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.
Tähe siseelu reguleerib kahe jõu mõju: gravitatsioonijõud, mis mõjub tähele vastu ja hoiab seda kinni, ning jõud, mis vabaneb tuumas toimuvate tuumareaktsioonide käigus. Vastupidi, see kipub tähte kaugesse kosmosesse "tõukama". Tihe ja kokkusurutud täht on kujunemisetappidel tugevalt mõjutatud gravitatsioonist. 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 tuumas olev tuumkütus järk-järgult otsa saab, siseneb täht ebastabiilsuse faasi, kaks jõudu on vastandlikud. Tähe jaoks saabub kriitiline hetk; mängu tulevad mitmesugused tegurid – temperatuur, tihedus, keemiline koostis. Tähe mass on esikohal, sellest sõltub selle taevakeha tulevik - täht kas plahvatab supernoovana või muutub valgeks kääbuseks, neutrontäheks või mustaks auguks.
Kuidas vesinik otsa saab
Ainult kõige suurematest taevakehadest (umbes 80 korda suurem Jupiteri mass) saavad tähed, väiksematest (umbes 17 korda väiksemad kui Jupiteril) planeedid. Leidub ka keskmise massiga kehasid, need on planeetide klassi kuulumiseks liiga suured ning liiga väikesed ja külmad, et nende sügavuses tekiks tähtedele iseloomulikud tuumareaktsioonid.
Need tumedat värvi taevakehad on vähese heledusega ja neid on taevas üsna raske eristada. Neid nimetatakse "pruunideks kääbusteks".
Niisiis moodustub täht tähtedevahelise gaasi 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 tuumas olev vesinik saab otsa, ei teki väliskihtides selle elemendi uusi varusid. Vesinik põleb ja muutub heeliumiks. Vähehaaval tuum kuumeneb, pinnakihid destabiliseerivad oma struktuuri ja täht, nagu näha H-R diagrammilt, lahkub aeglaselt põhijärjestuse faasist. Uues faasis suureneb tähe sees olev aine tihedus, tuuma koostis "degenereerub" ja selle tulemusena ilmneb eriline konsistents. See erineb tavalisest ainest.
Aine muutmine
Aine muutumisel sõltub rõhk ainult gaaside tihedusest, mitte temperatuurist.
Hertzsprung-Russelli diagrammil liigub täht paremale ja seejärel ülespoole, 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 hakkab heelium sulama. Kui see juhtub, põhjustab sisetemperatuuri järsk tõus põlengu ja täht liigub kiiresti H-R diagrammi vasakule küljele. See on niinimetatud heeliumi välklamp. Sel ajal põleb heeliumi sisaldav tuum koos vesinikuga, mis on osa südamikku ümbritsevast kestast. H-R diagrammil registreeritakse see etapp, liikudes paremale mööda horisontaalset joont.
Evolutsiooni viimased etapid
Kui heelium muundub süsinikuks, siis tuum muutub. Selle temperatuur tõuseb kuni (kui täht on suur), kuni süsinik hakkab põlema. Tekib uus puhang. Igal juhul täheldatakse tähe evolutsiooni viimastes faasides selle massi olulist vähenemist. See võib juhtuda järk-järgult või ootamatult, puhangu ajal, kui tähe välimised kihid lõhkevad suure mullina. Viimasel juhul moodustub planetaarne udukogu - sfääriline kest, mis levib avakosmoses kiirusega mitukümmend või isegi sadu km/sek.
Tähe lõplik saatus sõltub massist, mis jääb pärast kõike selles toimuvat. Kui see paiskas kõigi transformatsioonide ja sähvatuste ajal välja palju ainet ja selle mass ei ületa 1,44 päikesemassi, muutub täht valgeks kääbuseks. Seda arvu nimetatakse "Chandra-sekhari piiriks" Pakistani astrofüüsiku Subrahmanyan Chandrasekhari auks. See on tähe maksimaalne mass, mille juures ei pruugi katastroofilist lõppu tekkida elektronide rõhu tõttu tuumas.
Pärast välimiste kihtide plahvatust jääb tähe tuum alles ja selle pinnatemperatuur on väga kõrge - umbes 100 000 °K. Täht liigub H-R diagrammi vasakusse serva ja läheb alla. Selle heledus väheneb, kui selle suurus väheneb.
Täht on aeglaselt jõudmas 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 tähtede evolutsiooni viimast etappi ilma puhanguteta. Ta hakkab tasapisi jahtuma.
Teadlased usuvad, et valge kääbuse lõpp on väga aeglane, vähemalt universumi algusest peale tundub, et mitte ükski valge kääbus pole kannatanud "termilise surma" all.
Kui täht on suur ja selle mass on suurem kui Päikesel, plahvatab see nagu supernoova. Sähvatuse ajal võib täht täielikult või osaliselt kokku kukkuda. Esimesel juhul jääb maha gaasipilv tähe jääkainetega. Teises jääb alles kõige suurema tihedusega taevakeha – neutrontäht või must auk.
Termotuumasüntees tähtede sisemuses
Sel ajal muutub tähtede puhul, mille mass on suurem kui 0,8 päikesemassi, tuum kiirgusele läbipaistvaks ja tuumas valitseb kiirgusenergia ülekanne, samal ajal kui ülaosas olev kest jääb konvektiivseks. Keegi ei tea kindlalt, kuidas väiksema massiga tähed põhijadale jõuavad, kuna nende tähtede noores kategoorias veedetud aeg ületab universumi vanuse. Kõik meie ideed nende tähtede evolutsiooni kohta põhinevad arvulistel arvutustel.
Tähe kokkutõmbumisel hakkab degenereerunud elektrongaasi rõhk tõusma ja tähe teatud raadiuses peatab see rõhk kesktemperatuuri tõusu ja hakkab seejärel seda langetama. Ja tähtede jaoks, mis on väiksemad kui 0,08, saab see saatuslikuks: tuumareaktsioonide käigus vabanevast energiast ei piisa kunagi kiirguskulude katmiseks. Selliseid alamtähti nimetatakse pruunideks kääbusteks ja nende saatus on pidev kokkusurumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi tuumareaktsioonide peatumisega.
Noored keskmise massiga tähed
Noored keskmise massiga tähed (2–8 korda Päikese massist suuremad) arenevad kvalitatiivselt täpselt samamoodi nagu nende väiksemad õed, välja arvatud see, et neil pole kuni põhijadani konvektiivseid tsoone.
Seda tüüpi objektid on seotud nn. Ae\Be Herbit tähed ebaregulaarsete muutujatega spektritüübist B-F5. Neil on ka bipolaarsed jugakettad. Väljavoolu kiirus, heledus ja efektiivne temperatuur on oluliselt kõrgemad 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, suutis täht läbi hüpata kõik vahefaasid ja kuumutada tuumareaktsioone sedavõrd, et need kompenseerisid 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 saadud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist. Tõenäoliselt seletab see Päikese massist enam kui 100–200 korda suuremate tähtede puudumist meie galaktikas.
Staari elutsükkel
Moodustunud tähtede hulgas on tohutult erinevaid värve ja suurusi. Nende spektraalne tüüp ulatub kuumast sinisest kuni jahepunase ja massi poolest - 0,08 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, sõltuvalt tähe parameetritest. See tähendab, et me räägime tegelikult ainult tähe parameetrite muutmisest.
Mis edasi saab, sõltub jällegi tähe massist.
Hilisemad aastad ja tähtede surm
Vanad tähed väikese massiga
Praeguseks ei ole kindlalt teada, mis juhtub heledate tähtedega pärast nende vesinikuvarude ammendumist. Kuna universumi vanus on 13,7 miljardit aastat, millest vesinikkütusevarude ammendamiseks ei piisa, põhinevad kaasaegsed teooriad sellistes tähtedes toimuvate protsesside arvutisimulatsioonidel.
Mõned tähed suudavad heeliumi sulatada ainult teatud aktiivsetes piirkondades, põhjustades 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 päikeseenergiat, ei suuda kunagi heeliumi sünteesida isegi pärast seda, kui vesinikuga seotud reaktsioonid tuumas lakkavad. Nende täheümbris ei ole piisavalt massiivne, et ületada südamiku tekitatud survet. Nende tähtede hulka kuuluvad punased kääbused (nagu Proxima Centauri), kes on olnud põhijärjestuses sadu miljardeid aastaid. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist nende tuumas jätkavad need järk-järgult jahtudes elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus nõrka kiirgamist.
Keskmise suurusega tähed
Kui keskmise suurusega täht (0,4–3,4 päikesemassiga) jõuab punase hiiglase faasi, jätkavad selle välimised kihid laienemist, tuum tõmbub kokku ja reaktsioonid hakkavad sünteesima heeliumist süsinikku. Fusioon vabastab palju energiat, andes staarile ajutise hingamise. Päikese suurusega sarnase tähe puhul võib see protsess kesta umbes miljard aastat.
Muutused eralduva energia koguses põhjustavad tähel ebastabiilsuse perioode, sealhulgas muutusi suuruses, pinnatemperatuuris ja energiaväljundis. Energia väljund nihkub madala sagedusega 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 väga temperatuuritundlikud. 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 tavaliselt kuni 0,5-0,6 Päikest ja mille läbimõõt on suurusjärgus Maa läbimõõt. .
Valged kääbused
Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kokkutõmbumisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Selles olekus, kui tähe suurus väheneb sada korda 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 sisaldada tuuma kokkusurumist ja see jätkub seni, kuni suurem osa osakestest muudetakse neutroniteks, mis on pakitud nii tihedalt, et tähe suurust mõõdetakse kilomeetrites ja see on 100. miljon korda tihedam vesi. 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 kokku tõmbuma. Kompressiooni suurenedes tõuseb temperatuur ja tihedus ning algab uus termotuumareaktsioonide jada. Sellistes reaktsioonides sünteesitakse raskeid elemente, mis ajutiselt piiravad tuuma kokkuvarisemist.
Lõppkokkuvõttes, kui perioodilisuse tabeli raskemad ja raskemad elemendid moodustuvad, 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 tuuma kohene kokkuvarisemine toimub koos selle aine neutroniseerimisega.
Mis edasi saab, pole päris selge. Kuid mis iganes see ka poleks, põhjustab see mõne sekundiga uskumatu võimsusega supernoova plahvatuse.
Kaasnev neutriinopuhang kutsub esile lööklaine. Tugevad neutriinojoad ja pöörlev magnetväli suruvad välja suure osa tähe kogunenud materjalist – nn seemneelemendid, sealhulgas raud ja kergemad elemendid. Plahvatavat ainet pommitavad tuumast eralduvad neutronid, püüdes need kinni ja luues seeläbi rauast raskemate elementide komplekti, sealhulgas radioaktiivseid, kuni uraanini (ja võib-olla isegi kaliforniumini). Seega seletavad supernoova plahvatused rauast raskemate elementide esinemist tähtedevahelises aines.
Lööklaine ja neutriinode joad kannavad materjali surevast tähest eemale tähtedevahelisse ruumi. Seejärel võib see supernoova materjal läbi kosmose liikudes kokku põrgata teiste kosmosejäätmetega ja osaleda uute tähtede, planeetide või satelliitide tekkes.
Supernoova tekke käigus toimuvaid protsesse alles uuritakse ja siiani pole selles küsimuses selgust. Samuti on küsitav, mis algtähest tegelikult alles jääb. Siiski kaalutakse kahte võimalust:
Neutronitähed
On teada, et mõne supernoova puhul põhjustab ülihiiu sügavustes 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 rohkem kui suure linna suurused – 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 lõunapooluse magnetpoolust ühendav telg on suunatud Maa poole, saab tuvastada kiirgusimpulsi, mis kordub tähe orbiidi perioodiga 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 kollaps jätkub ja neutronid ise hakkavad sissepoole langema, kuni selle raadius muutub väiksemaks kui Schwarzschildi raadius. Pärast seda muutub täht 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. Peamine neist: "Kas musti auke on üldse olemas?" Lõppude lõpuks, 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 ja akretsioonita objektile ilma tahke pinnata, kuid see ei tõesta mustade aukude olemasolu.
Samuti on lahtised küsimused: kas täht on võimalik supernoovast mööda minnes otse musta auku kokku kukkuda? Kas on supernoovad, millest saavad hiljem mustad augud? Milline on tähe algmassi täpne mõju objektide tekkele tema elutsükli lõpus?
Meie Päike on paistnud rohkem kui 4,5 miljardit aastat. Samal ajal tarbib see pidevalt vesinikku. Täiesti selge on see, et ükskõik kui suured selle varud ka poleks, kunagi need ammenduvad. Ja mis saab valgustist? Sellele küsimusele on vastus olemas. Tähe elutsüklit saab uurida teiste samalaadsete kosmiliste moodustiste järgi. Kosmoses on ju tõelised patriarhid, kelle vanus on 9-10 miljardit aastat. Ja seal on väga noored staarid. Nad ei ole vanemad kui mitukümmend miljonit aastat.
Järelikult, jälgides erinevate tähtede olekut, millega universum on "puistatud", saab aru, kuidas nad aja jooksul käituvad. Siin saame tuua analoogia tulnuka vaatlejaga. Ta lendas Maale ja hakkas inimesi uurima: lapsi, täiskasvanuid, vanu inimesi. Nii sai ta väga lühikese aja jooksul aru, millised muutused inimestega kogu elu jooksul toimuvad.
Päike on praegu kollane kääbus – 1
Miljardid aastad mööduvad ja sellest saab punane hiiglane - 2
Ja siis saab sellest valge kääbus - 3
Seetõttu võime täie kindlusega väita, et kui vesinikuvarud Päikese keskosas ammenduvad, siis termotuumareaktsioon ei peatu. Tsoon, kus see protsess jätkub, hakkab nihkuma meie tähe pinna poole. Kuid samal ajal ei suuda gravitatsioonijõud enam mõjutada termotuumareaktsiooni tulemusena tekkivat rõhku.
Järelikult täht hakkab kasvama ja muutub järk-järgult punaseks hiiglaseks. See on evolutsiooni hilise etapi kosmoseobjekt. Kuid see juhtub ka tähtede kujunemise varases staadiumis. Ainult teisel juhul kahaneb punane hiiglane ja muutub peajada täht. See tähendab, et selline, milles toimub heeliumi sünteesi reaktsioon vesinikust. Ühesõnaga, kus algab tähe elutsükkel, seal see ka lõpeb.
Meie Päike suureneb nii palju, et neelab endasse lähedalasuvad planeedid. Need on Merkuur, Veenus ja Maa. Aga ära karda. Täht hakkab surema mõne miljardi aasta pärast. Selle aja jooksul muutuvad kümned ja võib-olla sajad tsivilisatsioonid. Inimene võtab nuia kätte rohkem kui korra ja istub tuhandete aastate pärast uuesti arvuti taha. See on tavaline tsüklilisus, millel kogu universum põhineb.
Kuid punaseks hiiglaseks saamine ei tähenda lõppu. Termotuumareaktsioon viskab väliskesta kosmosesse. Ja keskele jääb energiata heeliumi tuum. Gravitatsioonijõudude mõjul surub see kokku ja muutub lõpuks suure massiga äärmiselt tihedaks kosmiliseks moodustiseks. Selliseid kustunud ja aeglaselt jahtuvate tähtede jäänuseid nimetatakse valged kääbused.
Meie valge kääbuse raadius on 100 korda väiksem kui Päikese raadius ja tema heledus väheneb 10 tuhat korda. Sel juhul on mass võrreldav praeguse päikeseenergiaga ja tihedus on miljon korda suurem. Selliseid valgeid kääbusi on meie galaktikas palju. Nende arv on 10% tähtede koguarvust.
Tuleb märkida, et valged kääbused on vesinik ja heelium. Kuid me ei lähe metsikusse loodusesse, vaid märgime ainult, et tugeva kokkusurumise korral võib tekkida gravitatsiooniline kollaps. Ja see on täis kolossaalset plahvatust. Sel juhul täheldatakse supernoova plahvatust. Mõiste "supernoova" ei kirjelda vanust, vaid välgu eredust. Asi on selles, et valget kääbust polnud kosmilises kuristikus pikka aega näha ja äkki ilmus särav sära.
Suurem osa plahvatavast supernoovast paiskub tohutu kiirusega läbi kosmose laiali. Ja ülejäänud keskosa surutakse kokku veelgi tihedamaks moodustiseks ja kutsutakse neutrontäht. See on tähtede evolutsiooni lõpptoode. Selle mass on võrreldav päikese omaga ja selle raadius ulatub vaid mõnekümne kilomeetrini. Üks kuubik cm neutrontäht võib kaaluda miljoneid tonne. Selliseid moodustisi on kosmoses päris palju. Nende arv on umbes tuhat korda väiksem kui tavalistel päikestel, millega Maa öine taevas on täis.
Peab ütlema, et tähe elutsükkel on otseselt seotud tema massiga. Kui see vastab meie Päikese massile või on sellest väiksem, ilmub tema eluea lõpus valge kääbus. Siiski on valgusteid, mis on Päikesest kümneid ja sadu kordi suuremad.
Kui sellised hiiglased vananedes kahanevad, moonutavad nad ruumi ja aega nii palju, et valge kääbuse asemel ilmub valge kääbus. must auk. Selle gravitatsiooniline külgetõmme on nii tugev, et isegi need objektid, mis liiguvad valguse kiirusel, ei suuda seda ületada. Ava mõõtmeid iseloomustavad gravitatsiooni raadius. See on sfääri raadius, mida piirab sündmuste horisont. See esindab aegruumi piiri. Iga kosmiline keha, olles sellest üle saanud, kaob igaveseks ega naase enam kunagi.
Mustade aukude kohta on palju teooriaid. Kõik need põhinevad gravitatsiooniteoorial, kuna gravitatsioon on universumi üks olulisemaid jõude. Ja selle peamine kvaliteet on mitmekülgsus. Vähemalt täna pole avastatud ühtegi kosmoseobjekti, millel puudub gravitatsiooniline interaktsioon.
On oletatud, et läbi musta augu võib sattuda paralleelmaailma. See tähendab, et see on kanal teise dimensiooni. Kõik on võimalik, kuid iga väide nõuab praktilisi tõendeid. Sellist katset pole aga veel ükski lihtsurelik suutnud läbi viia.
Seega koosneb tähe elutsükkel mitmest etapist. Igas neist ilmub valgusti teatud mahus, mis erineb radikaalselt eelmistest ja tulevastest. See on kosmose ainulaadsus ja salapära. Teda tundma õppides hakkad tahes-tahtmata mõtlema, et ka inimene läbib oma arengus mitu etappi. Ja kest, milles me praegu eksisteerime, on vaid üleminekuetapp mõnda teise seisundisse. Kuid see järeldus nõuab taas praktilist kinnitust..
Mõeldes linnatuledest eemal selgele öötaevale, on lihtne märgata, et Universum on tähti täis. Kuidas suutis loodus neid objekte lugematul hulgal luua? Lõppude lõpuks on hinnanguliselt ainuüksi Linnuteel 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. Tuumareaktsioonides tekkiv soojus ja rõhk – peamiselt heeliumi sulandumine vesinikust – ei lase tähel enda gravitatsiooni mõjul kokku kukkuda. Selle suhteliselt lihtsa objekti elukäik järgib väga spetsiifilist stsenaariumi. Kõigepealt sünnib tähtedevahelisest hajusast gaasipilvest täht, seejärel on pikk viimnepäev. 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 tekitada olulisi raskusi. 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 peaks 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 füüsilisi protsesse, millest mõned on siiani halvasti mõistetavad. Alles viimasel kahel aastakümnel 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 väga erinevaid lähtetingimusi, olid tulemused samad: liiga ebastabiilses pilves surutakse kõigepealt kokku sisemine osa, st keskmes olev aine läbib esmalt vaba langemise, samal ajal 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 pilvede kokkusurumise üldpilt märkimisväärne ja siin mängib peamist rolli tähele langeva aine kiirus 
Aine langemise kiirus võib varieeruda, kuid see sõltub otseselt pilve temperatuurist. Mida kõrgem on temperatuur, seda suurem on kiirus. Arvutused näitavad, et kokkuvariseva kompaktse tsooni keskmesse võib koguneda Päikese massiga võrdne mass 100 tuhande kuni 1 miljoni aasta jooksul Kokkuvariseva pilve keskele tekkinud keha nimetatakse prototäheks. Astronoomid on arvutisimulatsioone kasutades välja töötanud mudeli, mis kirjeldab prototähe ehitust.
Selgus, et langev gaas tabab prototähe pinda väga suure kiirusega. Seetõttu moodustub võimas põrutusfront (järsult üleminek väga kõrgele rõhule). 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 gravitatsiooniväljas omandatud aine kineetiline energia.
Protostähti saab jälgida, kuid mitte tavaliste optiliste teleskoopidega.
Kõik tähtedevahelised gaasid, sealhulgas need, millest moodustuvad tähed, sisaldavad "tolmu" - submikroniliste 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, jõuab selle lainepikkus elektromagnetilise spektri infrapunapiirkonda. 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 prototähe mass jõuab aine langemise tulemusena 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 universumis kõige levinum keemiline element. Universumi sünnil (Big Bang) tekkis see element oma tavapärasel kujul ühest prootonist koosneva tuumaga. Kuid kaks igast 100 000 tuumast on deuteeriumi tuumad, mis koosnevad prootonist ja neutronist. See vesiniku isotoop esineb tänapäeval tähtedevahelises gaasis, kust see 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: infrapunakiirguse allikatest liikuvate molekulaarsete gaasivoogude vaatlused. 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.
Selle kokkutõmbumisel tõuseb selle sisetemperatuur 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 väreleb meie kohal selges taevas.
Staari sünnist video: