Igaüks meist on vähemalt korra elus tähistaevast vaadanud. Keegi vaatas seda ilu, kogedes romantilisi tundeid, teine püüdis mõista, kust kogu see ilu pärineb. Elu kosmoses voolab erinevalt elust meie planeedil erineva kiirusega. Aeg kosmoses elab oma kategooriates, kaugused ja suurused universumis on kolossaalsed. Me mõtleme harva sellele, et galaktikate ja tähtede areng toimub pidevalt meie silme all. Iga objekt tohutus ruumis on teatud füüsiliste protsesside tulemus. Galaktikatel, tähtedel ja isegi planeetidel on peamised arengufaasid.
Meie planeet ja me kõik sõltume oma tähest. Kui kaua rõõmustab Päike meid oma soojusega, hingates päikesesüsteemi elu? Mis ootab meid tulevikus pärast miljoneid ja miljardeid aastaid? Sellega seoses on huvitav rohkem teada saada astronoomiliste objektide evolutsiooni etappidest, kust tulevad tähed ja kuidas lõpeb nende imeliste valgustite elu öötaevas.
Tähtede päritolu, sünd ja areng
Meie Linnutee galaktikas ja kogu universumis elavate tähtede ja planeetide evolutsiooni on enamasti hästi uuritud. Kosmoses on füüsikaseadused vankumatud ja aitavad mõista kosmoseobjektide päritolu. Sel juhul on tavaks tugineda Suure Paugu teooriale, mis on praegu domineeriv õpetus Universumi tekkeprotsessi kohta. Sündmus, mis raputas universumit ja viis universumi tekkeni, on kosmiliste standardite järgi välkkiire. Kosmose jaoks mööduvad hetked tähe sünnist kuni surmani. Suured vahemaad loovad illusiooni universumi püsivusest. Kauguses süttiv täht särab meile miljardeid aastaid, sel ajal ei pruugi seda enam eksisteerida.
Galaktika ja tähtede evolutsiooniteooria on Suure Paugu teooria edasiarendus. Tähtede sünni ja tekkimise õpetus tähesüsteemid erineb toimuva ulatuse ja ajaraami poolest, mida erinevalt universumist tervikuna on võimalik jälgida kaasaegsed vahendid Teadused.
Tähtede elutsüklit uurides saate kasutada meile lähima tähe näidet. Päike on üks sadadest triljonitest tähtedest meie vaateväljas. Lisaks annab kaugus Maast Päikeseni (150 miljonit km) ainulaadse võimaluse uurida objekti ilma Päikesesüsteemist lahkumata. Saadud teave võimaldab üksikasjalikult mõista, kuidas teised tähed on üles ehitatud, kui kiiresti need hiiglaslikud soojusallikad ammenduvad, millised on tähe arenguetapid ja milline saab olema selle hiilgava elu - vaikne ja hämar - lõpp. või sädelev, plahvatusohtlik.
Pärast suur pauk Väiksemad osakesed moodustasid tähtedevahelised pilved, millest sai triljonite tähtede “sünnitushaigla”. Iseloomulik on see, et kokkusurumise ja paisumise tulemusena sündisid kõik tähed korraga. Kokkusurumine kosmilise gaasi pilvedes toimus selle enda gravitatsiooni ja sarnaste protsesside mõjul naabruses asuvates uutes tähtedes. Paisumine tekkis tähtedevahelise gaasi siserõhu tagajärjel ja gaasipilve sees olevate magnetväljade mõjul. Samal ajal pöörles pilv vabalt ümber oma massikeskme.
Plahvatuse järel tekkinud gaasipilved koosnevad 98% ulatuses aatomi- ja molekulaarvesinikust ning heeliumist. Ainult 2% sellest massiivist koosneb tolmust ja tahketest mikroskoopilistest osakestest. Varem arvati, et iga tähe keskmes asub rauast tuum, mis on kuumutatud miljoni kraadini. Just see aspekt selgitas tähe hiiglaslikku massi.
Füüsiliste jõudude vastanduses domineerisid survejõud, kuna energia vabanemisest tekkiv valgus ei tungi gaasipilve. Valgus koos osa vabanenud energiast levib väljapoole, luues sisemuses tiheda gaasi kogunemise miinus temperatuur ja madalrõhuala. Selles olekus kosmiline gaas tõmbub kiiresti kokku, gravitatsiooniliste külgetõmbejõudude mõju viib selleni, et osakesed hakkavad moodustama täheainet. Kui gaasikogum on tihe, põhjustab intensiivne kokkusurumine täheparve moodustumist. Kui gaasipilve suurus on väike, põhjustab kokkusurumine ühe tähe moodustumist.
Toimuva lühikirjeldus on see, et tulevane täht läbib kaks etappi – kiire ja aeglane kokkusurumine prototähe olekusse. Lihtsamalt öeldes ja selges keeles, kiire kokkusurumine on täheaine langemine prototähe keskpunkti suunas. Aeglane kokkusurumine toimub prototähe moodustunud keskpunkti taustal. Järgmiste sadade tuhandete aastate jooksul kahaneb uus moodustis suurus ja selle tihedus suureneb miljoneid kordi. Järk-järgult muutub prototäht täheaine suure tiheduse tõttu läbipaistmatuks ja käimasolev kokkusurumine käivitab sisemiste reaktsioonide mehhanismi. Sisemise rõhu ja temperatuuri tõus toob kaasa tulevase tähe enda raskuskeskme moodustumise.
Prototäht püsib selles olekus miljoneid aastaid, eraldades aeglaselt soojust ja järk-järgult kahaneb, vähendades oma suurust. Selle tulemusena ilmnevad uue tähe kontuurid ja selle aine tihedus muutub võrreldavaks vee tihedusega.
Meie tähe tihedus on keskmiselt 1,4 kg/cm3 – peaaegu sama palju kui soolase Surnumere vee tihedus. Keskmes on Päikese tihedus 100 kg/cm3. Täheaine pole sees vedel olek, kuid eksisteerib plasma kujul.
Tohutu rõhu ja ligikaudu 100 miljoni K temperatuuri mõjul algavad vesinikutsükli termotuumareaktsioonid. Kokkusurumine peatub, objekti mass suureneb, kui gravitatsioonienergia muundub vesiniku termotuumapõlemiseks. Sellest hetkest alates hakkab uus energiat kiirgav täht massi kaotama.
Ülalkirjeldatud tähtede moodustumise versioon on vaid primitiivne diagramm, mis kirjeldab tähe evolutsiooni ja sünni algfaasi. Tänapäeval on sellised protsessid meie galaktikas ja kogu universumis tähematerjali intensiivse ammendumise tõttu praktiliselt nähtamatud. Kogu meie galaktika vaatluste teadliku ajaloo jooksul on täheldatud ainult üksikuid uute tähtede ilmumist. Universumi skaalal saab seda arvu suurendada sadu ja tuhandeid kordi.
Enamiku oma elust on prototähed inimsilma eest varjatud tolmuse kestaga. Tuuma kiirgust saab jälgida ainult infrapunas, mis on ainus viis tähe sündi näha. Näiteks 1967. aastal avastasid astrofüüsikud Orioni udukogust infrapunapiirkonnas uue tähe, mille kiirgustemperatuur oli 700 Kelvinit. Seejärel selgus, et prototähtede sünnikohad on kompaktsed allikad, mis eksisteerivad mitte ainult meie galaktikas, vaid ka teistes universumi kaugemates nurkades. Lisaks infrapunakiirgusele tähistavad uute tähtede sünnipaiku intensiivsed raadiosignaalid.
Uurimisprotsess ja tähtede evolutsioon
Kogu tähtede tundmise protsessi võib jagada mitmeks etapiks. Kohe alguses peaksite määrama kauguse tähest. Teave selle kohta, kui kaugel täht meist on ja kui kaua sellelt valgus on tulnud, annab aimu, mis tähega selle aja jooksul juhtus. Pärast seda, kui inimene õppis mõõtma kaugust kaugete tähtedeni, sai selgeks, et tähed on samad, mis päikesed, ainult erinevad suurused ja erineva saatusega. Teades kaugust tähest, valguse taseme ja eralduva energia hulga järgi, saate jälgida soojuse protsessi. tuumasünteesi tähed.
Pärast tähe kauguse määramist saate spektraalanalüüsi abil arvutada tähe keemilise koostise ning teada saada selle struktuuri ja vanuse. Tänu spektrograafi tulekule on teadlastel võimalus uurida tähevalguse olemust. See seade suudab määrata ja mõõta tähe aine gaasi koostist, millel täht on erinevad etapid selle olemasolust.
Päikese ja teiste tähtede energia spektraalanalüüsi uurides jõudsid teadlased järeldusele, et tähtede ja planeetide evolutsioonil on ühised juured. Kõik kosmilised kehad on sama tüüpi, sarnase keemilise koostisega ja pärinevad samast ainest, mis tekkis Suure Paugu tagajärjel.
Täheaine koosneb samadest keemilistest elementidest (isegi rauast), mis meie planeet. Ainus erinevus on teatud elementide hulgas ning Päikesel ja Maa tahke pinna sees toimuvates protsessides. See eristab tähti teistest universumi objektidest. Tähtede päritolu tuleks käsitleda ka teise füüsikalise distsipliini – kvantmehaanika – kontekstis. Selle teooria kohaselt koosneb täheainet defineeriv aine pidevalt jagunevatest aatomitest ja elementaarosakesed luua oma mikrokosmost. Selles valguses pakub huvi tähtede struktuur, koostis, struktuur ja areng. Nagu selgus, koosneb suurem osa meie tähe ja paljude teiste tähtede massist ainult kahest elemendist - vesinikust ja heeliumist. Tähtede struktuuri kirjeldav teoreetiline mudel võimaldab meil mõista nende struktuuri ja peamist erinevust teistest kosmoseobjektidest.
peamine omadus on see, et paljudel universumi objektidel on teatud suurus ja kuju, samas kui täht võib arenedes suurust muuta. Kuum gaas on üksteisega lõdvalt seotud aatomite kombinatsioon. Miljoneid aastaid pärast tähe teket hakkab täheaine pinnakiht jahtuma. Täht loovutab suurema osa oma energiast kosmosesse, selle suurus väheneb või suureneb. Soojus ja energia kanduvad tähe sisemusest pinnale, mõjutades kiirguse intensiivsust. Teisisõnu, sama täht sisse erinevad perioodid selle olemasolu näeb välja teistsugune. Vesinikutsükli reaktsioonidel põhinevad termotuumaprotsessid aitavad kaasa kergete vesinikuaatomite muutumisele raskemateks elementideks - heeliumiks ja süsinikuks. Astrofüüsikute ja tuumateadlaste sõnul on selline termotuumareaktsioon tekkiva soojushulga poolest kõige tõhusam.
Miks ei lõpe tuuma termotuumasünteesi sellise reaktori plahvatusega? Asi on selles, et selles oleva gravitatsioonivälja jõud suudavad hoida täheainet stabiliseeritud mahus. Sellest võime teha ühemõttelise järelduse: iga täht on massiivne keha, mis säilitab oma suuruse tänu gravitatsioonijõudude ja soojusenergia tasakaalule. tuumareaktsioonid. Selle ideaalse loodusliku mudeli tulemuseks on soojusallikas, mis võib töötada pikka aega. Eeldatakse, et esimesed eluvormid Maal tekkisid 3 miljardit aastat tagasi. Päike soojendas neil kaugetel aegadel meie planeeti täpselt nii nagu praegu. Järelikult on meie täht vähe muutunud, hoolimata sellest, et eralduva soojuse ulatus ja päikeseenergia kolossaalne - rohkem kui 3-4 miljonit tonni sekundis.
Pole raske välja arvutada, kui palju kaalu on meie staar oma eksisteerimisaastate jooksul kaotanud. See on tohutu arv, kuid selle tohutu massi ja suure tiheduse tõttu tunduvad sellised kaod universumi skaalal tähtsusetud.
Tähtede evolutsiooni etapid
Tähe saatus oleneb tähe algmassist ja selle keemiline koostis A. Kui vesiniku peamised varud on koondunud tuuma, siis täht jääb nn põhijärjestus. Niipea, kui on olemas tendents tähe suurusele suureneda, tähendab see, et termotuumasünteesi peamine allikas on kuivanud. Taevakeha pikk lõplik transformatsioonitee on alanud.
Universumis moodustunud valgustid jagunevad esialgu kolme kõige levinumaks tüübiks:
- tavalised tähed (kollased kääbused);
- kääbustähed;
- hiiglaslikud tähed.
Madala massiga tähed (kääbused) põletavad aeglaselt oma vesinikuvarusid ja elavad oma elu üsna rahulikult.
Selliseid tähti on Universumis enamus ja meie täht, kollane kääbus, on üks neist. Vanaduse saabudes saab kollasest kääbusest punane hiiglane või superhiiglane.
Lähtudes tähtede tekketeooriast, pole tähtede tekkeprotsess Universumis veel lõppenud. Meie galaktika eredaimad tähed pole mitte ainult Päikesega võrreldes suurimad, vaid ka noorimad. Astrofüüsikud ja astronoomid nimetavad selliseid tähti sinisteks superhiiglasteks. Lõpuks tabab neid sama saatus, mis triljoneid teisi staare. Esiteks on kiire sünd, särav ja tulihingeline elu, pärast mida saabub aeglase lagunemise periood. Päikesesuuruste tähtede elutsükkel on pikk, olles põhijadas (keskosas).
Kasutades andmeid tähe massi kohta, võime eeldada selle arenguteed. Selle teooria selge näide on meie tähe areng. Miski ei kesta igavesti. Termotuumasünteesi tulemusena muutub vesinik heeliumiks, mistõttu selle algsed varud kuluvad ära ja vähenevad. Kunagi, mitte niipea, saavad need varud otsa. Otsustades selle järgi, et meie Päike paistab rohkem kui 5 miljardit aastat, ilma selle suurust muutmata, võib tähe küps vanus kesta siiski umbes sama kaua.
Vesinikuvarude ammendumine toob kaasa asjaolu, et raskusjõu mõjul hakkab päikese tuum kiiresti kahanema. Tuuma tihedus muutub väga suureks, mille tulemusena liiguvad termotuumaprotsessid tuumaga külgnevatesse kihtidesse. Seda seisundit nimetatakse kollapsiks, mille võib põhjustada termotuumareaktsioonide läbimine ülemised kihid tähed. Kõrgsurve tagajärjel vallanduvad heeliumi sisaldavad termotuumareaktsioonid.
Vesiniku ja heeliumi varudest selles tähe osas jätkub miljoneid aastaid. Ei lähe kaua aega, kui vesinikuvarude ammendumine toob kaasa kiirguse intensiivsuse suurenemise, kesta suuruse ja tähe enda suuruse suurenemise. Selle tulemusena muutub meie Päike väga suureks. Kui kujutate seda pilti ette kümnete miljardite aastate pärast, siis pimestavalt ereda ketta asemel ripub taevas hiiglaslike mõõtmetega kuum punane ketas. Punased hiiglased on tähe evolutsiooni loomulik faas, selle ülemineku olek muutuvate tähtede kategooriasse.
Selle transformatsiooni tulemusena väheneb kaugus Maast Päikeseni, nii et Maa satub päikesekrooni mõjutsooni ja hakkab selles "praadima". Temperatuur planeedi pinnal tõuseb kümme korda, mis toob kaasa atmosfääri kadumise ja vee aurustumise. Selle tulemusena muutub planeet elutuks kivikõrbeks.
Tähtede evolutsiooni viimased etapid
Punase hiiglase faasi jõudnud tavalisest tähest saab gravitatsiooniprotsesside mõjul valge kääbus. Kui tähe mass on ligikaudu võrdne meie Päikese massiga, toimuvad kõik peamised protsessid selles rahulikult, ilma impulsside ja plahvatusreaktsioonideta. Valge kääbus sureb pikka aega, põledes maapinnani.
Juhtudel, kui tähe mass oli algselt suurem kui 1,4 korda suurem kui Päike, ei ole valge kääbus viimane etapp. Kui tähe sees on suur mass, algavad täheaine tihenemisprotsessid aatomi- ja molekulaartasandil. Prootonid muutuvad neutroniteks, tähe tihedus suureneb ja selle suurus väheneb kiiresti.
Teadusele teadaolevate neutrontähtede läbimõõt on 10-15 km. Nii väikese suurusega neutrontähel on kolossaalne mass. Üks kuupsentimeetrit täheainet võib kaaluda miljardeid tonne.
Juhul, kui meil oli algselt tegemist suure massiga tähega, võtab evolutsiooni viimane etapp teisi vorme. Massiivse tähe saatus on must auk – uurimata loomuga ja ettearvamatu käitumisega objekt. Tähe tohutu mass aitab kaasa gravitatsioonijõudude suurenemisele, mis juhib survejõude. Seda protsessi ei ole võimalik peatada. Aine tihedus suureneb, kuni see muutub lõpmatuks, moodustades ainsuse ruumi (Einsteini relatiivsusteooria). Sellise tähe raadius muutub lõpuks nulliks, muutudes avakosmoses mustaks auguks. Musti auke oleks oluliselt rohkem, kui massiivsed ja ülimassiivsed tähed hõivaksid suurema osa ruumist.
Tuleb märkida, et kui punane hiiglane muutub neutrontäheks või mustaks auguks, võib Universum kogeda ainulaadset nähtust – uue kosmilise objekti sündi.
Supernoova sünd on tähtede evolutsiooni kõige suurejoonelisem viimane etapp. Siin toimib loomulik loodusseadus: ühe keha eksisteerimise lakkamine sünnitab uue elu. Sellise tsükli periood nagu supernoova sünd puudutab peamiselt massiivseid tähti. Ammendatud vesinikuvarud viivad heeliumi ja süsiniku kaasamiseni termotuumasünteesi protsessi. Selle reaktsiooni tulemusena rõhk taas tõuseb ja tähe keskele moodustub raudtuum. Tugevate gravitatsioonijõudude mõjul nihkub massikese tähe keskosasse. Tuum muutub nii raskeks, et ei suuda oma gravitatsioonile vastu seista. Selle tulemusena algab südamiku kiire laienemine, mis viib kohese plahvatuseni. Supernoova sünd on plahvatus, koletu jõu lööklaine, ere sähvatus Universumi avarustes.
Tuleb märkida, et meie Päike ei ole massiivne täht, mistõttu sarnane saatus teda ei ähvarda ja meie planeet ei peaks sellist lõppu kartma. Enamasti toimuvad supernoova plahvatused kaugetes galaktikates, mistõttu neid avastatakse harva.
Lõpuks
Tähtede evolutsioon on protsess, mis kestab üle kümnete miljardite aastate. Meie ettekujutus toimuvatest protsessidest on vaid matemaatiline ja füüsikaline mudel, teooria. Maane aeg on vaid hetk tohutus ajatsüklis, milles meie universum elab. Saame vaid jälgida, mis juhtus miljardeid aastaid tagasi, ja ette kujutada, millega võivad silmitsi seista maalaste järgmised põlvkonnad.
Kui teil on küsimusi, jätke need artikli all olevatesse kommentaaridesse. Meie või meie külastajad vastavad neile hea meelega
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 universum on 13,7 miljardit aastat vana, mis ei ole piisavalt pikk, et selle vesinikkütusevaru ammendada, kaasaegsed teooriad põhinevad sellistes tähtedes toimuvate protsesside arvutimudelil.
Mõned tähed suudavad sünteesida ainult heeliumi aktiivsed alad, mis põhjustab ebastabiilsust ja tugevaid päikesetuuli. Sellisel juhul ei teki planetaarset udukogu ja täht ainult aurustub, muutudes veelgi väiksemaks kui pruun kääbus.
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 täht jõuab keskmine suurus(0,4 kuni 3,4 päikesemassi) punase hiiglase faasi, selle välimised kihid jätkavad laienemist, tuum tõmbub kokku ja reaktsioonid hakkavad heeliumist sünteesima 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 orbiidiperioodiga 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. Pärast seda muutub täht mustaks auguks.
Mustade aukude olemasolu ennustas üldrelatiivsusteooria. Üldrelatiivsusteooria järgi ei saa aine ja informatsioon lahkuda must auk pole võimalik. 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?
Tähtede areng on kehalisuse muutumine. omadused, sisemised struktuurid ja keemia tähtede koosseis aja jooksul. E.Z. teooria olulisemad ülesanded. - tähtede tekke selgitamine, nende vaadeldavate tunnuste muutused, erinevate täherühmade geneetilise seose uurimine, nende lõppseisundite analüüs.
Kuna meile teadaolevas Universumi osas on u. 98-99% vaadeldava aine massist sisaldub tähtedes või on läbinud tähtede staadiumi, selgitas E.Z. yavl. üks olulisemaid probleeme astrofüüsikas.
Statsionaarses olekus olev täht on gaasikuul, mis on hüdrostaatilises olekus. ja termiline tasakaal (st gravitatsioonijõudude toimet tasakaalustab siserõhk ja kiirgusest tingitud energiakadusid kompenseerib tähe soolestikus vabanev energia, vt.). Tähe “sünd” on hüdrostaatiliselt tasakaalus oleva objekti tekkimine, mille kiirgust toetab tema oma. energiaallikad. Tähe “surm” on pöördumatu tasakaalutus, mis viib tähe hävimiseni või selle katastroofini. kokkusurumine.
Gravitatsiooni isoleerimine energia saab mängida otsustavat rolli ainult siis, kui tähe sisemuse temperatuur ei ole piisav tuumaenergia vabanemiseks energiakadude kompenseerimiseks ja täht tervikuna või osa sellest peab tasakaalu säilitamiseks kokku tõmbuma. Soojusenergia vabastamine muutub oluliseks alles pärast tuumaenergiavarude ammendumist. T.o., E.z. võib kujutada järjekindla muutusena tähtede energiaallikates.
Iseloomulik aeg E.z. liiga suur, et kogu evolutsiooni saaks otse jälgida. Seetõttu peamine E.Z. uurimismeetod yavl. tähtmudelite jadade konstrueerimine, mis kirjeldavad sisemisi muutusi struktuurid ja keemia tähtede koosseis aja jooksul. Evolutsioon. seejärel võrreldakse järjestusi vaatluste tulemustega, näiteks (G.-R.d.), vaatlused summeeritakse suur number tähed evolutsiooni erinevatel etappidel. Eriti olulist rolli mängib võrdlus G.-R.d. täheparvede jaoks, kuna kõigil parve tähtedel on sama algkemikaal. koostis ja moodustuvad peaaegu samaaegselt. Vastavalt G.-R.d. erinevas vanuses klastrites, oli võimalik kindlaks teha E.Z. Evolutsioon üksikasjalikult. jadad arvutatakse, lahendades numbriliselt diferentsiaalvõrrandisüsteemi, mis kirjeldab massi, tiheduse, temperatuuri ja heleduse jaotust tähe kohal, millele lisanduvad täheaine energia eraldumise ja läbipaistmatuse seadused ning keemiliste omaduste muutumist kirjeldavad võrrandid. tähtkompositsioon aja jooksul.
Tähe evolutsiooni käik sõltub peamiselt selle massist ja algkeemiast. koostis. Tähe pöörlemine ja selle magnetväli võivad mängida teatud, kuid mitte fundamentaalset rolli. valdkonnas, kuid nende tegurite roll E.Z. pole veel piisavalt uuritud. Chem. Tähe koostis sõltub ajast, mil see tekkis, ja selle asukohast galaktikas tekkimise ajal. Esimese põlvkonna tähed moodustusid ainest, mille koostise määras kosmoloogia. tingimused. Ilmselt sisaldas see ligikaudu 70 massiprotsenti vesinikku, 30% heeliumi ning väheolulist deuteeriumi ja liitiumi segu. Esimese põlvkonna tähtede evolutsiooni käigus tekkisid rasked elemendid (järgnes heeliumile), mis paiskusid tähtedest aine väljavoolu tagajärjel või tähtede plahvatuste käigus tähtedevahelisse ruumi. Järgmiste põlvkondade tähed moodustusid ainest, mis sisaldas kuni 3-4% (massi järgi) raskeid elemente.
Kõige otsesem märk sellest, et tähtede teke galaktikas veel kestab, on nähtus. massiivse heledate tähtede spektri olemasolu. klassid O ja B, mille eluiga ei tohi ületada ~ 10 7 aastat. Tähtede tekkimise kiirus kaasajal. ajastul on hinnanguliselt 5 aastas.
2. Tähtede teke, gravitatsioonilise kokkusurumise staadium
Levinuma vaatenurga järgi tekivad tähed gravitatsioonijõudude mõjul. aine kondenseerumine tähtedevahelises keskkonnas. Tähtedevahelise keskkonna vajalik jagunemine kaheks faasiks - tihedateks külmadeks pilvedeks ja kõrgema temperatuuriga hõrenenud keskkonnaks - võib tekkida Rayleigh-Taylori termilise ebastabiilsuse mõjul tähtedevahelises magnetväljas. valdkonnas. Massiga gaasi-tolmu kompleksid 
, iseloomulik suurus (10-100) tk ja osakeste kontsentratsioon n~10 2 cm -3 . on tegelikult täheldatud nende raadiolainete emissiooni tõttu. Selliste pilvede kokkusurumine (kokkuvarisemine) nõuab teatud tingimusi: gravitatsiooni. pilve osakesed peavad ületama osakeste soojusliikumise energia, pilve kui terviku pöörlemisenergia ja magnetvälja summa. pilveenergia (teksade kriteerium). Kui võtta arvesse ainult soojusliikumise energiat, siis teksade kriteeriumi täpsusega ühtsusjärgu teguriga kirjutatakse kujul: align="absmiddle" width="205" height="20">, kus on pilve mass, T- gaasi temperatuur K, n- osakeste arv 1 cm3 kohta. Tüüpilise kaasaegsega tähtedevahelised pilved temperatuur K võivad kokku variseda ainult pilved, mille mass ei ole väiksem kui . Jeansi kriteerium näitab, et tegelikult vaadeldava massispektriga tähtede tekkeks peab osakeste kontsentratsioon kokkuvarisevates pilvedes ulatuma (10 3 -10 6) cm -3, s.o. 10-1000 korda kõrgem kui tüüpilistes pilvedes. Selliseid osakeste kontsentratsioone on aga võimalik saavutada juba varisema hakanud pilvede sügavustes. Sellest järeldub, et see toimub järjestikuse protsessi kaudu, mis viiakse läbi mitmes etapis. etapid, massiivsete pilvede killustumine. See pilt seletab loomulikult tähtede sündi rühmades – parvedes. Samal ajal jäävad endiselt ebaselgeks küsimused, mis on seotud pilve soojustasakaalu, selles oleva kiirusvälja ja fragmentide massispektrit määrava mehhanismiga.
Kokkuvarisenud tähemassi objekte nimetatakse protostaarid. Sfääriliselt sümmeetrilise magnetväljata mittepöörleva prototähe kokkuvarisemine. väljad hõlmavad mitmeid. etapid. Algsel ajahetkel on pilv homogeenne ja isotermiline. See on enda jaoks läbipaistev. kiirgus, seega kaasneb kollapsiga mahulised energiakadud, Ch. arr. tõttu soojuskiirgus tolmu, lõige edastab oma kineetikat. gaasiosakese energia. Homogeenses pilves puudub rõhugradient ja kokkusurumine algab vaba langemise ajal iseloomuliku ajaga, kus G- , - pilvede tihedus. Kompressiooni algusega ilmub haruldane laine, mis liigub helikiirusel tsentri poole ja alates kollaps toimub kiiremini seal, kus tihedus on suurem, protostar jaguneb kompaktseks tuumaks ja pikendatud kestaks, millesse aine jaotub vastavalt seadusele. Kui osakeste kontsentratsioon tuumas jõuab ~ 10 11 cm -3-ni, muutub see tolmuterade IR-kiirgusele läbipaistmatuks. Südamikus vabanev energia imbub kiirgusliku soojusjuhtivuse tõttu aeglaselt pinnale. Temperatuur hakkab peaaegu adiabaatiliselt tõusma, see toob kaasa rõhu tõusu ja südamik muutub hüdrostaatiliseks. tasakaalu. Kest langeb jätkuvalt südamikule ja ilmub selle perifeeriasse. Tuuma parameetrid sõltuvad sel ajal nõrgalt prototähe kogumassist: K. Tuuma massi suurenemisel akretsiooni tõttu muutub selle temperatuur peaaegu adiabaatiliselt, kuni jõuab 2000 K-ni, mil algab H 2 molekulide dissotsiatsioon. . Dissotsiatsiooniks kuluva energia, mitte kineetika suurenemise tulemusena. osakeste energiast jääb adiabaatilise indeksi väärtus alla 4/3, rõhumuutused ei suuda gravitatsioonijõude kompenseerida ja tuum vajub uuesti kokku (vt.). Moodustub uus parameetritega südamik, mida ümbritseb põrutusfront, millele koonduvad esimese südamiku jäänused. Sarnane tuuma ümberkorraldamine toimub ka vesinikuga.
Südamiku edasine kasv kesta aine arvelt jätkub seni, kuni kogu aine langeb tähele või hajub selle mõjul või kui tuum on piisavalt massiivne (vt.). Protostähed, millel on iseloomulik kesta aine aeg t a >t kn, seetõttu määrab nende heleduse kokkuvarisevate tuumade energia vabanemine.
Südamikust ja ümbrisest koosnevat tähte vaadeldakse infrapunakiirguse allikana ümbrises oleva kiirguse töötlemise tõttu (ümbrise tolm, mis neelab tuumast UV-kiirguse footoneid, kiirgab infrapunakiirguse vahemikus). Kui kest muutub optiliselt õhukeseks, hakatakse prototähte vaatlema kui tavalist täheloomuse objekti. Kõige massiivsemad tähed säilitavad oma kestad seni, kuni tähe keskel algab vesiniku termotuumapõlemine. Kiirgusrõhk piirab tähtede massi tõenäoliselt . Isegi kui moodustuvad massiivsemad tähed, osutuvad nad pulsatsiooniliselt ebastabiilseteks ja võivad kaotada oma jõu. osa massist vesiniku põlemise staadiumis südamikus. Protstellaarse kesta varisemise ja hajumise staadiumi kestus on samas suurusjärgus vanempilve vaba langemise ajaga, s.o. 10 5 -10 6 aastat. Tuuma poolt valgustatud tumeaine tükid kesta jäänustest, mida kiirendab tähetuul, identifitseeritakse Herbig-Haro objektidega (emissioonispektriga täheklombid). Madala massiga tähed, kui nad nähtavale tulevad, asuvad G.-R.D. piirkonnas, mida hõivavad T Tauri tähed (kääbus), massiivsemad on piirkonnas, kus asuvad Herbigi emissioonitähed (ebaregulaarsed varased spektriklassid emissioonijoontega spektrites ).Evolutsioon. konstantse massiga prototähe tuumade jäljed hüdrostaatilises staadiumis. kompressioonid on näidatud joonisel fig. 1. Madala massiga tähtede jaoks hetkel, mil hüdrostaatiline on tekkinud. tasakaal, tuumades on tingimused sellised, et neisse kantakse üle energia. Arvutused näitavad, et täiskonvektiivse tähe pinnatemperatuur on peaaegu konstantne. Tähe raadius väheneb pidevalt, sest ta jätkab kahanemist. Püsiva pinnatemperatuuri ja kahaneva raadiuse korral peaks tähe heledus langema ka G.-R.D. See arenguetapp vastab radade vertikaalsetele lõikudele.
Kompressiooni jätkudes temperatuur tähe sisemuses tõuseb, aine muutub läbipaistvamaks ja align="absmiddle" width="90" height="17">ga tähtedel on kiirgav südamik, kuid kestad jäävad konvektiivseks. Vähemassiivsed tähed jäävad täielikult konvektiivseks. Nende heledust kontrollib õhuke valguskiht fotosfääris. Mida massiivsem on täht ja mida kõrgem on selle efektiivne temperatuur, seda suurem on selle kiirgustuum (tähtedel, mille tähis on align="absmiddle" width="74" height="17">, ilmub kiirgustuum kohe). Lõppkokkuvõttes läheb peaaegu kogu täht (välja arvatud massiga tähtede pinnakonvektiivtsoon) kiirgustasakaalu seisundisse, kus kogu tuumas vabanev energia kandub üle kiirgusega.
3. Tuumareaktsioonidel põhinev evolutsioon
Temperatuuril ~ 10 6 K tuumades algavad esimesed tuumareaktsioonid – deuteerium, liitium, boor põlevad läbi. Nende elementide esmane kogus on nii väike, et nende läbipõlemine praktiliselt ei talu kokkusurumist. Kokkusurumine peatub, kui temperatuur tähe keskpunktis jõuab ~ 10 6 K ja vesinik süttib, sest Vesiniku termotuumapõlemisel vabanev energia on piisav kiirguskadude kompenseerimiseks (vt.). G.-R.D. tekivad homogeensed tähed, mille tuumades põleb vesinik. esialgne põhijärjestus (IMS). Massiivsed tähed jõuavad NGP-le kiiremini kui väikese massiga tähed, sest nende energiakao kiirus massiühiku kohta ja seega ka evolutsiooni kiirus on kõrgem kui väikese massiga tähtedel. Alates NGP E.z. toimub tuumapõlemise baasil, mille põhietapid on kokku võetud tabelis. Tuumapõlemine võib toimuda enne rauarühma elementide moodustumist, millel on kõigi tuumade seas kõrgeim sidumisenergia. Evolutsioon. tähtede jäljed G.-R.D. on näidatud joonisel fig. 2. Tähtede temperatuuri ja tiheduse keskväärtuste areng on näidatud joonisel fig. 3. K main. energiaallikas yavl. vesiniku tsükli reaktsioon üldiselt T- süsinik-lämmastiku (CNO) tsükli reaktsioonid (vt). CNO tsükli kõrvalmõju on. Nukliidide 14 N, 12 C, 13 C tasakaalukontsentratsioonide määramine vastavalt 95%, 4% ja 1 massiprotsenti. Lämmastiku ülekaalu kihtides, kus toimus vesiniku põlemine, kinnitavad vaatlustulemused, kus need kihid tekivad pinnale välise kadumise tagajärjel. kihid. Tähtedes, mille keskmes on CNO tsükkel ( align="absmiddle" width="74" height="17">), ilmub konvektiivne tuum. Selle põhjuseks on energia vabanemise väga tugev sõltuvus temperatuurist: . Kiirgusenergia voog ~ T 4(vt.), seetõttu ei saa see kogu vabanevat energiat üle kanda ja peab toimuma konvektsioon, mis on efektiivsem kui kiirgusülekanne. Kõige massiivsemates tähtedes on üle 50% tähe massist kaetud konvektsiooniga. Konvektiivsüdamiku tähtsuse evolutsiooni jaoks määrab asjaolu, et tuumkütus ammendub ühtlaselt efektiivse põlemispiirkonnast palju suuremas piirkonnas, samas kui konvektiivsüdamikuta tähtedes põleb see esialgu läbi vaid keskuse väikeses läheduses. , kus temperatuur on üsna kõrge. Vesiniku läbipõlemisaeg on vahemikus ~ 10 10 aastat kuni aastateni . Tuumapõlemise kõigi järgnevate etappide aeg ei ületa 10% vesiniku põlemise ajast, seetõttu tekivad G.-R.D. vesiniku põlemise staadiumis tähed. tiheasustusega piirkond - (GP). Tähtedes, mille keskmes on temperatuur, mis ei saavuta kunagi vesiniku põlemiseks vajalikke väärtusi, kahanevad nad määramatult, muutudes "mustadeks" kääbusteks. Vesiniku läbipõlemine suurendab keskm. põhiaine molekulmass ja seega säilitada hüdrostaatilisus. Tasakaalu korral peab rõhk keskmes suurenema, mis toob kaasa temperatuuri tõusu keskpunktis ja temperatuuri gradiendi tõusu üle tähe ning sellest tulenevalt ka heleduse. Heleduse suurenemine tuleneb ka aine läbipaistmatuse vähenemisest temperatuuri tõustes. Tuum tõmbub kokku, et säilitada tuumaenergia vabanemise tingimused koos vesinikusisalduse vähenemisega ja kest laieneb, kuna on vaja üle kanda suurenenud energiavoog südamikust. G.-R.d. täht liigub NGP-st paremale. Läbipaistmatuse vähenemine põhjustab konvektiivsete tuumade surma kõigis tähtedes, välja arvatud kõige massiivsemates tähtedes. Massiivsete tähtede evolutsioonikiirus on suurim ja nad on esimesed, kes lahkuvad MS-st. Eluiga MS-is on tähtede jaoks ca. 10 miljonit aastat, alates ca. 70 miljonit aastat ja alates ca. 10 miljardit aastat.Kui vesiniku sisaldus tuumas väheneb 1% -ni, asendub tähtede kestade paisumine tähega align="absmiddle" width="66" height="17"> tähe üldise kokkutõmbumisega, mis on vajalik energia vabanemise säilitamiseks. . Kesta kokkusurumine põhjustab heeliumi tuumaga külgnevas kihis vesiniku kuumenemist selle termotuumapõlemistemperatuurini ja tekib kihiline energia vabanemise allikas. Tähtedes massiga , kus see sõltub vähem temperatuurist ja energia vabanemise piirkond ei ole nii tugevalt tsentri poole koondunud, puudub üldine kokkusurumine.
E.z. pärast vesiniku läbipõlemist sõltub nende massist. Kõige olulisem tegur, mis mõjutab massiga tähtede evolutsiooni kulgu , yavl. elektrongaasi degenereerumine suure tiheduse korral. Suure tiheduse tõttu on madala energiaga kvantolekute arv Pauli põhimõtte tõttu piiratud ja elektronid täidavad kvanttasemeid suure energiaga, ületades oluliselt nende soojusliikumise energiat. Degenereerunud gaasi kõige olulisem omadus on selle rõhk lk sõltub ainult tihedusest: mitterelativistliku degeneratsiooni ja relativistliku degeneratsiooni puhul. Elektronide gaasirõhk on palju suurem kui ioonide rõhk. See järgib seda, mis on E.Z. Järeldus: kuna relativistlikult degenereerunud gaasi ruumalaühikule mõjuv gravitatsioonijõud sõltub tihedusest samamoodi nagu rõhugradient, peab olema piirav mass (vt), nii et align="absmiddle" width="66" juures "kõrgus ="15"> elektroni rõhk ei suuda gravitatsiooni vastu seista ja algab kokkusurumine. Limit weight align="absmiddle" width="139" height="17">. Piirkonna piir, kus elektrongaas on degenereerunud, on näidatud joonisel fig. 3. Madala massiga tähtedes mängib degeneratsioon märgatavat rolli juba heeliumi tuumade moodustumise protsessis.
Teine tegur, mis määrab E.z. hilisemates etappides on need neutriinode energiakadud. Tähtede sügavuses T~10 8 K põhi. Sündimisel mängivad rolli: fotoneutriinoprotsess, plasma võnkekvantide (plasmonite) lagunemine neutriino-antineutriino paarideks (), elektron-positroni paaride () ja (vt) hävitamine. Neutriinode kõige olulisem omadus on see, et tähe aine on neile peaaegu läbipaistev ja neutriinod kannavad energiat vabalt tähest eemale.
Heeliumi tuum, milles heeliumi põlemise tingimused pole veel tekkinud, surutakse kokku. Südamikuga külgneva kihilise allika temperatuur tõuseb ja vesiniku põlemiskiirus suureneb. Suurenenud energiavoo ülekandmise vajadus viib kesta laienemiseni, mille jaoks osa energiast raisatakse. Kuna tähe heledus ei muutu, langeb selle pinna temperatuur ja G.-R.D. täht liigub punaste hiiglaste poolt hõivatud piirkonda.Tähe ümberstruktureerimise aeg on kaks suurusjärku lühem kui aeg, mis kulub vesiniku tuumas läbipõlemiseks, seega on MS riba ja punaste superhiiglaste piirkonna vahel vähe tähti . Kesta temperatuuri langusega suureneb selle läbipaistvus, mille tulemusena ilmub väline välimus. konvektiivtsoon ja tähe heledus suureneb.
Energia eemaldamine tuumast degenereerunud elektronide soojusjuhtivuse ja tähtede neutriinokadude kaudu lükkab edasi heeliumi põlemise hetke. Temperatuur hakkab märgatavalt tõusma alles siis, kui südamik muutub peaaegu isotermiliseks. Põlemine 4 Ta määrab E.Z. hetkest, mil energia vabanemine ületab soojusjuhtivuse ja neutriinokiirguse kaudu tekkiva energiakadu. Sama tingimus kehtib kõigi järgnevate tuumkütuseliikide põletamise kohta.
Neutriinodega jahutatud degenereerunud gaasist valmistatud tähesüdamike tähelepanuväärne omadus on "konvergents" - radade lähenemine, mis iseloomustab tiheduse ja temperatuuri suhet. Tc tähe keskel (joonis 3). Energia vabanemise kiirus südamiku kokkusurumisel määratakse aine lisamise kiirusega sellesse kihtallika kaudu ja see sõltub ainult südamiku massist teatud tüüpi kütuse puhul. Tuumas tuleb säilitada energia sisse- ja väljavoolu tasakaal, seetõttu on tähtede tuumades kehtestatud sama temperatuuri ja tiheduse jaotus. Selleks ajaks, kui 4 He süttib, sõltub tuuma mass raskete elementide sisaldusest. Degenereerunud gaasi tuumades on 4 He põlemisel termilise plahvatuse iseloom, kuna põlemisel vabanev energia läheb elektronide soojusliikumise energia suurendamiseks, kuid rõhk jääb temperatuuri tõustes peaaegu muutumatuks kuni soojusenergia elektronid ei võrdu elektronide degenereerunud gaasi energiaga. Seejärel degeneratsioon eemaldatakse ja tuum laieneb kiiresti – tekib heeliumisähvatus. Heeliumi põletustega kaasneb tõenäoliselt täheaine kadu. Aastal, kus massiivsed tähed on juba ammu evolutsiooni lõpetanud ja punastel hiiglastel on mass, asuvad heeliumi põlemise staadiumis tähed G.-R.D. horisontaalsel harul.
align="absmiddle" width="90" height="17"> tähtede heeliumi tuumades ei ole gaas degenereerunud, 4 Ta süttib vaikselt, kuid tuumad laienevad ka suurenemise tõttu. Tc. Kõige massiivsemates tähtedes toimub 4 He põlemine isegi siis, kui need on aktiivsed. sinised superhiiglased. Südamiku laienemine viib vähenemiseni T vesinikukihi allika piirkonnas ja tähe heledus pärast heeliumi lõhkemist väheneb. Termilise tasakaalu säilitamiseks tõmbub kest kokku ja täht lahkub punaste superhiiglaste piirkonnast. Kui tuumas olev 4 He on ammendatud, algab uuesti tuuma kokkusurumine ja kesta paisumine, tähest saab taas punane superhiiglane. Moodustub kihiline 4 He põlemisallikas, mis domineerib energia vabanemisel. Väline kuvatakse uuesti. konvektiivne tsoon. Heeliumi ja vesiniku läbipõlemisel kihiallikate paksus väheneb. Õhuke heeliumi põlemiskiht osutub termiliselt ebastabiilseks, sest väga tugeva temperatuuri eraldumise tundlikkusega () on aine soojusjuhtivus ebapiisav põlemiskihi soojushäirete kustutamiseks. Termiliste puhangute ajal toimub kihis konvektsioon. Kui see tungib vesinikurikastesse kihtidesse, siis aeglase protsessi tulemusena ( s-protsess, vt) elemente sünteesitakse aatomi massid 22 Ne kuni 209 B.
Kiirgusrõhk tolmule ja molekulidele, mis moodustuvad punaste superhiiglaste külmas, venitatud kestades, põhjustab aine pidevat kadu kiirusega kuni aasta. Pidevale massikadudele võivad lisanduda kaod, mis on põhjustatud kihi põlemise ebastabiilsusest või pulsatsioonidest, mis võivad viia ühe või mitme eraldumiseni. kestad. Kui süsinik-hapnik südamiku kohal olev aine kogus langeb teatud piirist väiksemaks, on kest sunnitud kokku suruma, et hoida põlemiskihtides temperatuuri seni, kuni kokkusurumine on võimeline põlemist säilitama; staar saates G.-R.D. liigub peaaegu horisontaalselt vasakule. Selles etapis võib põlemiskihtide ebastabiilsus põhjustada ka kesta laienemist ja aine kadu. Kui täht on piisavalt kuum, vaadeldakse seda ühe või mitme tuumana. kestad. Kui kihtallikad nihkuvad tähe pinna poole nii palju, et temperatuur neis langeb tuumapõlemiseks vajalikust madalamaks, täht jahtub, muutudes valgeks kääbuseks, mille ioonkomponendi soojusenergia tarbimise tõttu kiirgab täht. selle asi. Valgetele kääbustele iseloomulik jahtumisaeg on ~ 10 9 aastat. Valgeteks kääbusteks muutuvate üksikute tähtede massi alumine piir on ebaselge, see on hinnanguliselt 3-6. C-tähtedes degenereerub elektrongaas süsinik-hapniku (C,O-) tähesüdamike kasvufaasis. Nagu tähtede heeliumi tuumades, toimub neutriinode energiakadude tõttu tingimuste "konvergents" keskmes ja süsiniku põlemise hetkel C, O tuumas. 12 C põlemisel sellistes tingimustes on tõenäoliselt plahvatuslik olemus ja see viib tähe täieliku hävimiseni. Täielik hävitamine ei pruugi toimuda, kui 
. Selline tihedus on saavutatav, kui tuuma kasvukiiruse määrab satelliidi aine akretsioon tihedas binaarsüsteemis.
Universum on pidevalt muutuv makrokosmos, kus iga objekt, aine või aine on teisenemise ja muutumise seisundis. Need protsessid kestavad miljardeid aastaid. Võrreldes kestusega inimelu see arusaamatu ajaperiood on tohutu. Kosmilises mastaabis on need muutused üsna põgusad. Tähed, mida me praegu öötaevas näeme, olid samad tuhandeid aastaid tagasi, kui Egiptuse vaaraod võisid neid näha, kuid tegelikult ei peatunud kogu selle aja taevakehade füüsiliste omaduste muutumine hetkekski. Tähed sünnivad, elavad ja kindlasti vananevad – tähtede areng jätkub nagu ikka.
Suure Ursa tähtkuju tähtede asukoht on erinev ajaloolised perioodid ajavahemikus 100 000 aastat tagasi - meie aeg ja pärast 100 tuhat aastat
Tähtede evolutsiooni tõlgendamine tavainimese vaatevinklist
Tavainimese jaoks tundub ruum rahuliku ja vaikuse maailm. Tegelikult on Universum hiiglaslik füüsikaline labor, kus toimuvad tohutud 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 ei kesta aga igavesti. 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 annavad ülevaate raske protsess tuumasünteesi, tänu millele eksisteerib täht, mis kiirgab soojust ja annab ümbritsevale ruumile valgust. Tähe sünnil moodustub hüdrostaatiline ja termiline tasakaal, mida säilitavad tema enda energiaallikad. Hiilgava tähekarjääri lõpus on see tasakaal häiritud. Algab rida pöördumatuid protsesse, mille tulemuseks on tähe hävimine või kollaps – suurejooneline taevakeha kohese ja hiilgava surma protsess.
Supernoova plahvatus on universumi algusaastatel sündinud tähe elu särav finaal.
Tähtede füüsikaliste omaduste muutused on tingitud nende massist. Objektide evolutsiooni kiirust mõjutavad nende keemiline koostis ja teatud määral ka olemasolevad astrofüüsikalised parameetrid - pöörlemiskiirus ja magnetvälja seisund. Sellest, kuidas kõik tegelikult toimub, ei saa kirjeldatud protsesside tohutu kestuse tõttu rääkida. Evolutsiooni kiirus ja teisenemise etapid sõltuvad tähe sünniajast ja selle asukohast Universumis sünnihetkel.
Tähtede areng teaduslikust vaatenurgast
Iga täht sünnib külmast tähtedevahelisest gaasist, 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 alguseni. Sellest hetkest alates täheaine kokkusurumine peatub ning saavutatakse tasakaal objekti hüdrostaatilise ja termilise oleku vahel. Universum on täienenud uue täisväärtusliku tähega.
Tähtede peamine kütus on käivitatud termotuumareaktsiooni tulemusena vesinikuaatom.
Tähtede evolutsioonis on nende soojusenergia allikad üliolulised. Tähe pinnalt kosmosesse pääsev kiirgus- ja soojusenergia täieneb taevakeha sisemiste kihtide jahutamisega. Pidevalt toimuvad termotuumareaktsioonid ja gravitatsiooniline kokkusurumine tähe soolestikus korvavad kaotuse. Kuni tähe sisikonnas on piisavalt tuumakütust, helendab täht ereda valgusega ja kiirgab soojust. Niipea, kui termotuumasünteesi protsess aeglustub või täielikult peatub, aktiveerub tähe sisemise kokkusurumise mehhanism, et säilitada termiline ja termodünaamiline tasakaal. Selles etapis kiirgab objekt juba soojusenergiat, mis on nähtav ainult infrapunapiirkonnas.
Kirjeldatud protsesside põhjal võime järeldada, et tähtede evolutsioon kujutab endast järjekindlat muutust tähtede energiaallikates. Kaasaegses astrofüüsikas saab tähtede muundumisprotsesse korraldada vastavalt kolmele skaalale:
- tuuma ajaskaala;
- tähe eluea termiline periood;
- valgusti eluea dünaamiline segment (lõplik).
Igal üksikjuhul võetakse arvesse protsesse, mis määravad tähe vanuse, füüsikalised omadused ja objekti surma tüübi. Tuuma ajaskaala on huvitav seni, kuni objekt saab toite oma soojusallikatest ja kiirgab energiat, mis on tuumareaktsioonide tulemus. Selle etapi kestust hinnatakse termotuumasünteesi käigus heeliumiks muunduva vesiniku koguse määramisega. Mida suurem on tähe mass, seda suurem on tuumareaktsioonide intensiivsus ja vastavalt ka objekti heledus.
Erinevate tähtede suurused ja massid, alates superhiiglasest kuni punase kääbuseni
Termiline ajaskaala määrab evolutsiooni etapi, mille jooksul täht kulutab kogu oma soojusenergia. See protsess algab hetkest, mil viimased vesinikuvarud on ära kasutatud ja tuumareaktsioonid peatuvad. Objekti tasakaalu säilitamiseks käivitatakse tihendusprotsess. Täheaine langeb keskpunkti poole. Sel juhul muundatakse kineetiline energia 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 on teel põhijadasse
Tähtede teke toimub dünaamilise ajaskaala järgi. 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 sügavuses. Molekulide ja aatomite vabalangemine peatub ning tähegaasi kokkusurumise protsess peatub. Seda objekti olekut nimetatakse tavaliselt prototäheks. Objekt koosneb 90% molekulaarsest vesinikust. Kui temperatuur jõuab 1800 K-ni, läheb vesinik aatomi olekusse. Lagunemisprotsessi käigus kulub energiat ja temperatuuri tõus aeglustub.
Universum koosneb 75% ulatuses molekulaarsest vesinikust, mis prototähtede tekke käigus muutub aatomvesinikuks – tähe tuumakütuseks
Selles olekus rõhk gaasikuuli sees väheneb, andes seeläbi survejõule vabaduse. Seda järjestust korratakse iga kord, kui kõigepealt ioniseeritakse kogu vesinik ja seejärel heelium. Temperatuuril 10⁵ K gaas täielikult ioniseerub, tähe kokkusurumine peatub ja tekib objekti hüdrostaatiline tasakaal. Tähe edasine areng toimub vastavalt termilisele ajaskaalale, palju aeglasemalt ja ühtlasemalt.
Prototähe raadius on moodustumise algusest alates 100 AU-lt vähenenud. kuni ¼ a.u. Objekt asub gaasipilve keskel. Tähegaasipilve välispiirkondadest osakeste kogunemise tulemusena tähe mass pidevalt suureneb. Järelikult tõuseb objekti sees temperatuur, mis kaasneb konvektsiooni protsessiga - energia ülekandmisega tähe sisemistest kihtidest selle välisserva. Seejärel, temperatuuri tõustes taevakeha sisemuses, asendub konvektsioon kiirgusülekandega, mis liigub tähe pinna poole. Sel hetkel suureneb objekti heledus kiiresti ja tõuseb ka tähekuuli pinnakihtide temperatuur.
Konvektsiooniprotsessid ja kiirgusülekanne vastloodud tähes enne termotuumasünteesi reaktsioonide algust
Näiteks tähtede puhul, mille mass on identne meie Päikese massiga, toimub protostellaarse pilve kokkusurumine vaid mõnesaja aastaga. Mis puudutab objekti tekkimise viimast etappi, siis tähtede aine kondenseerumine on kestnud miljoneid aastaid. Päike liigub üsna kiiresti põhijada poole ja see teekond võtab aega sadu miljoneid 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 fusioonireaktsioonid algavad rohkem madalad temperatuurid, vesiniku põlemise põhifaas algab temperatuuril 4 miljonit kraadi. Sellest hetkest algab põhijärjestuse faas. Tuleb mängu uus vorm täheenergia taastootmine – tuumaenergia. Objekti kokkusurumisel vabanev kineetiline energia kaob taustale. Saavutatud tasakaal tagab peajada algfaasi sattuvale tähele pika ja vaikse eluea.
Vesinikuaatomite lõhustumine ja lagunemine tähe sisemuses toimuva termotuumareaktsiooni käigus
Sellest hetkest alates on tähe elu jälgimine selgelt seotud põhijärjestuse faasiga, mis on oluline osa taevakehade evolutsioon. 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. Just nii kaua kulub meie põlistähel kogu oma vesinikuvaru ära kulutamiseks. Mis puutub massiivsetesse tähtedesse, siis nende areng toimub kiiremini. Rohkem energiat kiirgades püsib massiivne täht põhijada faasis vaid 10-20 miljonit aastat.
Vähemmassiivsed tähed põlevad öötaevas palju kauem. Seega jääb 0,25 M massiga täht põhijada faasi kümneteks miljarditeks aastateks.
Hertzsprung-Russelli diagramm, mis hindab seost tähtede spektri ja nende heleduse vahel. Diagrammi punktid on teadaolevate tähtede asukohad. Nooled näitavad tähtede nihkumist põhijärjestusest hiiglasliku ja valge kääbuse faasi.
Tähtede evolutsiooni ette kujutamiseks vaadake lihtsalt diagrammi, mis iseloomustab taevakeha liikumisteed põhijärjestuses. Graafiku ülemine osa paistab objektidest vähem küllastunud, kuna sinna on koondunud massiivsed tähed. Seda asukohta seletatakse nende lühikese kestusega eluring. Tänapäeval tuntud tähtedest on mõne mass 70M. Objektid, mille mass ületab ülempiiri 100M, ei pruugi üldse tekkida.
Taevakehadel, mille mass on alla 0,08 M, puudub võimalus ületada termotuumasünteesi alguseks vajalik kriitiline mass ja jääda külmaks kogu elu. Väiksemad prototähed varisevad kokku ja moodustavad planeedilaadsed kääbused.
Planeetitaoline pruun kääbus võrreldes tavalise tähega (meie Päike) ja planeediga Jupiter
Jada allosas on kontsentreeritud objektid, kus domineerivad tähed, mille mass on võrdne meie Päikese massiga ja veidi rohkem. Põhijada ülemise ja alumise osa mõtteliseks piiriks on objektid, mille mass on –1,5M.
Tähtede evolutsiooni järgnevad etapid
Kõik tähe oleku kujunemise võimalused on määratud selle massi ja tähtede aine muundumise aja pikkusega. Universum on aga mitmetahuline ja keeruline mehhanism, mistõttu tähtede areng võib kulgeda teisi teid pidi.
Põhijada mööda reisides on tähel, mille mass on ligikaudu võrdne Päikese massiga, kolm peamist marsruudivalikut:
- elage rahulikult oma elu ja puhake rahulikult Universumi avarustes;
- siseneda punase hiiglase faasi ja aeglaselt vananeda;
- saada valgeks kääbuseks, plahvatada supernoovana ja saada neutronitäheks.
Prototähtede evolutsiooni võimalikud variandid olenevalt ajast, objektide keemilisest koostisest ja massist
Pärast põhijada tuleb hiiglaslik faas. Selleks ajaks on tähe soolestikus olevad vesinikuvarud täielikult ammendatud, objekti keskne piirkond on heeliumi tuum ja termotuumareaktsioonid nihkuvad objekti pinnale. Termotuumasünteesi mõjul kest paisub, kuid heeliumi tuuma mass suureneb. Tavalisest tähest saab punane hiiglane.
Hiiglaslik faas ja selle omadused
Madala massiga tähtedes muutub tuuma tihedus kolossaalseks, muutes täheaine degenereerunud relativistlikuks gaasiks. Kui tähe mass on veidi üle 0,26 M, viib rõhu ja temperatuuri tõus heeliumi sünteesi alguseni, mis hõlmab kogu objekti keskosa. Sellest hetkest alates tõuseb tähe temperatuur kiiresti. 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. Täht läheb üle uude olekusse, kus kõik termodünaamilised protsessid toimuvad heeliumi tuumas ja tühjenenud väliskestas.
Päikese tüüpi põhijärjestuse tähe ja isotermilise heeliumi tuuma ja kihilise nukleosünteesi tsooniga punase hiiglase struktuur
See seisund on ajutine ja ebastabiilne. Täheaine seguneb pidevalt ja märkimisväärne osa sellest paiskub ümbritsevasse ruumi, moodustades planetaarse udukogu. Keskmesse jääb kuum tuum, mida nimetatakse valgeks kääbuseks.
Suure massiga tähtede puhul ei ole ülalloetletud protsessid nii katastroofilised. Heeliumi põlemine asendub süsiniku ja räni tuuma lõhustumise reaktsiooniga. Lõpuks muutub tähe tuum täherauaks. Hiiglasliku 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 käivitamiseks.
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. Jooksuprotsess areneb kiires tempos. Tähe kokkuvarisemine iseloomustab skaala dünaamilist segmenti ja võtab ajas murdosa sekundist. Tuumakütuse jääkide põlemine 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). Energia, mis vabaneb tähe välimiste kihtide eraldamisel supernoova plahvatuse ajal (paremal).
Ülejäänud ülitihe tuum on prootonite ja elektronide klaster, mis põrkuvad üksteisega neutronite moodustamiseks. Universum on täienenud uue objektiga – neutrontähega. Suure tiheduse tõttu tuum degenereerub ja südamiku kokkuvarisemise protsess peatub. Kui tähe mass oleks piisavalt suur, võiks kollaps jätkuda, kuni allesjäänud täheaine lõpuks objekti keskmesse kukkus, moodustades musta augu.
Tähtede evolutsiooni viimase osa selgitamine
Normaalsete tasakaalutähtede puhul on kirjeldatud evolutsiooniprotsessid ebatõenäolised. Valgete kääbuste ja neutrontähtede olemasolu tõestab aga täheaine kokkusurumisprotsesside tegelikku olemasolu. Selliste objektide väike arv Universumis viitab nende olemasolu mööduvusele. Tähtede evolutsiooni viimast etappi võib kujutada kahte tüüpi järjestikuse ahelana:
- tavaline täht - punane hiiglane - väliskihtide varisemine - valge kääbus;
- massiivne täht – punane superhiiglane – supernoova plahvatus – neutrontäht või must auk – tühisus.
Tähtede evolutsiooni skeem. Valikud tähtede elu jätkamiseks väljaspool põhijada.
Käimasolevaid protsesse on teaduslikust seisukohast üsna raske seletada. Tuumateadlased on ühel meelel, et tähtede evolutsiooni viimase etapi puhul on meil tegemist aine väsimisega. Pikaajalise mehaanilise, termodünaamilise mõju tulemusena muudab aine oma füüsikalised omadused. Pikaajaliste tuumareaktsioonide tõttu ammendatud täheaine väsimine võib seletada degenereerunud elektrongaasi ilmumist, selle järgnevat neutroniseerumist ja annihileerumist. Kui kõik ülaltoodud protsessid toimuvad algusest lõpuni, lakkab täheaine olemast füüsiline aine – täht kaob kosmosesse, jätmata endast maha midagi.
Tähtede sünnikohaks olevaid tähtedevahemulle ning gaasi- ja tolmupilvi ei saa täiendada ainult kadunud ja plahvatanud tähed. Universum ja galaktikad on tasakaaluseisundis. 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 läks teatud hulk ainet kaduma, siis teises kohas Universumis ilmus sama hulk ainet erineval kujul.
Lõpuks
Tähtede evolutsiooni uurides jõuame järeldusele, et universum on hiiglaslik haruldane lahus, milles osa ainest muundub vesiniku molekulideks, mis on ehitusmaterjal tähtede jaoks. Teine osa lahustub ruumis, kadudes materiaalsete aistingute sfäärist. Must auk on selles mõttes kogu materjali ülemineku koht antiaineks. Üsna raske on toimuva tähendust täielikult mõista, eriti kui tähtede evolutsiooni uurides toetume ainult tuumaenergia seadustele, kvantfüüsika ja termodünaamika. Selle teema uurimisse tuleks lisada suhtelise tõenäosuse teooria, mis võimaldab ruumi kõverust, võimaldades ühe energia teisendamiseks teiseks, ühe oleku teiseks.
Vaatleme lühidalt tähtede evolutsiooni peamisi etappe.
Tähe füüsikaliste omaduste, sisestruktuuri ja keemilise koostise muutused ajas.
Aine killustatus. .
Eeldatakse, et tähed tekivad gaasi- ja tolmupilve fragmentide gravitatsioonilise kokkusurumise käigus. Niisiis võivad niinimetatud gloobulid olla tähtede tekkekohad.
Gloobul on tihe läbipaistmatu molekulaartolmu (gaastolmu) tähtedevaheline pilv, mida vaadeldakse taustal helendavad pilved gaas ja tolm tumeda ümmarguse moodustisena. Koosneb peamiselt molekulaarsest vesinikust (H2) ja heeliumist ( Tema ) muude gaaside molekulide ja tahkete tähtedevaheliste tolmuterade seguga. Gaasi temperatuur gloobulis (peamiselt molekulaarse vesiniku temperatuur) T≈ 10 ÷ 50K, keskmine tihedus n~ 10 5 osakest/cm 3, mis on mitu suurusjärku suurem kui kõige tihedamates tavalistes gaasi- ja tolmupilvedes, läbimõõt D~ 0,1 ÷ 1 . Gloobulite mass M≤ 10 2 × M ⊙ . Mõnes gloobulis noort tüüpi T Sõnn.
Pilve surub kokku tema enda gravitatsioon gravitatsioonilise ebastabiilsuse tõttu, mis võib tekkida kas spontaanselt või pilve vastasmõjul mõnest teisest lähedalasuvast tähetekke allikast pärit ülehelikiirusega tähetuulevoolust lähtuva lööklainega. Gravitatsioonilise ebastabiilsuse võimalikke põhjuseid on ka teisi.
Teoreetilised uuringud näitavad, et tavalistes molekulaarpilvedes eksisteerivates tingimustes (T≈ 10 ÷ 30K ja n ~ 10 2 osakest/cm 3), esialgne võib esineda pilvemahtudes massiga M≥ 10 3 × M ⊙ . Sellises varisevas pilves on võimalik edasine lagunemine vähemmassiivseteks kildudeks, millest igaüks surutakse kokku ka oma gravitatsiooni mõjul. Vaatlused näitavad, et galaktikas ei esine tähtede moodustumise protsessis mitte üks, vaid rühm tähti erinevad massid, näiteks avatud täheparv.
Pilve keskpiirkondades kokkusurumisel tihedus suureneb, mille tulemuseks on hetk, mil selle pilveosa aine muutub oma kiirgusele läbipaistmatuks. Pilvesügavustesse tekib stabiilne tihe kondensatsioon, mida astronoomid nimetavad oh.
Aine killustumine on molekulaarse tolmupilve lagunemine väiksemateks osadeks, mille edasine osa viib välimuseni.
- laval olev astronoomiline objekt, millest mõne aja pärast (seekord päikesemassi jaoks T~ 10 8 aastat) moodustub normaalne.
Aine edasise langemisega gaasikestalt tuumale (akretsioonile) suureneb viimase mass ja seega ka temperatuur nii palju, et gaasi ja kiirgusrõhku võrreldakse jõududega. Kerneli tihendamine peatub. Kihistust ümbritseb gaasist ja tolmust koosnev kest, mis on optilise kiirguse suhtes läbipaistmatu, laseb läbi ainult infrapuna- ja pikema lainepikkusega kiirgust. Sellist objekti (-kookonit) vaadeldakse võimsa raadio- ja infrapunakiirguse allikana.
Südamiku massi ja temperatuuri edasise suurenemise korral peatab kerge rõhk kogunemise ja kesta jäänused hajuvad kosmosesse. Ilmub noor, mille füüsikalised omadused sõltuvad selle massist ja esialgsest keemilisest koostisest.
Ilmselt on tärkava tähe peamine energiaallikas gravitatsioonilise kokkusurumise käigus vabanev energia. See eeldus tuleneb viriaalteoreemist: in statsionaarne süsteem potentsiaalse energia summa E lk kõik süsteemi liikmed ja topeltkineetiline energia 2 E kuni nendest tingimustest on võrdne nulliga:
E p + 2 E k = 0. (39)
Teoreem kehtib piiratud ruumipiirkonnas jõudude mõjul liikuvate osakeste süsteemide kohta, mille suurus on pöördvõrdeline osakeste vahelise kauguse ruuduga. Sellest järeldub, et soojus- (kineetiline) energia on võrdne poolega gravitatsioonilisest (potentsiaalsest) energiast. Tähe kokkutõmbumisel tähe koguenergia väheneb, gravitatsioonienergia aga väheneb: pool gravitatsioonienergia muutusest lahkub tähest läbi kiirguse ning teise poole tõttu tähe soojusenergia suureneb.
Noored väikese massiga tähed(kuni kolm päikesemassi), mis lähenevad põhijadale, on täielikult konvektiivsed; konvektsiooniprotsess hõlmab kõiki tähe piirkondi. Need on sisuliselt prototähed, mille keskmes tuumareaktsioonid alles algavad ja kogu kiirgus toimub peamiselt tänu sellele. Pole veel kindlaks tehtud, et täht konstantsel efektiivsel temperatuuril väheneb. Hertzsprung-Russelli diagrammil moodustavad sellised tähed peaaegu vertikaalse raja, mida nimetatakse Hayashi rajaks. Kompressiooni aeglustumisel lähenevad noored põhijärjestusele.
Tähe kokkutõmbumisel hakkab degenereerunud elektrongaasi rõhk tõusma ning tähe teatud raadiuse saavutamisel kokkusurumine peatub, mis toob kaasa kokkusurumisest tingitud kesktemperatuuri edasise kasvu peatumise ning seejärel selle vähenemiseni. Tähtede puhul, mille Päikese mass on väiksem kui 0,0767, seda ei juhtu: tuumareaktsioonide käigus vabanevast energiast ei piisa kunagi tasakaalustamiseks siserõhk Ja . Sellised "tähealused" eraldavad rohkem energiat, kui tuumareaktsioonide käigus toodetakse, ja neid klassifitseeritakse nn. nende saatus on pidev kokkusurumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi alanud tuumareaktsioonide lõppemisega.
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.
Tähed, mille mass on suurem kui 8 päikese massineil on juba tavatähtede omadused, kuna nad on läbinud kõik vahepealsed staadiumid ja suutnud saavutada sellise tuumareaktsiooni kiiruse, et kompenseerivad tuumamassi kuhjumise ajal kiirgusele kaotatud energia. Massi väljavool nendest tähtedest on nii suur, et see mitte ainult ei peata molekulaarpilve välimiste piirkondade kokkuvarisemist, mis pole veel tähe osaks saanud, vaid, vastupidi, sulatab need ära. Seega on saadud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist.
Peamine järjestus
Tähe temperatuur tõuseb, kuni keskpiirkondades jõuab see väärtusteni, mis on piisavad, et võimaldada termotuumareaktsioone, millest saab siis tähe peamine energiaallikas. Massiivsete tähtede jaoks ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) on vesiniku "põlemine" süsinikuringes; Tähtede puhul, mille mass on Päikese massiga võrdne või väiksem, vabaneb energia prootoni-prootoni reaktsioonis. siseneb tasakaalufaasi ja võtab oma koha Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses: suure massiga tähe südamiku temperatuur on väga kõrge ( T ≥ 3 × 10 7 K ), energia tootmine on väga intensiivne, - põhijärjestuses on see koht Päikese kohal varase ( O … A , (F )); väikese massiga tähel on suhteliselt madal südamiku temperatuur ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), energiatootmine ei ole nii intensiivne, - põhijärjestuses hõivab see koha Päikese kõrval või all, piirkonnas hilja (( F), G, K, M).
Ta kulutab põhijadale kuni 90% looduse poolt tema eksisteerimiseks eraldatud ajast. Aeg, mille staar veedab peajada etapis, sõltub ka tema massist. Jah, massiga M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O või B on põhijärjestuses umbes 10 7 aastat, samas kui punane kääbus K 5 massiga M ≈ 0,5 × M ⊙ on peajada staadiumis umbes 10 11 aastat, st aega, mis on võrreldav Galaktika vanusega. Massiivsed kuumad tähed liiguvad kiiresti evolutsiooni järgmistesse etappidesse, jahedad kääbused on kogu Galaktika eksisteerimise ajal põhijärjestuses. Võib oletada, et punased kääbused on galaktika peamine populatsioonitüüp.
Punane hiiglane (supergiant).
Vesiniku kiire põlemine massiivsete tähtede keskpiirkondades põhjustab heeliumi tuuma ilmumist. Kui südamikus on mitu protsenti vesiniku massist, peatub süsiniku reaktsioon vesiniku heeliumiks muutmisel peaaegu täielikult. Südamik tõmbub kokku, põhjustades selle temperatuuri tõusu. Heeliumi südamiku gravitatsioonilisest kokkusurumisest põhjustatud kuumenemise tulemusena "süttib" vesinik ja energia vabanemine algab a. õhuke kiht, mis asub tähe südamiku ja pikendatud kesta vahel. Kest laieneb, tähe raadius suureneb, efektiivne temperatuur langeb ja tõuseb. “lahkub” põhijadast ja liigub evolutsiooni järgmisse etappi – punase hiiglase staadiumisse või kui tähe mass M > 10 × M ⊙ , punase superhiiglase staadiumisse.
Temperatuuri ja tiheduse tõustes hakkab heelium südamikus "põlema". Kell T ~ 2 × 10 8 K ja r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 algab termotuumareaktsioon, mida nimetatakse kolmekomponentseks reaktsiooniks a -protsess: kolmest a -osakesed (heeliumi tuumad 4 Tema ) moodustub üks stabiilne süsiniku 12 C tuum. Tähe tuuma massis M< 1,4 × M ⊙ тройной a -protsess viib plahvatusliku energia vabanemiseni - heeliumi sähvatuseni, mis konkreetse tähe puhul võib korduda mitu korda.
Hiiglasliku või ülihiiglase staadiumis olevate massiivsete tähtede keskpiirkondades põhjustab temperatuuri tõus süsiniku, süsiniku-hapniku ja hapniku tuumade järjestikust moodustumist. Pärast süsiniku läbipõlemist toimuvad reaktsioonid, mille tulemuseks on raskemate keemiliste elementide, võib-olla raua tuumade moodustumine. Massiivse tähe edasine evolutsioon võib viia kesta väljapaiskumiseni, tähe puhkemiseni noovana või koos järgnevate objektide moodustumisega, mis on tähtede evolutsiooni viimane etapp: valge kääbus, neutrontäht või must auk.
Evolutsiooni viimane etapp on kõigi normaalsete tähtede evolutsiooni staadium pärast seda, kui need tähed on oma termotuumakütuse ammendanud; termotuumareaktsioonide lakkamine täheenergia allikana; tähe üleminek, olenevalt selle massist, valge kääbuse ehk musta augu staadiumisse.
Valged kääbused on kõigi normaalsete tähtede, mille mass on M, evolutsiooni viimane etapp< 3 ÷ 5 × M ⊙ pärast seda, kui need on oma termotuumakütuse ammendanud. Olles läbinud punase hiiglase (või alamhiiglase) staadiumi, heidab ta oma kesta maha ja paljastab tuuma, mis jahtudes muutub valgeks kääbuseks. Väike raadius (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) ja valge või valge-sinine värv (T b.k ~ 10 4 K) määras selle astronoomiliste objektide klassi nime. Valge kääbuse mass on alati väiksem kui 1,4×M⊙ - on tõestatud, et suurte massidega valgeid kääbusi ei saa eksisteerida. Päikese massiga võrreldava massi ja Päikesesüsteemi suurte planeetide suurustega võrreldavatel valgetel kääbustel on tohutu keskmine tihedus: ρ b.k ~ 10 6 g/cm 3 ehk 1 cm 3 valge kääbusaine mahuga kaal kaalub tonni! Gravitatsioonikiirendus pinnal g b.k ~ 10 8 cm/s 2 (võrdle kiirendusega Maa pinnal - g ≈980 cm/s 2). Sellise gravitatsioonilise koormuse korral tähe sisepiirkondadele säilitab valge kääbuse tasakaaluseisund degenereerunud gaasi (peamiselt degenereerunud elektrongaasi, kuna ioonkomponendi panus on väike) rõhk. Tuletame meelde, et gaasi, milles osakeste Maxwelli kiirusjaotus puudub, nimetatakse degenereerunud gaasiks. Sellises gaasis on teatud temperatuuri ja tiheduse väärtuste juures osakeste (elektronide) arv, mille kiirus on vahemikus v = 0 kuni v = v max, sama. v max määratakse gaasi tiheduse ja temperatuuriga. Valge kääbusmassiga M b.k > 1,4 × M ⊙ maksimaalne kiirus elektronide hulk gaasis on võrreldav valguse kiirusega, degenereerunud gaas muutub relativistlikuks ja selle rõhk ei suuda enam taluda gravitatsioonilist kokkusurumist. Kääbuse raadius kipub nulli - see “variseb” punktiks.
Valgete kääbuste õhuke, kuum atmosfäär koosneb kas vesinikust, muid elemente atmosfääris praktiliselt ei tuvastata; või heeliumist, samas kui vesinikku on atmosfääris sadu tuhandeid kordi vähem kui tavatähtede atmosfääris. Spektri tüübi järgi kuuluvad valged kääbused spektriklassidesse O, B, A, F. Valgete kääbuste “eristamiseks” tavatähtedest pannakse tähise (DOVII, DBVII jne) ette D-täht. esimene täht sisse Ingliskeelne sõna Mandunud - degenereerunud). Valge kääbuse kiirgusallikaks on soojusenergia reserv, mille valge kääbus sai ematähe tuumana. Paljud valged kääbused pärisid oma vanematelt tugeva magnetvälja, mille intensiivsus H ~ 10 8 E. Arvatakse, et valgete kääbuste arv moodustab umbes 10% tähtede koguarvust Galaktikas.
Joonisel fig. 15 on foto Siiriusest - taeva heledaimast tähest (α Canis Major; m v = -1 m ,46; klass A1V). Pildil nähtav ketas on teleskoobi läätse fotograafilise kiirguse ja valguse difraktsiooni tagajärg, see tähendab, et tähe enda ketas ei ole fotol lahendatud. Siiriuse fotokettalt tulevad kiired on jäljed valgusvoo lainefrondi moonutusest teleskoobi optika elementidel. Siirius asub Päikesest 2,64 kaugusel, Siiriuse valgusel kulub Maale jõudmiseks 8,6 aastat – seega on tegemist ühe Päikesele lähima tähega. Siirius on Päikesest 2,2 korda massiivsem; selle M v = +1 m .43 ehk meie naaber kiirgab 23 korda rohkem energiat kui Päike.
Joonis 15.Foto ainulaadsus seisneb selles, et koos Siiriuse kujutisega oli võimalik saada kujutis selle satelliidist - satelliit “helendab” Siriusest vasakul asuva ereda punktiga. Siirius – teleskoopiliselt: Siiriust ennast tähistatakse tähega A ja selle satelliiti tähega B. Siiriuse näiv suurusjärk on B m v = +8 m .43, see tähendab, et see on peaaegu 10 000 korda nõrgem kui Sirius A. Sirius B mass on peaaegu täpselt võrdne Päikese massiga, raadius on umbes 0,01 Päikese raadiusest, pind temperatuur on umbes 12000 K, kuid Sirius B kiirgab 400 korda vähem kui Päike. Sirius B on tüüpiline valge kääbus. Pealegi on see esimene valge kääbus, mille avastas muide Alfven Clarke 1862. aastal visuaalse vaatluse käigus läbi teleskoobi.
Sirius A ja Sirius B tiirlevad umbes sama perioodiga 50 aastat; komponentide A ja B vaheline kaugus on ainult 20 AU.
V.M.Lipunovi tabava märkuse kohaselt "küpsevad" massiivsete tähtede sees (massiga üle 10×M⊙ )". Neutrontäheks arenevate tähtede tuumadel on 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; pärast seda, kui termotuumareaktsioonide allikad kuivavad ja vanem paiskab põlengu käigus välja olulise osa ainest, muutuvad need tuumad tähemaailma iseseisvateks objektideks, millel on väga spetsiifilised omadused. Algtähe tuuma kokkusurumine peatub tiheduse juures, mis on võrreldav tuumatihedusega (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm3). Sellise massi ja tihedusega on sünniraadius vaid 10 ja koosneb kolmest kihist. Moodustub välimine kiht (või välimine koorik). kristallvõre raua aatomituumadest ( Fe ) muude metallide aatomituumade võimaliku väikese seguga; Välise maakoore paksus on vaid umbes 600 m raadiusega 10 km. Välise kooriku all on veel üks sisemine kõva koorik, mis koosneb rauaaatomitest ( Fe ), kuid need aatomid on neutronitega üle rikastatud. Selle koore paksus≈ 2 km. Sisemine maakoor piirneb vedela neutronite tuumaga, mille füüsikalised protsessid on määratud neutronvedeliku märkimisväärsete omadustega - ülivoolavus ning vabade elektronide ja prootonite olemasolul ülijuhtivus. Võimalik, et kõige keskel võib aine sisaldada mesoneid ja hüperone.
Need pöörlevad kiiresti ümber telje – ühest kuni sadade pöördeni sekundis. Selline pöörlemine magnetvälja juuresolekul ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) põhjustab sageli tähekiirguse pulsatsiooni täheldatud efekti erinevates vahemikes elektromagnetlained. Nägime üht neist pulsaridest Krabi udukogu sees.
Koguarv pöörlemiskiirus ei ole enam piisav osakeste väljutamiseks, seega ei saa see olla raadiopulsar. Kuid see on endiselt suur ja ümbritsev neutrontäht, mis on magnetvälja püütud, ei saa kukkuda, see tähendab, et ainet ei kogune.
Accrector (röntgenipulsar). Pöörlemiskiirus väheneb sedavõrd, et nüüd ei takista miski ainel sellisele neutrontähele kukkumast. Plasma, langedes, liigub mööda magnetvälja jõujooni ja põrkab pooluste piirkonnas vastu tahket pinda, soojenedes kuni kümnete miljonite kraadideni. Nii kõrge temperatuurini kuumutatud aine helendab röntgenikiirguse vahemikus. Piirkond, kus langev aine tähe pinnaga suhtleb, on väga väike - ainult umbes 100 meetrit. Tähe pöörlemise tõttu kaob see kuum koht perioodiliselt vaateväljast, mida vaatleja tajub pulsatsioonidena. Selliseid objekte nimetatakse röntgenpulsariteks.
Georotaator. Selliste neutrontähtede pöörlemiskiirus on väike ja ei takista akretsiooni. Kuid magnetosfääri suurus on selline, et magnetväli peatab plasma enne, kui gravitatsioon selle kinni püüab.
Kui on lähedase komponent kahekordne süsteem, siis toimub aine "pumpamine" tavalisest tähest (teine komponent) neutrontähele. Mass võib ületada kriitilist (M > 3×M⊙ ), siis rikutakse tähe gravitatsioonilist stabiilsust, miski ei suuda vastu seista gravitatsioonilisele kokkusurumisele ja "läheb" selle gravitatsiooniraadiuse alla
r g = 2 × G × M/c 2, (40)
muutudes "mustaks auguks". Antud valemis r g: M on tähe mass, c on valguse kiirus, G on gravitatsioonikonstant.
Must auk on objekt, mille gravitatsiooniväli on nii tugev, et ei osake, footon ega ükski materiaalne keha ei suuda saavutada teist kosmilist kiirust ja pääseda avakosmosesse.
Must auk on ainulaadne objekt selles mõttes, et selles sisalduvate füüsikaliste protsesside olemus ei ole veel teoreetiliseks kirjeldamiseks kättesaadav. Mustade aukude olemasolu tuleneb teoreetilistest kaalutlustest, tegelikkuses võivad need paikneda kerasparvede, kvasarite, hiiglaslike galaktikate keskpiirkondades, sealhulgas meie galaktika keskmes.
