Universum on pidevalt muutuv makrokosmos, kus iga objekt, aine või aine on teisenemise ja muutumise seisundis. Need protsessid kestavad miljardeid aastaid. Inimese eluea pikkusega võrreldes on see arusaamatu ajaperiood 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 füüsiliste omaduste muutumine hetkekski. taevakehad. 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 jahtumise tõttu sisemised kihid taevakeha. 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 objekt juba kiirgab soojusenergia, mis on nähtav ainult infrapunavahemikus.
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 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 moodustumisel 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 prototähepilve 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 elutsükliga. 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
Tähe oleku kujunemise kõik võimalused on määratud selle massi ja ajapikkusega, mille jooksul täheaine muundumine toimub. 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. Energia vabaneb sisse sel juhul, 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. Sest kõrge tihedusega tuum degenereerub, 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 ja termodünaamilise mõju tulemusena muudab aine oma füüsikalisi omadusi. Pikaajaliste tuumareaktsioonide tõttu ammendatud täheaine väsimine võib seletada degenereerunud elektrongaasi ilmumist, selle järgnevat neutroniseerumist ja annihileerumist. Kui kõik ülaltoodud protsessid 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 Universumi teises kohas ilmus sama hulk ainet erineval kujul.
Lõpuks
Tähtede evolutsiooni uurides jõuame järeldusele, et Universum on hiiglaslik haruldane lahendus, milles osa ainest muundatakse vesiniku molekulideks, mis on tähtede ehitusmaterjal. Teine osa lahustub ruumis, kadudes materiaalsete aistingute sfäärist. Must auk on selles mõttes kogu materjali 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 kaasata suhtelise tõenäosuse teooria, mis võimaldab ruumi kõverust, võimaldades ühe energia teisendada teiseks, ühest olekust teiseks.
Kuigi tähed tunduvad inimese ajaskaalal igavesed, sünnivad, elavad ja surevad nad, nagu kõik looduses. Üldtunnustatud gaasi-tolmupilvede hüpoteesi kohaselt sünnib täht tähtedevahelise gaasi-tolmupilve gravitatsioonilise kokkusurumise tulemusena. Sellise pilve tihenedes tekib see kõigepealt prototäht, temperatuur selle keskmes tõuseb pidevalt, kuni see jõuab piirini, mis on vajalik selleks, et osakeste soojusliikumise kiirus ületaks läve, mille järel prootonid suudavad ületada vastastikuse elektrostaatilise tõrjumise makroskoopilisi jõude. cm. Coulombi seadus) ja sisenevad termotuumasünteesi reaktsiooni ( cm. Tuuma lagunemine ja tuumasünteesi).
Mitmeastmelise termotuumasünteesi reaktsiooni tulemusena moodustub neljast prootonist lõpuks heeliumituum (2 prootonit + 2 neutronit) ja vabaneb terve purskkaev erinevaid elementaarosakesi. Lõppseisundis moodustunud osakeste kogumass on vähem nelja algse prootoni massid, mis tähendab, et reaktsiooni käigus tasuta energiat (cm. Relatiivsusteooria). Seetõttu kuumeneb vastsündinud tähe sisemine tuum kiiresti ülikõrgete temperatuurideni ja selle liigne energia hakkab pritsima selle vähem kuuma pinna suunas - ja välja. Samal ajal hakkab rõhk tähe keskel tõusma ( cm. Ideaalse gaasi olekuvõrrand). Seega ei lase täht termotuumareaktsiooni käigus vesinikku “põletades” gravitatsiooni tõmbejõududel end ülitihedasse olekusse suruda, tõrjudes gravitatsioonilise kollapsi vastu pidevalt uueneva sisemise soojusrõhuga, mille tulemuseks on stabiilne. energia tasakaal. Aktiivselt vesinikku põletavad tähed on väidetavalt oma elutsükli või evolutsiooni "esmasfaasis" ( cm. Hertzsprung-Russelli diagramm). Ühe keemilise elemendi muundumist teiseks tähe sees nimetatakse tuumasünteesi või nukleosüntees.
Eelkõige on Päike aktiivses nukleosünteesi protsessis vesiniku põletamise aktiivses staadiumis olnud umbes 5 miljardit aastat ja selle jätkamiseks tuumas olevatest vesinikuvarudest peaks meie valgustile piisama veel 5,5 miljardiks aastaks. Mida massiivsem on täht, seda suurem on selle vesinikkütuse varu, kuid gravitatsioonilise kollapsi jõudude vastu võitlemiseks peab see põletama vesinikku intensiivsusega, mis ületab vesinikuvarude kasvukiirust tähe massi kasvades. Seega, mida massiivsem on täht, seda lühem on tema eluiga, mille määrab vesinikuvarude ammendumine, ja suurimad tähed põlevad sõna otseses mõttes läbi “mõnede” kümnete miljonite aastatega. Kõige väiksemad tähed aga elavad mugavalt sadu miljardeid aastaid. Nii et sellel skaalal kuulub meie Päike "tugevasse keskklassi".
Varem või hiljem kasutab iga täht aga ära kogu põletamiseks sobiva vesiniku oma termotuumaahjus. Mis järgmiseks? See sõltub ka tähe massist. Päike (ja kõik tähed, mis ei ületa oma massi rohkem kui kaheksa korda) lõpetavad mu elu väga banaalselt. Kuna tähe soolestikus olevad vesinikuvarud on ammendunud, hakkavad gravitatsioonilised kokkusurumisjõud, mis on tähe sünnihetkest kannatlikult seda tundi oodanud, võitma – ja nende mõjul. täht hakkab kahanema ja muutub tihedamaks. Sellel protsessil on kahekordne mõju: temperatuur vahetult tähe tuuma ümbritsevates kihtides tõuseb tasemeni, mille juures seal sisalduv vesinik läbib lõpuks termotuumasünteesi, moodustades heeliumi. Samal ajal tõuseb praegu peaaegu täielikult heeliumist koosneva tuuma enda temperatuur nii palju, et heelium ise on omamoodi laguneva aine "tuhk". esmane reaktsioon nukleosüntees – astub uude termotuumafusioonireaktsiooni: kolm heeliumi tuuma moodustavad ühe süsiniku tuuma. See sekundaarse termotuumasünteesi reaktsiooni protsess, mille kütusena kasutatakse primaarse reaktsiooni saadusi, on üks neist võtmepunktid tähtede elutsükkel.
Heeliumi sekundaarsel põlemisel tähe tuumas vabaneb nii palju energiat, et täht hakkab sõna otseses mõttes paisuma. Eelkõige laieneb selles eluetapis Päikese kest Veenuse orbiidist kaugemale. Sel juhul jääb tähe kiirguse koguenergia ligikaudu samale tasemele kui tema elu põhifaasis, kuid kuna see energia kiirgub nüüd läbi palju suurema pinna, jahtub tähe välimine kiht kuni spektri punane osa. Täht muutub punane hiiglane.
Päikeseklassi tähtede puhul algab pärast sekundaarset nukleosünteesireaktsiooni toitava kütuse ammendumist uuesti gravitatsioonilise kollapsi staadium – seekord lõplik. Südamiku temperatuur ei ole enam võimeline tõusma tasemeni, mis on vajalik järgmise termotuumareaktsiooni taseme käivitamiseks. Seetõttu täht tõmbub kokku, kuni gravitatsioonilised külgetõmbejõud on tasakaalustatud järgmise jõubarjääriga. Tema rolli mängib degenereerunud elektrongaasi rõhk(cm. Chandrasekhari limiit). Elektronid, mis kuni selle etapini mängisid tähe evolutsioonis töötute lisade rolli, ei osalenud tuumasünteesi reaktsioonides ja liikusid vabalt tuumade vahel termotuumasünteesi protsessis, jäävad teatud kokkusurumise etapis ilma "eluruumist". ja hakkavad "vastu seisma" tähe edasisele gravitatsioonilisele kokkusurumisele. Tähe seisund stabiliseerub ja see muutub taandarenguks valge kääbus, mis kiirgab jääksoojust kosmosesse, kuni see täielikult jahtub.
Päikesest massiivsemad tähed seisavad silmitsi palju suurejoonelisema lõpuga. Pärast heeliumi põlemist osutub nende mass kokkusurumise ajal piisavaks tuuma ja kesta soojendamiseks temperatuurini, mis on vajalik järgmiste nukleosünteesireaktsioonide käivitamiseks - süsinik, seejärel räni, magneesium ja nii edasi, kui tuumamassid kasvavad. Veelgi enam, iga uue reaktsiooni algusega tähe tuumas jätkub eelmine oma kestas. Tegelikult kõike keemilised elemendid kuni universumi moodustava rauani tekkisid just seda tüüpi surevate tähtede sügavustes nukleosünteesi tulemusena. Kuid raud on piir; see ei saa olla kütusena tuumasünteesi või lagunemisreaktsioonide jaoks mis tahes temperatuuril ega rõhul, kuna nii selle lagunemine kui ka täiendavate nukleonide lisamine sellele nõuavad välise energia sissevoolu. Selle tulemusena kogub massiivne täht järk-järgult enda sisse rauast tuuma, mis ei saa olla kütusena edasisteks tuumareaktsioonideks.
Kui temperatuur ja rõhk tuumas saavutavad teatud taseme, hakkavad elektronid suhtlema raua tuumade prootonitega, mille tulemuseks on neutronite moodustumine. Ja väga lühikese aja jooksul – mõned teoreetikud usuvad, et selleks kulub vaid mõni sekund – lahustuvad tähe eelneva evolutsiooni ajal vabad elektronid sõna otseses mõttes raudtuumade prootonites, kogu tähe tuuma aine muutub tahke neutronite hunnik ja hakkab gravitatsioonilise kollapsi korral kiiresti kokku tõmbuma, kuna degenereerunud elektrongaasi vasturõhk langeb nullini. Tähe välimine kest, mille alt kogu tugi välja lööb, vajub keskpunkti poole kokku. Kokkuvarisenud väliskesta ja neutronite tuumaga kokkupõrke energia on nii suur, et see põrkub tohutu kiirusega ja hajub tuumast igas suunas – ja täht plahvatab sõna otseses mõttes pimestava välgatusega. supernoova tähed. Supernoova plahvatus võib mõne sekundiga vabastada kosmosesse rohkem energiat kui kõik galaktika tähed sama aja jooksul kokku.
Pärast supernoova plahvatust ja umbes 10-30 Päikese massiga tähtede kesta paisumist viib käimasolev gravitatsiooniline kollaps neutrontähe tekkeni, mille ainet surutakse kokku seni, kuni see hakkab tunda andma. degenereerunud neutronite rõhk - teisisõnu, nüüd hakkavad neutronid (nagu elektronid varem) vastu pidama edasisele kokkusurumisele, mis nõuab iseendale eluruum. Tavaliselt juhtub see siis, kui tähe läbimõõt on umbes 15 km. Tulemuseks on kiiresti pöörlev neutrontäht, mis kiirgab oma pöörlemissagedusega elektromagnetilisi impulsse; selliseid tähti kutsutakse pulsarid. Lõpuks, kui tähe tuumamass ületab 30 Päikese massi, ei saa miski peatada selle edasist gravitatsioonilist kokkuvarisemist ja supernoova plahvatus põhjustab
Esimene osa PROBLEEMI ASTRONOOMILINE ASPEKT
4. Tähtede evolutsioon Kaasaegne astronoomia on suur summa argumendid väite kasuks, et tähed tekivad gaasi- ja tolmupilvede kondenseerumisel tähtedevahelises keskkonnas. Sellest keskkonnast tähtede moodustumise protsess jätkub tänapäevani. Selle asjaolu selgitamine on kaasaegse astronoomia üks suurimaid saavutusi. Kuni suhteliselt hiljuti arvati, et kõik tähed tekkisid peaaegu samaaegselt miljardeid aastaid tagasi. Nende metafüüsiliste ideede kokkuvarisemist soodustas ennekõike vaatlusastronoomia areng ning tähtede ehituse ja evolutsiooni teooria areng. Selle tulemusena sai selgeks, et paljud vaadeldud tähed on suhteliselt noored objektid ja osa neist tekkis siis, kui inimene oli juba Maal. Oluline argument järelduse kasuks, et tähed tekivad tähtedevahelisest gaasi- ja tolmukeskkonnast, on ilmselgelt noorte tähtede rühmade (nn assotsiatsioonid) paiknemine Galaktika spiraalharudes. Fakt on see, et raadioastronoomiliste vaatluste kohaselt on tähtedevaheline gaas koondunud peamiselt galaktikate spiraalharudesse. Eelkõige juhtub see meie galaktikas. Veelgi enam, mõnede meile lähedaste galaktikate üksikasjalikest "raadiopiltidest" järeldub, et tähtedevahelise gaasi suurim tihedus on täheldatud spiraali sisemistel (vastava galaktika keskpunkti suhtes) servadel, millel on loomulik seletus, mille üksikasjadel me siin pikemalt peatuda ei saa. Kuid just nendes spiraalide osades vaadeldakse optilise astronoomia meetoditega "HII tsoone", st ioniseeritud tähtedevahelise gaasi pilvi. Peatükis 3 on juba öeldud, et selliste pilvede ioniseerumise põhjuseks saab olla ainult massiivsete kuumade tähtede ultraviolettkiirgus – ilmselgelt noored objektid (vt allpool). Tähtede evolutsiooni probleemi keskmes on nende energiaallikate küsimus. Tõepoolest, kust pärineb näiteks tohutu energiahulk, mis on vajalik Päikese kiirguse hoidmiseks ligikaudu vaadeldud tasemel mitme miljardi aasta jooksul? Iga sekund kiirgab Päike välja 4x10 33 ergit ja 3 miljardi aasta jooksul on see kiirganud 4x10 50 ergit. Pole kahtlust, et Päikese vanus on umbes 5 miljardit aastat. See tuleneb vähemalt tänapäevastest hinnangutest Maa vanuse kohta, kasutades erinevaid radioaktiivseid meetodeid. On ebatõenäoline, et Päike on Maast "noorem". Eelmisel sajandil ja selle alguses esitati erinevaid hüpoteese Päikese ja tähtede energiaallikate olemuse kohta. Mõned teadlased näiteks uskusid, et allikas päikeseenergia on meteoroidide pidev langemine selle pinnale; teised otsisid allikat Päikese pidevas kokkusurumises. Sellise protsessi käigus vabanev potentsiaalne energia võib teatud tingimustel muutuda kiirguseks. Nagu me allpool näeme, võib see allikas olla üsna tõhus tähtede evolutsiooni varases staadiumis, kuid see ei suuda Päikeselt vajaliku aja jooksul kiirgust pakkuda. Tuumafüüsika edusammud võimaldasid lahendada tähtede energiaallikate probleemi juba meie sajandi kolmekümnendate lõpus. Selliseks allikaks on termotuumasünteesi reaktsioonid, mis toimuvad tähtede sügavustes seal valitseval väga kõrgel temperatuuril (suurusjärgus kümme miljonit kelvinit). Nende reaktsioonide tulemusel, mille kiirus sõltub tugevalt temperatuurist, prootonid muutuvad heeliumi tuumadeks ning vabanev energia “lekib” aeglaselt läbi tähtede sügavuste ja lõpuks oluliselt muundudes, paiskub välja avakosmosesse. See on äärmiselt võimas allikas. Kui eeldada, et algselt koosnes Päike ainult vesinikust, mis termotuumareaktsioonide tulemusena muutus täielikult heeliumiks, siis vabaneb energiahulk ligikaudu 10 52 erg. Seega piisab kiirguse säilitamiseks vaadeldud tasemel miljardeid aastaid, kui Päike "kasutab ära" mitte rohkem kui 10% oma esialgsest vesinikuvarust. Nüüd võime tähe evolutsiooni ette kujutada järgmiselt. Mingil põhjusel (neid saab täpsustada mitu) hakkas tähtedevahelise gaasi- ja tolmukeskkonna pilv kondenseeruma. Üsna varsti (astronoomilises skaalas muidugi!) tekib sellest pilvest universaalsete gravitatsioonijõudude mõjul suhteliselt tihe läbipaistmatu gaasipall. Rangelt võttes ei saa seda palli veel täheks nimetada, kuna selle keskpiirkondades ei ole temperatuur termotuumareaktsioonide alguseks piisav. Palli sees olev gaasirõhk ei suuda veel tasakaalustada selle üksikute osade tõmbejõude, mistõttu see surub pidevalt kokku. Mõned astronoomid arvasid varem, et selliseid "protostaare" täheldati üksikutes udukogudes väga tumedate kompaktsete moodustiste, nn gloobulite kujul (joonis 12). Raadioastronoomia õnnestumised sundisid meid aga sellest üsna naiivsest vaatenurgast loobuma (vt allpool). Tavaliselt ei moodustu korraga mitte üks prototäht, vaid nende enam-vähem arvukas rühm. Seejärel muutuvad need rühmad astronoomidele hästi tuntud täheühendusteks ja -klastriteks. On väga tõenäoline, et tähe evolutsiooni selles väga varases staadiumis moodustuvad selle ümber väiksema massiga tükid, mis muutuvad seejärel järk-järgult planeetideks (vt 9. peatükk).Riis. 12. Gloobulid difusiooniudus
Kui prototäht kokku tõmbub, siis tema temperatuur tõuseb ja märkimisväärne osa vabanenud potentsiaalsest energiast kiirgub ümbritsevasse ruumi. Kuna kokkuvariseva gaasikuuli mõõtmed on väga suured, on kiirgus selle pinnaühiku kohta tähtsusetu. Kuna kiirgusvoog pinnaühiku kohta on võrdeline temperatuuri neljanda astmega (Stefan-Boltzmanni seadus), on tähe pinnakihtide temperatuur suhteliselt madal, samas kui selle heledus on peaaegu sama kui tavalisel tähel sama mass. Seetõttu asuvad spektri-heleduse diagrammil sellised tähed põhijadast paremal, st nad langevad sõltuvalt nende algmassi väärtustest punaste hiiglaste või punaste kääbuste piirkonda. Seejärel jätkab protostar kokkutõmbumist. Selle mõõtmed muutuvad väiksemaks ja pinnatemperatuur tõuseb, mille tulemusena muutub spekter üha "varajasemaks". Seega, liikudes mööda spektri-heleduse diagrammi, "istub protostar" üsna kiiresti põhijadale. Sel perioodil on tähe sisemuse temperatuur juba piisav, et seal saaksid alata termotuumareaktsioonid. Sel juhul tasakaalustab gaasirõhk tulevase tähe sees külgetõmbejõudu ja gaasipall lõpetab kokkusurumise. Prototähest saab täht. Prototähtedel kulub suhteliselt vähe aega, et läbida see oma evolutsiooni varaseim etapp. Kui näiteks prototähe mass on suurem kui päikese oma, kulub selleks vaid mõni miljon aastat, kui vähem, siis mitusada miljonit aastat. Kuna prototähtede evolutsiooniaeg on suhteliselt lühike, on tähtede varaseimat arengufaasi raske tuvastada. Sellegipoolest on sellises staadiumis tähti ilmselt täheldatud. Me mõtleme väga huvitavad tähed T-tüüpi Tauri, tavaliselt sukeldatud tumedatesse udukogudesse. 1966. aastal sai täiesti ootamatult võimalik jälgida prototähte varajased staadiumid nende evolutsioon. Oleme juba maininud selle raamatu kolmandas peatükis mitmete molekulide, peamiselt hüdroksüül-OH ja veeauru H2O avastamist raadioastronoomia abil tähtedevahelises keskkonnas. Raadioastronoomide üllatus oli suur, kui taevast uurides lainepikkusel 18 cm, mis vastab raadioliinile OH, oli hele, ülimalt kompaktne (st väikese suurusega). nurga mõõtmed) allikatest. See oli nii ootamatu, et nad keeldusid alguses isegi uskumast, et nii eredad raadioliinid võivad kuuluda hüdroksüülmolekulile. Eeldati, et need liinid kuuluvad mingile tundmatule ainele, millele anti kohe “sobiv” nimetus “mysterium”. Kuid "mysterium" jagas peagi oma optiliste "vendade" - "udukogu" ja "korona" - saatust. Fakt on see, et paljude aastakümnete jooksul ei suudetud udukogude ja päikesekrooni heledaid jooni tuvastada ühegi teadaoleva spektrijoonega. Seetõttu omistati need teatud hüpoteetilistele elementidele, mida maa peal ei tuntud - "udu" ja "kroon". Ärgem naeratagem halvustavalt astronoomide teadmatuse üle meie sajandi alguses: ju siis polnud ju aatomiteooriat! Füüsika areng pole järele jäänud perioodilisustabel Mendelejevi koht eksootiliste "taevaliste" jaoks: 1927. aastal tehti lahti "udukogu", mille jooned identifitseeriti täiesti usaldusväärselt ioniseeritud hapniku ja lämmastiku "keelatud" joontega ning 1939.–1941. Veenvalt näidati, et salapärased "korooniumi" jooned kuuluvad raua, nikli ja kaltsiumi mitmekordselt ioniseeritud aatomitesse. Kui "udukogu" ja "kodoonia" lahtimurdmiseks kulus aastakümneid, siis mõne nädala jooksul pärast avastamist sai selgeks, et "müsteeriumi" liinid kuuluvad tavalise hüdroksüülrühma, kuid ainult ebatavalistes tingimustes. Täiendavad vaatlused näitasid esiteks, et "müsteeriumi" allikatel on äärmiselt väikesed nurkmõõtmed. Seda näidati kasutades tollal uut, väga tõhus meetod uuringud, mida nimetatakse "raadiointerferomeetriaks väga pikkadel lähtejoontel". Meetodi olemus taandub allikate samaaegsele vaatlusele kahel raadioteleskoobil, mis asuvad üksteisest mitme tuhande km kaugusel. Nagu selgub, määrab nurkeraldusvõime lainepikkuse ja raadioteleskoopide vahelise kauguse suhtega. Meie puhul võib see väärtus olla ~3x10 -8 rad või mitu tuhandikku kaaresekundit! Pange tähele, et optilises astronoomias on selline nurkeraldusvõime endiselt täiesti saavutamatu. Sellised tähelepanekud on näidanud, et "müsteeriumi" allikaid on vähemalt kolme klassi. Siin oleme huvitatud 1. klassi allikatest. Kõik need asuvad gaasiliste ioniseeritud udukogude, näiteks kuulsa Orioni udukogu sees. Nagu juba mainitud, on nende suurused äärmiselt väikesed, mitu tuhat korda väiksemad suurused udukogud. Kõige huvitavam on see, et neil on keeruline ruumiline struktuur. Mõelgem näiteks allikale, mis asub udukogus nimega W3.
Riis. 13. Hüdroksüülliini nelja komponendi profiilid
Joonisel fig. Joonisel 13 on näidatud selle allika poolt kiiratava OH-liini profiil. Nagu näete, koosneb see suurest hulgast kitsastest heledatest joontest. Iga joon vastab teatud liikumiskiirusele piki seda joont kiirgava pilve vaatevälja. Selle kiiruse suuruse määrab Doppleri efekt. Kiiruste erinevus (piki vaatejoont) erinevate pilvede vahel ulatub ~10 km/s. Eespool mainitud interferomeetrilised vaatlused näitasid, et iga joont kiirgavad pilved ei ole ruumiliselt joondatud. Pilt tuleb välja selline: umbes 1,5 sekundi suuruse ala sees liiguvad kaared koos erinevatel kiirustel umbes 10 kompaktset pilve. Iga pilv kiirgab ühte kindlat (sagedus)joont. Pilvede nurkmõõtmed on väga väikesed, suurusjärgus mitu tuhandikku kaaresekundit. Kuna kaugus W3 udukoguni on teada (umbes 2000 tk), saab nurkmõõtmed kergesti teisendada lineaarseteks. Selgub, et pilvede liikumispiirkonna lineaarsed mõõtmed on suurusjärgus 10 -2 pc ja iga pilve mõõtmed on vaid suurusjärgu võrra suuremad kui kaugus Maast Päikeseni. Tekivad küsimused: mis tüüpi pilved need on ja miks nad hüdroksüülraadioliinides nii palju kiirgavad? Teisele küsimusele saadi vastus üsna kiiresti. Selgus, et kiirgusmehhanism on üsna sarnane laborimaseritel ja laseritel täheldatuga. Niisiis on “müsteeriumi” allikateks hiiglaslikud looduslikud kosmilised masserid, mis töötavad hüdroksüülliini lainel, mille pikkus on 18 cm. Maserites (ning optilistel ja infrapunasagedustel – laserites) on tohutu heledus. joon on saavutatud ja selle spektraallaius on väike. Teatavasti on sellest mõjust tingitud kiirguse võimendamine liinides võimalik siis, kui keskkond, milles kiirgus levib, on mingil moel “aktiveeritud”. See tähendab, et mõni "väline" energiaallikas (nn "pumpamine") muudab aatomite või molekulide kontsentratsiooni algsel (ülemisel) tasemel ebatavaliselt kõrgeks. Ilma pidevalt töötava "pumpamiseta" on maser või laser võimatu. Kosmiliste maserite "pumpamise" mehhanismi olemuse küsimus pole veel täielikult lahendatud. Tõenäoliselt tagab "pumpamise" aga üsna võimas infrapunakiirgus. Teine võimalik pumpamismehhanism võib olla teatud keemilised reaktsioonid. Meie jutt kosmilistest maseritest tasub katkestada, et mõelda, mille üle hämmastavad nähtused astronoomid kosmoses kokku puutuvad. Meie tormilise sajandi üks suurimaid tehnilisi leiutisi, mis mängib olulist rolli meie praegu toimuvas teadus- ja tehnikarevolutsioonis, on hõlpsasti teostatav looduslikes tingimustes ja pealegi tohutult! Mõne kosmilise maseri raadiokiirguse voog on nii suur, et seda oleks võinud tuvastada isegi raadioastronoomia tehnilisel tasemel 35 aastat tagasi, s.o juba enne masserite ja laserite leiutamist! Selleks oli vaja “ainult” teada OH raadiolingi täpset lainepikkust ja olla probleemist huvitatud. Muide, see pole esimene kord, kui inimkonna ees seisvatest olulisematest teaduslikest ja tehnilistest probleemidest jõutakse looduslikes tingimustes. Päikese ja tähtede kiirgust toetavad termotuumareaktsioonid (vt allpool) stimuleerisid Maal tuumakütuse tootmise projektide väljatöötamist ja elluviimist, mis peaks tulevikus lahendama kõik meie energiaprobleemid. Kahjuks oleme selle kõige olulisema probleemi lahendamisest veel kaugel, mille loodus lahendas "lihtsalt". Poolteist sajandit tagasi märkis valguse laineteooria rajaja Fresnel (muidugi teisel korral): "Loodus naerab meie raskuste üle." Nagu näeme, on Fresneli märkus tänapäeval veelgi tõene. Pöördugem siiski tagasi kosmiliste masersite juurde. Kuigi nende maserite “pumpamise” mehhanism pole veel päris selge, on masermehhanismi abil siiski võimalik saada ligikaudne ettekujutus füüsilistest tingimustest 18 cm joont kiirgavates pilvedes. et need pilved on üsna tihedad: ühe kuupsentimeetri kohta on vähemalt 10 8 -10 9 osakest ja neist märkimisväärse (ja võib-olla enamiku) osa moodustavad molekulid. Tõenäoliselt ei ületa temperatuur kaht tuhat Kelvinit, tõenäoliselt on see umbes 1000 Kelvinit. Need omadused erinevad järsult isegi kõige tihedamate tähtedevahelise gaasipilvede omadustest. Arvestades ikka suhteliselt väikesed suurused pilved, jõuame tahes-tahtmata järeldusele, et need meenutavad pigem ülihiidtähtede laiendatud, üsna külma atmosfääri. On väga tõenäoline, et need pilved pole midagi muud kui prototähtede arengu varajane staadium, mis järgneb vahetult nende kondenseerumisele tähtedevahelisest keskkonnast. Seda väidet (mida selle raamatu autor väljendas juba 1966. aastal) toetavad ka teised faktid. Ududes, kus vaadeldakse kosmilisi massereid, on nähtavad noored kuumad tähed (vt allpool). Järelikult lõppes sealne tähtede kujunemise protsess hiljuti ja jätkub suure tõenäosusega ka praegu. Võib-olla on kõige uudishimulikum see, et nagu näitavad raadioastronoomia vaatlused, on seda tüüpi kosmilised maserid justkui "sukeldunud" väikestesse väga tihedatesse ioniseeritud vesiniku pilvedesse. Need pilved sisaldavad palju kosmilist tolmu, mis muudab need optilises vahemikus märkamatuks. Selliseid "kookoneid" ioniseerib nende sees asuv noor kuum täht. Infrapuna-astronoomia on osutunud tähtede tekkeprotsesside uurimisel väga kasulikuks. Tõepoolest, infrapunakiirte puhul pole tähtedevaheline valguse neeldumine nii oluline. Nüüd võime ette kujutada järgmist pilti: tähtedevahelise keskkonna pilvest moodustub selle kondenseerumise kaudu mitu tükki erinevad kaalud, arenedes prototähtedeks. Evolutsiooni kiirus on erinev: massiivsemate tükkide puhul on see suurem (vt tabel 2 allpool). Seetõttu muutub kõige massiivsem tükk kõigepealt kuumaks täheks, ülejäänud aga jäävad prototähe staadiumisse enam-vähem kauaks. Vaatleme neid maserkiirguse allikatena "vastsündinud" kuuma tähe vahetus läheduses, ioniseerides "kookoni" vesinikku, mis ei ole tükkideks kondenseerunud. Loomulikult täiustatakse seda umbkaudset skeemi veelgi ja loomulikult tehakse selles olulisi muudatusi. Kuid fakt jääb faktiks: ootamatult selgus, et mõnda aega (tõenäoliselt suhteliselt lühikest aega) vastsündinud protostaarid piltlikult öeldes "karjuvad" oma sünnist, kasutades kasutades uusimaid meetodeid kvantradiofüüsika (s.o. maserid)... 2 aastat pärast kosmiliste massirite avastamist hüdroksüülil (joon 18 cm) - leiti, et samad allikad kiirgavad samaaegselt (ka masermehhanismi abil) veeauru joont, mille lainepikkus mis on 1, 35 cm. “Vesi” maseri intensiivsus on isegi suurem kui “hüdroksüüli” omal. H2O joont kiirgavad pilved, mis asuvad küll hüdroksüülpilvedega samas väikeses mahus, liiguvad erineva kiirusega ja on palju kompaktsemad. Ei saa välistada, et lähiajal avastatakse ka teisi maseri liine*. Nii muutis raadioastronoomia täiesti ootamatult tähetekke klassikalisest probleemist vaatlusastronoomia** haru. Põhijadale sattunud ja kokkutõmbumise lõpetanud täht kiirgab pikka aega, praktiliselt muutmata oma asukohta spektri-heleduse diagrammil. Selle kiirgust toetavad keskpiirkondades toimuvad termotuumareaktsioonid. Seega on põhijada justkui spektri-heledusdiagrammi punktide geomeetriline asukoht, kus täht (olenevalt selle massist) võib termotuumareaktsioonide tõttu kiirata pikka aega ja püsivalt. Tähe koha põhijärjestuses määrab selle mass. Tuleb märkida, et spektri-heleduse diagrammil on veel üks parameeter, mis määrab tasakaalu kiirgava tähe asukoha. See parameeter on tähe esialgne keemiline koostis. Kui raskete elementide suhteline arvukus väheneb, "langeb" täht alloleval diagrammil. Just see asjaolu seletab alamkääbuste jada olemasolu. Nagu eespool mainitud, on raskete elementide suhteline arvukus nendes tähtedes kümneid kordi väiksem kui põhijada tähtedes. Aja, mil täht põhijadale jääb, määrab tema algmass. Kui mass on suur, on tähe kiirgusel tohutu jõud ja ta kasutab kiiresti ära oma vesiniku “kütuse” varud. Näiteks põhijada tähed, mille mass on Päikesest mitukümmend korda suurem (need on O spektriklassi kuumad sinised hiiglased), võivad püsivalt kiirata, jäädes sellele jadale vaid mõneks miljoniks aastaks, samas kui tähed, mille mass on lähedane Päikeseenergia, on olnud põhijärjestuses 10–15 miljardit aastat. Allpool on tabel. 2, mis annab erinevate spektriklasside tähtede gravitatsioonilise kokkusurumise ja põhijadale jäämise arvutatud kestuse. Samas tabelis on näidatud tähtede masside, raadiuste ja heleduste väärtused päikeseühikutes.
tabel 2
| aastat | |||||
|
Spektriklass |
Heledus |
gravitatsiooniline kokkusurumine |
püsi põhijärjekorras | ||
|
G2 (päike) |
|||||
Riis. 14. Erineva massiga tähtede evolutsioonijäljed heleduse-temperatuuri diagrammil
Riis. 15. Hertzsprung-Russelli diagramm täheparve NGC 2254 jaoks
Riis. 16. Hertzsprung - Russelli diagramm kerasparve M 3. Pikti vertikaaltelge - suhteline suurus
Vastav diagramm näitab selgelt kogu põhijada, sealhulgas selle vasakpoolset ülemist osa, kus asuvad kuumad massiivsed tähed (värviindeks 0,2 vastab temperatuurile 20 tuhat K, st B-klassi spekter). Kerasparv M3 on "vana" objekt. Selgelt on näha, et selle parve jaoks koostatud põhijärjestuse diagrammi ülemises osas pole peaaegu ühtegi tähte. Kuid M 3 punane hiiglaslik haru on väga rikkalikult esindatud, samas kui NGC 2254-l on punaseid hiiglasi väga vähe. See on arusaadav: vanal klastris on M 3 suur number tähed on põhijadast juba “lahkunud”, samas kui noores parves NGC 2254 juhtus see vaid vähese hulga suhteliselt massiivsete kiiresti arenevate tähtedega. Tähelepanuväärne on see, et M 3 hiiglaslik haru läheb üsna järsult ülespoole, samas kui NGC 2254 puhul on see peaaegu horisontaalne. Teoreetilisest vaatenurgast võib seda seletada oluliselt väiksema raskete elementide sisaldusega M 3-s. Ja tõepoolest, kerasparvede tähtedes (nagu ka teistes tähtedes, mis ei koondu niivõrd galaktilise tasapinna poole, kuivõrd galaktika keskuse suunas), on raskete elementide suhteline arvukus tähtsusetu. M 3 skeemil "Värviindeks - heledus" on näha veel üks peaaegu horisontaalne haru. NGC 2254 jaoks koostatud diagrammil pole sarnast haru. Teooria selgitab selle haru välimust järgmiselt. Pärast seda, kui tähe - punase hiiglase - kokkutõmbuva tiheda heeliumi tuuma temperatuur jõuab 100-150 miljoni K-ni, hakkab seal toimuma uus tuumareaktsioon. See reaktsioon seisneb süsiniku tuuma moodustumises kolmest heeliumi tuumast. Niipea kui see reaktsioon algab, peatub tuuma kokkusurumine. Järgnevalt pinnakihid
tähed tõstavad oma temperatuuri ja spektri-heleduse diagrammil olev täht liigub vasakule. Just sellistest tähtedest moodustub M 3 diagrammi kolmas horisontaalne haru.
Riis. 17. Kokkuvõte Hertzsprung-Russelli diagramm 11 täheparve jaoks
Joonisel fig. Joonisel 17 on skemaatiliselt kujutatud 11 klastri värvi-heleduse kokkuvõtlikku diagrammi, millest kaks (M 3 ja M 92) on kerakujulised. Selgelt on näha, kuidas erinevate klastrite põhijadad “painduvad” paremale ja ülespoole täielikus kooskõlas juba käsitletud teoreetiliste kontseptsioonidega. Jooniselt fig. 17 saab kohe kindlaks teha, millised klastrid on noored ja millised vanad. Näiteks “topelt” klaster X ja h Perseus on noor. See "säilitas" olulise osa põhijärjestusest. M 41 klaster on vanem, Hyades klaster veelgi vanem ja M 67 klaster on väga vana, mille värvi-heleduse diagramm on väga sarnane kerasparvede M 3 ja M 92 sarnase diagrammiga. Ainult hiiglane kerasparvede haru on kõrgem kooskõlas erinevustega keemiline koostis, millest oli varem juttu. Seega vaatlusandmed kinnitavad ja õigustavad täielikult teooria järeldusi. Näib, et oleks raske oodata vaatluslikku kontrolli tähtede siseruumides toimuvate protsesside teooriale, mida varjab meie eest tohutu täheaine paksus. Ja ometi jälgib siinset teooriat pidevalt astronoomiliste vaatluste praktika. Tuleb märkida, et suure hulga värvide-heleduse diagrammide koostamine nõudis astronoomide vaatlemisel tohutut tööd ja vaatlusmeetodite radikaalset täiustamist. Teisest küljest oleks tähtede sisestruktuuri ja evolutsiooni teooria edasiminek olnud võimatu ilma kiirete elektrooniliste arvutusmasinate kasutamisel põhineva kaasaegse arvutustehnoloogiata. Ka tuumafüüsika alased uuringud pakkusid teooriale hindamatut teenust, mis võimaldas saada tähtede sisemuses toimuvate tuumareaktsioonide kvantitatiivseid omadusi. Liialdamata võib öelda, et tähtede ehituse ja evolutsiooni teooria arendamine on 20. sajandi teise poole astronoomia üks suurimaid saavutusi. Kaasaegse füüsika areng avab võimaluse tähtede ja eriti Päikese siseehituse teooria otseseks vaatluseks testimiseks. Räägime võimalusest tuvastada võimas neutriinovoog, mida Päike peaks kiirgama, kui selle sügavuses toimuvad tuumareaktsioonid. On hästi teada, et neutriinod suhtlevad teistega äärmiselt nõrgalt elementaarosakesed. Näiteks neutriino võib lennata läbi kogu Päikese paksuse peaaegu ilma neeldumiseta, samal ajal kui röntgenkiirgus suudab läbida vaid mõne millimeetrise aine Päikese sisemuses ilma neeldumiseta. Kui kujutame ette, et iga osakese energiaga võimas neutriinokiir
Tähed saavad energiat teatavasti termotuumasünteesi reaktsioonidest ja iga täht jõuab varem või hiljem punkti, mil tema termotuumakütus saab otsa. Mida suurem on tähe mass, seda kiiremini põletab ta kõik, mis võimalik, ja jõuab oma eksistentsi lõppfaasi. Edasised sündmused võivad järgida erinevaid stsenaariume, millest sõltub eelkõige massid.
Samal ajal kui tähe keskel olev vesinik "põleb ära", eraldub selles heeliumi tuum, mis surub kokku ja vabastab energiat. Seejärel võivad selles alata heeliumi ja järgnevate elementide põlemisreaktsioonid (vt allpool). Väliskihid paisuvad kuumutatud tuumast tuleva suurenenud rõhu mõjul mitu korda, tähest saab punane hiiglane.
Olenevalt tähe massist võivad selles tekkida erinevad reaktsioonid. See määrab, milline on tähe koostis selleks ajaks, kui sulandumine välja sureb.
Valged kääbused
Tähtede puhul, mille mass on kuni umbes 10 MC, kaalub tuum alla 1,5 MC. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist kiirgusrõhk lakkab ja tuum hakkab gravitatsiooni mõjul kahanema. See tõmbub kokku, kuni Pauli printsiibist tingitud degenereerunud elektrongaasi rõhk hakkab segama. Väliskihid eralduvad ja hajuvad, moodustades planetaarse udukogu. Esimese sellise udukogu avastas prantsuse astronoom Charles Messier 1764. aastal ja kataloogis selle numbri M27 alla.
Südamikust väljuvat nimetatakse valgeks kääbuseks. Valgete kääbuste tihedus on suurem kui 10 7 g/cm 3 ja pinnatemperatuur suurusjärgus 10 4 K. Heledus on 2-4 suurusjärku väiksem kui Päikese heledus. Termotuumasünteesi selles ei toimu, kogu tema poolt väljastatav energia akumuleeriti varem, seega jahtuvad valged kääbused aeglaselt ja lakkavad olemast nähtavad.
Valgel kääbusel on endiselt võimalus olla aktiivne, kui ta on osa kaksiktähest ja tõmbab oma kaaslase massi enda peale (näiteks sai kaaslasest punane hiiglane ja täitis oma massiga kogu oma Roche'i sagara). Sel juhul võib vesiniku süntees CNO tsüklis alata valges kääbuses sisalduva süsiniku abil, lõppedes välise vesinikukihi ("uus" täht) vabanemisega. Või võib valge kääbuse mass kasvada nii suureks, et tema süsinik-hapnik komponent süttib keskelt tuleva plahvatusliku põlemislaine käigus. Selle tulemusena moodustuvad rasked elemendid suure energiakoguse vabanemisega:
12 C + 16 O → 28 Si + 16,76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10,92 MeV
Tähe heledus suureneb tugevalt 2 nädala jooksul, seejärel väheneb kiiresti veel 2 nädala jooksul, misjärel väheneb 50 päeva jooksul umbes 2 korda. Põhiline energia (umbes 90%) eraldub nikli isotoobi lagunemisahelast gammakiirte kujul.Seda nähtust nimetatakse 1. tüüpi supernoovaks.
Valgeid kääbusi, mille mass oleks 1,5 või rohkem, pole olemas. Seda seletatakse asjaoluga, et valge kääbuse olemasoluks on vaja tasakaalustada gravitatsiooniline kokkusurumine elektrongaasi rõhuga, kuid see juhtub massidel, mis ei ületa 1,4 M C, seda piirangut nimetatakse Chandrasekhari piiriks. Väärtuse võib saada rõhujõudude ja gravitatsiooni kokkusurumise jõudude võrdsuse tingimusena eeldusel, et elektronide moment on määratud nende hõivatud ruumala määramatuse suhtega ja nad liiguvad valguse kiirusele lähedase kiirusega. .
Neutronitähed
Massiivsemate (> 10 M C) tähtede puhul toimub kõik veidi teisiti Kõrge temperatuur südamikus aktiveerib energia neeldumisreaktsioone, nagu prootonite, neutronite ja alfaosakeste välja koputamine tuumadest, samuti e-püüdmine suure energiaga elektronidest, kompenseerides kahe tuuma massivahe. Teine reaktsioon tekitab tuumas neutronite ülejäägi. Mõlemad reaktsioonid viivad selle jahtumiseni ja tähe üldise kokkusurumiseni. Kui termotuumasünteesi energia saab otsa, muutub kokkusurumine kesta peaaegu vabaks langemiseks kokkuvarisevale tuumale. Samal ajal kiireneb järsult termotuumasünteesi kiirus välimistes langevates kihtides, mis viib mõne minuti jooksul tohutu energiahulga emissioonini (võrreldav energiaga, mida valgustähed kogu oma olemasolu jooksul kiirgavad).
Oma suure massi tõttu ületab kokkuvarisev tuum elektrongaasi rõhu ja tõmbub veelgi kokku. Sel juhul toimuvad reaktsioonid p + e - → n + ν e, mille järel ei jää tuuma peaaegu enam kokkusurumist segavaid elektrone. Kokkusurumine toimub suurustel 10–30 km, mis vastab tihedusele, mille määrab degenereerunud neutronigaasi rõhk. Südamikule langev aine saab neutronite südamikust peegelduva lööklaine ja osa selle kokkusurumisel vabanevast energiast, mis viib väliskesta kiire väljapaiskumiseni külgedele. Saadud objekti nimetatakse neutrontäheks. Enamiku (90%) gravitatsioonilisest kokkusurumisest vabanevast energiast kannavad neutriinod ära esimestel sekunditel pärast kollapsit. Ülaltoodud protsessi nimetatakse 2. tüüpi supernoova plahvatuseks. Plahvatuse energia on selline, et mõned neist on (harva) palja silmaga nähtavad isegi päeval. Esimese supernoova registreerisid Hiina astronoomid aastal 185 pKr. Praegu registreeritakse aastas mitusada haiguspuhangut.
Saadud neutrontähe tihedus on ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm 3 . Nurkmomendi säilitamine tähe kokkusurumise ajal põhjustab väga lühikesi tiirlemisperioode, mis jäävad tavaliselt vahemikku 1 kuni 1000 ms. Tavaliste tähtede jaoks on sellised perioodid võimatud, sest Nende raskusjõud ei suuda sellise pöörlemise tsentrifugaaljõududele vastu seista. Neutrontähel on väga suur magnetväli, mis ulatub pinnal 10 12–10 13 Gaussi, mis põhjustab tugevat elektromagnetkiirgust. Magnettelg, mis ei ühti pöörlemisteljega, viib selleni, et neutrontäht saadab teatud suunas perioodilisi (pöörlemisperioodiga) kiirgusimpulsse. Sellist tähte nimetatakse pulsariks. See asjaolu aitas neil eksperimentaalselt avastada ja seda kasutatakse tuvastamiseks. Neutrontähe tuvastamine optiliste meetodite abil on selle vähese heleduse tõttu palju keerulisem. Orbitaalperiood väheneb järk-järgult energia ülemineku tõttu kiirguseks.
Neutrontähe välimine kiht koosneb kristalsest ainest, peamiselt rauast ja selle naaberelementidest. Suurema osa ülejäänud massist moodustavad neutronid, pione ja hüperoneid võib leida päris keskelt. Tähe tihedus suureneb keskpunkti suunas ja võib jõuda tuumaaine tihedusest märkimisväärselt suuremate väärtusteni. Aine käitumine sellistel tihedustel on halvasti mõistetav. Vabade kvarkide, sealhulgas mitte ainult esimese põlvkonna kvarkide kohta on olemas teooriaid hadroonaine sellise äärmusliku tiheduse juures. Võimalikud on neutronaine ülijuhtivad ja ülivedelikud olekud.
Neutrontähe jahutamiseks on 2 mehhanismi. Üks neist on footonite emissioon, nagu igal pool mujal. Teine mehhanism on neutriino. See valitseb seni, kuni südamiku temperatuur on üle 10 8 K. Tavaliselt vastab see pinnatemperatuurile üle 10 6 K ja kestab 10 5 −10 6 aastat. Neutriinode väljastamiseks on mitu võimalust:
Mustad augud
Kui algse tähe mass ületas 30 Päikese massi, siis on supernoova plahvatuses tekkinud tuum raskem kui 3 M C. Selle massi juures ei suuda neutrongaasi rõhk enam gravitatsiooni tagasi hoida ja tuum ei peatu neutrontähe staadiumis, vaid jätkab kokkuvarisemist (katseliselt tuvastatud neutrontähtede mass ei ületa aga 2 päikesemassi, mitte kolm). Seekord ei takista miski kokkuvarisemist ja moodustub must auk. Sellel objektil on puhtalt relativistlik olemus ja seda ei saa seletada ilma üldrelatiivsusteooriata. Hoolimata asjaolust, et mateeria on teooria kohaselt varisenud punktiks - singulaarsuseks, on mustal augul nullist erinev raadius, mida nimetatakse Schwarzschildi raadiuseks:
R Ш = 2GM/s 2.
Raadius tähistab musta augu gravitatsioonivälja piiri, mis on ületamatu isegi footonite jaoks, mida nimetatakse sündmuste horisondiks. Näiteks Päikese Schwarzschildi raadius on vaid 3 km. Väljaspool sündmuste horisonti on musta augu gravitatsiooniväli sama, mis selle massiga tavalise objekti oma. Musta auku saab jälgida ainult kaudsete mõjude abil, kuna see ise ei eralda märgatavat energiat.
Kuigi sündmuste horisondist ei pääse miski, võib must auk ikkagi kiirgust tekitada. Kvantfüüsilises vaakumis sünnivad ja kaovad pidevalt virtuaalsed osakeste-antiosakeste paarid. Musta augu tugevaim gravitatsiooniväli suudab nendega suhelda enne, kui nad kaovad ja antiosakese neelavad. Kui virtuaalse antiosakese koguenergia oli negatiivne, kaotab must auk massi ja ülejäänud osake muutub reaalseks ning saab piisavalt energiat, et musta augu väljast minema lennata. Seda kiirgust nimetatakse Hawkingi kiirguseks ja sellel on musta keha spekter. Sellele võib omistada teatud temperatuuri:
Selle protsessi mõju enamiku mustade aukude massile on tühine võrreldes energiaga, mida nad saavad isegi kosmilisest mikrolaine taustkiirgusest. Erandiks on reliktsed mikroskoopilised mustad augud, mis võisid tekkida Universumi evolutsiooni varases staadiumis. Väikesed suurused kiirendavad aurustumisprotsessi ja aeglustavad massi suurenemise protsessi. Selliste mustade aukude aurustamise viimased etapid peaksid lõppema plahvatusega. Kirjeldusele vastavaid plahvatusi ei registreeritud.
Musta auku langev aine kuumeneb ja muutub röntgenikiirguse allikaks, mis on kaudne märk musta augu olemasolust. Kui suure nurkimpulsiga aine langeb musta auku, moodustab see selle ümber pöörleva akretsiooniketta, milles osakesed kaotavad enne musta auku langemist energiat ja nurkimpulsi. Ülimassiivse musta augu puhul ilmnevad piki ketta telge kaks selgelt eristuvat suunda, milles kiirgava kiirguse rõhk ja elektromagnetilised efektid kiirendavad kettalt välja paiskuvaid osakesi. See tekitab mõlemas suunas võimsad ainejoad, mida saab ka registreerida. Ühe teooria kohaselt on selliselt üles ehitatud aktiivsed galaktilised tuumad ja kvasarid.
Pöörlev must auk on keerulisem objekt. Pöörlemisega "jäädvustab" teatud ruumipiirkonna sündmuste horisondi taga ("Lense-Thirring Effect"). Seda ala nimetatakse ergosfääriks, selle piiri nimetatakse staatilisuse piiriks. Staatiline piir on ellipsoid, mis langeb kokku sündmuste horisondiga musta augu pöörlemise kahel poolusel.
Pöörlevatel mustadel aukudel on täiendav energiakao mehhanism energia ülekande kaudu ergosfääri lõksu jäänud osakestele. Selle energiakaoga kaasneb nurkimpulsi kadu ja see aeglustab pöörlemist.
Bibliograafia
- S.B.Popov, M.E.Prokhorov "Üksikute neutrontähtede astrofüüsika: raadiovaiksed neutrontähed ja magnetarid" SAI MSU, 2002
- William J. Kaufman "Suhtelisuse kosmilised piirid" 1977
- Muud Interneti-allikad
20. detsember 10 g.
Tähtede evolutsioon astronoomias on muutuste jada, mille täht läbib oma eluea jooksul, st sadade tuhandete, miljonite või miljardite aastate jooksul, kui ta kiirgab valgust ja soojust. Sellise tohutu aja jooksul on muutused üsna märkimisväärsed.
Tähe areng algab hiiglaslikust molekulaarpilvest, mida nimetatakse ka tähehälliks. Suurem osa galaktika "tühjast" ruumist sisaldab tegelikult 0,1–1 molekuli cm 3 kohta. Molekulaarpilve tihedus on umbes miljon molekuli cm 3 kohta. Sellise pilve mass ületab oma suuruse tõttu Päikese massi 100 000–10 000 000 korda: läbimõõduga 50–300 valgusaastat.
Tähe areng algab hiiglaslikust molekulaarpilvest, mida nimetatakse ka tähehälliks.
Kuigi pilv pöörleb vabalt ümber oma kodugalaktika keskpunkti, ei juhtu midagi. Kuid gravitatsioonivälja ebahomogeensuse tõttu võivad selles tekkida häired, mis põhjustavad lokaalseid massikontsentratsioone. Sellised häired põhjustavad pilve gravitatsioonilise kokkuvarisemise. Üks selleni viivaid stsenaariume on kahe pilve kokkupõrge. Teine kokkuvarisemist põhjustav sündmus võib olla pilve läbimine läbi spiraalgalaktika tiheda haru. Kriitiline tegur võib olla ka lähedal asuva supernoova plahvatus, mille lööklaine põrkab tohutu kiirusega molekulaarpilvega kokku. Samuti on võimalik, et galaktikad põrkuvad, mis võib põhjustada tähtede moodustumise plahvatuse, kuna kokkupõrke tagajärjel surutakse kokku gaasipilved igas galaktikas. Üldiselt võivad kõik pilve massile mõjuvate jõudude ebahomogeensused käivitada tähtede tekke.
mis tahes ebaühtlus pilve massile mõjuvates jõududes võib käivitada tähtede tekke.
Selle protsessi käigus tõmbuvad molekulipilve ebahomogeensused kokku oma gravitatsiooni mõjul ja omandavad järk-järgult palli kuju. Kokkusurumisel muutub gravitatsioonienergia soojuseks ja objekti temperatuur tõuseb.
Kui temperatuur keskmes jõuab 15–20 miljoni K-ni, algavad termotuumareaktsioonid ja kokkusurumine peatub. Objektist saab täisväärtuslik täht.
Tähe evolutsiooni järgnevad etapid sõltuvad peaaegu täielikult selle massist ja alles tähe evolutsiooni lõpus saab rolli mängida tema keemiline koostis.
Tähe elu esimene etapp on sarnane päikese omaga – selles domineerivad vesinikutsükli reaktsioonid.
Selles olekus püsib see suurema osa oma elueast, olles Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses, kuni selle tuuma kütusevarud otsa saavad. Kui kogu tähe keskel olev vesinik muudetakse heeliumiks, moodustub heeliumi tuum ja tuuma perifeerias jätkub vesiniku termotuumapõlemine.
Väikesed jahedad punased kääbused põletavad aeglaselt oma vesinikuvarud ja jäävad põhijadale kümneteks miljarditeks aastateks, samas kui massiivsed superhiiglased lahkuvad põhijadast mõnekümne miljoni (ja mõned vaid mõne miljoni) aasta jooksul pärast moodustumist.
Praegu ei ole kindlalt teada, mis juhtub heledate tähtedega pärast seda, kui vesinikuvarud nende tuumades on ammendatud. Kuna universumi vanus on 13,8 miljardit aastat, ei piisa selliste tähtede vesiniku kütusevarude ammendumiseks, kaasaegsed teooriad põhinevad sellistes tähtedes toimuvate protsesside arvutimudelil.
Teoreetiliste kontseptsioonide kohaselt aurustuvad mõned heledad tähed, mis kaotavad oma aine (tähetuul), järk-järgult, muutudes järjest väiksemaks. Teised, punased kääbused, jahtuvad aeglaselt miljardite aastate jooksul, eraldades samal ajal nõrka emissiooni elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus.
Keskmise suurusega tähed, nagu Päike, jäävad põhijadasse keskmiselt 10 miljardiks aastaks.
Arvatakse, et Päike on endiselt sellel, nagu ta on oma elutsükli keskel. Kui tähe südamikus vesinik saab otsa, lahkub ta põhijadast.
Kui tähe südamikus vesinik saab otsa, lahkub ta põhijadast.
Ilma termotuumareaktsioonide käigus tekkinud ja sisemist gravitatsiooni tasakaalustava rõhuta hakkab täht uuesti kokku tõmbuma, nagu ta oli varem oma tekkeprotsessi ajal.
Temperatuur ja rõhk tõusevad uuesti, kuid erinevalt prototähe etapist palju kõrgemale tasemele.
Kokkuvarisemine jätkub, kuni umbes 100 miljoni K temperatuuril algavad heeliumi sisaldavad termotuumareaktsioonid, mille käigus heelium muudetakse raskemateks elementideks (heelium süsinikuks, süsinik hapnikuks, hapnik räniks ja lõpuks räni rauaks).
Kokkuvarisemine jätkub, kuni heeliumi sisaldavad termotuumareaktsioonid algavad temperatuuril ligikaudu 100 miljonit K
Aine termotuumapõlemine, mis algas uuel tasemel, põhjustab tähe koletu paisumise. Täht "paisub", muutudes väga "lahtiseks" ja selle suurus suureneb ligikaudu 100 korda.
Täht muutub punaseks hiiglaseks ja heeliumi põlemise faas kestab umbes mitu miljonit aastat.
Edasine oleneb ka tähe massist.
Tähtede juures keskmine suurus heeliumi termotuumapõlemisreaktsioon võib viia tähe väliskihtide plahvatusliku vabanemiseni koos tähe moodustumisega. planetaarne udukogu. Tähe tuum, milles termotuumareaktsioonid peatuvad, jahtub ja muutub heeliumvalgeks kääbuseks, mille mass on tavaliselt kuni 0,5-0,6 päikesemassi ja mille läbimõõt on suurusjärgus Maa läbimõõt.
Massiivsete ja ülimassiivsete tähtede puhul (mille mass on viis päikesemassi või rohkem) põhjustavad nende tuumas gravitatsioonilise kokkusurumise suurenemisel toimuvad protsessid plahvatuse. supernoova tohutu energia vabanemisega. Plahvatusega kaasneb märkimisväärne täheaine massi paiskumine tähtedevahelisse ruumi. See aine osaleb seejärel uute tähtede, planeetide või satelliitide moodustamises. Tänu supernoovadele areneb universum tervikuna ja eriti iga galaktika keemiliselt. Pärast plahvatust allesjäänud tähetuum võib areneda neutrontäheks (pulsariks), kui tähe hilise staadiumi mass ületab Chandrasekhari piiri (1,44 Päikese massi), või mustaks auguks, kui tähe mass ületab Oppenheimeri-Volkoffi piiri. (hinnangulised väärtused 2,5-3 päikesemassi).
Tähtede evolutsiooniprotsess Universumis on pidev ja tsükliline – vanad tähed tuhmuvad ja nende asemele süttivad uued.
Kaasaegsete teaduslike kontseptsioonide kohaselt moodustusid planeetide ja elu tekkeks Maal vajalikud elemendid täheainest. Kuigi ühest üldtunnustatud seisukohta, kuidas elu tekkis, pole.
