Mitä muodostuu tähtien evoluution prosessissa. Tähtien synty ja kehitys: maailmankaikkeuden jättiläistehdas. Pääsarjan vaihe

Aurinkomme on paistanut yli 4,5 miljardia vuotta. Samalla se kuluttaa jatkuvasti vetyä. On täysin selvää, että vaikka sen varannot olivat kuinka suuret, ne jonain päivänä loppuvat. Ja mitä tapahtuu valolle? Tähän kysymykseen on vastaus. Tähden elinkaari voidaan tutkia muista vastaavista avaruusmuodostelmista. Itse asiassa avaruudessa on todellisia patriarkkoja, joiden ikä on 9-10 miljardia vuotta. Ja siellä on hyvin nuoria tähtiä. Ne ovat vain muutamia kymmeniä miljoonia vuosia vanhoja.

Siksi tarkkailemalla eri tähtien tilaa, joilla maailmankaikkeus on "täytetty", voidaan ymmärtää, kuinka ne käyttäytyvät ajan myötä. Tässä voimme vetää analogian ulkomaalaisen tarkkailijan kanssa. Hän lensi Maahan ja alkoi tutkia ihmisiä: lapsia, aikuisia, vanhoja ihmisiä. Siten hän ymmärsi hyvin lyhyessä ajassa, mitä muutoksia ihmisille tapahtuu heidän elämänsä aikana.

Aurinko on tällä hetkellä keltainen kääpiö
Kuluu miljardeja vuosia, ja siitä tulee punainen jättiläinen - 2
Ja sitten muuttuu valkoiseksi kääpiöksi - 3

Voidaan siis varmuudella sanoa, että kun vetyvarannot Auringon keskiosassa loppuvat, lämpö ydinreaktio ei pysähdy. Vyöhyke, jolla tämä prosessi jatkuu, alkaa siirtyä kohti valaisimen pintaa. Mutta samaan aikaan gravitaatiovoimat eivät enää pysty vaikuttamaan paineeseen, joka muodostuu lämpöydinreaktion seurauksena.

Näin ollen tähti alkaa kasvaa kooltaan ja muuttuu vähitellen punaiseksi jättiläiseksi. Tämä on evoluution myöhäisen vaiheen avaruusobjekti. Mutta se tapahtuu myös tähtien muodostumisen varhaisessa vaiheessa. Vain toisessa tapauksessa punainen jättiläinen kutistuu ja muuttuu pääsarjan tähti. Eli sellaisessa, jossa tapahtuu heliumin synteesin reaktio vedystä. Sanalla sanoen, mistä tähden elinkaari alkaa, sillä se päättyy.

Aurinkomme kasvaa niin paljon, että se nielee lähimmät planeetat. Nämä ovat Merkurius, Venus ja Maa. Mutta sinun ei tarvitse pelätä. Valaisin alkaa kuolla muutaman miljardin vuoden kuluttua. Tänä aikana kymmenet ja ehkä sadat sivilisaatiot muuttuvat. Ihminen ottaa mailan useammin kuin kerran, ja vuosituhansien jälkeen hän istuu jälleen tietokoneen ääressä. Tämä on tavallinen syklisyys, johon koko maailmankaikkeus perustuu.

Mutta punaiseksi jättiläiseksi tuleminen ei tarkoita loppua. Termoydinreaktio heittää ulkokuoren avaruuteen. Ja keskellä on heliumydin, jossa ei ole energiaa. Gravitaatiovoimien vaikutuksesta se kutistuu ja muuttuu lopulta erittäin tiheäksi avaruusmuodostelmaksi, jolla on suuri massa. Tällaisia ​​sukupuuttoon kuolleiden ja hitaasti jäähtyvien tähtien jäänteitä kutsutaan valkoiset kääpiöt.

Valkoisen kääpiömme säde on 100 kertaa pienempi kuin Auringon säde, ja valoisuus vähenee 10 tuhatta kertaa. Samalla massa on verrattavissa nykyiseen aurinkoon ja tiheys on yli miljoona kertaa. Galaksissamme on paljon tällaisia ​​valkoisia kääpiöitä. Niiden määrä on 10 prosenttia kokonaismäärä tähdet.

On huomattava, että valkoiset kääpiöt ovat vetyä ja heliumia. Mutta emme kiivetä erämaahan, vaan huomaamme vain, että voimakkaalla puristelulla voi tapahtua gravitaatioromahdus. Ja tämä on täynnä valtavaa räjähdystä. Samaan aikaan havaitaan supernovaräjähdys. Termi "supernova" ei kuvaa salaman ikää, vaan sen kirkkautta. Se on vain, että valkoinen kääpiö ei ollut näkyvissä kosmisessa syvyydessä pitkään aikaan, ja yhtäkkiä kirkas hehku ilmestyi.

Suurin osa räjähtävistä supernovasta hajoaa avaruudessa suurella nopeudella. Ja jäljellä oleva keskiosa puristetaan vielä tiheämmäksi muodostelmaksi ja sitä kutsutaan neutronitähti. Tämä lopputuote tähtien evoluutio. Sen massa on verrattavissa auringon massaan, ja sen säde on vain muutamia kymmeniä kilometrejä. Yksi kuutio cm neutronitähti voi painaa miljoonia tonneja. Tällaisia ​​muodostelmia on avaruudessa melko paljon. Niiden määrä on noin tuhat kertaa pienempi kuin tavallisten aurinkojen, jotka ovat täynnä Maan yötaivasta.

Minun on sanottava, että tähden elinkaari liittyy suoraan sen massaan. Jos se vastaa aurinkomme massaa tai pienempi kuin se, se ilmestyy elämän lopussa valkoinen kääpiö. On kuitenkin olemassa valoja, jotka ovat kymmeniä ja satoja kertoja suurempia kuin Aurinko.

Kun tällaiset jättiläiset kutistuvat ikääntyessään, ne vääristävät tilaa ja aikaa siten, että valkoisen kääpiön sijaan musta aukko. Sen vetovoima on niin voimakas, että edes valonnopeudella liikkuvat esineet eivät voi voittaa sitä. Reiän koko on ominaista painovoiman säde. Tämä on sen pallon säde, jota rajoittaa tapahtumahorisontti. Se edustaa aika-avaruuden rajaa. Mikä tahansa kosminen ruumis, joka on voittanut sen, katoaa ikuisiksi ajoiksi eikä tule koskaan takaisin.

Mustista aukoista on monia teorioita. Ne kaikki perustuvat painovoimateoriaan, koska painovoima on yksi maailmankaikkeuden tärkeimmistä voimista. Ja sen tärkein laatu on monipuolisuus. Nykyään ei ainakaan ole löydetty yhtään avaruusobjektia, jolla ei olisi gravitaatiovuorovaikutusta.

Oletuksena on, että mustan aukon kautta pääset sisään rinnakkainen maailma. Eli se on kanava toiseen ulottuvuuteen. Kaikki on mahdollista, mutta jokainen lausunto vaatii käytännön näyttöä. Kukaan kuolevainen ei kuitenkaan ole vielä kyennyt suorittamaan tällaista koetta.

Siten tähden elinkaari koostuu useista vaiheista. Jokaisessa niistä valaisin toimii tietyssä kapasiteetissa, joka eroaa olennaisesti edellisistä ja tulevista. Tämä on ulkoavaruuden ainutlaatuisuus ja mysteeri. Kun tutustut häneen, alat tahattomasti ajatella, että myös ihminen käy läpi useita kehitysvaiheita. Ja kuori, jossa olemme nyt, on vain siirtymävaihe johonkin toiseen tilaan. Mutta tämä johtopäätös vaatii jälleen käytännön vahvistusta..

On aivan luonnollista, että tähdet eivät ole eläviä olentoja, mutta ne käyvät läpi myös syntymän, elämän ja kuoleman kaltaisia ​​kehitysvaiheita. Kuten ihminen, tähti käy läpi radikaaleja muutoksia koko elämänsä. Mutta on huomattava, että he elävät selvästi kauemmin - miljoonia ja jopa miljardeja maavuosia.

Miten tähdet syntyvät? Aluksi, sen jälkeen alkuräjähdys, aine maailmankaikkeudessa oli jakautunut epätasaisesti. Tähdet alkoivat muodostua sumuihin - jättiläispilviin tähtienvälinen pöly ja kaasut, pääasiassa vety. Painovoima vaikuttaa tähän aineeseen, ja osa sumusta puristuu kokoon. Sitten muodostuu pyöreitä ja tiheitä kaasu- ja pölypilviä - Bok-palloja. Kun tällainen pallopallo jatkaa paksuuntumista, sen massa kasvaa johtuen aineen vetovoimasta sumusta itseään kohti. Pallon sisäosassa gravitaatiovoima on voimakkain, ja se alkaa lämmetä ja pyöriä. Tämä on jo prototähti. Vetyatomit alkavat pommittaa toisiaan ja tuottavat siten suuren määrän energiaa. Lopulta keskiosan lämpötila saavuttaa viidentoista miljoonan celsiusasteen lämpötilan, muodostuu uuden tähden ydin. Vastasyntynyt leimahtaa, alkaa polttaa ja hehkua. Kuinka kauan tämä jatkuu, riippuu siitä, mikä oli syntyneen tähden massa. Mitä sanoin viime kokouksessamme. Mitä suurempi massa, sitä lyhyempi tähti kestää.
Muuten, se riippuu massasta, voiko prototähdestä tulla tähti. Laskelmien mukaan, jotta tämä supistuva taivaankappale muuttuisi tähdeksi, sen massan on oltava vähintään 8 % Auringon massasta. Pienempi tiivistyvä pallonen jäähtyy vähitellen ja muuttuu siirtymäkohdeksi, joksikin tähden ja planeetan väliltä. Tällaisia ​​esineitä kutsutaan ruskeiksi kääpiöiksi.

Esimerkiksi Jupiter-planeetta on liian pieni ollakseen tähti. Jos Jupiter olisi massiivisempi, ehkä sen syvyyksissä alkaisivat lämpöydinreaktiot ja aurinkokuntamme olisi järjestelmä kaksoistähti. Mutta se kaikki on runoutta...

Joten, tähden elämän päävaihe. Suurin osa olemassaolostaan ​​tähti on tasapainotilassa. Painovoima pyrkii puristamaan tähteä, ja tähdessä tapahtuvien lämpöydinreaktioiden seurauksena vapautuva energia pakottaa tähden laajentumaan. Nämä kaksi voimaa luovat vakaan tasapainoasennon - niin vakaan, että tähti elää tällä tavalla miljoonia ja miljardeja vuosia. Tämä tähtien elämänvaihe varmistaa paikkansa pääsarjassa. -

Miljoonien vuosien loistamisen jälkeen suuri tähti, eli vähintään kuusi kertaa Aurinkoa raskaampi tähti, alkaa palaa. Kun ytimestä loppuu vety, tähti laajenee ja jäähtyy muuttuen punaiseksi superjättiläiseksi. Tämä superjättiläinen supistuu, kunnes se lopulta räjähtää hirviömäisessä ja dramaattisessa räjähdyksessä, joka tunnetaan supernovana. Tässä on huomattava, että erittäin massiiviset siniset superjättiläiset ohittavat punaiseksi superjättiläiseksi muuttumisvaiheen ja räjähtävät paljon nopeammin supernovassa.
Jos jäljellä oleva supernovaydin on pieni, alkaa sen katastrofaalinen supistuminen (gravitaatioromahdus) erittäin tiheäksi neutronitähdeksi, ja jos se on tarpeeksi suuri, se supistuu vielä enemmän ja muodostaa mustan aukon.

Hieman erilainen kuolema tavalliselle tähdelle. Tällainen tähti elää pidempään ja kuolee rauhallisemmin. Esimerkiksi aurinko palaa vielä viisi miljardia vuotta ennen kuin vety sen ytimessä loppuu. Sen ulommat kerrokset laajenevat ja jäähtyvät; muodostuu punainen jättiläinen. Tässä muodossa tähti voi olla olemassa noin 100 miljoonaa vuotta sen elinaikana ytimessä muodostuneen heliumin päällä. Mutta myös helium palaa. Kaiken lisäksi ulommat kerrokset puhalletaan pois - ne muodostavat planetaarisen sumun, ja tiheä valkoinen kääpiö kutistuu ytimestä. Vaikka valkoinen kääpiö on tarpeeksi kuuma, se lopulta jäähtyy ja muuttuu kuolleeksi tähdeksi, jota kutsutaan mustaksi kääpiöksi.

Se sijaitsee pisteen oikeassa yläkulmassa: sillä on suuri kirkkaus ja matala lämpötila. Pääsäteily tapahtuu infrapuna-alueella. Kylmän pölykuoren säteily saavuttaa meidät. Evoluutioprosessissa tähden sijainti kaaviossa muuttuu. Ainoa energianlähde tässä vaiheessa on painovoiman supistuminen. Siksi tähti liikkuu melko nopeasti y-akselin suuntaisesti.

Pintalämpötila ei muutu, mutta säde ja valoisuus pienenevät. Lämpötila tähden keskellä nousee ja saavuttaa arvon, jossa reaktiot alkavat kevyillä alkuaineilla: litiumilla, berylliumilla, boorilla, jotka palavat nopeasti, mutta onnistuvat hidastamaan puristusta. Rata kääntyy y-akselin suuntaisesti, tähden pinnan lämpötila nousee ja valoisuus pysyy lähes vakiona. Lopulta tähden keskellä alkavat heliumin muodostumisreaktiot vedystä (vedyn palaminen). Tähti siirtyy pääsarjaan.

Alkuvaiheen kesto määräytyy tähden massan mukaan. Auringon kaltaisille tähdille se on noin miljoona vuotta, tähdelle, jonka massa on 10 M☉ noin 1000 kertaa pienempi ja tähdelle, jonka massa on 0,1 M☉ tuhansia kertoja enemmän.

Nuoret pienimassaiset tähdet

Pienimassaisella tähdellä on evoluution alussa säteilevä ydin ja konvektiivinen verho (kuva 82, I).

Pääsekvenssivaiheessa tähti loistaa johtuen energian vapautumisesta vedyn muuntamisen heliumiksi ydinreaktioissa. Vedyn syöttö varmistaa massa 1:n tähden kirkkauden M☉ Noin 10 10 vuoden sisällä. Suuremman massan tähdet kuluttavat vetyä nopeammin: esimerkiksi tähti, jonka massa on 10 M☉ kuluttaa vetyä alle 10 7 vuodessa (valovoima on verrannollinen massan neljänteen potenssiin).

pienimassaisia ​​tähtiä

Vedyn palaessa tähden keskialueet puristuvat voimakkaasti kokoon.

Suuren massan tähdet

Pääsekvenssiin saapumisen jälkeen suurimassaisen tähden kehitys (>1,5 M☉) määräytyy ydinpolttoaineen palamisolosuhteiden mukaan tähden sisällä. Pääsekvenssivaiheessa tämä on vedyn palamista, mutta toisin kuin pienimassaiset tähdet, ytimessä hallitsevat hiili-typpikierron reaktiot. Tässä syklissä C- ja N-atomit toimivat katalyytteinä. Energian vapautumisnopeus tällaisen syklin reaktioissa on verrannollinen T 17 . Siksi ytimeen muodostuu konvektiivinen ydin, jota ympäröi vyöhyke, jossa energiansiirto tapahtuu säteilyn avulla.

Suurimassaisten tähtien kirkkaus on paljon suurempi kuin Auringon kirkkaus, ja vetyä kuluu paljon nopeammin. Tämä johtuu siitä, että lämpötila tällaisten tähtien keskustassa on myös paljon korkeampi.

Kun vedyn osuus konvektiivisen ytimen aineessa pienenee, energian vapautumisnopeus pienenee. Mutta koska vapautumisnopeus määräytyy valoisuuden perusteella, ydin alkaa kutistua ja energian vapautumisnopeus pysyy vakiona. Samaan aikaan tähti laajenee ja siirtyy punaisten jättiläisten alueelle.

pienimassaisia ​​tähtiä

Kun vety on palanut kokonaan, pienimassaisen tähden keskelle muodostuu pieni heliumin ydin. Ytimessä aineen tiheys saavuttaa 10 9 kg/m ja lämpötila 10 8 K. Vedyn palaminen tapahtuu ytimen pinnalla. Sydämen lämpötilan noustessa vedyn palamisnopeus kasvaa ja valoisuus kasvaa. Säteilevä vyöhyke häviää vähitellen. Ja konvektiivisten virtausten nopeuden lisääntymisen vuoksi tähden ulommat kerrokset turpoavat. Sen koko ja kirkkaus kasvavat - tähti muuttuu punaiseksi jättiläiseksi (kuva 82, II).

Suuren massan tähdet

Kun suurimassaisen tähden vety on täysin loppu, alkaa ytimessä kolmoisheliumreaktio ja samalla hapen muodostumisreaktio (3He => C ja C + He => 0). Samaan aikaan vety alkaa palaa heliumytimen pinnalla. Ensimmäinen kerroslähde tulee näkyviin.

Heliumvarasto loppuu hyvin nopeasti, koska kuvatuissa reaktioissa kussakin perustoiminnossa vapautuu suhteellisen vähän energiaa. Kuva toistaa itseään ja kaksi kerroslähdettä ilmestyy tähteen ja C + C => Mg -reaktio alkaa ytimessä.

Evoluutiopolku tässä tapauksessa osoittautuu erittäin monimutkaiseksi (kuva 84). Hertzsprung-Russell-kaaviossa tähti liikkuu jättiläisten sarjaa pitkin tai (erittäin suurella massalla superjättiläisellä alueella) muuttuu ajoittain kefeiksi.

Vanhoja pienimassaisia ​​tähtiä

Pienimassaisessa tähdessä konvektiivisen virtauksen nopeus saavuttaa lopulta jollain tasolla toisen avaruusnopeuden, kuori irtoaa ja tähti muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, jota ympäröi planetaarinen sumu.

Pienimassaisen tähden kehityskulku Hertzsprung-Russell-kaaviossa on esitetty kuvassa 83.

Suurimassaisten tähtien kuolema

Evoluution lopussa suurella massatähdellä on hyvin monimutkainen rakenne. Jokaisella kerroksella on omansa kemiallinen koostumus, ydinreaktiot tapahtuvat useissa kerroksellisissa lähteissä ja rautaydin muodostuu keskelle (kuva 85).

Ydinreaktiot raudan kanssa eivät etene, koska ne vaativat energian kuluttamista (eikä vapautumista). Siksi rautasydän puristuu nopeasti, lämpötila ja tiheys siinä kasvavat saavuttaen fantastiset arvot - lämpötila 10 9 K ja paine 10 9 kg / m 3. materiaalia sivustolta

Tällä hetkellä alkaa kaksi tärkeintä prosessia, jotka tapahtuvat ytimessä samanaikaisesti ja hyvin nopeasti (ilmeisesti minuuteissa). Ensimmäinen on, että ytimien törmäyksen aikana rautaatomit hajoavat 14 heliumatomiksi, toinen on, että elektronit "puristuvat" protoneiksi muodostaen neutroneja. Molemmat prosessit liittyvät energian imeytymiseen, ja ytimen lämpötila (myös paine) laskee välittömästi. Tähden ulommat kerrokset alkavat pudota kohti keskustaa.

Ulkokerrosten putoaminen johtaa jyrkkään lämpötilan nousuun niissä. Vety, helium, hiili alkavat palaa. Tähän liittyy voimakas neutronivirta, joka tulee keskusytimestä. Tämän seurauksena tapahtuu voimakas ydinräjähdys, joka heittää pois tähden ulommat kerrokset, jotka sisältävät jo kaikki raskaat alkuaineet kaliforniumiin asti. Tekijä: modernit näkymät kaikki raskaiden kemiallisten alkuaineiden (eli heliumia raskaampien) atomit muodostuivat maailmankaikkeudessa juuri soihduksissa

Tarkastellaanpa lyhyesti tähtien evoluution päävaiheita.

Muutokset tähden fysikaalisissa ominaisuuksissa, sisäisessä rakenteessa ja kemiallisessa koostumuksessa ajan myötä.

Aineen pirstoutuminen. .

Oletetaan, että tähdet muodostuvat kaasu- ja pölypilven fragmenttien painovoiman puristuessa. Niin kutsutut pallot voivat olla tähtien muodostumispaikkoja.

Pallo on tiheä läpinäkymätön molekyylipöly (kaasu ja pöly) tähtienvälinen pilvi, joka havaitaan valoisten kaasu- ja pölypilvien taustalla tumman pyöreän muodostelman muodossa. Se koostuu pääasiassa molekyylivedystä (H2) ja heliumista ( Hän ) muiden kaasujen molekyylien ja kiinteiden tähtienvälisten pölyhiukkasten seoksena. Kaasun lämpötila pallossa (pääasiassa molekyylivedyn lämpötila) T≈ 10 tuntia 50K, keskimääräinen tiheys n~ 10 5 hiukkasta / cm 3, mikä on useita suuruusluokkia suurempi kuin tiheimmissä tavallisissa kaasu- ja pölypilvissa, halkaisija D~ 0,1 h 1 . pallosten massa M≤ 10 2 × M ⊙ . Jotkut pallot sisältävät nuoria tyyppejä T Härkä.

Pilvi puristuu omalla painovoimallaan painovoiman epävakauden vuoksi, joka voi tapahtua joko spontaanisti tai pilven vuorovaikutuksen seurauksena toisesta läheisestä tähtienmuodostuksen lähteestä tulevan yliäänisen tähtituulivirran iskuaallon kanssa. Myös muut syyt painovoiman epävakauden syntymiseen ovat mahdollisia.

Teoreettiset tutkimukset osoittavat, että olosuhteissa, jotka ovat olemassa tavallisissa molekyylipilvissa (T≈ 10 ÷ 30K ja n ~ 10 2 hiukkasta / cm 3), ensimmäinen voi esiintyä pilvitilavuuksissa, joiden massa on M≥ 10 3 × M ⊙ . Tällaisessa supistuvassa pilvessä on mahdollista edelleen hajoaminen vähemmän massiiviseksi palasiksi, joista jokainen puristuu myös oman painovoimansa vaikutuksesta. Havainnot osoittavat, että galaksissa tähtien muodostumisprosessissa ei synny yksi, vaan ryhmä eri massaisia ​​tähtiä, esimerkiksi avoin tähtijoukko.

Pilven keskialueiden puristuessa tiheys kasvaa, minkä seurauksena tulee hetki, jolloin pilven tämän osan aine muuttuu läpinäkymättömäksi omalle säteilylleen. Pilven suolistossa tapahtuu vakaa tiheä kondensaatio, jota tähtitieteilijät kutsuvat oh.

Aineen pirstoutuminen - molekyylipölypilven hajoaminen pienemmiksi osiin, joista pidemmälle johtaa ulkonäkö.

on tähtitieteellinen kohde, joka on vaiheessa , josta jonkin ajan kuluttua (aurinkomassalle tällä kertaa T ~ 10 8 vuotta) normaali muodostuu.

Kun ainetta putoaa edelleen kaasumaisesta verhosta ytimeen (akkretio), sen massa ja sen seurauksena lämpötila kasvaa niin paljon, että kaasun ja säteilyn painetta verrataan voimiin . Ytimen pakkaus pysähtyy. Muodostettua ympäröi kaasu-pölykuori, joka on optista säteilyä läpäisemätön ja kuljettaa ulos vain infrapuna- ja pitempiaaltoista säteilyä. Tällaista kohdetta (-cocoon) havaitaan voimakkaana radio- ja infrapunasäteilyn lähteenä.

Ytimen massan ja lämpötilan lisääntyessä edelleen valopaine pysäyttää kasautuman ja kuoren jäännökset leviävät ulkoavaruuteen. Nuori ilmestyy fyysiset ominaisuudet jotka riippuvat sen massasta ja alkuperäisestä kemiallisesta koostumuksesta.

Syntyvän tähden pääasiallinen energialähde on ilmeisesti painovoiman supistumisen aikana vapautuva energia. Tämä oletus seuraa viriaalilauseesta: stationäärisessä järjestelmässä potentiaalienergian summa E s kaikki järjestelmän jäsenet ja kaksinkertainen liike-energia 2 E to näistä ehdoista on nolla:

E p + 2 E c = 0. (39)

Lause pätee hiukkasjärjestelmille, jotka liikkuvat rajoitetulla avaruuden alueella sellaisten voimien vaikutuksesta, joiden suuruus on kääntäen verrannollinen hiukkasten välisen etäisyyden neliöön. Tästä seuraa, että lämpö (kineettinen) energia on yhtä suuri kuin puolet gravitaatioenergiasta (potentiaalinen). Kun tähti puristuu kokoon, tähden kokonaisenergia pienenee, kun taas gravitaatioenergia pienenee: puolet gravitaatioenergian muutoksesta lähtee tähdestä säteilyn kautta ja tähden lämpöenergia kasvaa toisen puolikkaan seurauksena.

Nuoret pienimassaiset tähdet(jopa kolme aurinkomassaa), jotka ovat matkalla pääsekvenssiin, ovat täysin konvektiivisia; konvektioprosessi kattaa kaikki tähden alueet. Nämä ovat itse asiassa edelleen prototähtiä, joiden keskellä ydinreaktiot ovat vasta alkamassa ja kaikki säteily tapahtuu pääasiassa. Vielä ei ole varmistettu, laskevatko tähdet vakiolämpötilassa. Hertzsprung-Russell-kaaviossa tällaiset tähdet muodostavat melkein pystysuoran radan, jota kutsutaan Hayashi-radoksi. Kun pakkaus hidastuu, nuori lähestyy pääjaksoa.

Kun tähti supistuu, degeneroituneen elektronikaasun paine alkaa nousta, ja kun tähti saavuttaa tietyn säteen, supistuminen pysähtyy, mikä pysäyttää supistumisen aiheuttaman keskilämpötilan edelleen kasvun ja sitten sen laskun. . Tähdille, joiden aurinkomassa on alle 0,0767, näin ei tapahdu: ydinreaktioiden aikana vapautuva energia ei koskaan riitä tasapainottamaan sisäistä painetta ja . Tällaiset "alatähdet" säteilevät enemmän energiaa kuin ydinreaktioiden aikana muodostuvat ja kuuluvat ns. niiden kohtalo on jatkuva supistuminen, kunnes rappeutuneen kaasun paine pysäyttää sen, ja sitten asteittainen jäähtyminen kaikkien alkaneiden ydinreaktioiden loppuessa.

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

Tähdet, joiden massa on yli 8 auringon massaaniillä on jo normaalien tähtien ominaisuudet, koska ne ovat käyneet läpi kaikki välivaiheet ja pystyneet saavuttamaan sellaisen nopeuden ydinreaktioissa, että ne kompensoivat säteilyn energiahäviötä ytimen massan kertyessä. Näissä tähdissä massan ulosvirtaus on niin suuri, että se ei vain pysäytä molekyylipilven ulompien alueiden romahtamista, jotka eivät vielä ole tulleet osaksi tähteä, vaan päinvastoin sulattaa ne pois. Näin ollen muodostuneen tähden massa on huomattavasti pienempi kuin prototähtien pilven massa.

Pääsarja

Tähden lämpötila nousee, kunnes keskialueilla se saavuttaa arvot, jotka ovat riittävät käynnistämään lämpöydinreaktiot, joista tulee sitten tähden pääenergian lähde. Massiivisille tähdille ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) on vedyn "palaminen" hiilikierrossa; tähdille, joiden massa on yhtä suuri tai pienempi kuin Auringon massa, energiaa vapautuu protoni-protonireaktiossa. siirtyy tasapainovaiheeseen ja ottaa paikkansa Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssissä: suuressa tähdessä ytimen lämpötila on erittäin korkea ( T ≥ 3 × 107 K ), energian tuotanto on erittäin intensiivistä, - pääsekvenssissä se sijaitsee Auringon yläpuolella aikaisen ( O… A , (F )); pienimassaisessa tähdessä ytimen lämpötila on suhteellisen alhainen ( T ≤ 1,5 × 107 K ), energiantuotanto ei ole niin intensiivistä, - pääsekvenssissä se tapahtuu Auringon lähellä tai alapuolella myöhään (( F), G, K, M).

Se viettää pääsekvenssissä jopa 90 % luonnon olemassaololleen myöntämästä ajasta. Aika, jonka tähti viettää pääsarjavaiheessa, riippuu myös massasta. Kyllä, massalla M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O tai B on pääsekvenssivaiheessa noin 10 7 vuotta, kun taas punainen kääpiö K 5, jonka massa M ≈ 0,5 × M ⊙ on pääsekvenssivaiheessa noin 10 11 vuotta, eli aika, joka on verrattavissa Galaxyn ikään. Massiiviset kuumat tähdet siirtyvät nopeasti evoluution seuraaviin vaiheisiin, kylmät kääpiöt ovat pääsekvenssivaiheessa koko galaksin olemassaolon ajan. Voidaan olettaa, että punaiset kääpiöt ovat galaksin populaation päätyyppi.

Punainen jättiläinen (supergiant).

Vedyn nopea palaminen massiivisten tähtien keskialueilla johtaa heliumytimen ilmestymiseen niihin. Kun ytimessä on muutaman prosentin osa vedyn massasta, hiilen reaktio vedyn muuntamisessa heliumiksi pysähtyy melkein kokonaan. Ydin supistuu, mikä johtaa sen lämpötilan nousuun. Heliumytimen painovoiman supistumisen aiheuttaman lämpenemisen seurauksena vety "syttyy" ja energian vapautuminen alkaa ohuessa kerroksessa, joka sijaitsee tähden ja ytimen jatketun kuoren välissä. Kuori laajenee, tähden säde kasvaa, tehollinen lämpötila laskee ja kasvaa. "poistuu" pääsekvenssistä ja siirtyy seuraavaan evoluution vaiheeseen - punaisen jättiläisen vaiheeseen tai, jos tähden massa M > 10 × M⊙ , punaiseen superjättiläiseen vaiheeseen.

Lämpötilan ja tiheyden noustessa helium alkaa "palaa" ytimessä. klo T ~ 2 × 10 8 K ja r ~ 10 3 ¸ 10 4 g / cm 3 käynnistää lämpöydinreaktion, jota kutsutaan kolminkertaiseksi a -prosessi: kolmesta a -hiukkaset (heliumytimet 4 Hän ) muodostuu yksi stabiili hiiliydin 12 C. tähden ytimen massalla M< 1,4 × M ⊙ тройной a - prosessi johtaa energian vapautumisen räjähdysmäiseen luonteeseen - helium-salamaan, joka tietylle tähdelle voidaan toistaa monta kertaa.

Massiivisten tähtien keskialueilla, jotka ovat jättimäisessä tai superjättiläisessä vaiheessa, lämpötilan nousu johtaa hiili-, hiili-happi- ja happiytimien peräkkäiseen muodostumiseen. Hiilen palamisen jälkeen tapahtuu reaktioita, joiden seurauksena muodostuu raskaampaa kemiallisia alkuaineita, mahdollisesti rautaytimiä. Massiivisen tähden jatkokehitys voi johtaa kuoren sinkoutumiseen, tähden leimahdukseen novana tai sen seurauksena sellaisten esineiden muodostumiseen, jotka ovat tähtien evoluution viimeinen vaihe: valkoinen kääpiö, neutronitähti tai musta. reikä.

Evoluution viimeinen vaihe on kaikkien normaalien tähtien evoluution vaihe sen jälkeen, kun nämä ovat käyttäneet lämpöydinpolttoaineensa; lämpöydinreaktioiden lopettaminen tähden energialähteenä; tähden siirtyminen sen massasta riippuen valkoisen kääpiön tai mustan aukon vaiheeseen.

Valkoiset kääpiöt ovat viimeinen vaihe kaikkien normaalien M-massaisten tähtien kehityksessä< 3 ÷ 5 × M ⊙ lämpöydinpolttoaineen loppumisen jälkeen näillä mi. Punaisen jättiläisen (tai alajättiläisen) vaiheen ohitettuaan tällainen kuori irtoaa ja paljastaa ytimen, joka jäähtyessään muuttuu valkoiseksi kääpiöksi. Pieni säde (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) ja valkoinen tai sinivalkoinen (T b.c ~ 10 4 K) määritti tämän tähtitieteellisten esineiden luokan nimen. Valkoisen kääpiön massa on aina pienempi kuin 1,4×M⊙ - on todistettu, että valkoisia kääpiöitä, joilla on suuria massat, ei voi olla olemassa. Valkoisilla kääpiöillä on Auringon massaa verrattavissa oleva massa ja aurinkokunnan suurten planeettojen kokoja verrattavissa oleva massa, joten niiden keskimääräinen tiheys on valtava: ρ b.c ~ 10 6 g / cm 3, eli 1 cm 3:n paino valkoista kääpiöainetta painaa tonnin! Vapaan pudotuksen kiihtyvyys pinnalla g b.c ~ 10 8 cm / s 2 (vertaa kiihtyvyyteen maan pinnalla - g c ≈980 cm/s 2). Tällaisella tähden sisäalueille kohdistuvalla gravitaatiokuormituksella valkoisen kääpiön tasapainotila säilyy rappeutuneen kaasun (pääasiassa rappeutuneen elektronikaasun, koska ionisen komponentin osuus on pieni) paine. Muista, että kaasua kutsutaan degeneroituneeksi, jos hiukkasilla ei ole Maxwellin nopeusjakaumaa. Tällaisessa kaasussa tietyillä lämpötilan ja tiheyden arvoilla hiukkasten (elektronien) lukumäärä, joilla on mikä tahansa nopeus alueella v = 0 - v = v max, on sama. v max määräytyy kaasun tiheyden ja lämpötilan mukaan. Valkoisella kääpiömassalla M b.c > 1,4 × M ⊙ elektronien maksiminopeus kaasussa on verrattavissa valon nopeuteen, rappeutunut kaasu muuttuu relativistiseksi ja sen paine ei enää kestä gravitaatiopuristusta. Kääpiön säde pyrkii nollaan - "kutistuu" pisteeksi.

Valkoisten kääpiöiden ohuet, kuumat ilmakehät koostuvat joko vedystä, eikä ilmakehästä löydy käytännöllisesti katsoen muita alkuaineita; tai heliumista, kun taas ilmakehässä on satoja tuhansia kertoja vähemmän vetyä kuin tavallisten tähtien ilmakehissä. Spektrityypin mukaan valkoiset kääpiöt kuuluvat spektriluokkiin O, B, A, F. Valkoisten kääpiöiden "erottamiseksi" tavallisista tähdistä merkitään D-kirjain merkinnän (DOVII, DBVII jne.) eteen. D on ensimmäinen kirjain sisään Englanninkielinen sana Degeneroitunut - rappeutunut). Valkoisen kääpiön säteilylähde on lämpöenergian lähde, jonka valkoinen kääpiö vastaanotti ollessaan emotähden ydin. Monet valkoiset kääpiöt ovat perineet vanhemmiltaan vahvan magneettikentän, jonka voimakkuus H ~ 10 8 E. Valkoisten kääpiöiden lukumäärän uskotaan olevan noin 10 % galaksin tähtien kokonaismäärästä.

Kuvassa Kuvassa 15 on valokuva Siriuksesta - taivaan kirkkaimmasta tähdestä (α Iso koira; m v = -1 m,46; luokka A1V). Kuvassa näkyvä kiekko on seurausta valokuvaussäteilystä ja valon diffraktiosta kaukoputken linssissä, eli itse tähden kiekko ei ole ratkennut valokuvassa. Siriuksen valokuvalevyltä tulevat säteet ovat jälkiä valovirran aaltorintaman vääristymisestä kaukoputken optiikan elementeissä. Sirius sijaitsee 2,64 etäisyydellä Auringosta, Siriuksen valon saavuttaminen Maahan kestää 8,6 vuotta - se on siis yksi lähimpänä aurinkoa olevista tähdistä. Sirius on 2,2 kertaa Aurinkoa massiivisempi; hänen M v = +1 m ,43, eli naapurimme säteilee 23 kertaa enemmän energiaa kuin Aurinko.

Valokuvan ainutlaatuisuus piilee siinä, että yhdessä Siriuksen kuvan kanssa oli mahdollista saada kuva hänen satelliitistaan ​​- satelliitti "hehkuu" kirkkaalla pisteellä Siriuksen vasemmalla puolella. Sirius - teleskooppisesti: Sirius itse on merkitty kirjaimella A ja sen satelliitti kirjaimella B. Siriuksen näennäinen suuruus B m v \u003d +8 m,43, eli se on lähes 10 000 kertaa heikompi kuin Sirius A. Sirius B:n massa on lähes täsmälleen yhtä suuri kuin Auringon massa, säde on noin 0,01 Auringon säteestä, pintalämpötila on noin 12000K, mutta Sirius B säteilee 400 kertaa vähemmän kuin aurinko. Sirius B on tyypillinen valkoinen kääpiö. Lisäksi tämä on ensimmäinen valkoinen kääpiö, jonka Alven Clark löysi vuonna 1862 visuaalisen havainnoinnin aikana kaukoputken läpi.

Sirius A ja Sirius B kiertävät yhteistä 50 vuoden ajanjaksoa; komponenttien A ja B välinen etäisyys on vain 20 AU.

V. M. Lipunovin osuvan huomautuksen mukaan "ne "kypsyvät" massiivisten tähtien sisällä (joiden massa on yli 10×M⊙ )". Neutronitähdeksi kehittyvien tähtien ytimillä on 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; sen jälkeen kun lämpöydinreaktioiden lähteet loppuvat ja emoyhtiö irrottaa merkittävän osan aineesta välähdyksellä, näistä ytimistä tulee itsenäisiä tähtimaailman kohteita, joilla on hyvin erityisiä ominaisuuksia. Emotähden ytimen puristuminen pysähtyy tiheyteen, joka on verrattavissa ydintähden (ρ n. h ~ 10 14 h 10 15 g/cm3). Tällaisella massalla ja tiheydellä vain syntyneen 10:n säde koostuu kolmesta kerroksesta. Ulkokerroksen (tai ulkokuoren) muodostaa kidehila atomiytimet rautaa ( Fe ) mahdollisesti pienten muiden metallien atomiytimien seoksen kanssa; ulkokuoren paksuus on vain noin 600 m säteellä 10 km. Ulkokuoren alla on toinen sisäinen kova kuori, joka koostuu rautaatomeista ( Fe ), mutta nämä atomit ovat ylirikastettuja neutroneilla. Tämän kuoren paksuus≈ 2 km. Sisäkuori rajoittuu nestemäisen neutroniytimeen, jonka fysikaaliset prosessit määräytyvät neutroninesteen merkittävien ominaisuuksien - superfluiditeetin ja vapaiden elektronien ja protonien läsnä ollessa - suprajohtavuuden perusteella. On mahdollista, että aivan keskellä aine voi sisältää mesoneja ja hyperoneja.

Ne pyörivät nopeasti akselin ympäri - yhdestä sataan kierrokseen sekunnissa. Tällainen pyöriminen magneettikentän läsnä ollessa ( H ~ 10 13 h 10 15 Oe) johtaa usein havaittuun tähden säteilyn pulsaatiovaikutukseen sähkömagneettisten aaltojen eri alueilla. Näimme yhden näistä pulsareista rapu-sumun sisällä.

Kokonaismäärä pyörimisnopeus on jo riittämätön hiukkasten irtoamiseen, joten tämä ei voi olla radiopulsari. Se on kuitenkin edelleen suuri ja vangittu magneettikenttä ympäröivä neutronitähti ei voi pudota, eli aineen kertymistä ei tapahdu.

Accretor (röntgenpulsar). Pyörimisnopeus pienenee niin paljon, että nyt mikään ei estä ainetta putoamasta tällaisen neutronitähden päälle. Plasma putoaa magneettikentän linjoja pitkin ja osuu kiinteään pintaan napojen alueella kuumeneen jopa kymmeniin miljooniin asteisiin. Näin korkeisiin lämpötiloihin kuumennettu aine hehkuu röntgenalueella. Alue, jolla putoava aine pysähtyy tähden pinnan kanssa, on hyvin pieni - vain noin 100 metriä. Tämä kuuma piste, tähden pyörimisen vuoksi, katoaa ajoittain näkyvistä, minkä havainnoija näkee pulsaatioina. Tällaisia ​​kohteita kutsutaan röntgenpulsareiksi.

Georotaattori. Tällaisten neutronitähtien pyörimisnopeus on alhainen, eikä se estä lisääntymistä. Mutta magnetosfäärin mitat ovat sellaiset, että magneettikenttä pysäyttää plasman ennen kuin painovoima vangitsee sen.

Jos se on läheisen binäärijärjestelmän komponentti, tapahtuu aineen "siirto" normaalista tähdestä (toinen komponentti) neutronitähteeseen. Massa voi ylittää kriittisen (M > 3×M⊙ ), tähden painovoiman vakaus rikotaan, mikään ei voi vastustaa gravitaatiosupistumista ja "jättää" sen painovoimasäteen alle

r g = 2 × G × M/c 2, (40)

muuttumassa mustaksi aukoksi. Yllä olevassa kaavassa r g: M on tähden massa, c on valon nopeus, G on gravitaatiovakio.

Musta aukko on esine, jonka gravitaatiokenttä on niin suuri, ettei hiukkanen, fotoni tai mikään materiaalikappale voi saavuttaa toista kosmista nopeutta ja paeta avaruuteen.

Musta aukko on yksittäinen esine siinä mielessä, että sen sisällä olevien fyysisten prosessien virtauksen luonne on edelleen käsittämätön teoreettiselle kuvaukselle. Mustien aukkojen olemassaolo seuraa teoreettisista pohdinnoista, todellisuudessa ne voivat sijaita pallomaisten klustereiden, kvasaarien, jättiläisgalaksien keskialueilla, mukaan lukien galaksimme keskipiste.

AIHE #5. KAIKKEUS

Käsitteet

Plasma, tähti, punainen jättiläinen, valkoinen kääpiö, neutronitähti, "musta aukko", galaksi, metagalaksi, "punainen spektrisiirto", parsek, kvasaari.

Tiedemiehet

William Herschel, Robert Julius Trumpler, Edwin Hubble, Albert Einstein, Vesto Slifer, Christian Doppler, Georgy Antonovich Gamov, Arno Penzias, Robert Wilson.

Kysymyksiä

1. Tähtien syntymä ja kehitys.

2. Galaksit.

3. Laajenevan universumin malli.

4. Alkuräjähdysteoria.

TÄHIEN SYNTYMÄ JA EVOLUUTIO

Tähti - plasmapallo

Näyttää siltä, ​​että taivaalla on käsittämätön määrä tähtiä. Itse asiassa paljaalla silmällä, terävimmällä näkemällä pimeimpänä yönä, voit nähdä enintään 3 000 tähteä ja molemmilla pallonpuoliskoilla enintään 6 000. Satojen havaintojen aikana tähtitieteilijät ovat luetteloineet noin miljoona tähteä .

Ymmärtääkseen, mikä tähti on, on muistettava, mitä aineen tiloja on olemassa. Tunnetun kiinteän, nestemäisen ja kaasumaisen aineen lisäksi aine voi olla myös plasmatilassa, kun ioneja on paljon. Ioni on varautunut atomi. Jos atomin ulkokuoressa on ylimäärä tai puute elektroneja, siitä tulee ioni, vastaavasti positiivinen tai negatiivinen. Eli ioni on sähköisesti varautunut atomi. Jos kaasu sisältää merkittävän osan ioneista, sitä kutsutaan plasmaksi.

Plasma on ionisoitua kaasua, ts. kaasu, jossa positiiviset ionit ja elektronit neutraloivat toisiaan keskimäärin.

Tähti on plasmapallo.

Tähtien energian lähteet

Miljardien vuosien ajan tähdet vapauttavat valtavan määrän energiaa ympäröivään avaruuteen. Nykyaikainen fysiikka nimeää kaksi mahdollista lähdettä - gravitaatiopuristus ja lämpöydinreaktiot.

Ymmärtääksesi, kuinka painovoima vaikuttaa tähtiin, kuvittele esimerkiksi lyijypallo, jota pidämme korkeudella H lyijylaatan pinnan yläpuolella. Painovoima vaikuttaa siihen Maan puolelta. Pallossa on energiaa, jota fysiikassa kutsutaan potentiaaliksi, toisin sanoen varastoituksi. alkaen tunnetun kaavan mukaan koulun kurssi fysiikka, se on

missä E p on potentiaalienergia, m on pallon massa, g on vapaan pudotuksen kiihtyvyys. Tarkemmin sanottuna se ilmaisee kahden kappaleen - pallon ja maan - keskinäisen energian arvon. Jos vapautamme pallon käsistämme, se alkaa pudota, etäisyys levyyn pienenee ja sen seurauksena sen potentiaalienergia pienenee. Mutta se nopeutuu, mikä tarkoittaa, että se lisää kineettistä energiaansa, toisin sanoen liikkeen energiaa. Tässä tapauksessa potentiaalisen ja kineettisen energian summa - "Maapallo" -järjestelmän mekaaninen kokonaisenergia - säilyy. Tämän todistaa mekaniikan tärkein laki - kokonaismekaanisen energian säilymislaki.

Kun pallo putoaa lautaselle, se ei lennä ylös, vaan litistyy jonkin verran. Mutta minne mekaaninen kokonaisenergia katosi? Se ei kadonnut, vaan siirtyi toisen tyyppiseksi energiaksi - sisäiseksi energiaksi (joskus sitä kutsutaan epätarkasti termiseksi). Sekä pallo että lyijylevyn kohta, johon se osui, kuumenevat hieman. Siten painovoima toi pallon ja levyn lähemmäksi toisiaan ja lämmitti niitä.

Tähtien syntymä

Kuvitellaanpa ulkoavaruuden avaruudessa valtava pöly- ja kaasupilvi, esimerkiksi monta kertaa suurempi kuin aurinkokunta. Gravitaatiovoimien vaikutuksesta pöly- ja kaasuhiukkaset paksuuntuvat ja kuumenevat. Kant kuvasi samanlaisen prosessin sumuhypoteesissaan. Pilvi voi paksuuntua ja lämmetä miljoonia vuosia. Kun lämpötila sen sisällä saavuttaa luokkaa 10 miljoonaa K, reaktiot alkavat lämpöydinfuusio. Yleisin niistä on luultavasti vetyatomin ytimien fuusioreaktio heliumatomin ytimien muodostumisen kanssa. Sen alku tarkoittaa uuden tähden syntymää. Tämä on yksi tähtien alkuperän malleista. Siten painovoiman supistuminen "käynnistää" lämpöydinreaktion.

Tähtien evoluutio

Gravitaatiosupistuminen on tähden evoluution ensimmäinen vaihe. Tämän seurauksena tähden keskiosa kuumennetaan noin 10–15 miljoonan K lämpötilaan ennen lämpöydinfuusioreaktion alkamista. Siihen liittyy valikoima suuri numero energiaa.

Nuoret tähdet ovat painovoiman alkusupistumisen vaiheessa. Ne hehkuvat, koska hiukkasten vuorovaikutuksen potentiaalinen energia muuttuu sisäiseksi.

Tähtien evoluutioprosessi on kahden voimakkaan voiman vastakkainasettelu. Vuorovaikutuksen painovoimat tähden eri alueiden välillä pyrkivät puristamaan sitä, koska nämä ovat houkuttelevia voimia. Sisäinen paine estää tämän puristumisen. Se koostuu vähintään kolmesta osasta. Ensinnäkin se on kaasun paine. Jos esimerkiksi puristat kumipalloa käsilläsi, voit tuntea sisällä olevan ilman paineen. Toiseksi valon paine. (Muista auringonsäteiden paine komeetan pyrstössä). Kolmanneksi lämpöydinreaktioiden lentävistä fragmenteista aiheutuva paine. Ydinfuusion aikana niistä vapautuu neutroneja. Myös niiden virtaukset aiheuttavat painetta. (Muista, mikä on kaasun paine. Sen molekyylit törmäävät astian seinämiin. Niiden yhteisvaikutus on kaasun paine). Lämpöydinpommin räjähdys aiheuttaa aallon, jolla on valtava tuhovoima. Termoydinpommit räjähtävät tähden sisällä joka sekunti. Mutta heidän toimintaansa hillitsee mahtava painovoimat. Hämmästyttävää kyllä, kahden yhtäläisen voiman - sisäisen kokonaispaineen ja painovoiman - kaksintaistelu kestää miljardeja vuosia.

punaisia ​​jättiläisiä

Koska fuusioreaktio tapahtuu Auringon keskialueella, vedyn muuttuessa heliumiksi, muodostuu siihen jatkuvasti kasvava heliumydin. Termoydinreaktiot jatkuvat, mutta ohuena kerroksena lähellä tämän ytimen pintaa ja siirtyvät vähitellen tähden kehälle. Kuori turpoaa valtavasti, ulkoinen lämpötila laskee ja tähti siirtyy punaisen jättiläisen vaiheeseen - se astuu elämänsä viimeiseen vaiheeseen. Tähden aine katoaa, sinkoutuu tähtienväliseen avaruuteen. Vain kymmenestä sataantuhanteen vuoteen punaisesta jättiläisestä on jäljellä vain heliumin keskusydin.

Tähtien evoluution viimeinen vaihe

Mikään ei ole ikuista aineellisessa maailmassa. Ei ole väliä kuinka suuri vedyn tarjonta tähden sisällä, mutta se ei ole ääretön. Muutaman miljardin vuoden kuluttua kaikki vety muuttuu heliumiksi fuusioreaktiossa.

Lopulta kaikki jäljellä oleva vety muuttuu heliumiksi ja lämpöydinreaktiot lakkaavat. Sitten tähden sisäinen paine heikkenee merkittävästi, koska se ei enää sisällä voimakasta komponenttia - lämpöydinreaktion aikana vapautuvien hiukkasten, pääasiassa neutronien, vaikutusta. Toisin sanoen lämpöydinpommien räjähdykset pysähtyvät tähden sisällä. Tietenkin tämä johtaa sisäisen paineen laskuun.

Silloin aiempi vastakkaisten voimien tasapaino häiriintyy. Gravitaatiovoimat saavat yliotteen sisäisen paineen voimista, ja tämä prosessi kasvaa kuin lumipallo. Jotta se olisi helpompi ymmärtää, käännytään yleisen gravitaatiolain puoleen:

Erityistapauksessamme F on vuorovaikutusvoima tähden vastakkaisten alueiden välillä, jotka puristavat sitä, G on gravitaatiovakio (se on muuttumaton), m on aineen massa näillä alueilla, R on näiden alueiden välinen etäisyys, ja se ei ylitä tähden halkaisijaa. Koska painovoimat puristavat tähteä, tämä johtaa R:n arvon pienenemiseen. Tämä arvo on nimittäjässä, ja nimittäjän pienentyessä murto-osa kasvaa, lisäksi R on toisessa potenssissa. Kasvava murto-osa, ts. voima F, puristaa tähteä vielä enemmän, mikä johtaa sen koon R pienenemiseen ja vastaavasti voiman F kasvuun. Ja niin edelleen. Muutamassa kymmenessä sekunnissa tähden ydin puristuu. Tätä prosessia kutsutaan painovoiman romahtamiseksi, mikä tarkoittaa gravitaatiokatastrofia.

Tähden tuleva kohtalo riippuu ensisijaisesti sen massasta. Todennäköisimpiä ovat kolme muunnelmaa tähtien evoluution viimeisestä vaiheesta - valkoiset kääpiöt, neutronitähdet ja "mustat aukot".

valkoiset kääpiöt

Jos tähden massa on noin 1,4 auringon massaa tai vähemmän, se siirtyy tilaan, jota kutsutaan valkoiseksi kääpiöksi. Miksi valkoinen? Koska tähti on erittäin kirkas. Miksi kääpiö? Koska tähti kutistuu jyrkästi ja sen seurauksena sen tiheys kasvaa. Kuvittelemme aurinkoa, joka on kutistunut Maan kokoiseksi. Tällaisen tähden tiheys olisi miljardeja kertoja suurempi kuin veden tiheys. Valkoisen kääpiön aines on erittäin tiheä ionisoitunut kaasu. Se koostuu atomiytimistä ja yksittäisistä elektroneista. Tällaista kaasua kutsutaan rappeutuneeksi.

Valkoinen kääpiö jäähtyy hitaasti. Sen kuori työntyy vähitellen avaruuteen. Nuoria valkoisia kääpiöitä ympäröivät kuoren jäänteet, jotka muistuttavat valkoisen pisteen ympärillä olevaa rengasta. Tällaisia ​​muodostumia kutsutaan planetaarismuiksi.

Termoydinreaktioita ei tapahdu valkoisten kääpiöiden syvyyksissä. Ne voivat virrata vain ilmakehässään, johon tähtienvälisestä väliaineesta tuleva vety tunkeutuu. Valkoiset kääpiöt loistavat valtavien reservien ansiosta sisäinen energia. Ne jäähtyvät satoja miljoonia vuosia. Kun valkoinen kääpiö jäähtyy, sen väri muuttuu valkoisesta keltaiseksi ja sitten punaiseksi. Lopulta se muuttuu mustaksi kääpiöksi - kuolleeksi kylmäksi tähdeksi.

Auringon kohtalo

Tällä hetkellä ydinreaktio vedyn muuntamiseksi heliumiksi tapahtuu edelleen aurinkomme syvyyksissä. Asiantuntijoiden mukaan sen painovoiman romahdus tulee aikaisintaan 5 miljardin vuoden kuluttua. Aurinko laajenee ja muuttuu punaiseksi jättiläiseksi. Sen ulkokuori saavuttaa Merkuriuksen tai kenties Venuksen kiertoradan. Maan valtameret haihtuvat, ja siitä itsestään jää hiiltyneitä kiviä.

neutronitähdet

Jos painovoiman romahtamisen tilan saavuttaneen tähden massa ylittää Auringon massan yli 1,4 kertaa, se muuttuu neutronitähdeksi. Hyvin yksinkertaisella tavalla voidaan kuvitella, että gravitaatiovoimat ovat niin suuria, että ne ikään kuin "puristavat" negatiivisesti varautuneita elektroneja positiivisesti varautuneiksi protoneiksi, ja seurauksena muodostuu neutraaleja hiukkasia - neutroneja. Joten neutronitähti koostuu enimmäkseen neutroneista. Herää kysymys, kumpi tähti on tiheämpi, tiheämmin pakattu, valkoinen kääpiö vai neutronitähti? Muista, että valkoinen kääpiö sisältää positiivisesti varautuneita protoneja. Samankaltaiset hiukkaset hylkivät toisiaan. Siksi valkoisen kääpiön puristamiseksi gravitaatiovoimien on voitettava protonien sähköinen hylkiminen. Päinvastoin, neutronitähti koostuu neutroneista - hiukkasista, joita ei ole sähkövaraus joiden välillä ei ole sähköistä hylkimistä. Siksi gravitaatiovoimat pystyvät puristamaan neutronitähden tiheämpään tilaan kuin valkoinen kääpiö. Neutronitähden tiheys on jopa suurempi kuin atomiytimien tiheys - 10 15 g/cm 3 . Sen lämpötila on noin miljardi astetta.

Mustat aukot

Jos romahtavan tähden massa, ts. painovoiman romahtamisen tilassa oleva tähti ylittää 2 - 3 auringon massaa, sitten se muuttuu "mustaksi aukoksi". Selvitetään, miksi se on musta ja miksi se on reikä?

Maan päällä mikä tahansa ylös heitetty ruumis joutuu toiminnan alle painovoima. Jos jokin keho saavuttaa nopeuden 7,9 km / s, siitä tulee maan keinotekoinen satelliitti. Tätä nopeutta kutsutaan ensimmäiseksi kosmiseksi nopeudeksi. Jos tämä arvo ylittyy, keho jättää Maan painovoiman rajat ja pystyy siirtymään pois siitä. "Mustalla aukolla" on niin voimakas painovoima, että edes valon nopeus - 300 000 km / s ei riitä sen voittamiseksi. "Musta aukko" ei paista, siksi sitä kutsutaan niin.

SISÄÄN yleinen teoria Suhteellisuusteorian gravitaatio selittyy avaruuden kaarevalla. Harkitse painovoiman ja kumilevyn välistä analogiaa. Mitä suurempi kappaleen, esimerkiksi pallon, massa on, sitä suurempi painauma se muodostaa kumissa. Valtavan massan pallo muodostaa niin suuren syvennyksen, että se muistuttaa suppiloa tai reikää. Kuvaannollisesti sanottuna "musta aukko" luo avaruuteen niin syvän suppilon, että kaikki siitä suurilla etäisyyksillä oleva aine imeytyy siihen.