Mistä parametrista tähden evoluutiopolku riippuu? Tutkimusprosessi ja tähtien evoluution suunnitelma. Syvällä kutistuvan alueen suolistossa alkaa tähtien evoluutio

Jos universumiin kerääntyy riittävästi ainetta, se kutistuu tiiviiksi möykkyksi, jossa alkaa lämpöydinreaktio. Näin tähdet syttyvät. Ensimmäinen leimahti nuoren maailmankaikkeuden pimeydessä 13,7 miljardia (13,7 * 10 9) vuotta sitten, ja aurinkomme - vain noin 4,5 miljardia vuotta sitten. Tähden elinikä ja tämän jakson lopussa tapahtuvat prosessit riippuvat tähden massasta.

Niin kauan kuin lämpöydinreaktio vedyn muuntamiseksi heliumiksi jatkuu tähdessä, se on pääsekvenssissä. Aika, jonka tähti viettää pääsarjassa, riippuu massasta: suurimmat ja painavimmat saavuttavat nopeasti punaisen jättiläisen vaiheen ja poistuvat sitten pääsarjasta supernovaräjähdyksen tai valkoisen kääpiön muodostumisen seurauksena.

Jättiläisten kohtalo

Suurimmat ja massiivisimmat tähdet palavat nopeasti ja räjähtävät supernovassa. Supernovaräjähdyksen jälkeen jäljelle jää neutronitähti tai musta aukko, ja niiden ympärille on räjähdyksen valtavan energian aiheuttamaa ainetta, josta tulee materiaalia uusille tähdille. Lähimmistä tähtien naapureistamme tällainen kohtalo odottaa esimerkiksi Betelgeusea, mutta kun se räjähtää, on mahdotonta laskea.

Sumu, joka muodostuu supernovaräjähdyksen aiheuttamasta aineen sinkoutumisesta. Sumun keskellä on neutronitähti.

Neutronitähti on kauhea fyysinen ilmiö. Räjähtävän tähden ydin puristuu kokoon - aivan kuten polttomoottorin kaasu, vain erittäin suuressa ja tehokkaassa: halkaisijaltaan satojen tuhansien kilometrien pallo muuttuu halkaisijaltaan 10-20 kilometriksi palloksi. . Puristusvoima on niin suuri, että elektronit putoavat atomiytimiin muodostaen neutroneja - tästä nimi.

NASA Neutronitähti (taiteilijan visio)

Aineen tiheys tällaisessa puristuksessa kasvaa noin 15 suuruusluokkaa ja lämpötila nousee käsittämättömään 10 12 K neutronitähden keskustassa ja 1 000 000 K reunalla. Osa tästä energiasta säteilee fotonisäteilyn muodossa, ja osa neutronitähden ytimeen muodostuvien neutriinojen kuljettaa pois. Mutta jopa erittäin tehokkaan neutriinojäähdytyksen ansiosta neutronitähti jäähtyy hyvin hitaasti: kestää 10 16 tai jopa 10 22 vuotta kuluttaa kokonaan energia. On vaikea sanoa, mitä jäähtyneen neutronitähden tilalle jää, mutta on mahdotonta havaita: maailma on liian nuori tähän. Oletuksena on, että jäähtyneen tähden tilalle muodostuu jälleen musta aukko.

Mustat aukot syntyvät erittäin massiivisten esineiden, kuten supernovaräjähdysten, painovoiman romahtamisesta. Ehkä biljoonien vuosien kuluttua jäähtyneet neutronitähdet muuttuvat mustiksi aukoiksi.

Keskikokoisten tähtien kohtalo

Muut, vähemmän massiiviset tähdet pysyvät pääsarjassa pidempään kuin suurimmat, mutta poistuessaan siitä ne kuolevat paljon nopeammin kuin niiden neutronisukulaiset. Yli 99 % maailmankaikkeuden tähdistä ei koskaan räjähdy eivätkä muutu mustiksi aukoiksi tai neutronitähdiksi - niiden ytimet ovat liian pieniä tällaisille kosmisille draamille. Sen sijaan keskimassaiset tähdet muuttuvat elämänsä lopussa punaisiksi jättiläisiksi, jotka massasta riippuen muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi, räjähtävät, hajoavat kokonaan tai muuttuvat neutronitähdiksi.

Valkoiset kääpiöt muodostavat nyt 3–10 % maailmankaikkeuden tähtipopulaatiosta. Niiden lämpötila on erittäin korkea - yli 20 000 K, yli kolme kertaa Auringon pinnan lämpötila - mutta silti vähemmän kuin neutronitähtien, ja alhaisemman lämpötilan ja suurempi alue valkoiset kääpiöt jäähtyvät nopeammin - 10 14 - 10 15 vuodessa. Tämä tarkoittaa, että seuraavien 10 biljoonan vuoden aikana - jolloin maailmankaikkeus on tuhat kertaa vanhempi kuin se on nyt - maailmankaikkeuteen ilmestyy uusi tyyppi esine: musta kääpiö, valkoisen kääpiön jäähtyvä tuote.

Toistaiseksi avaruudessa ei ole mustia kääpiöitä. Jopa tähän mennessä vanhimmat jäähtyvät tähdet ovat menettäneet enintään 0,2 % energiastaan; Valkoiselle kääpiölle, jonka lämpötila on 20 000 K, tämä tarkoittaa jäähtymistä 19 960 K:een.

Pienimmille

Vielä vähemmän tiedetään, mitä tapahtuu, kun pienimmät tähdet, kuten lähin naapurimme, punainen kääpiö Proxima Centauri, jäähtyvät kuin supernovat ja mustat kääpiöt. Termoydinfuusio niiden ytimissä on hidasta, ja ne pysyvät pääsekvenssissä pidempään kuin muut - joidenkin laskelmien mukaan jopa 10 12 vuotta, ja sen jälkeen oletettavasti jatkavat elämäänsä valkoisina kääpiöinä, eli he jatkavat elämäänsä. loistaa vielä 10 14 - 10 15 vuotta ennen muuttumista mustaksi kääpiöksi.

Termoydinfuusio tähtien sisällä

Tällä hetkellä tähtien, joiden massa on yli 0,8 auringon massaa, ydin muuttuu läpinäkyväksi säteilylle ja säteilyenergian siirto ytimessä vallitsee, kun taas yläosassa oleva kuori pysyy konvektiivisena. Kukaan ei tiedä varmasti, millaisia ​​pienempimassaisia ​​tähtiä pääsarjaan saapuu, koska aika, jonka nämä tähdet viettävät nuorten luokassa, 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 kasvun ja alkaa sitten laskea sitä. Ja alle 0,08 tähdille tämä osoittautuu kohtalokkaaksi: aikana vapautuva energia ydinreaktiot ei koskaan riitä kattamaan säteilykustannuksia. Tällaisia ​​tähtiä kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi, ja niiden kohtalo on jatkuva supistuminen, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen, jossa kaikki ydinreaktiot pysähtyvät.

Nuoria keskimassaisia ​​tähtiä

Nuoret tähdet, joiden massa on keskimääräinen (2 - 8 aurinkomassaa), kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin pienemmät sisarensa, paitsi että niillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä ennen pääsarjaa.

Tämän tyyppiset esineet liittyvät ns. Ae\Be Herbit-tähdet ovat spektrityypin B-F5 epäsäännöllisiä muuttujia. Niissä on myös bipolaariset suihkulevyt. Pakokaasun nopeus, valoisuus ja tehollinen lämpötila ovat huomattavasti suuremmat kuin 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 kertyessä tähti onnistui ohittamaan kaikki välivaiheet ja lämmittämään ydinreaktiot siinä määrin, että ne kompensoivat säteilyn aiheuttamia häviöitä. Näille tähdille massan ja valoisuuden ulosvirtaus on niin suuri, että se ei vain pysäytä jäljellä olevien ulkoalueiden romahtamista, vaan työntää niitä takaisin. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattava vähemmän massaa prototähtien pilvi. Todennäköisesti tämä selittää sen, että galaksissamme ei ole yli 100-200 aurinkomassaa.

tähden elinkaaren puolivälissä

Muodostuneiden tähtien joukossa on valtava valikoima värejä ja kokoja. Niiden spektrityyppi vaihtelee kuumasta sinisestä viileään punaiseen ja massa 0,08:sta yli 200:aan aurinkomassaan. Tähden kirkkaus ja väri riippuvat sen pinnan lämpötilasta, jonka puolestaan ​​määrää sen massa. Kaikki, uudet tähdet "ottavat paikkansa" pääsarjassa heidän mukaansa kemiallinen koostumus ja massa. Emme puhu tähden fyysisestä liikkeestä - vain sen sijainnista ilmoitetussa kaaviossa, joka riippuu tähden parametreista. Eli puhumme itse asiassa vain tähden parametrien muuttamisesta.

Mitä seuraavaksi tapahtuu, riippuu jälleen tähden massasta.

Myöhemmät vuodet ja tähtien kuolema

Vanhat tähdet, joilla on pieni massa

Toistaiseksi ei tiedetä varmasti, mitä tapahtuu vaaleille tähdille vetyvarantojen ehtymisen jälkeen. Koska maailmankaikkeus on 13,7 miljardia vuotta vanha, mikä ei riitä tyhjentämään vetypolttoaineen tarjontaa, nykyiset teoriat perustuvat tällaisissa tähdissä tapahtuvien prosessien tietokonesimulaatioihin.

Jotkut tähdet voivat sulauttaa heliumia vain tietyillä aktiivisilla alueilla, 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 aurinkomassaa, ei koskaan pysty syntetisoimaan heliumia edes sen jälkeen, kun vetyä sisältävät reaktiot loppuvat ytimessä. Niiden tähtikuori ei ole tarpeeksi massiivinen voittamaan ytimen tuottaman paineen. Tällaisia ​​tähtiä ovat punaiset kääpiöt (kuten Proxima Centauri), joiden pääsekvenssien elinajat ovat satoja miljardeja vuosia. Lämpöydinreaktioiden päätyttyä ytimessä ne jatkavat asteittain jäähtyessään heikosti säteilemistä sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.

keskikokoisia tähtiä

Kun tähti saavuttaa punaisen jättiläisen vaiheen keskimääräisen koon (0,4 - 3,4 Auringon massaa), sen ulommat kerrokset jatkavat laajenemista, ydin supistuu ja alkavat hiilisynteesin reaktiot heliumista. Fuusio vapauttaa paljon energiaa, mikä antaa tähdelle tilapäisen tauon. Auringon kokoiselle tähdelle tämä prosessi voi kestää noin miljardi vuotta.

Muutokset säteilevän energian määrässä saavat tähden käymään läpi epävakauden jaksoja, mukaan lukien koon, pintalämpötilan ja energian vapautumisen muutokset. Energian vapautuminen siirtyy kohti matalataajuista säteilyä. Kaikkeen tähän liittyy lisääntyvä massahäviö voimakkaiden aurinkotuulien ja voimakkaiden pulsaatioiden vuoksi. Tässä vaiheessa olevia tähtiä kutsutaan myöhäisen tyypin tähdet, OH-IR tähdet tai Miran kaltaiset tähdet niiden tarkkojen ominaisuuksien mukaan. Ulospurkautuvassa kaasussa on suhteellisen paljon raskaita alkuaineita, joita syntyy tähden sisällä, kuten happea ja hiiltä. Kaasu muodostaa laajenevan kuoren ja jäähtyy liikkuessaan pois tähdestä tehden mahdollinen koulutus pölyhiukkasia ja molekyylejä. Tällaisten kuorien keskustähdestä tuleva voimakas infrapunasäteily, ihanteelliset olosuhteet aktivoida maserit.

Heliumin palamisreaktiot ovat erittäin herkkiä lämpötilalle. Joskus tämä johtaa suureen epävakauteen. Tapahtuu rajuja pulsaatioita, jotka lopulta välittävät tarpeeksi kineettistä energiaa ulompiin kerroksiin, jotta ne syrjäytyvät ja muuttuvat planetaariseksi sumuksi. Sumun keskelle jää jäljelle tähden ydin, joka jäähtyessään muuttuu heliumvalkoiseksi kääpiöksi, jonka massa on pääsääntöisesti jopa 0,5-0,6 aurinkoa ja jonka halkaisija on halkaisijaltaan suuruusluokkaa. maapallo.

valkoiset kääpiöt

Suurin osa tähdistä, mukaan lukien aurinko, lopettaa evoluutionsa kutistumalla, kunnes rappeutuneiden elektronien paine tasapainottaa painovoimaa. Tässä tilassa, kun tähden koko pienenee kertoimella sata ja tiheydestä tulee miljoona kertaa veden tiheys, tähteä kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi. Siitä puuttuu energialähteitä 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 tiheään, että tähden koko mitataan kilometreissä ja tiheys. on 100 miljoonaa kertaa suurempi kuin 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 hajaantuneet muodostaen punaisen superjättiläisen, ydin alkaa kutistua gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Kun puristus kasvaa, lämpötila ja tiheys kasvavat, ja uusi lämpöydinreaktioiden sarja alkaa. Tällaisissa reaktioissa syntetisoidaan raskaita alkuaineita, mikä väliaikaisesti hillitsee ytimen romahtamista.

Lopulta, kun jaksollisen järjestelmän raskaita elementtejä muodostuu yhä enemmän, rautaa -56 syntetisoidaan piistä. Tähän asti alkuaineiden synteesi vapautui suuri määrä energialla on kuitenkin rauta-56-ytimessä suurin massavika 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 seuraavaksi tapahtuu, ei ole täysin selvää. Mutta mikä se sitten onkin, se johtaa muutamassa sekunnissa uskomattoman voimakkaan supernovan räjähtämiseen.

Mukana oleva neutriinopurske aiheuttaa shokkiaallon. Voimakkaat neutrino-suihkut ja pyörivä magneettikenttä työntävät ulos suurimman osan tähden keräämästä materiaalista - niin sanotut istuinelementit, mukaan lukien rauta- ja kevyempiä elementtejä. Laajentuvaa ainetta pommittavat ytimestä pakenevat neutronit, jotka vangitsevat niitä ja muodostavat siten joukon rautaa raskaampia alkuaineita, mukaan lukien radioaktiiviset, uraaniin asti (ja mahdollisesti jopa Kaliforniaan). 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 tämä asia ole toistaiseksi selvä. On myös kyseenalaista, mitä alkuperäisestä tähdestä on jäljellä. Kahta vaihtoehtoa kuitenkin harkitaan:

neutronitähdet

Joissakin supernoveissa superjätin sisällä olevan voimakkaan painovoiman tiedetään saavan elektronit putoamaan atomiytimeen, jossa ne sulautuvat protonien kanssa muodostaen neutroneja. Läheisiä ytimiä erottavat sähkömagneettiset voimat katoavat. Tähden ydin on nyt tiheä pallo atomiytimet ja yksittäisiä neutroneja.

Tällaiset tähdet, jotka tunnetaan nimellä neutronitähdet, ovat erittäin pieniä - enintään iso kaupunki ja niiden tiheys on käsittämättömän korkea. Niiden kiertorata-ajasta tulee erittäin lyhyt, kun tähden koko pienenee (johtuen liikemäärän säilymisestä). Jotkut tekevät 600 kierrosta sekunnissa. Kun akseli yhdistää pohjoisen ja etelän magneettinen napa Tästä nopeasti pyörivästä tähdestä, joka osoittaa Maahan, on mahdollista kiinnittää säteilypulssi, joka toistuu tähden pyörimisjaksoa 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. Tähdestä tulee sitten musta aukko.

Mustien aukkojen olemassaolo ennusti yleisellä suhteellisuusteorialla. Yleisen suhteellisuusteorian mukaan aine ja informaatio eivät voi missään olosuhteissa jättää mustaa aukkoa. Kvanttimekaniikka mahdollistaa kuitenkin poikkeukset tähän sääntöön.

Jäljellä on useita 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 niin päättyivät epäonnistumiseen. Mutta toivoa on vielä, koska joitain esineitä ei voida selittää ilman akkretiota, ja lisäksi lisääntymistä esineeseen ilman kiinteää pintaa, mutta mustien aukkojen olemassaolo ei todista tätä.

Kysymykset ovat myös avoimia: voiko tähti romahtaa suoraan mustaan ​​aukkoon ohittaen supernovan? Onko olemassa supernoveja, joista tulee lopulta mustia aukkoja? Mikä on tähden alkumassan tarkka vaikutus sen lopussa olevien esineiden muodostumiseen elinkaari?

Opiskelu tähtien evoluutio on mahdotonta havaita vain yhtä tähteä - monet muutokset tähdissä etenevät liian hitaasti, jotta niitä voitaisiin huomata jopa vuosisatojen jälkeen. Siksi tutkijat tutkivat monia tähtiä, joista jokainen on tietyssä elinkaarensa vaiheessa. Viime vuosikymmeninä tähtien rakenteen mallintaminen tietokonetekniikalla on yleistynyt astrofysiikassa.

Tietosanakirja YouTube

1 / 5

✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (sanoo astrofyysikko Sergei Popov)

✪ Tähdet ja tähtien evoluutio (kertoja Sergey Popov ja Ilgonis Vilks)

✪ Tähtien evoluutio. Sinisen jättiläisen kehitys 3 minuutissa

✪ Surdin V.G. Star Evolution osa 1

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

Tekstitykset

Termoydinfuusio tähtien sisällä

nuoria tähtiä

Tähtien muodostumisprosessia voidaan kuvata yhtenäisesti, mutta tähden evoluution myöhemmät vaiheet riippuvat lähes kokonaan sen massasta, ja vasta tähden evoluution lopussa sen kemiallisella koostumuksella voi olla merkitystä.

Nuoret pienimassaiset tähdet

Pienimassaiset nuoret tähdet (jopa kolme aurinkomassaa) [ ] , jotka ovat matkalla pääsekvenssiin, ovat täysin konvektiivisia, - konvektioprosessi kattaa koko tähden rungon. Nämä ovat itse asiassa vielä prototähtiä, joiden keskuksissa ydinreaktiot ovat vasta alkamassa ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa painovoiman supistuminen. Kunnes hydrostaattinen tasapaino on saavutettu, tähden valoisuus laskee vakiona tehokas lämpötila. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet muodostavat melkein pystysuoran radan, jota kutsutaan Hayashi-radoksi. Kun supistuminen hidastuu, nuori tähti lähestyy pääsarjaa. Tämän tyyppiset esineet yhdistetään Taurus-tyypin tähtiin.

Tällä hetkellä tähdissä, joiden massa on yli 0,8 Auringon massaa, ydin tulee läpinäkyväksi säteilylle ja säteilyenergian siirto ytimessä hallitsee, koska konvektiota vaikeuttaa yhä enemmän tähtiaineen tiivistyminen. Tähtikappaleen ulkokerroksissa vallitsee konvektiivinen energiansiirto.

Ei ole varmuudella tiedossa, mitä ominaisuuksia pienemmän massan tähdillä on silloin, kun ne osuvat pääsarjaan, koska aika, jonka nämä tähdet viettävät nuoressa luokassa, ylittää maailmankaikkeuden iän. ] . Kaikki ajatukset näiden tähtien kehityksestä perustuvat vain numeerisiin laskelmiin ja matemaattiseen mallinnukseen.

Kun tähti supistuu, degeneroituneen elektronikaasun paine alkaa nousta, ja kun tähti saavuttaa tietyn säteen, supistuminen pysähtyy, mikä johtaa supistumisen aiheuttaman edelleen lämpötilan nousun pysähtymiseen tähden ytimessä. ja sitten sen laskuun. Tähdille, joiden aurinkomassa on alle 0,0767, näin ei tapahdu: ydinreaktioiden aikana vapautuva energia ei koskaan riitä tasapainottamaan sisäistä painetta ja painovoiman supistumista. Tällaiset "tähdet" säteilevät enemmän energiaa kuin mitä syntyy lämpöydinreaktioiden prosessissa, ja ne kuuluvat niin kutsuttuihin ruskeisiin kääpiöihin. Niiden kohtalo on jatkuva supistuminen, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen, kun kaikki alkaneet fuusioreaktiot lakkaavat.

Nuoria keskimassaisia ​​tähtiä

Nuoret tähdet, joiden massa on keskimääräinen (2-8 auringon massaa) [ ] kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin heidän pienemmät sisarensa ja veljensä, paitsi että heillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä pääsekvenssiin asti.

Tämän tyyppiset esineet liittyvät ns. Ae\Be Herbig-tähdet ovat spektrityypin B-F0 epäsäännöllisiä muuttujia. Niissä on myös levyt ja kaksinapaiset suihkut. Aineen ulosvirtausnopeus pinnalta, valoisuus ja tehollinen lämpötila ovat huomattavasti korkeammat kuin T Taurusilla, joten ne lämmittävät ja hajottavat tehokkaasti prototähtien pilven jäänteitä.

Nuoret tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaa

Tähdillä, joilla on tällainen massa, on jo ominaisuudet tavallisia tähtiä, koska he kävivät läpi kaikki välivaiheet ja pystyivät saavuttamaan sellaisen ydinreaktioiden nopeuden, joka kompensoi säteilyenergian menetystä, kun taas massaa kertyi ytimen hydrostaattisen tasapainon saavuttamiseksi. Näille tähdille massan ja valoisuuden ulosvirtaus on niin suuri, että ne eivät ainoastaan ​​estä niiden ulkoalueiden painovoiman romahtamista, joista ei vielä ole tullut osa tähteä. molekyylipilvi, vaan päinvastoin hajottaa ne pois. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähden pilven massa. Todennäköisesti tämä selittää sen, ettei galaksissamme ole tähtiä, joiden massa on yli noin 300 Auringon massaa.

tähden elinkaaren puolivälissä

Tähtiä on saatavilla monenlaisia ​​värejä ja kokoja. Niiden spektrityyppi vaihtelee kuumasta sinisestä viileään punaiseen ja massa 0,0767:stä noin 300 aurinkomassaan viimeaikaisten arvioiden mukaan. Tähden kirkkaus ja väri riippuvat sen pinnan lämpötilasta, jonka puolestaan ​​määrää sen massa. Kaikki uudet tähdet "ottavat paikkansa" pääsarjassa kemiallisen koostumuksensa ja massansa mukaan. Tässä ei tietenkään ole kyse tähden fyysisestä liikkeestä - vain sen sijainnista ilmoitetussa kaaviossa, joka riippuu tähden parametreista. Itse asiassa tähden liike kaaviota pitkin vastaa vain muutosta tähden parametreissa.

Uudelle tasolle alkanut aineen lämpöydin "poltto" aiheuttaa tähden hirviömäisen laajenemisen. Tähti "turpoaa", tulee hyvin "löysäksi", ja sen koko kasvaa noin 100 kertaa. Joten tähdestä tulee punainen jättiläinen, ja heliumin palamisvaihe kestää noin useita miljoonia vuosia. Melkein kaikki punaiset jättiläiset ovat muuttuvia tähtiä.

Tähtien evoluution viimeiset vaiheet

Vanhat tähdet, joilla on pieni massa

Tällä hetkellä ei tiedetä varmasti, mitä valotähdille tapahtuu sen jälkeen, kun niiden sisätilojen vetyvarannot ovat loppuneet. Koska maailmankaikkeuden ikä on 13,7 miljardia vuotta, mikä ei riitä tällaisten tähtien vetypolttoaineen tyhjentämiseen, nykyiset teoriat perustuvat tällaisissa tähdissä tapahtuvien prosessien tietokonesimulaatioihin.

Jotkut tähdet voivat syntetisoida heliumia vain joillakin aktiivisilla vyöhykkeillä, mikä aiheuttaa niiden epävakautta ja voimakkaita tähtituulia. Tässä tapauksessa planetaarisen sumun muodostumista ei tapahdu, ja tähti vain haihtuu ja tulee jopa pienemmäksi kuin ruskea kääpiö [ ] .

Tähti, jonka massa on alle 0,5 aurinkomassaa, ei pysty muuttamaan heliumia edes sen jälkeen, kun vetyä sisältävät reaktiot lakkaavat sen ytimestä - tällaisen tähden massa on liian pieni tarjoamaan uutta painovoiman puristusvaihetta riittävässä määrin " sytytys" helium. Näihin tähtiin kuuluvat punaiset kääpiöt, kuten Proxima Centauri, joiden pääsekvenssien elinikä vaihtelee kymmenistä miljardeista kymmeniin biljooniin vuosiin. Termoydinreaktioiden päätyttyä ytimissään ne, vähitellen jäähtyessään, jatkavat heikosti säteilemistä sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.

keskikokoisia tähtiä

Saavuttuaan keskikokoinen tähti (0,4-3,4 auringon massaa) [ ] punaisesta jättiläisfaasista vety päättyy sen ytimeen ja alkavat hiilisynteesin reaktiot heliumista. Tämä prosessi tapahtuu useammalla korkeita lämpötiloja ja siksi energian virtaus ytimestä kasvaa ja tämän seurauksena tähden ulommat kerrokset alkavat laajentua. Hiilen synteesin alkaminen merkitsee uutta vaihetta tähden elämässä ja jatkuu jonkin aikaa. Lähes Auringon kokoisella tähdellä tämä prosessi voi kestää noin miljardi vuotta.

Muutokset säteilevän energian määrässä saavat tähden käymään läpi epävakauden jaksoja, mukaan lukien koon, pintalämpötilan ja energian vapautumisen muutokset. Energian vapautuminen siirtyy kohti matalataajuista säteilyä. Kaikkeen tähän liittyy lisääntyvä massahäviö voimakkaiden tähtituulten ja voimakkaiden pulsaatioiden vuoksi. Tässä vaiheessa olevia tähtiä kutsutaan "myöhäisen tyypin tähdiksi" (myös "eläkkeellä oleviksi tähdiksi"), OH-IR tähdet tai Miran kaltaiset tähdet niiden tarkkojen ominaisuuksien mukaan. Ulospurkautuvassa kaasussa on suhteellisen paljon raskaita alkuaineita, joita syntyy tähden sisällä, kuten happea ja hiiltä. Kaasu muodostaa laajenevan kuoren ja jäähtyy liikkuessaan pois tähdestä, mikä mahdollistaa pölyhiukkasten ja molekyylien muodostumisen. Lähdetähden voimakkaalla infrapunasäteilyllä tällaisiin kuoriin muodostuu ihanteelliset olosuhteet kosmisten maserien aktivoimiseksi.

Heliumfuusioreaktiot ovat erittäin herkkiä lämpötilalle. Joskus tämä johtaa suureen epävakauteen. Syntyy voimakkaimmat pulsaatiot, jotka antavat uloimmille kerroksille riittävän kiihtyvyyden, jotta ne sinkoutuvat pois ja muuttuvat planetaariseksi sumuksi. Tällaisen sumun keskelle jää jäljelle tähden paljas ydin, jossa lämpöydinreaktiot lakkaavat ja jäähtyessään muuttuu heliumvalkoiseksi kääpiöksi, jonka massa on yleensä jopa 0,5-0,6 aurinkoa. massat ja halkaisija, joka on luokkaa Maan halkaisijaa.

Suurin osa tähdistä, mukaan lukien aurinko, saattaa evoluutionsa loppuun supistumalla, kunnes degeneroituneiden elektronien paine tasapainottaa painovoimaa. Tässä tilassa, kun tähden koko pienenee kertoimella sata ja tiheys on miljoona kertaa suurempi kuin veden, tähti kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi. Se on vailla energianlähteitä ja vähitellen jäähtyessään siitä tulee näkymätön musta kääpiö.

Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä rappeutuneiden elektronien paine ei voi pysäyttää ytimen puristusta, ja elektronit alkavat "puristua" atomiytimiksi, mikä muuttaa protonit neutroneiksi, joiden välillä ei ole sähköstaattista hylkäysvoimaa. Tällainen aineen neutronointi johtaa siihen, että tähden, joka nyt on itse asiassa yksi valtava atomiydin, koko mitataan useissa kilometreissä ja tiheys on 100 miljoonaa kertaa suurempi kuin veden tiheys. Tällaista kohdetta kutsutaan neutronitähdeksi; sen tasapainoa ylläpitää degeneroituneen neutroniaineen paine.

supermassiiviset tähdet

Kun tähti, jonka massa on suurempi kuin viisi auringon massaa, tulee punaisen superjättiläisen vaiheeseen, sen ydin alkaa kutistua gravitaatiovoimien vaikutuksesta. Kun puristus kasvaa, lämpötila ja tiheys kasvavat, ja uusi lämpöydinreaktioiden sarja alkaa. Tällaisissa reaktioissa syntetisoidaan yhä raskaampia alkuaineita: heliumia, hiiltä, ​​happea, piitä ja rautaa, mikä väliaikaisesti estää ytimen romahtamisen.

Tämän seurauksena, kun jaksollisen järjestelmän raskaita elementtejä muodostuu yhä enemmän, rauta-56 syntetisoituu piistä. Tässä vaiheessa eksoterminen lämpöydinfuusio tulee mahdottomaksi, koska rauta-56-ytimessä on maksimimassavika, ja raskaampien ytimien muodostuminen energian vapautuessa on mahdotonta. Siksi, kun tähden rautasydän saavuttaa tietyn koon, siinä oleva paine ei enää kestä tähden päällä olevien kerrosten painoa, ja ytimen välitön romahdus tapahtuu sen aineen neutronisoituessa.

Mitä seuraavaksi tapahtuu, ei ole vielä täysin selvää, mutta joka tapauksessa meneillään olevat prosessit johtavat muutamassa sekunnissa uskomattoman voimakkaaseen supernovaräjähdukseen.

Voimakkaat neutrino-suihkut ja pyörivä magneettikenttä työntävät ulos suurimman osan tähden keräämästä materiaalista [ ] - niin sanotut istuinosat, mukaan lukien rauta- ja kevyemmät elementit. Laajentuvaa ainetta pommittavat tähden ytimestä lähtevät neutronit, jotka vangitsevat ne ja luovat siten joukon rautaa raskaampia alkuaineita, mukaan lukien radioaktiiviset, uraaniin asti (ja mahdollisesti jopa Kaliforniaan). Näin ollen supernovaräjähdykset selittävät rautaa raskaampien alkuaineiden esiintymisen tähtienvälisessä aineessa, mutta tämä ei ole ainoa mahdollinen tapa niiden muodostelmia, jotka esittelevät esimerkiksi teknetiumtähtiä.

räjähdysaalto ja Neutrinosuihkut kuljettavat ainetta pois kuolevasta tähdestä [ ] tähtienväliseen avaruuteen. Myöhemmin, kun se jäähtyy ja kulkee avaruuden halki, tämä supernovamateriaali voi törmätä muihin avaruuden "romuihin" ja mahdollisesti osallistua uusien tähtien, planeettojen tai satelliittien muodostumiseen.

Supernovan muodostumisen aikana tapahtuvia prosesseja tutkitaan edelleen, eikä tämä asia ole toistaiseksi selvä. Kysymys on myös siitä hetkestä, mitä alkuperäisestä tähdestä on jäljellä. Kuitenkin kahta vaihtoehtoa harkitaan: neutronitähtiä ja mustia aukkoja.

neutronitähdet

Tiedetään, että joissakin supernoveissa superjättiläisen sisällä oleva voimakas painovoima saa elektronit absorboitumaan atomiytimeen, jossa ne sulautuessaan protonien kanssa muodostavat neutroneja. Tätä prosessia kutsutaan neutronisaatioksi. Läheisiä ytimiä erottavat sähkömagneettiset voimat katoavat. Tähden ydin on nyt tiheä atomiytimien ja yksittäisten neutronien pallo.

Tällaiset tähdet, jotka tunnetaan neutronitähdinä, ovat erittäin pieniä - ei suurempia kuin suuri kaupunki - ja niillä on käsittämättömän suuri tiheys. Niiden kiertoaika tulee erittäin lyhyeksi tähden koon pienentyessä (johtuen liikemäärän säilymisestä). Jotkut neutronitähdet tekevät 600 kierrosta sekunnissa. Joillakin niistä säteilyvektorin ja pyörimisakselin välinen kulma voi olla sellainen, että maa putoaa tämän säteilyn muodostamaan kartioon; tässä tapauksessa on mahdollista tallentaa säteilypulssi, joka toistuu ajan välein, joka vastaa tähden pyörimisjaksoa. Tällaisia ​​neutronitähtiä kutsuttiin "pulsareiksi", ja niistä tuli ensimmäiset löydetyt neutronitähdet.

Mustat aukot

Kaikista tähdistä, jotka ovat läpäisseet supernovaräjähdyksen, ei tule neutronitähtiä. Jos tähdellä on riittävän suuri massa, tällaisen tähden romahtaminen jatkuu, ja itse neutronit alkavat pudota sisäänpäin, kunnes sen säde on pienempi kuin Schwarzschildin säde. Tähdestä tulee sitten musta aukko.

Mustien aukkojen olemassaolo ennusti yleisellä suhteellisuusteorialla. Tämän teorian mukaan

Tähtien elinikä koostuu useista vaiheista, joiden läpi valot pyrkivät miljoonien ja miljardien vuosien ajan tasaisesti kohti väistämätöntä finaalia, joka muuttuu kirkkaiksi välähdyksistä tai synkistä mustista aukoista.

Minkä tahansa tyyppisen tähden elinikä on uskomattoman pitkä ja monimutkainen prosessi, johon liittyy kosmisen mittakaavan ilmiöitä. Sen monipuolisuutta on yksinkertaisesti mahdotonta täysin jäljittää ja tutkia edes koko arsenaalia käyttämällä moderni tiede. Mutta sen ainutlaatuisen tiedon perusteella, joka on kertynyt ja käsitelty koko maanpäällisen tähtitieteen olemassaolon aikana, meille tulee kokonaisia ​​kerroksia arvokasta tietoa. Tämä mahdollistaa valaisimien elinkaaren jaksojen yhdistämisen suhteellisen johdonmukaisiksi teorioiksi ja niiden kehityksen mallintamisen. Mitä nämä vaiheet ovat?

Älä missaa visuaalista interaktiivista sovellusta ""!

Jakso I. Protostähdet

Tähtien, kuten kaikkien makro- ja mikrokosmoksen kohteiden, elämänpolku alkaa syntymästä. Tämä tapahtuma saa alkunsa uskomattoman valtavan pilven muodostumisesta, jonka sisään ilmestyvät ensimmäiset molekyylit, joten muodostumista kutsutaan molekyyliksi. Joskus käytetään toista termiä, joka paljastaa suoraan prosessin olemuksen - tähtien kehto.

Vasta kun tällaisessa pilvessä tapahtuu ylitsepääsemättömien olosuhteiden vuoksi sen muodostavien hiukkasten äärimmäisen nopea puristuminen massan kanssa eli painovoiman romahtaminen, tulevaisuuden tähti alkaa muodostua. Syynä tähän on gravitaatioenergian aalto, josta osa puristaa kaasumolekyylejä ja lämmittää emopilven. Sitten muodostelman läpinäkyvyys alkaa vähitellen kadota, mikä edistää entisestään kuumenemista ja paineen nousua sen keskustassa. Viimeinen episodi prototähtien vaiheessa on ytimeen putoavan aineen kerääntyminen, jonka aikana syntymässä oleva tähti kasvaa ja tulee näkyväksi sen jälkeen, kun säteilevän valon paine pyyhkäisee kirjaimellisesti pois kaiken pölyn laitamille.

Etsi prototähtiä Orionin sumusta!

Tämä Orionin sumun valtava panoraama on peräisin kuvista. Tämä sumu on yksi suurimmista ja lähimmistä tähtien kehdoista meille. Yritä löytää prototähtiä tästä sumusta, koska tämän panoraaman resoluutio mahdollistaa tämän.

Episodi II. nuoria tähtiä

Fomalhaut, kuva DSS-luettelosta. Tämän tähden ympärillä on edelleen protoplaneettalevy.

Tähden elämän seuraava vaihe tai sykli on sen kosmisen lapsuuden jakso, joka puolestaan ​​jakautuu kolmeen vaiheeseen: pienten valojen nuoret (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Jakso III. Tähtien elämänpolun kukoistus

Aurinko laukaus H-linjassa alfa. Tähteemme on parhaimmillaan.

Keskellä elämäänsä kosmisilla kappaleilla voi olla monenlaisia ​​värejä, massoja ja mittasuhteita. Väripaletti vaihtelee sinertävästä punaiseen, ja niiden massa voi olla paljon pienempi kuin aurinko tai ylittää sen yli kolmesataa kertaa. Tähtien elinkaaren pääjakso kestää noin kymmenen miljardia vuotta. Sen jälkeen vety päättyy kosmisen kehon ytimeen. Tätä hetkeä pidetään kohteen elämän siirtymisenä seuraavaan vaiheeseen. Sydämen vetyresurssien ehtymisen vuoksi lämpöydinreaktiot pysähtyvät. Äskettäin alkaneen tähden puristuksen aikana alkaa kuitenkin romahdus, joka johtaa lämpöydinreaktioiden esiintymiseen jo heliumin osallistuessa. Tämä prosessi stimuloi tähden laajenemista, mikä on yksinkertaisesti uskomattoman mittakaavaa. Ja nyt sitä pidetään punaisena jättiläisenä.

Jakso IV Tähtien olemassaolon loppu ja niiden kuolema

Vanhat valaisimet, kuten heidän nuoret vastineensa, jaetaan useisiin tyyppeihin: pienimassaiset, keskikokoiset, supermassiiviset tähdet ja. Mitä tulee esineisiin, joilla on pieni massa, on edelleen mahdotonta sanoa tarkalleen, mitä prosesseja niiden kanssa tapahtuu olemassaolon viimeisissä vaiheissa. Kaikki tällaiset ilmiöt kuvataan hypoteettisesti tietokonesimulaatioilla, eivätkä perustu niiden huolellisiin havaintoihin. Hiilen ja hapen lopullisen palamisen jälkeen tähden ilmakehän kuori kasvaa ja sen kaasukomponentti häviää nopeasti. Evoluutiopolun lopussa valot puristuvat toistuvasti kokoon, kun taas niiden tiheys päinvastoin kasvaa merkittävästi. Tällaista tähteä pidetään valkoisena kääpiönä. Sitten sen elinvaiheessa seuraa punaisen superjättiläisen kausi. Tähden elinkaaren viimeinen vaihe on sen muuttuminen erittäin voimakkaan puristuksen seurauksena neutronitähdeksi. Kaikista sellaisista kosmisista kappaleista ei kuitenkaan tule sellaisia. Jotkut, useimmiten parametreilla mitattuna suurimmat (yli 20-30 auringon massaa), siirtyvät romahduksen seurauksena mustien aukkojen luokkaan.

Mielenkiintoisia faktoja tähtien elinkaaresta

Yksi omituisimmista ja merkittävimmistä tiedoista kosmoksen tähtien elämästä on, että suurin osa meidän valoistamme on punaisten kääpiöiden vaiheessa. Tällaisten esineiden massa on paljon pienempi kuin Auringon.

On myös mielenkiintoista, että neutronitähtien magneettinen vetovoima on miljardeja kertoja suurempi kuin maanpäällisen kehon vastaava säteily.

Massan vaikutus tähteen

Toinen yhtä viihdyttävä tosiasia on suurimpien tunnettujen tähtityyppien olemassaolon kesto. Koska niiden massa on satoja kertoja suurempi kuin auringon massa, niiden energian vapautuminen on myös moninkertainen, joskus jopa miljoonia kertoja. Näin ollen niiden elinikä on paljon lyhyempi. Joissakin tapauksissa niiden olemassaolo mahtuu vain muutamaan miljoonaan vuoteen verrattuna pienimassaisten tähtien miljardeihin vuosiin.

Mielenkiintoinen tosiasia on myös mustien aukkojen vastakohta valkoisille kääpiöille. On huomionarvoista, että ensimmäiset syntyvät massan suhteen jättimäisimmistä tähdistä ja jälkimmäiset päinvastoin pienimmistä.

Universumissa on valtava määrä ainutlaatuisia ilmiöitä, joista voidaan puhua loputtomasti, koska kosmosta on tutkittu ja tutkittu erittäin huonosti. Kaikki nykytieteen tieto tähdistä ja niiden elinkaareista saadaan pääosin havainnoista ja teoreettisista laskelmista. Tällaiset vähän tutkitut ilmiöt ja esineet saavat aikaan jatkuvaa työtä tuhansille tutkijoille ja tiedemiehille: tähtitieteilijöille, fyysikoille, matemaatikoille, kemisteille. Heidän jatkuvan työnsä ansiosta tätä tietoa kertyy, täydennetään ja muutetaan jatkuvasti, jolloin siitä tulee tarkempaa, luotettavampaa ja kattavampaa.

Kirkasta yötaivasta poissa kaupungin valoista on helppo nähdä, että maailmankaikkeus on täynnä tähtiä. Kuinka luonto onnistui luomaan lukemattomia näitä esineitä? Loppujen lopuksi pelkästään Linnunradassa on arvioiden mukaan noin 100 miljardia tähteä. Lisäksi tähtiä syntyy edelleen tänään, 10-20 miljardia vuotta maailmankaikkeuden muodostumisen jälkeen. Miten tähdet muodostuvat? Mitä muutoksia tähti käy läpi ennen kuin se saavuttaa vakaan tilan, kuten aurinkomme?

Fysiikan näkökulmasta tähti on kaasupallo

Fysiikan näkökulmasta se on kaasupallo. Ydinreaktioissa - pääasiassa vedyn heliumin fuusioreaktioissa - syntyvä lämpö ja paine estävät tähteä romahtamasta oman painovoimansa vaikutuksesta. Tämän suhteellisen yksinkertaisen esineen elämä noudattaa hyvin määriteltyä skenaariota. Ensin tähtienvälisestä kaasupilvestä syntyy tähti, sitten on pitkä tuomiopäivä. Mutta lopulta, kun kaikki ydinpolttoaine on loppunut, se muuttuu heikosti heleäksi valkoiseksi kääpiöksi, neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi.

Tämä kuvaus voi antaa vaikutelman, että yksityiskohtainen analyysi tähtien evoluution muodostumisesta ja varhaisista vaiheista ei saisi aiheuttaa merkittäviä vaikeuksia. Mutta painovoiman ja lämpöpaineen vuorovaikutus saa tähdet käyttäytymään arvaamattomilla tavoilla.
Tarkastellaan esimerkiksi valoisuuden kehitystä, eli tähtien pinnan lähettämän energiamäärän muutosta aikayksikköä kohti. Nuoren tähden sisälämpötila on liian alhainen vetyatomien fuusiolle, joten sen kirkkauden on oltava suhteellisen alhainen. Se voi kasvaa ydinreaktioiden alkaessa, ja vasta sitten se voi vähitellen laskea. Itse asiassa hyvin nuori tähti on erittäin kirkas. Sen valoisuus heikkenee iän myötä ja saavuttaa väliaikaisen minimin vedyn palamisen aikana.

Evoluution alkuvaiheessa tähdissä tapahtuu erilaisia ​​fysikaalisia prosesseja.

Evoluution alkuvaiheessa tähdissä tapahtuu erilaisia ​​fysikaalisia prosesseja, joista osa on vielä huonosti ymmärretty. Vasta kahden viime vuosikymmenen aikana tähtitieteilijät ovat alkaneet rakentaa yksityiskohtaista kuvaa tähtien kehityksestä teorian ja havaintojen kehityksen perusteella.
Tähdet syntyvät suurista, näkymättömistä pilvistä, jotka sijaitsevat spiraaligalaksien kiekoissa. Tähtitieteilijät kutsuvat näitä esineitä jättimäisiksi molekyylikomplekseiksi. Termi "molekyyli" heijastaa sitä tosiasiaa, että komplekseissa oleva kaasu koostuu pääasiassa vedystä molekyylimuodossa. Tällaiset pilvet ovat galaksin suurimpia muodostumia, joskus yli 300 sv. vuosien yli.

Tarkemmassa analyysissä tähden evoluutiosta

Tarkempi analyysi paljastaa, että tähdet muodostuvat yksittäisistä kondensaatioista - tiiviistä vyöhykkeistä - jättimäisessä molekyylipilvessä. Tähtitieteilijät ovat tutkineet kompaktien vyöhykkeiden ominaisuuksia suurilla radioteleskoopeilla, ainoilla instrumenteilla, jotka pystyvät havaitsemaan himmeitä millipilviä. Tämän säteilyn havainnoista seuraa, että tyypillisen kompaktin vyöhykkeen halkaisija on useita valokuukausia, tiheys 30 000 vetymolekyyliä cm^:ssä ja lämpötila 10 Kelviniä.
Näiden arvojen perusteella pääteltiin, että kaasun paine tiiviillä vyöhykkeellä on sellainen, että se kestää puristuksen itsepainovoimavoimien vaikutuksesta.

Siksi, jotta tähti muodostuisi, tiiviin vyöhykkeen täytyy supistua epävakaasta tilasta siten, että gravitaatiovoimat ylittävät kaasun sisäisen paineen.
Ei ole vielä selvää, kuinka kompaktit vyöhykkeet tiivistyvät alkuperäisestä molekyylipilvestä ja saavat näin epävakaan tilan. Siitä huolimatta, jo ennen kompaktien vyöhykkeiden löytämistä, astrofyysikoilla oli mahdollisuus simuloida tähtien muodostumisprosessia. Jo 1960-luvulla teoreetikot käyttivät tietokonesimulaatioita määrittääkseen, kuinka pilvet tiivistyvät epävakaassa tilassa.
Vaikka teoreettisissa laskelmissa käytettiin monenlaisia ​​alkuolosuhteita, saadut tulokset osuivat yhteen: liian epävakaan pilven sisäosa supistuu ensin, eli keskellä oleva aine joutuu ensin vapaalle pudotukselle, kun taas perifeerinen alueet pysyvät vakaina. Pakkausalue laajenee vähitellen ulospäin ja peittää koko pilven.

Syvällä kutistuvan alueen suolistossa alkaa tähtien evoluutio

Syvällä kutistuvan alueen suolistossa tähtien muodostuminen alkaa. Tähden halkaisija on vain yksi valosekunti, eli miljoonasosa kompaktin vyöhykkeen halkaisijasta. Tällaisilla suhteellisen pienillä kooilla yleinen pilven puristumiskuvio ei ole merkittävä, ja päärooli tässä on tähteen putoavan aineen nopeudella.

Aineen putoamisnopeus voi olla erilainen, mutta se riippuu suoraan pilven lämpötilasta. Mitä korkeampi lämpötila, sitä suurempi nopeus. Laskelmat osoittavat, että romahtavan tiiviin vyöhykkeen keskelle voi kerääntyä Auringon massaa vastaava massa 100 000 - 1 miljoonan vuoden ajanjakson aikana.. Kokoontuvan pilven keskelle muodostunutta kappaletta kutsutaan prototähdeksi. Tietokonesimulaatioiden avulla tähtitieteilijät ovat kehittäneet mallin, joka kuvaa prototähden rakennetta.
Kävi ilmi, että putoava kaasu osuu prototähden pintaan erittäin suurella nopeudella. Siksi muodostuu voimakas iskurintama (jyrkkä siirtyminen erittäin korkeaan paineeseen). Iskunrintamassa kaasu lämpenee lähes 1 miljoonaan Kelviniin, minkä jälkeen se jäähtyy lähellä pintaa tapahtuvan säteilyn aikana nopeasti noin 10 000 K:een muodostaen prototähden kerros kerrokselta.

Iskurintaman läsnäolo selittää nuorten tähtien suuren kirkkauden

Iskurintaman läsnäolo selittää nuorten tähtien suuren kirkkauden. Jos protositähden massa on yhtä suuri kuin yksi auringon massa, niin sen kirkkaus voi ylittää auringon kymmenen kertaa. Mutta sitä eivät aiheuta lämpöydinfuusioreaktiot, kuten tavallisissa tähdissä, vaan gravitaatiokentässä hankitun aineen kineettinen energia.
Protositähdet voidaan tarkkailla, mutta ei perinteisillä optisilla kaukoputkilla.
Kaikki tähtienvälinen kaasu, mukaan lukien se, josta tähdet muodostuvat, sisältää "pölyä" - kiinteiden submikronisten hiukkasten seosta. Iskurintaman säteily kohtaa matkallaan suuren määrän näitä hiukkasia, jotka putoavat yhdessä kaasun kanssa prototähden pinnalle.
Kylmät pölyhiukkaset imevät iskurintaman lähettämiä fotoneja ja lähettävät ne uudelleen pidemmillä aallonpituuksilla. Tämä pitkän aallonpituinen säteily puolestaan ​​absorboituu ja säteilee sitten uudelleen vielä kauempana olevaan pölyyn. Siksi vaikka fotoni kulkee tiensä pöly- ja kaasupilvien läpi, sen aallonpituus on sähkömagneettisen spektrin infrapuna-alueella. Mutta jo useiden valotuntien etäisyydellä prototähdestä fotonin aallonpituus kasvaa liian suureksi, jotta pöly ei voi imeä sitä ja se voi vihdoin ryntää esteettömästi maaherkkiin, infrapunasäteilylle herkkiin teleskooppeihin.
Huolimatta nykyaikaisten ilmaisimien laajoista ominaisuuksista, tähtitieteilijät eivät voi väittää, että kaukoputket todella rekisteröivät prototähtien säteilyä. Ilmeisesti ne ovat syvästi piilossa radioalueella rekisteröityjen kompaktien vyöhykkeiden suolissa. Rekisteröinnin epävarmuus johtuu siitä, että ilmaisimet eivät pysty erottamaan prototähteä vanhemmista kaasun ja pölyn sekaisin tähdistä.
Luotettavaa tunnistamista varten infrapuna- tai radioteleskoopin on havaittava Doppler-siirtymä prototähden spektrien emissioviivoissa. Doppler-siirtymä näyttäisi pinnalle putoavan kaasun todellisen liikkeen.
Heti kun aineen putoamisen seurauksena prototähden massa saavuttaa useita kymmenesosia Auringon massasta, keskustan lämpötila riittää lämpöydinfuusioreaktioiden alkamiseen. Prototähtien lämpöydinreaktiot eroavat kuitenkin olennaisesti keski-ikäisten tähtien reaktioista. Tällaisten tähtien energialähde on heliumin termoydinfuusioreaktiot vedystä.

Vety on yleisin kemiallinen alkuaine universumissa

Vety on maailmankaikkeuden runsain kemiallinen alkuaine. Universumin (Big Bang) syntyessä tämä alkuaine muodostui tavallisessa muodossaan ytimellä, joka koostui yhdestä protonista. Mutta kaksi 100 000 ytimestä on deuteriumytimiä, jotka koostuvat protonista ja neutronista. Tämä vedyn isotooppi on läsnä nykyaikana tähtienvälisessä kaasussa, josta se tulee tähtiin.
On huomionarvoista, että tällä niukalla sekoituksella on hallitseva rooli prototähtien elämässä. Lämpötila niiden syvyyksissä on riittämätön tavallisen vedyn reaktioihin, jotka tapahtuvat 10 miljoonalla kelvinillä. Mutta painovoiman puristuksen seurauksena lämpötila prototähden keskustassa voi helposti saavuttaa miljoona Kelviniä, kun deuteriumytimien fuusio alkaa, jolloin myös kolossaalista energiaa vapautuu.

Protähtien aineen opasiteetti on liian suuri

Alkutähtien aineen opasiteetti on liian suuri, jotta tämä energia siirrettäisiin säteilysiirrolla. Siksi tähdestä tulee konvektiivisesti epävakaa: "ydinpalon" lämmittämät kaasukuplat kelluvat pintaan. Näitä nousevia virtauksia tasapainottavat kylmät kaasuvirrat, jotka laskeutuvat kohti keskustaa. Samanlaisia ​​konvektiivisia liikkeitä, mutta paljon pienemmässä mittakaavassa, tapahtuu höyrylämmitetyssä huoneessa. Prototähdessä konvektiiviset pyörteet kuljettavat deuteriumia pinnasta sen sisäpuolelle. Siten lämpöydinreaktioihin tarvittava polttoaine saavuttaa tähden ytimen.
Huolimatta deuteriumytimien erittäin alhaisesta pitoisuudesta, niiden sulautumisen aikana vapautuva lämpö vaikuttaa voimakkaasti prototähteen. Deuteriumin palamisreaktioiden pääasiallinen seuraus on prototähden "turvotus". Deuteriumin "polttamisen" seurauksena tapahtuvan tehokkaan lämmönsiirron vuoksi konvektiolla prototähden koko kasvaa, mikä riippuu sen massasta. Yhden aurinkomassan prototähden säde on yhtä suuri kuin viisi auringon massaa. Kolmen auringon massalla prototähti turpoaa säteelle, joka vastaa 10 aurinkoa.
Tyypillisen kompaktin vyöhykkeen massa on suurempi kuin sen synnyttämän tähden massa. Siksi täytyy olla jokin mekanismi, joka poistaa ylimääräisen massan ja pysäyttää aineen putoamisen. Useimmat tähtitieteilijät ovat vakuuttuneita siitä, että voimakas tähtituuli on vastuussa tästä, joka pakenee prototähden pinnalta. Tähtituuli puhaltaa sisään tulevan kaasun taaksepäin ja hajottaa lopulta tiiviin vyöhykkeen.

tähtien tuuli idea

"Ajatus tähtituulesta" ei seuraa teoreettisista laskelmista. Ja hämmästyneille teoreetikoille annettiin todisteita tästä ilmiöstä: havaintoja molekyylikaasuvirroista, jotka liikkuvat infrapunasäteilyn lähteistä. Nämä virtaukset liittyvät prototähtien tuuleen. Sen alkuperä on yksi nuorten tähtien syvimmistä mysteereistä.
Kun kompakti vyöhyke haihtuu, valotetaan kohde, joka voidaan havaita optisella alueella - nuori tähti. Kuten prototähdellä, sillä on korkea kirkkaus, jonka määrää enemmän painovoima kuin fuusio. Paine tähden sisällä estää katastrofaalisen painovoiman romahtamisen. Tästä paineesta vastaava lämpö säteilee kuitenkin tähden pinnasta, joten tähti loistaa erittäin kirkkaasti ja supistuu hitaasti.
Kun se supistuu, sen sisäinen lämpötila nousee vähitellen ja saavuttaa lopulta 10 miljoonaa Kelviniä. Sitten vetyytimien fuusioreaktiot alkavat heliumin muodostumisella. Vapautunut lämpö luo painetta, joka estää puristumisen, ja tähti loistaa pitkään, kunnes ydinpolttoaine loppuu sen syvyyksistä.
Aurinkomme, tyypillinen tähti, kesti noin 30 miljoonaa vuotta kutistua prototähdestä nykykokoon. Lämpöydinreaktioiden aikana vapautuvan lämmön ansiosta se on säilyttänyt nämä mitat noin 5 miljardia vuotta.
Näin tähdet syntyvät. Mutta huolimatta tutkijoiden ilmeisistä onnistumisista, jotka ovat antaneet meille mahdollisuuden oppia yksi monista maailmankaikkeuden salaisuuksista, monia muita tunnettuja nuorten tähtien ominaisuuksia ei ole vielä täysin ymmärretty. Tämä viittaa niiden epäsäännölliseen vaihteluun, valtavaan tähtituuliin, odottamattomiin kirkkaisiin välähdyksiin. Näihin kysymyksiin ei ole vielä varmoja vastauksia. Mutta nämä ratkaisemattomat ongelmat tulisi nähdä katkeamisina ketjussa, jonka päälenkit on jo juotettu. Ja voimme sulkea tämän ketjun ja täydentää nuorten tähtien elämäkerran, jos löydämme luonnon itsensä luoman avaimen. Ja tämä avain välkkyy kirkkaalla taivaalla yläpuolellamme.

Video tähden syntymästä: