Universum on pidevalt muutuv makrokosmos, kus iga objekt, aine või aine on teisenemise ja muutumise seisundis. Need protsessid kestavad miljardeid aastaid. Inimese eluea pikkusega võrreldes on see arusaamatu ajavahemik tohutu. Kosmilises mastaabis on need muutused üsna põgusad. Tähed, mida me praegu öötaevas näeme, olid samad tuhandeid aastaid tagasi, kui Egiptuse vaaraod võisid neid näha, kuid tegelikult ei peatunud kogu selle aja taevakehade füüsiliste omaduste muutumine hetkekski. Tähed sünnivad, elavad ja kindlasti vananevad – tähtede areng jätkub nagu ikka.

Suure Ursa tähtkuju tähtede asukoht erinevatel ajalooperioodidel vahemikus 100 000 aastat tagasi - meie aeg ja pärast 100 tuhat aastat

Tähtede evolutsiooni tõlgendamine tavainimese vaatevinklist

Tavainimese jaoks tundub ruum rahuliku ja vaikuse maailm. Tegelikult on Universum hiiglaslik füüsikaline labor, kus toimuvad tohutud transformatsioonid, mille käigus muutuvad tähtede keemiline koostis, füüsikalised omadused ja struktuur. Tähe eluiga kestab nii kaua, kuni ta särab ja soojust eraldab. Selline särav olek ei kesta aga igavesti. Heledale sünnile järgneb täheküpsuse periood, mis paratamatult lõpeb taevakeha vananemise ja surmaga.

Prototähe teke gaasi- ja tolmupilvest 5-7 miljardit aastat tagasi

Kogu meie tänane teave tähtede kohta mahub teaduse raamidesse. Termodünaamika annab meile selgituse hüdrostaatilise ja termilise tasakaalu protsesside kohta, milles täheaine paikneb. Tuuma- ja kvantfüüsika võimaldavad meil mõista keerulist tuumasünteesi protsessi, mis võimaldab tähel eksisteerida, kiirgades soojust ja andes ümbritsevale ruumile valgust. Tähe sünnil moodustub hüdrostaatiline ja termiline tasakaal, mida säilitavad tema enda energiaallikad. Hiilgava tähekarjääri lõpus on see tasakaal häiritud. Algab rida pöördumatuid protsesse, mille tulemuseks on tähe hävimine või kollaps – suurejooneline taevakeha kohese ja hiilgava surma protsess.

Supernoova plahvatus on universumi algusaastatel sündinud tähe elu särav finaal.

Tähtede füüsikaliste omaduste muutused on tingitud nende massist. Objektide evolutsiooni kiirust mõjutavad nende keemiline koostis ja teatud määral ka olemasolevad astrofüüsikalised parameetrid - pöörlemiskiirus ja magnetvälja seisund. Sellest, kuidas kõik tegelikult toimub, ei saa kirjeldatud protsesside tohutu kestuse tõttu rääkida. Evolutsiooni kiirus ja teisenemise etapid sõltuvad tähe sünniajast ja selle asukohast Universumis sünnihetkel.

Tähtede areng teaduslikust vaatenurgast

Iga täht sünnib külmast tähtedevahelisest gaasist, mis väliste ja sisemiste gravitatsioonijõudude mõjul surutakse kokku gaasipalli olekusse. Gaasilise aine kokkusurumisprotsess ei peatu hetkekski, millega kaasneb kolossaalne soojusenergia vabanemine. Uue moodustise temperatuur tõuseb kuni termotuumasünteesi alguseni. Sellest hetkest alates täheaine kokkusurumine peatub ning saavutatakse tasakaal objekti hüdrostaatilise ja termilise oleku vahel. Universum on täienenud uue täisväärtusliku tähega.

Tähtede peamine kütus on käivitatud termotuumareaktsiooni tulemusena vesinikuaatom.

Tähtede evolutsioonis on nende soojusenergia allikad üliolulised. Tähe pinnalt kosmosesse pääsev kiirgus- ja soojusenergia täieneb taevakeha sisemiste kihtide jahutamisega. Pidevalt toimuvad termotuumareaktsioonid ja gravitatsiooniline kokkusurumine tähe soolestikus korvavad kaotuse. Kuni tähe sisikonnas on piisavalt tuumakütust, helendab täht ereda valgusega ja kiirgab soojust. Niipea, kui termotuumasünteesi protsess aeglustub või täielikult peatub, aktiveerub tähe sisemise kokkusurumise mehhanism, et säilitada termiline ja termodünaamiline tasakaal. Selles etapis kiirgab objekt juba soojusenergiat, mis on nähtav ainult infrapunapiirkonnas.

Kirjeldatud protsesside põhjal võime järeldada, et tähtede evolutsioon kujutab endast järjekindlat muutust tähtede energiaallikates. Kaasaegses astrofüüsikas saab tähtede muundumisprotsesse korraldada vastavalt kolmele skaalale:

• tuuma ajaskaala;
• tähe eluea termiline periood;
• valgusti eluea dünaamiline segment (lõplik).

Igal üksikjuhul võetakse arvesse protsesse, mis määravad tähe vanuse, füüsikalised omadused ja objekti surma tüübi. Tuuma ajaskaala on huvitav seni, kuni objekt saab toite oma soojusallikatest ja kiirgab energiat, mis on tuumareaktsioonide tulemus. Selle etapi kestust hinnatakse termotuumasünteesi käigus heeliumiks muunduva vesiniku koguse määramisega. Mida suurem on tähe mass, seda suurem on tuumareaktsioonide intensiivsus ja vastavalt ka objekti heledus.

Erinevate tähtede suurused ja massid, alates superhiiglasest kuni punase kääbuseni

Termiline ajaskaala määrab evolutsiooni etapi, mille jooksul täht kulutab kogu oma soojusenergia. See protsess algab hetkest, mil viimased vesinikuvarud on ära kasutatud ja tuumareaktsioonid peatuvad. Objekti tasakaalu säilitamiseks käivitatakse tihendusprotsess. Täheaine langeb keskpunkti poole. Sel juhul muundatakse kineetiline energia soojusenergiaks, mis kulub tähe sees vajaliku temperatuuritasakaalu säilitamiseks. Osa energiast pääseb kosmosesse.

Arvestades asjaolu, et tähtede heleduse määrab nende mass, ei muutu objekti kokkusurumise hetkel selle heledus ruumis.

Täht on teel põhijadasse

Tähtede teke toimub dünaamilise ajaskaala järgi. Tähegaas langeb vabalt sissepoole keskpunkti suunas, suurendades tihedust ja rõhku tulevase objekti soolestikus. Mida suurem on tihedus gaasipalli keskel, seda kõrgem on temperatuur objekti sees. Sellest hetkest alates saab soojusest taevakeha põhienergia. Mida suurem on tihedus ja kõrgem temperatuur, seda suurem on rõhk tulevase tähe sügavuses. Molekulide ja aatomite vabalangemine peatub ning tähegaasi kokkusurumise protsess peatub. Seda objekti olekut nimetatakse tavaliselt prototäheks. Objekt koosneb 90% molekulaarsest vesinikust. Kui temperatuur jõuab 1800 K-ni, läheb vesinik aatomi olekusse. Lagunemisprotsessi käigus kulub energiat ja temperatuuri tõus aeglustub.

Universum koosneb 75% ulatuses molekulaarsest vesinikust, mis prototähtede moodustumisel muutub aatomvesinikuks – tähe tuumakütuseks

Selles olekus rõhk gaasikuuli sees väheneb, andes seeläbi survejõule vabaduse. Seda järjestust korratakse iga kord, kui kõigepealt ioniseeritakse kogu vesinik ja seejärel heelium. Temperatuuril 10⁵ K gaas täielikult ioniseerub, tähe kokkusurumine peatub ja tekib objekti hüdrostaatiline tasakaal. Tähe edasine areng toimub vastavalt termilisele ajaskaalale, palju aeglasemalt ja ühtlasemalt.

Prototähe raadius on moodustumise algusest alates 100 AU-lt vähenenud. kuni ¼ a.u. Objekt asub gaasipilve keskel. Tähegaasipilve välispiirkondadest osakeste kogunemise tulemusena tähe mass pidevalt suureneb. Järelikult tõuseb objekti sees temperatuur, mis kaasneb konvektsiooni protsessiga - energia ülekandmisega tähe sisemistest kihtidest selle välisserva. Seejärel, temperatuuri tõustes taevakeha sisemuses, asendub konvektsioon kiirgusülekandega, mis liigub tähe pinna poole. Sel hetkel suureneb objekti heledus kiiresti ja tõuseb ka tähekuuli pinnakihtide temperatuur.

Konvektsiooniprotsessid ja kiirgusülekanne vastloodud tähes enne termotuumasünteesi reaktsioonide algust

Näiteks tähtede puhul, mille mass on identne meie Päikese massiga, toimub prototähepilve kokkusurumine vaid mõnesaja aastaga. Mis puutub objekti kujunemise lõppfaasi, siis täheaine kondenseerumine on venitatud juba miljoneid aastaid. Päike liigub üsna kiiresti põhijada poole ja see teekond võtab aega sadu miljoneid või miljardeid aastaid. Teisisõnu, mida suurem on tähe mass, seda pikem on täisväärtusliku tähe moodustamiseks kuluv aeg. 15 M massiga täht liigub mööda teed põhijadani palju kauem - umbes 60 tuhat aastat.

Põhijärjestuse faas

Hoolimata asjaolust, et osa termotuumasünteesi reaktsioone saab alguse madalamal temperatuuril, algab vesiniku põlemise põhifaas 4 miljoni kraadi juures. Sellest hetkest algab põhijärjestuse faas. Mängu tuleb uus täheenergia taastootmise vorm – tuumaenergia. Objekti kokkusurumisel vabanev kineetiline energia kaob taustale. Saavutatud tasakaal tagab põhijada algfaasi sattuvale tähele pika ja vaikse eluea.

Vesinikuaatomite lõhustumine ja lagunemine tähe sisemuses toimuva termotuumareaktsiooni käigus

Sellest hetkest alates on tähe elu jälgimine selgelt seotud põhijada faasiga, mis on taevakehade evolutsiooni oluline osa. Just selles etapis on ainus täheenergia allikas vesiniku põlemise tulemus. Objekt on tasakaaluseisundis. Tuumakütuse tarbimisel muutub ainult objekti keemiline koostis. Päikese viibimine põhijada faasis kestab ligikaudu 10 miljardit aastat. Just nii kaua kulub meie põlistähel kogu oma vesinikuvaru ära kulutamiseks. Mis puutub massiivsetesse tähtedesse, siis nende areng toimub kiiremini. Rohkem energiat kiirgades püsib massiivne täht põhijada faasis vaid 10-20 miljonit aastat.

Vähemmassiivsed tähed põlevad öötaevas palju kauem. Seega jääb 0,25 M massiga täht põhijada faasi kümneteks miljarditeks aastateks.

Hertzsprung-Russelli diagramm, mis hindab seost tähtede spektri ja nende heleduse vahel. Diagrammi punktid on teadaolevate tähtede asukohad. Nooled näitavad tähtede nihkumist põhijärjestusest hiiglasliku ja valge kääbuse faasi.

Tähtede evolutsiooni ette kujutamiseks vaadake lihtsalt diagrammi, mis iseloomustab taevakeha liikumisteed põhijärjestuses. Graafiku ülemine osa paistab objektidest vähem küllastunud, kuna sinna on koondunud massiivsed tähed. Seda asukohta seletatakse nende lühikese elutsükliga. Tänapäeval tuntud tähtedest on mõne mass 70M. Objektid, mille mass ületab ülempiiri 100M, ei pruugi üldse tekkida.

Taevakehadel, mille mass on alla 0,08 M, puudub võimalus ületada termotuumasünteesi alguseks vajalik kriitiline mass ja jääda külmaks kogu elu. Väiksemad prototähed varisevad kokku ja moodustavad planeedilaadsed kääbused.

Planeetitaoline pruun kääbus võrreldes tavalise tähega (meie Päike) ja planeediga Jupiter

Jada allosas on kontsentreeritud objektid, kus domineerivad tähed, mille mass on võrdne meie Päikese massiga ja veidi rohkem. Põhijada ülemise ja alumise osa mõtteliseks piiriks on objektid, mille mass on –1,5M.

Tähtede evolutsiooni järgnevad etapid

Tähe oleku kujunemise kõik võimalused on määratud selle massi ja ajapikkusega, mille jooksul täheaine muundumine toimub. Universum on aga mitmetahuline ja keeruline mehhanism, mistõttu tähtede areng võib kulgeda teisi teid pidi.

Põhijada mööda reisides on tähel, mille mass on ligikaudu võrdne Päikese massiga, kolm peamist marsruudivalikut:

1. elage rahulikult oma elu ja puhake rahulikult Universumi avarustes;
2. siseneda punase hiiglase faasi ja aeglaselt vananeda;
3. minge valgete kääbuste kategooriasse, plahvatage supernoovana ja muutuge neutrontäheks.

Prototähtede evolutsiooni võimalikud variandid olenevalt ajast, objektide keemilisest koostisest ja massist

Pärast põhijada algab hiiglaslik faas. Selleks ajaks on tähe soolestikus olevad vesinikuvarud täielikult ammendatud, objekti keskne piirkond on heeliumi tuum ja termotuumareaktsioonid nihkuvad objekti pinnale. Termotuumasünteesi mõjul kest paisub, kuid heeliumi tuuma mass suureneb. Tavalisest tähest saab punane hiiglane.

Hiiglaslik faas ja selle omadused

Madala massiga tähtedes muutub tuuma tihedus kolossaalseks, muutes täheaine degenereerunud relativistlikuks gaasiks. Kui tähe mass on veidi üle 0,26 M, viib rõhu ja temperatuuri tõus heeliumi sünteesi alguseni, mis hõlmab kogu objekti keskosa. Sellest hetkest alates tõuseb tähe temperatuur kiiresti. Protsessi põhijooneks on see, et degenereerunud gaasil ei ole paisumisvõimet. Kõrge temperatuuri mõjul suureneb ainult heeliumi lõhustumise kiirus, millega kaasneb plahvatuslik reaktsioon. Sellistel hetkedel võime jälgida heeliumi sähvatust. Objekti heledus suureneb sadu kordi, kuid tähe agoonia jätkub. Täht läheb üle uude olekusse, kus kõik termodünaamilised protsessid toimuvad heeliumi tuumas ja tühjenenud väliskestas.

Päikese tüüpi põhijärjestuse tähe ja isotermilise heeliumi tuuma ja kihilise nukleosünteesi tsooniga punase hiiglase struktuur

See seisund on ajutine ja ebastabiilne. Täheaine seguneb pidevalt ja märkimisväärne osa sellest paiskub ümbritsevasse ruumi, moodustades planetaarse udukogu. Keskmesse jääb kuum tuum, mida nimetatakse valgeks kääbuseks.

Suure massiga tähtede puhul ei ole ülalloetletud protsessid nii katastroofilised. Heeliumi põlemine asendub süsiniku ja räni tuuma lõhustumise reaktsiooniga. Lõpuks muutub tähe tuum täherauaks. Hiiglasliku faasi määrab tähe mass. Mida suurem on objekti mass, seda madalam on temperatuur selle keskmes. Sellest ilmselgelt ei piisa süsiniku ja muude elementide tuumalõhustumise reaktsiooni käivitamiseks.

Valge kääbuse saatus – neutrontäht või must auk

Valge kääbuse olekus on objekt äärmiselt ebastabiilses olekus. Peatatud tuumareaktsioonid põhjustavad rõhu langust, tuum läheb kokkuvarisemise olekusse. Sel juhul vabanev energia kulub raua lagunemisele heeliumi aatomiteks, mis laguneb edasi prootoniteks ja neutroniteks. Jooksuprotsess areneb suure kiirusega. Tähe kokkuvarisemine iseloomustab skaala dünaamilist segmenti ja võtab ajas murdosa sekundist. Tuumakütuse jääkide põlemine toimub plahvatuslikult, vabastades sekundi murdosa jooksul kolossaalsel hulgal energiat. Sellest piisab objekti ülemiste kihtide õhkimiseks. Valge kääbuse viimane etapp on supernoova plahvatus.

Tähe tuum hakkab kokku kukkuma (vasakul). Kokkuvarisemine moodustab neutronitähe ja tekitab energiavoo tähe väliskihtidesse (keskmesse). Energia, mis vabaneb tähe välimiste kihtide vabanemisel supernoova plahvatuse ajal (paremal).

Ülejäänud ülitihe tuum on prootonite ja elektronide kobar, mis põrkuvad üksteisega neutronite moodustamiseks. Universum on täienenud uue objektiga – neutrontähega. Suure tiheduse tõttu tuum degenereerub ja südamiku kokkuvarisemise protsess peatub. Kui tähe mass oleks piisavalt suur, võiks kollaps jätkuda, kuni allesjäänud täheaine lõpuks objekti keskmesse kukkus, moodustades musta augu.

Tähtede evolutsiooni viimase osa selgitamine

Normaalsete tasakaalutähtede puhul on kirjeldatud evolutsiooniprotsessid ebatõenäolised. Valgete kääbuste ja neutrontähtede olemasolu tõestab aga täheaine kokkusurumisprotsesside tegelikku olemasolu. Selliste objektide väike arv Universumis viitab nende olemasolu mööduvusele. Tähtede evolutsiooni viimast etappi võib kujutada kahte tüüpi järjestikuse ahelana:

• tavaline täht - punane hiiglane - väliskihtide varisemine - valge kääbus;
• massiivne täht – punane superhiiglane – supernoova plahvatus – neutrontäht või must auk – tühisus.

Tähtede evolutsiooni skeem. Valikud tähtede elu jätkamiseks väljaspool põhijada.

Käimasolevaid protsesse on teaduslikust seisukohast üsna raske seletada. Tuumateadlased on ühel meelel, et tähtede evolutsiooni viimase etapi puhul on meil tegemist aine väsimisega. Pikaajalise mehaanilise ja termodünaamilise mõju tulemusena muudab aine oma füüsikalisi omadusi. Pikaajaliste tuumareaktsioonide tõttu ammendatud täheaine väsimine võib seletada degenereerunud elektrongaasi ilmumist, selle järgnevat neutroniseerumist ja annihileerumist. Kui kõik ülaltoodud protsessid toimuvad algusest lõpuni, lakkab täheaine olemast füüsiline aine – täht kaob kosmosesse, jätmata endast maha midagi.

Tähtede sünnikohaks olevaid tähtedevahemulle ning gaasi- ja tolmupilvi ei saa täiendada ainult kadunud ja plahvatanud tähed. Universum ja galaktikad on tasakaaluseisundis. Toimub pidev massikadu, kosmose ühes osas tähtedevahelise ruumi tihedus väheneb. Järelikult luuakse teises Universumi osas tingimused uute tähtede tekkeks. Ehk siis skeem toimib: kui ühes kohas läks teatud hulk ainet kaduma, siis teises kohas Universumis ilmus sama hulk ainet erineval kujul.

Lõpuks

Tähtede evolutsiooni uurides jõuame järeldusele, et Universum on hiiglaslik haruldane lahendus, milles osa ainest muundatakse vesiniku molekulideks, mis on tähtede ehitusmaterjal. Teine osa lahustub ruumis, kadudes materiaalsete aistingute sfäärist. Must auk on selles mõttes kogu materjali ülemineku koht antiaineks. Üsna raske on toimuva tähendusest täielikult aru saada, eriti kui tähtede evolutsiooni uurides toetuda ainult tuuma-, kvantfüüsika ja termodünaamika seadustele. Selle teema uurimisse tuleks kaasata suhtelise tõenäosuse teooria, mis võimaldab ruumi kõverust, võimaldades ühe energia teisendada teiseks, ühest olekust teiseks.

Termotuumasüntees tähtede sisemuses

Sel ajal muutub tähtede puhul, mille mass on suurem kui 0,8 päikesemassi, tuum kiirgusele läbipaistvaks ja tuumas valitseb kiirgusenergia ülekanne, samal ajal kui ülaosas olev kest jääb konvektiivseks. Keegi ei tea kindlalt, kuidas väiksema massiga tähed põhijadale jõuavad, kuna nende tähtede noores kategoorias veedetud aeg ületab universumi vanuse. Kõik meie ideed nende tähtede evolutsiooni kohta põhinevad arvulistel arvutustel.

Tähe kokkutõmbumisel hakkab degenereerunud elektrongaasi rõhk tõusma ja tähe teatud raadiuses peatab see rõhk kesktemperatuuri tõusu ja hakkab seejärel seda langetama. Ja tähtede jaoks, mis on väiksemad kui 0,08, saab see saatuslikuks: tuumareaktsioonide käigus vabanevast energiast ei piisa kunagi kiirguskulude katmiseks. Selliseid alamtähti nimetatakse pruunideks kääbusteks ja nende saatus on pidev kokkusurumine, kuni degenereerunud gaasi rõhk selle peatab, ja seejärel järkjärguline jahtumine koos kõigi tuumareaktsioonide peatumisega.

Noored kesktaseme missatähed

Noored keskmise massiga tähed (2–8 korda Päikese massist suuremad) arenevad kvalitatiivselt täpselt samamoodi nagu nende väiksemad õed, välja arvatud see, et neil pole kuni põhijadani konvektiivseid tsoone.

Seda tüüpi objektid on seotud nn. Ae\Be Herbit tähed ebaregulaarsete muutujatega spektritüübist B-F5. Neil on ka bipolaarsed jugakettad. Väljavoolu kiirus, heledus ja efektiivne temperatuur on oluliselt kõrgemad kui puhul τ Sõnn, nii et nad soojendavad ja hajutavad prototähepilve jäänuseid tõhusalt.

Noored tähed massiga üle 8 Päikese massi

Tegelikult on need juba normaalsed staarid. Sel ajal, kui hüdrostaatilise tuuma mass kogunes, suutis täht läbi hüpata kõik vahefaasid ja kuumutada tuumareaktsioone sedavõrd, et need kompenseerisid kiirgusest tulenevad kaod. Nende tähtede jaoks on massi ja heleduse väljavool nii suur, et see mitte ainult ei peata ülejäänud välispiirkondade kokkuvarisemist, vaid lükkab need tagasi. Seega on saadud tähe mass märgatavalt väiksem protostellaarse pilve massist. Tõenäoliselt seletab see Päikese massist enam kui 100–200 korda suuremate tähtede puudumist meie galaktikas.

Staari elutsükkel

Moodustunud tähtede hulgas on tohutult erinevaid värve ja suurusi. Nende spektraalne tüüp ulatub kuumast sinisest kuni jahepunase ja massi poolest - 0,08 kuni enam kui 200 päikese massini. Tähe heledus ja värvus sõltuvad selle pinna temperatuurist, mille omakorda määrab selle mass. Kõik uued tähed "asuvad" põhijadale vastavalt nende keemilisele koostisele ja massile. Me ei räägi tähe füüsilisest liikumisest - ainult selle asukohast näidatud diagrammil, sõltuvalt tähe parameetritest. See tähendab, et me räägime tegelikult ainult tähe parameetrite muutmisest.

Mis edasi saab, sõltub jällegi tähe massist.

Hilisemad aastad ja tähtede surm

Vanad tähed väikese massiga

Praeguseks ei ole kindlalt teada, mis juhtub heledate tähtedega pärast nende vesinikuvarude ammendumist. Kuna universumi vanus on 13,7 miljardit aastat, millest vesinikkütusevarude ammendamiseks ei piisa, põhinevad kaasaegsed teooriad sellistes tähtedes toimuvate protsesside arvutisimulatsioonidel.

Mõned tähed suudavad heeliumi sulatada ainult teatud aktiivsetes piirkondades, põhjustades ebastabiilsust ja tugevaid päikesetuuli. Sel juhul planetaarset udukogu ei teki ja täht ainult aurustub, muutudes pruunist kääbusest veelgi väiksemaks.

Kuid täht, mille mass on väiksem kui 0,5 päikeseenergiat, ei suuda kunagi heeliumi sünteesida isegi pärast seda, kui vesinikuga seotud reaktsioonid tuumas lakkavad. Nende täheümbris ei ole piisavalt massiivne, et ületada südamiku tekitatud survet. Nende tähtede hulka kuuluvad punased kääbused (nagu Proxima Centauri), kes on olnud põhijärjestuses sadu miljardeid aastaid. Pärast termotuumareaktsioonide lõppemist nende tuumas jätkavad need järk-järgult jahtudes elektromagnetilise spektri infrapuna- ja mikrolainevahemikus nõrka kiirgamist.

Keskmise suurusega tähed

Kui keskmise suurusega täht (0,4–3,4 päikesemassiga) jõuab punase hiiglase faasi, jätkavad selle välimised kihid laienemist, tuum tõmbub kokku ja reaktsioonid hakkavad sünteesima heeliumist süsinikku. Fusioon vabastab palju energiat, andes staarile ajutise hingamise. Päikese suurusega sarnase tähe puhul võib see protsess kesta umbes miljard aastat.

Muutused eralduva energia koguses põhjustavad tähel ebastabiilsuse perioode, sealhulgas muutusi suuruses, pinnatemperatuuris ja energiaväljundis. Energia väljund nihkub madala sagedusega kiirguse suunas. Selle kõigega kaasneb tugevate päikesetuulte ja intensiivsete pulsatsioonide tõttu kasvav massikadu. Selle faasi tähti nimetatakse hilist tüüpi tähed, OH -IR tähed või Mira-sarnased tähed, olenevalt nende täpsetest omadustest. Väljapaiskuv gaas on suhteliselt rikas tähe sisemuses toodetud raskete elementide, näiteks hapniku ja süsiniku poolest. Gaas moodustab laieneva kesta ja jahtub tähest eemaldudes, võimaldades tolmuosakeste ja molekulide moodustumist. Kesktähe tugeva infrapunakiirgusega tekivad sellistes kestades ideaalsed tingimused maserite aktiveerimiseks.

Heeliumi põlemisreaktsioonid on väga temperatuuritundlikud. Mõnikord põhjustab see suurt ebastabiilsust. Tekivad ägedad pulsatsioonid, mis lõpuks annavad välimistele kihtidele piisavalt kineetilist energiat, et need väljuksid ja muutuksid planetaarseks udukoguks. Udu keskele jääb alles tähe tuum, mis jahtudes muutub heeliumvalgeks kääbuseks, mille mass on tavaliselt kuni 0,5-0,6 Päikest ja mille läbimõõt on suurusjärgus Maa läbimõõt. .

Valged kääbused

Valdav enamik tähti, sealhulgas Päike, lõpetab oma evolutsiooni kokkutõmbumisega, kuni degenereerunud elektronide rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Selles olekus, kui tähe suurus väheneb sada korda ja tihedus muutub miljon korda suuremaks kui vee tihedus, nimetatakse tähte valgeks kääbuseks. 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 muudetakse neutroniteks, mis on pakitud nii tihedalt, et tähe suurust mõõdetakse kilomeetrites ja see on 100. miljon korda tihedam vesi. Sellist objekti nimetatakse neutrontäheks; selle tasakaalu säilitab degenereerunud neutronaine rõhk.

Supermassiivsed tähed

Pärast seda, kui tähe välimised kihid, mille mass on suurem kui viis Päikese massi, on punase superhiiglase moodustamiseks hajutatud, hakkab tuum gravitatsioonijõudude toimel kokku tõmbuma. Kompressiooni suurenedes tõuseb temperatuur ja tihedus ning algab uus termotuumareaktsioonide jada. Sellistes reaktsioonides sünteesitakse raskeid elemente, mis ajutiselt piiravad tuuma kokkuvarisemist.

Lõppkokkuvõttes, kui perioodilisuse tabeli raskemad ja raskemad elemendid moodustuvad, sünteesitakse ränist raud-56. Kuni selle hetkeni eraldas elementide süntees suurel hulgal energiat, kuid raud -56 tuumal on maksimaalne massidefekt ja raskemate tuumade teke on ebasoodne. Seetõttu, kui tähe raudtuum saavutab teatud väärtuse, ei suuda selles olev rõhk enam kolossaalsele gravitatsioonijõule vastu pidada ja tuuma kohene kokkuvarisemine toimub koos selle aine neutroniseerimisega.

Mis edasi saab, pole päris selge. Kuid mis iganes see ka poleks, põhjustab see mõne sekundiga uskumatu võimsusega supernoova plahvatuse.

Kaasnev neutriinopuhang kutsub esile lööklaine. Tugevad neutriinode joad ja pöörlev magnetväli suruvad välja suure osa tähe kogunenud materjalist – nn seemneelemendid, sealhulgas raud ja kergemad elemendid. Plahvatavat ainet pommitavad tuumast eralduvad neutronid, püüdes need kinni ja luues seeläbi rauast raskemate elementide komplekti, sealhulgas radioaktiivseid, kuni uraanini (ja võib-olla isegi kaliforniumini). Seega seletavad supernoova plahvatused rauast raskemate elementide olemasolu tähtedevahelises aines.

Lööklaine ja neutriinode joad kannavad materjali surevast tähest eemale tähtedevahelisse ruumi. Seejärel võib see supernoova materjal läbi kosmose liikudes kokku põrgata teiste kosmosejäätmetega ja osaleda uute tähtede, planeetide või satelliitide tekkes.

Supernoova tekke käigus toimuvaid protsesse alles uuritakse ja siiani pole selles küsimuses selgust. Samuti on küsitav, mis algtähest tegelikult alles jääb. Siiski kaalutakse kahte võimalust:

Neutronitähed

On teada, et mõne supernoova puhul põhjustab ülihiiu sügavustes tugev gravitatsioon elektronide langemist aatomituuma, kus need sulanduvad prootonitega, moodustades neutroneid. Lähedal asuvaid tuumasid eraldavad elektromagnetilised jõud kaovad. Tähe tuumaks on nüüd aatomituumade ja üksikute neutronite tihe pall.

Sellised neutrontähtedena tuntud tähed on äärmiselt väikesed – mitte rohkem kui suure linna suurused – ja kujuteldamatult suure tihedusega. Nende tiirlemisperiood muutub tähe suuruse vähenedes (nurkimpulsi säilimise tõttu) äärmiselt lühikeseks. Mõned teevad 600 pööret sekundis. Kui selle kiiresti pöörleva tähe põhja- ja lõunapooluse magnetpoolust ühendav telg on suunatud Maa poole, saab tuvastada kiirgusimpulsi, mis kordub tähe orbiidiperioodiga võrdsete intervallidega. Selliseid neutrontähti nimetati "pulsariteks" ja neist said esimesed avastatud neutrontähed.

Mustad augud

Kõigist supernoovadest ei saa neutrontähti. Kui tähe mass on piisavalt suur, siis tähe kokkuvarisemine jätkub ja neutronid ise hakkavad sissepoole langema, kuni selle raadius muutub väiksemaks kui Schwarzschildi raadius. Pärast seda muutub täht mustaks auguks.

Mustade aukude olemasolu ennustas üldrelatiivsusteooria. Üldrelatiivsusteooria järgi ei saa aine ja informatsioon mitte mingil juhul mustast august lahkuda. Siiski võimaldab kvantmehaanika sellest reeglist erandeid teha.

Mitmed lahtised küsimused on jäänud. Peamine neist: "Kas musti auke üldse on?" Lõppude lõpuks, selleks, et kindlalt väita, et antud objekt on must auk, on vaja jälgida selle sündmuste horisonti. Kõik katsed seda teha lõppesid ebaõnnestumisega. Kuid lootust on veel, kuna mõnda objekti ei saa seletada ilma akretsioonita ja akretsioonita objektile ilma tahke pinnata, kuid see ei tõesta mustade aukude olemasolu.

Samuti on lahtised küsimused: kas täht on võimalik supernoovast mööda minnes otse musta auku kokku kukkuda? Kas on supernoovad, millest saavad hiljem mustad augud? Milline on tähe algmassi täpne mõju objektide tekkele tema elutsükli lõpus?

Tähed: nende sünd, elu ja surm [Kolmas väljaanne, muudetud] Shklovsky Joseph Samuilovich

12. peatükk Tähtede evolutsioon

12. peatükk Tähtede evolutsioon

Nagu juba paragrahvis 6 rõhutatud, muudab valdav enamus tähti oma põhiomadusi (heledus, raadius) väga aeglaselt. Igal ajahetkel võib neid pidada tasakaaluseisundiks – asjaolu, mida oleme laialdaselt kasutanud tähe sisemuse olemuse selgitamiseks. Kuid muutuste aeglus ei tähenda nende puudumist. See kõik on seotud tingimustele evolutsioon, mis tähtede jaoks peaks olema täiesti vältimatu. Kõige üldisemal kujul võib tähe evolutsiooni probleemi sõnastada järgmiselt. Oletame, et on olemas antud massi ja raadiusega täht. Lisaks on teada selle esialgne keemiline koostis, mis on kogu tähe ruumala ulatuses konstantne. Siis tuleneb selle heledus tähemudeli arvutusest. Evolutsiooni käigus peab tähe keemiline koostis paratamatult muutuma, kuna tema heledust säilitavate termotuumareaktsioonide tõttu väheneb vesiniku sisaldus aja jooksul pöördumatult. Lisaks ei ole tähe keemiline koostis enam homogeenne. Kui selle keskosas väheneb vesiniku protsent märgatavalt, siis perifeerias jääb see praktiliselt muutumatuks. Kuid see tähendab, et tähe arenedes, mis on seotud selle tuumakütuse "läbipõlemisega", peab tähemudel ise ja seega ka selle struktuur muutuma. Tuleks oodata muutusi heleduses, raadiuses ja pinnatemperatuuris. Selliste tõsiste muutuste tagajärjel muudab täht järk-järgult oma kohta Hertzsprung-Russelli diagrammil. Peaksite ette kujutama, et sellel diagrammil kirjeldab see teatud trajektoori või, nagu öeldakse, "rada".

Tähtede evolutsiooni probleem on kahtlemata üks astronoomia põhiprobleeme. Põhimõtteliselt on küsimus selles, kuidas tähed sünnivad, elavad, vananevad ja surevad. See raamat on sellele probleemile pühendatud. See probleem oma olemuselt on kõikehõlmav. Seda lahendavad sihikindlad uurimistööd erinevate astronoomiaharude esindajate – vaatlejate ja teoreetikute poolt. Tähti uurides on ju võimatu kohe öelda, millised neist on geneetiliselt seotud. Üldiselt osutus see probleem väga keeruliseks ja mitu aastakümmet oli seda täiesti võimatu lahendada. Veelgi enam, kuni suhteliselt hiljuti olid uurimistööd sageli täiesti vales suunas. Näiteks peamise järjestuse olemasolu Hertzsprung-Russelli diagrammil "innustas" paljusid naiivseid uurijaid ette kujutama, et tähed arenevad selle diagrammi järgi kuumadest sinistest hiiglastest punasteks kääbusteks. Kuid kuna on olemas "massi-heleduse" suhe, mille järgi tähtede mass paikneb kaasa põhijada peaks pidevalt vähenema, uskusid mainitud teadlased kangekaelselt, et tähtede evolutsiooniga näidatud suunas peaks kaasnema nende massi pidev ja pealegi väga oluline kadu.

Kõik see osutus valeks. Järk-järgult sai tähtede evolutsiooniteede küsimus selgemaks, kuigi probleemi üksikasjad pole veel kaugeltki lahendatud. Eriline tunnustus tähtede evolutsiooni protsessi mõistmise eest kuulub teoreetilistele astrofüüsikutele, tähtede siseehituse spetsialistidele ning eelkõige Ameerika teadlasele M. Schwarzschildile ja tema koolkonnale.

Selle raamatu esimese osa lõpus käsitleti tähtede evolutsiooni varajast etappi, mis on seotud nende kondenseerumise protsessiga tähtedevahelisest keskkonnast. Seal ei räägitud tegelikult isegi mitte tähtedest, vaid sellest protostaarid. Viimased, mis on raskusjõu mõjul pidevalt kokku surutud, muutuvad järjest kompaktsemaks objektiks. Samal ajal tõuseb nende sisemuse temperatuur pidevalt (vt valem (6.2)), kuni see jõuab mitme miljoni kelvinini. Sellel temperatuuril "lülituvad" prototähtede keskpiirkondades esimesed termotuumareaktsioonid kergetel tuumadel (deuteerium, liitium, berüllium, boor), mille jaoks "Coulombi barjäär" on suhteliselt madal. Kui need reaktsioonid toimuvad, siis prototähe kokkusurumine aeglustub. Kuid üsna kiiresti "põlevad" kerged tuumad läbi, kuna nende arvukus on väike ja prototähe kokkusurumine jätkub peaaegu sama kiirusega (vt võrrandit (3.6) raamatu esimeses osas), hakkab prototäht. "stabiliseerub", st lõpetab kokkusurumise alles pärast seda, kui temperatuur selle keskosas tõuseb nii palju, et prootoni-prootoni või süsinik-lämmastiku reaktsioonid "lülituvad sisse". See võtab tasakaalulise konfiguratsiooni oma gravitatsioonijõudude ja gaasirõhu erinevuse mõjul, mis peaaegu täpselt kompenseerivad üksteist (vt § 6). Tegelikult saab prototähest sellest hetkest täht. Noor staar “istub maha” kuskil põhijärjekorras. Selle täpse asukoha põhijärjestuses määrab prototähe algmassi väärtus. Massiivsed prototähed "istuvad" selle jada ülemises osas, suhteliselt väikese massiga prototähed (väiksem kui Päike) "istuvad" selle alumises osas. Seega “sisenevad” prototähed pidevalt põhijadasse kogu selle pikkuses, nii-öelda “laial rindel”.

Tähtede evolutsiooni "protostellide" etapp on üsna põgus. Kõige massiivsemad tähed läbivad selle etapi vaid mõnesaja tuhande aastaga. Seetõttu pole üllatav, et selliste tähtede arv Galaktikas on väike. Seetõttu pole neid nii lihtne jälgida, seda enam, et tähtede tekke kohad on tavaliselt valgust neelavate tolmupilvede all. Kuid pärast seda, kui nad "registreeruvad oma konstantsel alal" Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijärjestuses, muutub olukord dramaatiliselt. Väga pikka aega jäävad nad diagrammi sellele osale, peaaegu ilma nende omadusi muutmata. Seetõttu vaadeldakse suuremat osa tähtedest näidatud järjestuses.

Tähemudelite struktuur, kui see suhteliselt hiljuti "istus" põhijadale, määratakse mudeli järgi, mis arvutatakse eeldusel, et selle keemiline koostis on kogu mahu ulatuses sama ("homogeenne mudel"; vt joonis 11.1, 11.2). Vesiniku "põlemisel" muutub tähe olek väga aeglaselt, kuid püsivalt, mille tulemusena kirjeldab tähte tähistav punkt Hertzsprung-Russelli diagrammil teatud "rada". Tähe oleku muutumise iseloom sõltub oluliselt sellest, kas tema sisemuses olev aine on segunenud või mitte. Teisel juhul, nagu nägime mõne mudeli puhul eelmises lõigus, väheneb vesiniku arvukus tähe keskosas tuumareaktsioonide tõttu märgatavalt vähem kui äärealadel. Sellist tähte saab kirjeldada ainult ebahomogeense mudeli abil. Kuid võimalik on ka teine ​​tähtede evolutsiooni tee: segunemine toimub kogu tähe ruumala ulatuses, mis seetõttu säilitab alati "ühtlase" keemilise koostise, kuigi vesiniku sisaldus aja jooksul pidevalt väheneb. Ei osatud ette öelda, milline neist võimalustest looduses realiseerub. Loomulikult toimub tähtede konvektiivsetes tsoonides alati intensiivne aine segunemise protsess ja nendes tsoonides peab keemiline koostis olema konstantne. Kuid tähtede nendes piirkondades, kus domineerib energiaülekanne kiirgusega, on ka aine segunemine täiesti võimalik. Lõppude lõpuks ei saa kunagi välistada suurte ainemasside süstemaatilist üsna aeglast liikumist madalal kiirusel, mis viib segunemiseni. Sellised liikumised võivad tekkida tähe pöörlemise teatud iseärasuste tõttu.

Tähe arvutatud mudelid, milles konstantse massi juures muutuvad süstemaatiliselt nii keemiline koostis kui ka ebahomogeensuse mõõt, moodustavad nn evolutsioonilise jada. Joonistades Hertzsprung-Russelli diagrammile tähe evolutsioonilise järjestuse erinevatele mudelitele vastavad punktid, saab sellel diagrammil saada selle teoreetilise raja. Selgub, et kui tähe evolutsiooniga kaasneks tema aine täielik segunemine, oleksid jäljed põhijadast eemale suunatud vasakule. Vastupidi, ebahomogeensete mudelite teoreetilised evolutsioonirajad (st täieliku segunemise puudumisel) viivad tähe alati eemale õige põhijärjekorrast. Milline kahest teoreetiliselt arvutatud tähtede evolutsiooni teest on õige? Nagu teate, on tõe kriteerium praktika. Astronoomias on praktika vaatluste tulemused. Vaatame täheparvede Hertzsprung-Russelli diagrammi, mis on näidatud joonisel fig. 1,6, 1,7 ja 1,8. Me ei leia tähti, mis asuvad eespool ja vasakule põhijärjekorrast. Kuid staare on palju paremal sellest on punased hiiglased ja alamhiiglased. Järelikult võime selliseid tähti pidada oma evolutsiooni käigus põhijadast lahkuvateks, millega ei kaasne aine täielikku segunemist nende sisemuses. Punaste hiiglaste olemuse selgitamine on tähtede evolutsiooni teooria üks suurimaid saavutusi [30]. Ainuüksi punaste hiiglaste olemasolu tähendab, et tähtede evolutsiooniga ei kaasne reeglina aine segunemist kogu nende mahus. Arvutused näitavad, et tähe arenedes väheneb selle konvektiivsüdamiku suurus ja mass pidevalt [31].

Ilmselgelt ei ütle tähemudelite evolutsiooniline jada iseenesest midagi tempos tähtede evolutsioon. Evolutsioonilise ajaskaala võib saada tähemudelite evolutsioonilise järjestuse erinevate liikmete keemilise koostise muutuste analüüsimisel. Tähe ruumala järgi on võimalik määrata teatud keskmine vesinikusisaldus. Tähistagem seda keskmist sisu tähisega X. Siis ilmselgelt koguse muutumine ajas X määrab tähe heleduse, kuna see on võrdeline ühes sekundis tähes vabaneva termotuumaenergia hulgaga. Seetõttu võite kirjutada:

Ühe grammi aine tuumatransformatsioonil vabanev energiahulk, tähis

tähendab väärtuse muutust Xühes sekundis. Tähe vanust saame määratleda kui ajavahemikku, mis on möödunud hetkest, mil ta põhijadale “istus”, st selle sügavuses algasid tuumavesiniku reaktsioonid. Kui heleduse väärtus ja keskmine vesinikusisaldus on evolutsioonilise jada erinevate liikmete jaoks teada X, siis pole võrrandit (12.1) keeruline kasutada mis tahes konkreetse tähemudeli vanuse leidmiseks selle evolutsioonilises järjestuses. Kõik, kes tunnevad kõrgema matemaatika põhitõdesid, saavad aru, et võrrandist (12.1), mis on lihtne diferentsiaalvõrrand, on tähe vanus

defineeritud integraalina

Ajavahemike summeerimine

12, saame ilmselt ajaintervalli

Möödus tähe evolutsiooni algusest. Just seda asjaolu väljendab valem (12.2).

Joonisel fig. Joonisel 12.1 on kujutatud suhteliselt massiivsete tähtede teoreetiliselt arvutatud evolutsioonijälgi. Nad alustavad oma arengut põhijada alumisest servast. Vesiniku läbipõlemisel liiguvad sellised tähed mööda oma jälgi üldises suunas üle põhijada piire ületamata (st jäädes selle laiusesse). See evolutsiooni etapp, mis on seotud tähtede olemasoluga põhijärjestuses, on pikim. Kui vesiniku sisaldus sellise tähe tuumas läheneb 1%, evolutsiooni kiirus kiireneb. Energia vabanemise säilitamiseks vajalikul tasemel järsult vähenenud vesiniku "kütuse" sisaldusega on vaja "kompensatsioonina" tõsta sisetemperatuuri. Ja siin, nagu paljudel muudelgi juhtudel, reguleerib täht ise oma struktuuri (vt § 6). Südamiku temperatuuri tõus saavutatakse kokkusurumine tähed tervikuna. Sel põhjusel pöörduvad evolutsioonirajad järsult vasakule, st tähe pinnatemperatuur tõuseb. Üsna pea aga tähe kokkutõmbumine peatub, kuna kogu tuumas olev vesinik põleb ära. Kuid "lülitub sisse" uus tuumareaktsioonide piirkond - õhuke kest juba "surnud" (ehkki väga kuuma) tuuma ümber. Kui täht areneb edasi, liigub see kest tähe keskpunktist aina kaugemale, suurendades seeläbi "põlenud" heeliumi tuuma massi. Samal ajal toimub selle südamiku kokkusurumine ja selle kuumutamine. Kuid samal ajal hakkavad sellise tähe välimised kihid kiiresti ja väga tugevalt “paisuma”. See tähendab, et vähese muutuva voolu korral väheneb pinnatemperatuur oluliselt. Selle evolutsiooniline rada pöördub järsult paremale ja täht omandab kõik punase superhiiglase märgid. Kuna täht läheneb sellisele olekule pärast kokkusurumise peatumist üsna kiiresti, pole peaaegu ühtegi tähte, mis täidaks Hertzsprung-Russelli diagrammil tühimikku põhijada ning hiiglaste ja supergigantide haru vahel. See on selgelt näha sellistel avatud klastrite jaoks konstrueeritud diagrammidel (vt joonis 1.8). Punaste superhiiglaste edasine saatus pole veel hästi mõistetav. Tuleme selle olulise küsimuse juurde tagasi järgmises lõigus. Südamiku kuumenemine võib toimuda kuni väga kõrge temperatuurini, suurusjärgus sadu miljoneid kelvineid. Sellistel temperatuuridel "lülitub sisse" kolmikheeliumi reaktsioon (vt § 8). Selle reaktsiooni käigus vabanev energia peatab tuuma edasise kokkusurumise. Pärast seda tuum laieneb veidi ja tähe raadius väheneb. Täht muutub kuumaks ja liigub Hertzsprung-Russelli diagrammil vasakule.

Näiteks väiksema massiga tähtede puhul kulgeb evolutsioon mõnevõrra teisiti, M

1, 5M

Pange tähele, et selliste tähtede evolutsiooni, mille mass on väiksem kui Päikese mass, ei ole üldiselt asjakohane arvestada, kuna nende põhijada sees veedetud aeg ületab Galaktika vanuse. See asjaolu muudab väikese massiga tähtede evolutsiooni probleemi "ebahuvitavaks" või, õigemini öeldes, "ebaoluliseks". Märgime ainult, et väikese massiga tähed (vähem kui

0, 3 päikeseenergia) jäävad täielikult "konvektiivseks" isegi siis, kui nad on põhijadas. Nad ei moodusta kunagi "kiirgavat" tuuma. See tendents on selgelt nähtav prototähtede evolutsiooni puhul (vt § 5). Kui viimase mass on suhteliselt suur, moodustub kiirgustuum juba enne, kui prototäht põhijadale “istub”. Ja väikese massiga objektid nii prototähe kui ka tähe staadiumis jäävad täielikult konvektiivseks. Selliste tähtede puhul ei ole temperatuur keskpunktis piisavalt kõrge, et prootoni-prootoni tsükkel saaks täielikult toimida. See lõpeb isotoobi 3 He moodustumisega ja "normaalset" 4 He enam ei sünteesita. 10 miljardi aasta jooksul (mis on lähedane seda tüüpi vanimate tähtede vanusele) muutub umbes 1% vesinikust 3 He-ks. Seetõttu võime eeldada, et 3 He arvukus 1 H suhtes on anomaalselt kõrge - umbes 3%. Kahjuks pole seda teooria ennustust veel võimalik vaatlustega kontrollida. Nii väikese massiga tähed on punased kääbused, mille pinnatemperatuur on optilises piirkonnas heeliumijoonte ergastamiseks täiesti ebapiisav. Põhimõtteliselt võiks aga spektri kaugemas ultraviolettkiirguses raketiastronoomia meetoditega jälgida resonantsneeldumisjooni. Kuid pideva spektri äärmine nõrkus välistab isegi selle probleemse võimaluse. Tuleb siiski märkida, et märkimisväärne, kui mitte suurem osa punastest kääbustest on vilkuv UV Ceti tüüpi tähed (vt § 1). Selliste lahedate kääbustähtede kiiresti korduvate sähvatuste nähtus on kahtlemata seotud konvektsiooniga, mis katab kogu nende mahu. Rakettide ajal täheldatakse heitejooni. Võib-olla on sellistes tähtedes võimalik jälgida jooni 3? Kui prototähe mass on väiksem kui 0 , 08M

Siis on temperatuur selle sügavustes nii madal, et ükski termotuumareaktsioon ei suuda põhijada etapis kokkusurumist peatada. Sellised tähed kahanevad pidevalt, kuni nad muutuvad valgeteks kääbusteks (täpsemalt degenereerunud punasteks kääbusteks). Tuleme aga tagasi massiivsemate tähtede evolutsiooni juurde.

Joonisel fig. Joonisel 12.2 on kujutatud tähe evolutsiooni rada, mille mass on 5 M

Arvuti abil tehtud kõige üksikasjalikumate arvutuste kohaselt. Sellel rajal tähistavad numbrid tähe evolutsiooni iseloomulikke etappe. Joonise selgitused näitavad iga evolutsiooni etapi ajastust. Siinkohal juhime vaid tähelepanu sellele, et evolutsioonilise raja lõik 1-2 vastab põhijadale, lõik 6-7 vastab punase hiiglase staadiumile. Huvitav heleduse vähenemine piirkonnas 5-6 on seotud energia kuluga tähe "paisumisele". Joonisel fig. 12.3 erineva massiga tähtede jaoks on näidatud sarnased teoreetiliselt arvutatud rajad. Evolutsiooni erinevaid faase tähistavatel numbritel on sama tähendus nagu joonisel fig. 12.2.

Joonisel fig 1 kujutatud evolutsiooniradade lihtsast uurimisest. 12.3, järeldub sellest, et enam-vähem massiivsed tähed lahkuvad põhijadast üsna “käänuliselt”, moodustades Hertzsprung-Russelli diagrammil hiiglasliku haru. Iseloomulik on väiksema massiga tähtede heleduse väga kiire kasv, kui need arenevad punaste hiiglaste suunas. Erinevus selliste tähtede evolutsioonis võrreldes massiivsemate tähtedega seisneb selles, et esimestel tekib väga tihe degenereerunud tuum. Selline tuum on degenereerunud gaasi kõrge rõhu tõttu (vt. § 10) võimeline “hoidma” üleval paikneva tähe kihtide raskust. See vaevalt kahaneb ja kuumeneb seetõttu väga palju. Seega, kui heeliumi "kolmekordne" reaktsioon algab, toimub see palju hiljem. Kui välja arvata füüsilised tingimused, on keskuse lähedal asuvas piirkonnas selliste tähtede struktuur sarnane massiivsemate tähtede omaga. Järelikult kaasneb nende arenguga pärast vesiniku põlemist keskpiirkonnas ka väliskesta “paisumine”, mis viib nende jäljed punaste hiiglaste piirkonda. Erinevalt massiivsematest supergiantidest koosnevad nende tuumad aga väga tihedast degenereerunud gaasist (vt diagrammi joonisel 11.4).

Selles jaotises välja töötatud tähtede evolutsiooni teooria silmapaistvaim saavutus on ehk kõigi Hertzsprung-Russelli täheparvede diagrammi tunnuste selgitus. Nende diagrammide kirjeldus on juba esitatud paragrahvis 1. Nagu selles lõigus juba mainitud, tuleks antud parve kõigi tähtede vanust pidada samaks. Ka nende tähtede esialgne keemiline koostis peaks olema sama. Moodustusid nad ju kõik samast (ehkki üsna suurest) tähtedevahelise keskkonna agregaadist – gaasi-tolmu kompleksist. Erinevad täheparved peavad üksteisest erinema eelkõige vanuse poolest ja lisaks peab kerasparvede esialgne keemiline koostis järsult erinema avatud parvede koostisest.

Jooned, mida mööda kobartähed asuvad Hertzsprung-Russelli diagrammil, ei tähenda mingil juhul nende evolutsiooni jälgi. Need jooned on näidatud diagrammi punktide asukoht, kus on erineva massiga tähed samas vanuses. Kui tahame võrrelda tähtede evolutsiooni teooriat vaatluste tulemustega, peame esmalt konstrueerima teoreetiliselt “sama vanuse jooned” erineva massi ja sama keemilise koostisega tähtedele. Tähe vanust tema evolutsiooni erinevates etappides saab määrata valemi (12.3) abil. Sel juhul on vaja kasutada tähtede evolutsiooni teoreetilisi jälgi, nagu on näidatud joonisel fig. 12.3. Joonisel fig. Joonisel 12.4 on toodud arvutuste tulemused kaheksa tähe kohta, mille mass varieerub vahemikus 5,6 kuni 2,5 päikesemassi. Kõigi nende tähtede evolutsioonijäljed on tähistatud punktidega asukohast, mille vastavad tähed hõivavad pärast saja, kahesaja, neljasaja ja kaheksasaja miljoni aasta möödumist nende algolekust põhijada alumises servas. . Erinevate tähtede vastavaid punkte läbivad kõverad on "sama vanuse kõverad". Meie puhul tehti arvutused üsna massiivsete tähtede jaoks. Nende evolutsiooni arvestuslikud perioodid hõlmavad vähemalt 75% nende "aktiivsest elust", mil nad kiirgavad nende sügavustes tekkivat termotuumaenergiat. Kõige massiivsemate tähtede puhul jõuab evolutsioon sekundaarse kokkusurumise faasi, mis toimub pärast vesiniku täielikku põlemist nende keskosas.

Kui võrrelda saadud võrdse vanuse teoreetilist kõverat noorte täheparvede Hertzsprung-Russelli diagrammiga (vt joonis 12.5 ja ka 1.6), siis hakkab tahes-tahtmata silma selle silmatorkav sarnasus selle parve põhijoonega. Täielikult kooskõlas evolutsiooniteooria põhiprintsiibiga, mille kohaselt massiivsemad tähed lahkuvad põhijadast kiiremini, on joonisel fig. 12.5 näitab selgelt, et selle tähtede jada tipp on kobaras paindub paremale. Peajada koht, kus tähed hakkavad sellest märgatavalt kõrvale kalduma, on seda "madalam", mida vanem on parv. Ainuüksi see asjaolu võimaldab meil erinevate täheparvede vanust vahetult võrrelda. Vanades klastrites katkeb põhijada tipus kuskil A spektriklassi ümber. Noortes klastrites on kogu põhijada endiselt "puutumata" kuni spektriklassi B kuumade massiivsete tähtedeni välja. Näiteks selline olukord on nähtav klastri NGC 2264 diagrammil (joonis 1.6). Ja tõepoolest, selle klastri jaoks arvutatud sama vanuse joon annab selle evolutsiooniperioodiks vaid 10 miljonit aastat. Seega sündis see parv inimese muistsete esivanemate - Ramapithecus "mällu"... Oluliselt vanem tähtede parv on Plejaadid, mille diagramm on näidatud joonisel fig. 1.4, on väga "keskmine" vanus umbes 100 miljonit aastat. Seal on veel B7 spektriklassi staare. Kuid Hyades'i parv (vt joonis 1.5) on üsna vana - selle vanus on umbes miljard aastat ja seetõttu algab põhijada ainult A-klassi tähtedega.

Tähtede evolutsiooni teooria selgitab "noorte" klastrite Hertzsprung-Russelli diagrammi veel ühte huvitavat omadust. Fakt on see, et väikese massiga kääbustähtede evolutsiooniline ajavahemik on väga pikk. Näiteks paljud neist, üle 10 miljoni aasta (NGC 2264 klastri evolutsiooniperiood), ei ole veel läbinud gravitatsioonilise kokkusurumise staadiumi ja rangelt võttes pole nad isegi mitte tähed, vaid prototähed. Sellised objektid, nagu me teame, asuvad paremal Hertzsprung-Russelli diagrammist (vt joonis 5.2, kus tähtede evolutsioonijäljed saavad alguse gravitatsioonilise kokkusurumise varases staadiumis). Kui seepärast ei ole noores parves kääbustähed veel põhijadale “sealdunud”, on viimase alumine osa sellises parves. ümberasustatud paremale, mida vaadeldakse (vt joonis 1.6). Meie päike, nagu me eespool ütlesime, hoolimata asjaolust, et ta on juba märgatava osa oma "vesinikuressurssidest ammendanud", ei ole veel Hertzsprung-Russelli diagrammi põhijadaribast lahkunud, kuigi see on arenenud umbes 5 miljardit aastat. Arvutused näitavad, et "noor" Päike, mis hiljuti "istus" põhijada peal, kiirgas 40% vähem kui praegu ja selle raadius oli vaid 4% väiksem kui tänapäevasel ning pinnatemperatuur oli 5200 K (praegu 5700 K).

Evolutsiooniteooria selgitab hõlpsasti kerasparvede Hertzsprung-Russelli diagrammi tunnuseid. Esiteks on need väga vanad esemed. Nende vanus on vaid veidi väiksem kui Galaktika vanus. See on selge, kuna nendel diagrammidel puuduvad peaaegu täielikult ülemise põhijärjestuse tähed. Põhijada alumine osa, nagu juba §-s 1 mainitud, koosneb alamkääbustest. Spekroskoopilistest vaatlustest on teada, et alamkääbustel on raskeid elemente väga vähe – neid võib olla kümneid kordi vähem kui “tavalistes” kääbustes. Seetõttu erines kerasparvede esialgne keemiline koostis oluliselt aine koostisest, millest lahtised klastrid tekkisid: raskeid elemente oli liiga vähe. Joonisel fig. Joonisel 12.6 on kujutatud 1,2 Päikese massiga tähtede teoreetilised evolutsioonijäljed (see on lähedane 6 miljardi aasta jooksul arenenud tähe massile), kuid erineva algse keemilise koostisega. On selgelt näha, et pärast seda, kui täht on põhijadast “lahkunud”, on samade madala metallisisaldusega evolutsioonifaaside heledus oluliselt suurem. Samal ajal on selliste tähtede efektiivne pinnatemperatuur kõrgem.

Joonisel fig. Joonisel 12.7 on kujutatud väikese massiga tähtede evolutsioonijälgi, milles on vähe raskeid elemente. Nendel kõveratel olevad punktid näitavad tähtede asukohti pärast kuue miljardi aasta pikkust evolutsiooni. Neid punkte ühendav jämedam joon on ilmselgelt sama vana joon. Kui võrrelda seda joont kerasparve M 3 Hertzsprung-Russelli diagrammiga (vt joonis 1.8), siis on kohe märgata selle joone täielikku kokkulangemist joonega, mida mööda selle parve tähed peamisest “lahkuvad”. järjestus.

Näidatud pildil. 1.8 diagramm näitab ka horisontaalset haru, mis kaldub kõrvale hiiglaste jadast vasakule. Ilmselt vastab see tähtedele, mille sügavuses toimub "kolmekordne" heeliumi reaktsioon (vt § 8). Seega selgitab tähtede evolutsiooni teooria kõiki kerasparvede Hertzsprung-Russelli diagrammi tunnuseid nende "iidsetele vanustele" ja raskete elementide vähesele arvukusele [32].

On väga huvitav, et Hyades klastris on mitu valget kääbust, kuid Plejaadide klastris mitte. Mõlemad klastrid on meile suhteliselt lähedal, nii et seda huvitavat erinevust kahe klastri vahel ei saa seletada erinevate "nähtamistingimustega". Kuid me juba teame, et valged kääbused moodustuvad punaste hiiglaste lõppfaasis, kelle massid on suhteliselt väikesed. Seetõttu nõuab sellise hiiglase täielik evolutsioon märkimisväärselt aega - vähemalt miljard aastat. See aeg on Hyades'i klastri jaoks "möödunud", kuid Plejaadide jaoks "ei ole veel saabunud". Seetõttu on esimeses klastris juba teatud arv valgeid kääbusi, teises aga mitte.

Joonisel fig. Joonisel 12.8 on kujutatud kokkuvõtlik skemaatiline Hertzsprung-Russelli diagramm mitmete avatud ja keraliste klastrite jaoks. Sellel diagrammil on selgelt näha vanuseliste erinevuste mõju erinevates klastrites. Seega on põhjust väita, et kaasaegne tähtede ehituse teooria ja sellel põhinev tähtede evolutsiooni teooria suutsid astronoomiliste vaatluste põhitulemusi lihtsalt seletada. Kahtlemata on see 20. sajandi astronoomia üks silmapaistvamaid saavutusi.