Elu põhijärjestusel: kuidas tähed arenevad

Tärnid on mõned universumi alustaladest. Nad ei moodusta mitte ainult galaktikaid, vaid ka sadamaid, millel asuvad planeedisüsteemid. Niisiis annab nende kujunemise ja evolutsiooni mõistmine galaktikate ja planeetide mõistmisele olulisi vihjeid.

Päike annab meile õppimiseks esmaklassilise näite, siinsamas, meie enda päikesesüsteemis. See on vaid kaheksa valgusminuti kaugusel, nii et me ei pea selle pinnal funktsioonide nägemiseks kaua ootama. Astronoomidel on mitmeid Päikest uurivaid satelliite ja nad on juba pikka aega teada saanud selle elu põhitõdedest. Esiteks on see keskealine ja otse oma eluperioodi keskel, mida nimetatakse "peamiseks järjestuseks". Selle aja jooksul sulatab see tuumas vesiniku, moodustades heeliumi.

Kogu oma ajaloo vältel on Päike paistnud üsna sama. Meie jaoks on see alati olnud see hõõguv kollakasvalge objekt taevas. Tundub, et see ei muutu, vähemalt meie jaoks. Selle põhjuseks on asjaolu, et see elab väga erineval ajal kui inimesed. Kuid see muutub, kuid väga aeglaselt, võrreldes sellega, kui kiiresti elame oma lühikest ja kiiret elu. Kui vaatame tähe elu universumi vanusevahemikus (umbes 13,7 miljardit aastat), siis elavad kõik Päike ja teised tähed päris normaalset elu. See tähendab, et nad sünnivad, elavad, arenevad ja surevad kümnete miljonite või miljardite aastate jooksul.

Et mõista, kuidas tähed arenevad, peavad astronoomid teadma, millist tüüpi tähti seal on ja miks need erinevad olulisel viisil üksteisest. Üks samm on tähtede sortimine erinevatesse prügikastidesse, nagu inimesed münte või marmorte sorteerivad. Seda nimetatakse "täheklassifikatsiooniks" ja see mängib suurt rolli tähtede töö mõistmisel.

Astronoomid sorteerivad tähti "prügikastidesse", kasutades neid omadusi: temperatuur, mass, keemiline koostis jne. Temperatuuri, heleduse (heleduse), massi ja keemia põhjal klassifitseeritakse Päike keskealiseks täht seda eluperioodil, mida nimetatakse "peamiseks järjestuseks".

Praktiliselt kõik tähed veedavad suurema osa oma elust sellel põhijärjestusel kuni surmani; vahel õrnalt, vahel vägivaldselt.

Põhijärjestuse tähe moodustamise põhimääratlus on see: see on täht, mis sulatab vesiniku tuumasse selle tuumas. Vesinik on tähtede põhielementideks. Seejärel kasutavad nad seda muude elementide loomiseks.

Tähe moodustumisel juhtub see nii, et vesiniku gaasipilv hakkab raskusjõu mõjul kokku tõmbama (kokku tõmbama). See loob tiheda kuuma protokaari pilve keskele. Sellest saab tähe tuum.

Tihedus tuumas jõuab punkti, kus temperatuur on vähemalt 8–10 miljonit kraadi Celsiuse järgi. Protostari välimised kihid suruvad südamikku. See temperatuuri ja rõhu kombinatsioon käivitab protsessi, mida nimetatakse tuumasünteesiks. See on punkt, kui täht sünnib. Täht stabiliseerub ja saavutab seisundi, mida nimetatakse "hüdrostaatiliseks tasakaaluks", mis on siis, kui välimine kiirgus Tuuma survet tasakaalustavad tähe tohutud gravitatsioonijõud, mis üritab sisse variseda ise. Kui kõik need tingimused on täidetud, on täht "põhijärjestuses" ja see teeb oma elu tihedalt, muutes vesiniku tuumaks heeliumiks.

Mass mängib olulist rolli antud tähe füüsikaliste omaduste määramisel. See annab ka vihjeid, kui kaua täht elab ja kuidas ta sureb. Mida suurem on tähe mass, seda suurem on gravitatsioonirõhk, mis üritab tähe kokku variseda. Selle suurema survega võitlemiseks vajab täht suurt sulandumiskiirust. Mida suurem on tähe mass, seda suurem on rõhk tuumas, seda kõrgem on temperatuur ja seetõttu on suurem sulandumiskiirus. See määrab, kui kiiresti täht oma kütuse kulutab.

Massiivne täht sulab vesinikuvarud kiiremini. See eemaldab selle põhijärjestusest kiiremini kui väiksema massiga täht, mis kasutab oma kütust aeglasemalt.

Kui tähtedel on vesinik otsa saanud, hakkavad nad tuumasse sulama heeliumi. See on siis, kui nad lahkuvad põhijärjestusest. Suure massitähega tähed saavad punased superkangedja areneda siis selleks, et saada sinised ülikonnad. See sulatab heeliumi süsinikuks ja hapnikuks. Siis hakkab neid neooniks sulatama ja nii edasi. Põhimõtteliselt saab tähest keemilise tootmise tehas, kus sulandumine toimub mitte ainult tuumas, vaid ka tuuma ümbritsevates kihtides.

Lõpuks proovib väga suure massiga täht rauda sulatada. See on selle tähe surma suudlus. Miks? Kuna raua sulatamine võtab rohkem energiat, kui tähel on olemas. See peatab termotuumasünteesi oma radades surnuna. Kui see juhtub, varisevad tähe välimised kihid südamikku. See juhtub üsna kiiresti. Südamiku välisservad kukuvad kõigepealt hämmastava kiirusega umbes 70 000 meetrit sekundis. Kui see tabab raudsüdamikku, hakkab see kõik tagasi välja põrkuma ja see tekitab lööklaine, mis mõne tunni jooksul ripub tähe alt läbi. Selle käigus tekivad uued raskemad elemendid, kui löögi esiosa läbib tähe materjali.
Seda nimetatakse nn südamiku kokkuvarisemise supernoovaks. Lõpuks plahvatavad välimised kihid kosmosesse ja järele jääb varisenud südamik, millest saab a neutronitäht või must auk.

Tärnid, mille massid on poole päikesemassi (st poole Päikese massist) ja umbes kaheksa päikesemassi vahel, sulatavad vesiniku heeliumiks kuni kütuse tarbimiseni. Sel hetkel muutub täht punaseks hiiglaseks. Täht hakkab heeliumi sulatama süsinikuks ja välimised kihid laienevad, et muuta täht pulseerivaks kollaseks hiiglaseks.

Kui suurem osa heeliumist on sulatatud, muutub täht jälle punaseks hiiglaseks, veelgi suuremaks kui enne. Tähe väliskihid laienevad kosmosesse, luues a planetaarne udukogu. Süsiniku ja hapniku tuum jääb a-kujuliseks valge kääbus.

Tärnid, mis on väiksemad kui 0,5 päikesemassi, moodustavad ka valgeid kääbuseid, kuid need ei suuda heeliumi sulatada, kuna südamikus puudub nende väiksusest tulenev rõhk. Seetõttu on neid tähti tuntud heeliumvalgete kääbustena. Nagu neutronitähed, mustad augud ja supergurmaanid, ei kuulu need enam põhijada.