Lühidalt tähtede ehitus ja areng. Kokkuvõte: galaktikate ja tähtede struktuur, päritolu ja areng
Taevakehade päritolu kohta on kaks peamist kontseptsiooni. Esimene põhineb Prantsuse füüsiku ja matemaatiku Pierre Laplace'i poolt välja töötatud ja saksa filosoof Immanuel Kanti välja töötatud päikesesüsteemi moodustumise udumudelil. Selle kohaselt moodustusid hajusast hajusainest (kosmilisest tolmust) algse udukogu järkjärgulise kokkusurumise teel tähed ja planeedid.
Suure Paugu mudeli ja paisuva Universumi kasutuselevõtt mõjutasid oluliselt taevakehade tekkemudeleid ning viis Viktor Ambartsumyani hüpoteesini galaktikate, tähtede ja planeedisüsteemide tekke kohta ülitihedast (koosnedes raskeimatest elementaarosakestest – hüperonitest) eeltähelisest. galaktikate tuumades paiknev aine killustatuse teel.
Taevakehade tõlgendamise määrab see, kumba kahest hüpoteesist peetakse tõeseks. V. Ambartsumyani avastamist väga noortest tähtedest koosnevatest täheühendustest, mis kalduvad üksteise eest põgenema, mõistis ta kui kinnitust hüpoteesile tähtede tekkest algsest ülitihedast ainest. Kumb kahest mõistest on tõele lähemal, selle otsustab loodusteaduse edasine areng.
Paisuva universumi mudel põrkas kokku mitmete raskustega, mis aitasid kaasa astronoomia edenemisele. Pärast Suurt Pauku lõpmatult suure tihedusega punktist hajudes peaksid aineklombid teineteist vastastikuse tõmbejõudude toimel veidi aeglustama ja nende kiirus vähenema. Kuid pidurdamiseks ei piisa kogu Universumi massist. Sellest vastuväitest sündis 1939. aastal hüpotees, et universumis on nn mustad augud, mida pole näha, kuid mis talletavad 9/10 universumi massist (st nii palju kui on puudu).
Mis on "mustad augud"? Kui mingi aine mass satub suhteliselt väikesesse ruumalasse, mis on antud massi jaoks kriitiline, siis enda gravitatsiooni mõjul hakkab selline aine kontrollimatult kahanema. Toimub gravitatsiooniline kollaps. Kokkusurumise tulemusena suureneb massi kontsentratsioon ja saabub hetk, mil pinnale mõjuv gravitatsioonijõud muutub nii suureks, et selle ületamiseks oleks vaja arendada valguse kiirusest suuremat kiirust. Seetõttu ei lase "must auk" midagi välja ja ei peegelda ning seetõttu on seda võimatu tuvastada. Mustas augus ruum kõverdub ja aeg aeglustub. Kui kokkusurumine jätkub, algavad selle mingis etapis summutamata tuumareaktsioonid. Kompressioon peatub ja siis toimub kokkuvarisemisvastane plahvatus ja "must auk" muutub "valgeks auguks". Eeldatakse, et "mustad augud" asuvad galaktikate tuumades, olles ülivõimas energiaallikas.
Kõik taevakehad võib jagada energiat kiirgavateks – tähed ja energiat mitte kiirgavateks – planeedid, komeedid, meteoriidid, kosmiline tolm. Tähtede energia tekib nende sügavustes kümnete miljonite kraadideni küündivate tuumaprotsesside käigus, millega kaasneb suure läbitungimisjõuga eriliste osakeste – neutriinode – eraldumine.
Tähed on tehased, kus toodetakse keemilisi elemente ning valguse ja elu allikaid. See lahendab mitu probleemi korraga. Tähed liiguvad ümber galaktika keskpunkti keerulistel orbiitidel. Võib esineda tähti, mille heledus ja spekter muutuvad – muutlikud tähed (Tau Ceti) ja mittestatsionaarsed (noored) tähed, aga ka tähtede ühendused, mille vanus ei ületa 10 miljonit aastat. Võimalik, et neist tekivad supernoovad, mille puhangute käigus eraldub tohutul hulgal mittetermilist päritolu energiat ja tekivad udukogud (gaasi akumulatsioonid).
On väga suuri tähti - punaseid hiiglasi ja superhiiglasi ning neutrontähti, mille mass on Päikese massi lähedane, kuid raadius on 1/50000 Päikese omast (10-20 km); neid nimetatakse nii, kuna need koosnevad tohutust neutronikogusest).
1967. aastal avastati pulsarid – kosmilised raadio-, optilise-, röntgen- ja gammakiirguse allikad, mis jõuavad Maale perioodiliselt korduvate pursetena. Raadiopulsarite (kiiresti pöörlevad neutrontähed) impulsside perioodid on 0,03-4 sekundit, röntgenpulsarite (kaksiktähed, kus aine voolab teisest, tavalisest tähest neutrontähesse) impulsside perioodid on mitu sekundit või rohkem. .
Komeedid on huvitavad taevakehad, millele on sageli omistatud üleloomulikku tähtsust. Päikesekiirguse mõjul eralduvad komeedi tuumast gaasid, moodustades ulatusliku komeedipea. Päikesekiirguse ja päikesetuule mõju põhjustab saba moodustumist, mis mõnikord ulatub miljonite kilomeetriteni. Väljapaiskuvad gaasid lähevad avakosmosesse, mille tulemusena kaotab komeet iga Päikesele lähenemisega olulise osa oma massist. Sellega seoses elavad komeedid suhteliselt lühikest aega (tuhandeid ja sajandeid).
Taevas tundub ainult rahulik. Selles toimuvad pidevalt katastroofe ning sünnivad uued ja supernoovatähed, mille puhangute käigus suureneb tähe heledus sadu tuhandeid kordi. Need plahvatused iseloomustavad galaktilist impulssi.
Arengutsükli lõpus, kui kogu vesinikkütus on ära kasutatud, kahaneb täht lõpmatu tihedusega (mass jääb samaks). Tavalisest tähest saab "valge kääbus" - suhteliselt kõrge pinnatemperatuuriga (7000–30000 ° C) ja madala heledusega täht, mis on mitu korda väiksem Päikese heledusest.
Eeldatakse, et neutrontähtede evolutsiooni üheks etapiks on uue ja supernoova tekkimine, kui selle maht suureneb, heidab oma gaasikest ja vabastab energiat mitmeks päevaks, särades nagu miljardid päikesed. Seejärel, kui ressursid on ammendatud, täht tuhmub ja välgu asemele jääb gaasiline udukogu.
Kui tähe mõõtmed olid ülisuured, siis evolutsiooni lõpus langevad osakesed ja kiired, olles vaevu pinnalt lahkunud, gravitatsioonijõudude toimel kohe tagasi ehk moodustub “must auk”, mis muutub seejärel "valge auk".
Tähtede struktuur. Võib tunduda võimatu midagi teada tähtede siseehitusest. Mitte ainult kauged tähed, vaid ka meie Päike näib olevat selle sügavuse uurimiseks täiesti kättesaamatud. Sellegipoolest teame tähtede ehitusest sama palju kui Maa ehitusest. Fakt on see, et tähed on gaasipallid, enamasti on nad stabiilsed, ei varise ega paisu. Seetõttu on igal sügavusel gaasirõhk võrdne katvate kihtide massiga ja kiirgusvoog on võrdeline temperatuuri langusega sisemiselt kuumalt väliselt külmani. Need matemaatiliste võrrandite kujul sõnastatud tingimused on piisavad, et arvutada välja tähe struktuur gaasi käitumise seaduste alusel, s.t. rõhu, temperatuuri ja tiheduse muutus sügavusega. Samas on vaatluste põhjal vaja teada vaid tähe massi, raadiust, heledust ja keemilist koostist, et teoreetiliselt määrata tähe struktuur. Arvutused näitavad, et Päikese keskpunktis ulatub temperatuur 16 miljoni K-ni, tihedus on 160 g/cm 3 ja rõhk 400 miljardit atm.
Täht on loomulik isereguleeruv süsteem. Kui tähe tuumas energia vabanemise jõud mingil põhjusel ei suuda kompenseerida pinnalt tuleva energia kiirgust, siis ei suuda täht gravitatsioonile vastu seista: hakkab kahanema, see tõstab temperatuuri. selle tuumas ja suurendada tuumareaktsioonide intensiivsust – nii taastub energiabilanss.
Tähtede areng. Täht alustab oma elu külma, haruldase tähtedevahelise gaasipilvena, mis tõmbub kokku oma gravitatsiooni mõjul. Kokkusurumisel muutub gravitatsioonienergia soojuseks ja gaasikera temperatuur tõuseb. Eelmisel sajandil arvati üldiselt, et tähe kokkusurumisel vabanevast energiast piisab selle heleduse säilitamiseks, kuid geoloogilised andmed läksid selle hüpoteesiga vastuollu: Maa vanus osutus ajast palju pikemaks. mille jooksul suutis Päike kompressiooni tõttu säilitada oma kiirgust.(umbes 30 miljonit aastat).
Tähe kokkutõmbumine toob kaasa temperatuuri tõusu selle tuumas; kui see jõuab mitme miljoni kraadini, algavad termotuumareaktsioonid ja kokkusurumine peatub. Sellesse olekusse jääb täht suurema osa oma elust, olles Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses, kuni selle tuuma kütusevarud otsa saavad. Kui kogu tähe keskel olev vesinik muutub heeliumiks, jätkub vesiniku termotuumapõlemine heeliumi tuuma perifeerias.
(33,60 Kb)
Sel perioodil hakkab tähe struktuur märgatavalt muutuma. Selle heledus kasvab, välimised kihid laienevad ja pinnatemperatuur langeb – tähest saab punane hiiglane. Täht veedab hiiglaslikul oksal palju vähem aega kui põhijada peal. Kui selle isotermilise heeliumi südamiku mass muutub oluliseks, ei suuda see oma raskust taluda ja hakkab kahanema; samal ajal tõusev temperatuur stimuleerib heeliumi termotuuma muutumist raskemateks elementideks.
Valged kääbused ja neutrontähed. Varsti pärast heeliumi sähvatust süttivad süsinik ja hapnik; kõik need sündmused põhjustavad tähe tugevat ümberpaigutamist ja selle kiiret liikumist Hertzsprung-Russelli diagrammi järgi. Tähe atmosfääri suurus suureneb veelgi ja see hakkab intensiivselt kaotama gaasi laienevate tähetuulevoogude näol. Tähe keskosa saatus sõltub täielikult selle algmassist: tähe tuum võib oma evolutsiooni lõpetada valge kääbusena, neutrontähe (pulsarina) või musta auguna.
Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kahanemisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Selles olekus, kui tähe suurus väheneb sajakordselt ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee oma, nimetatakse tähte nn. valge kääbus. See jääb ilma energiaallikatest ja muutub järk-järgult jahtudes tumedaks ja nähtamatuks.
Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei suuda degenereerunud elektronide rõhk sisaldada tuuma kokkusurumist ja see jätkub seni, kuni suurem osa osakestest muutub neutroniteks, mis on pakitud nii tihedalt, et tähe suurust mõõdetakse kilomeetrites ja tihedus on 100 miljonit korda suurem kui vee tihedus. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks; selle tasakaalu säilitab degenereerunud neutronaine rõhk. Vaata ka NEUTRONITÄHT.
Mustad augud. Neutrontähtede eelkäijatest massiivsemate tähtede tuumad kogevad täielikku gravitatsioonilist kollapsi. Sellise objekti kokkusurumisel suureneb gravitatsioonijõud selle pinnale nii palju, et ükski osake ja isegi valgus ei saa sealt lahkuda – objekt muutub nähtamatuks. Selle läheduses muutuvad aegruumi omadused oluliselt; neid saab kirjeldada ainult üldise relatiivsusteooria abil. Selliseid objekte nimetatakse mustadeks aukudeks.
Kui musta augu eellane oli varjutava kahendsüsteemi liige, jätkab must auk tiirlemist lähedalasuva tavalise tähe ümber. Sel juhul võib tähe atmosfääri gaas sattuda musta augu lähedusse ja kukkuda sellele. Kuid enne nähtamatuse piirkonda (sündmuste horisondi alla) kadumist soojeneb see kõrge temperatuurini ja muutub röntgenikiirguse allikaks, mida saab jälgida spetsiaalsete teleskoopide abil. Kui tavaline täht varjab musta augu, peaksid röntgenikiirgused kaduma.
Mitmed röntgenikiirgusallikatega varjutavad kahendfailid on juba avastatud; kahtlustatakse, et neil on mustad augud. Sellise süsteemi näide on Cygnus X-1 objekt. Spektraalanalüüs näitas, et selle süsteemi tiirlemisperiood on 5,6 päeva ja sama perioodiga toimuvad ka röntgenikiirguse varjutused. Peaaegu pole kahtlust, et seal on must auk. Vaata ka MUST AUK.
Tähtede evolutsiooni kestus. Kui jätta kõrvale mõned katastroofilised episoodid tähtede elus, on inimelu liiga lühike, et märgata iga konkreetse tähe evolutsioonilisi muutusi. Seetõttu hinnatakse tähtede arengut samamoodi nagu puude kasvu metsas, s.t. jälgides samaaegselt paljusid juhtumeid, mis on praegu evolutsiooni erinevates etappides.
Tähe evolutsiooni kiiruse ja mustri määrab peaaegu täielikult selle mass; keemilisel koostisel on ka teatud mõju. Täht võib olla füüsiliselt noor, kuid juba evolutsiooniliselt vananenud samas mõttes, nagu ühekuune hiireke on vanem kui üheaastane elevandipoeg. Fakt on see, et tähtede energia vabanemise intensiivsus (heledus) suureneb nende massi kasvades väga kiiresti. Seetõttu põletavad massiivsemad tähed oma kütust palju kiiremini kui väikese massiga tähed.
Heledad massiivsed tähed ülemisest põhijadast (spektriklassid O, B ja A) elavad palju lühemat elu kui sellised tähed nagu Päike ja veelgi vähem massiivsed alumise põhijada liikmed. Seetõttu on Päikesega samaaegselt sündinud O-, B- ja A-klassi tähed oma evolutsiooni ammu lõpetanud ning need, mida praegu vaadeldakse (näiteks Orioni tähtkujus), oleks pidanud sündima suhteliselt hiljuti.
Päikese läheduses leidub erineva füüsilise ja evolutsioonilise vanusega tähti. Kuid igas täheparves on kõik selle liikmed peaaegu ühesuguse vanusega. Uurides noorimaid klastreid vanuses ca. 1 miljon aastat, näeme kõiki selle tähti põhijada peal ja mõned alles lähenevad sellele. Vanemates parvedes on heledamad tähed juba põhijadast lahkunud ja muutunud punasteks hiiglasteks. Vanimatest klastritest on põhijadast alles vaid alumine osa, kuid hiidharu ja sellele järgnev horisontaalne haru on tähtederikkalt asustatud.
Kui võrrelda erinevate avatud klastrite Hertzsprung-Russelli diagramme, saame kergesti aru, milline neist on vanem. Seda hinnatakse põhijada katkestuspunkti asukoha järgi, mis tähistab selle säilinud alumise osa tippu. Topeltklastris h ja Perseus, see punkt asub palju kõrgemal kui Plejaadide ja Hüaadide klastrite oma, seetõttu on see neist palju noorem.
Kerasparvede Hertzsprung-Russelli diagrammid näitavad nende väga kõrget vanust, mis on lähedal galaktika enda vanusele. Need parved koosnevad tähtedest, mis tekkisid sellel kaugel epohhil, mil galaktika aines ei sisaldanud peaaegu üldse raskeid elemente. Seetõttu ei kulge nende evolutsioon täpselt nii nagu tänapäeva tähtedel, kuigi üldiselt vastab see sellele.
Kokkuvõtteks juhime tähelepanu sellele, et Päikese vanus on umbes 5 miljardit aastat ja praegu on ta oma arengutee keskel. Kuid kui Päikese algmass oleks vaid kaks korda suurem, oleks selle areng juba ammu lõppenud ja elul Maal poleks olnud aega inimese kujul oma haripunkti jõuda. cm . samuti ASTRONOOMIA JA ASTROFÜÜSIKA;GALAKTIKAD; GRAVITATSIOONILINE KOLLAPS; TÄHTEVAHELINE AINE; PÄIKE.
Artikli sisu
TÄHED, kuumad helendavad taevakehad nagu päike. Tähed on erineva suuruse, temperatuuri ja heledusega. Paljudes aspektides on Päike tüüpiline täht, kuigi tundub palju heledam ja suurem kui kõik teised tähed, kuna asub Maale palju lähemal. Isegi lähim täht (Proxima Centauri) on Maast 272 000 korda kaugemal kui Päike, seega paistavad tähed meile heledate punktidena taevas. Kuigi tähed on taevas hajutatud, näeme neid ainult öösel ja päeval pole neid õhus hajutatud ereda päikesevalguse taustal näha.
Maa pinnal elades oleme õhuookeani põhjas, mis on pidevalt ärevil ja kihab, murdes tähevalguse kiiri, mistõttu need tunduvad meile vilkuvad ja värisevad. Orbiidil olevad astronaudid näevad tähti värviliste, vilkumatute täppidena.
Paljud templid olid orienteeritud tähtede järgi. Näiteks Giza suured püramiidid on ehitatud nii, et kitsas koridor neis on suunatud täpselt polaartähele, mille rolli siis mängis a Draakon. Inglismaal Salisbury tasandikul asuv megaliitstruktuur Stonehenge ehitati rangelt kooskõlas Päikese ja Kuu asendi hooajaliste muutustega.
Meie ajastul kasutatakse tähti sageli eredate markeritena taevas aja määramiseks ja navigeerimiseks. Maa pöörlemisel märkab iga vaatleja, kuidas tähed ületavad vaheldumisi kujuteldavat põhja-seniidi-lõuna joont (taevameridiaani). Seda nähtust kasutatakse sidereaalaja loendamiseks. Uue sideerilise päeva alguseks kogu Maal võetakse Inglismaal Greenwichi meridiaani ületamise hetk taevasfääri teatud punkti võrra. NAVIGATSIOON.
Tähtede tähistused.
Meie galaktikas on rohkem kui 100 miljardit tähte. Suurte teleskoopidega taevast tehtud fotodel on tähti nii palju, et on mõttetu isegi proovida neid kõiki nimetada või isegi kokku lugeda. Umbes 0,01% kõigist galaktika tähtedest on kataloogitud. Seega pole valdav enamus suurtes teleskoopides vaadeldavatest tähtedest veel märgistatud ega loendatud.
Iga rahva säravamad tähed said oma nimed. Paljud praegu kasutatavad, näiteks Aldebaran, Algol, Deneb, Rigel jt, on araabia päritolu; Araabia kultuur toimis sillana üle intellektuaalse lõhe, mis eraldas Rooma langemise renessansiajast.
Kaunilt illustreeritud Uranomeetria (Uranomeetria, 1603) Saksa astronoom I. Bayer (1572–1625), kus on kujutatud tähtkujusid ja nende nimedega seotud legendaarseid kujusid, tähistati tähti esmalt kreeka tähestiku tähtedega ligikaudu nende heleduse kahanevas järjekorras: a tähtkuju heledaim täht b- säravuselt teine jne. Kui kreeka tähestikus polnud piisavalt tähti, kasutas Bayer ladina tähti. Tähe täielik tähis koosnes mainitud tähest ja tähtkuju ladinakeelsest nimest. Näiteks Siirius on Canis Majori tähtkuju eredaim täht, mistõttu seda nimetatakse a Canis Majoris või lühidalt a CMa; Algol - Perseuse ereduselt teine täht on tähistatud kui b Persei või b per.
J. Flamsteed (1646–1719), esimene Inglismaa kuninglik astronoom, võttis kasutusele tähtede tähistamise süsteemi, mis ei olnud seotud nende heledusega. Igas tähtkujus määras ta tähed numbrite järgi nende parempoolse tõusu suurendamise järjekorras, st. meridiaani ületamise järjekorras. Niisiis, Arcturus, ta on a Saapad ( b Saapad), tähistatud kui 16 Bootes.
Mõned ebatavalised tähed on mõnikord nime saanud nende astronoomide järgi, kes kirjeldasid esmakordselt nende ainulaadseid omadusi. Näiteks Barnardi täht on saanud nime Ameerika astronoomi E. Barnardi (1857–1923) järgi, Kapteyni täht aga Hollandi astronoomi J. Kapteyni (1851–1922) järgi. Tänapäevased tähekaardid näitavad tavaliselt eredate tähtede iidseid pärisnimesid ja kreeka tähti Bayeri tähistuses (tema ladina tähti kasutatakse harva); ülejäänud tähed on määratud Flamsteedi järgi. Kuid nende tähiste jaoks ei ole kaartidel alati piisavalt ruumi, mistõttu tuleb allesjäänud tähtede tähistusi otsida tähekataloogidest.
tähtkataloogid.
Kõige ulatuslikum tähekataloog Bonni ülevaade(Bonner Durchmusterung,BD) koostas saksa astronoom F. Argelander (1799–1875). See loetleb 324 198 tähe asukohad põhjapoolusest kuni -2° deklinatsioonini. Täht, mis on tähistatud näiteks kui BD +7°1226, on põhjadeklinatsiooni kaheksandas tsoonis parempoolse tõusmise järjekorras 1226. täht. Selle 133 659 tähte sisaldava kataloogi (SBD) jätkamise lõunas kuni -23° deklinatsioonini koostas saksa astronoom E. Schoenfeld (1828–1891). Kataloogid hõlmasid ülejäänud lõunataeva Cordoba arvustus (Cordoba Durchmusterung, CD) ja Cape Photography Survey (Cape Photography Durchmusterung, CPD). Kokku sisaldavad need kataloogid rohkem kui 1 miljonit tähte kuni umbes 10 tähesuuruseni.
Oluliselt rohkem tähti kataloogis taevakaart(carte du ciel, või Astrograafiline kataloog), mis sisaldab mitme miljoni tähe asukohti 44 000 fotoplaadil, mis on tehtud üle maailma vaatluskeskustes. Smithsoniani astrofüüsikalises vaatluskeskuses (SAO) on loodud kaasaegne suur kataloog 258 997 tähe täpsete asukohtade kohta. Ameerika astronoom E. Cannon (1863–1941) lõi ulatusliku tähtede spektrite kataloogi ja sai nime. Henry Draperi kataloog (Henry Draperi Stellari kataloog Spektrid, HD).
Spetsiaalseid katalooge on palju. Näiteks kogutakse sisse mõõdetud õige liikumisega tähed üldkataloog (Üldkataloog, GC) ja Yale'i tsooni kataloogid (Yale'i tsooni kataloogid). On olemas mõõdetud radiaalkiirustega tähtede kataloogid, muutuva heledusega tähtede, kaksiktähtede kataloogid. Tumedamaid tähti ei kataloogita, kuid neid võib leida fotograafilistel taevakaartidelt ning määrata nende koordinaate ja heledust heledamate tähtede suhtes. Kõige täielikum kogu taevast kattev fotoatlas on Palomari ülevaade (Palomari uuring), mille kaartidel on näha tähed kuni 21. tähesuuruses.
muutlikud tähed.
Muutuvad tähed on määratud igas tähtkujus nende leidmise järjekorras. Esimest tähistatakse tähega R, teist S, seejärel T jne. Z-le järgneb RR, RS, RT jne. Peale ZZ tuleb AA ja nii edasi. (J-tähte ei kasutata, et vältida segadust I-ga.) Kui kõik need kombinatsioonid on ammendatud (kokku on neid 334), jätkavad nad nummerdamist tähega V (muutuja - muutuja), alustades V335-st. Näited: S Car, RT Per, V557 Sgr.
Kaugused tähtedeni.
Meile lähim täht on Päike, u. 150 miljonit km. Päikesele kõige lähemal asuv eredaim täht on a Kentaur, mida võib näha vaid lõunapoolkeral, asub 42 000 miljardi km kaugusel. Kuid meile veidi lähemal on selle nähtamatu satelliit, täht Proxima (“lähim”) Centaur. Vaid kaks korda kaugemal on Sirius, meie taeva heledaim täht.
Kuna kaugused tähtedeni on nii suured, on ebamugav neid kilomeetrites mõõta. Parem on kasutada eriüksusi; näiteks populaarteaduslikus kirjanduses kasutatakse sageli "valgusaastat", s.t. vahemaa, mille valguskiir läbib kiirusega umbes 300 000 km/s aastas; see on korras. 9460 miljardit km. Kaugus Proxima 4.3 St. aastat ja Siriusele u. 8.7 St. aasta.
Esimest korda mõõtsid kaugused tähtedeni iseseisvalt 1838. aastal F. Bessel Saksamaal (kuni täheni 61 Cygnus), T. Henderson Hea Lootuse neemel (kuni kuni a Kentaur) ja V. Struve Venemaal (enne Vegat). Poolteist sajandit varem suutis I. Newton aga hinnata tähtede kauguse järjekorda. Eeldades, et Päike on tavaline täht, arvutas ta välja, et see tuleb eemaldada 250 000 korda, et Päike näeks välja nagu tavaline taevatäht. Nii võttis Newton kasutusele väga universaalse meetodi kauguste määramiseks astronoomias. Kui me kuidagi teame tähe tegelikku heledust, siis pole raske arvutada, millisel kaugusel on sellel vaadeldav heledus. Peamine on siin määrata tähe tegelik heledus. Praktikas kasutatakse selleks spektroskoopiat: tähe spektris on mitu tema heleduse indikaatorit.
| LÄHIMAD TÄHED 1 | ||||
| Täht | Parallaks (kaaresekundeid) |
Kaugus (st. aastat) | Suhteline heledus | Värv |
| Päike | – | – 2 | 1 | Kollane |
| a kentaur | 0,760 | 4,3 | 1,5 | Kollane |
| Barnardi täht | 0,552 | 5,9 | 0,0006 | Punane |
| Hunt 359 | 0,425 | 7,7 | 0,00002 | Punane |
| Lalande 21185 | 0,398 | 8,2 | 0,0055 | Punane |
| Sirius | 0,375 | 8,6 | 23 | Valge |
| Leuthen 726-8 | 0,368 | 8,9 | 0,00006 | Punane |
| Ross 154 | 0,345 | 9,5 | 0,00041 | Punane |
| Ross 248 | 0,316 | 10,2 | 0,00011 | Punane |
| Leuthen 789-6 | 0,305 | 10,7 | 0,00009 | Punane |
| e Eridani | 0,303 | 10,8 | 0,30 | Oranž |
| Ross 128 | 0,301 | 10,8 | 0,00054 | Punane |
| 61 Luike | 0,296 | 11,0 | 0,084 | Oranž |
| e Indiaanlane | 0,291 | 11,2 | 0,14 | Oranž |
| Procyon | 0,285 | 11,4 | 7,3 | Kollane |
| 1 Andmed ainult kahend- ja mitmiktähtede põhikomponentide kohta. 2 Kaugus Päikesest on 150 miljonit km ehk 1 astronoomiline ühik. |
||||
Kuid spektroskoopiline meetod vajab kalibreerimist. Mõne täherühma puhul kasutatakse kauguste määramiseks spetsiaalseid meetodeid, näiteks statistilist meetodit, mis põhineb tähtede näilisel liikumisel üle taeva. Tähtede kauguste määramise põhimeetod on aga trigonomeetriline parallaksi meetod.
Parallaks.
Parallaksimeetod põhineb Maa orbiidi erinevatest punktidest vaadeldes lähedalasuvate tähtede näilise nihke mõõtmisel kaugemate tähtede taustal. Mida lähemal on täht, seda suurem on selle nurknihe. Tähe parallaks on nurk, mille all on sellest nähtav Maa orbiidi raadius, mis on võrdne 1 astronoomilise ühikuga (AU) ehk 150 miljoni km kaugusel. See on puhtalt geomeetriline ja seetõttu väga usaldusväärne meetod. Paraku saab parallakse mõõta vaid mõne tuhande lähedalasuva tähe puhul. Nende kaugused on aluseks kaugemate tähtede kauguste määramisel spektrimeetoditega.
Mineviku astronoomid, nagu T. Brahe (1546–1601), ei märganud tähtede parallaktilist nihkumist, millest järeldasid, et Maa on liikumatu. Tõepoolest, isegi lähimate tähtede parallaksid ei ületa 1ўў; selle nurga all on väike sõrm näha kilomeetri kauguselt. Nii väikeste nurkade mõõtmine on kaasaegse tehnoloogia suur saavutus. Suurimal parallaksil (0,762x) on Proxima Centauri - tähe väike satelliit a Kentaur, mis asub Päikesele lähemal.
Trigonomeetriliste parallaksite põhjal võtsid astronoomid kasutusele pikkusühiku "parsec" (pc) - kaugus tähest, mille parallaks on 1ўў; 1 tk \u003d 3,26 sv. aasta. Väiksemad parallaksid, mida nüüd saab mõõta, on 0,01ўў; see vastab 100 tk või 326 sv kaugusele. aastat.
Tähtede heledus.
Tähe kiirguse koguvõimsust kogu elektromagnetilise spektri vahemikus nimetatakse tõeliseks või bolomeetriliseks "heleduseks". Näiteks Päikese heledus on 3,86ґ10 26 W. Mida suurem on tavalise tähe mass, seda suurem on selle heledus; see suureneb ligikaudu massikuubikuna. See massi-heleduse seos leiti esmalt vaatluste põhjal ja sai hiljem teoreetilise põhjenduse.
Tähelt Maale tulevat energiavoogu nimetatakse "nähtavaks säraks"; see ei sõltu ainult tähe tegelikust heledusest, vaid ka selle kaugusest Maast. Maa lähedal asuval madala heledusega tähel võib olla suurem sära kui suure heledusega tähel, mis asub suurel kaugusel.
| HELEDAMAD TÄHED | |||||
| Täht | suurusjärk | Heledus (päike = 1) | Värviindeks | Värv | |
| nähtav | absoluutne | ||||
| Sirius | –1,43 | +1,4 | 23 | 0,00 | Valge |
| varikatus | –0,72 | –4,5 | 1500 | 0,16 | Kollane |
| a kentaur | –0,27 | +4,7 | 1,5 | 0,68 | Kollane |
| Arcturus | –0,06 | –0,1 | 100 | 1,24 | Oranž |
| Vega | +0,02 | +0,5 | 50 | 0,00 | Valge |
| Kabel | +0,05 | –0,6 | 170 | 0,80 | Kollane |
| Rigel | +0,14 | –7,0 | 40000 | –0,04 | Sinine |
| Procyon | +0,37 | +2,7 | 7,3 | 0,41 | Kollane |
| Betelgeuse | +0,50 | –5,0 | 17000 | 1,87 | Punane |
| Achernar | +0,51 | –2,0 | 200 | –0,16 | Sinine |
| b kentaur | +0,63 | –4,0 | 5000 | –0,23 | Sinine |
| Altair | +0,77 | +2,2 | 9 | 0,22 | Valge |
| Aldebaran | +0,86 | –0,7 | 100 | 1,52 | Oranž |
| a Rist | +0,87 | –4,0 | 4000 | –0,25 | Sinine |
| spica | +0,96 | –3,0 | 2800 | –0,25 | Sinine |
| Antares | +1,16 | –4,0 | 3500 | 1,83 | Punane |
| Fomalhaut | +1,16 | +1,9 | 14 | 0,10 | Valge |
| Pollux | +1,25 | +1,0 | 45 | 1,02 | Oranž |
| Deneb | +1,28 | –7,0 | 60000 | 0,09 | Valge |
| b Rist | +1,36 | –4,0 | 6000 | –0,25 | Sinine |
| Regulus | +1,48 | –0,7 | 120 | –0,12 | Sinine |
| Shaula (l sco) | +1,60 | –5,0 | 8000 | –0,21 | Sinine |
| Adara (e SMa) | +1,64 | –3,0 | 1700 | –0,24 | Sinine |
| Bellatrix | +1,97 | –4,0 | 2300 | –0,23 | Sinine |
| Castor | +0,9 | 27 | 0,03 | Valge | |
Tähtede suurused.
Tähtede sära väljendub erilistes, ajalooliselt väljakujunenud "tähesuurustes". Selle süsteemi tekkimine on seotud meie nägemise eripäraga: kui valgusallika tugevus muutub eksponentsiaalselt, siis meie tunnetus sellest on ainult aritmeetiline. Kreeka astronoom Hipparkhos (enne 161 - pärast 126 eKr) jagas kõik silmaga nähtavad tähed heleduse järgi 6 klassi. Ta nimetas 1. tähesuuruse heledaimaid tähti ja 6. suurusjärgu kõige nõrgemaid tähti. Hilisemad mõõtmised näitasid, et 1. tähesuuruse tähtede valgusvoog on Hipparchose järgi umbes 100 korda suurem kui 6. tähesuuruse tähtedelt. Kindluse mõttes otsustasime, et 5-suurune erinevus vastab täpselt valgusvoogude suhtele 1:100. Siis vastab heleduse erinevus 1 tähesuuruse võrra heleduste suhtele. Näiteks 1. tähesuuruse täht on 2,512 korda heledam kui 2. tähesuuruse täht, mis omakorda on 2,512 korda heledam kui 3. tähesuuruse täht jne. See on väga mitmekülgne skaala; see sobib väljendama Maal mis tahes valgusallikaga loodud valgustust.
Tähtede võrdlemiseks nende tegeliku heleduse järgi kasutatakse "absoluutset suurusjärku", mis on defineeritud kui näiv suurus, mis antud tähel oleks, kui see asetataks Maast standardkaugusele 10 tk. Kui mõnel tähel on parallaks lk ja näiv suurusjärk m, siis selle absoluutväärtus M arvutatakse valemi järgi
Tähesuurused võivad kirjeldada tähe kiirgust erinevates spektrivahemikes. Näiteks visuaalne väärtus ( mv) väljendab tähe heledust spektri kollakasrohelises piirkonnas, fotograafiline ( m p) - sinisega jne. Fotograafiliste ja visuaalsete väärtuste erinevust nimetatakse "värviindeksiks" (värviindeksiks)
see on tihedalt seotud tähe temperatuuri ja spektriga.
Tähtede suurused.
Tähtede läbimõõt on väga erinev: valged kääbused on maakera suurused (umbes 13 000 km) ja hiiglaslikud tähed ületavad Marsi orbiidi (455 miljonit km). Palja silmaga taevas nähtavate tähtede suurus on keskmiselt ligilähedane Päikese läbimõõdule (1 392 000 km).
Tähtede läbimõõtu ei saa harvade eranditega otse mõõta: isegi kõige suuremates teleskoopides näevad tähed oma hiiglasliku kauguse tõttu välja nagu punktid. Muidugi on Päike erand: selle nurga läbimõõtu (32º) on lihtne mõõta; mitme suurima ja lähima tähe puhul on suurte raskustega võimalik mõõta nurga suurust ja, teades nende kaugust, määrata nende lineaardiameeter. Need andmed on näidatud allolevas tabelis.
Mõnel juhul on kahendsüsteemides tähtede lineaarseid läbimõõte võimalik otseselt määrata. Kui tähed perioodiliselt üksteist katavad, siis varjutuse kestuse järgi saab spektrijoonte nihkest tähtede orbiidikiirust mõõtes välja arvutada nende läbimõõdu.
Enamiku tähtede diameetrid määratakse kiirgusseaduste alusel kaudselt. Olles spektri kuju järgi määranud tähe temperatuuri, on füüsikaseaduste alusel võimalik arvutada selle pinnalt lähtuva kiirguse intensiivsus. Teades summaarset heledust, on juba lihtne arvutada tähe pindala ja läbimõõt. Sel viisil saadud läbimõõdud ühtivad hästi otse mõõdetutega.
Tähe suurus on tema eluea jooksul väga erinev. See alustab oma evolutsiooni tohutu suurusega kahaneva gaasipilvena, jääb seejärel pikaks ajaks tavalise tähe kujule ja kasvab oma eluea lõpus kümnekordseks, muutudes hiiglaseks, heidab kesta maha ja muutub väikeseks. valge kääbus" või väga pisike "neutrontäht" . PULSAR.
Tähtede populatsioonid.
1944. aastal tegi Saksa päritolu Ameerika astronoom W. Baade ettepaneku jagada tähed kahte tüüpi, mida ta nimetas Populatsiooniks I ja Populatsiooniks II. I populatsioon hõlmas noori tähti ja nendega seotud tähtedevahelist gaasi ja tolmu, mida vaadeldakse galaktikate ja avatud parvede spiraalharudes. II populatsioon koosneb vanadest tähtedest, mida leidub kerasparvedes, elliptilistes galaktikates ja spiraalgalaktikate keskpiirkondades. I populatsiooni heledaimad tähed on sinised superhiiglased, mis on 100 korda heledamad kui II populatsiooni eredamad tähed, punased hiiglased. I populatsiooni tähtedel on palju rohkem raskeid elemente. Tähtede evolutsiooni teooria väljatöötamisel oli tähtede populatsioonide mõistel suur tähtsus.
Tähtede liigutused.
Tavaliselt iseloomustatakse tähe liikumist kahest vaatenurgast: orbitaalliikumisena ümber Galaktika keskpunkti ja suhtelise liikumisena lähedalasuvate tähtede rühmas. Näiteks Päike tiirleb ümber Galaktika keskpunkti kiirusega u. 240 km/s ja seda ümbritsevate tähtede suhtes liigub see palju aeglasemalt, kiirusega ca. 19 km/s.
Tähtede liikumise mõõtmise põhiliseks tugiraamistikuks on galaktika tervikuna. Kuid maise vaatleja jaoks on tavaliselt mugavam kasutada võrdlusraamistikku, mis on seotud Päikesesüsteemi keskpunktiga, tegelikult Päikesega. Päikese suhtes liiguvad lähimad tähed kiirusega 10 km/s ja rohkem. Kuid kaugused tähtedeni on nii suured, et tähtkujude kujundid muutuvad vaid paljude aastatuhandete jooksul. Tähtede liikumise avastas esmakordselt 1718. aastal E. Halley, võrreldes nende asukohti, mille ta Greenwichis täpselt määras, Ptolemaiose (2. sajand pKr) kataloogis märgitud asukohtadega.
Tähe nurkliikumist taevasfääril kaugete tähtede suhtes nimetatakse selle "õigeks liikumiseks" ja seda väljendatakse tavaliselt kaaresekundites aastas. Seega on Arcturuse õige liikumine 2,3 ўў aastas ja Siriuse oma 1,3ўў aastas. Barnardi tähel on suurim õige liikumine, 10,3ўў aastas.
Tähe joonkiiruse arvutamiseks kilomeetrites sekundis kasutage valemit T = 4,74 m/lk, kus T on tangentsiaalne kiirus (st kogu kiiruse komponent, mis on suunatud üle vaatejoone), m on õige liikumine kaaresekundites aastas ja lk- parallaks.
Radiaalne kiirus.
Tähe kiirust piki vaatejoont, mida nimetatakse radiaalkiiruseks, mõõdetakse selle spektris olevate joonte Doppleri nihkega täpsusega kilomeeter sekundis. Joonte nihkumine spektri punasele küljele näitab tähe eemaldamist Maalt ja sinisele - lähenemist. Tähtede kiirused ei ole nii suured, et tähe värvi muuta, kuid kaugete galaktikate kiire liikumine muudab nende värvi üsna märgatavalt. Joonte Doppleri nihke mõõtmine on väga delikaatne toiming. Teleskoobis pildistatakse samaaegselt tähe spektriga samale plaadile täpselt teadaoleva joonte asukohaga laboriallika spekter. Seejärel, kasutades võimsa mikroskoobiga varustatud mõõtemasinat, nihutatakse joont (D l) tähe spektris lainepikkusega laboratoorse allika samade joonte suhtes l. Tähe radiaalkiirus määratakse valemiga V = c D l/l, kus c on valguse kiirus. See valem sobib normaalsete tähtede kiiruste jaoks, kuid see ei sobi kiiresti liikuvate galaktikate jaoks. Tähtede radiaalkiiruste mõõtmise täpsus ei sõltu kaugusest nendeni, vaid selle määrab täielikult võimalus saada häid spektreid ja mõõta täpselt joonte asukohta neis. Kuid tähtede tangentsiaalkiiruste mõõtmise täpsus ei sõltu ainult nende endi liikumise mõõtmise täpsusest, vaid ka nende parallaksist, s.o. kaugusest nendeni: mida suurem on vahemaa, seda väiksem on täpsus.
Ruumiline kiirus.
Radiaal- ja tangentsiaalne kiirus on tähe kogu ruumilise kiiruse komponendid Päikese suhtes (seda saab hõlpsasti arvutada Pythagorase teoreemi abil). Et Päikese enda liikumine seda kiirust "ei segaks", arvutatakse see tavaliselt ümber seoses "kohaliku puhkestandardiga" - tehiskoordinaatsüsteemiga, milles Päikese ümber paiknevate tähtede keskmine liikumine on null. Tähe kiirust kohaliku puhkestandardi suhtes nimetatakse selle "omapäraseks kiiruseks".
Kõik tähed tiirlevad ümber galaktika keskpunkti. Populatsiooni I tähed tiirlevad peaaegu ringikujulistel orbiitidel, mis asuvad galaktika ketta tasapinnal. Päike ja tema naabertähed liiguvad samuti ringikujulistele orbiitidele kiirusega umbes 240 km/s, tehes pöörde 200 miljoni aastaga (galaktiline aasta). II populatsiooni tähed liiguvad erineva ekstsentrilisuse ja kaldega elliptilistel orbiitidel Galaktika tasapinnale, lähenedes orbiidi perigalaktias galaktilisele keskusele ja eemaldudes sellest apogalaktias. Nad veedavad suurema osa ajast apogalaktilises piirkonnas, kus nende liikumine aeglustub. Kuid Päikese suhtes on nende kiirused suured, seetõttu nimetatakse neid "kiireteks tähtedeks".
Topelttähed.
Umbes pooled tähtedest on osa binaarsetest ja keerukamatest süsteemidest. Sellise süsteemi massikese liigub orbiidil ümber Galaktika keskpunkti ja üksikud tähed tiirlevad ümber süsteemi massikeskme. Kaksiktähe puhul tiirleb üks komponent ümber teise Kepleri harmoonilise (kolmanda) seaduse kohaselt:
kus m 1 ja m 2 – tähtede mass päikesemassi ühikutes, P- ringlusperiood aastates ja D on tähtede vaheline kaugus astronoomilistes ühikutes. Sel juhul tiirlevad mõlemad tähed ümber ühise massikeskme ja nende kaugused sellest tsentrist on pöördvõrdelised nende massiga. Olles määranud kahendsüsteemi iga komponendi orbiidi ümbritsevate tähtede suhtes, on lihtne leida nende masside suhet.
Paljud kaksiktähed liiguvad üksteisele nii lähedale, et neid ei ole võimalik eraldi teleskoobiga näha; nende duaalsust saab tuvastada ainult spektritest. Orbiidi liikumise tulemusena läheneb iga täht meile perioodiliselt, seejärel eemaldub. See põhjustab selle spektris olevate joonte Doppleri nihke. Kui mõlema tähe heledused on lähedased, siis täheldatakse iga spektrijoone perioodilist bifurkatsiooni. Kui üks tähtedest on palju heledam, siis vaadeldakse ainult heledama tähe spektrit, milles kõik jooned perioodiliselt võnguvad.
muutlikud tähed.
Tähe näiv heledus võib muutuda kahel põhjusel: kas tähe heledus muutub või miski blokeerib selle vaatleja eest, näiteks binaarsüsteemi teine täht. Erineva heledusega tähed jagunevad pulseerivateks ja purskuvateks (st plahvatavateks). Pulseerivaid muutujaid on kahte peamist tüüpi – lüüriidid ja tsefeidid. Esimesel, RR Lyrae tüüpi muutujatel on ligikaudu sama absoluutne suurus ja perioodid lühemad kui päev. Tsefeidide puhul seda tüüpi muutujad d Cephei, heleduse muutumise perioodid on tihedalt seotud nende keskmise heledusega. Mõlemat tüüpi pulseerivad muutujad on väga olulised, sest nende heleduse teadmine võimaldab määrata kaugusi. Ameerika astronoom H. Shapley kasutas lüüride abil kaugusi meie galaktikas ja tema kolleeg E. Hubble määras tsefeidide abil kauguse Andromeedas asuvast galaktikast.
Tähtede värvid.
Tähed on erinevat värvi. Arcturus on kollakasoranži tooniga, Rigel on valge-sinine, Antares on erepunane. Tähe spektris valitsev värvus sõltub selle pinna temperatuurist. Tähe gaasiümbris käitub peaaegu nagu ideaalne emitter (absoluutselt must keha) ja järgib täielikult klassikalisi M. Plancki (1858–1947), J. Stefani (1835–1893) ja V. Wieni (1864–1864) kiirgusseadusi. 1928), mis seostavad kehatemperatuuri ja selle kiirguse olemust. Plancki seadus kirjeldab energia jaotust keha spektris. Ta osutab, et temperatuuri tõustes suureneb kogu kiirgusvoog ja spektri maksimum nihkub lühikeste lainete suunas. Lainepikkus (sentimeetrites), mis moodustab maksimaalse kiirguse, määratakse Wieni seadusega: l max = 0,29/ T. Just see seadus seletab Antarese punast värvi ( T= 3500 K) ja Rigeli sinakas värvus ( T= 18000 K). Stefani seadus annab kogu kiirgusvoo kõigil lainepikkustel (vattides ruutmeetri kohta): E = 5,67ґ10 –8 T 4 .
Tähtede spektrid.
Tähtede spektrite uurimine on kaasaegse astrofüüsika alus. Spektri abil saab määrata gaasi keemilise koostise, temperatuuri, rõhu ja kiiruse tähe atmosfääris. Joonte Doppleri nihet kasutatakse tähe enda kiiruse mõõtmiseks näiteks kahendsüsteemis piki orbiidil.
Enamiku tähtede spektris on neeldumisjooned nähtavad; kitsad lüngad kiirguse pidevas jaotuses. Neid nimetatakse ka Fraunhoferi või absorptsioonijoonteks. Need tekivad spektris seetõttu, et tähe atmosfääri kuumade alumiste kihtide kiirgus, mis läbib külmemaid ülemisi kihte, neeldub teatud aatomitele ja molekulidele iseloomulikel lainepikkustel.
Tähtede neeldumisspektrid on väga erinevad; ühegi keemilise elemendi joonte intensiivsus ei peegelda aga alati selle tegelikku kogust täheatmosfääris: palju suuremal määral sõltub spektri kuju tähepinna temperatuurist. Näiteks raua aatomeid leidub enamiku tähtede atmosfääris. Neutraalse raua jooned aga kuumade tähtede spektris puuduvad, kuna kõik seal olevad rauaaatomid on ioniseeritud. Vesinik on kõigi tähtede põhikomponent. Kuid vesiniku optilised jooned ei ole nähtavad külmade tähtede spektris, kus see on alaergastatud, ega väga kuumade tähtede spektris, kus see on täielikult ioniseeritud. Kuid mõõdukalt kuumade tähtede spektrites pinnatemperatuuriga u. 10 000 K juures on kõige võimsamad neeldumisjooned Balmeri seeria vesiniku jooned, mis tekivad aatomite üleminekul teiselt energiatasemelt.
Gaasirõhul tähe atmosfääris on ka teatud mõju spektrile. Samal temperatuuril on ioniseeritud aatomite jooned madala rõhuga atmosfääris tugevamad, sest seal püüavad need aatomid vähem tõenäoliselt elektrone kinni ja elavad seetõttu kauem. Atmosfäärirõhk on tihedalt seotud antud spektriklassi tähe suuruse ja massiga ning seega ka heledusega. Pärast rõhu määramist spektrist on võimalik arvutada tähe heledus ja võrrelda seda nähtava heledusega, määrata "kauguse moodul" ( M - m) ja lineaarne kaugus tähest. Seda väga kasulikku meetodit nimetatakse spektraalparallaksite meetodiks.
Värviindeks.
Tähe spekter ja selle temperatuur on tihedalt seotud värviindeksiga, s.t. tähe heleduse suhtega spektri kollases ja sinises vahemikus. Plancki seadus, mis kirjeldab energia jaotust spektris, annab avaldise värviindeksile: C.I. = 7200/ T- 0,64. Külmadel tähtedel on kõrgem värviindeks kui kuumadel, s.t. jahedad tähed on kollasega suhteliselt heledamad kui sinised. Kuumad (sinised) tähed paistavad tavalistel fotoplaatidel heledamad, jahedad tähed aga silmale heledamad ja spetsiaalsed fotoemulsioonid, mis on kollaste kiirte suhtes tundlikud.
Spektri klassifikatsioon.
Kõiki erinevaid tähtede spektreid saab panna loogilisse süsteemi. Harvardi spektraalklassifikatsioon võeti esmakordselt kasutusele aastal Henry Draperi tähtede spektrite kataloog, mis on koostatud E. Pickeringi (1846–1919) juhendamisel. Esiteks sorteeriti spektrid joonte intensiivsuse järgi ja märgistati tähtedega tähestikulises järjekorras. Kuid hiljem välja töötatud spektrite füüsikaline teooria võimaldas neid järjestada temperatuurijadasse. Spektrite tähttähistust pole muudetud ja nüüd näeb peamiste spektriklasside järjestus kuumadest kuni külmadeni välja selline: OBAFGK M. Lisaklassid R, N ja S tähistavad spektreid, mis on sarnased K ja M-ga, kuid millel on erinev keemiline koostis. Iga kahe klassi vahele tuuakse alamklassid, mis on tähistatud numbritega vahemikus 0 kuni 9. Näiteks A5 tüüpi spekter on A0 ja F0 vahel. Täiendavad tähed tähistavad mõnikord tähtede tunnuseid: “d” on kääbus, “D” on valge kääbus, “p” on omapärane (ebatavaline) spekter.
Kõige täpsem spektraalne klassifikatsioon on W. Morgani ja F. Keenani Yerkesi observatooriumis loodud MK-süsteem. See on kahemõõtmeline süsteem, milles spektrid on paigutatud nii temperatuuri kui ka tähtede heleduse järgi. Selle järjepidevus ühemõõtmelise Harvardi klassifikatsiooniga seisneb selles, et temperatuurijada väljendatakse samade tähtede ja numbritega (A3, K5, G2 jne). Kuid kasutusele võetakse täiendavad heleduse klassid, mis on tähistatud rooma numbritega: vastavalt Ia, Ib, II, III, IV, V ja VI, mis tähistavad eredaid superhiiglasi, superhiiglasi, eredaid hiiglasi, tavalisi hiiglasi, alamhiiglasi, kääbusid (põhijärjestustähti) ja alamkääbusid. . Näiteks tähistab tähis G2 V tähte nagu Päike, samas kui tähis G2 III näitab, et see on tavaline hiiglane, mille temperatuur on umbes sama kui Päikesel.
Tähejärjestused.
Aastatel 1905–1913 leidsid E. Hertzsprung Taanis ja G. Ressel USA-s iseseisvalt temperatuuri (spektritüüpi) ja tähtede heleduse vahel empiirilise seose. Nad leidsid, et enamik tähti paiknevad temperatuuri-heleduse diagrammil laias ribas. See sõidurada, mida nimetatakse "peamiseks jada" kulgeb diagrammi vasakust ülanurgast, kus asuvad kuumad ja heledad O- ja B-tähed, paremasse alumisse nurka, kus elavad külmad ja tuhmid K- ja M-kääbused.
Põhijada avastamine tuli üllatusena: jäi arusaamatuks, miks ei võiks teatud pinnatemperatuuriga tähtedel olla mingit suurust ja seega ka heledust. Selgus, et tähe raadius ja selle pinna temperatuur on omavahel seotud.
Teine jada leiti ka Hertzsprung-Russelli diagrammil - hiiglaste haru, lai riba, mis ulatub põhijada keskelt (klass G, absoluutne suurus +1) peaaegu risti diagrammi parema ülanurga suunas. (klass M, absoluutne suurusjärk -1). Hiiglaslikul oksal asuvad erinevalt põhijada asustavatest kääbustest suured ja üsna suure heledusega tähed. Neid eraldab Hertzsprungi lõhe.
Diagrammi alumises vasakus nurgas on valged kääbused - ebatavalised tähed, millel on kõrge pinnatemperatuur, kuid madal heledus, mis näitab nende väga väikest suurust. Nendes tavaliste tähtede evolutsiooni jäänustes enam termotuumareaktsioone ei toimu ja need jahtuvad aeglaselt.
Mitu aastakümmet pärast Hertzsprungi ja Russelli avastamist sai selgeks, et temperatuuri ja heleduse diagrammid erinevad erinevate täherühmade puhul oluliselt. See on eriti selge, kui võrrelda täheparvesid, kus kõigis tähed on ühevanused. Avatud parvede, nagu hüaadide ja plejaadide skeemid on üldiselt sarnased ümberringpäikesekujuliste tähtede omadega ja erinevad järsult kerasparvede diagrammidest, nagu suur parv Herakleses, kus põhijada hele osa puudub. alumine osa sulandub hiiglasliku haruga, tõustes järsult üles, suure heledusega piirkonda. Sellised diagrammid osutusid iseloomulikuks II populatsiooni tähtedele ja avatud parvede diagrammid on tüüpilised I populatsiooni tähtedele, seega on Hertzsprung-Russelli diagramm oluline tööriist tähepopulatsioonide evolutsioonilise seisundi selgitamisel.
täheparved.
On teada kolme erinevat tüüpi tähtede rühmitusi: tähtede ühendused, kerasparved ja avatud klastrid (mõnikord nimetatakse neid "avatud" või "galaktilisteks"). Täheparved on astrofüüsika jaoks väga väärtuslikud, kuna need on meist võrdselt kaugel asuvad tähtede rühmad, mis on moodustunud samaaegselt ühe pilve ainest. Ühes klastris olevad tähed erinevad ainult algmassi poolest, mis hõlbustab oluliselt nende evolutsiooni uurimist.
täheühendused.
Need on suhteliselt hõredad tähtede rühmad, mis lendavad lahku ühisest keskusest, kus nad tõenäoliselt sündisid. Kui nende trajektoore tagasi jälgida, selgub, et nad "asusid teele" alles umbes miljon aastat tagasi – üsna hiljuti täheskaalal. Ühendused asuvad Galaktika spiraalharudes, kuhu on koondunud tähtedevaheline aine, millest tähed tekivad. Assotsiatsioone on teada vähem kui sada ning need kõik koosnevad noortest heledatest ja massiivsetest tähtedest, peamiselt spektritüüpidest O ja B. Ühingutes esineb ka väiksema massiga tähti, kuid neid on raskem ära tunda. Kui O- ja B-tähtede areng mõne miljoni aasta pärast lõpeb, muutub taevas praegu teadaolevate koosluste märkamine võimatuks. Kõik viitab sellele, et ühendused on lühiajalised moodustised. Võimalik, et enamik Galaktika tähti on sündinud just assotsiatsioonide osana.
hajutatud klastrid.
Plejaadid, hüaadid ja sõimed on kõrgema järgu täheparvede märkimisväärsed esindajad. Kui kooslustes ei ole tavaliselt rohkem kui 100 tähte, siis avatud parvedes - umbes 1000. Tihedamalt pakituna taluvad nad Galaktika hävitavat gravitatsioonimõju palju kauem; näiteks Plejaadide klastri vanus, mis on määratud selle Hertzsprung-Russelli diagrammi kuju järgi, ca. 50 miljonit aastat. Isegi tihedamad klastrid võivad püsida sadu miljoneid aastaid; üks vanemaid avatud klastreid M 67 on ka neist kõige tihedam. Teada on üle 1000 avatud parve, kuid arvatavasti on galaktika kaugemates piirkondades peidus veel palju tuhandeid.
kerasparved.
Need klastrid erinevad avatud klastritest ja ühendustest mitmel viisil. Praeguseks on avastatud umbes 150 kerasparve ja see näib olevat peaaegu kõik, mis galaktikas on. Neid on raske mitte märgata: läbimõõduga 40–900 St. aastat, sisaldavad need 10 000 kuni mitu miljonit tähte. Sellised "koletised" on nähtavad suurte vahemaade tagant. Lisaks ei peitu need Galaxy tolmusesse kettasse, vaid täidavad kogu selle mahu, keskendudes galaktika tuuma poole.
Fotod kerasparvedest nagu M 13 Heraklese tähtkujus on muljetavaldavad. Parve keskel tunduvad tähed olevat ühtseks segaduseks sulandunud, kuigi tegelikkuses pole nendevahelised vahemaad nii väikesed ja tähtede kokkupõrkeid praktiliselt ei toimu. Iga täht liigub orbiidil ümber parve keskpunkti ja ta ise liigub orbiidil ümber galaktika keskpunkti.
Suure massi ja tiheduse tõttu on kerasparved väga stabiilsed; nad on eksisteerinud peaaegu muutumatuna miljardeid aastaid. Nende tähed sündisid Galaktika tekke ajal; need sisaldavad vähe raskeid elemente ja kuuluvad II populatsiooni. Meie ajastul selliseid tähti enam ei moodustata.
Tähtede energia allikad.
Kui Einsteini teooria kuulutas massi ekvivalentsuse ( m) ja energia ( E) seotud suhtega E = mc 2, kus c- valguse kiirus, sai selgeks, et Päikese kiirguse säilitamiseks võimsusega 4x10 26 W on vaja igas sekundis teisendada kiirguseks 4,5 miljonit tonni selle massist. Maiste standardite järgi tundub see väärtus suur, kuid Päikese jaoks, mille mass on 2x10 27 tonni, jääb selline kadu miljardeid aastaid märkamatuks.
Tähtede kiirgus säilib peamiselt kahte tüüpi termotuumareaktsioonide tõttu. Massiivsete tähtede puhul on need süsinik-lämmastiku tsükli reaktsioonid ja väikese massiga tähtedes, nagu Päike, on need prootoni-prootoni reaktsioonid. Esimeses mängib süsinik katalüsaatori rolli: seda ei tarbita ise, vaid see aitab kaasa teiste elementide muundumisele, mille tulemusena liidetakse 4 vesiniku tuuma üheks heeliumi tuumaks.
Aatomiühikutes väljendatuna on vesiniku ja heeliumi tuumade mass vastavalt 1,00813 ja 4,00389. Nelja vesiniku tuuma (st prootonite) mass on 4,03252 ja seetõttu on need 0,02863 ühiku võrra ehk 0,7% suuremad kui heeliumi tuuma mass. See erinevus muutub energeetilisteks gamma kvantideks, mis mitmekordselt neeldudes ja kiirgades imbuvad järk-järgult tähe pinnale ja jätavad selle valguse kujul. Sarnased aine muundumised toimuvad prootoni-prootoni reaktsioonis:
Põhimõtteliselt on võimalikud väga paljud teised termotuumareaktsioonid, kuid arvutused näitavad, et tähtede tuumades valitsevatel temperatuuridel toimuvad just nende kahe tsükli reaktsioonid kõige intensiivsemalt ja annavad täpselt vajaliku energia, mis on vajalik vaadeldava tähekiirguse säilitamiseks. .
Nagu näete, on täht kontrollitud termotuumareaktsioonide loomulik keskkond. Kui maapealses laboris luuakse plasma sama temperatuur ja rõhk, algavad ka selles samad tuumareaktsioonid. Aga kuidas seda plasmat laboris hoida? Meil pole ju materjali, mis kannataks 10–20 miljoni K temperatuuriga aine puudutust ja samas ei aurustuks. Ja täht ei vaja seda: selle võimas gravitatsioon peab edukalt vastu plasma hiiglaslikule rõhule.
Kuni tähes toimub prootoni-prootoni reaktsioon või süsinik-lämmastiku tsükkel, on see põhijadas, kus ta veedab suurema osa oma elust. Hiljem, kui tähe juurde tekib heeliumi tuum ja temperatuur selles tõuseb, tekib “heeliumi sähvatus”, s.t. algavad heeliumi raskemateks elementideks muundamise reaktsioonid, mis toovad kaasa ka energia vabanemise.
Tähtede struktuur.
Võib tunduda võimatu midagi teada tähtede siseehitusest. Mitte ainult kauged tähed, vaid ka meie Päike näib olevat selle sügavuse uurimiseks täiesti kättesaamatud. Sellegipoolest teame tähtede ehitusest sama palju kui Maa ehitusest. Fakt on see, et tähed on gaasipallid, enamasti on nad stabiilsed, ei varise ega paisu. Seetõttu on igal sügavusel gaasirõhk võrdne katvate kihtide massiga ja kiirgusvoog on võrdeline temperatuuri langusega sisemiselt kuumalt väliselt külmani. Need matemaatiliste võrrandite kujul sõnastatud tingimused on piisavad, et arvutada välja tähe struktuur gaasi käitumise seaduste alusel, s.t. rõhu, temperatuuri ja tiheduse muutus sügavusega. Samas on vaatluste põhjal vaja teada vaid tähe massi, raadiust, heledust ja keemilist koostist, et teoreetiliselt määrata tähe struktuur. Arvutused näitavad, et Päikese keskpunktis ulatub temperatuur 16 miljoni K-ni, tihedus on 160 g/cm 3 ja rõhk 400 miljardit atm.
Täht on loomulik isereguleeruv süsteem. Kui tähe tuumas energia vabanemise jõud mingil põhjusel ei suuda kompenseerida pinnalt tuleva energia kiirgust, siis ei suuda täht gravitatsioonile vastu seista: hakkab kahanema, see tõstab temperatuuri. selle tuumas ja suurendada tuumareaktsioonide intensiivsust – nii taastub energiabilanss.
Tähtede areng.
Täht alustab oma elu külma, haruldase tähtedevahelise gaasipilvena, mis tõmbub kokku oma gravitatsiooni mõjul. Kokkusurumisel muutub gravitatsioonienergia soojuseks ja gaasikera temperatuur tõuseb. Eelmisel sajandil arvati üldiselt, et tähe kokkusurumisel vabanevast energiast piisab selle heleduse säilitamiseks, kuid geoloogilised andmed läksid selle hüpoteesiga vastuollu: Maa vanus osutus ajast palju pikemaks. mille jooksul suutis Päike kompressiooni tõttu säilitada oma kiirgust.(umbes 30 miljonit aastat).
Tähe kokkutõmbumine toob kaasa temperatuuri tõusu selle tuumas; kui see jõuab mitme miljoni kraadini, algavad termotuumareaktsioonid ja kokkusurumine peatub. Sellesse olekusse jääb täht suurema osa oma elust, olles Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses, kuni selle tuuma kütusevarud otsa saavad. Kui kogu tähe keskel olev vesinik muutub heeliumiks, jätkub vesiniku termotuumapõlemine heeliumi tuuma perifeerias.
Sel perioodil hakkab tähe struktuur märgatavalt muutuma. Selle heledus kasvab, välimised kihid laienevad ja pinnatemperatuur langeb – tähest saab punane hiiglane. Täht veedab hiiglaslikul oksal palju vähem aega kui põhijada peal. Kui selle isotermilise heeliumi südamiku mass muutub oluliseks, ei suuda see oma raskust taluda ja hakkab kahanema; samal ajal tõusev temperatuur stimuleerib heeliumi termotuuma muutumist raskemateks elementideks.
Valged kääbused ja neutrontähed.
Varsti pärast heeliumi sähvatust süttivad süsinik ja hapnik; kõik need sündmused põhjustavad tähe tugevat ümberpaigutamist ja selle kiiret liikumist Hertzsprung-Russelli diagrammi järgi. Tähe atmosfääri suurus suureneb veelgi ja see hakkab intensiivselt kaotama gaasi laienevate tähetuulevoogude näol. Tähe keskosa saatus sõltub täielikult selle algmassist: tähe tuum võib oma evolutsiooni lõpetada valge kääbusena, neutrontähe (pulsarina) või musta auguna.
Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kahanemisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Selles olekus, kui tähe suurus väheneb sajakordselt ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee oma, nimetatakse tähte nn. valge kääbus. See jääb ilma energiaallikatest ja muutub järk-järgult jahtudes tumedaks ja nähtamatuks.
Päikesest massiivsemate tähtede puhul ei suuda degenereerunud elektronide rõhk sisaldada tuuma kokkusurumist ja see jätkub seni, kuni suurem osa osakestest muutub neutroniteks, mis on pakitud nii tihedalt, et tähe suurust mõõdetakse kilomeetrites ja tihedus on 100 miljonit korda suurem kui vee tihedus. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks; selle tasakaalu säilitab degenereerunud neutronaine rõhk.
Mustad augud.
Neutrontähtede eelkäijatest massiivsemate tähtede tuumad kogevad täielikku gravitatsioonilist kollapsi. Sellise objekti kokkusurumisel suureneb gravitatsioonijõud selle pinnale nii palju, et ükski osake ja isegi valgus ei saa sealt lahkuda – objekt muutub nähtamatuks. Selle läheduses muutuvad aegruumi omadused oluliselt; neid saab kirjeldada ainult üldise relatiivsusteooria abil. Selliseid objekte nimetatakse mustadeks aukudeks.
Kui musta augu eellane oli varjutava kahendsüsteemi liige, jätkab must auk tiirlemist lähedalasuva tavalise tähe ümber. Sel juhul võib tähe atmosfääri gaas sattuda musta augu lähedusse ja kukkuda sellele. Kuid enne nähtamatuse piirkonda (sündmuste horisondi alla) kadumist soojeneb see kõrge temperatuurini ja muutub röntgenikiirguse allikaks, mida saab jälgida spetsiaalsete teleskoopide abil. Kui tavaline täht varjab musta augu, peaksid röntgenikiirgused kaduma.
Mitmed röntgenikiirgusallikatega varjutavad kahendfailid on juba avastatud; kahtlustatakse, et neil on mustad augud. Sellise süsteemi näide on Cygnus X-1 objekt. Spektraalanalüüs näitas, et selle süsteemi tiirlemisperiood on 5,6 päeva ja sama perioodiga toimuvad ka röntgenikiirguse varjutused. Peaaegu pole kahtlust, et seal on must auk.
Tähtede evolutsiooni kestus.
Kui jätta kõrvale mõned katastroofilised episoodid tähtede elus, on inimelu liiga lühike, et märgata iga konkreetse tähe evolutsioonilisi muutusi. Seetõttu hinnatakse tähtede arengut samamoodi nagu puude kasvu metsas, s.t. jälgides samaaegselt paljusid juhtumeid, mis on praegu evolutsiooni erinevates etappides.
Tähe evolutsiooni kiiruse ja mustri määrab peaaegu täielikult selle mass; keemilisel koostisel on ka teatud mõju. Täht võib olla füüsiliselt noor, kuid juba evolutsiooniliselt vananenud samas mõttes, nagu ühekuune hiireke on vanem kui üheaastane elevandipoeg. Fakt on see, et tähtede energia vabanemise intensiivsus (heledus) suureneb nende massi kasvades väga kiiresti. Seetõttu põletavad massiivsemad tähed oma kütust palju kiiremini kui väikese massiga tähed.
Heledad massiivsed tähed ülemisest põhijadast (spektriklassid O, B ja A) elavad palju lühemat elu kui sellised tähed nagu Päike ja veelgi vähem massiivsed alumise põhijada liikmed. Seetõttu on Päikesega samaaegselt sündinud O-, B- ja A-klassi tähed oma evolutsiooni ammu lõpetanud ning need, mida praegu vaadeldakse (näiteks Orioni tähtkujus), oleks pidanud sündima suhteliselt hiljuti.
Päikese läheduses leidub erineva füüsilise ja evolutsioonilise vanusega tähti. Kuid igas täheparves on kõik selle liikmed peaaegu ühesuguse vanusega. Uurides noorimaid klastreid vanuses ca. 1 miljon aastat, näeme kõiki selle tähti põhijada peal ja mõned alles lähenevad sellele. Vanemates parvedes on heledamad tähed juba põhijadast lahkunud ja muutunud punasteks hiiglasteks. Vanimatest klastritest on põhijadast alles vaid alumine osa, kuid hiidharu ja sellele järgnev horisontaalne haru on tähtederikkalt asustatud.
Kui võrrelda erinevate avatud klastrite Hertzsprung-Russelli diagramme, saame kergesti aru, milline neist on vanem. Seda hinnatakse põhijada katkestuspunkti asukoha järgi, mis tähistab selle säilinud alumise osa tippu. Topeltklastris h ja c Perseus, see punkt asub palju kõrgemal kui Plejaadide ja Hüaadide klastrite oma, seetõttu on see neist palju noorem.
Kerasparvede Hertzsprung-Russelli diagrammid näitavad nende väga kõrget vanust, mis on lähedal galaktika enda vanusele. Need parved koosnevad tähtedest, mis tekkisid sellel kaugel epohhil, mil galaktika aines ei sisaldanud peaaegu üldse raskeid elemente. Seetõttu ei kulge nende evolutsioon täpselt nii nagu tänapäeva tähtedel, kuigi üldiselt vastab see sellele.
Kokkuvõtteks juhime tähelepanu sellele, et Päikese vanus on umbes 5 miljardit aastat ja praegu on ta oma arengutee keskel. Kuid kui Päikese algmass oleks vaid kaks korda suurem, oleks selle areng juba ammu lõppenud ja elul Maal poleks olnud aega inimese kujul oma haripunkti jõuda. cm.samuti GALAKTIKAD; GRAVITATSIOONILINE KOLLAPS; TÄHTEVAHELINE AINE; PÄIKE.
Kirjandus:
Theyler R. Tähtede ehitus ja areng. M., 1973
Kaplan S.A. tähtede füüsika. M., 1977
Shklovsky I.S. Tähed. Nende sünd, elu ja surm. M., 1984
Masevitš A.G., Tutukov A.V. Tähtede evolutsioon: teooria ja tähelepanekud. M., 1988
Bisnovaty-Kogan G.S. Tähtede evolutsiooni teooria füüsikalised protsessid. M., 1989
Surdin V.G., Lamzin S.A. Protostaarid. Kus, kuidas ja millest tähed tekivad. M., 1992
1948. aastal esitas NSV Liidust USA-sse emigreerunud G. Gamov (1904–1968) hüpoteesi Universumi sünnist tulenevalt 1948. aastast. suur pauk. Nüüd nimetatakse seda hüpoteesi kuuma universumi teooria. Selle teooria kohaselt hakkasid umbes 100 sekundit pärast Suurt Pauku, mis lõi ruumi, aja, aine ning algatas universumi paisumise ja jahtumise, toimuma termotuumareaktsioonid selle üsna kuumas prootoneid ja neutroneid sisaldavas aines temperatuuril 10 9 °C. K primaarne nukleosüntees kõige kergemad (vesinikku arvestamata) tuumad, mille tulemusena hakkasid moodustuma deuteeriumi, triitiumi ja heeliumi tuumad.
Miljon aastat pärast universumi sündi hakkas universaalse gravitatsiooniseadusele alluv vesiniku ja heeliumi segu kogunema klompideks, millest hiljem tekkisid esimesed tähed ja galaktikad. G. Gamow teooria kohaselt pidi aine, millest need tekkisid, koosnema 75% vesinikust ja 25% heeliumist. Kaasaegsete hinnangute kohaselt kestis üleminek homogeensest vesinik-heeliumi universumist galaktikate ja tähtedega struktuurseks universumiks 1–3 miljardit aastat ning esimesed tähed võisid ilmuda 200 miljonit aastat pärast universumi sündi.
Teadlaste arvates oli tähtede ja galaktikate teke paisuvas universumis tingitud mateeria ruumilisest ebahomogeensusest, mis tekkis aine kvantkõikumistest Universumi sünni ajal, ning ebaühtlase masside jaotumise gravitatsioonilisest ebastabiilsusest ( suurema tihedusega ruumipiirkond tõmbab ligi ümbritsevaid masse ja aitab seega kaasa selle veelgi suuremale tihenemisele).
Kosmilised gaasi- ja tolmupilved, millest tähed tekivad, on ebastabiilsed: väikesed häired nende tiheduses võivad viia gravitatsioonitasakaalu rikkumiseni. Universaalse gravitatsioonijõu mõjul suurenevad häired, mis viib pilve jagunemiseni eraldi fragmentideks, millest igaüks hakkab gravitatsiooni mõjul kokku suruma, moodustades prototäht. Vesiniku-heeliumi kontsentratsioonide järkjärguline kokkusurumine oma gravitatsioonijõu toimel viib nende kuumutamiseni temperatuurini, mis on piisav termotuumasünteesi reaktsioonide toimumiseks. Edasine kokkusurumine peatub samal ajal, sest. seda tasakaalustab nüüd kiirgus, kimbust väljub täht ja algab tema evolutsiooni termotuumaetapp. Umbes 90% nähtava universumi tähtedest on vesinikust heeliumi termotuumasünteesi staadiumis, sest just see tähtede evolutsiooni staadium on tähe aktiivse "elu" pikim.
Tähe sündi varjab tavaliselt kosmiline tolm, mis neelab tähe tuumast kiirgust. Samal ajal kuumeneb tolmu kest sadade kraadideni ja särab vastavalt sellele temperatuurile infrapuna (IR) vahemikus. Seetõttu muutusid tähtede sünniga seotud nähtused gaasi- ja tolmupilvedes vaatlemiseks ja uurimiseks kättesaadavaks alles IR-fotomeetria ja raadioastronoomia tulekuga.
Tähtede tekkele kulunud aine jõuab nende plahvatuste käigus osaliselt tagasi tähtedevahelisse keskkonda. Tähtede sisemuses sünteesitud või nende plahvatuste käigus tekkinud raskete elementidega rikastatuna saab seda taas kaasata tähtede tekkeprotsessi. Erinevate põlvkondade tähti eristatakse sõltuvalt sellest, mitu korda osales nende koostises olev tähtedevaheline gaas tähtede tekkes. Seega tekkisid universumi esimesed tähed ürggaasist, mis sisaldas ainult vesinikku (75 massiprotsenti) ja heeliumi (25 massiprotsenti). Järgmiste põlvkondade tähed moodustati gaasist, mis sisaldas kogu raskete elementide komplekti. Arvatakse, et Päike on kolmanda põlvkonna täht. Seega koosneb kõik päikesesüsteemis, ka inimene, plahvatavate tähtede tuhast. Planeete on avastatud ka teiste tähtede ümber: praegu on neid teada üle 100. Planeedisüsteemid võisid tekkida teise ja järgnevate põlvkondade tähtede ümber ainest, milles leidus heeliumist raskemaid elemente.
Tähtede iseloomulike masside vahemik on 0,1 M s – 100 M s (M s on Päikese mass). Enamiku nähtava universumi tähtede mass on väiksem kui Päikesel. Tähtedes, mille mass on M≤0,1M c, on vesiniku termotuumapõlemine võimatu, mistõttu saavad nad särada vaid aine järkjärgulise jahtumise tõttu. Selliste tähtede tuvastamist raskendab nende madal heledus, mistõttu on võimalik, et osa Universumi nähtamatust ainest ( varjatud mass), mida saab tuvastada ainult nende gravitatsioonilise mõju järgi naaberobjektidele, peitub just neis. Teadlaste sõnul ei moodusta tähtedes ja gaasiudukogudes otseselt vaadeldav aine rohkem kui 5% universumi kogumassist (tähed moodustavad aga vaid 1% universumi kogumassist). M≥100M s tähed on ebastabiilsed.
Mida suurem on tähe mass, seda kiiremini ta ammendab oma tuumakütust ja seda kiiremini see vananeb. Seetõttu elavad massiivsed tähed, mille mass on ligikaudu 100 korda suurem kui Päike, vaid umbes 10 miljonit aastat; tähed, mille mass on mitu korda suurem kui päikese mass - sadu miljoneid aastaid; ja tähed massiga M ~ M c säravad umbes 10 miljardit aastat.
Tähed võivad areneda üksikult või kahest või enamast tähest koosnevate süsteemidena.
Täht, mis kiirgab tuumaenergiat vabastades, areneb aeglaselt, kui selle keemiline koostis muutub. See veedab kõige rohkem aega faasis, mil vesinik põleb selle keskosas. Selle etapi pikk kestus on tingitud eelkõige sellest, et vesinik on kõige kaloririkkam tuumakütus. Kui 4 vesiniku tuumast moodustub üks heeliumituum (alfaosake), vabaneb ligikaudu 26 MeV energiat ja süsiniku 6 С 12 moodustumisel 3 alfaosakesest vabaneb vaid ligikaudu 7,3 MeV, s.o. energia vabanemine massiühiku kohta on 10 korda väiksem.
Pärast vesiniku põlemist tähe keskel ja heeliumi tuuma moodustumist peatub selles tuumaenergia vabanemine ja tuum hakkab intensiivselt kokku tõmbuma. Vesinik põleb jätkuvalt heeliumi tuuma ümbritsevas õhukeses kestas. Samal ajal paisub kest, tähe heledus suureneb, pinnatemperatuur langeb ja täht muutub punane hiiglane(vähem massiivsete tähtede puhul) või ülihiiglane (punane või kollane) massiivsemate tähtede jaoks. Tähe värvuse määrab tema pinna temperatuur: mida kõrgem on pinnatemperatuur T, seda suurem on kiirgussagedus ν valemi järgi
kus h on Plancki konstant ja k on Boltzmanni konstant. Seetõttu on punased tähed kõige külmemad ja sinised tähed kõige kuumemad.
Tähtede järgneva evolutsiooni protsessi määrab peamiselt tähe mass. Magneesiumist raskemate elementide teke on võimalik ainult massiivsetes tähtedes. Ebapiisava massi tõttu lõpetab Päike oma evolutsiooni heeliumi põlemise etapis. Päikesega sarnased tähed heidavad oma elu lõpuks oma kesta maha. (planetaarne udukogu) ja muutuda valged kääbused, kahanedes Maa suuruseks või vähemaks. Valge kääbus on kuum täht, kuid oma väiksuse tõttu on ta peaaegu nähtamatu. Miljardite aastate pärast peaks valge kääbus jahtuma ja muutuma must kääbus mis valgust ei kiirga. Seega on mustad kääbused tähtede surnud jäänused.
Massiivsetes tähtedes pärast raua moodustumist tuuma gravitatsiooniline kokkutõmbumine ei säili kiirguse vasturõhu toimel, kuna selles etapis toimuvate tuumareaktsioonide tulemusena energiat ei eraldu. Rauast raskemad elemendid tekivad tähtede sisemuses, kui tuumad haaravad kinni vabad neutronid või prootonid. Nii sünteesitakse rasked tuumad kuni vismutini.
Punaste superhiiglaste keskmes võib temperatuur ulatuda 10 10 K-ni. Sellel temperatuuril lagunevad aatomite tuumad prootoniteks ja neutroniteks, prootonid neelavad elektrone, muutudes neutroniteks ja kiirgades neutriinosid. Reeglina lõpeb selliste tähtede areng võimsa plahvatusega – välgatusega supernoova. 1987. aastal jälgisid teadlased galaktikas sellist plahvatust Suur Magellani pilv, mis asub meist 150 tuhande valgusaasta kaugusel. Supernoova plahvatuse tagajärjel muutub tähe olek dramaatiliselt: ta kas variseb täielikult kokku või heidab oma väliskesta maha ning raevukalt pöörlev (vastavalt nurkimpulsi jäävuse seadusele) neutronituum pöördub gravitatsioonilise kokkusurumise mõjul. sunnib sisse neutrontäht, mille mass umbes 10 km suurusel võib ületada Päikese massi. Neutronitäht koosneb neutrongaasist, mille siserõhk on gravitatsiooniga vastuolus ja takistab tähe kokkuvarisemist. Neutronaine tohutud survejõud on tingitud sellest, et Pauli printsiibi järgi ei saa fermionidest neutronid olla samas energiaseisundis ja seetõttu tugeva kokkusurumise korral üksteist tõrjuda.
Idee neutrontähtede olemasolust universumis pakkus esmakordselt välja Nõukogude füüsik L. D. Landau (1908–1968) 1932. aastal pärast neutroni avastamist. Pöörlevad neutrontähed peavad kiirgama impulssidega elektromagnetkiirgust. Seetõttu kutsuti neid pulsarid. 1967. aastal avastasid astronoomid esimese neutrontähe, mis asub kesklinnas krabi udukogu, mis tekkis pärast supernoova plahvatust aastal 1054. Täht kiirgas perioodiliselt raadiolaineid. Üksikud neutrontähed avalduvad tavaliselt raadiopulsaridena ja neutrontähed kaksiktähesüsteemides - röntgenikiirguse allikatena. Kaotades energiat kiirgusele, peaks neutrontäht järk-järgult oma pöörlemist aeglustama. Nagu teoreetilistest arvutustest järeldub, ei saa neutrontähe mass ületada Päikese massi rohkem kui 3-4 korda.
Tähe kokkusurumise plahvatuseks ülemineku mehhanism, mille tulemusena tähtedevaheline keskkond rikastub tähtede sisemuses ja plahvatuse enda käigus tekkinud raskete elementidega, ei ole praegu päris selge.
Kui sureva kahaneva tähe tuuma mass ületab Päikese massi kolm või enam korda, ei saa ükski jõud kokkutõmbumisprotsessi peatada. Teadlased mõistsid seda kahekümnenda sajandi 60. aastate keskpaigaks. Olles arvutanud tähtede ehituse ja nende evolutsiooni käigu, jõudsid nad järeldusele, et stabiilsete surnud tähtede olemasolu massiga M>3M c on võimatu. Kokkutõmbumise edenedes suureneb gravitatsiooniväli tugevus, suurendades ruumi kõverust vastavalt üldisele relatiivsusteooriale ja aeglustades aega tähe läheduses. Kui täht kahaneb gravitatsiooni raadius Rg
R g \u003d 2 GM / c 2, (2)
kus M on tähe mass, G on gravitatsioonikonstant, c on valguse kiirus vaakumis, ta kaob nähtavast universumist, jättes alles ainult oma gravitatsioonivälja ja muutudes täheks. must auk. Musta augu ülitugevast gravitatsioonilisest tõmbejõust ei saa üle ükski teadaolev aine ega kiirgus. Seetõttu on see nähtamatu (must).
Saksa astrofüüsik K. Schwarzschild (1873–1916) leidis esimesena täpse lahenduse A. Einsteini üldrelatiivsusteooria võrranditele, mis, nagu hiljem selgus, kirjeldab ruumi-aja geomeetriat musta augu läheduses. Samuti arvutas ta välja kriitilise raadiuse, milleni massi tuleb kokku suruda, et saada mustaks auguks. Seda raadiust hakati nimetama Schwarzschildi raadiuseks või gravitatsiooniraadiuseks. Mustal augul pole pinda, selle ümber on ainult gravitatsiooniraadiusega määratud ja välisele vaatlejale nähtamatu ruumipiirkond. Seda piirkonda nimetatakse sündmuste horisont. Igasugune keha või kiirgus, mis on sündmuste horisondi lähedal, liigub ainult musta augu sees. Eeldatakse, et mustades aukudes peidab universum suurema osa oma ainest. Kui materiaalne objekt langeb musta augu gravitatsioonivälja, siis see kuumeneb väga kõrgele temperatuurile. Seetõttu paiskab ta enne lõplikku kadumist selles universumisse välja intensiivse röntgenikiirguse.
Mustad augud võivad olla aknad teistesse Universumitesse, ruumidesse ja aegadesse, neist võivad sündida universumid sarnaselt meie Universumi tekkimisega ülitihedast ja kuumast aine olekust. Tuntud inglise teadlane, saatuse poolt ratastooli aheldatud S. Hawking (s. 1924) esitas hüpoteesi, et aja jooksul mustad augud aurustuvad, kiirgades energiat ümbritsevasse ruumi.
Niisiis, tänapäevase tähtede evolutsiooni teooria kohaselt muutub iga täht suremisel kas valgeks kääbuseks või neutrontäheks või mustaks auguks. Valged kääbused on tuntud juba mitu aastakümmet ja neid on pikka aega peetud iga tähe evolutsiooni viimaseks etapiks. Kuid siis, nagu eespool märgitud, avastati pulsarid, mis tõestasid neutrontähtede tegelikku olemasolu. Praegu otsivad teadlased eksperimentaalset kinnitust mustade aukude olemasolule universumis.
5. Otsige musti auke .
Mustade aukude otsimine kosmoses on keeruline ülesanne, sest selliste objektide pinnalt ei pääse välja informatsioon, sealhulgas valgus. Musta augu gravitatsiooniväli on aga universumis olemas. Mustad augud neelavad selle lähedalt mööduvaid valguskiiri ja suunavad kõrvale kiired, mis liiguvad märkimisväärsel kaugusel. Samuti võivad mustad augud avaldada gravitatsioonilist mõju teistele kosmoseobjektidele: need võivad hoida enda lähedal planeete või moodustada kahendsüsteeme koos teiste tähtedega. Musta augu neeldunud aine kuumutatakse väga kõrge temperatuurini ja see peab enne sinna kadumist kiirgama võimsaid röntgenikiirte.
Röntgenikiirguse allikate otsimiseks kosmosest saadeti 1970. aastal Maa-lähedasele orbiidile Ameerika Uhuru satelliit, mille abil avastasid astronoomid paljudes kaksiktähesüsteemides röntgeniallikaid. Enamikus nendes süsteemides ei ületa nähtamatu osa mass 2 päikese massi, s.o. on neutrontäht. Kuid on kaksiktähti, mille nähtamatu osa mass on enam kui 3 korda suurem kui Päikese mass. Eeldatakse, et sel juhul on tumedaks komponendiks must auk.
Esimene mustade aukude kandidaat oli nähtamatu röntgenikiirguse allikas Cygnus-X1, mis asus Maast 8000 valgusaasta kaugusel. See on kaksiktähtede süsteem, milles nähtav osa on täht massiga umbes 30 päikesemassi ja nähtamatu objekti mass on üle 6 päikesemassi.
On olemas hüpotees, et paljude galaktikate keskmes on mustad augud, mille massid ulatuvad kümnete ja sadade miljonite päikesemassideni. Aine musta auku kukkumise tagajärjel peaks vabanema tohutul hulgal energiat. Astronoomid on kasutanud Hubble'i kosmoseteleskoopi ja NASA Chandra röntgenobservatooriumi, mis käivitati 1999. aastal, et leida tõendeid galaktika tuumade mustade aukude kohta. Maast 50 miljoni valgusaasta kaugusel Neitsi tähtkujus asuva hiiglasliku elliptilise galaktika M87 vaatluste tulemusena leiti, et selle keskel on tohutu kiirusega (600 km) pöörlev ioniseeritud gaasiketas. /s) raadiusega umbes 3,5 tk (1 tk (parsek) võrdub 3,3 valgusaastaga). Eeldatakse, et ainult 2-3 miljonilise päikesemassi suuruse nähtamatu objekti gravitatsioon võib panna gaasi pöörlema sellisel kiirusel.
Linnutee keskpiirkonna röntgenpilt saadi Chandra kosmoseobservatooriumi abil. Selles piirkonnas asuvas Ambur A-s registreeriti kõige intensiivsem röntgenikiirgus. Vaatluste ajal helendas selle kiirguse allikas mitu minutit eredalt ja naasis seejärel 3 tunni jooksul eelmisele tasemele. Teadlased põhjendavad kiireid muutusi röntgenikiirguse võimsuses sellega, et sähvatuse põhjustas aine lähenemine mustale augule.
Lisaks on Linnutee tuumast leitud tähti, mis liiguvad kiirusega üle 1000 km/s. Piirkonnas, mille raadius on 0,1 pc ümber Ambur A, täheldatakse tähtede kiiruse suurenemist, kui see läheneb keskpunktile. Nii suuri kiirusi saab seletada vaid sellega, et Ambur A on must auk, mille mass on 2,6 10 6 M s.
Musta augu olemasolu meie galaktika keskmes ei kujuta Maale ohtu selle suure kauguse tõttu. Kuid kuna must auk toitub tähtedest ja muust ainest, võib see alla neelata kogu galaktika. Kuid enne päikesesüsteemi jõudmist peab see Linnuteel alla neelama vähemalt 100 miljardit tähte.
Üks mustade aukude kandidaatidest rändab läbi meie galaktika. See avastati aastal 2000. Teadlased usuvad, et tegemist on massiivse kaksiktähesüsteemiga, milles must auk neelab naabertähe ainest. Selle objekti orbiit oli võimalik kindlaks teha. Selle ja Päikese vaheline kaugus on praegu 6000 valgusaastat.
1999. aastal avastati Chandra observatooriumi abiga võimas röntgenikiirgusallikas, mis asub Maast 2,5 miljardi valgusaasta kaugusel Hydra tähtkuju ühe galaktika keskel. Samuti arvatakse, et see on must auk.
Universumi võimsaimad elektromagnetilise kiirguse allikad avastas 1963. aastal kvasarid on kvaasitähelised raadioallikad. Nad on suuremad kui tähed, kuid väiksemad kui galaktikad. Kvasari läbimõõt on ligikaudu mitu valgusnädalat ja mass üle 10 6 M s. Enamik kvasareid paikneb Maast 10–15 miljardi valgusaasta kaugusel, s.o. nähtava universumi serval. Seetõttu näeme neid sellistena, nagu nad olid siis, kui Universum alles hakkas tekkima. Kvasari heledus võib olla võrdne kümnete galaktikate kiirgusega. Praegu on avastatud tuhandeid kvasareid. Neid iseloomustavad võimsad gaasi liikumised ja ainejugade (jugade) väljutamine valguse kiirusele lähedase kiirusega. On olemas hüpotees, et kvasarid on hiiglaslikud mustad augud, mille mass on umbes 100 miljonit päikesemassi ja mis asuvad galaktikate tihedates tuumades. Sellised massiivsed mustad augud peaksid hävitama ja kinni püüdma nende vahetus läheduses tiirlevaid tähti. Seda kinnitab alla ühepäevase iseloomuliku perioodiga kvasarite heleduse muutus.
Saada oma head tööd teadmistebaasi on lihtne. Kasutage allolevat vormi
Üliõpilased, magistrandid, noored teadlased, kes kasutavad teadmistebaasi oma õpingutes ja töös, on teile väga tänulikud.
Majutatud aadressil http://www.allbest.ru/
Vdirigeerimine
Valdav enamus tähti muudab oma põhiomadusi (heledus, raadius) väga aeglaselt. Igal ajahetkel võib neid pidada tasakaaluseisundiks – asjaolu, mida oleme laialdaselt kasutanud tähtede interjööride olemuse selgitamiseks. Kuid muutuste aeglus ei tähenda nende puudumist. See kõik on seotud evolutsiooni ajastusega, mis tähtede jaoks peaks olema täiesti vältimatu.
Tähtede evolutsiooni probleem on kahtlemata üks astronoomia põhiprobleeme. Sisuliselt on küsimus selles, kuidas tähed sünnivad, elavad, "vananevad" ja surevad. See probleem on oma olemuselt keeruline. Seda lahendavad erinevate astronoomiaharude esindajate – vaatlejate ja teoreetikute – sihipärased uuringud. Tähti uurides on ju võimatu kohe öelda, millised neist on geneetiliselt seotud. Üldiselt osutus see probleem väga keeruliseks ja mitukümmend aastat ei leidnud seda üldse lahendust.
Järk-järgult sai selgeks küsimus tähtede evolutsiooni viisidest, kuigi probleemi üksikasjad pole veel kaugeltki lahendatud. Erilised teened tähtede evolutsiooni protsessi mõistmisel kuuluvad teoreetilistele astrofüüsikutele, tähtede siseehituse spetsialistidele ning eelkõige Ameerika teadlasele M. Schwarzschildile ja tema koolkonnale.
1. Tähtede evolutsiooni kontseptsioon
evolutsiooni tähe gravitatsiooniline kokkutõmbumine
Tähtede areng on tähtede füüsikaliste omaduste, sisestruktuuri ja keemilise koostise muutumine aja jooksul. Tähtede evolutsiooni teooria olulisemad ülesanded on tähtede tekke, nende vaadeldavate omaduste muutuste selgitamine, erinevate täherühmade geneetiliste suhete uurimine ja nende lõppseisundite analüüs.
Kuna meile teadaolevas Universumi osas sisaldub umbes 98-99% vaadeldava aine massist tähtedes või on tähtede staadiumi läbinud, on tähtede evolutsiooni selgitamine üks olulisemaid astrofüüsika probleeme. .
Statsionaarses olekus olev täht on gaasiline pall, mis on hüdrostaatilises ja termilises tasakaalus (st gravitatsioonijõudude mõju tasakaalustab siserõhk ja kiirguse energiakaod kompenseeritakse tähe sisemuses vabaneva energiaga. tähe "sünd" on hüdrostaatilise tasakaalu tekkimine objektil, mille kiirgust säilitavad tema enda energiaallikad. Tähe "surm" on pöördumatu tasakaalutus, mis viib tähe hävimiseni või selle katastroofilise kokkusurumiseni.
Tähtede evolutsiooni mõistmiseks on nende energiaallikate küsimus ülioluline. Pinnalt lähtuvast kiirgusest tulenevaid energiakadusid saab täiendada sisemuse jahutamise, gvabastamise kokkusurumisel ja tuumareaktsioonide abil. Jahutus ja gravitatsiooniline kokkutõmbumine suudavad säilitada näiteks Päikese heledust (mass g, heledus erg/s) vastavalt ~ 10 7 aastat, tähed massiga 30 ja - ~ 10 5 aastat ning tuumareaktsioone. , ~ 10 6 aastat. Geoloogilised tõendid näitavad, et Päikese heledus on olnud peaaegu muutumatu ~109 aastat. Sellest järeldub, et peamiseks energiaallikaks saavad olla ainult tuumareaktsioonid.
Gravitatsioonienergia vabanemine võib mängida otsustavat rolli ainult siis, kui tähe sisemuse temperatuur on ebapiisav, et tuumaenergia vabanemine kompenseeriks energiakadusid ning täht tervikuna või osa sellest peab tasakaalu säilitamiseks kokku tõmbuma. Soojusenergia valgustus muutub oluliseks alles pärast tuumaenergiavarude ammendumist. Seega võib tähtede evolutsiooni kujutada tähtede energiaallikate järjestikuse muutumisena.
Tähtede evolutsiooni iseloomulik aeg on liiga pikk, et kogu evolutsiooni vahetult jälgida. Seetõttu on tähtede evolutsiooni uurimise peamiseks meetodiks tähemudelite jadade konstrueerimine, mis kirjeldavad muutusi sisestruktuuris ja keemilises koostises. tähtede koosseis aja jooksul. Seejärel võrreldakse evolutsioonilisi järjestusi vaatlustulemustega, näiteks Hertzsprung-Russelli diagrammiga (H.-R.d.), mis võtab kokku suure hulga tähtede vaatlused evolutsiooni eri etappidel. Eriti oluline on võrdlus G.-R.d. täheparvede jaoks, kuna kõigil parve tähtedel on sama algkeemia. koostis ja moodustuvad peaaegu samaaegselt. Vastavalt G.-R.d. erineva vanusega klastritest, oli võimalik kindlaks teha tähtede evolutsiooni suund. Evolutsioonilised jadad arvutatakse üksikasjalikult, lahendades numbriliselt diferentsiaalvõrrandisüsteemi, mis kirjeldab tähe massi, tiheduse, temperatuuri ja heleduse jaotust, millele lisandub olekuvõrrand, täheaine energia vabanemise ja läbipaistmatuse seadused, ja võrrandid, mis kirjeldavad tähe keemilise koostise muutumist ajas.
Tähe areng sõltub peamiselt selle massist ja esialgsest keemilisest koostisest. Tähe pöörlemine ja selle magnetväli võivad mängida teatud, kuid mitte fundamentaalset rolli, kuid nende tegurite rolli tähtede evolutsioonis pole veel piisavalt uuritud. Tähe keemiline koostis sõltub selle tekkimise ajast ja selle asukohast galaktikas tekkimise ajal. Esimese põlvkonna tähed tekkisid ainest, mille koostise määrasid kosmoloogilised tingimused. Ilmselt sisaldas see umbes 70 massiprotsenti vesinikku, 30% heeliumi ning vähesel määral deuteeriumi ja liitiumi segu. Esimese põlvkonna tähtede evolutsiooni käigus tekkisid rasked elemendid (järgnes heeliumile), mis paiskusid tähtedest aine väljavoolu või tähtede plahvatuste käigus tähtedevahelisse ruumi. Järgmiste põlvkondade tähed tekkisid juba ainest, mis sisaldas kuni 3-4% (massi järgi) raskeid elemente.
Kõige otsesem viide sellele, et tähtede teke Galaktikas ka praegu käib, on massiivsete heledate O ja B spektritüüpi tähtede olemasolu, mille eluiga ei tohi ületada ~10 7 aastat. Tänapäeva tähtede moodustumise kiirus on hinnanguliselt 5 tähte aastas.
2. Tähtede teke, gravitatsioonilise kokkutõmbumise staadium
Levinud vaatepunkti järgi tekivad tähed aine gravitatsioonilise kondenseerumise tulemusena tähtedevahelises keskkonnas. Tähtedevahelise keskkonna vajalik eraldumine kaheks faasiks - tihedateks külmadeks pilvedeks ja kõrgema temperatuuriga hõrenenud keskkonnaks - võib toimuda tähtedevahelise magnetvälja Rayleigh-Taylori termilise ebastabiilsuse mõjul. Gaasi-tolmu kompleksid massi, iseloomuliku suuruse (10-100) tk ja osakeste kontsentratsiooniga n~10 2 cm -3 . tegelikult täheldatud nende raadiolainete emissiooni tõttu. Selliste pilvede kokkusurumine (kokkuvarisemine) nõuab teatud tingimusi: pilve osakeste gravitatsiooniline sidumisenergia peab ületama osakeste soojusliikumise energia, pilve kui terviku pöörlemisenergia ja magnetilise energia summa. pilve energia (Teksade kriteerium). Kui võtta arvesse ainult soojusliikumise energiat, siis kuni ühiku suurusjärgu tegurini kirjutatakse Jeansi kriteerium järgmiselt: , kus on pilve mass, T on gaasi temperatuur K, n on osakeste arv 1 cm 3-s. Kaasaegsetele tähtedevahelistele pilvedele tüüpilistel temperatuuridel K võivad kokku variseda vaid pilved, mille mass ei ole väiksem. Jeansi kriteerium näitab, et tõeliselt vaadeldava massispektriga tähtede tekkeks peaks osakeste kontsentratsioon kokkuvarisevates pilvedes ulatuma (10 3 -10 6) cm -3 , s.o. 10-1000 korda kõrgem kui tüüpilistes pilvedes. Selliseid osakeste kontsentratsioone on aga võimalik saavutada juba varisema hakanud pilvede sügavustes. Sellest järeldub, et tähtede moodustumine toimub massiivsete pilvede järjestikuse, mitmes etapis, killustumise teel. See pilt seletab loomulikult tähtede sündi rühmades – parvedes. Samal ajal jäävad endiselt ebaselgeks küsimused, mis on seotud pilve soojusbilansi, selles oleva kiirusvälja ja fragmentide massispektrit määrava mehhanismiga.
Kokkuvarisevaid tähemassi objekte nimetatakse prototähtedeks. Sfääriliselt sümmeetrilise magnetväljata mittepöörleva prototähe kokkuvarisemine hõlmab mitut etappi. Algsel ajahetkel on pilv ühtlane ja isotermiline. See on avalikkusele läbipaistev. kiirgus, seega toimub kokkuvarisemine mahuliste energiakadudega, mis on peamiselt tingitud tolmu soojuskiirgusest, millele gaasiosakesed oma kineetilise energia üle kannavad. Homogeenses pilves puudub rõhugradient ja kokkusurumine algab vaba langemise režiimis iseloomuliku ajaga, kus G on gravitatsioonikonstant ja pilve tihedus. Kompressiooni algusega tekib haruldane laine, mis liigub helikiirusega keskpunkti poole ja kuna kollaps toimub kiiremini seal, kus tihedus on suurem, protostar jaguneb kompaktseks tuumaks ja pikendatud kestaks, milles aine jaotub vastavalt seadusele. Kui osakeste kontsentratsioon tuumas jõuab ~ 10 11 cm -3-ni, muutub see tolmuosakeste IR-kiirguse jaoks läbipaistmatuks. Südamikus vabanev energia imbub kiirgussoojusjuhtivuse tõttu aeglaselt pinnale. Temperatuur hakkab peaaegu adiabaatiliselt tõusma, see toob kaasa rõhu tõusu ja südamik jõuab hüdrostaatilise tasakaalu olekusse. Kest langeb jätkuvalt südamikule ja selle perifeeriasse ilmub lööklaine. Tuuma parameetrid sõltuvad sel ajal nõrgalt prototähe kogumassist:
Akretsiooni tõttu tuuma massi suurenedes muutub selle temperatuur peaaegu adiabaatiliselt, kuni jõuab 2000 K-ni, mil algab H 2 molekulide dissotsiatsioon. Dissotsiatsiooniks kuluva energia, mitte aga osakeste kineetilise energia suurenemise tulemusena muutub adiabaatilise indeksi väärtus alla 4/3, rõhumuutused ei suuda gravitatsioonijõude kompenseerida ja tuum kukub uuesti kokku. . Moodustub uus parameetritega südamik, mida ümbritseb põrutusfront, millele akreteeritakse esimese südamiku jäänused. Sarnane tuuma ümberpaigutamine toimub ka vesiniku ioniseerimisel.
Südamiku edasine kasv kesta materjalist tulenevalt jätkub seni, kuni kogu aine langeb tähele või hajub kiirgusrõhu või tähetuule toimel, kui tuum on piisavalt massiivne. Prototähtedel, mille kestaainele iseloomulik akretsiooniaeg on t a >t kn, nii et nende heledus on määratud kokkutõmbuvate tuumade energia vabanemisega.
IR-allikana vaadeldakse tuumast ja kestast koosnevat tähte, mis on tingitud kiirguse töötlemisest kestas (IR-vahemikus kiirgab kesta tolm, mis neelab tuumast UV-kiirguse footoneid). Kui kest muutub optiliselt õhukeseks, hakatakse prototähte vaatlema kui tavalist täheloomuse objekti. Kõige massiivsemates tähtedes säilivad kestad kuni vesiniku termotuumapõlemiseni tähe keskel. Kiirgusrõhk piirab tähtede massi väärtuseni, tõenäoliselt . Isegi kui moodustuvad massiivsemad tähed, osutuvad nad pulsatsiooniliselt ebastabiilseteks ja võivad tuumas vesiniku põlemise etapis kaotada olulise osa oma massist. Protstellaarse kesta varisemise ja hajumise staadiumi kestus on samas suurusjärgus vanempilve vaba langemise ajaga, s.o. 10 5 -10 6 aastat. Tuuma poolt valgustatud kesta jäänuste tumeaine tükid, mida tähetuule kiirendab, identifitseeritakse Herbig-Haro objektidega (emissioonispektriga tähekujulised tükid). Madala massiga tähed asuvad nähtavale jõudes G.-R.D. piirkonnas, kus asuvad T Tauri tüüpi tähed (kääbuspõletustähed), massiivsemad on piirkonnas, kus Herbigi emissioonitähed (varajaste spektriklasside ebaregulaarsed muutlikud tähed emissioonijooned spektrites).
Konstantse massiga prototähtede tuumade evolutsioonilised jäljed hüdrostaatilise kokkusurumise etapis on näidatud joonistel fig. 1. Madala massiga tähtedes on hüdrostaatilise tasakaalu saavutamise hetkel tingimused tuumades sellised, et neis olev energia kandub üle konvektsiooni teel. Arvutused näitavad, et täiskonvektiivse tähe pinnatemperatuur on peaaegu konstantne. Tähe raadius väheneb pidevalt, sest. ta aina kahaneb. Püsiva pinnatemperatuuri ja kahaneva raadiuse korral peaks tähe heledus langema ka G.-R.d. see arenguetapp vastab radade vertikaalsetele segmentidele.
Kompressiooni jätkudes temperatuur tähe sisemuses tõuseb, aine muutub läbipaistvamaks ning ilmuvad särava tuumaga tähed, kestad aga jäävad konvektiivseks. Vähemmassiivsed tähed jäävad täielikult konvektiivseks. Nende heledust reguleerib õhuke kiirguskiht fotosfääris. Mida massiivsem on täht ja mida kõrgem on selle efektiivne temperatuur, seda suurem on tema kiirgustuum (kiirgava tuumaga tähtedel tekib kiirgav tuum kohe). Lõpuks läheb peaaegu kogu täht (välja arvatud massiga tähtede pinnakonvektiivtsoon) kiirgustasakaalu seisundisse, kus kogu tuumas vabanev energia kandub üle kiirgusega.
3 . Tuumareaktsioonidel põhinev evolutsioon
Temperatuuril ~ 10 6 K tuumades algavad esimesed tuumareaktsioonid – deuteerium, liitium ja boor põlevad läbi. Nende elementide esmane kogus on nii väike, et nende läbipõlemine praktiliselt ei talu kokkusurumist. Kokkusurumine peatub, kui temperatuur tähe keskpunktis jõuab ~ 10 6 K ja vesinik süttib, sest vesiniku termotuumapõlemisel vabanev energia on piisav kiirguskadude kompenseerimiseks. G.-R.d. tekivad homogeensed tähed, mille tuumades põleb vesinik. esialgne põhijärjestus (NGS). Massiivsed tähed jõuavad NGP-ni kiiremini kui väikese massiga tähed, sest nende energiakao kiirus massiühiku kohta ja seega ka evolutsiooni kiirus on kõrgem kui väikese massiga tähtedel. Alates NGP-sse sisenemise hetkest toimub tähtede areng tuumapõletuse alusel. Tuumapõlemine võib toimuda enne raudrühma elementide moodustumist, millel on kõigi tuumade seas kõrgeim sidumisenergia. Tähtede evolutsioonilised jäljed G.-R.d. näidatud joonisel fig. 2. Tähtede temperatuuri ja tiheduse keskväärtuste areng on näidatud joonisel fig. 3. K juures on peamiseks energiaallikaks vesiniku tsükli reaktsioon, suures T - süsiniku-lämmastiku (CNO) tsükli reaktsioon. CNO tsükli kõrvalmõjuks on nukliidide 14 N, 12 C, 13 C tasakaalukontsentratsioonide loomine – vastavalt 95%, 4% ja 1% massist. Lämmastiku ülekaalu kihtides, kus toimus vesiniku põlemine, kinnitavad Wolf-Rayeti tähevaatluste tulemused, kus need kihid tekivad pinnale ekst kadumise tagajärjel. kihid. Tähtedel, mille keskel realiseerub CNO tsükkel (), on konvektiivne tuum. Selle põhjuseks on energia vabanemise väga tugev sõltuvus temperatuurist: . Kiirgusenergia voog on ~ T 4 , mistõttu ei suuda see kogu vabanevat energiat üle kanda ning peab tekkima konvektsioon, mis on efektiivsem kui kiirgusülekanne. Kõige massiivsemates tähtedes on üle 50% tähe massist kaetud konvektsiooniga. Konvektiivsüdamiku tähtsuse evolutsiooni jaoks määrab asjaolu, et tuumkütus ammendub ühtlaselt efektiivse põlemispiirkonnast palju suuremas piirkonnas, samas kui konvektiivsüdamikuta tähtedes põleb see esialgu ära ainult keskpunkti väikeses naabruses. , kus temperatuur on üsna kõrge. Vesiniku põlemisaeg on vahemikus ~ 10 10 aastat kuni aastateni. Tuumapõlemise kõigi järgnevate etappide aeg ei ületa 10% vesiniku põlemisajast, seetõttu tekivad G.-R.d. vesiniku põlemise etapis tähed. tiheasustusala – põhijärjestus (MS). Tähtede puhul, mille temperatuur keskel ei saavuta kunagi vesiniku süttimiseks vajalikke väärtusi, kahanevad nad määramatult, muutudes "mustadeks" kääbusteks. Vesiniku läbipõlemine suurendab keskm. tuuma aine molekulmass ja seetõttu peab hüdrostaatilise tasakaalu säilitamiseks tõusma rõhk keskmes, millega kaasneb temperatuuri tõus keskmes ja temperatuurigradient piki tähte ning sellest tulenevalt heledus. Aine läbipaistmatuse vähenemine temperatuuri tõusuga toob kaasa ka heleduse suurenemise. Tuum tõmbub kokku, et säilitada tuumaenergia vabanemise tingimused koos vesinikusisalduse vähenemisega ja kest laieneb, kuna on vaja üle kanda suurenenud energiavoog südamikust. G.-R.d. täht liigub NGP-st paremale. Läbipaistmatuse vähenemine põhjustab konvektiivsete tuumade surma kõigis tähtedes, välja arvatud kõige massiivsemates. Massiivsete tähtede evolutsiooni kiirus on suurim ja nad lahkuvad esimesena MS-st. MS eluiga on tähtede puhul umbes 10 miljonit aastat, c puhul umbes 70 miljonit aastat ja c puhul umbes 10 miljardit aastat.
Kui vesinikusisaldus tuumas väheneb 1%-ni, asendub tähekestade paisumine tähe üldise kokkusurumisega, mis on vajalik energia vabanemise säilitamiseks. Kesta kokkusurumine põhjustab heeliumi tuumaga külgnevas kihis vesiniku kuumenemist selle termotuumapõlemistemperatuurini ja tekib kihtenergia vabanemise allikas. Tähtedel, mille mass on vähem sõltuv temperatuurist ja energia vabanemise piirkond ei ole nii tugevalt tsentri poole koondunud, puudub üldine kokkutõmbumise etapp.
Tähtede evolutsioon pärast vesiniku läbipõlemist sõltub nende massist. Tähtsaim massiga tähtede evolutsiooni kulgu mõjutav tegur on elektrongaasi degenereerumine suure tiheduse juures. Degenereerunud gaasis on suure tiheduse tõttu madala energiaga kvantolekute arv Pauli printsiibi tõttu piiratud ja elektronid täidavad kvanttasemeid suure energiaga, palju suurema energiaga kui nende soojusliikumise energia. Degenereerunud gaasi kõige olulisem omadus on see, et selle rõhk p sõltub ainult tihedusest: mitterelativistliku ja relativistliku degeneratsiooni korral. Elektroni gaasi rõhk on palju suurem kui ioonide rõhk. Sellest järeldub tähtede evolutsiooni põhijäreldus: kuna relativistlikult degenereerunud gaasi ruumalaühikule mõjuv gravitatsioonijõud sõltub tihedusest samamoodi nagu rõhugradient, peab olema selline piirav mass, et , elektronide rõhk ei suuda gravitatsiooni vastu töötada ja algab kokkusurumine. Piirata massi. Piirkonna piir, kus elektrongaas on degenereerunud, on näidatud joonisel fig. 3 . Madala massiga tähtedes mängib degeneratsioon märgatavat rolli juba heeliumi tuumade moodustumise protsessis.
Teine tegur, mis määrab tähtede evolutsiooni hilisemates etappides, on neutriinode energiakadu. Tähtede siseruumides temperatuuril T ~ 10 8 K mängivad neutriinode sünnis peamist rolli: fotoneutriinoprotsess, plasma võnkekvantide (plasmonite) lagunemine neutriino-antineutriino paarideks (), elektron-positroni paaride hävitamine ( ) ja Urca protsessid. Neutriinode olulisim omadus on see, et tähe aine on nende jaoks praktiliselt läbipaistev ning neutriinod kannavad tähelt energiat vabalt ära.
Heeliumi tuum, milles heeliumi põlemise tingimused pole veel tekkinud, surutakse kokku. Südamikuga külgneva kihilise allika temperatuur tõuseb ja vesiniku põlemiskiirus suureneb. Suurenenud energiavoo ülekandmise vajadus viib kesta laienemiseni, milleks kulub osa energiast. Kuna tähe heledus ei muutu, langeb selle pinna temperatuur ja G.-R.d. täht liigub punaste hiiglaste poolt hõivatud piirkonda.Tähe ümberstruktureerumisaeg on kaks suurusjärku lühem kui vesiniku läbipõlemisaeg tuumas, mistõttu on MS-riba ja punaste superhiiglaste piirkonna vahel vähe tähti. Korpuse temperatuuri langusega suureneb selle läbipaistvus, mille tulemusel tekib ext. konvektiivtsoon ja tähe heledus suureneb.
Energia eemaldamine tuumast degenereerunud elektronide soojusjuhtivuse ja tähtedes tekkivate neutriinokadude kaudu lükkab edasi heeliumi süttimise hetke. Temperatuur hakkab märgatavalt tõusma alles siis, kui südamik muutub peaaegu isotermiliseks. 4 He põlemine määrab tähtede evolutsiooni hetkest, mil energia vabanemine ületab soojusjuhtivuse ja neutriinode emissiooni kaudu tekkiva energiakadu. Sama tingimus kehtib kõigi järgnevate tuumkütuseliikide põletamise kohta.
Degenereerunud gaasist pärineva neutriinojahutusega tähesüdamike tähelepanuväärne omadus on "konvergents" - radade konvergents, mis iseloomustavad tiheduse ja temperatuuri suhet T c tähe keskmes (joonis 3). Energia vabanemise kiirus südamiku kokkusurumisel määratakse aine külge kinnitumise kiirusega läbi kihiallika, mis sõltub ainult südamiku massist antud kütuseliigi puhul. Tuumas tuleb säilitada energia sisse- ja väljavoolu tasakaal, nii et tähtede tuumades on sama temperatuuri ja tiheduse jaotus. 4 He süttimise ajaks sõltub tuuma mass raskete elementide sisaldusest. Degenereerunud gaasituumades on 4 He süttimisel termilise plahvatuse iseloom, kuna põlemisel vabanev energia läheb elektronide soojusliikumise energia suurendamiseks, kuid rõhk temperatuuri tõustes peaaegu ei muutu, kuni elektronide soojusenergia on võrdne elektronide degenereerunud gaasi energiaga. Seejärel degeneratsioon eemaldatakse ja tuum laieneb kiiresti – tekib heeliumisähvatus. Heeliumisähvatustega kaasneb ilmselt ka täheaine kadu. Kerakujulistes täheparvedes, kus massiivsed tähed on oma evolutsiooni ammu lõpetanud ja punastel hiiglastel on massid, asuvad heeliumi põlemise staadiumis tähed G.-R.d. horisontaalsel harul.
Heeliumis tähtede tuumad gaasiga ei mandu, 4 Ta süttib vaikselt, kuid tuumad laienevad ka T c suurenemise tõttu. Kõige massiivsemate tähtede puhul süttib 4 Ta isegi siis, kui nad on sinised superhiiglased. Tuuma laienemine toob kaasa T vähenemise vesinikukihi allika piirkonnas ja tähe heledus pärast heeliumi sähvatust väheneb. Termilise tasakaalu säilitamiseks tõmbub kest kokku ja täht lahkub punasest ülihiiglasest piirkonnast. Kui tuumas olev 4 He on ammendunud, algab uuesti tuuma kokkusurumine ja kesta paisumine, tähest saab taas punane superhiiglane. Moodustub kihiline 4 He põlemisallikas, mis domineerib energia vabanemisel. Väljas ilmub uuesti. konvektiivne tsoon. Kui heelium ja vesinik põlevad läbi, väheneb kihiliste allikate paksus. Õhuke heeliumi põlemiskiht osutub termiliselt ebastabiilseks, kuna väga tugeva temperatuuri eraldumise tundlikkusega () on aine soojusjuhtivus ebapiisav põlemiskihi soojushäirete kustutamiseks. Soojussähvatuste ajal toimub kihis konvektsioon. Kui see tungib vesinikurikastesse kihtidesse, siis aeglase neutronite püüdmise protsessi (s-protsess) tulemusena sünteesitakse elemente, mille aatommass on 22 Ne kuni 209 B.
Kiirgusrõhk punaste superhiiglaste külmas venitatud kestades moodustunud tolmule ja molekulidele põhjustab aine pidevat kadu kiirusega kuni aasta. Pidevale massikaotusele võivad lisanduda kaod, mis on tingitud kihilise põlemise ebastabiilsusest või pulsatsioonidest, mis võivad viia ühe või mitme kesta väljapaiskumiseni. Kui süsinik-hapniku tuuma kohal olev aine hulk jääb teatud piirist väiksemaks, on põlemiskihtides temperatuuri hoidev kest sunnitud kokku tõmbuma seni, kuni kokkusurumine suudab põlemist toetada; täht G.-R.d. nihkub peaaegu horisontaalselt vasakule. Selles etapis võib põlemiskihtide ebastabiilsus põhjustada ka kesta laienemist ja aine kadu. Kuni täht on piisavalt kuum, vaadeldakse seda ühe või mitme ümbrisega planetaarse udukogu tuumana. Kui kihtallikad nihutatakse tähe pinnale nii, et temperatuur neis langeb tuumapõlemiseks vajalikust madalamaks, täht jahtub, muutudes valgeks kääbuseks c, mis kiirgab tähe ioonkomponendi soojusenergia tarbimise tõttu. selle aine. Valgetele kääbustele iseloomulik jahtumisaeg on ~109 aastat. Valgeteks kääbusteks muutuvate üksikute tähtede massi alumine piir on ebaselge, see on hinnanguliselt 3-6 . Elektronidega tähtedes degenereerub gaas süsinik-hapniku (C,O-) tähesüdamike kasvufaasis. Nagu tähtede heeliumi tuumades, toimub neutriinode energiakadude tõttu tingimuste "konvergents" keskmes ja selleks ajaks, kui süsinik süttib C, O tuumas. 12 C süttimisel sellistes tingimustes on tõenäoliselt plahvatuse iseloom ja see viib tähe täieliku hävimiseni. Täielik hävitamine ei pruugi toimuda, kui. Selline tihedus on saavutatav, kui tuuma kasvukiiruse määrab satelliidi aine akretsioon tihedas binaarsüsteemis.
4 . Tähtede evolutsiooni etapid
See protsess on loomulik, st vältimatu. Tõepoolest, tähtedevahelise keskkonna termiline ebastabiilsus põhjustab paratamatult selle killustumist, st jagunemist eraldiseisvateks suhteliselt tihedateks pilvedeks ja pilvedevaheliseks keskkonnaks. Tema enda gravitatsioon ei saa aga pilvi kokku suruda – selleks pole need piisavalt tihedad ja piisavalt suured. Kuid siin tuleb mängu tähtedevaheline magnetväli. Selle välja jõujoonte süsteemis tekivad paratamatult üsna sügavad "süvendid", kuhu "voolavad" tähtedevahelise keskkonna pilved. See viib tohutute gaasi-tolmu komplekside moodustumiseni. Sellistes kompleksides moodustub külma gaasi kiht, kuna tähtede ultraviolettkiirgus, mis ioniseerib tähtedevahelist süsinikku, neelab tugevalt tihedas kompleksis paikneva kosmilise tolmu ning neutraalsed süsinikuaatomid jahutavad tähtedevahelist gaasi oluliselt ja "termosteerivad" seda. väga madalal temperatuuril - umbes 5-10 kraadi Kelvinit. Kuna gaasi rõhk külmas kihis on võrdne ümbritseva kuumema gaasi välisrõhuga, on selle kihi tihedus palju suurem ja ulatub mitme tuhande aatomini kuupsentimeetri kohta. Enda gravitatsiooni mõjul hakkab külm kiht pärast umbes ühe parseki paksuse saavutamist "killustuma" eraldi, veelgi tihedamateks tükkideks, mis oma gravitatsiooni mõjul kahanevad jätkuvalt. Sel üsna loomulikul viisil tekivad tähtedevahelises keskkonnas prototähtede ühendused. Iga selline prototäht areneb kiirusega, mis sõltub selle massist.
Kui märkimisväärne osa gaasimassist muutub tähtedeks, siis gaasi-tolmu kompleksi oma rõhuga toetanud tähtedevaheline magnetväli tähti ja noori prototähti loomulikult ei mõjuta. Galaktika gravitatsioonilise külgetõmbe mõjul hakkavad nad langema galaktilise tasandi suunas. Seega peavad noored täheühendused alati lähenema galaktilisele tasandile.
Mitte nii kaua aega tagasi uskusid astronoomid, et tähtedevahelisest gaasist ja tolmust tähe moodustamiseks kulus miljoneid aastaid. Kuid viimastel aastatel on tehtud rabavaid fotosid taevapiirkonnast, mis on osa Orioni suurest udukogust, kuhu on mitme aasta jooksul tekkinud väike tähtede kogum. Fotod aastast 1947. selles kohas oli näha kolmest tähetaolisest objektist koosnev rühm. Aastaks 1954 mõned neist muutusid piklikuks ja 1959. a. need piklikud moodustised lagunesid eraldi tähtedeks – esimest korda inimkonna ajaloos jälgisid inimesed tähtede sündi sõna otseses mõttes meie silme all. See juhtum näitas astronoomidele, et tähed võivad sündida lühikese aja jooksul ning tõeks osutusid varem veidrana tundunud argumendid, et tähed ilmuvad tavaliselt rühmadena ehk täheparvedena.
Mis on nende esinemise mehhanism? Miks pärast aastaid kestnud astronoomilisi visuaalseid ja fotograafilisi taevavaatlusi õnnestus alles nüüd esimest korda näha tähtede "materialiseerumist"? Tähe sünd ei saa olla erandlik sündmus: mitmel pool taevas on nende kehade ilmumiseks vajalikud tingimused.
Linnutee udustest piirkondadest tehtud fotode hoolika uurimise tulemusel õnnestus leida ebakorrapärase kujuga väikseid musti laike ehk gloobuleid, mis kujutavad endast massilist tolmu ja gaasi kogunemist. Nad näevad mustad välja, sest nad ei kiirga oma valgust ja asuvad meie ja eredate tähtede vahel, valgust, millest nad varjavad. Need gaasi- ja tolmupilved sisaldavad tolmuosakesi, mis neelavad nende taga asuvate tähtede valgust. Gloobulite suurus on tohutu – läbimõõduga kuni mitu valgusaastat. Hoolimata asjaolust, et nendes parvedes esinev aine on väga haruldane, on nende kogumaht nii suur, et sellest piisab väikeste Päikesele massiliselt lähedaste täheparvede moodustamiseks. Et kujutada ette, kuidas tähed keradest kerkivad, tuletame meelde, et kõik tähed kiirgavad ja nende kiirgus avaldab survet. Välja on töötatud tundlikud instrumendid, mis reageerivad läbi maakera atmosfääri paksuse tungiva päikesevalguse rõhule. Mustas gloobulis toimub ümbritsevate tähtede kiirgava kiirgusrõhu mõjul aine kokkusurumine ja tihendamine. Kera sees “kõnnib” tuul, hajutades gaasi- ja tolmuosakesi igas suunas, nii et kera aine on pidevas turbulentses liikumises.
Gloobulit võib käsitleda kui turbulentset gaasi-tolmu massi, mida igast küljest kiirgus surub. Selle rõhu mõjul surutakse gaasi ja tolmuga täidetud maht kokku, muutudes järjest väiksemaks. Selline kokkusurumine kestab mõnda aega, sõltuvalt gloobulit ümbritsevatest kiirgusallikatest ja viimase intensiivsusest. Gravitatsioonijõud, mis tulenevad massi kontsentratsioonist kerakese keskel, kipuvad ka kerakest kokku suruma, põhjustades aine langemist selle keskme suunas. Kukkudes omandavad aineosakesed kineetilise energia ja soojendavad gaasi-tolmupilve.
Aine langemine võib kesta sadu aastaid. Alguses toimub see aeglaselt, kiirustamata, kuna gravitatsioonijõud, mis tõmbavad osakesi keskele, on endiselt väga nõrgad. Mõne aja pärast, kui gloobul muutub väiksemaks ja gravitatsiooniväli suureneb, hakkab kukkumine toimuma kiiremini. Kuid nagu juba teada, on kerake tohutu, läbimõõduga vähemalt valgusaasta. See tähendab, et kaugus selle välispiirist keskuseni võib ületada 10 triljonit kilomeetrit. Kui kera servalt hakkab osake tsentri poole langema kiirusega veidi alla 2 km/s, siis jõuab see keskmesse alles 200 000 aasta pärast. Vaatlused näitavad, et gaasi- ja tolmuosakeste liikumiskiirus on tegelikult palju suurem ning seetõttu on gravitatsiooniline kokkusurumine palju kiirem.
Aine langemisega tsentri poole kaasnevad väga sagedased osakeste kokkupõrked ja nende kineetilise energia üleminek soojusenergiaks. Selle tulemusena tõuseb kera temperatuur. Gloobul muutub prototäheks ja hakkab hõõguma, kuna osakeste liikumise energia muutus soojuseks, soojendas tolmu ja gaasi.
Selles etapis on prototäht vaevu nähtav, kuna põhiosa selle kiirgusest langeb infrapuna kaugemasse piirkonda. Täht pole veel sündinud, kuid tema embrüo on juba ilmunud. Astronoomid ei tea veel, kui kaua kulub prototähel jõudmiseks punkti, kus see helendab nagu tuhm punane kuul ja muutub nähtavaks. Erinevatel hinnangutel ulatub see aeg tuhandetest mitme miljoni aastani. Kuid pidades silmas tähtede ilmumist Orioni suurde udukogusse, tasub ehk arvestada, et aja miinimumväärtust andev hinnang on tegelikkusele kõige lähedasem.
Järeldus
Tähtede areng on tähtede füüsikaliste omaduste, sisestruktuuri ja keemilise koostise muutumine aja jooksul.
Kaasaegne tähtede evolutsiooni teooria on võimeline selgitama tähtede evolutsiooni üldist kulgu ning on vaatlusandmetega kvalitatiivselt ja kvantitatiivselt rahuldavas kooskõlas. Edaspidi peaks teooria arvestama pöörlemise ja magnetväljade mõjuga, mille roll võib olla eriti oluline tähtede tekkeprotsessis ja evolutsiooni kiiretes etappides, nagu näiteks supernoova plahvatused. Eriliseks probleemiks on tähtede evolutsioon lähedastes kaksiksüsteemides, kus evolutsiooni mõjutab komponentide vaheline ainevahetus.
Bibliograafia:
1. Zeldovitš, Ya.B. Gravitatsiooni teooria ja tähtede evolutsioon / Ya.B. Zeldovitš, I.D. Novikov. - M.: Nauka, 1971. - 484 lk.
2. Kaplan, S.A. Tähtede füüsika / S.A. Kaplan. - 3. väljaanne, lisa. ja ümber töödeldud. - M.: Nauka, 1977. - 208 lk.
3. Astrofüüsika esirinnas: Per. inglise keelest. / Toim. Y. Evretta. - M.: Mir, 1979. - 576 lk.
4. Galaktikate ja tähtede päritolu ja areng, toim. S.B. Pikelner. M.: Nauka, 1976. - 408 lk.
5. Shklovsky, I.S. Universum, elu, meel / I.S. Šklovski. - M.: Nauka, 1976. - 336 lk.
6. Shklovsky, I.S. Tähed: nende sünd, elu ja surm / I.S. Šklovski. - 3. väljaanne, muudetud. - M.: Nauka, Füüsikalise ja matemaatikakirjanduse põhiväljaanne, 1984. - 384 lk.
Majutatud saidil Allbest.ru
Sarnased dokumendid
Tähtede evolutsiooni kontseptsioon. Tähtede omaduste, sisestruktuuri ja keemilise koostise muutused ajas. Gravitatsioonienergia vabanemine. Tähtede teke, gravitatsiooni kokkutõmbumise staadium. Tuumareaktsioonidel põhinev evolutsioon. Supernoova plahvatused.
kontrolltööd, lisatud 02.09.2009
Tähtede energia allikad. Gravitatsiooniline kokkusurumine ja termotuumasünteesi. Tähtede evolutsiooni varased ja hilised etapid. Tähed lahkuvad põhijadast. Gravitatsiooniline kollaps ja tähtede evolutsiooni hilised etapid. Lähedaste binaarsüsteemide evolutsiooni tunnused.
kursusetöö, lisatud 24.06.2008
Millest on tehtud tähed? Tähtede peamised omadused. Heledus ja kaugus tähtedest. Tähtede spektrid. Tähtede temperatuur ja mass. Kust tuleb tähe soojusenergia? Tähtede areng. Tähtede keemiline koostis. Päikese arengu prognoos.
test, lisatud 23.04.2007
Tähtede tekkimise ja arengu peamised etapid, nende struktuur ja elemendid. Tähtede plahvatuste ja supernoovade tekke põhjused ja hüpoteesid. Tähe evolutsiooni viimase etapi sõltuvuse määr selle massist, "musta augu" nähtuse ilmnemise eeltingimus.
abstraktne, lisatud 21.12.2009
Kaksiktähtede tüübid ja nende uurimismeetodid. Ainevahetus lähedastes binaarsüsteemides. Tüüpilised näited topelttähtedest. Kaksiktähtede komponendid. Kogemused kaksiktähtede uurimisel. Tähtede siseehituse teooriate ja tähtede evolutsiooni teooriate loomine.
kursusetöö, lisatud 17.10.2006
Universumi peamiste objektide tekke- ja evolutsioonimehhanism. Tähetüübid; supernoova tekkimisel toimuvad protsessid: neutrontähed, pulsarid, mustad augud. Tähtede areng. Keemiliste elementide päritolu tähe sisemuses; termotuumasünteesi.
abstraktne, lisatud 03.05.2013
Tähtede evolutsioon – tähe muutused tema eluea jooksul. Termotuumasüntees ja tähtede sünd; planetaarne udukogu, prototähed. Noorte tähtede omadused, nende küpsus, hilisemad aastad, surm. Neutrontähed (pulsarid), valged kääbused, mustad augud.
esitlus, lisatud 10.05.2012
Tähed on taevakehad, mis nagu meie Päike helendavad seestpoolt. Tähtede ehitus, selle sõltuvus massist. Tähe kokkusurumine, mis põhjustab selle tuuma temperatuuri tõusu. Tähe eluiga, selle areng. Vesiniku põlemise tuumareaktsioonid.
esitlus, lisatud 26.12.2013
Tähe elutsükkel, tema evolutsiooni etapid - sünd, kasv, suhteliselt rahuliku tegevuse periood, agoonia, surm. Hertzsprung-Russelli diagramm, tüüpilise tähe evolutsiooni graafik. Gravitatsioonilise kokkusurumise protsess. Hiiglased ja superhiiglased, supernoova plahvatus.
esitlus, lisatud 25.11.2014
Tähtede päritolu, liikumine, heledus, värvus, temperatuur ja koostis. Tähtede, hiidtähtede, valgete ja neutronkääbuste parv. Kaugus meist tähtedeni, nende vanus, astronoomiliste kauguste määramise meetodid, tähe evolutsiooni faasid ja etapid.
