Tähdet, kuten ihmiset, voivat olla vastasyntyneitä, nuoria, vanhoja. Joka hetki jotkut tähdet kuolevat ja toisia syntyy. Yleensä nuorimmat heistä ovat samanlaisia kuin aurinko. Ne ovat muodostumisvaiheessa ja edustavat itse asiassa prototähtiä. Tähtitieteilijät kutsuvat heitä T-Taurus-tähdiksi prototyypin mukaan. Ominaisuuksiensa - esimerkiksi valoisuuden - perusteella prototähdet ovat vaihtelevia, koska niiden olemassaolo ei ole vielä saavuttanut vakaata vaihetta. Monien ympärillä on suuri määrä ainetta. Voimakkaat tuulivirrat lähtevät T-tyypin tähdistä.
Protostähdet: elinkaaren alku
Jos ainetta putoaa prototähden pinnalle, se palaa nopeasti ja muuttuu lämmöksi. Tämän seurauksena prototähtien lämpötila nousee jatkuvasti. Kun se kohoaa niin paljon, että ydinreaktiot laukeavat tähden keskustassa, prototähti saa tavallisen tilan. Ydinreaktioiden alkaessa tähdellä on jatkuva energialähde, joka tukee sen elintärkeää toimintaa pitkään. Kuinka pitkä tähti elinkaari universumissa on, riippuu sen alkuperäisestä koosta. kuitenkinUskotaan, että Auringon halkaisij altaan olevilla tähdillä on tarpeeksi energiaa elääkseen mukavasti noin 10 miljardia vuotta. Tästä huolimatta tapahtuu myös niin, että massiiviset tähdet elävät vain muutaman miljoonan vuoden. Tämä johtuu siitä, että he polttavat polttoaineensa paljon nopeammin.
Tavallisen kokoiset tähdet
Jokainen tähdistä on nippu kuumaa kaasua. Niiden syvyyksissä ydinenergian tuotantoprosessi on jatkuvassa käynnissä. Kaikki tähdet eivät kuitenkaan ole kuin aurinko. Yksi tärkeimmistä eroista on väri. Tähdet eivät ole vain keltaisia, vaan myös sinertäviä, punertavia.
Kirkkaus ja kirkkaus
Ne eroavat myös sellaisista ominaisuuksista kuin kirkkaus ja kirkkaus. Se, kuinka kirkas Maan pinn alta havaittu tähti tulee olemaan, ei riipu vain sen kirkkaudesta, vaan myös etäisyydestä planeettamme. Kun otetaan huomioon etäisyys Maahan, tähdillä voi olla täysin erilainen kirkkaus. Tämä luku vaihtelee yhdestä kymmenesosasta Auringon kirkkaudesta kirkkauteen, joka on verrattavissa yli miljoonaan aurinkoon.
Useimmat tähdet ovat tämän spektrin alapäässä ja ovat himmeitä. Aurinko on monella tapaa keskimääräinen, tyypillinen tähti. Kuitenkin verrattuna muihin, sillä on paljon suurempi kirkkaus. Suuri määrä himmeitä tähtiä voidaan havaita jopa paljaalla silmällä. Syy, miksi tähtien kirkkaus eroaa, johtuu niiden massasta. Väri, kiilto ja kirkkauden muutos ajan myötä määräytyy määrän mukaanaineet.
Yritetään selittää tähtien elinkaarta
Ihmiset ovat pitkään yrittäneet jäljittää tähtien elämää, mutta tutkijoiden ensimmäiset yritykset olivat melko arkoja. Ensimmäinen edistysaskel oli Lanen lain soveltaminen painovoiman supistumisen Helmholtz-Kelvinin hypoteesiin. Tämä toi astronomiaan uuden ymmärryksen: teoriassa tähden lämpötilan pitäisi nousta (sen arvo on kääntäen verrannollinen tähden säteeseen), kunnes tiheyden kasvu hidastaa supistumisprosesseja. Silloin energiankulutus on suurempi kuin sen tulot. Tässä vaiheessa tähti alkaa jäähtyä nopeasti.
Hypoteesia tähtien elämästä
Yksi alkuperäisistä hypoteeseista tähden elinkaaresta esitti tähtitieteilijä Norman Lockyer. Hän uskoi, että tähdet syntyvät meteorisesta aineesta. Samanaikaisesti hänen hypoteesinsa ehdot perustuivat paitsi tähtitieteessä käytettävissä oleviin teoreettisiin päätelmiin, myös tähtien spektrianalyysin tietoihin. Lockyer oli vakuuttunut siitä, että taivaankappaleiden evoluutioon osallistuvat kemialliset alkuaineet koostuvat alkuainehiukkasista - "protoelementeistä". Toisin kuin nykyaikaiset neutronit, protonit ja elektronit, niillä ei ole yleistä, vaan yksilöllistä luonnetta. Esimerkiksi Lockyerin mukaan vety hajoaa niin sanotuksi "protovedyksi"; raudasta tulee "proto-rauta". Myös muut tähtitieteilijät yrittivät kuvata tähden elinkaarta, esimerkiksi James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle.
Jättiläiset ja kääpiöt
Suuret tähdet ovat kuumimpia ja kirkkaimpia. Ne ovat yleensä valkoisia tai sinertäviä. Vaikka ne ovat kooltaan jättimäisiä, niiden sisällä oleva polttoaine palaa niin nopeasti, että ne menettävät sen vain muutamassa miljoonassa vuodessa.
Pienet tähdet, toisin kuin jättiläiset, eivät yleensä ole yhtä kirkkaita. Niillä on punainen väri, ne elävät tarpeeksi kauan - miljardeja vuosia. Mutta taivaan kirkkaimpien tähtien joukossa on myös punaisia ja oransseja. Esimerkki on tähti Aldebaran - niin kutsuttu "härän silmä", joka sijaitsee Härän tähdistössä; sekä tähti Antares Skorpionin tähdistössä. Miksi nämä viileät tähdet pystyvät kilpailemaan kirkkaudessa Siriuksen k altaisten kuumien tähtien kanssa?
Tämä johtuu siitä, että kerran ne laajenivat voimakkaasti ja niiden halkaisija alkoi ylittää v altavat punaiset tähdet (superjätit). V altavan alueen ansiosta nämä tähdet voivat säteillä suuruusluokkaa enemmän energiaa kuin Aurinko. Ja tämä huolimatta siitä, että niiden lämpötila on paljon alhaisempi. Esimerkiksi Orionin tähdistössä sijaitsevan Betelgeusen halkaisija on useita satoja kertoja suurempi kuin Auringon halkaisija. Ja tavallisten punaisten tähtien halkaisija ei yleensä ole edes kymmenesosa Auringon koosta. Tällaisia tähtiä kutsutaan kääpiöiksi. Jokainen taivaankappale voi käydä läpi tämän tyyppisen tähtien elinkaaren – sama tähti elämänsä eri osissa voi olla sekä punainen jättiläinen että kääpiö.
Yleensä valot pitävät Auringostaylläpitää olemassaoloaan sisällä olevan vedyn ansiosta. Se muuttuu heliumiksi tähden ydinytimen sisällä. Auringossa on v altava määrä polttoainetta, mutta sekään ei ole ääretön - puolet varannosta on käytetty viimeisen viiden miljardin vuoden aikana.
Tähtien elinikä. Tähtien elinkaari
Kun tähden sisällä oleva vetyvarasto on loppunut, tapahtuu vakavia muutoksia. Jäljelle jäänyt vety alkaa palaa ei sen ytimessä, vaan pinnalla. Tässä tapauksessa tähden elinikä lyhenee yhä enemmän. Tähtien sykli, ainakin useimmat niistä, tässä segmentissä siirtyvät punaisen jättiläisen vaiheeseen. Tähden koko kasvaa ja sen lämpötila päinvastoin laskee. Näin näkyvät useimmat punaiset jättiläiset sekä superjättiläiset. Tämä prosessi on osa tähtien kanssa tapahtuvaa yleistä muutossarjaa, jota tiedemiehet kutsuivat tähtien evoluutioksi. Tähden elinkaari sisältää kaikki sen vaiheet: lopulta kaikki tähdet vanhenevat ja kuolevat, ja niiden olemassaolon kesto määräytyy suoraan polttoaineen määrän mukaan. Suuret tähdet päättävät elämänsä v altavalla, näyttävällä räjähdyksellä. Vaatimattomat päinvastoin kuolevat ja pienentyvät vähitellen valkoisten kääpiöiden kokoisiksi. Sitten ne vain häviävät.
Kuinka kauan keskimääräinen tähti elää? Tähtien elinkaari voi kestää alle 1,5 miljoonasta vuodesta 1 miljardiin vuoteen tai enemmän. Kaikki tämä, kuten sanottiin, riippuu sen koostumuksesta ja koosta. Auringon k altaiset tähdet elävät 10–16 miljardia vuotta. Erittäin kirkkaat tähdetSiriuksen tavoin elävät suhteellisen lyhyen ajan - vain muutama sata miljoonaa vuotta. Tähden elinkaarikaavio sisältää seuraavat vaiheet. Tämä on molekyylipilvi - pilven painovoiman romahtaminen - supernovan synty - prototähden evoluutio - prototähtien vaiheen loppu. Sitten seuraavat vaiheet: nuoren tähden vaiheen alku - elämän keskivaihe - kypsyys - punaisen jättiläisen vaihe - planetaarinen sumu - valkoisen kääpiön vaihe. Kaksi viimeistä vaihetta ovat ominaisia pienille tähdille.
Planeetaaristen sumujen luonne
Katsoimme siis lyhyesti tähden elinkaaren. Mutta mikä on planetaarinen sumu? Tähdet irrottavat toisinaan ulkokerroksiaan muuttuessaan v altavasta punaisesta jättiläisestä valkoiseksi kääpiöksi jättäen tähden ytimen näkyviin. Kaasuvaippa alkaa hehkua tähden lähettämän energian vaikutuksesta. Tämä vaihe sai nimensä siitä tosiasiasta, että tämän kuoren valokuplat näyttävät usein levyiltä planeettojen ympärillä. Mutta itse asiassa niillä ei ole mitään tekemistä planeettojen kanssa. Lasten tähtien elinkaari ei välttämättä sisällä kaikkia tieteellisiä yksityiskohtia. Voidaan vain kuvata taivaankappaleiden evoluution päävaiheita.
Tähtiklusterit
Astronomit rakastavat tähtijoukkojen tutkimista. On olemassa hypoteesi, että kaikki valaisimet syntyvät täsmälleen ryhmissä, eivät yksitellen. Koska samaan klusteriin kuuluvilla tähdillä on samanlaiset ominaisuudet, erot niiden välillä ovat totta, eivätkä ne johdu etäisyydestä Maahan. Millaisia muutoksiaeivät pudonneet näiden tähtien osuuteen, he ottavat alkunsa samaan aikaan ja yhtäläisin ehdoin. Erityisen paljon tietoa voidaan saada tutkimalla niiden ominaisuuksien riippuvuutta massasta. Loppujen lopuksi tähtien ikä klusteissa ja niiden etäisyys Maasta ovat suunnilleen samat, joten ne eroavat vain tässä indikaattorissa. Klusterit eivät kiinnosta vain ammattitähtitieteilijöitä - jokainen amatööri ottaa mielellään kauniin kuvan, ihailee heidän poikkeuksellisen kaunista näkymää planetaariossa.
