Tähdet ovat mielenkiintoisimpia tähtitieteellisiä kohteita, ja ne edustavat galaksien perusrakennuspalikoita. Tähtien ikä, levinneisyys ja koostumus galaksissa antavat meille mahdollisuuden määrittää sen historian, dynamiikan ja evoluution. Lisäksi tähdet vastaavat tuotannosta ja jakelusta avaruudessa raskaita elementtejä, kuten hiili, typpi, happi, ja niiden ominaisuudet liittyvät läheisesti niiden muodostamiin planeettajärjestelmiin. Siksi tähtien syntymän, elämän ja kuoleman prosessin tutkimuksella on keskeinen paikka tähtitieteen alalla.
Tähtien syntymä
Tähdet syntyvät pöly- ja kaasupilviin, jotka ovat hajallaan useimpiin galakseihin. Silmiinpistävä esimerkki tällaisen pilven jakautumisesta on Orionin sumu.
Esitelty kuva yhdistää Hubble- ja Spitzer-avaruusteleskooppien näkyvät ja infrapuna-aallonpituuskuvat. Turbulenssi näiden pilvien syvyyksissä johtaa solmujen syntymiseen, joiden massa on riittävä aloittamaan materiaalin kuumennusprosessin tämän solmun keskellä. Tästä kuumasta ytimestä, joka tunnetaan paremmin prototähdenä, voi jonain päivänä tulla tähti.
Tähtien muodostumisen kolmiulotteiset tietokonesimulaatiot osoittavat, että pyörivät kaasu- ja pölypilvet voivat hajota kahteen tai kolmeen osaan; Tämä selittää, miksi suurin osa Linnunradan tähdistä löytyy pareittain tai pienissä ryhmissä.
Kaikki kaasu- ja pölypilven materiaali ei päädy tulevaan tähteen. Jäljelle jäänyt materiaali voi muodostaa planeettoja, asteroideja, komeettoja tai yksinkertaisesti jäädä pölyksi.
Tähtien pääsarja
Aurinkomme kokoisen tähden kypsyminen muodostumisesta aikuisuuteen kestää noin 50 miljoonaa vuotta. Aurinkomme pysyy tässä kypsyysvaiheessa noin 10 miljardia vuotta.
Tähdet saavat voimansa energiasta, joka vapautuu vedyn ydinfuusion prosessissa, jolloin niiden syvyyksissä muodostuu heliumia. Energian ulosvirtaus tähtien keskialueilta tarjoaa tarvittavan paineen estääkseen tähteä romahtamasta painovoiman vaikutuksesta.
Kuten Hertzsprung-Russell-kaaviossa näkyy, tähtien pääsarja kattaa laajan kirkkauden ja tähtien värien kirjon, jotka voidaan luokitella näiden ominaisuuksien mukaan. Pienimmät tähdet tunnetaan punaisina kääpiöinä, niiden massa on noin 10 % Auringon massasta ja ne säteilevät vain 0,01 % energiasta tähteemme verrattuna. Niiden pintalämpötila ei ylitä 3000-4000 K. Pienoiskokostaan huolimatta punaiset kääpiöt ovat ylivoimaisesti yleisin tähtityyppi universumissa ja ne ovat kymmeniä miljardeja vuosia vanhoja.
Toisaalta massiivisimpien tähtien, jotka tunnetaan nimellä hyperjättiläiset, massa voi olla vähintään 100 kertaa Auringon massa ja pintalämpötila yli 30 000 K. Hyperjätit vapauttavat satoja tuhansia kertoja enemmän energiaa kuin Aurinko, mutta niiden elinikä on vain muutama miljoona vuotta. Tällaiset äärimmäiset tähdet, tutkijat uskovat, olivat laajalle levinneitä varhaisessa universumissa, mutta nykyään ne ovat erittäin harvinaisia - vain muutamia hyperjättiläisiä tunnetaan koko Linnunradalla.
Tähtien evoluutio
IN yleinen hahmotelma, mitä suurempi tähti, sitä lyhyempi sen elinikä, vaikka kaikki paitsi supermassiiviset tähdet elävät miljardeja vuosia. Kun tähti on täysin tuottanut vetyä ytimeensä, ydinreaktiot sen ytimessä pysähtyvät. Koska ydin tarvitsee ylläpitääkseen itsensä, se alkaa romahtaa itseensä ja kuumenee paljon. Ytimen ulkopuolella jäljellä oleva vety jatkaa ydinreaktion ruokkimista ytimen ulkopuolella. Kuumempi ja kuumempi ydin alkaa työntää tähden ulkokerroksia ulospäin, jolloin tähti laajenee ja jäähtyy, jolloin se muuttuu punaiseksi jättiläiseksi.
Jos tähti on tarpeeksi massiivinen, ytimen romahdusprosessi voi nostaa sen lämpötilaa tarpeeksi tukemaan eksoottisempia ydinreaktioita, jotka kuluttavat heliumia ja tuottavat erilaisia raskaita alkuaineita, kuten rautaa. Tällaiset reaktiot tarjoavat kuitenkin vain väliaikaisen hengähdystauon tähden maailmanlaajuisesta romahtamisesta. Vähitellen tähden sisäiset ydinprosessit muuttuvat yhä epävakaammiksi. Nämä muutokset aiheuttavat pulsaation tähden sisällä, mikä johtaa myöhemmin sen ulkokuoren irtoamiseen ja ympäröi itseään kaasu- ja pölypilvellä. Mitä seuraavaksi tapahtuu, riippuu ytimen koosta.
Tähden tuleva kohtalo riippuu sen ytimen massasta
|
Keskikokoisilla tähdillä, kuten Auringolla, ytimen irrotusprosessi sen ulkokerroksista jatkuu, kunnes kaikki ympäröivä materiaali irtoaa. Jäljelle jäävä, erittäin kuumennettu ydin on ns valkoinen kääpiö. Valkoiset kääpiöt ovat kooltaan verrattavissa Maahan ja niillä on täysimittaisen tähden massa. Viime aikoihin asti ne pysyivät mysteerinä tähtitieteilijöille - miksi ydintä ei enää tuhota. Kvanttimekaniikka ratkaisi tämän arvoituksen. Nopeasti liikkuvien elektronien paine pelastaa tähden romahtamisesta. Mitä massiivisempi ydin, sitä tiheämpi kääpiö muodostuu. Siten, kuin pienempi koko valkoinen kääpiö, sitä massiivisempi se on. Nämä paradoksaaliset tähdet ovat melko yleisiä universumissa - myös aurinkomme muuttuu valkoiseksi kääpiöksi muutamassa miljardissa vuodessa. Sisäisen energialähteen puutteen vuoksi valkoiset kääpiöt lopulta jäähtyvät ja katoavat avaruuteen. |
|
|
Jos valkoinen kääpiö muodostui kaksois- tai monitähtijärjestelmässä, sen elinkaaren loppu voi olla voimakkaampi, eli muodostuminen nova. Kun tähtitieteilijät antoivat tälle tapahtumalle tämän nimen, he todella ajattelivat, että uusi tähti oli muodostumassa. Nykyään kuitenkin tiedetään, että itse asiassa me puhumme hyvin vanhoista tähdistä - valkoisista kääpiöistä. Jos valkoinen kääpiö on tarpeeksi lähellä seuratähteä, sen painovoima voi vetää vetyä naapurin ilmakehän ulkokerroksista ja luoda oman pintakerroksen. Kun valkoisen kääpiön pinnalle kertyy tarpeeksi vetyä, tapahtuu räjähdys ydinpolttoaine. Tämä saa sen kirkkauden lisääntymään ja jäljellä olevan materiaalin irtoamaan pinnasta. Muutaman päivän kuluessa tähden kirkkaus laskee ja sykli alkaa uudelleen. Joskus erityisen massiiviset valkoiset kääpiöt (joiden massa on yli 1,4 auringon massaa) voivat kasvaa niin paljon materiaalia, että ne tuhoutuvat täysin räjähdyksen aikana. Tämä prosessi tunnetaan supernovan syntymisenä. |
|
|
Tähtiin pääsekvenssi jonka massa on noin 8 aurinkomassaa tai enemmän, on määrä kuolla voimakkaassa räjähdyksessä. Tätä prosessia kutsutaan supernovan syntymiseksi. Supernova ei ole vain iso nova. Novassa vain pintakerrokset räjähtävät, kun taas supernovassa itse tähden ydin romahtaa. Tämän seurauksena vapautuu valtava määrä energiaa. Supernova voi varjostaa koko galaksin valollaan useista päivistä useisiin viikkoihin. Termit Nova ja Supernova eivät kuvaa tarkasti prosessin olemusta. Kuten jo tiedämme, fyysisesti uusien tähtien muodostumista ei tapahdu. Olemassa olevien tähtien tuhoutuminen tapahtuu. Tämä väärinkäsitys selittyy useilla historiallisilla tapauksilla, kun kirkkaat tähdet ilmestyivät taivaalle, jotka siihen asti olivat käytännössä tai kokonaan näkymättömiä. Tämä vaikutus ja uuden tähden ilmestyminen vaikuttivat terminologiaan. |
|
|
Jos supernovan keskellä on ydin, jonka massa on 1,4–3 aurinkomassaa, ytimen tuhoutuminen jatkuu, kunnes elektronit ja protonit yhdistyvät ja muodostavat neutroneja, jotka muodostavat myöhemmin neutronitähden. Neutronitähdet ovat uskomattoman tiheitä kosmisia esineitä - niiden tiheys on verrattavissa atomin ytimen tiheyteen. Koska suuri määrä massa on pakattu pieneen tilavuuteen, painovoima neutronitähden pinnalla on yksinkertaisesti kohtuuton Neutronitähdillä on suuret magneettikentät, jotka voivat kiihdyttää atomihiukkasia magneettinapojensa ympärillä ja tuottaa voimakkaita säteilysäteitä. Jos tällainen säde on suunnattu Maata kohti, voimme havaita säännöllisiä pulsseja röntgensäteen alueella tästä tähdestä. Tässä tapauksessa sitä kutsutaan pulsariksi. |
|
|
Jos tähden ytimessä on enemmän kuin 3 auringon massaa, muodostuu sen romahtamisen yhteydessä musta aukko: äärettömän tiheä esine, jonka painovoima on niin voimakas, ettei edes valo pääse pakoon sitä. Koska fotonit ovat ainoa työkalu, jolla voimme tutkia maailmankaikkeutta, mustien aukkojen havaitseminen suoraan on mahdotonta. Niiden olemassaolo voidaan tietää vain epäsuorasti. Yksi tärkeimmistä epäsuorista tekijöistä, jotka osoittavat mustan aukon olemassaolon tietyllä alueella, on sen valtava painovoima. Jos mustan aukon lähellä on materiaalia - useimmiten seuralaisia tähtiä - musta aukko vangitsee sen ja vetää sitä kohti. Houkutteleva aine liikkuu spiraalina kohti mustaa aukkoa muodostaen sen ympärille kiekon, joka lämpenee valtaviin lämpötiloihin ja lähettää runsaasti röntgen- ja gammasäteitä. Niiden havaitseminen osoittaa epäsuorasti mustan aukon olemassaolon tähden vieressä. |
Hyödyllisiä artikkeleita, jotka vastaavat eniten mielenkiintoisia kysymyksiä tähdistä.
Syvän avaruuden esineitä
PÄÄJÄRJESTELMÄ, tähtitiede, alue HERTSPRUNG RUSSELLIN KAAVIOON, josta löytyy eniten tähtiä, mukaan lukien aurinko. Se ulottuu vinosti kuumista kirkkaat tähdet vasemmassa yläkulmassa viileisiin haaleisiin tähtiin oikeassa alakulmassa... ... Tieteellinen ja tekninen tietosanakirja
Hertzsprung Russell -kaaviot, kapea kaista tässä kaaviossa, jonka sisällä suurin osa tähdistä sijaitsee. Ylittää kaavion diagonaalisesti (korkeasta matalaan valovoimaan ja lämpötiloihin). Pääsarjan tähdet (to... ... Ensyklopedinen sanakirja
Joukko tähtiä, jotka ovat fyysisesti samanlaisia kuin Aurinko ja muodostavat käytännössä yhden parametrin sekvenssin tilakaaviossa (Hertzsprung-Russell-kaavio (katso Hertzsprung-Russell-kaavio)). G. p.w.:n varrella kaavioita...... Suuri Neuvostoliiton tietosanakirja
Hertzsprung-Russell-kaaviot, kapea kaista tässä kaaviossa, jonka sisällä suurin osa tähdistä sijaitsee. Ylittää kaavion diagonaalisesti (korkeasta matalaan valovoimaan ja lämpötila p). G. tähdet (näihin kuuluvat erityisesti... ... Luonnontieteet. Ensyklopedinen sanakirja
Hertzsprung-Russell-kaavion PÄÄJÄRJESTELMÄ on tässä kaaviossa kapea vyö, jonka sisällä suurin osa tähdistä sijaitsee. Ylittää kaavion diagonaalisesti (korkeasta matalaan valovoimaan ja lämpötiloihin). Tähdet...... Suuri Ensyklopedinen sanakirja
Hertzsprung-Russell-kaavion pääsekvenssi- kaavio ilmaisee tähtien valoisuuden ja lämpötilan välisen suhteen (tähtien joidenkin objektiivisten ominaisuuksien spektriluokka tai väriindeksi), siinä on samanlaisia fysikaaliset ominaisuudet tähdet sijaitsevat erillisillä alueilla: pääalue... ... Modernin luonnontieteen alku
Joukko tähtiä, jotka ovat fyysisesti samanlaisia kuin Aurinko ja muodostavat yhden sekvenssin luminositeettispektrikaaviossa (katso Hertzsprung-Russell-kaavio), jossa valovoimat vähenevät monotonisesti pintalämpötilan, massan ja... ... Tähtitieteellinen sanakirja
VÄLITUOTTEEN TOIMINTAJÄRJESTELMÄ- – kolmannen osapuolen toiminnan logiikka ihmisten välisen konfliktin ratkaisemiseksi. Se sisältää 17 perusvaihetta. 1. Yritä kuvitella iso kuva konflikti ja tunkeutua sen olemukseen analysoimalla meillä olevaa tietoa. Arvioi......
KONFLIKTIN ITSERATKAISEMINEN- – psykologisesti pätevämmän vastustajan tekemien toimien logiikka ihmisten välisen konfliktin lopettamiseksi. Se sisältää 17 perusvaihetta. 1. Lopeta taisteleminen vastustajasi kanssa. Ymmärrä, että konfliktien kautta ei ole mahdollista suojella... Ensyklopedinen psykologian ja pedagogiikan sanakirja
- ... Wikipedia
Kirjat
- Raamattu. Vanhan ja Uuden testamentin pyhien kirjoitusten kirjat,. Pääkirja ihmiskunta!
- Evankeliumin ja kirkon apostolisten lukemien hakemisto. Tapahtumien järjestys neljän evankelistan mukaan... Lomat venäjäksi, Maxim Syrnikov.
Pääominaisuus
Venäläiset juhlapäivät ovat niiden tiukka järjestys, rakenne, kuvio, kirkkauden ja puolisävyjen yhdistelmä, suuri suru ja suuri ilo, välttämätön paastonaika...
Tähdet ovat valtavia valoista plasmapalloja. Heitä on galaksissamme valtava määrä. Tähdillä oli tärkeä rooli tieteen kehityksessä. Ne myös mainittiin monien kansojen myytteissä ja toimivat navigointivälineinä. Kun kaukoputket keksittiin ja taivaankappaleiden ja painovoiman liikelait löydettiin, tiedemiehet ymmärsivät: kaikki tähdet ovat samanlaisia kuin aurinko.
Määritelmä
Pääsarjan tähdet sisältävät kaikki ne, joissa vety muuttuu heliumiksi. Koska tämä prosessi on ominaista useimmille tähdille, useimmat ihmisten havaitsemat valaisimet kuuluvat tähän luokkaan. Esimerkiksi aurinko kuuluu myös tähän ryhmään. Alpha Orionis tai esimerkiksi Siriuksen satelliitti ei kuulu pääsarjan tähtiin. Tähtien ryhmät pääsekvenssi. Tähän kategoriaan kuuluvat tähdet sinisistä superjättiläisistä valkoisiin kääpiöihin. Auringon kirkkaus tässä kaaviossa on otettu yksikkönä. Sarja sisältää eri massaisia tähtiä. Tutkijat ovat tunnistaneet seuraavat valaisimien luokat:
- Supergiants - kirkkausluokka I.
- Giants - II luokka.
- Pääsarjan tähdet - luokka V.
- Subdwarfs - VI luokka.
- Valkoiset kääpiöt - luokka VII.
Prosessit tähtien sisällä
Rakenteellisesti aurinko voidaan jakaa neljään tavanomaiseen vyöhykkeeseen, joiden sisällä erilaisia fyysisiä prosesseja. Tähden säteilyenergia, samoin kuin sisäinen lämpöenergia, syntyy syvällä tähden sisällä ja välittyy ulompiin kerroksiin. Pääsarjan tähtien rakenne on samanlainen kuin tähden rakenne aurinkokunta. Minkä tahansa valaisimen, joka kuuluu tähän kategoriaan Hertzsprung-Russell-kaaviossa, keskiosa on ydin. Siellä tapahtuu jatkuvasti ydinreaktioita, joiden aikana helium muuttuu vedyksi. Jotta vetyytimet törmäävät toisiinsa, niiden energian on oltava suurempi kuin hylkimisenergia. Siksi tällaiset reaktiot tapahtuvat vain erittäin korkeissa lämpötiloissa. Auringon sisälämpötila saavuttaa 15 miljoonaa celsiusastetta. Kun se siirtyy pois tähden ytimestä, se pienenee. Ytimen ulkorajalla lämpötila on jo puolet keskiosan arvosta. Myös plasman tiheys pienenee.
Ydinreaktiot
Mutta paitsi sisäisessä rakenteessaan, pääsarjan tähdet ovat samanlaisia kuin aurinko. Tämän luokan valaisimet erottuvat myös siitä, että ydinreaktiot niiden sisällä tapahtuvat kolmivaiheisen prosessin kautta. Muuten sitä kutsutaan protoni-protoni-sykliksi. Ensimmäisessä vaiheessa kaksi protonia törmäävät toisiinsa. Tämän törmäyksen seurauksena ilmaantuu uusia hiukkasia: deuterium, positron ja neutrino. Seuraavaksi protoni törmää neutriinohiukkaseen, ja esiin tulee helium-3-isotoopin ydin sekä gammasäteilykvantti. Prosessin kolmannessa vaiheessa kaksi helium-3-ydintä sulautuvat toisiinsa ja muodostuu tavallista vetyä.
Näiden törmäysten aikana ydinreaktiot tuottavat jatkuvasti neutriinohiukkasia. Ne ylittävät tähden alemmat kerrokset ja lentävät planeettojen väliseen avaruuteen. Neutriinoja havaitaan myös maan päällä. Määrä, jonka tiedemiehet kirjaavat välineillä, on suhteettoman pienempi kuin mitä tiedemiehet olettavat sen olevan. Tämä ongelma on yksi aurinkofysiikan suurimmista mysteereistä.
Säteilevä vyöhyke
Seuraava kerros Auringon ja pääsarjan tähtien rakenteessa on säteilyvyöhyke. Sen rajat ulottuvat ytimestä ohueen kerrokseen, joka sijaitsee konvektiivisen vyöhykkeen - takokliinin - rajalla. Säteilyvyöhyke on saanut nimensä tavasta, jolla energia siirtyy tähden ytimestä ulompiin kerroksiin - säteily. Ytimessä jatkuvasti tuotetut fotonit liikkuvat tällä vyöhykkeellä ja törmäävät plasman ytimiin. Tiedetään, että näiden hiukkasten nopeus on yhtä suuri kuin valon nopeus. Mutta tästä huolimatta fotoneilla kestää noin miljoona vuotta saavuttaa konvektiivisen ja säteilyvyöhykkeen raja. Tämä viive johtuu fotonien jatkuvasta törmäyksestä plasman ytimiin ja niiden uudelleenemissiosta.
Tachocline
Auringon ja pääsarjan tähdillä on myös ohut vyöhyke, jolla on ilmeisesti tärkeä rooli valaisimien magneettikentän muodostumisessa. Sitä kutsutaan takokliiniksi. Tiedemiehet ehdottavat, että tässä tapahtuu magneettisia dynamoprosesseja. Se johtuu siitä, että plasmavirtaukset venyttävät magneettikenttäviivoja ja lisäävät kokonaiskentän voimakkuutta. On myös ehdotuksia, että takokliinivyöhykkeellä on jyrkkä muutos kemiallinen koostumus plasma.
Konvektiivinen vyöhyke
Tämä alue on uloin kerros. Sen alaraja sijaitsee 200 tuhannen kilometrin syvyydessä, ja sen yläraja saavuttaa tähden pinnan. Konvektiivisen vyöhykkeen alussa lämpötila on edelleen melko korkea, noin 2 miljoonaa astetta. Tämä indikaattori ei kuitenkaan enää riitä hiili-, typpi- ja happiatomien ionisaatioprosessiin. Tämä vyöhyke sai nimensä menetelmästä, jolla ainetta siirretään jatkuvasti syvistä kerroksiin - konvektiosta tai sekoituksesta.
Pääsarjan tähtiä käsittelevässä esityksessä voit korostaa, että Aurinko on tavallinen tähti galaksissamme. Siksi monet kysymykset - esimerkiksi sen energian lähteistä, rakenteesta ja spektrin muodostumisesta - ovat yhteisiä sekä Auringolle että muille tähdille. Tähteemme on ainutlaatuinen sijaintinsa suhteen - se on planeettamme lähin tähti. Siksi sen pinta on tutkittu yksityiskohtaisesti.
Photosphere
Auringon näkyvää kuorta kutsutaan fotosfääriksi. Hän lähettää lähes kaiken energian, joka tulee Maahan. Fotosfääri koostuu rakeista, jotka ovat pitkänomaisia kuuman kaasun pilviä. Täällä voit myös tarkkailla pieniä täpliä, joita kutsutaan taskulampuiksi. Niiden lämpötila on noin 200 o C korkeampi kuin ympäröivän massan, joten niiden kirkkaus eroaa. Valaisimet voivat kestää jopa useita viikkoja. Tämä vakaus johtuu siitä, että tähden magneettikenttä ei salli ionisoitujen kaasujen pystysuuntaisten virtausten poikkeamista vaakasuunnassa.
Tahrat
Lisäksi fotosfäärin pinnalle ilmestyy toisinaan tummia alueita – täpläytimiä. Usein täplät voivat kasvaa halkaisijaan, joka ylittää Maan halkaisijan. Yleensä ne esiintyvät ryhmissä ja kasvavat sitten. Ne jaetaan vähitellen pienempiin osiin, kunnes ne katoavat kokonaan. Täpliä ilmestyy auringon päiväntasaajan molemmille puolille. 11 vuoden välein niiden määrä sekä täplien miehittämä pinta-ala saavuttaa maksiminsa. Havaitun auringonpilkkujen liikkeen perusteella Galileo pystyi havaitsemaan Auringon pyörimisen. Tätä kiertoa tarkennettiin myöhemmin spektrianalyysillä.
Tähän asti tiedemiehet ovat ihmetelleet, miksi auringonpilkkujen lisääntymisjakso on täsmälleen 11 vuotta. Tietämyksen puutteista huolimatta tieto auringonpilkkuista ja tähtien toiminnan muiden osa-alueiden jaksottavuudesta antaa tutkijoille mahdollisuuden tehdä tärkeitä ennusteita. Näitä tietoja tutkimalla voidaan tehdä ennusteita magneettisten myrskyjen ja häiriöiden esiintymisestä radioviestinnässä.
Erot muihin luokkiin
Energiamäärää, jonka tähti säteilee yhdessä aikayksikössä, kutsutaan. Tämä arvo voidaan laskea energiamäärästä, joka saavuttaa planeettamme pinnan, edellyttäen, että tähden etäisyys Maahan tiedetään. Pääsarjan tähdet ovat valoisampia kuin kylmät, pienimassaiset tähdet ja vähemmän valoisia kuin kuumat tähdet, joiden aurinkomassa on 60-100.
Kylmät tähdet ovat oikeassa alakulmassa suhteessa useimpiin valaisimiin, ja kuumat tähdet ovat vasemmassa yläkulma. Lisäksi useimpien tähtien, toisin kuin punaisten jättiläisten ja valkoisten kääpiöiden, massa riippuu valoisuusindeksistä. Suurin osa Jokainen tähti viettää elämänsä tarkasti pääsarjassa. Tutkijat uskovat, että massiivisten tähtien elinikä on paljon lyhyempi kuin pienimassaisilla. Ensi silmäyksellä sen pitäisi olla päinvastoin, koska heillä on enemmän vetyä poltettavana ja heidän on käytettävä sitä pidempään. Massiiviset tähdet kuluttavat kuitenkin polttoaineensa paljon nopeammin.
Aurinkomme massa on 1,99 × 10 27 tonnia - 330 tuhatta kertaa raskaampaa kuin Maa. Mutta tämä on kaukana rajasta. Raskain löydetty tähti R136a1 painaa jopa 256 aurinkoa. A, meitä lähinnä oleva tähti, ylitti tuskin kymmenesosan tähtemme korkeudesta. Tähden massa voi vaihdella hämmästyttävän paljon - mutta onko sillä rajaa? Ja miksi se on niin tärkeä tähtitieteilijöille?
Massa on yksi tähden tärkeimmistä ja epätavallisimmista ominaisuuksista. Sen perusteella tähtitieteilijät voivat määrittää tarkasti tähden iän ja sen tulevan kohtalon. Lisäksi massiivisuus määrittää tähden painovoiman puristuksen voimakkuuden - tärkein edellytys tähden ytimen "sytymiselle" lämpöydinreaktiossa ja alussa. Siksi massa on läpäisevä kriteeri tähtien luokassa. Liian kevyet esineet, kuten , eivät voi todella loistaa - ja liian raskaat kuuluvat tyyppisten ääriesineiden kategoriaan.
Ja samaan aikaan tiedemiehet pystyvät tuskin laskemaan tähden massaa - ainoa tähti, jonka massa tiedetään tarkasti, on meidän. Maapallomme auttoi tuomaan selkeyden. Kun tiedät planeetan massan ja sen nopeuden, voit laskea itse tähden massan Keplerin kolmannen lain perusteella, jota kuuluisa fyysikko Isaac Newton on modifioinut. Johannes Kepler löysi yhteyden planeetan etäisyyden tähteen ja planeetan täydellisen kierroksen nopeuden välillä tähden ympärillä, ja Newton täydensi kaavaansa tähden ja planeetan massoilla. Tähtitieteilijät käyttävät usein Keplerin kolmannen lain muunneltua versiota - ei vain tähtien, vaan myös muiden yhdessä muodostavien kosmisten esineiden massan määrittämiseen.
Toistaiseksi voimme vain arvailla kaukaisia valaisimia. Edistyksellisin (tarkkuuden kannalta) on menetelmä tähtijärjestelmien massan määrittämiseksi. Sen virhe on "vain" 20-60%. Tämä epätarkkuus on kriittinen tähtitieteelle - jos Aurinko olisi 40 % kevyempi tai raskaampi, elämää maapallolle ei olisi syntynyt.
Mitattaessa yksittäisten tähtien massaa, joiden lähellä ei ole näkyviä esineitä, joiden kiertorataa voitaisiin käyttää laskelmiin, tähtitieteilijät tekevät kompromissin. Nykyään luetaan, että yhden tähden massa on sama. Tiedemiehiä auttaa myös tähden massan ja kirkkauden välinen suhde, koska molemmat ominaisuudet riippuvat ydinreaktioiden voimakkuudesta ja tähden koosta - suorista massan indikaattoreista.
Tähtien massa-arvo
Tähtien massiivisuuden salaisuus ei piile laadussa, vaan määrässä. Aurinkomme, kuten useimmat tähdet, koostuu 98 % luonnon kahdesta kevyimmästä alkuaineesta - vedystä ja heliumista. Mutta samaan aikaan se sisältää 98% koko massasta!
Kuinka tällaiset kevyet aineet voivat muodostaa valtavia palavia palloja? Tätä varten tarvitset suurista kosmisista kappaleista vapaata tilaa, paljon materiaalia ja alkutyönnön - jotta ensimmäiset heliumi- ja vetykilot alkavat houkutella toisiaan. Molekyylipilvissä, joissa tähdet syntyvät, mikään ei estä vetyä ja heliumia kerääntymästä. Niitä on niin paljon, että painovoima alkaa väkisin työntää vetyatomien ytimiä yhteen. Tämä käynnistää lämpöydinreaktion, joka muuttaa vedyn heliumiksi.
On loogista, että mitä suurempi tähden massa on, sitä suurempi on sen kirkkaus. Massiivisessa tähdessä on todellakin paljon enemmän vetyä "polttoainetta" lämpöydinreaktioon, ja prosessin aktivoiva gravitaatiopuristus on vahvempi. Todiste on artikkelin alussa mainitussa massiivisimmassa tähdessä, R136a1:ssä - 256 kertaa painavampana se loistaa 8,7 miljoonaa kertaa kirkkaammin kuin tähtemme!
Mutta myös massiivisuus on kääntöpuoli: prosessien intensiteetistä johtuen vety "palaa" nopeammin lämpöydinreaktioissa sisällä. Siksi massiiviset tähdet eivät elä kovin kauan kosmisessa mittakaavassa - useita satoja tai jopa kymmeniä miljoonia vuosia.
- Mielenkiintoinen tosiasia: kun tähden massa on 30 kertaa Auringon massa, se voi elää enintään 3 miljoonaa vuotta - riippumatta siitä, kuinka paljon sen massa on 30 kertaa Auringon massa. Tämä johtuu Eddingtonin säteilyrajan ylityksestä. Transsendentaalisen tähden energiasta tulee niin voimakas, että se repii tähden aineen virrassa - ja mitä massiivisempi tähti, sitä suurempi massahäviö.
Yllä tarkastelimme tähden massaan liittyviä fysikaalisia perusprosesseja. Yritetään nyt selvittää, mitkä tähdet voidaan "tehdä" heidän avullaan.
- Yleisin kaikista maailmankaikkeuden havaittavista kosmisista objekteista.
Tähtien tärkein parametri on massa. Tähdet ovat kaasupalloja, joiden massa ylittää 0,08 auringon massaa.
Tähtien hehkua ja niiden spektrejä tutkimalla todettiin, että tähtien ilmakehä koostuu vedystä, heliumista ja joidenkin muiden alkuaineiden sekoituksista. Juuri tähdissä on olosuhteet heliumia raskaampien alkuaineiden muodostumiselle.
Tähtien lämpötilat ja valovoimat ovat hyvin laajoissa rajoissa, mutta nämä parametrit eivät ole riippumattomia. Tähtien kirkkautta verrataan Auringon kirkkauteen. Auringon absoluuttinen magnitudi on M = +4,82 m. Auringon kirkkaus: L = 3,58·10 26 W. On tähtiä, jotka ovat satoja tuhansia kertoja kirkkaampia ja satojatuhansia kertoja himmeämpiä kuin Aurinko.
Pääsarjan tähdet ovat normaaleja, Auringon kaltaisia tähtiä, joissa vetyä poltetaan lämpöydinreaktioissa. Pääsekvenssi on sarja eri massaisia tähtiä. Massaltaan suurimmat tähdet sijaitsevat pääsarjan yläosassa ja ovat sinisiä jättiläisiä. Massaltaan pienimmät tähdet ovat kääpiöitä. Ne sijaitsevat pääsarjan alaosassa.
Sillä on syvä evoluutionaalinen merkitys spektri-luminositeettikaavio .
Tähdet muodostuvat gravitaatiovakauden seurauksena kylmissä, tiheissä molekyylipilvissa. Siksi tähdet syntyvät aina ryhmissä (klusterit, kompleksit). Tähtien kehitysvaihetta, jolle on ominaista puristuminen ja jolla ei vielä ole lämpöydinenergian lähteitä, kutsutaan prototähti . Satojen tuhansien vuosien aikana kylmä kaasu- ja pölypilvi supistuu huomattavasti; lämpötila pilven keskellä nousee miljooniin kelvineihin. Useiden miljoonien Kelvinin lämpötilan saavuttaessa keskustassa alkavat lämpöydinreaktiot. Tätä varten vaadittava vähimmäismassa on 0,08 M.
Pääsekvenssin tähdissä tapahtuu niin sanotun protoni-protonisyklin reaktioita.
Tähden jatkokehitys riippuu sen massasta. Pienikokoiset ja pienimassaiset tähdet, aurinko mukaan lukien, elämänsä lopussa, punaisen jättiläisen vaiheen jälkeen, supistuvat ja irrottavat kuorensa muuttuen valkoiset kääpiöt . Valkoisten kääpiöiden massa on enintään 1,2 M ja niiden säde on 100 kertaa pienempi kuin Auringon. Niiden tiheys on miljoona kertaa suurempi kuin Auringon.
Neutronitähdet muodostuu supernovaräjähdyksissä, jos tähden alkumassa oli 10–40 M tai aineen kertyessä valkoiseen kääpiöön läheisessä binäärijärjestelmässä. Ne pyörivät nopeasti akselinsa ympäri ja niillä on vahva magneettikenttä. Liikkuvat varautuneet hiukkaset synnyttävät sähkömagneettisia aaltoja, jotka säteilevät kapeana, nopeasti pyörivänä säteenä. Neutronitähdet tunnistetaan pulsareista.
Jos tähden lopullinen massa on suurempi kuin 3 M, tähdestä tulee musta aukko . Tällaisen massiivisen tähden gravitaatiokenttä puristaa sen aineen niin paljon, että tähti ei voi pysähtyä neutronitähtivaiheeseen ja jatkaa kutistumistaan gravitaatiosäteeseen asti. Mustien aukkojen määrän galaksissamme uskotaan olevan noin kymmenen miljoonaa.