Mikä on massiivisten tähtien kehityksen viimeinen vaihe. Mielenkiintoisia faktoja tähtien elinkaaresta. Tähtien muodostuminen, painovoiman supistumisvaihe

Hei rakkaat lukijat! Haluaisin puhua kauniista yötaivaasta. Miksi yöstä? Kysyt. Koska tähdet näkyvät siinä selvästi, nämä kauniit valoiset pienet pisteet taivaamme mustaa ja sinistä taustaa vasten. Mutta itse asiassa ne eivät ole pieniä, vaan yksinkertaisesti valtavia, ja suuren etäisyyden vuoksi ne näyttävät niin pieniltä..

Onko kukaan teistä kuvitellut kuinka tähdet syntyvät, kuinka he elävät elämäänsä, millaista elämää heillä yleensä on? Suosittelen lukemaan tämän artikkelin nyt ja kuvittelemaan tähtien kehitystä matkan varrella. Valmistelin pari videota visuaalista esimerkkiä varten 😉

Taivas on täynnä monia tähtiä, joiden joukossa on hajallaan valtavia pöly- ja kaasupilviä, enimmäkseen vetyä. Tähdet syntyvät juuri tällaisille sumuille tai tähtienvälisille alueille.

Tähti elää niin kauan (jopa kymmeniä miljardeja vuosia), että tähtitieteilijät eivät pysty jäljittämään elämää alusta loppuun, edes yhtä niistä. Mutta toisaalta heillä on mahdollisuus tarkkailla tähtien eri kehitysvaiheita.

Tiedemiehet yhdistivät saadut tiedot ja pystyivät jäljittämään tyypillisten tähtien elämänvaiheet: tähden syntymähetki tähtienvälisessä pilvessä, sen nuoruus, keskimääräinen ikä, vanhuus ja joskus erittäin näyttävä kuolema.

Tähden syntymä.

Tähtien syntyminen alkaa aineen tiivistymisestä sumun sisällä. Vähitellen muodostuneen sinetin koko pienenee ja kutistuu painovoiman vaikutuksesta. Tämän supistumisen aikana tai romahtaa vapautuu energiaa, joka lämmittää pölyn ja kaasun ja saa ne hehkumaan.

On olemassa ns prototähti. Aineen lämpötila ja tiheys sen keskustassa tai ytimessä ovat maksimi. Kun lämpötila saavuttaa noin 10 000 000 °C, kaasussa alkaa tapahtua lämpöydinreaktioita.

Vetyatomien ytimet alkavat yhdistyä ja muuttua heliumatomien ytimiksi. Tässä synteesissä vapautuu valtava määrä energiaa. Tämä energia siirtyy konvektioprosessissa pintakerrokseen ja sitten valon ja lämmön muodossa se säteilee avaruuteen. Tällä tavalla prototähdestä tulee todellinen tähti.

Ytimestä tuleva säteily lämmittää kaasumaista väliainetta, luo painetta, joka suuntautuu ulospäin ja estää siten tähden painovoiman romahtamisen.

Tuloksena on, että se löytää tasapainon, eli sillä on vakiot mitat, vakio pintalämpötila ja vakiomäärä vapautuu energiaa.

Tähtitieteilijät kutsuvat tähtiä tässä kehitysvaiheessa pääsarjan tähti, mikä osoittaa sen paikan Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Tämä kaavio ilmaisee tähden lämpötilan ja valoisuuden välisen suhteen.

Protostähdet, joilla on pieni massa, eivät koskaan lämpene lämpötiloihin, jotka ovat tarpeen lämpöydinreaktion käynnistämiseksi. Nämä tähdet muuttuvat pakkauksen seurauksena himmeiksi punaiset kääpiöt tai jopa himmeämpi ruskeat kääpiöt . Ensimmäinen ruskea kääpiötähti löydettiin vasta vuonna 1987.

Jättiläisiä ja kääpiöitä.

Auringon halkaisija on noin 1 400 000 km, pintalämpötila noin 6 000 °C ja se säteilee kellertävää valoa. Se on ollut osa tähtien pääsarjaa 5 miljardin vuoden ajan.

Vety "polttoaine" tällaisessa tähdessä loppuu noin 10 miljardissa vuodessa, ja pääosin helium jää sen ytimeen. Kun mitään "poltettavaa" ei ole enää jäljellä, ytimestä suuntautuvan säteilyn voimakkuus ei enää riitä tasapainottamaan ytimen painovoiman romahtamista.

Mutta tässä tapauksessa vapautuva energia riittää lämmittämään ympäröivää materiaalia. Tässä kuoressa vetyytimien synteesi alkaa, energiaa vapautuu enemmän.

Tähti alkaa hehkua kirkkaammin, mutta nyt punertavalla valolla, ja samalla se myös laajenee kymmenkertaistuen. Nyt sellainen tähti kutsutaan punaiseksi jättiläiseksi.

Punaisen jättiläisen ydin kutistuu ja lämpötila nousee 100 000 000 asteeseen tai enemmän. Tässä tapahtuu heliumydinfuusioreaktio, joka muuttaa sen hiileksi. Tässä tapauksessa vapautuvan energian ansiosta tähti hehkuu edelleen noin 100 miljoonaa vuotta.

Heliumin loppuessa ja reaktioiden loppuessa koko tähti kutistuu vähitellen painovoiman vaikutuksesta melkein kokoon. Tässä tapauksessa vapautuva energia riittää tähdelle (nyt valkoinen kääpiö) hehkuivat kirkkaasti jonkin aikaa.

Aineen puristusaste valkoisessa kääpiössä on erittäin korkea, ja siksi sillä on erittäin korkea tiheys - yhden ruokalusikallisen paino voi nousta tuhat tonnia. Näin kehittyvät aurinkomme kokoiset tähdet.

Video, joka näyttää aurinkomme kehittymisen valkoiseksi kääpiöksi

Tähdellä, jonka massa on viisi kertaa Auringon massa, on paljon lyhyempi elinkaari ja se kehittyy hieman eri tavalla. Tällainen tähti on paljon kirkkaampi ja sen pintalämpötila on 25 000 °C tai enemmän, tähtien pääsarjassa viipymisaika on vain noin 100 miljoonaa vuotta.

Kun sellainen tähti astuu lavalle punainen jättiläinen , sen ytimen lämpötila ylittää 600 000 000 °C. Siinä tapahtuu hiilen fuusioreaktioita, jotka muuttuvat raskaammiksi alkuaineiksi, mukaan lukien raudaksi.

Tähti laajenee vapautuneen energian vaikutuksesta kokoon, joka on satoja kertoja suurempi kuin sen alkuperäinen koko. Tähti tässä vaiheessa kutsutaan superjättiläiseksi .

Ytimessä energian tuotantoprosessi pysähtyy yhtäkkiä ja se kutistuu sekunneissa. Kaiken tämän myötä vapautuu valtava määrä energiaa ja muodostuu katastrofaalinen shokkiaalto.

Tämä energia kulkee koko tähden läpi ja sinkouttaa siitä merkittävän osan räjähdyksen voimalla tilaa, aiheuttaen ilmiön, joka tunnetaan nimellä supernova-räjähdys .

Saadaksesi paremman esityksen kaikesta kirjoitetusta, harkitse tähtien evoluution sykliä kaaviossa

Helmikuussa 1987 samanlainen leimahdus havaittiin läheisessä galaksissa, Suuressa Magellanin pilvessä. Tämä supernova loisti lyhyen aikaa kirkkaammin kuin biljoona aurinkoa.

Superjättiläisen ydin on puristettu ja muodostaa taivaankappaleen, jonka halkaisija on vain 10-20 km, ja sen tiheys on niin korkea, että teelusikallinen sen ainetta voi painaa 100 miljoonaa tonnia!!! Tällainen taivaankappale koostuu neutroneista jakutsutaan neutronitähdeksi .

Juuri muodostuneella neutronitähdellä on suuri pyörimisnopeus ja erittäin voimakas magnetismi.

Tämän seurauksena syntyy voimakas sähkömagneettinen kenttä, joka lähettää radioaaltoja ja muun tyyppistä säteilyä. Ne levisivät magneettiset navat tähdet säteiden muodossa.

Nämä säteet, koska tähti pyörii akselinsa ympäri, näyttävät skannaavan ulkoavaruutta. Kun ne lentävät radioteleskooppiemme ohi, havaitsemme ne lyhyinä purskeina tai pulsseina. Siksi tällaisia ​​tähtiä kutsutaan pulsarit.

Pulsarit löydettiin niiden lähettämien radioaaltojen ansiosta. Nyt on tullut tunnetuksi, että monet niistä lähettävät valo- ja röntgenpulsseja.

Ensimmäinen kevyt pulsari löydettiin rapu-sumusta. Sen pulssit toistuvat 30 kertaa sekunnissa.

Muiden pulsarien pulssit toistuvat paljon useammin: PIR (pulsating source of radio emission) 1937+21 välähtää 642 kertaa sekunnissa. Vaikea edes kuvitella!

Myös tähdet, joiden massa on suurin, kymmenen kertaa Auringon massa, leimahtavat kuin supernovat. Mutta valtavan massan vuoksi niiden romahtaminen on paljon katastrofaalisempaa.

Tuhoava supistuminen ei pysähdy edes neutronitähden muodostumisvaiheessa, jolloin syntyy alue, jossa tavallinen aine lakkaa olemasta.

Jäljellä on vain yksi painovoima, joka on niin vahva, ettei mikään, ei edes valo, pääse pakoon sen vaikutusta. Tätä aluetta kutsutaan musta aukko.Kyllä, suurten tähtien kehitys on pelottavaa ja erittäin vaarallista.

Tässä videossa puhumme siitä, kuinka supernova muuttuu pulsariksi ja mustaksi aukoksi

En tiedä teistä, rakkaat lukijat, mutta minä henkilökohtaisesti rakastan ja olen erittäin kiinnostunut avaruudesta ja kaikesta siihen liittyvästä, se on niin salaperäistä ja kaunista, se on henkeäsalpaavaa! Tähtien kehitys on kertonut meille paljon tulevaisuudestamme ja kaikki.

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. Ajan myötä tapahtuvat muutokset tähtien fysikaalisissa ominaisuuksissa ja kemiallisessa koostumuksessa, ts. tähtien evoluutiota, tähtitieteilijät tutkivat vertaamalla monien tähtien ominaisuuksia evoluution eri vaiheissa.

Tähtien havaittuja ominaisuuksia yhdistävät fysikaaliset kuviot heijastuvat väri-valoisuuskaaviossa - Hertzsprung-Russell-kaaviossa, jossa tähdet muodostavat erilliset ryhmittymät - sekvenssit: tähtien pääsarja, superjättiläisten sarjat, kirkkaat ja heikot jättiläiset, alijättiläiset. , alikääpiöt ja valkoiset kääpiöt.

Suurimman osan elämästään mikä tahansa tähti on väri-kirkkauskaavion niin sanotussa pääsekvenssissä. Kaikki muut tähden evoluution vaiheet ennen tiiviin jäännöksen muodostumista vievät enintään 10 % tästä ajasta. Siksi suurin osa galaksissamme havaituista tähdistä on vaatimattomia punaisia ​​kääpiöitä, joiden massa on enintään Auringon massa. Pääsekvenssi sisältää noin 90 % kaikista havaituista tähdistä.

Tähden elinikä ja mitä se lopulta muuttuu elämän polku, määräytyy täysin sen massan mukaan. Tähdet, joiden massa on suurempi kuin Auringon massa, 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 loppuun, se alkaa jäähtyä ja kutistua. Tähtien evoluution lopputuote ovat kompakteja massiivisia esineitä, joiden tiheys on monta kertaa suurempi kuin tavallisten tähtien.

Eri massaiset tähdet päätyvät johonkin kolmesta tilasta: valkoisiin kääpiöihin, neutronitähtiin tai mustiin aukkoihin. Jos tähden massa on pieni, gravitaatiovoimat ovat suhteellisen heikkoja ja tähden puristus (painovoiman romahtaminen) pysähtyy. Se siirtyy valkoisen kääpiön vakaaseen tilaan. Jos massa ylittää kriittisen arvon, puristus jatkuu. Erittäin suurella tiheydellä elektronit yhdistyvät protonien kanssa muodostaen neutroneja. Pian melkein koko tähti koostuu vain 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 estä painovoiman romahtamista, niin tähden evoluution viimeinen vaihe on musta aukko.

Astrofysiikka on jo edennyt tarpeeksi pitkälle tähtien evoluution tutkimuksessa. Teoreettisia malleja tukevat luotettavat havainnot, ja joistakin aukoista huolimatta kokonaiskuva tähden elinkaaresta on ollut tiedossa pitkään.

Syntymä

Kaikki alkaa siitä molekyylipilvi. Nämä ovat valtavia tähtienvälisen kaasun alueita, jotka ovat riittävän tiheitä vetymolekyylien muodostumiseen.

Sitten tapahtuu tapahtuma. Ehkä sen aiheuttaa lähistöllä räjähtäneen supernova-iskuaalto tai ehkä molekyylipilven sisällä oleva luonnollinen dynamiikka. On kuitenkin vain yksi tulos - gravitaatio epävakaus johtaa painopisteen muodostumiseen jonnekin pilven sisään.

Myöntyessään painovoiman houkutukseen ympäröivä aine alkaa pyöriä tämän keskuksen ympäri ja kerrostuu sen pinnalle. Vähitellen muodostuu tasapainoinen pallomainen ydin, jonka lämpötila ja valoisuus kasvavat - prototähti.

Kaasu- ja pölylevy prototähden ympärillä pyörii yhä nopeammin, kasvavan tiheyden ja massan vuoksi yhä useammat hiukkaset törmäävät sen syvyyksissä, lämpötila jatkaa nousuaan.

Heti kun se saavuttaa miljoonia asteita, ensimmäinen lämpöydinreaktio tapahtuu prototähden keskustassa. Kaksi vetyydintä ylittää Coulombin esteen ja yhdistyvät muodostaen heliumytimen. Sitten - kaksi muuta ydintä, sitten - toinen ... kunnes ketjureaktio kattaa koko alueen, jossa lämpötila sallii vedyn syntetisoida heliumia.

Lämpöenergiaa ydinreaktiot saavuttaa sitten nopeasti tähden pinnan ja lisää jyrkästi sen kirkkautta. Joten prototähti, jos sillä on tarpeeksi massaa, muuttuu täysimittaiseksi nuoreksi tähdeksi.

Aktiivinen tähtienmuodostusalue N44 / ©ESO, NASA

Ei lapsuutta, ei nuoruutta, ei nuoruutta

Kaikki prototähdet, jotka kuumenevat tarpeeksi aloittaakseen lämpöydinreaktion sisätiloissaan, tulevat sitten pisimpään vakaa aika, joka vie 90 % niiden koko olemassaolon ajasta.

Heille tässä vaiheessa tapahtuu vain asteittainen vedyn palaminen lämpöydinreaktioiden alueella. Kirjaimellisesti "polttava elämä". Tähti kuumenee hyvin hitaasti - miljardeissa vuosissa, lämpöydinreaktioiden intensiteetti kasvaa, samoin kuin kirkkaus, mutta ei sen enempää.

Tietenkin tapahtumat, jotka kiihdyttävät tähtien kehitystä, ovat mahdollisia - esimerkiksi läheisyys tai jopa törmäys toisen tähden kanssa, mutta tämä ei riipu yksittäisen tähden elinkaaresta.

On myös omituisia "kuolemana syntyneitä" tähtiä, jotka eivät pääse pääsarjaan - eli ne eivät pysty selviytymään lämpöydinreaktioiden sisäisestä paineesta.

Nämä ovat pienimassaisia ​​(alle 0,0767 Auringon massasta) prototähtiä - juuri niitä, joita kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi. Riittämättömän painovoiman puristuksen vuoksi ne menettävät enemmän energiaa kuin syntyy vedyn fuusion seurauksena. Ajan myötä lämpöydinreaktiot näiden tähtien sisätiloissa lakkaavat, ja niille jää vain pitkittynyt mutta väistämätön jäähtyminen.

Taiteilijan näkemys ruskeasta kääpiöstä / ©ESO/I. Crossfield/N. Nouseva

Vaikea vanhuus

Toisin kuin ihmiset, massiivisten tähtien "elämän" aktiivisin ja mielenkiintoisin vaihe alkaa niiden olemassaolon loppupuolella.

Jokaisen yksittäisen tähden jatkokehitys, joka on saavuttanut pääsarjan lopun - eli pisteen, jolloin vetyä ei ole enää jäljellä lämpöydinfuusiota varten tähden keskustassa - riippuu suoraan tähden massasta ja sen kemiallisesta aineesta. sävellys.

Mitä pienempi tähti on pääsarjassa, sitä pidempi sen "elämä" on ja sitä vähemmän mahtipontinen sen finaali on. Esimerkiksi tähdet, joiden massa on alle puolet auringon massasta - joita kutsutaan punaisiksi kääpiöiksi - eivät ole vielä "kuollut" ollenkaan alkuräjähdyksen jälkeen. Laskelmien ja tietokonesimulaatioiden mukaan lämpöydinreaktioiden alhaisesta intensiteetistä johtuen tällaiset tähdet voivat helposti polttaa vetyä kymmenistä miljardeista kymmeniin triljooneihin vuosiin, ja matkansa lopussa ne todennäköisesti sammuvat kuin ruskeat kääpiöt. .

Tähdet, joiden keskimääräinen massa on puolesta kymmeneen auringon massasta, voivat poltettuaan vedyn keskeltä raskaampaa kemiallisia alkuaineita sen koostumuksessa - ensin helium, sitten hiili, happi ja sitten, kuinka onnekas massan kanssa, rauta-56: een (raudan isotooppi, jota kutsutaan joskus "termoydinpolton tuhkaksi").

Tällaisille tähdille pääsekvenssiä seuraavaa vaihetta kutsutaan punaiseksi jättiläisvaiheeksi. Aloitetaan heliumin lämpöydinreaktiot, sitten hiili jne. joka kerta johtaa merkittäviin tähden muunnoksiin.

Tämä on tavallaan kuolemantuuli. Tähti joko laajenee satoja kertoja ja muuttuu punaiseksi, sitten supistuu uudelleen. Myös kirkkaus muuttuu - se kasvaa tuhansia kertoja, sitten taas laskee.

Tämän prosessin lopussa ulkokuori punainen jättiläinen irtoaa muodostaen upean planetaarisen sumun. Keskustaan ​​jää paljas ydin - valkoinen heliumkääpiö, jonka massa on noin puolet auringon massasta ja jonka säde on suunnilleen sama kuin Maan säde.

Valkoisilla kääpiöillä on samanlainen kohtalo kuin punaisilla kääpiöillä - hiljainen loppuunpalaminen miljardeista biljooniin vuosiin, ellei tietenkään ole lähistöllä tähtikumppania, jonka ansiosta valkoinen kääpiö voi lisätä massaansa.

KOI-256-järjestelmä, joka koostuu punaisista ja valkoisista kääpiöistä / ©NASA/JPL-Caltech

äärimmäinen vanhuus

Jos tähti on erityisen onnekas massansa kanssa ja se on noin 12 auringon massaa tai enemmän, sen evoluution loppuvaiheille on ominaista paljon äärimmäisemmät tapahtumat.

Jos punaisen jättiläisen ytimen massa ylittää Chandrasekharin rajan 1,44 auringon massaa, tähti ei vain pudota kuorta lopullisessa, vaan vapauttaa kertyneen energian voimakkaassa lämpöydinräjähdyksessä - supernovassa.

Supernovan jäänteiden sydämessä, joka hajottaa tähtiainetta valtava voima useille valovuodet ympärillä, tässä tapauksessa se ei ole enää valkoinen kääpiö, vaan supertiheä neutronitähti, jonka säde on vain 10-20 kilometriä.

Kuitenkin, jos punaisen jättiläisen massa on yli 30 auringon massaa (tai pikemminkin jo superjättiläinen) ja sen ytimen massa ylittää Oppenheimer-Volkov-rajan, joka on noin 2,5-3 auringon massaa, niin valkoinen ei kääpiötä eikä neutronitähteä muodostu.

Supernovan jäänteiden keskelle ilmestyy jotain paljon vaikuttavampaa - musta aukko, kun räjähtäneen tähden ydin puristuu niin paljon, että jopa neutronit alkavat romahtaa, eikä mikään muu, mukaan lukien valo, voi poistua tähtien rajoista. vastasyntynyt musta aukko - tai pikemminkin sen tapahtumahorisontti.

Erityisen massiiviset tähdet - siniset superjättiläiset - voivat ohittaa punaisen superjättiläisen vaiheen ja myös räjähtää supernovassa.

Supernova SN 1994D galaksissa NGC 4526 (kirkas piste vasemmassa alakulmassa) / © NASA

Entä aurinkomme?

Aurinko kuuluu keskimassaisille tähdille, joten jos luet huolellisesti artikkelin edellisen osan, voit itse ennustaa tarkalleen, millä polulla tähtemme on.

Kuitenkin jo ennen auringon muuttumista punaiseksi jättiläiseksi ihmiskunta odottaa useita tähtitieteellisiä mullistuksia. Elämä Maan päällä tulee mahdottomaksi miljardin vuoden kuluttua, kun lämpöydinreaktioiden voimakkuus Auringon keskustassa riittää haihduttamaan Maan valtameret. Samaan aikaan Marsin elämän olosuhteet paranevat, mikä saattaa jossain vaiheessa tehdä siitä asumiskelpoisen.

Noin 7 miljardin vuoden kuluttua Aurinko on lämmennyt tarpeeksi, jotta lämpöydinreaktio alkaa sen ulkoalueilla. Auringon säde kasvaa noin 250-kertaiseksi ja kirkkaus 2700-kertaiseksi - tapahtuu muunnos punaiseksi jättiläiseksi.

Lisääntyneen aurinkotuulen vuoksi tähti menettää tässä vaiheessa jopa kolmanneksen massastaan, mutta sillä on aikaa imeä elohopeaa.

Auringon ytimen massa sen ympärillä tapahtuvan vedyn palamisen seurauksena kasvaa sitten niin paljon, että tapahtuu niin sanottu heliumleimaus ja alkaa heliumytimien termoydinfuusio hiileksi ja hapeksi. Tähden säde pienenee merkittävästi, 11 standardin aurinkoenergiaan.

Auringon aktiivisuus / ©NASA/Goddard/SDO

Kuitenkin jo 100 miljoonaa vuotta myöhemmin reaktio heliumin kanssa menee tähden ulkoalueille, ja se kasvaa jälleen punaisen jättiläisen kokoon, kirkkauteen ja säteeseen.

Aurinkotuuli tulee tässä vaiheessa niin voimakkaaksi, että se puhaltaa tähden ulkoalueet avaruuteen, ja ne muodostavat valtavan planetaarisen sumun.

Ja missä aurinko oli, siellä on Maan kokoinen valkoinen kääpiö. Aluksi erittäin kirkas, mutta ajan myötä se himmenee ja himmenee.

Tähti- taivaankappale, jossa lämpöydinreaktiot menevät, menevät tai menevät. Tähdet ovat massiivisia valaisevia kaasumaisia ​​(plasma) palloja. Muodostunut kaasu-pölyympäristöstä (vety ja helium) painovoiman puristuksen seurauksena. Aineen lämpötila tähtien syvyyksissä mitataan miljoonissa kelvineissä ja niiden pinnalla tuhansissa kelvineissä. Valtaosan tähtien energia vapautuu lämpöydinreaktioiden seurauksena vedyn muuntumisesta heliumiksi, jotka tapahtuvat korkeita lämpötiloja sisään sisätilat. Tähtiä kutsutaan usein universumin pääkappaleiksi, koska ne sisältävät suurimman osan luonnossa olevasta valoaineesta. Tähdet ovat valtavia, pallomaisia ​​esineitä, jotka koostuvat heliumista ja vedystä sekä muista kaasuista. Tähden energia on sen ytimessä, jossa joka toinen helium on vuorovaikutuksessa vedyn kanssa. Kuten kaikki orgaaninen universumissamme, tähdet syntyvät, kehittyvät, muuttuvat ja katoavat - tämä prosessi kestää miljardeja vuosia ja sitä kutsutaan "Star Evolution" -prosessiksi.

1. Tähtien kehitys

Tähtien evoluutio- muutossarja, jonka tähti käy läpi elämänsä aikana eli satojen tuhansien, miljoonien tai miljardien vuosien aikana, kun se säteilee valoa ja lämpöä. Tähti aloittaa elämänsä kylmänä, harvinaisena tähtienvälisen kaasupilvenä (harvinaistunut kaasumainen väliaine, joka täyttää kaiken tähtien välisen tilan), kutistuu oman painovoimansa vaikutuksesta ja ottaa vähitellen pallon muodon. Puristuessaan painovoiman energia (yleinen perusvuorovaikutus kaikkien materiaalikappaleiden välillä) muuttuu lämmöksi ja kohteen lämpötila nousee. Kun keskilämpötila saavuttaa 15-20 miljoonaa K, alkavat lämpöydinreaktiot ja puristus pysähtyy. Kohteesta tulee täysikokoinen tähti. Tähtien elämän ensimmäinen vaihe on samanlainen kuin Auringon – sitä hallitsevat vetykierron reaktiot. Se pysyy tässä tilassa suurimman osan elämästään, koska se on Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssissä (kuva 1) (näyttää tähden absoluuttisen magnitudin, valoisuuden, spektrityypin ja pinnan lämpötilan välisen suhteen, 1910) , kunnes polttoaineen syöttö loppuu. Kun kaikki tähden keskellä oleva vety muuttuu heliumiksi, muodostuu heliumin ydin ja vedyn lämpöydinpalaminen jatkuu sen reunalla. Tänä aikana tähden rakenne alkaa muuttua. Sen kirkkaus kasvaa, ulommat kerrokset laajenevat ja pinnan lämpötila laskee - tähdestä tulee punainen jättiläinen, joka muodostaa haaran Hertzsprung-Russell-kaaviossa. Tähti viettää paljon vähemmän aikaa tällä haaralla kuin pääsarjassa. Kun heliumytimen kertynyt massa tulee merkittäväksi, se ei kestä omaa painoaan ja alkaa kutistua; Jos tähti on tarpeeksi massiivinen, lämpötilan nousu voi aiheuttaa heliumin lämpöydinmuutosta raskaammiksi alkuaineiksi (helium hiileksi, hiili hapeksi, happi piiksi ja lopuksi pii raudaksi).

2. Termoydinfuusio tähtien sisällä

Vuoteen 1939 mennessä todettiin, että tähtien energian lähde on tähtien sisätiloissa tapahtuva lämpöydinfuusio. Useimmat tähdet säteilevät, koska niiden sisällä neljä protonia yhdistyy sarjan välivaiheen kautta yhdeksi alfahiukkaseksi. Tämä muunnos voi tapahtua kahdella päätavalla, joita kutsutaan protoni-protoni eli p-p-sykliksi ja hiili-typpi- tai CN-sykliksi. Pienimassaisissa tähdissä energian vapautuminen tapahtuu pääasiassa ensimmäisellä syklillä, raskailla tähdillä - toisella. Ydinpolttoaineen tarjonta tähdessä on rajallinen ja kuluu jatkuvasti säteilyyn. Termoydinfuusioprosessi, joka vapauttaa energiaa ja muuttaa tähden aineen koostumusta yhdessä painovoiman kanssa, joka pyrkii puristamaan tähteä ja vapauttaa myös energiaa, sekä pinnasta tulevaa säteilyä, joka kuljettaa vapautuneen energian pois. , ovat tähtien evoluution tärkeimmät liikkeellepaneva voimat. Tähden evoluutio alkaa jättimäisestä molekyylipilvestä, jota kutsutaan myös tähtikehdoksi. Suurin osa galaksin "tyhjästä" avaruudesta sisältää itse asiassa 0,1-1 molekyyliä cm?. Molekyylipilven tiheys on noin miljoona molekyyliä cm?. Tällaisen pilven massa ylittää Auringon massan 100 000 - 10 000 000 kertaa sen koosta johtuen: halkaisijaltaan 50 - 300 valovuotta. Vaikka pilvi voi vapaasti pyöriä kotigalaksin keskuksen ympärillä, mitään ei tapahdu. Gravitaatiokentän epähomogeenisuudesta johtuen siinä voi kuitenkin syntyä häiriöitä, jotka johtavat paikallisiin massakeskittymiin. Tällaiset häiriöt aiheuttavat pilven painovoiman romahtamisen. Yksi tähän johtavista skenaarioista on kahden pilven törmäys. Toinen romahtamisen aiheuttava tapahtuma voi olla pilven kulkeminen spiraaligalaksin tiheän haaran läpi. Kriittinen tekijä voi olla myös lähellä olevan supernovan räjähdys, jonka shokkiaalto törmää suurella nopeudella molekyylipilveen. Lisäksi galaksien törmäys on mahdollinen, joka voi aiheuttaa tähtien muodostumisen purskeen, koska törmäys puristaa kaasupilviä kussakin galaksissa. Yleensä pilven massaan vaikuttavien voimien epähomogeenisuus voi käynnistää tähtien muodostumisprosessin. Syntyneiden epähomogeenisuuksien vuoksi molekyylikaasun paine ei voi enää estää puristamista, ja kaasu alkaa kerääntyä tulevan tähden keskustan ympärille gravitaatiovoiman vaikutuksesta. Puolet vapautuneesta gravitaatioenergiasta menee pilven lämmittämiseen ja puolet valosäteilyyn. Pilvissä paine ja tiheys lisääntyvät kohti keskustaa ja keskiosan romahtaminen tapahtuu nopeammin kuin reuna. Supistumisen edetessä fotonien keskimääräinen vapaa reitti pienenee ja pilvestä tulee yhä vähemmän läpinäkyvä omalle säteilylleen. Tämä johtaa nopeampaan lämpötilan nousuun ja vielä nopeampaan paineen nousuun. Tämän seurauksena painegradientti tasapainottaa gravitaatiovoimaa, muodostuu hydrostaattinen ydin, jonka massa on noin 1 % pilven massasta. Tämä hetki on näkymätön. Prototähden jatkokehitys on aineen kerääntyminen, joka putoaa edelleen ytimen "pinnalle", jonka koko kasvaa tästä johtuen. Pilvessä vapaasti liikkuva ainemassa loppuu ja tähti tulee näkyviin optisella alueella. Tätä hetkeä pidetään prototähtien vaiheen päättymisenä ja nuoren tähden vaiheen alkamisena. Tähtien muodostumisprosessia voidaan kuvata yhtenäisesti, mutta tähden myöhemmät kehitysvaiheet riippuvat lähes kokonaan sen massasta, ja vasta tähtien evoluution lopussa voi kemiallinen koostumus olla mukana.

3. Tähden elinkaaren puoliväli

Tähtiä on saatavilla monenlaisia ​​värejä ja kokoja. Niiden spektrityyppi vaihtelee kuumasta sinisestä viileään punaiseen ja massa 0,0767:stä yli 200 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. Itse asiassa tähden liike kaaviota pitkin vastaa vain muutosta tähden parametreissa. Pienet, viileät punaiset kääpiöt polttavat hitaasti vetyvarastonsa ja pysyvät pääsekvenssissä satoja miljardeja vuosia, kun taas massiiviset superjättiläiset jättävät pääsekvenssin muutaman miljoonan vuoden kuluessa muodostumisesta. Keskikokoiset tähdet, kuten aurinko, pysyvät pääsarjassa keskimäärin 10 miljardia vuotta. Uskotaan, että aurinko on edelleen sen päällä, koska se on elinkaarensa puolivälissä. Heti kun tähti tyhjentää vedyn ytimen, se poistuu pääsarjasta. Tietyn ajan kuluttua - miljoonasta kymmeniin miljardeihin vuosiin, alkumassasta riippuen - tähti kuluttaa ytimen vetyvarat. Suurissa ja kuumissa tähdissä tämä tapahtuu paljon nopeammin kuin pienissä ja kylmissä tähdissä. Vedyn saannin ehtyminen johtaa lämpöydinreaktioiden lakkaamiseen. Ilman näiden reaktioiden synnyttämää painetta, joka tasapainottaa tähden omaa vetovoimaa, tähti alkaa supistua uudelleen, kuten se teki ennenkin, muodostumisensa aikana. Lämpötila ja paine nousevat jälleen, mutta toisin kuin prototähtivaiheessa, enemmän korkeatasoinen. Romahdus jatkuu, kunnes noin 100 miljoonan K:n lämpötilassa alkavat lämpöydinreaktiot, joihin liittyy heliumia. Uudelle tasolle alkanut aineen lämpöydinpalaminen aiheuttaa tähden hirviömäisen laajenemisen. Tähti "löystyy", ja sen koko kasvaa noin 100 kertaa. Näin tähdestä tulee punainen jättiläinen, ja heliumin palamisvaihe jatkuu noin useita miljoonia vuosia. Melkein kaikki punaiset jättiläiset ovat muuttuvia tähtiä. Mitä seuraavaksi tapahtuu, riippuu jälleen tähden massasta.

4. 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 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. Tähdet, joiden massa on alle 0,5 Auringon massasta, eivät pysty muuttamaan heliumia edes sen jälkeen, kun vetyä sisältävät reaktiot loppuvat ytimessä - niiden massa on liian pieni muodostamaan uutta gravitaatiopuristusvaihetta siinä määrin, että se käynnistää "sytytyksen" heliumista. Tällaisia ​​tähtiä ovat punaiset kääpiöt, kuten Proxima Centauri, joiden pääsekvenssien elinajat vaihtelevat kymmenistä miljardeista kymmeniin biljooniin vuosiin. Lämpöydinreaktioiden päätyttyä ytimessä ne jatkavat asteittain jäähtyessään heikosti säteilemistä sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.

keskikokoisia tähtiä

Kun tähti saavuttaa punaisen jättiläisfaasin keskiarvon (0,4 - 3,4 Auringon massaa), vety päättyy sen ytimeen ja alkaa hiilisynteesireaktiot heliumista. Tämä prosessi tapahtuu korkeammissa lämpötiloissa ja siksi energian virtaus ytimestä kasvaa, mikä johtaa siihen, että tähden ulkokerrokset alkavat laajentua. Hiilen synteesin alkaminen merkitsee uutta vaihetta tähden elämässä ja jatkuu jonkin aikaa. 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 tähtituulten ja voimakkaiden pulsaatioiden vuoksi. Tässä vaiheessa olevia tähtiä kutsutaan myöhäisen tyypin tähdiksi, OH-IR-tähdiksi tai Miran kaltaisiksi tähdiksi 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. Syntyy voimakkaimmat pulsaatiot, jotka lopulta antavat ulkokerroksille tarpeeksi kiihtyvyyttä, jotta ne putoavat ja muuttuvat planetaariseksi sumuksi. Sumun keskelle jää jäljelle tähden paljas ydin, jossa lämpöydinreaktiot pysähtyvät ja jäähtyessään muuttuu heliumin valkoiseksi kääpiöksi, jonka massa on yleensä jopa 0,5-0,6 aurinkoa ja halkaisija Maan halkaisijan järjestys.

valkoiset kääpiöt

Pian heliumin välähdyksen jälkeen hiili ja happi "syttyvät"; jokainen näistä tapahtumista aiheuttaa suuren tähden uudelleenjärjestelyn ja sen nopean liikkeen Hertzsprung-Russell-kaaviota pitkin. Tähden ilmakehän koko kasvaa entisestään, ja se alkaa intensiivisesti menettää kaasua laajenevien tähtien tuulivirtojen muodossa. Tähden keskiosan kohtalo riippuu täysin sen alkumassasta: tähden ydin voi lopettaa kehityksensä valkoisena kääpiönä (pienimassaiset tähdet); siinä tapauksessa, että sen massa evoluution myöhemmissä vaiheissa ylittää Chandrasekharin rajan - neutronitähdenä (pulsarina); jos massa ylittää Oppenheimer - Volkovin rajan - kuin musta aukko. Kahdessa viimeisessä tapauksessa tähtien evoluution loppumiseen liittyy katastrofaalisia tapahtumia - supernovapurkauksia. Suurin osa tähdistä, mukaan lukien Aurinko, lopettaa evoluutionsa 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. Siitä puuttuu energialähteitä ja vähitellen jäähtyessään siitä tulee tumma ja näkymätön. Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä rappeutuneiden elektronien paine ei voi pysäyttää ytimen supistumista, ja elektronit alkavat "puristua" atomiytimiin, mikä johtaa protonien muuttumiseen neutroneiksi, joiden välillä ei ole sähköstaattiset hylkimisvoimat. Tällainen aineen neutronointi johtaa siihen, että tähden, joka itse asiassa edustaa nyt yhtä valtavaa atomiydintä, koko mitataan useissa kilometreissä, ja tiheys on 100 miljoonaa kertaa suurempi kuin veden tiheys. Tällaista kohdetta kutsutaan neutronitähdeksi.

supermassiiviset tähdet

Kun tähti, jonka massa on suurempi kuin viisi aurinkoa, 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. Lopulta, kun jaksollisen järjestelmän raskaita elementtejä muodostuu yhä enemmän, rauta-56 syntetisoidaan piistä. Tässä vaiheessa uusi 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 ulkokerrosten painovoimaa, ja ytimen välitön romahdus tapahtuu sen aineen neutronisoituessa. Mitä seuraavaksi tapahtuu, on edelleen epäselvää loppuun asti, mutta joka tapauksessa meneillään olevat prosessit johtavat sekunneissa 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, mikä ei kuitenkaan ole ainoa mahdollinen tapa niiden muodostumiselle, esimerkiksi teknetiumtähdet osoittavat tämän. Räjähdysaalto ja neutriinosuihkut kuljettavat ainetta pois kuolevasta tähdestä tähtienväliseen avaruuteen. Myöhemmin, kun se jäähtyy ja kulkee avaruuden halki, 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. Kysymys on myös siitä hetkestä, mitä alkuperäisestä tähdestä on jäljellä. Kuitenkin kahta vaihtoehtoa harkitaan: neutronitähtiä ja mustia aukkoja.

neutronitähdet

Tiedetään, että joissakin supernoveissa superjättien sisällä oleva voimakas painovoima saa elektronit absorboitumaan atomiytimeen, jossa ne sulautuvat protonien kanssa muodostaen neutroneja. Tätä prosessia kutsutaan neutronisaatioksi. 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, eivät suurempia kuin 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. 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 supernoveista ei tule neutronitähtiä. Jos tähdellä on tarpeeksi 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 ennustettiin yleinen teoria suhteellisuusteoria. Tämän teorian mukaan aine ja informaatio eivät voi missään olosuhteissa lähteä mustasta aukosta. Tästä huolimatta, kvanttimekaniikka luultavasti mahdollistaa 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. Tämä on mahdotonta puhtaasti horisontin määritelmän perusteella, mutta erittäin pitkän perusviivan radiointerferometrian avulla on mahdollista määrittää kohteen lähellä oleva metriikka sekä korjata nopea millisekunnin vaihtelu. Näiden yksittäisessä esineessä havaittujen ominaisuuksien pitäisi lopullisesti todistaa mustien aukkojen olemassaolo.

Tähtitieteen tähtien evoluutio on muutossarja, jonka tähti käy läpi elämänsä aikana eli miljoonien tai miljardien vuosien aikana, kun se säteilee valoa ja lämpöä. Tällaisina kolosaaleina ajanjaksoina muutokset ovat varsin merkittäviä.

Tähden evoluutio alkaa jättimäisestä molekyylipilvestä, jota kutsutaan myös tähtikehdoksi. Suurin osa galaksin "tyhjästä" tilasta sisältää itse asiassa 0,1-1 molekyyliä cm3:tä kohti. Molekyylipilven tiheys sen sijaan on noin miljoona molekyyliä cm³:ssä. Tällaisen pilven massa ylittää Auringon massan 100 000 - 10 000 000 kertaa sen koosta johtuen: halkaisijaltaan 50 - 300 valovuotta.

Niin kauan kuin pilvi kiertää vapaasti alkuperäisen galaksin keskuksen ympärillä, mitään ei tapahdu. Gravitaatiokentän epähomogeenisuudesta johtuen siinä voi kuitenkin syntyä häiriöitä, jotka johtavat paikallisiin massakeskittymiin. Tällaiset häiriöt aiheuttavat pilven painovoiman romahtamisen. Yksi tähän johtavista skenaarioista on kahden pilven törmäys. Toinen romahduksen aiheuttava tapahtuma voisi olla pilven kulkeminen spiraaligalaksin tiheän haaran läpi. Kriittinen tekijä voi olla myös lähellä olevan supernovan räjähdys, jonka shokkiaalto törmää suurella nopeudella molekyylipilveen. Lisäksi galaksien törmäys on mahdollinen, joka voi aiheuttaa tähtien muodostumisen purskeen, koska törmäys puristaa kaasupilviä kussakin galaksissa. Yleensä pilven massaan vaikuttavien voimien epähomogeenisuus voi laukaista tähtien muodostumisprosessin.
Syntyneiden epähomogeenisuuksien vuoksi molekyylikaasun paine ei voi enää estää puristamista, ja kaasu alkaa kerääntyä tulevien tähtien keskusten ympärille vetovoiman vetovoiman vaikutuksesta. Puolet vapautuneesta gravitaatioenergiasta kuluu pilven lämmittämiseen ja puolet valosäteilyyn. Pilvissä paine ja tiheys lisääntyvät kohti keskustaa ja keskiosan romahtaminen tapahtuu nopeammin kuin reuna. Supistumisen edetessä fotonien keskimääräinen vapaa reitti pienenee ja pilvestä tulee yhä vähemmän läpinäkyvämpi omalle säteilylleen. Tämä johtaa nopeampaan lämpötilan nousuun ja vielä nopeampaan paineen nousuun. Lopulta painegradientti tasapainottaa painovoimaa, muodostuu hydrostaattinen ydin, jonka massa on noin 1 % pilven massasta. Tämä hetki on näkymätön - pallo on läpinäkymätön optisella alueella. Prototähden jatkokehitys on aineen kerääntyminen, joka putoaa edelleen ytimen "pinnalle", jonka koko kasvaa tästä johtuen. Lopulta pilvessä vapaasti liikkuva ainemassa loppuu ja tähti tulee näkyviin optisella alueella. Tätä hetkeä pidetään prototähtien vaiheen päättymisenä ja nuoren tähden vaiheen alkamisena.

Liikemäärän säilymisen lain mukaan pilven koon pienentyessä sen pyörimisnopeus kasvaa ja tietty hetki aine lakkaa pyörimästä yhtenä kappaleena ja jakautuu kerroksiksi, jotka jatkavat romahtamista toisistaan ​​riippumatta. Näiden kerrosten lukumäärä ja massat riippuvat molekyylipilven alkuperäisestä massasta ja pyörimisnopeudesta. Näistä parametreista riippuen erilaisia ​​järjestelmiä taivaankappaleet: tähtijoukot, kaksoitähdet, tähdet planeetoineen.

Nuori tähti on nuoren tähden vaihe.

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

Nuoret massaltaan pienet tähdet (jopa kolme kertaa Auringon massa), jotka ovat matkalla pääsarjaan, ovat täysin konvektiivisia - konvektioprosessi kattaa koko tähden rungon. Nämä ovat itse asiassa edelleen prototähtiä, joiden keskuksissa ydinreaktiot ovat vasta alkamassa, ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa painovoiman puristumisesta. Kunnes hydrostaattinen tasapaino saavutetaan, tähden kirkkaus laskee vakiolämpötilassa. Kun supistuminen hidastuu, nuori tähti lähestyy pääsarjaa. Tämän tyyppiset esineet liittyvät T Tauri -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.

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

Keskimassaiset nuoret tähdet (2–8 aurinkomassaa) kehittyvät laadullisesti täsmälleen samalla tavalla kuin pienemmät sisarensa ja veljensä, paitsi että heillä ei ole konvektiivisia vyöhykkeitä ennen pääsekvenssiä. Tämän tyyppiset esineet liittyvät ns. tähdet Ae\Be Herbig epäsäännölliset muuttujat spektrityypin B-F0. Niissä on myös levyt ja kaksinapaiset suihkut. Aineen ulosvirtauksen nopeus pinnalta, valoisuus ja tehokas lämpötila huomattavasti korkeampi kuin T Taurus, joten ne lämmittävät ja hajottavat tehokkaasti prototähtien pilven jäänteitä.

Nuoret tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaa

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 ovat niin suuria, että ne eivät vain estä molekyylipilven ulkoalueiden, jotka eivät ole vielä tulleet osaksi tähteä, painovoiman romahtamista, vaan päinvastoin hajottavat ne pois. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattava vähemmän massaa prototähtien pilvi. 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.

Pienet ja kylmät punaiset kääpiöt polttavat hitaasti vetyvarastonsa ja pysyvät pääsekvenssissä kymmeniä miljardeja vuosia, kun taas massiiviset superjättiläiset jättävät pääsekvenssin vain muutaman kymmenen miljoonan (ja jotkut vain muutaman miljoonan) vuoden kuluttua muodostumisesta.

Keskikokoiset tähdet, kuten aurinko, pysyvät pääsarjassa keskimäärin 10 miljardia vuotta. Uskotaan, että aurinko on edelleen sen päällä, koska se on elinkaarensa puolivälissä. Heti kun tähti tyhjentää vedyn ytimen, se poistuu pääsarjasta.

tähtikypsyys

Tietyn ajan kuluttua - miljoonasta kymmeniin miljardeihin vuosiin (alkumassasta riippuen) - tähti kuluttaa ytimen vetyvarat. Suurissa ja kuumissa tähdissä tämä tapahtuu paljon nopeammin kuin pienissä ja kylmissä tähdissä. Vedyn saannin ehtyminen johtaa lämpöydinreaktioiden lakkaamiseen.

Ilman näiden reaktioiden synnyttämää painetta, joka tasapainottaa tähden kehon sisäistä painovoimaa, tähti alkaa supistua uudelleen, kuten se teki aiemmin muodostumisprosessissaan. Lämpötila ja paine nousevat jälleen, mutta toisin kuin prototähtivaiheessa, paljon korkeammalle tasolle. Romahdus jatkuu, kunnes noin 100 miljoonan K:n lämpötilassa alkavat lämpöydinreaktiot, joihin liittyy heliumia.

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, 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 maailmankaikkeus on 13,7 miljardia vuotta vanha, 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. Tällaisia ​​tähtiä ovat punaiset kääpiöt, kuten Proxima Centauri, joiden pääsekvenssien elinajat vaihtelevat kymmenistä miljardeista kymmeniin biljooniin vuosiin. Termoydinreaktioiden päätyttyä ytimissään ne, vähitellen jäähtyessään, jatkavat heikosti säteilemistä sähkömagneettisen spektrin infrapuna- ja mikroaaltoalueilla.

keskikokoisia tähtiä

Kun tähti saavuttaa punaisen jättiläisfaasin keskimääräisen koon (0,4 - 3,4 Auringon massaa), vety päättyy sen ytimeen ja alkaa hiilisynteesin reaktiot heliumista. Tämä prosessi tapahtuu korkeammissa lämpötiloissa ja siksi ytimestä tuleva energiavirta kasvaa ja tämän seurauksena tähden ulkokerrokset 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. Tämän vaiheen tähtiä kutsutaan "myöhäisen tyypin tähdiksi" (myös "eläkkeellä oleviksi tähdiksi"), OH-IR-tähdiksi tai Miran kaltaisiksi tähdiksi 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 putoavat ja muuttuvat planetaariseksi sumuksi. Tällaisen sumun keskelle jää jäljelle tähden paljas ydin, jossa lämpöydinreaktiot pysähtyvät ja jäähtyessään muuttuu heliumin valkoiseksi kääpiöksi, jonka massa on yleensä jopa 0,5-0,6 aurinkomassaa. ja halkaisija, joka on suuruusluokkaa maan halkaisijan kanssa.

Pian heliumin välähdyksen jälkeen hiili ja happi "syttyvät"; jokainen näistä tapahtumista aiheuttaa vakavan uudelleenjärjestelyn tähden rungossa ja sen nopean liikkeen Hertzsprung-Russell-kaaviota pitkin. Tähden ilmakehän koko kasvaa entisestään, ja se alkaa intensiivisesti menettää kaasua laajenevien tähtien tuulivirtojen muodossa. Tähden keskiosan kohtalo riippuu täysin sen alkumassasta - tähden ydin voi lopettaa evoluution seuraavasti:

• (pienimassaiset tähdet)
• neutronitähtenä (pulsarina), jos tähden massa evoluution myöhemmissä vaiheissa ylittää Chandrasekhar-rajan
• kuin musta aukko, jos tähden massa ylittää Oppenheimer-Volkov-rajan

Kahdessa viimeisessä tilanteessa tähden evoluutio päättyy katastrofaaliseen tapahtumaan - supernovaräjähdukseen.

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 energialähteitä ja vähitellen jäähtyessään muuttuu näkymättömäksi.

Aurinkoa massiivisemmissa tähdissä rappeutuneiden elektronien paine ei pysty pysäyttämään ytimen supistumista, 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 muodostuu yhä enemmän raskaita elementtejä Jaksollinen järjestelmä, rauta-56 syntetisoidaan 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.

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 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 neutriinosuihkut 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 superjättien sisällä oleva voimakas painovoima saa elektronit absorboitumaan atomiytimeen, jossa ne sulautuvat protonien kanssa muodostaen 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 kiertorata-ajasta tulee erittäin lyhyt, kun tähden koko pienenee (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 aine ja informaatio eivät voi missään olosuhteissa lähteä mustasta aukosta. Kvanttivaikutukset kuitenkin todennäköisesti välttävät tämän, esimerkiksi Hawking-säteilyn muodossa. Jäljellä on useita avoimia kysymyksiä. Erityisesti viime aikoihin asti tärkein jäi vastaamatta: "Onko mustia reikiä ollenkaan?". Todellakin, jotta voidaan varmasti sanoa, että tietty esine on musta aukko, on tarpeen tarkkailla sen tapahtumahorisonttia. Tämä on mahdotonta puhtaasti horisontin määritelmän perusteella, mutta ultra-pitkän perusviivan radiointerferometrian avulla on mahdollista määrittää kohteen lähellä oleva metriikka kaasun liikkeen perusteella sekä korjata tähtien nopea, millisekunnin vaihtelu. - massa mustia aukkoja. Näiden yhdessä objektissa havaittujen ominaisuuksien on lopulta todistettava, että havaittu kohde on musta aukko.

Tällä hetkellä mustat aukot ovat käytettävissä vain epäsuoria havaintoja varten. Näin ollen aktiivisten galaksien ytimien luminositeettia tarkkailemalla voidaan arvioida sen kohteen massa, johon kasautuminen tapahtuu. Myös kohteen massa voidaan arvioida galaksin pyörimiskäyrästä tai kohteen lähellä olevien tähtien kierrostaajuudesta viriaalilauseen avulla. Toinen vaihtoehto on tarkkailla aktiivisten galaksien keskialueelta peräisin olevien kaasujen päästölinjojen profiilia, mikä mahdollistaa sen pyörimisnopeuden määrittämisen, joka blazareissa saavuttaa kymmeniä tuhansia kilometrejä sekunnissa. Monissa galakseissa keskuksen massa osoittautuu liian suureksi millekään muulle esineelle kuin supermassiiviselle mustalle aukolle. On esineitä, joissa on selvää aineen kertymistä niihin, mutta mitään erityistä shokkiaallon aiheuttamaa säteilyä ei havaita. Tästä voimme päätellä, että kasautuminen ei pysähdy tähden kiinteään pintaan, vaan menee yksinkertaisesti alueille, joissa on erittäin suuri painovoiman punasiirtymä, jossa nykyaikaisten ideoiden ja tietojen (2009) mukaan ei ole paikallaan olevaa kohdetta mustaa lukuun ottamatta. reikä, on mahdollista.