähetuul. Tähetuul puhub langevat gaasi vastupidises suunas ja ajab lõpuks kompaktse tsooni laiali.
Tähetuule idee
"Tähetuule idee" ei tulene teoreetilistest arvutustest. Ja üllatunud teoreetikud said selle nähtuse kohta tõendeid: molekulaarsete gaasivoogude vaatlused infrapuna allikad kiirgust. Need voolud on seotud protostellaarse tuulega. Selle päritolu on noorte staaride üks sügavamaid mõistatusi.
Kui kompaktne tsoon hajub, paljastatakse objekt, mida võib vaadelda optilises vahemikus – noor täht. Sarnaselt prototähele on sellel suur heledus, mille määrab rohkem gravitatsioon kui termotuumasünteesi. Rõhk tähe sisemuses hoiab ära katastroofilise gravitatsioonilise kollapsi. Selle rõhu eest vastutav soojus aga kiirgub tähe pinnalt, mistõttu täht paistab väga eredalt ja tõmbub aeglaselt kokku.
Kui see kahaneb sisetemperatuur suureneb järk-järgult ja jõuab lõpuks 10 miljoni Kelvinini. Seejärel hakkavad vesiniku tuumade ühinemisreaktsioonid moodustama heeliumi. Tekkiv soojus tekitab survet, mis takistab kokkusurumist ja täht särab kaua, kuni selle sügavuses olev tuumakütus otsa saab.
Meie Päikesel, tüüpilisel tähel, kulus protostelaarsest moodsa suuruseni kokkutõmbumiseks umbes 30 miljonit aastat. Tänu termotuumareaktsioonide käigus eralduvale soojusele on see säilitanud need mõõtmed umbes 5 miljardit aastat.
Nii sünnivad tähed. Kuid hoolimata teadlaste sellistest ilmsetest edusammudest, mis võimaldasid meil teada saada ühe universumi paljudest saladustest, ei ole noorte tähtede palju rohkem teadaolevaid omadusi veel täielikult mõistetud. See viitab nende ebaregulaarsele muutlikkusele, kolossaalsele tähetuulele ja ootamatutele eredatele sähvatustele. Nendele küsimustele pole veel kindlaid vastuseid. Kuid neid lahendamata probleeme tuleks käsitleda keti katkemisena, mille peamised lülid on juba kokku keevitatud. Ja me suudame selle ahela sulgeda ja noorte staaride elulugu täiendada, kui leiame looduse enda loodud võtme. Ja see võti vilgub sisse selge taevas meie kohal.
Staari sünnist video:
Tähtede eluiga koosneb mitmest etapist, mida läbides pürgivad valgustid miljoneid ja miljardeid aastaid järjekindlalt vältimatu finaali poole, muutudes heledateks sähvatusteks või süngeteks mustadeks aukudeks.
Igat tüüpi tähe eluiga on uskumatult pikk ja keeruline protsess, millega kaasnevad kosmilise ulatusega nähtused. Selle mitmekülgsust on lihtsalt võimatu täielikult jälgida ja uurida isegi kogu arsenali kasutades kaasaegne teadus. Kuid kogu maapealse astronoomia eksisteerimise perioodi jooksul kogutud ja töödeldud ainulaadsete teadmiste põhjal saavad meile kättesaadavaks terved kihid kõige väärtuslikumat teavet. See võimaldab siduda valgustite elutsükli episoodide jada suhteliselt sidusateks teooriateks ja modelleerida nende arengut. Mis need etapid on?
Ärge jääge visuaalist ilma interaktiivne rakendus « »!
Episood I. Protostaarid
Tähtede, nagu kõigi makro- ja mikrokosmose objektide, elutee algab sünnist. See sündmus saab alguse uskumatult tohutu pilve moodustumisest, mille sees ilmuvad esimesed molekulid, mistõttu moodustumist nimetatakse molekulaarseks. Mõnikord kasutatakse teist terminit, mis paljastab otseselt protsessi olemuse – tähtede häll.
Alles siis, kui sellises pilves toimub ületamatute asjaolude tõttu selle massiga osakeste ülikiire kokkusurumine, st gravitatsiooniline kollaps, hakkab tulevikutäht tekkima. Selle põhjuseks on gravitatsioonienergia tõus, millest osa surub kokku gaasimolekulid ja soojendab emapilve. Seejärel hakkab moodustumise läbipaistvus järk-järgult kaduma, mis aitab kaasa veelgi suuremale kuumutamisele ja rõhu suurenemisele selle keskel. Protstellifaasi viimane episood on tuumale langeva aine kogunemine, mille käigus tärkav täht kasvab ja muutub nähtavaks pärast seda, kui kiiratava valguse rõhk pühib sõna otseses mõttes kogu tolmu äärealadele.
Leidke Orioni udukogust prototähed!
See tohutu Orioni udukogu panoraam pärineb piltidelt. See udukogu on meile üks suurimaid ja lähimaid tähtede hälle. Proovige sellest udukogust leida prototähti, kuna selle panoraami eraldusvõime võimaldab teil seda teha.
II episood. Noored tähed
Fomalhaut, pilt DSS-i kataloogist. Selle tähe ümber on endiselt protoplanetaarne ketas.
Tähe elu järgmine etapp või tsükkel on tema kosmilise lapsepõlve periood, mis omakorda jaguneb kolmeks etapiks: alaealised noored tähed (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.
III episood. Staari elu hiilgeaeg
Päike pildistatud H alfa joonel. Meie staar on parimas eas.
Oma elu keskel võib kosmilistel valgustitel olla väga erinevaid värve, masse ja mõõtmeid. Värvipalett varieerub sinakast kuni punaseni ning nende mass võib olla päikese massist oluliselt väiksem või üle kolmesaja korra suurem. Tähtede elutsükli põhijada kestab umbes kümme miljardit aastat. Pärast seda saab kosmilise keha tuumas vesinik otsa. Seda hetke peetakse objekti elu üleminekuks järgmisse etappi. Vesinikuvarude ammendumise tõttu tuumas termotuumareaktsioonid peatuvad. Tähe uue kokkusurumise perioodil algab aga kollaps, mis viib heeliumi osalusel toimuvate termotuumareaktsioonideni. See protsess stimuleerib tähe lihtsalt uskumatut laienemist. Ja nüüd peetakse seda punaseks hiiglaseks.
IV episood. Tähtede eksistentsi lõpp ja nende surm
Vanad tähed, nagu ka nende noored kolleegid, jagunevad mitmeks tüübiks: väikese massiga, keskmise suurusega, ülimassiivsed tähed ja. Mis puutub väikese massiga objektidesse, siis on siiani võimatu täpselt öelda, millised protsessid nendega eksisteerimise viimastel etappidel toimuvad. Kõiki selliseid nähtusi kirjeldatakse hüpoteetiliselt arvutisimulatsioonide abil, mitte nende hoolikatel vaatlustel. Pärast süsiniku ja hapniku lõplikku läbipõlemist tähe atmosfääri mähis suureneb ja selle gaasikomponent kaob kiiresti. Oma evolutsioonitee lõpus surutakse tähed mitu korda kokku ja nende tihedus, vastupidi, suureneb oluliselt. Sellist tähte peetakse valgeks kääbuseks. Selle elufaasile järgneb seejärel punane superhiiglaslik periood. Tähe elutsükli viimane asi on tema muutumine väga tugeva kokkusurumise tulemusena neutrontäheks. Kuid mitte kõik sellised kosmilised kehad ei muutu sellisteks. Mõned, enamasti parameetritelt suurimad (rohkem kui 20-30 päikesemassi), muutuvad kokkuvarisemise tagajärjel mustadeks aukudeks.
Huvitavad faktid tähtede elutsüklite kohta
Üks omapärasemaid ja tähelepanuväärsemaid andmeid kosmose täheelust on see, et valdav enamus meie valgustitest on punaste kääbuste staadiumis. Selliste objektide mass on palju väiksem kui Päikesel.
Päris huvitav on ka see, et neutrontähtede magnetiline külgetõmme on miljardeid kordi suurem kui Maa tähe samalaadne kiirgus.
Massi mõju tähele
Teine sama huvitav fakt on suurimate teadaolevate tähtede tüüpide olemasolu kestus. Tänu sellele, et nende mass võib olla sadu kordi suurem kui päikese oma, on ka nende energia vabanemine kordades, mõnikord isegi miljoneid kordi suurem. Järelikult on nende eluiga palju lühem. Mõnel juhul kestab nende olemasolu vaid paar miljonit aastat, võrreldes väikese massiga tähtede miljardite aastate pikkuse elueaga.
Huvitav fakt on ka kontrast mustade aukude ja valgete kääbuste vahel. Tähelepanuväärne on see, et esimesed tekivad massi poolest kõige hiiglaslikumatest tähtedest ja teised, vastupidi, kõige väiksematest.
Universumis on tohutult palju unikaalseid nähtusi, millest võime rääkida lõputult, sest kosmost on uuritud ja uuritud äärmiselt vähe. Kõik kaasaegse teaduse teadmised tähtede ja nende elutsüklite kohta pärinevad peamiselt vaatlustest ja teoreetilistest arvutustest. Sellised väheuuritud nähtused ja objektid annavad aluse pidevaks tööks tuhandetele uurijatele ja teadlastele: astronoomidele, füüsikutele, matemaatikutele ja keemikutele. Tänu nende pidevale tööle koguneb, täiendatakse ja muudetakse neid teadmisi pidevalt, muutudes seeläbi täpsemaks, usaldusväärsemaks ja terviklikumaks.
Moodustub tähtedevahelise keskkonna kondenseerumisel. Vaatluste abil oli võimalik kindlaks teha, et tähed tekkisid erinevatel aegadel ja ilmuvad tänapäevani.
Tähtede evolutsiooni peamine probleem on nende energia päritolu küsimus, tänu millele nad helendavad ja eraldavad tohutul hulgal energiat. Varem esitati palju teooriaid, mille eesmärk oli tuvastada tähtede energiaallikad. Usuti, et pidev täheenergia allikas on pidev kokkusurumine. See allikas on kindlasti hea, kuid ei suuda pikka aega sobivat kiirgust säilitada. 20. sajandi keskel leiti sellele küsimusele vastus. Kiirgusallikaks on termotuumasünteesi reaktsioonid. Nende reaktsioonide tulemusena muutub vesinik heeliumiks ja vabanev energia läbib tähe soolestikku, muundatakse ja paisatakse kosmosesse (väärib märkimist, et mida kõrgem on temperatuur, seda kiiremini need reaktsioonid toimuvad; see on miks kuumad massiivsed tähed põhijadast kiiremini lahkuvad).
Kujutage nüüd ette tähe tekkimist...
Tähtedevahelise gaasi- ja tolmukeskkonna pilv hakkas kondenseeruma. Sellest pilvest moodustub üsna tihe gaasipall. Palli sees olev rõhk ei suuda veel tõmbejõude tasakaalustada, mistõttu see kahaneb (võib-olla tekivad sel ajal tähe ümber väiksema massiga tükid, mis lõpuks muutuvad planeetideks). Kokkusurumisel temperatuur tõuseb. Seega seab täht järk-järgult põhijadale. Seejärel tasakaalustab tähe sees oleva gaasi rõhk gravitatsiooni ja prototäht muutub täheks.
Tähe evolutsiooni algstaadium on väga väike ja täht on sel ajal sukeldatud udukogusse, seega on prototähte väga raske tuvastada.
Vesiniku muundamine heeliumiks toimub ainult tähe keskpiirkondades. Väliskihtides jääb vesiniku sisaldus praktiliselt muutumatuks. Kuna vesiniku kogus on piiratud, põleb see varem või hiljem läbi. Energia vabanemine tähe keskel peatub ja tähe tuum hakkab kahanema ning kest paisuma. Veelgi enam, kui tähe mass on väiksem kui 1,2 Päikese massi, heidab see maha oma väliskihi (planeedi udukogu moodustumine).
Pärast ümbriku eraldumist tähest paljastuvad selle sisemised väga kuumad kihid ning vahepeal liigub ümbris aina kaugemale. Mitmekümne tuhande aasta pärast kest laguneb ja alles jääb vaid väga kuum ja tihe täht, mis järk-järgult jahtudes muutub valgeks kääbuseks. Järk-järgult jahtudes muutuvad nad nähtamatuteks mustadeks kääbusteks. Mustad kääbused on väga tihedad ja jahedad tähed, veidi suuremad kui Maa, kuid mille mass on võrreldav Päikese massiga. Valgete kääbuste jahtumisprotsess kestab mitusada miljonit aastat.
Kui tähe mass on 1,2–2,5 päikeseenergiat, siis selline täht plahvatab. Seda plahvatust nimetatakse supernoova plahvatus. Põlev täht suurendab oma heledust mõne sekundiga sadu miljoneid kordi. Sellised puhangud esinevad äärmiselt harva. Meie galaktikas toimub supernoova plahvatus umbes kord saja aasta jooksul. Pärast sellist puhangut jääb alles udukogu, millel on palju raadioemissiooni ja mis ka väga kiiresti hajub, ja nn neutrontäht (sellest veidi hiljem). Lisaks tohutule raadioemissioonile saab selline udukogu olema ka röntgenikiirguse allikaks, kuid see kiirgus neeldub Maa atmosfääris ja seetõttu saab seda jälgida ainult kosmosest.
Tähtede plahvatuste (supernoovad) põhjuste kohta on mitmeid hüpoteese, kuid üldtunnustatud teooriat veel pole. On oletatud, et selle põhjuseks on tähe sisekihtide liiga kiire langus keskpunkti suunas. Täht tõmbub kiiresti kokku katastroofiliselt väikeseks suurusjärgus 10 km ja selle tihedus on selles olekus 10 17 kg/m 3, mis on lähedane aatomituuma tihedusele. See täht koosneb neutronitest (samal ajal surutakse elektronid prootoniteks), mistõttu seda nimetatakse "NEUTRON". Selle esialgne temperatuur on umbes miljard Kelvinit, kuid tulevikus jahtub see kiiresti.
Seda tähte peeti oma väiksuse ja kiire jahtumise tõttu pikka aega võimatuks jälgida. Kuid mõne aja pärast avastati pulsarid. Need pulsarid osutusid neutrontähtedeks. Neid nimetatakse nii lühiajalise raadioimpulsside emissiooni tõttu. Need. näib, et täht "vilgub". See avastus tehti täiesti juhuslikult ja mitte nii kaua aega tagasi, nimelt 1967. aastal. Need perioodilised impulsid on tingitud sellest, et väga kiire pöörlemise ajal vilgub meie pilgust pidevalt mööda magnettelje koonus, mis moodustab pöörlemisteljega nurga.
Pulsari saab meie jaoks tuvastada ainult magnettelje orientatsiooni tingimustes ja see on ligikaudu 5% nende koguarvust. Mõned pulsarid ei asu raadioudukogudes, kuna udud hajuvad suhteliselt kiiresti. Saja tuhande aasta pärast ei ole need udukogud enam nähtavad ja pulsarite vanus on kümneid miljoneid aastaid.
Kui tähe mass ületab 2,5 päikeseenergiat, siis näib ta oma eksistentsi lõpus varisevat endasse ja purustatakse oma raskusega. Mõne sekundi pärast muutub see punktiks. Seda nähtust nimetati "gravitatsiooniliseks kollapsiks" ja seda objekti nimetati ka "mustaks auguks".
Kõigest eelpool öeldust on selge, et tähe evolutsiooni viimane etapp sõltub selle massist, kuid arvestada tuleb ka just selle massi ja pöörlemise vältimatu kadumisega.