Universum on pidevalt muutuv makrokosmos, kus iga objekt, aine või aine on teisenemise ja muutumise seisundis. Need protsessid kestavad miljardeid aastaid. Inimese eluea pikkusega võrreldes on see arusaamatu ajavahemik tohutu. Kosmilises mastaabis on need muutused üsna põgusad. Tähed, mida me praegu öötaevas vaatleme, olid samad tuhandeid aastaid tagasi, kui Egiptuse vaaraod neid nägid, kuid tegelikult ei peatunud kogu selle aja taevakehade füüsiliste omaduste muutumine hetkekski. . Tähed sünnivad, elavad ja kindlasti vananevad – tähtede areng jätkub tavapäraselt.
Suure Ursa tähtkuju tähtede asukoht erinevatel ajalooperioodidel vahemikus 100 000 aastat tagasi - meie aeg ja pärast 100 tuhat aastat
Tähtede evolutsiooni tõlgendamine võhiku vaatenurgast
Võhiku jaoks näib ruum olevat rahu ja vaikuse maailm. Tegelikult on Universum hiiglaslik füüsikaline labor, kus toimuvad grandioossed transformatsioonid, mille käigus muutuvad tähtede keemiline koostis, füüsikalised omadused ja struktuur. Tähe eluiga kestab nii kaua, kuni ta särab ja soojust eraldab. Selline särav olek pole aga igavene. Heledale sünnile järgneb täheküpsuse periood, mis paratamatult lõpeb taevakeha vananemise ja surmaga.
Prototähe teke gaasi- ja tolmupilvest 5-7 miljardit aastat tagasi
Kogu meie tänane teave tähtede kohta mahub teaduse raamidesse. Termodünaamika annab meile selgituse hüdrostaatilise ja termilise tasakaalu protsesside kohta, milles täheaine paikneb. Tuuma- ja kvantfüüsika võimaldavad meil mõista keerulist tuumasünteesi protsessi, tänu millele eksisteerib täht, mis kiirgab soojust ja annab ümbritsevale ruumile valgust. Tähe sünnil moodustub hüdrostaatiline ja termiline tasakaal, mida säilitavad tema enda energiaallikad. Särava tähekarjääri päikeseloojangul on see tasakaal häiritud. Toimub rida pöördumatuid protsesse, mille tulemuseks on tähe hävimine või kollaps – taevakeha silmapilkse ja hiilgava surma grandioosne protsess.
Supernoova plahvatus on helge lõpp universumi algusaastatel sündinud tähe elule
Tähtede füüsikaliste omaduste muutumine on tingitud nende massist. Objektide evolutsiooni kiirust mõjutavad nende keemiline koostis ja teatud määral ka olemasolevad astrofüüsikalised parameetrid – pöörlemiskiirus ja magnetvälja seisund. Kuidas kõik tegelikult toimub, pole kirjeldatud protsesside tohutu kestuse tõttu võimalik täpselt öelda. Evolutsiooni kiirus, teisenemise etapid sõltuvad tähe sünniajast ja selle asukohast Universumis sünnihetkel.
Tähtede areng teaduslikust vaatenurgast
Iga täht sünnib külmast tähtedevahelisest gaasist koosnevast klombist, mis väliste ja sisemiste gravitatsioonijõudude mõjul surutakse kokku gaasipalli olekusse. Gaasilise aine kokkusurumisprotsess ei peatu hetkekski, millega kaasneb kolossaalne soojusenergia vabanemine. Uue moodustise temperatuur tõuseb kuni termotuumasünteesi käivitamiseni. Sellest hetkest alates täheaine kokkusurumine lakkab ning saavutatakse tasakaal objekti hüdrostaatilise ja termilise oleku vahel. Universum täienes uue täisväärtusliku tähega.
Tähtede peamine kütus on käivitatud termotuumareaktsiooni tulemusena vesinikuaatom
Tähtede evolutsioonis on nende soojusenergia allikad üliolulised. Tähe pinnalt kosmosesse väljuv kiirgus- ja soojusenergia täieneb tänu taevakeha sisemiste kihtide jahtumisele. Pidevalt toimuvad termotuumareaktsioonid ja gravitatsiooniline kokkutõmbumine tähe sisemuses korvavad kaotuse. Kuni tähe sügavuses on piisavalt tuumakütust, helendab täht eredalt ja kiirgab soojust. Niipea, kui termotuumasünteesi protsess aeglustub või üldse peatub, käivitatakse tähe sisemise kokkusurumise mehhanism, et säilitada termiline ja termodünaamiline tasakaal. Selles etapis kiirgab objekt juba soojusenergiat, mis on nähtav ainult infrapunas.
Kirjeldatud protsesside põhjal võime järeldada, et tähtede evolutsioon on tähtede energiaallikate järjestikune muutumine. Kaasaegses astrofüüsikas saab tähtede muundumisprotsesse korraldada vastavalt kolmele skaalale:
- tuuma ajaskaala;
- tähe eluea termiline segment;
- valgusti eluea dünaamiline segment (lõplik).
Igal üksikjuhul võetakse arvesse protsesse, mis määravad tähe vanuse, selle füüsikalised omadused ja objekti surma tüübi. Tuuma ajaskaala on huvitav seni, kuni objekt saab energiat oma soojusallikatest ja kiirgab energiat, mis on tuumareaktsioonide tulemus. Selle etapi kestuse hinnang arvutatakse, määrates termotuumasünteesi käigus heeliumiks muutuva vesiniku koguse. Mida suurem on tähe mass, seda suurem on tuumareaktsioonide intensiivsus ja vastavalt ka objekti heledus.
Erinevate tähtede suurused ja massid, alates ülihiiglasest kuni punase kääbuseni
Termiline ajaskaala määrab evolutsiooni etapi, mille jooksul täht tarbib kogu soojusenergia. See protsess algab hetkest, mil viimased vesinikuvarud on ära kasutatud ja tuumareaktsioonid on lakanud. Objekti tasakaalu säilitamiseks käivitatakse tihendusprotsess. Täheaine langeb keskpunkti poole. Sel juhul toimub kineetilise energia üleminek soojusenergiaks, mis kulub tähe sees vajaliku temperatuuritasakaalu säilitamiseks. Osa energiast pääseb kosmosesse.
Arvestades asjaolu, et tähtede heleduse määrab nende mass, ei muutu objekti kokkusurumise hetkel selle heledus ruumis.
Täht teel põhijada juurde
Tähtede moodustumine toimub vastavalt dünaamilisele ajajoonele. Tähegaas langeb vabalt sissepoole keskpunkti suunas, suurendades tihedust ja rõhku tulevase objekti soolestikus. Mida suurem on tihedus gaasipalli keskel, seda kõrgem on temperatuur objekti sees. Sellest hetkest alates saab soojusest taevakeha põhienergia. Mida suurem on tihedus ja kõrgem temperatuur, seda suurem on rõhk tulevase tähe sisemuses. Molekulide ja aatomite vaba langemine peatub, tähegaasi kokkusurumise protsess peatub. Seda objekti olekut nimetatakse tavaliselt prototäheks. Objekt koosneb 90% molekulaarsest vesinikust. Saavutades temperatuuri 1800K, läheb vesinik aatomiolekusse. Lagunemise käigus kulub energiat, temperatuuri tõus aeglustub.
Universum koosneb 75% molekulaarsest vesinikust, mis prototähtede moodustumise käigus muutub aatomi vesinikuks - tähe tuumakütuseks
Sellises olekus rõhk gaasikuuli sees väheneb, andes seeläbi survejõule vabaduse. Seda jada korratakse iga kord, kui kogu vesinik on esmalt ioniseeritud, ja siis on kord heeliumi ioniseerimisel. Temperatuuril 10⁵ K on gaas täielikult ioniseeritud, tähe kokkusurumine peatub ja tekib objekti hüdrostaatiline tasakaal. Tähe edasine areng toimub vastavalt termilisele ajaskaalale palju aeglasemalt ja järjekindlamalt.
Prototähe raadius on moodustumise algusest peale kahanenud 100 AU-lt. kuni ¼ a.u. Objekt asub gaasipilve keskel. Tähegaasipilve välispiirkondadest osakeste kogunemise tulemusena tähe mass pidevalt suureneb. Järelikult tõuseb temperatuur objekti sees, millega kaasneb konvektsiooniprotsess - energia ülekandmine tähe sisekihtidest selle välisserva. Seejärel, temperatuuri tõusuga taevakeha sisemuses, asendub konvektsioon kiirgustranspordiga, mis liigub tähe pinna poole. Praegusel hetkel suureneb objekti heledus kiiresti, samuti kasvab tähekuuli pinnakihtide temperatuur.
Konvektsiooniprotsessid ja kiirgustransport vastloodud tähes enne termotuumasünteesi reaktsioonide algust
Näiteks tähtede puhul, mille mass on identne meie Päikese massiga, toimub prototähepilve kokkusurumine vaid mõnesaja aastaga. Mis puutub objekti kujunemise lõppfaasi, siis täheaine kondenseerumine on veninud miljoneid aastaid. Päike liigub üsna kiiresti põhijada poole ja see tee võtab aega sada miljonit või miljardeid aastaid. Teisisõnu, mida suurem on tähe mass, seda pikem on täisväärtusliku tähe moodustamiseks kuluv aeg. 15 M massiga täht liigub mööda teed põhijadani palju kauem - umbes 60 tuhat aastat.
Põhijärjestuse faas
Kuigi mõned termotuumasünteesi reaktsioonid saavad alguse madalamal temperatuuril, algab vesiniku põlemise põhifaas 4 miljonist kraadist. Sellest hetkest algab põhijärjestuse faas. Mängu tuleb uus täheenergia taastootmise vorm, tuumaenergia. Objekti kokkusurumisel vabanev kineetiline energia hääbub taustale. Saavutatud tasakaal tagab peajada algfaasi sattunud tähe pika ja vaikse eluea.
Vesinikuaatomite lõhustumine ja lagunemine tähe sisemuses toimuvas termotuumareaktsioonis
Sellest hetkest alates on tähe elu jälgimine selgelt seotud põhijada faasiga, mis on taevakehade evolutsiooni oluline osa. Just selles etapis on ainus täheenergia allikas vesiniku põlemise tulemus. Objekt on tasakaaluseisundis. Tuumakütuse tarbimisel muutub ainult objekti keemiline koostis. Päikese viibimine põhijada faasis kestab ligikaudu 10 miljardit aastat. Nii palju aega kulub meie loomulikul valgustil, et kogu vesinikuvaru ära kasutada. Mis puutub massiivsetesse tähtedesse, siis nende areng on kiirem. Rohkem energiat kiirgades püsib massiivne täht põhijada faasis vaid 10-20 miljonit aastat.
Vähemassiivsed tähed põlevad öötaevas palju kauem. Seega jääb täht massiga 0,25 M põhijada faasi kümneid miljardeid aastaid.
Hertzsprung-Russelli diagramm, mis hindab seost tähtede spektri ja nende heleduse vahel. Diagrammi punktid on teadaolevate tähtede asukohad. Nooled näitavad tähtede nihkumist põhijärjestusest hiiglaste ja valgete kääbuste faasidesse.
Tähtede evolutsiooni ettekujutamiseks piisab, kui vaadata diagrammi, mis iseloomustab taevakeha liikumisteed põhijärjestuses. Graafiku ülemine osa paistab objektidest vähem täis, kuna sinna on koondunud massiivsed tähed. Seda asukohta seletatakse nende lühikese elutsükliga. Tänapäeval tuntud tähtedest on mõne mass 70M. Objektid, mille mass ületab ülempiiri 100M, ei pruugi üldse tekkida.
Taevakehadel, mille mass on alla 0,08M, ei ole võimet ületada termotuumasünteesi alguseks vajalikku kriitilist massi ja jääda külmaks kogu elu. Kõige väiksemad prototähed kahanevad ja moodustavad planeeditaolisi kääbusi.
Planetaarne pruun kääbus võrreldes tavalise tähega (meie Päike) ja planeediga Jupiter
Jada alumises osas on koondunud objektid, kus domineerivad tähed, mille mass on võrdne meie Päikese massiga ja veidi rohkemgi. Põhijada ülemise ja alumise osa mõtteliseks piiriks on objektid, mille mass on -1,5M.
Tähtede evolutsiooni järgnevad etapid
Tähe oleku kujunemise kõik võimalused on määratud selle massi ja ajapikkusega, mille jooksul toimub täheaine muundumine. Universum on aga mitmetahuline ja keeruline mehhanism, mistõttu tähtede areng võib kulgeda ka teisiti.
Põhijada mööda liikudes on tähel, mille mass on ligikaudu võrdne Päikese massiga, kolm peamist marsruudivalikut:
- elage rahulikult oma elu ja puhake rahulikult Universumi avarustes;
- minna punase hiiglase faasi ja vananeda aeglaselt;
- minge valgete kääbuste kategooriasse, plahvatage supernoovaks ja muutuge neutrontäheks.
Prototähtede evolutsiooni võimalikud variandid olenevalt ajast, objektide keemilisest koostisest ja massist
Pärast põhijada tuleb hiiglaslik faas. Selleks ajaks on tähe sisemuses olevad vesinikuvarud täielikult ammendatud, objekti keskosa moodustab heeliumi tuum ja termotuumareaktsioonid nihkuvad objekti pinnale. Termotuumasünteesi mõjul kest paisub, kuid heeliumi tuuma mass kasvab. Tavalisest tähest saab punane hiiglane.
Hiiglaslik faas ja selle omadused
Väikese massiga tähtedel muutub tuuma tihedus kolossaalseks, muutes täheaine degenereerunud relativistlikuks gaasiks. Kui tähe mass on veidi üle 0,26 M, viib rõhu ja temperatuuri tõus heeliumi sulandumise alguseni, mis hõlmab kogu objekti keskosa. Sellest ajast alates on tähe temperatuur kiiresti tõusnud. Protsessi põhijooneks on see, et degenereerunud gaasil ei ole paisumisvõimet. Kõrge temperatuuri mõjul suureneb ainult heeliumi lõhustumise kiirus, millega kaasneb plahvatuslik reaktsioon. Sellistel hetkedel võime jälgida heeliumi sähvatust. Objekti heledus suureneb sadu kordi, kuid tähe agoonia jätkub. Toimub tähe üleminek uude olekusse, kus kõik termodünaamilised protsessid toimuvad heeliumi tuumas ja haruldases väliskestas.
Päikese tüüpi põhijärjestuse tähe ja punase hiiglase struktuur isotermilise heeliumi tuuma ja kihilise nukleosünteesi tsooniga
See seisund on ajutine ja ei ole jätkusuutlik. Täheaine seguneb pidevalt, samas kui märkimisväärne osa sellest paiskub ümbritsevasse ruumi, moodustades planetaarse udukogu. Keskusesse jääb kuum tuum, mida nimetatakse valgeks kääbuseks.
Suure massiga tähtede puhul pole need protsessid nii katastroofilised. Heeliumi põlemine asendatakse süsiniku ja räni tuuma lõhustumise reaktsiooniga. Lõpuks muutub tähe tuum täherauaks. Hiiglase faasi määrab tähe mass. Mida suurem on objekti mass, seda madalam on temperatuur selle keskmes. Sellest ilmselgelt ei piisa süsiniku ja muude elementide tuumalõhustumise reaktsiooni alustamiseks.
Valge kääbuse saatus – neutrontäht või must auk
Valge kääbuse olekus on objekt äärmiselt ebastabiilses olekus. Peatatud tuumareaktsioonid põhjustavad rõhu langust, tuum läheb kokkuvarisemise olekusse. Sel juhul vabanev energia kulub raua lagunemisele heeliumi aatomiteks, mis laguneb edasi prootoniteks ja neutroniteks. Käivitatud protsess areneb kiires tempos. Tähe kokkuvarisemine iseloomustab skaala dünaamilist lõiku ja võtab ajas murdosa sekundist. Ülejäänud tuumkütuse süttimine toimub plahvatuslikult, vabastades sekundi murdosa jooksul kolossaalsel hulgal energiat. Sellest piisab objekti ülemiste kihtide õhkimiseks. Valge kääbuse viimane etapp on supernoova plahvatus.
Tähe tuum hakkab kokku kukkuma (vasakul). Kokkuvarisemine moodustab neutronitähe ja tekitab energiavoo tähe väliskihtidesse (keskmesse). Supernoova plahvatuse ajal tähe väliskihtide väljapaiskumisel vabanev energia (paremal).
Ülejäänud ülitihe tuum on prootonite ja elektronide klaster, mis põrkuvad üksteisega neutronite moodustamiseks. Universum täienes uue objektiga – neutrontähega. Suure tiheduse tõttu tuum degenereerub ja tuuma kokkuvarisemise protsess peatub. Kui tähe mass oleks piisavalt suur, võiks kollaps jätkuda, kuni täheaine jäänused lõpuks objekti keskmesse langevad, moodustades musta augu.
Tähtede evolutsiooni lõpuosa selgitus
Normaalsete tasakaalutähtede puhul on kirjeldatud evolutsiooniprotsessid ebatõenäolised. Valgete kääbuste ja neutrontähtede olemasolu tõestab aga täheaine kokkusurumisprotsesside tegelikku olemasolu. Väike arv selliseid objekte Universumis viitab nende olemasolu mööduvusele. Tähtede evolutsiooni viimast etappi võib kujutada kahte tüüpi järjestikuse ahelana:
- tavaline täht - punane hiiglane - väliskihtide väljutamine - valge kääbus;
- massiivne täht - punane superhiiglane - supernoova plahvatus - neutrontäht või must auk - olematus.
Tähtede evolutsiooni skeem. Valikud tähtede elu jätkamiseks väljaspool põhijada.
Käimasolevaid protsesse on teaduse seisukohalt üsna raske seletada. Tuumateadlased nõustuvad, et tähtede evolutsiooni viimase etapi puhul on meil tegemist aine väsimisega. Pikaajalise mehaanilise, termodünaamilise mõju tulemusena muudab aine oma füüsikalisi omadusi. Pikaajaliste tuumareaktsioonide tõttu ammendatud täheaine väsimine võib seletada degenereerunud elektrongaasi ilmumist, selle järgnevat neutroniseerumist ja annihileerumist. Kui kõik ülaltoodud protsessid kulgevad algusest lõpuni, lakkab täheaine olemast füüsiline aine – täht kaob kosmosesse, jätmata endast maha midagi.
Tähtede sünnikohaks olevad tähtedevahelised mullid ning gaasi- ja tolmupilved ei saa täieneda ainult kadunud ja plahvatanud tähtede arvelt. Universum ja galaktikad on tasakaalus. Toimub pidev massikadu, kosmose ühes osas tähtedevahelise ruumi tihedus väheneb. Järelikult luuakse teises Universumi osas tingimused uute tähtede tekkeks. Ehk siis skeem toimib: kui ühes kohas on teatud hulk ainet kadunud, siis Universumi teises kohas tekkis sama hulk ainet erineval kujul.
Lõpuks
Tähtede evolutsiooni uurides jõuame järeldusele, et Universum on hiiglaslik haruldane lahendus, milles osa ainest muundatakse vesiniku molekulideks, mis on tähtede ehitusmaterjal. Teine osa lahustub ruumis, kadudes materiaalsete aistingute sfäärist. Must auk on selles mõttes kogu materjali üleminekupunkt antiaineks. Üsna raske on toimuva tähendusest täielikult aru saada, eriti kui tähtede evolutsiooni uurides toetuda ainult tuuma-, kvantfüüsika ja termodünaamika seadustele. Selle küsimuse uurimisega tuleks siduda suhtelise tõenäosuse teooria, mis võimaldab ruumi kõverust, mis võimaldab ühe energia teisendada, ühest olekust teiseks.
Termotuumasüntees tähtede sisemuses
Sel ajal muutub tähtede puhul, mille mass on suurem kui 0,8 päikesemassi, tuum kiirgusele läbipaistvaks ja tuumas domineerib kiirgusenergia ülekanne, samal ajal kui ülaosas olev kest jääb konvektiivseks. Keegi ei tea kindlalt, millised väiksema massiga tähed põhijadale jõuavad, kuna nende tähtede noorte kategoorias veedetud aeg ületab universumi vanuse. Kõik meie ideed nende tähtede evolutsiooni kohta põhinevad arvulistel arvutustel.
Tähe kahanemisel hakkab degenereerunud elektrongaasi rõhk tõusma ja tähe mingis raadiuses peatab see rõhk kesktemperatuuri kasvu ja hakkab seejärel seda langetama. Ja alla 0,08 tähtede jaoks osutub see saatuslikuks: tuumareaktsioonide käigus vabanevast energiast ei piisa kunagi kiirguskulude katmiseks. Selliseid alamtähti nimetatakse pruunideks kääbusteks ja nende saatus on pidev kokkutõmbumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi tuumareaktsioonide peatumisega.
Noored keskmise massiga tähed
Noored keskmise massiga tähed (2–8 päikesemassi) arenevad kvalitatiivselt täpselt samamoodi nagu nende väiksemad õed, välja arvatud see, et neil pole konvektiivseid tsoone kuni põhijadani.
Seda tüüpi objektid on seotud nn. Ae\Be Herbit tähed on B-F5 spektritüüpi ebaregulaarsed muutujad. Neil on ka bipolaarsed jugakettad. Heitgaasi kiirus, heledus ja efektiivne temperatuur on oluliselt suuremad kui puhul τ Sõnn, nii et nad soojendavad ja hajutavad prototähepilve jäänuseid tõhusalt.
Noored tähed massiga üle 8 Päikese massi
Tegelikult on need juba normaalsed staarid. Sel ajal, kui hüdrostaatilise tuuma mass kogunes, õnnestus tähel kõik vaheetapid vahele jätta ja tuumareaktsioonid sedavõrd üles soojendada, et need kompenseerivad kiirgusest tulenevad kaod. Nende tähtede jaoks on massi ja heleduse väljavool nii suur, et see mitte ainult ei peata ülejäänud välispiirkondade kokkuvarisemist, vaid lükkab need tagasi. Seega on tekkinud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist. Tõenäoliselt seletab see tähtede puudumist meie galaktikas rohkem kui 100–200 päikesemassi võrra.
staari elutsükli keskpaik
Moodustunud tähtede hulgas on tohutult erinevaid värve ja suurusi. Nende spektraalne tüüp ulatub kuumast sinisest jahedast punast ja massist 0,08 kuni enam kui 200 päikesemassi. Tähe heledus ja värvus sõltuvad selle pinna temperatuurist, mille omakorda määrab selle mass. Kõik uued tähed "asuvad" põhijadale vastavalt nende keemilisele koostisele ja massile. Me ei räägi tähe füüsilisest liikumisest - ainult selle asukohast näidatud diagrammil, mis sõltub tähe parameetritest. See tähendab, et me räägime tegelikult ainult tähe parameetrite muutmisest.
Edasine oleneb jällegi tähe massist.
Hilisemad aastad ja tähtede surm
Vanad tähed väikese massiga
Siiani pole kindlalt teada, mis juhtub heledate tähtedega pärast vesinikuvarude ammendumist. Kuna universum on 13,7 miljardit aastat vana, millest vesinikkütusevarude ammendamiseks ei piisa, põhinevad praegused teooriad sellistes tähtedes toimuvate protsesside arvutisimulatsioonidel.
Mõned tähed suudavad heeliumi sulatada ainult teatud aktiivsetes piirkondades, mis põhjustab ebastabiilsust ja tugevaid päikesetuuli. Sel juhul planetaarset udukogu ei teki ja täht ainult aurustub, muutudes pruunist kääbusest veelgi väiksemaks.
Kuid täht, mille mass on väiksem kui 0,5 Päikese massi, ei suuda kunagi heeliumi sünteesida isegi pärast seda, kui vesinikuga seotud reaktsioonid tuumas lakkavad. Nende tähekest ei ole piisavalt massiivne, et ületada südamiku tekitatud survet. Selliste tähtede hulka kuuluvad punased kääbused (näiteks Proxima Centauri), kelle põhijärjestuse eluiga on sadu miljardeid aastaid. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist nende tuumas jätkavad nad järk-järgult jahtudes nõrgalt kiirgamist elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus.
keskmise suurusega tähed
Kui täht saavutab punase hiiglasliku faasi keskmise suuruse (0,4–3,4 päikesemassi), jätkavad selle välimised kihid laienemist, tuum tõmbub kokku ja algavad heeliumist süsiniku sünteesi reaktsioonid. Fusioon vabastab palju energiat, andes tähele ajutise hingetõmbe. Päikese suurusega sarnase tähe puhul võib see protsess kesta umbes miljard aastat.
Muutused kiirgavas energiahulgas põhjustavad tähel ebastabiilsuse perioode, sealhulgas muutusi suuruses, pinnatemperatuuris ja energia vabanemises. Energia vabanemine nihutatakse madalsagedusliku kiirguse suunas. Selle kõigega kaasneb tugevate päikesetuulte ja intensiivsete pulsatsioonide tõttu kasvav massikadu. Selle faasi tähti nimetatakse hilist tüüpi tähed, OH-IR tähed või Mira-sarnased tähed, olenevalt nende täpsetest omadustest. Väljapaiskuv gaas on suhteliselt rikas tähe sisemuses toodetud raskete elementide, näiteks hapniku ja süsiniku poolest. Gaas moodustab laieneva kesta ja jahtub tähest eemaldudes, võimaldades tolmuosakeste ja molekulide moodustumist. Kesktähe tugeva infrapunakiirgusega tekivad sellistes kestades ideaalsed tingimused maserite aktiveerimiseks.
Heeliumi põlemisreaktsioonid on temperatuuri suhtes väga tundlikud. Mõnikord põhjustab see suurt ebastabiilsust. Tekivad ägedad pulsatsioonid, mis lõpuks annavad väliskihtidele piisavalt kineetilist energiat, et need väljuksid ja muutuksid planetaarseks udukoguks. Udu keskele jääb alles tähe tuum, mis jahtudes muutub heeliumvalgeks kääbuseks, mille mass on reeglina kuni 0,5-0,6 Päikest ja mille läbimõõt on suurusjärgus läbimõõdust. maa.
valged kääbused
Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kahanemisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Sellises olekus, kui tähe suurus väheneb sajakordselt ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee tihedus, nimetatakse tähte valgeks kääbuseks. See jääb ilma energiaallikatest ja muutub järk-järgult jahtudes tumedaks ja nähtamatuks.
Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei suuda degenereerunud elektronide rõhk tuuma kokkutõmbumist tagasi hoida ja see jätkub seni, kuni suurem osa osakestest muutub neutroniteks, mis on pakitud nii tihedalt, et tähe suurust mõõdetakse kilomeetrites. tihedus on 100 miljonit korda suurem kui vee tihedus. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks; selle tasakaalu säilitab degenereerunud neutronaine rõhk.
supermassiivsed tähed
Pärast seda, kui tähe välimised kihid, mille mass on suurem kui viis Päikese massi, on punase superhiiglase moodustamiseks hajutatud, hakkab tuum gravitatsioonijõudude toimel kahanema. Kompressiooni suurenedes tõuseb temperatuur ja tihedus ning algab uus termotuumareaktsioonide jada. Sellistes reaktsioonides sünteesitakse raskeid elemente, mis ajutiselt piiravad tuuma kokkuvarisemist.
Lõppkokkuvõttes, kuna perioodilise süsteemi raskeid elemente moodustub üha rohkem, sünteesitakse ränist raud -56. Kuni selle hetkeni eraldas elementide süntees suurel hulgal energiat, kuid raud-56 tuumal on maksimaalne massidefekt ja raskemate tuumade teke on ebasoodne. Seetõttu, kui tähe raudtuum saavutab teatud väärtuse, ei suuda selles olev rõhk enam kolossaalsele gravitatsioonijõule vastu pidada ja selle aine neutroniseerumisega toimub tuuma kohene kokkuvarisemine.
Mis edasi saab, pole päris selge. Kuid mis iganes see ka poleks, viib see mõne sekundiga uskumatu jõuga supernoova plahvatuseni.
Kaasnev neutriinopuhang kutsub esile lööklaine. Tugevad neutriinojoad ja pöörlev magnetväli suruvad välja suurema osa tähe kogunenud materjalist – nn istumiselemendid, sealhulgas raud ja kergemad elemendid. Paisuvat ainet pommitavad tuumast välja pääsevad neutronid, mis hõivavad neid ja loovad seeläbi rauast raskemate elementide komplekti, sealhulgas radioaktiivseid, kuni uraanini (ja võib-olla isegi Californiani). Seega seletavad supernoova plahvatused rauast raskemate elementide olemasolu tähtedevahelises aines.
Lööklaine ja neutriinode joad kannavad materjali surevast tähest eemale tähtedevahelisse ruumi. Seejärel võib see supernoova materjal läbi kosmose liikudes põrkuda teiste kosmosejäätmetega ja osaleda uute tähtede, planeetide või satelliitide tekkes.
Supernoova tekke käigus toimuvaid protsesse alles uuritakse ja siiani pole see teema selge. Samuti on küsitav, mis algtähest tegelikult alles jääb. Siiski kaalutakse kahte võimalust:
neutrontähed
Teatavasti põhjustab mõne supernoova puhul superhiiglase sisemuse tugev gravitatsioon elektronide langemist aatomituuma, kus need sulanduvad prootonitega, moodustades neutroneid. Lähedal asuvaid tuumasid eraldavad elektromagnetilised jõud kaovad. Tähe tuumaks on nüüd aatomituumade ja üksikute neutronite tihe pall.
Sellised neutrontähtedena tuntud tähed on äärmiselt väikesed – mitte suuremad kui suurlinn – ja kujuteldamatult suure tihedusega. Nende tiirlemisperiood muutub tähe suuruse vähenedes (nurkimpulsi säilimise tõttu) äärmiselt lühikeseks. Mõned teevad 600 pööret sekundis. Kui selle kiiresti pöörleva tähe põhja- ja lõunamagnetpoolust ühendav telg on suunatud Maa poole, on võimalik fikseerida kiirgusimpulss, mis kordub tähe pöörlemisperioodiga võrdsete intervallidega. Selliseid neutrontähti nimetati "pulsariteks" ja neist said esimesed avastatud neutrontähed.
Mustad augud
Kõigist supernoovadest ei saa neutrontähti. Kui tähe mass on piisavalt suur, siis tähe kokkuvarisemine jätkub ja neutronid ise hakkavad sissepoole langema, kuni selle raadius muutub väiksemaks kui Schwarzschildi raadius. Täht muutub siis mustaks auguks.
Mustade aukude olemasolu ennustas üldrelatiivsusteooria. Üldrelatiivsusteooria järgi ei saa aine ja informatsioon mitte mingil juhul mustast august lahkuda. Siiski võimaldab kvantmehaanika sellest reeglist erandeid teha.
Mitmed lahtised küsimused on jäänud. Pealik nende seast: "Kas musti auke üldse on?" Tõepoolest, selleks, et kindlalt väita, et antud objekt on must auk, on vaja jälgida selle sündmuste horisonti. Kõik katsed seda teha lõppesid ebaõnnestumisega. Kuid lootust on veel, kuna mõnda objekti ei saa seletada ilma akretsioonita, pealegi akretsiooni objektile ilma tahke pinnata, kuid mustade aukude olemasolu iseenesest seda ei tõenda.
Samuti on lahtised küsimused: kas täht on võimalik supernoovast mööda minnes otse musta auku kokku kukkuda? Kas on supernoovad, millest saavad lõpuks mustad augud? Milline on tähe algmassi täpne mõju objektide tekkele tema elutsükli lõpus?
Tähe siseelu reguleerib kahe jõu toime: tõmbejõud, mis on tähele vastanduv, hoiab teda, ja jõud, mis vabaneb tuumas toimuvate tuumareaktsioonide käigus. See, vastupidi, kipub tähte kaugele kosmosesse "tõukama". Tihe ja kokkusurutud täht on tekkefaasides tugeva gravitatsiooni mõju all. Selle tulemusena tekib tugev kuumenemine, temperatuur ulatub 10-20 miljoni kraadini. Sellest piisab tuumareaktsioonide käivitamiseks, mille tulemusena vesinik muutub heeliumiks.
Seejärel tasakaalustavad need kaks jõudu pika aja jooksul teineteist, täht on stabiilses olekus. Kui tuuma tuumakütus järk-järgult kuivab, jõuab täht ebastabiilsuse faasi, vastanduvad kaks jõudu. Tähe jaoks saabub kriitiline hetk, mängu tulevad mitmesugused tegurid – temperatuur, tihedus, keemiline koostis. Tähe mass on esikohal, sellest sõltub selle taevakeha tulevik - kas täht süttib supernoovana või muutub valgeks kääbuseks, neutrontäheks või mustaks auguks.
Kuidas vesinik otsa saab
Ainult väga suured taevakehad (umbes 80 korda suurem kui Jupiteri mass) saavad tähtedeks, väiksematest (umbes 17 korda väiksemad kui Jupiter) planeedid. Leidub ka keskmise massiga kehasid, need on planeetide klassi kuulumiseks liiga suured ning liiga väikesed ja külmad, et nende sügavuses saaks toimuda tähtedele iseloomulikud tuumareaktsioonid.
Need tumedat värvi taevakehad on nõrga heledusega, neid on taevas üsna raske eristada. Neid nimetatakse "pruunideks kääbusteks".
Niisiis moodustub täht tähtedevahelisest gaasist koosnevatest pilvedest. Nagu juba märgitud, püsib täht tasakaalus üsna pikka aega. Siis tuleb ebastabiilsuse periood. Staari edasine saatus sõltub erinevatest teguritest. Vaatleme hüpoteetilist väikest tähte, mille mass on vahemikus 0,1 kuni 4 päikesemassi. Väikese massiga tähtede iseloomulik tunnus on konvektsiooni puudumine sisekihtides, s.o. tähe moodustavad ained ei segune, nagu juhtub suure massiga tähtedel.
See tähendab, et kui südamikus olev vesinik saab otsa, ei ole väliskihtides selle elemendi uut varu. Vesinik muutub põledes heeliumiks. Järk-järgult tuum soojeneb, pinnakihid destabiliseerivad oma struktuuri ja täht, nagu D-R diagrammilt näha, liigub aeglaselt põhijärjestuse faasist välja. Uues faasis suureneb tähe sees olev aine tihedus, tuuma koostis “degenereerub”, mille tulemusena ilmneb eriline konsistents. See erineb tavalisest ainest.
Aine muutmine
Aine muutumisel sõltub rõhk ainult gaaside tihedusest, mitte temperatuurist.
Hertzsprung-Russelli diagrammil nihkub täht paremale ja seejärel üles, lähenedes punasele hiiglaslikule piirkonnale. Selle mõõtmed suurenevad oluliselt ja seetõttu langeb väliskihtide temperatuur. Punase hiiglase läbimõõt võib ulatuda sadade miljonite kilomeetriteni. Kui meie oma sellesse faasi siseneb, neelab ta "neelab" ehk Veenuse ja kui ta ei suuda Maad tabada, soojendab see seda nii palju, et elu meie planeedil lakkab olemast.
Tähe evolutsiooni käigus tõuseb selle tuuma temperatuur. Esiteks toimuvad tuumareaktsioonid, seejärel optimaalse temperatuuri saavutamisel heelium sulab. Kui see juhtub, põhjustab sisetemperatuuri järsk tõus puhangu ja täht liigub kiiresti H-R diagrammi vasakule küljele. See on niinimetatud "heeliumi välk". Sel ajal põleb heeliumi sisaldav tuum koos vesinikuga, mis on osa südamikku ümbritsevast kestast. G-P diagrammil on see etapp fikseeritud, liikudes paremale mööda horisontaaljoont.
Evolutsiooni viimased etapid
Heeliumi süsinikuks muutumisel muutub tuum. Selle temperatuur tõuseb kuni (kui täht on suur), kuni süsinik hakkab põlema. On uus puhang. Igal juhul täheldatakse tähe evolutsiooni viimastes faasides selle massi olulist vähenemist. See võib juhtuda järk-järgult või järsult, puhangu ajal, kui tähe välimised kihid lõhkevad suure mullina. Viimasel juhul moodustub planetaarne udukogu – sfääriline kest, mis levib avakosmoses kiirusega mitukümmend või isegi sadu kilomeetrit sekundis.
Tähe lõplik saatus sõltub massist, mis jääb pärast kõike, mis selles toimub. Kui see paiskas kõigi teisenemiste ja puhangute ajal välja palju ainet ja selle mass ei ületa 1,44 päikesemassi, muutub täht valgeks kääbuseks. Seda arvu nimetatakse "Chandra-sekara piiriks" Pakistani astrofüüsiku Subrahmanyan Chandrasekhari auks. See on tähe maksimaalne mass, mille juures ei pruugi katastroofilist lõppu toimuda elektronide rõhu tõttu tuumas.
Pärast väliskihtide puhkemist jääb alles tähe tuum ning selle pinnatemperatuur on väga kõrge – umbes 100 000 °K. Täht liigub G-R diagrammi vasakusse serva ja laskub alla. Selle heledus väheneb, kui selle suurus väheneb.
Täht jõuab aeglaselt valgete kääbuste tsooni. Need on väikese läbimõõduga tähed (nagu meil), kuid mida iseloomustab väga suur tihedus, poolteist miljonit korda suurem kui vee tihedus. Kuupsentimeeter valget kääbust moodustavat materjali kaaluks Maal umbes ühe tonni!
Valge kääbus tähistab tähe evolutsiooni viimast etappi ilma põletusteta. Ta jahtub aeglaselt.
Teadlased usuvad, et valge kääbuse lõpp möödub väga aeglaselt, igal juhul näib universumi eksisteerimise algusest peale, et mitte ükski valge kääbus pole "termilise surma" all kannatanud.
Kui täht on suur ja selle mass on suurem kui Päikesel, purskab see välja nagu supernoova. Puhangu ajal võib täht täielikult või osaliselt hävida. Esimesel juhul jätab see tähe jääkainetega gaasipilve. Teises jääb alles kõige suurema tihedusega taevakeha – neutrontäht või must auk.
Massitäht t☼ ja raadiust R saab iseloomustada selle potentsiaalse energiaga E . potentsiaal või gravitatsioonienergia tähte kohta nimetatakse tööd, mis tuleb kulutada, et tähe ainet lõpmatuseni pihustada. Ja vastupidi, see energia vabaneb tähe kokkutõmbumisel, s.t. kui selle raadius väheneb. Selle energia väärtuse saab arvutada järgmise valemi abil:
Päikese potentsiaalne energia on: E ☼ = 5,9∙10 41 J.
Tähe gravitatsioonilise kokkutõmbumise protsessi teoreetiline uuring näitas, et täht kiirgab umbes poole oma potentsiaalsest energiast, teine pool aga kulub oma massi temperatuuri tõstmiseks ligikaudu kümne miljoni kelvinini. Lihtne on aga veenduda, et Päike oleks seda energiat kiirganud 23 miljoni aasta pärast. Seega võib gravitatsiooniline kokkutõmbumine olla tähtede energiaallikaks ainult nende mõnel üsna lühikesel arenguetapil.
Termotuumasünteesi teooria sõnastasid 1938. aastal saksa füüsikud Karl Weizsacker ja Hans Bethe. Selle eelduseks oli esiteks 1918. aastal F. Astoni (Inglismaa) poolt heeliumi aatomi massi määramine, mis võrdub 3,97 vesinikuaatomi massiga. , teiseks kehakaalu vahelise seose tuvastamine 1905. aastal t ja tema energiat E Einsteini valemi kujul:
kus c on valguse kiirus, kolmandaks avastus 1929. aastal, et tunneliefekti tõttu võivad kaks võrdselt laetud osakest (kaks prootonit) läheneda kaugusele, kus tõmbejõud on suurem, ning samuti avastus 1932. aastal. positron e + ja neutron p.
Termotuumasünteesi reaktsioonidest esimene ja tõhusaim on heeliumi aatomi tuuma nelja prootoni p moodustumine vastavalt skeemile:
Siin on oluline see, mis siin toimub. massiviga: heeliumi tuuma mass on 4,00389 a.m.u, samas kui nelja prootoni mass on 4,03252 a.m.u. Einsteini valemi abil arvutame ühe heeliumi tuuma moodustumisel vabaneva energia:
Lihtne on välja arvutada, et kui Päike koosneks arengu algstaadiumis ainult vesinikust, siis piisaks selle muutumisest heeliumiks Päikese kui tähe olemasoluks praeguse umbes 100 miljardi aasta pikkuse energiakaoga. Tegelikult räägime umbes 10% vesiniku "läbipõlemisest" tähe sügavaimast sisemusest, kus temperatuur on termotuumasünteesi reaktsioonide jaoks piisav.
Heeliumi fusioonireaktsioonid võivad toimuda kahel viisil. Esimest nimetatakse pp-tsükkel, teine - FROM EI-tsükkel. Mõlemal juhul, kaks korda igas heeliumi tuumas, muutub prooton neutroniks vastavalt skeemile:
,
kus V- neutriino.
Tabelis 1 on näidatud iga termotuumasünteesi reaktsiooni keskmine aeg, intervall, mille jooksul algosakeste arv väheneb eüks kord.
Tabel 1. Heeliumi sünteesi reaktsioonid.
Fusioonireaktsioonide efektiivsust iseloomustab allika võimsus, energia hulk, mis vabaneb aine massiühiku kohta ajaühikus. Teooriast järeldub, et
, kusjuures . Temperatuuri piirang T, millest kõrgemal mängitakse peaosa mitte pp-, a CNO tsükkel, võrdub 15∙10 6 K. Päikese sisikonnas mängivad peamist rolli pp- tsükkel. Just seetõttu, et selle esimese reaktsiooni iseloomulik aeg on väga pikk (14 miljardit aastat), läbivad Päike ja sarnased tähed oma arengutee umbes kümme miljardit aastat. Massiivsemate valgete tähtede puhul on see aeg kümneid ja sadu kordi lühem, kuna põhireaktsioonide iseloomulik aeg on palju lühem CNO- tsükkel.Kui tähe sisemuses ulatub temperatuur pärast vesiniku ammendumist seal sadade miljonite kelviniteni ja see on võimalik tähtede puhul, mille mass on t>1,2m ☼ , siis saab heeliumi süsinikuks muundamise reaktsioon energiaallikaks vastavalt skeemile:
. Arvutused näitavad, et täht kasutab heeliumivarud ära ligikaudu 10 miljoni aastaga. Kui selle mass on piisavalt suur, jätkab tuum kahanemist ja temperatuuril üle 500 miljoni kraadi on võimalikud keerukamate aatomituumade liitreaktsioonid vastavalt skeemile: 
Kõrgematel temperatuuridel toimuvad järgmised reaktsioonid:
jne. kuni raua tuumade moodustumiseni. Need on reaktsioonid eksotermiline, nende kulgemise tulemusena vabaneb energia.
Teatavasti vabaneb energia, mida täht ümbritsevasse ruumi kiirgab, selle sisemuses ja imbub järk-järgult tähe pinnale. Seda energiaülekannet tähe aine paksuse kaudu saab läbi viia kahe mehhanismi abil: kiirguse ülekanne või konvektsioon.
Esimesel juhul räägime kvantide mitmekordsest neeldumisest ja taasemissioonist. Tegelikult toimub iga sellise toiminguga kvantide lõhenemine, seetõttu jõuavad tähe sooltes termotuumasünteesi käigus tekkivate kõvade γ-kvantide asemel selle pinnale miljonid madala energiaga kvantid. Sel juhul on energia jäävuse seadus täidetud.
Energiaülekande teoorias võetakse kasutusele teatud sagedusega υ kvanti vaba tee pikkuse mõiste. On hästi näha, et tähtede atmosfääri tingimustes ei ületa kvanti vaba tee pikkus paari sentimeetrit. Ja energiakvantide lekkeaega tähe keskpunktist selle pinnale mõõdetakse miljonites aastates, kuid tähtede sisemuses võivad tekkida tingimused, mille korral selline kiirguse tasakaal rikutakse. Samamoodi käitub vesi anumas, mida soojendatakse altpoolt. Teatud aja jooksul on vedelik siin tasakaalus, kuna otse anuma põhjast üleliigse energia saanud molekul suudab osa kokkupõrgetest tingitud energiast üle kanda teistele kõrgematele molekulidele. Seega tekib anumas teatud temperatuurigradient selle põhjast ülemise servani. Kuid aja jooksul muutub molekulide energia ülekandmise kiirus kokkupõrgete kaudu väiksemaks kui altpoolt tuleva soojusülekande kiirus. Toimub keemine - soojuse ülekandmine aine otsesel liikumisel.
Täht- taevakeha, milles termotuumareaktsioonid toimuvad, lähevad või lähevad. Tähed on massiivsed helendavad gaasilised (plasma) kuulid. Tekib gaastolmu keskkonnast (vesinik ja heelium) gravitatsioonilise kokkusurumise tulemusena. Aine temperatuuri tähtede sügavuses mõõdetakse miljonites kelvinites ja nende pinnal - tuhandetes kelvinites. Enamiku tähtede energia vabaneb vesiniku heeliumiks muundamise termotuumareaktsioonide tulemusena, mis toimuvad kõrgetel temperatuuridel sisepiirkondades. Tähti nimetatakse sageli universumi põhikehadeks, kuna need sisaldavad suurema osa looduses leiduvast helendavast ainest. Tähed on suured sfäärilised objektid, mis koosnevad heeliumist ja vesinikust, aga ka muudest gaasidest. Tähe energia sisaldub selle tuumas, kus iga teine heelium interakteerub vesinikuga. Nagu kõik orgaaniline meie universumis, tekivad, arenevad, muutuvad ja kaovad tähed – see protsess kestab miljardeid aastaid ja seda nimetatakse "Tähe evolutsiooni" protsessiks.
1. Tähtede areng
Tähtede evolutsioon- muutuste jada, mida täht oma elu jooksul, st sadade tuhandete, miljonite või miljardite aastate jooksul valgust ja soojust kiirgades, läbib. Täht alustab oma elu külma haruldase tähtedevahelise gaasi pilvena (haruldane gaasiline keskkond, mis täidab kogu tähtedevahelise ruumi), kahaneb enda gravitatsiooni mõjul ja võtab järk-järgult palli kuju. Kokkusurumisel muutub gravitatsioonienergia (kõikide materiaalsete kehade universaalne fundamentaalne vastastikmõju) soojuseks ja objekti temperatuur tõuseb. Kui temperatuur keskmes jõuab 15-20 miljoni K-ni, algavad termotuumareaktsioonid ja kokkusurumine peatub. Objektist saab täisväärtuslik täht. Tähe elu esimene etapp on sarnane päikese omaga – selles domineerivad vesinikutsükli reaktsioonid. Ta jääb sellesse olekusse suurema osa oma elust, olles Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses (joonis 1) (näitab seost tähe absoluutse suuruse, heleduse, spektriklassi ja pinnatemperatuuri vahel, 1910), kuni kütusevaru saab otsa. Kui kogu tähe keskel olev vesinik muutub heeliumiks, moodustub heeliumi tuum, mille äärealadel jätkub vesiniku termotuumapõlemine. Sel perioodil hakkab tähe struktuur muutuma. Selle heledus suureneb, välimised kihid laienevad ja pinnatemperatuur langeb - tähest saab punane hiiglane, mis moodustab Hertzsprung-Russelli diagrammil haru. Täht veedab sellel harul palju vähem aega kui põhijada peal. Kui heeliumi südamiku kogunenud mass muutub märkimisväärseks, ei suuda see oma raskust taluda ja hakkab kahanema; kui täht on piisavalt massiivne, võib tõusev temperatuur põhjustada heeliumi edasist termotuumamuutust raskemateks elementideks (heelium süsinikuks, süsinik hapnikuks, hapnik räniks ja lõpuks räni rauaks).
2. Termotuumasüntees tähtede sisemuses
1939. aastaks tehti kindlaks, et tähtede energia allikaks on tähtede sisemuses toimuv termotuumasüntees. Enamik tähti kiirgab, kuna nende sisemuses ühinevad neli prootonit vaheastmete jada üheks alfaosakeseks. See muundumine võib toimuda kahel peamisel viisil, mida nimetatakse prooton-prootoni ehk p-p-tsükliks ja süsinik-lämmastiku ehk CN-tsükliks. Madala massiga tähtedes tagab energia vabanemise peamiselt esimene tsükkel, rasketes tähtedes - teine. Tähe tuumakütuse varu on piiratud ja kulutatakse pidevalt kiirgusele. Termotuumasünteesi protsess, mis vabastab energiat ja muudab tähe aine koostist, koos gravitatsiooniga, mis kipub tähte kokku suruma ja vabastab ka energiat, aga ka pinnalt lähtuv kiirgus, mis kannab vabanenud energiat minema, on Tähtede evolutsiooni peamised liikumapanevad jõud. Tähe areng algab hiiglaslikust molekulaarpilvest, mida nimetatakse ka tähehälliks. Suurem osa galaktika "tühjast" ruumist sisaldab tegelikult 0,1–1 molekuli cm?. Molekulaarpilve tihedus on umbes miljon molekuli cm?. Sellise pilve mass ületab oma suuruse tõttu Päikese massi 100 000–10 000 000 korda: läbimõõduga 50–300 valgusaastat. Kuigi pilv võib vabalt ümber kodugalaktika keskpunkti pöörleda, ei juhtu midagi. Kuid gravitatsioonivälja ebahomogeensuse tõttu võivad selles tekkida häired, mis põhjustavad lokaalseid massikontsentratsioone. Sellised häired põhjustavad pilve gravitatsioonilise kokkuvarisemise. Üks selleni viivaid stsenaariume on kahe pilve kokkupõrge. Teine kokkuvarisemist põhjustav sündmus võib olla pilve läbimine läbi spiraalgalaktika tiheda haru. Kriitiline tegur võib olla ka lähedal asuva supernoova plahvatus, mille lööklaine põrkab suurel kiirusel kokku molekulaarpilvega. Lisaks on võimalik galaktikate kokkupõrge, mis võib põhjustada tähtede moodustumise puhangu, kuna kokkupõrke tagajärjel surutakse kokku gaasipilved igas galaktikas. Üldiselt võivad kõik pilve massile mõjuvate jõudude ebahomogeensused käivitada tähtede moodustumise protsessi. Tekkinud ebahomogeensuste tõttu ei suuda molekulaargaasi rõhk enam edasist kokkusurumist takistada ning gaas hakkab gravitatsioonilise külgetõmbe mõjul kogunema tulevase tähe keskpunkti ümber. Pool vabanenud gravitatsioonienergiast läheb pilve soojendamiseks ja pool valguskiirguseks. Pilvedes suureneb rõhk ja tihedus keskme suunas ning keskosa kokkuvarisemine toimub kiiremini kui perifeeria. Kokkutõmbumise edenedes footonite keskmine vaba teekond väheneb ja pilv muutub oma kiirgusele üha vähem läbipaistvaks. Selle tulemuseks on kiirem temperatuuri tõus ja veelgi kiirem rõhu tõus. Selle tulemusena tasakaalustab rõhugradient gravitatsioonijõudu, moodustub hüdrostaatiline tuum, mille mass moodustab umbes 1% pilve massist. See hetk on nähtamatu. Prototähe edasine areng on tuuma "pinnale" jätkuvalt langeva aine kogunemine, mis selle tõttu kasvab. Pilves vabalt liikuv ainemass ammendub ja täht muutub nähtavaks optilises vahemikus. Seda hetke peetakse prototähe faasi lõpuks ja noore tähe faasi alguseks. Tähtede tekkeprotsessi saab kirjeldada ühemõtteliselt, kuid tähe edasised arenguetapid sõltuvad peaaegu täielikult selle massist ja alles tähtede evolutsiooni päris lõpus saab oma osa mängida keemiline koostis.
3. Tähe elutsükli keskpaik
Tähed on saadaval väga erinevates värvides ja suurustes. Nende spektraalne tüüp ulatub kuumast sinisest jahedast punast ja massist 0,0767 kuni enam kui 200 päikese massini. Tähe heledus ja värvus sõltuvad selle pinna temperatuurist, mille omakorda määrab selle mass. Kõik uued tähed "asuvad" põhijadale vastavalt nende keemilisele koostisele ja massile. Me ei räägi tähe füüsilisest liikumisest - ainult selle asukohast näidatud diagrammil, mis sõltub tähe parameetritest. Tegelikult vastab tähe liikumine piki diagrammi ainult tähe parameetrite muutumisele. Väikesed jahedad punased kääbused põletavad aeglaselt oma vesinikuvarud maha ja jäävad põhijadale sadu miljardeid aastaid, samas kui massiivsed superhiiglased lahkuvad põhijadast mõne miljoni aasta jooksul pärast moodustumist. Keskmise suurusega tähed nagu Päike jäävad põhijadale keskmiselt 10 miljardit aastat. Arvatakse, et Päike on endiselt sellel, kuna ta on oma elutsükli keskel. Niipea, kui täht ammendab tuumas oleva vesinikuvaru, lahkub ta põhijadast. Teatud aja möödudes – olenevalt algmassist miljonist kümnete miljardite aastani – ammendab täht tuuma vesinikuvarud. Suurtes ja kuumades tähtedes toimub see palju kiiremini kui väikestes ja külmemates tähtedes. Vesinikuvarude ammendumine viib termotuumareaktsioonide lakkamiseni. Ilma nende reaktsioonide poolt tekitatava rõhuta tähe enda gravitatsioonilise tõmbe tasakaalustamiseks hakkab täht uuesti kokku tõmbuma, nagu varemgi, oma tekke ajal. Temperatuur ja rõhk tõusevad uuesti, kuid erinevalt prototähe staadiumist kõrgemale tasemele. Kokkuvarisemine jätkub, kuni umbes 100 miljoni K temperatuuril algavad heeliumi sisaldavad termotuumareaktsioonid. Uuel tasemel taastunud aine termotuumapõlemine põhjustab tähe koletu paisumise. Täht "lõdveneb" ja selle suurus suureneb umbes 100 korda. Nii saab tähest punane hiiglane ja heeliumi põlemise faas kestab umbes mitu miljonit aastat. Peaaegu kõik punased hiiglased on muutlikud tähed. Edasine oleneb jällegi tähe massist.
4. Hilisemad aastad ja tähtede surm
Vanad tähed väikese massiga
Siiani pole kindlalt teada, mis juhtub heledate tähtedega pärast vesinikuvarude ammendumist. Kuna universum on 13,7 miljardit aastat vana, millest ei piisa selliste tähtede vesinikkütusevarude ammendamiseks, põhinevad praegused teooriad sellistes tähtedes toimuvate protsesside arvutisimulatsioonidel. Mõned tähed suudavad heeliumi sünteesida ainult mõnes aktiivses tsoonis, mis põhjustab nende ebastabiilsust ja tugevaid tähetuuli. Sel juhul planetaarset udukogu ei teki ja täht ainult aurustub, muutudes pruunist kääbusest veelgi väiksemaks. Tähed, mille mass on alla 0,5 Päikese massi, ei suuda heeliumi muundada isegi pärast vesiniku tuumas toimuvate reaktsioonide lõppemist – nende mass on liiga väike, et tekitada uut gravitatsioonilise kokkusurumise faasi ulatuses, mis algataks heeliumi "süttimise". . Selliste tähtede hulka kuuluvad punased kääbused, nagu Proxima Centauri, kelle põhijärjestuse eluiga ulatub kümnetest miljarditest kuni kümnete triljonite aastateni. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist nende tuumas jätkavad nad järk-järgult jahtudes nõrgalt kiirgamist elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus.
keskmise suurusega tähed
Kui täht saavutab punase hiiglasliku faasi keskmise väärtuse (0,4–3,4 päikesemassi), lõpeb vesinik selle tuumas ja algavad heeliumist süsiniku sünteesi reaktsioonid. See protsess toimub kõrgematel temperatuuridel ja seetõttu suureneb energiavoog tuumast, mis viib selleni, et tähe välimised kihid hakkavad laienema. Süsiniku sünteesi algus tähistab staari elus uut etappi ja kestab veel mõnda aega. Päikese suurusega sarnase tähe puhul võib see protsess kesta umbes miljard aastat. Muutused kiirgavas energiahulgas põhjustavad tähel ebastabiilsuse perioode, sealhulgas muutusi suuruses, pinnatemperatuuris ja energia vabanemises. Energia vabanemine nihutatakse madalsagedusliku kiirguse suunas. Selle kõigega kaasneb tugevate tähetuulte ja intensiivse pulsatsiooni tõttu kasvav massikadu. Selles faasis olevaid tähti nimetatakse olenevalt nende täpsetest omadustest hilist tüüpi tähtedeks, OH-IR tähtedeks või Mira-sarnasteks tähtedeks. Väljapaiskuv gaas on suhteliselt rikas tähe sisemuses toodetud raskete elementide, näiteks hapniku ja süsiniku poolest. Gaas moodustab laieneva kesta ja jahtub tähest eemaldudes, võimaldades tolmuosakeste ja molekulide moodustumist. Kesktähe tugeva infrapunakiirgusega tekivad sellistes kestades ideaalsed tingimused maserite aktiveerimiseks. Heeliumi põlemisreaktsioonid on temperatuuri suhtes väga tundlikud. Mõnikord põhjustab see suurt ebastabiilsust. Seal on tugevad pulsatsioonid, mis lõppkokkuvõttes annavad välimistele kihtidele piisava kiirenduse, et need langeksid ja muutuksid planetaarseks udukoguks. Udu keskele jääb alles tähe paljas tuum, milles termotuumareaktsioonid peatuvad ja jahtudes muutub see heeliumvalgeks kääbuseks, mille mass on reeglina kuni 0,5-0,6 Päikese ja a. läbimõõt Maa läbimõõdu suurusjärgus.
valged kääbused
Varsti pärast heeliumi sähvatust süttivad süsinik ja hapnik; kõik need sündmused põhjustavad tähe olulise ümberpaigutamise ja selle kiire liikumise Hertzsprung-Russelli diagrammi järgi. Tähe atmosfääri suurus suureneb veelgi ja see hakkab intensiivselt kaotama gaasi laienevate tähetuulevoogude näol. Tähe keskosa saatus oleneb täielikult tema algmassist: tähe tuum võib oma arengu valge kääbusena lõpetada (madala massiga tähed); juhul, kui selle mass evolutsiooni hilisemates etappides ületab Chandrasekhari piiri - neutrontähena (pulsarina); kui mass ületab Oppenheimeri – Volkovi – piiri nagu must auk. Kahel viimasel juhul kaasnevad tähtede evolutsiooni lõpuga katastroofilised sündmused – supernoovapuhangud. Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kokkutõmbumisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Sellises olekus, kui tähe suurus väheneb sajakordselt ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee oma, nimetatakse tähte valgeks kääbuseks. See jääb ilma energiaallikatest ja muutub järk-järgult jahtudes tumedaks ja nähtamatuks. Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei suuda degenereerunud elektronide rõhk peatada tuuma edasist kokkusurumist ja elektronid hakkavad "pressuma" aatomituumadeks, mis viib prootonite muundumiseni neutroniteks, mille vahel ei ole elektrostaatilist elektrit. tõukejõud. Selline aine neutroniseerimine viib selleni, et tähe suurust, mis tegelikult kujutab endast nüüd ühte tohutut aatomituuma, mõõdetakse mitmes kilomeetris ja tihedus on 100 miljonit korda suurem kui vee tihedus. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks.
supermassiivsed tähed
Pärast seda, kui täht, mille mass on suurem kui viis Päikest, siseneb punase superhiiglase staadiumisse, hakkab selle tuum gravitatsioonijõudude mõjul kahanema. Kompressiooni suurenedes tõuseb temperatuur ja tihedus ning algab uus termotuumareaktsioonide jada. Sellistes reaktsioonides sünteesitakse järjest raskemaid elemente: heelium, süsinik, hapnik, räni ja raud, mis ajutiselt pidurdab tuuma kokkuvarisemist. Lõppkokkuvõttes, kuna perioodilisuse tabeli raskeid elemente moodustub üha rohkem, sünteesitakse raud-56 ränist. Selles etapis muutub edasine termotuumasünteesi võimatuks, kuna raud-56 tuumal on maksimaalne massidefekt ja raskemate tuumade moodustumine koos energia vabanemisega on võimatu. Seetõttu, kui tähe raudtuum saavutab teatud suuruse, ei suuda selles olev rõhk enam vastu pidada tähe väliskihtide raskusjõule ning selle aine neutroniseerumisel toimub tuuma kohene kokkuvarisemine. Mis edasi saab, on veel lõpuni ebaselge, kuid igal juhul viivad käimasolevad protsessid mõne sekundiga uskumatu võimsusega supernoova plahvatuseni. Kaasnev neutriinopuhang kutsub esile lööklaine. Tugevad neutriinojoad ja pöörlev magnetväli suruvad välja suurema osa tähe kogunenud materjalist – nn istumiselemendid, sealhulgas raud ja kergemad elemendid. Paisuvat ainet pommitavad tuumast välja pääsevad neutronid, mis hõivavad neid ja loovad seeläbi rauast raskemate elementide komplekti, sealhulgas radioaktiivseid, kuni uraanini (ja võib-olla isegi Californiani). Seega seletavad supernoova plahvatused rauast raskemate elementide esinemist tähtedevahelises aines, mis pole aga nende tekkeks ainuvõimalik viis, näiteks demonstreerivad seda tehneetsiumtähed. Lööklaine ja neutriinode joad kannavad ainet surevast tähest eemale tähtedevahelisse ruumi. Seejärel võib see supernoova materjal jahtudes ja kosmoses liikudes kokku põrkuda muude kosmosejäätmetega ja osaleda uute tähtede, planeetide või satelliitide tekkes. Supernoova tekke käigus toimuvaid protsesse alles uuritakse ja siiani pole see teema selge. Küsitav on ka hetk, mis algtähest tegelikult alles jääb. Siiski kaalutakse kahte võimalust: neutrontähed ja mustad augud.
neutrontähed
On teada, et mõne supernoova puhul põhjustab ülihiiglase sisemuses tugev gravitatsioon elektronide neeldumise aatomituumas, kus need ühinevad prootonitega, moodustades neutroneid. Seda protsessi nimetatakse neutroniseerimiseks. Lähedal asuvaid tuumasid eraldavad elektromagnetilised jõud kaovad. Tähe tuumaks on nüüd aatomituumade ja üksikute neutronite tihe pall. Sellised neutrontähtedena tuntud tähed on äärmiselt väikesed – mitte suuremad kui suurlinn – ja kujuteldamatult suure tihedusega. Nende tiirlemisperiood muutub tähe suuruse vähenedes (nurkimpulsi säilimise tõttu) äärmiselt lühikeseks. Mõned teevad 600 pööret sekundis. Mõnel neist võib kiirgusvektori ja pöörlemistelje vaheline nurk olla selline, et Maa langeb selle kiirguse moodustatud koonusesse; sel juhul on võimalik salvestada kiirgusimpulss, mis kordub tähe pöörlemisperioodiga võrdsete ajavahemike järel. Selliseid neutrontähti nimetati "pulsariteks" ja neist said esimesed avastatud neutrontähed.
Mustad augud
Kõigist supernoovadest ei saa neutrontähti. Kui tähe mass on piisavalt suur, siis tähe kokkuvarisemine jätkub ja neutronid ise hakkavad sissepoole langema, kuni selle raadius muutub väiksemaks kui Schwarzschildi raadius. Täht muutub siis mustaks auguks. Mustade aukude olemasolu ennustas üldrelatiivsusteooria. Selle teooria kohaselt ei saa aine ja informatsioon mitte mingil juhul mustast august lahkuda. Küll aga teeb kvantmehaanika ilmselt võimalikuks erandid sellest reeglist. Mitmed lahtised küsimused on jäänud. Pealik neist: "Kas musti auke üldse on?". Tõepoolest, selleks, et kindlalt väita, et antud objekt on must auk, on vaja jälgida selle sündmuste horisonti. See on võimatu puhtalt horisondi definitsiooni järgi, kuid väga pika baasjoone raadiointerferomeetria abil on võimalik määrata objekti lähedal asuvat mõõdikut, samuti fikseerida kiiret, millisekundilist varieeruvust. Need ühel objektil täheldatud omadused peaksid lõplikult tõestama mustade aukude olemasolu.