Eri massaisten tähtien evoluutio
Tähtitieteilijät eivät voi tarkkailla yhden tähden elämää alusta loppuun, koska lyhyimmänkin iän tähdet ovat olemassa miljoonia vuosia - pidempään kuin koko ihmiskunnan elinikä. Tähtien fysikaalisten ominaisuuksien ja kemiallisen koostumuksen muutokset ajan myötä, ts. tähtien evoluutiota, tähtitieteilijät tutkivat vertaamalla monien tähtien ominaisuuksia evoluution eri vaiheissa.
Fysikaaliset lait, jotka yhdistävät tähtien havaitut ominaisuudet, heijastuvat väri-valoisuuskaaviossa - Hertzsprung-Russell-kaaviossa, jossa tähdet muodostavat erilliset ryhmät - sekvenssit: tähtien pääsarja, superjättiläisten sarjat, kirkkaat ja heikommat jättiläiset, alajättiläiset , alikääpiöt ja valkoiset kääpiöt.
Suurimman osan elämästään mikä tahansa tähti on ns pääsekvenssi väri-valoisuus kaavioita. Kaikki muut tähden evoluution vaiheet ennen tiiviin jäännöksen muodostumista vievät enintään 10 % tästä ajasta. Tästä syystä useimmat galaksissamme havaituista tähdistä ovat nöyriä punaisia kääpiöitä, joiden massa on enintään Auringon massa. Pääsekvenssi sisältää noin 90 % kaikista havaituista tähdistä.
Tähden elinikä ja se, millaiseksi se muuttuu elämänsä lopussa, määräytyy täysin sen massan mukaan. Tähdet, joiden massa on suurempi kuin aurinko, elävät paljon vähemmän kuin aurinko, ja massiivisimpien tähtien elinikä on vain miljoonia vuosia. Suurimman osan tähtien elinikä on noin 15 miljardia vuotta. Kun tähti on käyttänyt energialähteensä, se alkaa jäähtyä ja supistua. Tähtien evoluution lopputuote on kompakteja massiivisia esineitä, jotka ovat monta kertaa tavallisia tähtiä tiheämpiä.
Tähdet erilaisia massoja päätyvät johonkin kolmesta tilasta: valkoiset kääpiöt, neutronitähdet tai mustat aukot. Jos tähden massa on pieni, painovoimat ovat suhteellisen heikkoja ja tähden puristuminen (painovoiman romahtaminen) pysähtyy. Hän menee sisään vakaa tila valkoinen kääpiö. Jos massa ylittää kriittisen arvon, puristus jatkuu. Erittäin suurella tiheydellä elektronit yhdistyvät protonien kanssa muodostaen neutroneja. Pian melkein koko tähti koostuu pelkästään neutroneista ja sen tiheys on niin valtava, että valtava tähtimassa keskittyy hyvin pieneen palloon, jonka säde on useita kilometrejä ja puristus pysähtyy - muodostuu neutronitähti. Jos tähden massa on niin suuri, että edes neutronitähden muodostuminen ei pysäytä painovoiman romahtamista, niin tähden kehityksen viimeinen vaihe on musta aukko.
Aurinkomme on paistanut yli 4,5 miljardia vuotta. Samalla se kuluttaa jatkuvasti vetyä. On täysin selvää, että vaikka sen varannot ovat kuinka suuret tahansa, ne jonain päivänä loppuvat. Ja mitä tapahtuu valaisimelle? Tähän kysymykseen on vastaus. Tähden elinkaarta voidaan tutkia käyttämällä muita vastaavia avaruusmuodostelmia. Itse asiassa avaruudessa on todellisia patriarkkoja, joiden ikä on 9-10 miljardia vuotta. Ja siellä on hyvin nuoria tähtiä. Ne ovat vain muutamia kymmeniä miljoonia vuosia vanhoja.
Näin ollen universumissa "levitettävien" eri tähtien tilaa tarkkailemalla voidaan ymmärtää, kuinka ne käyttäytyvät ajan myötä. Tästä voidaan vetää analogia muukalaisen tarkkailijan kanssa. Hän lensi Maahan ja alkoi tutkia ihmisiä: lapsia, aikuisia, vanhoja ihmisiä. Niinpä hän hyvin lyhyessä ajassa tajusi, mitä muutoksia ihmisten elämässä tapahtuu.
Aurinko on tällä hetkellä keltainen kääpiö - 1
Se kestää miljardeja vuosia, ja siitä tulee punainen jättiläinen - 2
Ja sitten se muuttuu valkoiseksi kääpiöksi - 3
Siksi voimme sanoa täydellä varmuudella kun vetyvarannot auringon keskiosassa loppuvat, lämpöydinreaktio ei pysähdy... Vyöhyke, jolla tämä prosessi jatkuu, alkaa siirtyä kohti tähtemme pintaa. Mutta samaan aikaan painovoimat eivät enää pysty vaikuttamaan paineeseen, joka muodostuu lämpöydinreaktion seurauksena.
Näin ollen tähti alkaa kasvaa kooltaan ja muuttuu vähitellen punaiseksi jättiläiseksi... Tämä on evoluution myöhäisen vaiheen avaruusobjekti. Mutta se tapahtuu myös tähtien muodostumisen varhaisessa vaiheessa. Vain toisessa tapauksessa punainen jättiläinen kutistuu ja muuttuu pääsarjan tähti... Eli sellaisessa, jossa tapahtuu heliumin fuusioreaktio vedystä. Sanalla sanoen, missä tähden elinkaari alkaa, siellä se päättyy.
Aurinkomme kasvaa niin paljon, että se nielaisee lähimmät planeetat. Nämä ovat Merkurius, Venus ja Maa. Mutta älä pelkää. Tähti alkaa kuolla muutaman miljardin vuoden kuluttua. Tänä aikana kymmeniä ja ehkä satoja sivilisaatioita korvataan. Ihminen ottaa mailan useammin kuin kerran käsiinsä, ja tuhansien vuosien kuluttua hän istuu jälleen tietokoneen ääressä. Tämä on tavallista syklisyyttä, johon koko universumi perustuu.
Mutta punaiseksi jättiläiseksi tuleminen ei tarkoita loppua. Termoydinreaktio heittää ulkokuoren avaruuteen. Ja keskellä tulee olemaan heliumydin, jossa ei ole energiaa. Painovoiman vaikutuksesta se supistuu ja lopulta muuttuu erittäin tiheäksi avaruusmuodostelmaksi, jolla on suuri massa. Tällaisia sukupuuttoon kuolleiden ja hitaasti jäähtyvien tähtien jäänteitä kutsutaan valkoiset kääpiöt.
Valkoisen kääpiömme säde on 100 kertaa pienempi kuin Auringon säde, ja valoisuus laskee 10 tuhatta kertaa. Tässä tapauksessa massa on verrattavissa nykyiseen aurinkoon ja tiheys on miljoona kertaa suurempi. Galaxyssamme on paljon tällaisia valkoisia kääpiöitä. Niiden määrä on 10 % tähtien kokonaismäärästä.
On huomattava, että valkoiset kääpiöt ovat vetyä ja heliumia. Mutta emme mene viidakkoon, vaan huomaamme vain, että voimakkaalla puristuksella voi tapahtua painovoiman romahdus. Ja tämä on täynnä valtavaa räjähdystä. Tässä tapauksessa havaitaan supernovaräjähdys. Termi "supernova" ei kuvaa ikää, vaan soihdun kirkkautta. Se on vain, että valkoinen kääpiö ei ollut näkyvissä pitkään aikaan kosmisessa syvyydessä, ja yhtäkkiä kirkas hehku ilmestyi.
Suurin osa räjähtävästä supernovasta leviää avaruudessa valtavalla nopeudella. Ja jäljellä oleva keskiosa puristetaan vielä tiheämmäksi muodostelmaksi ja sitä kutsutaan neutronitähti... Se on tähtien evoluution lopputuote. Sen massa on verrattavissa auringon massaan, ja sen säde on vain muutamia kymmeniä kilometrejä. Yksi kuutio cm neutronitähti voi painaa miljoonia tonneja. Tällaisia muodostelmia on avaruudessa melko vähän. Niiden määrä on noin tuhat kertaa pienempi kuin tavallisten aurinkojen, jotka ovat täynnä Maan yötaivasta.
Minun on sanottava, että tähden elinkaari liittyy suoraan sen massaan. Jos se vastaa aurinkomme massaa tai pienempi kuin se, elämän lopussa ilmestyy valkoinen kääpiö. On kuitenkin olemassa valoja, jotka ovat kymmeniä ja satoja kertoja suurempia kuin Aurinko.
Kun tällaiset jättiläiset supistuvat ikääntyessään, ne vääristävät tilaa ja aikaa niin paljon, että valkoisen kääpiön sijaan ilmestyy musta aukko... Sen vetovoima on niin suuri, että edes valonnopeudella liikkuvat esineet eivät voi voittaa sitä. Reiän koko on ominaista gravitaatiosäde... Tämä on sen pallon säde, jota rajoittaa tapahtumahorisontti... Se edustaa aika-avaruuden rajaa. Mikä tahansa kosminen ruumis, sen voitettuaan, katoaa ikuisiksi ajoiksi eikä koskaan palaa.
Mustista aukoista on monia teorioita. Ne kaikki perustuvat painovoimateoriaan, koska juuri painovoima on yksi maailmankaikkeuden tärkeimmistä voimista. Ja sen tärkein laatu on monipuolisuus... Ainakaan tänään ei ole löydetty yhtään avaruusobjektia, jolta puuttuisi gravitaatiovuorovaikutus.
On oletus, että läpi musta aukko voit päästä rinnakkaiseen maailmaan. Eli se on kanava toiseen ulottuvuuteen. Kaikki on mahdollista, mutta jokainen väite vaatii käytännön todisteita. Toistaiseksi kukaan kuolevainen ei ole kuitenkaan kyennyt suorittamaan tällaista koetta.
Siten tähden elinkaari koostuu useista vaiheista. Jokaisessa niistä valaisin toimii tietyssä laadussa, joka eroaa radikaalisti edellisistä ja tulevista. Tämä on ulkoavaruuden omaperäisyys ja mysteeri. Kun tutustut häneen, alat tahattomasti ajatella, että myös henkilö käy läpi useita kehitysvaiheita. Ja kuori, jossa olemme nyt, on vain siirtymävaihe johonkin toiseen tilaan. Mutta tämä johtopäätös vaatii jälleen käytännön vahvistuksen..
Termoydinfuusio tähtien suolistossa
Tällä hetkellä tähtien, joiden massa on suurempi kuin 0,8 kertaa Auringon massa, ydin tulee läpinäkyväksi säteilylle ja säteilyenergian siirto ytimessä vallitsee, kun taas ylempi verho pysyy konvektiivisena. Kukaan ei tiedä varmasti, mitkä pienemmän massaiset tähdet saapuvat pääsarjaan, koska näiden tähtien nuorten luokassa viettämä aika ylittää universumin iän. Kaikki käsityksemme näiden tähtien kehityksestä perustuvat numeerisiin laskelmiin.
Kun tähti kutistuu, degeneroituneen elektronikaasun paine alkaa nousta, ja jollain tähden säteellä tämä paine pysäyttää keskilämpötilan nousun ja alkaa sitten laskea sitä. Ja alle 0,08 tähdille tämä osoittautuu kohtalokkaaksi: ydinreaktioiden aikana vapautuva energia ei koskaan riitä kattamaan säteilykustannuksia. Tällaisia tähtiä kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi, ja niiden kohtalo on jatkuva puristuminen, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen kaikkien ydinreaktioiden loppuessa.
Nuoria keskimassaisia tähtiä
Nuoret tähdet, joilla on keskimassainen (2-8 aurinkomassaa) kehittyvät laadullisesti samalla tavalla kuin pienemmät sisarensa, paitsi että niillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä pääsarjaan asti.
Tämän tyyppiset objektit liittyvät ns. Herbit-tähdet Ae \ Ovat epäsäännöllisiä spektrityypin B-F5 muuttujia. Niissä on myös bipolaariset suihkulevyt. Ulosvirtausnopeus, valoisuus ja tehokas lämpötila huomattavasti enemmän kuin varten τ Härkä, joten ne lämmittävät ja hajottavat tehokkaasti prototähtien pilven jäänteitä.
Nuoret tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaa
Itse asiassa nämä ovat jo normaaleja tähtiä. Hydrostaattisen ytimen massan kasautuessa tähti onnistui ohittamaan kaikki välivaiheet ja lämmittämään ydinreaktiot siinä määrin, että ne kompensoivat säteilyhäviöitä. Näillä tähdillä on massa ulosvirtaus ja kirkkaus on niin suuri, että se ei vain pysäytä jäljellä olevien ulkoalueiden romahtamista, vaan työntää niitä takaisin. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähtien pilven massa. Todennäköisesti tämä selittää sen, että galaksissamme ei ole yli 100-200 aurinkomassaa olevia tähtiä.
Tähtien keski-ikää
Muodostuneiden tähtien joukossa on valtava valikoima värejä ja kokoja. Spektriluokassa ne vaihtelevat kuuman sinisestä kylmään punaiseen, massa - 0,08 - yli 200 auringon massaa. Tähden kirkkaus ja väri riippuvat sen pintalämpötilasta, jonka puolestaan määrää sen massa. Kaikki uudet tähdet "ottavat paikkansa" pääsarjassa kemiallisen koostumuksensa ja massansa mukaan. Emme puhu tähden fyysisestä liikkeestä - vain sen sijainnista ilmoitetussa kaaviossa, riippuen tähden parametreista. Eli puhumme itse asiassa vain tähden parametrien muuttamisesta.
Mitä tapahtuu tulevaisuudessa, riippuu jälleen tähden massasta.
Myöhemmät vuodet ja tähtien kuolema
Vanhat tähdet, joilla on pieni massa
Toistaiseksi ei tiedetä varmasti, mitä tapahtuu kevyille tähdille niiden vetyvarantojen ehtymisen jälkeen. Koska maailmankaikkeus on 13,7 miljardia vuotta vanha, mikä ei riitä tyhjentämään vetypolttoaineen tarjontaa, moderneja teorioita Ne perustuvat tällaisissa tähdissä tapahtuvien prosessien tietokonemallinnukseen.
Jotkut tähdet voivat syntetisoida vain heliumia joissakin aktiiviset sivustot, mikä aiheuttaa epävakautta ja voimakkaita aurinkotuulia. Tässä tapauksessa planetaarisen sumun muodostumista ei tapahdu, ja tähti vain haihtuu ja tulee jopa pienemmäksi kuin ruskea kääpiö.
Mutta tähti, jonka massa on alle 0,5 aurinkoa, ei koskaan pysty syntetisoimaan heliumia edes sen jälkeen, kun reaktiot, joissa vety osallistuu ytimeen, lakkaavat. Niiden tähtikuori ei ole tarpeeksi massiivinen voittamaan ytimen synnyttämän paineen. Näihin tähtiin kuuluu punaisia kääpiöitä (kuten Proxima Centauri), jotka ovat eläneet pääsarjassa satoja miljardeja vuosia. Lämpöydinreaktioiden päätyttyä ytimessä ne, vähitellen jäähtyessään, jatkavat heikosti säteilemistä sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.
Keskikokoiset tähdet
Tähteen saavuttaessa keskikoko(0,4 - 3,4 Auringon massasta) punaisen jättiläisen vaiheeseen, sen ulkokerrokset jatkavat laajentumistaan, ydin kutistuu ja heliumista alkavat hiilisynteesin reaktiot. Fuusio vapauttaa paljon energiaa, mikä antaa tähdelle tilapäisen hengähdystauon. Auringon kokoiselle tähdelle tämä prosessi voi kestää noin miljardi vuotta.
Muutokset säteilevän energian määrässä saavat tähden käymään läpi epävakauden jaksoja, joihin kuuluvat koon, pinnan lämpötilan ja energian vapautumisen muutokset. Energian vapautuminen siirtyy kohti matalataajuista säteilyä. Kaikkeen tähän liittyy lisääntyvä massan menetys voimakkaiden aurinkotuulien ja voimakkaiden pulsaatioiden vuoksi. Tämän vaiheen tähdet on nimetty myöhäisen tyypin tähdet, OH -IR tähdet tai maailman kaltaisia tähtiä niiden tarkan ominaisuuksien mukaan. Sumutetussa kaasussa on suhteellisen runsaasti tähden sisällä syntyviä raskaita alkuaineita, kuten happea ja hiiltä. Kaasu muodostaa laajenevan vaipan ja jäähtyy liikkuessaan pois tähdestä, mikä mahdollistaa pölyhiukkasten ja molekyylien muodostumisen. Keskitähdestä tulevan voimakkaan infrapunasäteilyn ansiosta tällaisissa verhoissa muodostuu ihanteelliset olosuhteet maserien aktivoitumiseen.
Heliumin palamisreaktiot ovat erittäin herkkiä lämpötilalle. Tämä johtaa joskus suureen epävakauteen. Tapahtuu rajuja pulsaatioita, jotka viime kädessä välittävät tarpeeksi kineettistä energiaa ulompiin kerroksiin, jotta ne poistuvat ja niistä tulee planetaarinen sumu. Sumun keskelle jää jäljelle tähden ydin, joka jäähtyessään muuttuu heliumvalkoiseksi kääpiöksi, jonka massa on yleensä jopa 0,5-0,6 auringon massaa ja jonka halkaisija on luokkaa Maan halkaisijaa.
Valkoiset kääpiöt
Suurin osa tähdistä, mukaan lukien aurinko, lopettaa evoluutionsa ja supistuu, kunnes rappeutuneiden elektronien paine tasapainottaa painovoimaa. Tässä tilassa, kun tähden koko pienenee sata kertaa ja tiheydestä tulee miljoona kertaa veden tiheys, tähteä kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi. Se on vailla energianlähteitä, ja vähitellen jäähtyessään siitä tulee tumma ja näkymätön.
Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä rappeutuneiden elektronien paine ei voi sisältää ytimen puristusta, ja se jatkuu, kunnes suurin osa hiukkasista muuttuu neutroneiksi, jotka on pakattu niin tiiviisti, että tähden koko mitataan kilometreissä ja tiheys on 100 miljoonaa kertaa veden tiheys. Tällaista kohdetta kutsutaan neutronitähdeksi; sen tasapainoa ylläpitää degeneroituneen neutroniaineen paine.
Supermassiiviset tähdet
Sen jälkeen, kun tähden ulommat kerrokset, joiden massa on suurempi kuin viisi auringon massaa, ovat hajallaan muodostaen punaisen superjättiläisen, ydin alkaa kutistua gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Puristuksen edetessä lämpötila ja tiheys kasvavat ja uusi lämpöydinreaktioiden sarja alkaa. Tällaisissa reaktioissa syntetisoidaan raskaita alkuaineita, mikä väliaikaisesti estää ytimen romahtamisen.
Lopulta, kun jaksollisen järjestelmän raskaita elementtejä muodostuu yhä enemmän, rautaa -56 syntetisoidaan piistä. Tähän asti alkuaineiden synteesistä vapautui paljon energiaa, mutta suurin massavika on rauta-56 ytimessä ja raskaampien ytimien muodostuminen on epäedullista. Siksi, kun tähden rautasydän saavuttaa tietyn arvon, siinä oleva paine ei enää kestä kolossaalista painovoimaa, ja ytimen välitön romahdus tapahtuu sen aineen neutronisoituessa.
Mitä tulevaisuudessa tapahtuu, ei ole täysin selvää. Mutta mitä tahansa, se johtaa muutamassa sekunnissa uskomattoman voimakkaaseen supernovaräjähdukseen.
Mukana oleva neutrinopurkaus saa aikaan shokkiaallon. Voimakkaat neutriinosuihkut ja pyörivä magneettikenttä karkottavat suurimman osan tähden keräämästä materiaalista - niin sanotut istuinelementit, mukaan lukien rauta- ja kevyemmät elementit. Sirontaainetta pommittavat ytimestä sinkoutuvat neutronit, jotka vangitsevat ne ja muodostavat siten joukon rautaa raskaampia alkuaineita, mukaan lukien radioaktiiviset, uraaniin (ja mahdollisesti jopa kaliforniumiin) asti. Näin ollen supernovaräjähdykset selittävät rautaa raskaampien alkuaineiden esiintymisen tähtienvälisessä aineessa.
Räjähdysaalto ja neutriinosuihkut kuljettavat materiaalia pois kuolevasta tähdestä tähtienväliseen avaruuteen. Myöhemmin avaruuden halki liikkuessaan tämä supernovamateriaali voi törmätä muihin avaruusjätteisiin ja mahdollisesti osallistua uusien tähtien, planeettojen tai satelliittien muodostumiseen.
Supernovan muodostumisen aikana tapahtuvia prosesseja tutkitaan edelleen, eikä asiasta ole toistaiseksi selvyyttä. On myös kyseenalaista, mitä alkuperäisestä tähdestä on jäljellä. Kahta vaihtoehtoa kuitenkin harkitaan:
Neutronitähdet
Tiedetään, että joissakin supernoveissa voimakas painovoima superjättiläisen sisällä pakottaa elektronit putoamaan atomiytimeen, jossa ne sulautuvat protonien kanssa muodostaen neutroneja. Läheisiä ytimiä erottavat sähkömagneettiset voimat katoavat. Tähden ydin on nyt tiheä pallo, jossa on atomiytimiä ja yksittäisiä neutroneja.
Sellaiset tähdet, jotka tunnetaan nimellä neutronitähdet, ovat äärimmäisen pieniä – ei enempää kuin suuren kaupungin kokoisia – ja niiden tiheys on käsittämättömän suuri. Niiden pyörimisjakso tulee erittäin lyhyeksi, kun tähden koko pienenee (johtuen liikemäärän säilymisestä). Jotkut tekevät 600 kierrosta sekunnissa. Kun tämän nopeasti pyörivän tähden pohjoisen ja etelän magneettinapojen yhdistävä akseli osoittaa Maahan, voidaan tallentaa säteilypulssi, joka toistuu tähden kierrosjaksoa vastaavin välein. Tällaisia neutronitähtiä kutsuttiin "pulsareiksi", ja niistä tuli ensimmäiset löydetyt neutronitähdet.
Mustat aukot
Kaikista supernoveista ei tule neutronitähtiä. Jos tähdellä on riittävän suuri massa, tähden romahtaminen jatkuu ja neutronit itse alkavat pudota sisäänpäin, kunnes sen säde on pienempi kuin Schwarzschildin säde. Sen jälkeen tähdestä tulee musta aukko.
Yleisen suhteellisuusteoria ennusti mustien aukkojen olemassaolon. Yleisen suhteellisuusteorian mukaan aine ja informaatio eivät voi missään olosuhteissa lähteä mustasta aukosta. Kvanttimekaniikka mahdollistaa kuitenkin poikkeuksia tähän sääntöön.
Jäljellä on numero avoimia kysymyksiä... Päällikkö heistä: "Onko mustia aukkoja ollenkaan?" Todellakin, jotta voidaan varmasti sanoa, että tietty esine on musta aukko, on tarpeen tarkkailla sen tapahtumahorisonttia. Kaikki yritykset tehdä tämä on päättynyt epäonnistumiseen. Mutta toivoa on vielä, koska joitain esineitä ei voida selittää ilman, että ne houkuttelevat akkretiota, ja lisääntymistä esineeseen ilman kiinteää pintaa, mutta mustien aukkojen olemassaolo ei todista tätä.
Kysymykset ovat myös avoimia: onko mahdollista, että tähti putoaa suoraan mustaan aukkoon ohittaen supernovan? Onko olemassa supernoveja, joista tulee myöhemmin mustia aukkoja? Mikä on tarkka vaikutus tähden alkumassalla esineiden muodostumiseen sen elinkaaren lopussa?
Kuten kaikki luonnonkappaleet, tähdet eivät myöskään voi pysyä muuttumattomina. He syntyvät, kehittyvät ja lopulta "kuolevat". Tähtien evoluutio kestää miljardeja vuosia, mutta niiden muodostumisajasta käydään keskustelua. Aikaisemmin tähtitieteilijät uskoivat, että heidän "syntymisprosessinsa" tähtipölystä kesti miljoonia vuosia, mutta ei niin kauan sitten saatiin valokuvia taivaan alueesta Suuresta Orionin sumusta. Useiden vuosien aikana pieni
Vuoden 1947 kuvissa tähän paikkaan on tallennettu pieni joukko tähtimäisiä esineitä. Vuoteen 1954 mennessä osa niistä oli jo muuttunut pitkänomaisiksi, ja vielä viiden vuoden kuluttua nämä esineet hajosivat erillisiksi. Joten ensimmäistä kertaa tähtien syntyprosessi tapahtui kirjaimellisesti tähtitieteilijöiden edessä.
Katsotaanpa tarkemmin, miten tähtien rakenne ja kehitys etenee, miten ne alkavat ja miten niiden loputon, inhimillisesti katsottuna, elämä päättyy.
Perinteisesti tutkijat ovat olettaneet, että tähdet muodostuvat kaasu-pölyympäristön pilvien tiivistymisen seurauksena. Gravitaatiovoimien vaikutuksesta muodostuneista pilvistä muodostuu läpinäkymätön, rakenteeltaan tiheä kaasupallo. Hänen sisäinen paine ei pysty tasapainottamaan sitä puristavia gravitaatiovoimia. Vähitellen pallo supistuu niin paljon, että tähtien sisäpuolen lämpötila nousee ja pallon sisällä olevan kuuman kaasun paine tasapainottuu ulkoiset voimat... Tämän jälkeen puristus pysähtyy. Tämän prosessin kesto riippuu tähden massasta ja vaihtelee yleensä kahdesta useaan sataan miljoonaan vuoteen.
Tähtien rakenne edellyttää erittäin korkeaa lämpötilaa niiden sisällä, mikä edistää jatkuvia lämpöydinprosesseja (tähdet muodostava vety muuttuu heliumiksi). Nämä prosessit aiheuttavat tähtien voimakasta säteilyä. Aika, joka kuluu käytettävissä olevan vedyn kulutukseen, määräytyy niiden massan mukaan. Tästä riippuu myös säteilyn kesto.
Kun vetyvarannot loppuvat, tähtien evoluutio lähestyy muodostumisvaihetta, mikä tapahtuu seuraavasti. Kun energian vapautuminen lakkaa, gravitaatiovoimat alkavat puristaa ydintä. Tässä tapauksessa tähti kasvaa merkittävästi. Valovoima myös kasvaa prosessin jatkuessa, mutta vain sisään ohut kerros ytimen rajalla.
Tähän prosessiin liittyy supistuvan heliumytimen lämpötilan nousu ja heliumytimien muuttuminen hiiliytimiksi.
Aurinkomme ennustetaan muuttuvan punaiseksi jättiläiseksi kahdeksassa miljardissa vuodessa. Tässä tapauksessa sen säde kasvaa useita kymmeniä kertoja ja valoisuus kasvaa satoja kertoja verrattuna nykyisiin indikaattoreihin.
Kuten jo todettiin, tähden elinikä riippuu sen massasta. Esineet, joiden massa on pienempi kuin aurinko, "kuluttavat" varansa erittäin taloudellisesti, joten ne voivat loistaa kymmeniä miljardeja vuosia.
Tähtien evoluutio päättyy muodostumiseen, mikä tapahtuu niille, joiden massa on lähellä Auringon massaa, ts. ei ylitä 1,2:ta siitä.
Jättitähteillä on tapana kuluttaa nopeasti ydinpolttoainevarastonsa loppuun. Tähän liittyy merkittävä massan menetys, erityisesti ulkokuorten irtoamisen vuoksi. Tämän seurauksena jäljelle jää vain vähitellen jäähtyvä keskusosa, jossa ydinreaktiot ovat täysin pysähtyneet. Ajan myötä tällaiset tähdet lopettavat säteilynsä ja muuttuvat näkymättömiksi.
Mutta joskus tähtien normaali kehitys ja rakenne häiriintyvät. Useimmiten tämä koskee massiivisia esineitä, jotka ovat käyttäneet kaikentyyppisiä lämpöydinpolttoaineita. Sitten ne voidaan muuntaa neutroneiksi tai Ja mitä enemmän tiedemiehet oppivat näistä esineistä, sitä enemmän herää uusia kysymyksiä.
Ensimmäinen osa ONGELMAN ASTRONOMINEN NÄKÖKOKO
4. Tähtien evoluutio Nykyajan tähtitiedellä on iso määrä argumentit sen väitteen puolesta, että tähdet muodostuvat tähtienvälisten kaasu- ja pölypilvien tiivistymisestä. Tähtien muodostumisprosessi tästä ympäristöstä jatkuu tähän päivään asti. Tämän seikan selvittäminen on yksi modernin tähtitieteen suurimmista saavutuksista. Suhteellisen äskettäin asti uskottiin, että kaikki tähdet syntyivät lähes samanaikaisesti, monia miljardeja vuosia sitten. Näiden metafyysisten käsitteiden romahtamista helpotti ennen kaikkea havaintoastronomian edistyminen ja tähtien rakennetta ja kehitystä koskevan teorian kehittyminen. Tuloksena kävi selväksi, että monet havaituista tähdistä ovat suhteellisen nuoria esineitä, ja osa niistä syntyi, kun maapallolla oli jo ihminen. Tärkeä argumentti sen johtopäätöksen puolesta, että tähdet muodostuvat tähtienvälisestä kaasu- ja pölyväliaineesta, on ilmeisen nuorten tähtien ryhmien (niin kutsuttujen "assosiaatioiden") sijainti galaksin kierrehaaroissa. Asia on siinä, että radioastronomisten havaintojen mukaan tähtienvälinen kaasu on keskittynyt pääasiassa galaksien spiraalihaaroihin. Erityisesti tämä pätee myös Galaxyssamme. Lisäksi joidenkin lähellämme olevien galaksien yksityiskohtaisista "radiokuvista" seuraa, että tähtienvälisen kaasun suurin tiheys havaitaan spiraalin sisäreunoilla (suhteessa vastaavan galaksin keskustaan), mikä löytää luonnollisen selitys, jonka yksityiskohtiin emme voi jäädä tässä. Mutta juuri näissä spiraalien osissa "HII-vyöhykkeitä" eli ionisoituneen tähtienvälisen kaasun pilviä havaitaan optisen tähtitieteen menetelmin. Ks. 3 sanottiin jo, että syy tällaisten pilvien ionisoitumiseen voi olla vain massiivisten kuumien tähtien ultraviolettisäteily - esineet, jotka ovat ilmeisen nuoria (katso alla). Tähtien evoluution ongelman keskeinen osa on kysymys niiden energialähteistä. Todellakin, mistä on peräisin esimerkiksi valtava energiamäärä, joka tarvitaan pitämään Auringon säteily suunnilleen havaitulla tasolla useiden miljardien vuosien ajan? Joka sekunti Aurinko lähettää 4x10 33 erg:tä ja 3 miljardin vuoden ajan 4x10 50 erg. Ei ole epäilystäkään siitä, että Auringon ikä on noin 5 miljardia vuotta. Tämä seuraa ainakin nykyaikaisista arvioista maapallon iästä erilaisilla radioaktiivisilla menetelmillä. On epätodennäköistä, että aurinko on "nuorempi" kuin maa. Viime vuosisadalla ja tämän vuosisadan alussa esitettiin erilaisia hypoteeseja Auringon ja tähtien energialähteiden luonteesta. Jotkut tutkijat esimerkiksi uskoivat, että lähde aurinkoenergia on meteoristen kappaleiden jatkuva laskeuma sen pinnalle, toiset etsivät lähdettä jatkuvasta auringon puristumisesta. Tällaisen prosessin aikana vapautuva potentiaalinen energia voi tietyissä olosuhteissa siirtyä säteilyksi. Kuten alla nähdään, tämä tähden evoluution varhaisessa vaiheessa oleva lähde voi olla varsin tehokas, mutta se ei voi millään tavalla tarjota Auringon säteilyä vaaditun ajan. Onnistumisia ydinfysiikka annettiin ratkaista tähtien energialähteiden ongelma vuosisadamme 30-luvun lopulla. Tällainen lähde ovat lämpöydinfuusioreaktiot, jotka tapahtuvat tähtien sisätiloissa siellä vallitsevassa erittäin korkeassa lämpötilassa (noin kymmenen miljoonaa Kelviniä). Näiden reaktioiden seurauksena, joiden nopeus riippuu voimakkaasti lämpötilasta, protonit muuttuvat heliumytimiksi ja vapautunut energia "tihkuu" hitaasti tähtien suoliston läpi ja lopulta muuttuu merkittävästi maailmanavaruuteen. Tämä on erittäin voimakas lähde. Jos oletetaan, että Aurinko koostui alun perin vain vedystä, joka lämpöydinreaktioiden seurauksena muuttui kokonaan heliumiksi, vapautuva energiamäärä on noin 10 52 erg. Siten säteilyn ylläpitämiseksi havaitulla tasolla miljardeja vuosia riittää, että Aurinko "käyttää" enintään 10 % alkuperäisestä vetyvarastostaan. Nyt voimme esittää kuvan tähden evoluutiosta seuraavasti. Jostain syystä (niitä on useita), tähtienvälisen kaasun ja pölyväliaineen pilvi alkoi tiivistyä. Melko pian (tietysti tähtitieteellisessä mittakaavassa!) Tästä pilvestä muodostuu yleisen painovoiman vaikutuksesta suhteellisen tiheä, läpinäkymätön kaasupallo. Tarkkaan ottaen tätä palloa ei voida vielä kutsua tähdeksi, koska sen keskialueiden lämpötila ei riitä lämpöydinreaktioiden alkamiseen. Kaasunpaine pallon sisällä ei vielä pysty tasapainottamaan sen yksittäisten osien vetovoimia, joten se puristuu jatkuvasti. Jotkut tähtitieteilijät uskoivat aiemmin, että tällaisia "alkutähtiä" havaittiin yksittäisissä sumuissa hyvin tummina tiiviinä muodostelmina, niin kutsuttuina palloina (kuva 12). Radioastronomian kehitys pakotti kuitenkin hylkäämään tällaisen melko naiivin näkökulman (katso alla). Yleensä ei muodostu yhtä prototähtiä samanaikaisesti, vaan enemmän tai vähemmän lukuisia niitä. Tulevaisuudessa näistä ryhmistä tulee tähtitieteilijöiden hyvin tuntemia tähtiyhdistyksiä ja -klustereita. On hyvin todennäköistä, että tähden evoluution tässä hyvin varhaisessa vaiheessa sen ympärille muodostuu pienempimassaisia möykkyjä, jotka sitten vähitellen muuttuvat planeetoiksi (katso luku 9).Riisi. 12. Globuleja diffuusiosumussa
Kun prototähti supistuu, sen lämpötila nousee ja merkittävä osa vapautuneesta potentiaalienergiasta säteilee ympäröivään tilaan. Koska supistuvan kaasupallon mitat ovat erittäin suuret, sen pintayksikön säteily on merkityksetöntä. Koska yksikköpinnan säteilyvuo on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin (Stefan-Boltzmannin laki), tähden pintakerrosten lämpötila on suhteellisen alhainen, kun taas sen valoisuus on lähes sama kuin tavallisen tähden. samalla massalla. Siksi spektri-luminositeettikaaviossa tällaiset tähdet sijaitsevat pääsekvenssin oikealla puolella, eli ne putoavat punaisten jättiläisten tai punaisten kääpiöiden alueelle, riippuen niiden alkuperäisen massan arvoista. Tulevaisuudessa prototähti jatkaa kutistumistaan. Sen koko pienenee ja pintalämpötila nousee, minkä seurauksena spektristä tulee yhä "varhaisempi". Siten liikkuessaan "spektri - valoisuus" -kaaviota pitkin prototähti "istuu" melko nopeasti pääsekvenssissä. Tänä aikana tähtien sisäosan lämpötila on jo riittävä lämpöydinreaktioiden alkamiseen siellä. Tässä tapauksessa tulevan tähden sisällä oleva kaasunpaine tasapainottaa vetovoimaa ja kaasupallo lakkaa supistumasta. Prototähdestä tulee tähti. Kestää suhteellisen vähän aikaa, ennen kuin prototähdet läpäisevät evoluutionsa varhaisimman vaiheen. Jos esimerkiksi prototähden massa on suurempi kuin Auringon, tarvitaan vain muutama miljoona vuotta, jos vähemmän, useita satoja miljoonia vuosia. Koska prototähtien evoluutioaika on suhteellisen lyhyt, on vaikea havaita tätä varhaisinta tähtien evoluution vaihetta. Silti tässä vaiheessa olevia tähtiä havaitaan ilmeisesti. Tarkoitamme erittäin mielenkiintoisia tähtiä tyyppi T Tauri, yleensä upotettuna tummiin sumuihin. Vuonna 1966, aivan odottamatta, tuli mahdolliseksi tarkkailla prototähtiä niiden evoluution alkuvaiheessa. Olemme jo maininneet tämän kirjan kolmannessa luvussa useiden molekyylien, pääasiassa OH-hydroksyylin ja H2O-vesihöyryn, löytämisestä radioastronomian menetelmällä tähtienvälisessä väliaineessa. Radiotähtitieteilijöiden yllätys oli suuri, kun taivasta skannattaessa OH-radiolinjaa vastaavalla 18 cm aallonpituudella kirkas, erittäin kompakti (eli pienikokoinen). kulmamitat) lähteet. Tämä oli niin odottamatonta, että he kieltäytyivät aluksi edes uskomasta, että niin kirkkaat radiolinjat voisivat kuulua hydroksyylimolekyyliin. On oletettu, että nämä linjat kuuluvat johonkin tuntemattomaan aineeseen, jolle annettiin välittömästi "sopiva" nimi "Mysterium". Kuitenkin "mysteeri" jakoi pian optisten "veljiensä" - "nebulian" ja "koronan" - kohtalon. Tosiasia on, että monien vuosikymmenien ajan kirkkaat sumuviivat ja aurinkokorona eivät pystyneet tunnistamaan minkään tunnetun spektriviivan kanssa. Siksi ne liitettiin tiettyihin, maan päällä tuntemattomiin hypoteettisiin elementteihin - "sumu" ja "korona". Älkäämme hymyilkö alentavasti tähtitieteilijöiden tietämättömyydelle vuosisadamme alussa: eihän atomin teoriaa silloin ollut olemassa! Fysiikan kehitys ei jäänyt periksi jaksollinen järjestelmä Mendelejevin paikka eksoottisille "taivaallisille": vuonna 1927 purettiin "sumu", jonka linjat tunnistettiin täysin luotettavasti "kielletyillä" ionisoidun hapen ja typen linjoilla, ja vuosina 1939 -1941. todistettiin vakuuttavasti, että salaperäiset "koronium"-linjat kuuluvat moninkertaisesti ionisoituneisiin raudan, nikkelin ja kalsiumin atomeihin. Jos kesti vuosikymmeniä "nebuliumin" ja "kodoniumin" "hävittämiseen", niin vain muutama viikko löydön jälkeen kävi selväksi, että "mysteerin" linjat kuuluivat tavalliseen hydroksyyliin, mutta vain poikkeuksellisissa olosuhteissa. Lisähavainnot paljastivat ensinnäkin, että "mysteerin" lähteillä on erittäin pienet kulmamitat. Tämä näytettiin silloisen uuden, hyvin avulla tehokas menetelmä tutkimus nimeltä "ultra-pitkän perusviivan radiointerferometria". Menetelmän ydin rajoittuu lähteiden samanaikaiseen havainnointiin kahdella radioteleskoopilla, jotka sijaitsevat useiden tuhansien kilometrien etäisyydellä toisistaan. Kuten käy ilmi, kulmaresoluutio tässä tapauksessa määräytyy aallonpituuden suhteen radioteleskooppien väliseen etäisyyteen. Meidän tapauksessamme tämä arvo voi olla ~ 3x10 -8 rad tai useita kaarisekunnin tuhannesosia! Huomaa, että optisessa tähtitiedessä tällainen kulmaresoluutio on edelleen täysin saavuttamaton. Tällaiset havainnot ovat osoittaneet, että "mysteerilähteitä" on vähintään kolme luokkaa. Olemme kiinnostuneita luokan 1 lähteistä täällä. Ne kaikki sijaitsevat kaasumaisten ionisoitujen sumujen sisällä, esimerkiksi kuuluisassa Orion-sumussa. Kuten jo mainittiin, niiden koot ovat erittäin pieniä, useita tuhansia kertoja pienempiä kokoja tähtisumu. Mielenkiintoisinta niillä on monimutkainen tilarakenne. Ajatellaanpa esimerkiksi lähdettä sumussa nimeltä W3.
Riisi. 13. Hydroksyylilinjan neljän komponentin profiilit
Kuvassa Kuva 13 esittää tämän lähteen lähettämän OH-viivaprofiilin. Kuten näet, se koostuu suuresta määrästä kapeita kirkkaita viivoja. Jokainen viiva vastaa tiettyä liikenopeutta tätä viivaa lähettävän pilven näkölinjalla. Tämän nopeuden suuruus määräytyy Doppler-ilmiön perusteella. Nopeuksien ero (näkölinjaa pitkin) eri pilvien välillä saavuttaa ~ 10 km/s. Yllä olevat interferometriset havainnot osoittivat, että kutakin viivaa lähettävät pilvet eivät ole spatiaalisesti samat. Kuva näyttää tältä: noin 1,5 sekunnin koon sisällä kaaret liikkuvat mukana eri nopeudet noin 10 kompaktia pilviä. Jokainen pilvi lähettää yhden tietyn (taajuuden) rivin. Pilvien kulmamitat ovat hyvin pienet, luokkaa muutama kaarisekunnin tuhannesosa. Koska etäisyys W3-sumuon on tiedossa (noin 2000 kpl), kulmamitat voidaan helposti muuntaa lineaarisiksi. Osoittautuu, että pilvien liikkumisalueen lineaariset mitat ovat luokkaa 10 -2 pc ja kunkin pilven mitat ovat vain suuruusluokkaa suurempia kuin etäisyys Maan ja Auringon välillä. Herää kysymyksiä: millaisia pilviä nämä ovat ja miksi ne lähettävät radiolinjoissa niin voimakkaasti hydroksyyliä? Vastaus toiseen kysymykseen saatiin melko pian. Kävi ilmi, että emissiomekanismi on melko samanlainen kuin laboratoriomasereissa ja lasereissa havaittu. Joten "mysteerin" lähteet ovat jättimäisiä, luonnollisia kosmisia maserit, jotka toimivat hydroksyyliviivan aallonpituudella 18 cm. Masereissa (ja optisilla ja infrapunataajuuksilla - lasereissa) saavutetaan valtava viivan kirkkaus ja sen spektri leveys on pieni... Kuten tiedetään, tästä vaikutuksesta johtuva säteilyn vahvistuminen linjoissa on mahdollista, kun väliaine, jossa säteily etenee, "aktivoidaan" jollain tavalla. Tämä tarkoittaa, että jokin "ulkoinen" energialähde (ns. "pumppaus") tekee atomien tai molekyylien pitoisuuden alkutasolla (ylemmällä) epätavallisen korkeaksi. Maser tai laser on mahdoton ilman jatkuvaa "pumppua". Kosmisten maserien "pumppausmekanismin" luonteesta kysymystä ei ole vielä lopullisesti ratkaistu. Todennäköisimmin "pumppataan" kuitenkin melko voimakasta infrapunasäteilyä. Toinen mahdollinen "pumppausmekanismi" voisi olla jotkin kemialliset reaktiot. Tarinamme kosmisista masereista kannattaa keskeyttää pohtiaksemme hämmästyttäviä ilmiöitä, joita tähtitieteilijät kohtaavat avaruudessa. Yksi myrskyisän vuosisadamme suurimmista teknisistä keksinnöistä, jolla on merkittävä rooli nyt kokemassamme tieteellisessä ja teknologisessa vallankumouksessa, toteutuu helposti luonnollisissa olosuhteissa ja lisäksi valtavassa mittakaavassa! Joidenkin kosmisten maserien radioemissiovirta on niin suuri, että se olisi voitu havaita jopa radioastronomian teknisellä tasolla 35 vuotta sitten, eli jo ennen masserien ja lasereiden keksimistä! Tätä varten tarvittiin "vain" tietää OH-radiolinkin tarkka aallonpituus ja kiinnostua ongelmasta. Muuten, tämä ei ole ensimmäinen kerta, kun ihmiskunnan tärkeimmät tieteelliset ja tekniset ongelmat toteutuvat luonnollisissa olosuhteissa. Auringon ja tähtien säteilyä tukevat lämpöydinreaktiot (ks. alla), edisti hankkeiden kehittämistä ja toteuttamista maanpäällisen ydinpolttoaineen saamiseksi, jonka pitäisi tulevaisuudessa ratkaista kaikki energiaongelmamme. Valitettavasti olemme vielä kaukana tämän tärkeimmän ongelman ratkaisemisesta, jonka luonto ratkaisi "helposti". Puolitoista vuosisataa sitten Fresnel, valon aaltoteorian perustaja, huomautti (toisessa yhteydessä tietysti): "Luonto nauraa vaikeuksillemme." Kuten näette, Fresnelin huomautus on vieläkin totta nykyään. Palatkaamme kuitenkin kosmisiin maseriin. Vaikka näiden maserien "pumppauksen" mekanismi ei ole vielä täysin selvä, voidaan silti muodostaa karkea käsitys fyysisistä olosuhteista pilvissä, jotka lähettävät maser-mekanismilla 18 cm:n viivan. Ensinnäkin käy ilmi, että nämä pilvet ovat melko tiheitä: kuutiosenttimetrissä on vähintään 10 8 -10 9 hiukkasta, joista merkittävä (ja ehkä suurin osa) on molekyylejä. Lämpötila ei todennäköisesti ylitä kahta tuhatta Kelviniä, todennäköisimmin se on luokkaa 1000 Kelviniä. Nämä ominaisuudet ovat jyrkässä ristiriidassa jopa tiheimpien tähtienvälisten kaasupilvien ominaisuuksien kanssa. Vielä suhteellisesti harkiten pieni koko pilviä, tulemme tahattomasti siihen tulokseen, että ne muistuttavat superjättitähtien pitkiä, melko kylmiä ilmakehyksiä. On hyvin todennäköistä, että nämä pilvet ovat vain alkuvaiheessa prototähtien kehityksessä välittömästi niiden kondensoitumisen jälkeen tähtienvälisestä väliaineesta. Myös muut tosiasiat tukevat tätä väitettä (jonka tämän kirjan kirjoittaja ilmaisi jo vuonna 1966). Nuoret kuumat tähdet näkyvät sumuissa, joissa havaitaan kosmisia masereja (katso alla). Näin ollen tähtien muodostumisprosessi päättyi äskettäin ja todennäköisesti jatkuu nykypäivään. Ehkä omituisin asia on, että kuten radioastronomiset havainnot osoittavat, tämän tyyppiset kosmiset maserit ovat ikään kuin "upotettu" pieniin, erittäin tiheisiin ionisoidun vedyn pilviin. Nämä pilvet sisältävät paljon kosmista pölyä, minkä vuoksi niitä ei voida havaita optisella alueella. Nuori, kuuma tähti ionisoi nämä "kookonit" niiden sisällä. Tähtien muodostumisprosesseja tutkittaessa infrapunatähtitiede on osoittautunut erittäin hyödylliseksi. Infrapunasäteille tähtienvälinen valon absorptio ei todellakaan ole niin tärkeää. Voimme nyt kuvitella seuraavan kuvan: tähtienvälisen väliaineen pilvestä sen tiivistymisen kautta muodostuu useita eri massaisia kokkareita, jotka kehittyvät prototähdiksi. Evoluutionopeus on erilainen: massiivisemmilla möykkyillä se on suurempi (katso taulukko 2 alla). Siksi ensinnäkin siitä tulee massiivisimman joukon kuumin tähti, kun taas loput viipyvät enemmän tai vähemmän pitkään prototähtivaiheessa. Havaitsemme niitä maser-säteilyn lähteinä "vastasyntyneen" kuuman tähden välittömässä läheisyydessä, joka ionisoi "kookonin" vetyä, joka ei ole tiivistynyt kokkareiksi. Tietysti tätä karkeaa järjestelmää jalostetaan edelleen, ja siihen tehdään tietysti merkittäviä muutoksia. Mutta tosiasia pysyy: yhtäkkiä kävi ilmi, että jonkin aikaa (todennäköisimmin suhteellisen lyhyitä) vastasyntyneet prototähdet kuvaannollisesti sanoen "huusivat" syntymästään käyttämällä uusimmat menetelmät kvanttiradiofysiikka (eli maserit) ... 2 vuotta sen jälkeen kun kosmiset maserit löydettiin hydroksyylistä (viiva 18 cm), havaittiin, että samat lähteet emittoivat samanaikaisesti (myös maser-mekanismilla) vesihöyryviivaa, aallonpituus josta on 1,35 cm. "Vesi"-maserin intensiteetti on jopa suurempi kuin "hydroksyyli"-maserin. H2O-linjaa säteilevät pilvet, vaikka ne ovat samassa pienessä tilavuudessa kuin "hydroksyyli"pilvet, liikkuvat eri nopeuksilla ja ovat paljon kompaktimpia. Ei voida sulkea pois sitä, että lähitulevaisuudessa löydetään myös muita maserlinjoja *. Näin ollen radioastronomia muutti aivan odottamatta klassisen tähtien muodostumisongelman havaintoastronomian haaraksi **. Pääsekvenssissä ja lakattuaan supistumasta tähti säteilee pitkään käytännössä muuttamatta asemaansa spektri-luminositeettikaaviossa. Sen säteilyä tukevat keskusalueilla tapahtuvat lämpöydinreaktiot. Pääsekvenssi on siis ikään kuin spektri-luminositeettikaavion pisteiden paikka, jossa tähti (massastaan riippuen) voi säteillä pitkään ja tasaisesti lämpöydinreaktioiden vuoksi. Tähden paikan pääsarjassa määrää sen massa. On huomattava, että on vielä yksi parametri, joka määrittää tasapainoa säteilevän tähden sijainnin spektri-luminositeettikaaviossa. Tämä parametri on tähden alkuperäinen kemiallinen koostumus. Jos raskaiden alkuaineiden suhteellinen pitoisuus pienenee, tähti "makaa" alla olevassa kaaviossa. Tämä seikka selittää alikääpiöiden sarjan läsnäolon. Kuten edellä mainittiin, raskaiden alkuaineiden suhteellinen määrä näissä tähdissä on kymmeniä kertoja pienempi kuin pääsarjan tähdissä. Tähden viipymäaika pääsarjassa määräytyy sen alkumassan mukaan. Jos massa on suuri, tähden säteilyllä on valtava voima ja se kuluttaa melko nopeasti vety "polttoaineensa" varantoja. Joten esimerkiksi pääsarjan tähdet, joiden massa on useita kymmeniä kertoja suurempi kuin Auringon massa (nämä ovat spektriluokan O kuumia sinisiä jättiläisiä), voivat säteillä tasaisesti ollessaan tässä sarjassa vain muutaman miljoonan vuoden ajan, kun taas tähdet joiden massa on lähellä aurinkoa, ovat pääjonossa 10-15 miljardia vuotta. Alla on taulukko. 2, joka antaa painovoiman supistumisen ja pääsekvenssissä pysymisen lasketun keston eri spektrityyppisille tähdille. Samassa taulukossa näkyvät tähtien massojen, säteiden ja valoisuuden arvot aurinkoyksiköissä.
taulukko 2
| vuotta | |||||
|
Spektriluokka |
Kirkkaus |
gravitaatiopuristus |
pääsekvenssi | ||
|
G2 (aurinko) |
|||||
Riisi. 14. Evoluutiojäljet eri massaisille tähdille "valoisuus-lämpötila" -kaaviossa
Riisi. 15. Hertzsprung - Russell-kaavio tähtijoukolle NGC 2254
Riisi. 16. Hertzsprung - Russell-kaavio pallomaiselle klusterille M 3. Pystyakseli - suhteellinen suuruus
Vastaavassa kaaviossa koko pääsekvenssi on selvästi näkyvissä, mukaan lukien sen vasen yläosa, jossa sijaitsevat kuumat massiiviset tähdet (väriindeksi 0,2 vastaa lämpötilaa 20 tuhatta K, eli B-luokan spektriä). Pallomainen klusteri M 3 on "vanha" objekti. On selvää, että tämän joukon pääsekvenssikaavion yläosassa ei ole juuri lainkaan tähtiä. Toisaalta punaisten jättiläisten haara M 3:ssa on erittäin runsaasti edustettuna, kun taas NGC 2254:ssä punaisia jättiläisiä on hyvin vähän. Tämä on ymmärrettävää: vanha M3 iso luku tähdet ovat jo poistuneet pääsarjasta, kun taas nuoressa joukossa NGC 2254 tämä tapahtui vain pienelle määrälle suhteellisen massiivisia, nopeasti kehittyviä tähtiä. On huomionarvoista, että jättiläisten haara М 3:lla menee melko jyrkästi ylöspäin, kun taas NGC 2254:llä se on melkein vaakasuora. Teorian näkökulmasta tämä voidaan selittää huomattavasti pienemmällä raskaiden alkuaineiden pitoisuudella M 3:ssa. Ja todellakin pallomaisten klustereiden tähdissä (samoin kuin muissa tähdissä, jotka eivät keskittyneet niinkään galaksin tasoa kohti galaksin keskustaan päin) raskaiden alkuaineiden suhteellinen runsaus on merkityksetön ... Kaaviossa "väriindeksi - kirkkaus" М 3:lle näkyy vielä yksi melkein vaakasuora haara. NGC 2254:lle piirretyssä kaaviossa ei ole vastaavaa haaraa. Teoria selittää tämän haaran syntymisen seuraavasti. Kun tähden supistuvan tiheän heliumytimen - punaisen jättiläisen - lämpötila saavuttaa 100-150 miljoonaa K, siellä alkaa uusi ydinreaktio. Tämä reaktio koostuu hiiliytimen muodostumisesta kolmesta heliumytimestä. Heti kun tämä reaktio alkaa, ytimen puristus lakkaa. Lisää pintakerroksia
tähdet nostavat lämpötilaansa ja spektri-luminositeettikaavion tähti siirtyy vasemmalle. Tällaisista tähdistä muodostuu M 3:n kaavion kolmas vaakasuora haara.
Riisi. 17. Konsolidoitu Hertzsprung - Russell-kaavio 11 tähtijoukolle
Kuvassa Kuvio 17 esittää kaaviomaisesti yhteenvetokaavion "väri - kirkkaus" 11 klusterille, joista kaksi (M 3 ja M 92) on pallomaisia. On selvästi nähtävissä, kuinka pääsekvenssit "taivutetaan" oikealle ja ylös eri klustereissa täysin sopusoinnussa jo käsiteltyjen teoreettisten käsitteiden kanssa. Kuvasta 17, näet heti, mitkä klusterit ovat nuoria ja mitkä vanhoja. Esimerkiksi Perseuksen "kaksoisklusteri" X ja h on nuori. Se "säilytti" merkittävän osan pääsarjasta. M 41 -klusteri on vanhempi, Hyades-klusteri vielä vanhempi ja erittäin vanha on M 67 -klusteri, jonka väri-valoisuuskaavio on hyvin samanlainen kuin vastaava kaavio palloklustereille M 3 ja M 92. Vain jättiläinen pallomaisten klustereiden haara on korkeampi yhteisymmärryksessä erojen kanssa kemiallinen koostumus aiemmin mainittu. Näin ollen havainnointitiedot vahvistavat ja tukevat täysin teorian päätelmiä. Vaikuttaa vaikealta odottaa havainnointitestiä prosessien teoriasta tähtien sisätiloissa, jotka on suljettu meiltä valtavalla tähtiainekerroksella. Ja silti, teoriaa valvotaan jatkuvasti tähtitieteellisten havaintojen käytännöllä. On huomattava, että suuren määrän "väri-valoisuus" -kaavioiden laatiminen vaati tähtitieteilijiltä-tarkkailijoilta valtavaa työtä ja havaintomenetelmien radikaalia parantamista. Toisaalta teorian onnistumiset sisäinen rakenne ja tähtien evoluutio olisi ollut mahdotonta ilman modernia laskentatekniikkaa, joka perustuu nopeiden elektronisten laskukoneiden käyttöön. Ydinfysiikan alan tutkimus on myös tehnyt korvaamattoman palveluksen teorialle, joka on mahdollistanut tähtien sisätiloissa tapahtuvien ydinreaktioiden kvantitatiivisten ominaisuuksien saamisen. Ei ole liioittelua sanoa, että tähtien rakenteen ja evoluution teorian kehittäminen on yksi tähtitieteen suurimmista saavutuksista 1900-luvun jälkipuoliskolla. Modernin fysiikan kehitys avaa mahdollisuuden tähtien ja erityisesti auringon sisäisen rakenteen teorian suoriin havaintoihin. se on mahdollisuudesta havaita voimakas neutriinovirta, jota Auringon pitäisi lähettää, jos sen sisällä tapahtuu ydinreaktioita. On hyvin tunnettua, että neutriinot vuorovaikuttavat erittäin heikosti muiden kanssa alkuainehiukkasia... Joten esimerkiksi neutrino voi lentää melkein ilman absorptiota Auringon koko paksuuden läpi, kun taas röntgensäteet voivat kulkea absorptioimatta vain muutaman millimetrin aineen läpi auringon sisätiloissa. Jos kuvittelemme, että voimakas neutriinonsäde, jonka jokaisen hiukkasen energia on sisään
