Universum

Tähtede areng

Tähtede areng

Tähed arenevad miljonite aastate jooksul. Tegelikkuses ei lõpeta nad kunagi arengut ja muutusi, sünnist surmani.

Nad sünnivad siis, kui ruumi koguneb suur hulk ainet. Materjal surutakse kokku ja kuumutatakse, kuni algab tuumareaktsioon, mis kulutab ainet, muutes selle energiaks. Väikesed tähed kulutavad seda aeglaselt ja kestavad kauem kui suured tähed.

Tähtede evolutsiooni teooriad põhinevad tõenditel, mis on saadud heleduse spektrite uurimisel. Vaatlused näitavad, et paljusid tähti saab klassifitseerida korrapärases järjestuses, kus heledam on kuumim ja väikseim, kõige külmem.

See tähtede seeria moodustab riba, mida tuntakse Hertzsprung-Russelli diagrammina tuntud temperatuuri-valgustugevuse diagrammi peamise järjestusena. Muud diagrammil olevad tähegrupid hõlmavad ülalnimetatud hiiglaslikke ja kääbustähti.

Tähe elu

Tähe elutsükkel algab suhteliselt külma gaasi suure massina. Gaasi kokkutõmbumine tõstab temperatuuri, kuni tähe sisemus jõuab 1 000 000 ° C-ni. Sel hetkel toimuvad tuumareaktsioonid, mille tulemuseks on vesinikuaatomite tuumade liitumine deuteeriumi tuumadega, moodustades heeliumi tuuma. See reaktsioon vabastab suures koguses energiat ja tähe kokkutõmbumine peatub. Mõneks ajaks tundub, et see stabiliseerub.

Kuid kui energia vabanemine lõpeb, algab kokkutõmbumine uuesti ja tähe temperatuur tõuseb uuesti. Teatud hetkel algab reaktsioon vesiniku, liitiumi ja teiste tähe kehas leiduvate kergmetallide vahel. Energia vabaneb taas ja kokkutõmbumine peatub.

Liitiumi ja muude kergete materjalide tarbimisel jätkub kokkutõmbumine ja täht siseneb lõppfaasi, kus tänu süsiniku ja lämmastiku katalüütilisele toimel muundatakse vesinik väga kõrgetel temperatuuridel heeliumiks. See termotuumareaktsioon on iseloomulik tähtede põhijärjestusele ja kestab seni, kuni kogu vesinik on ära kulutatud.

Täht muutub punaseks hiiglaseks ja saavutab suurima suuruse, kui kogu tema keskne vesinik on muutunud heeliumiks. Kui see jätkub paistma, peaks tuuma temperatuur tõusma piisavalt, et põhjustada heeliumi tuumade sulandumist. Selle protsessi käigus on tõenäoline, et täht muutub palju väiksemaks ja seetõttu tihedamaks.

Kui ta on ära kulutanud kõik võimalikud tuumaenergiaallikad, siis ta taastub ja muutub valgeks kääbuseks. Seda viimast etappi võivad tähistada plahvatused, mida nimetatakse "novadeks". Kui täht vabastatakse selle väliskestast, mis plahvatab nova või supernoovana, naaseb see tähtedevaheliste keskmiste keskmiste raskuste juurde kui vesinik, mille ta on seal sünteesinud.

Sellest materjalist moodustatud tulevased tähepõlvkonnad alustavad oma elu rikkama raskete elementide valikuga kui eelmised põlvkonnad. Tähtedest, mis lasevad oma välimised kihid plahvatusohtlikult lahti, muutuvad planeedis olevad udud - vanad tähed, mida ümbritsevad mitmesugustel lainepikkuste vahemikul kiirgavad gaasisfäärid.

Tähest mustasse auku

Tähed, mille mass on palju suurem kui Päikese mass, läbivad kiirema arengu, mõni miljon aastat sünnist kuni supernoova plahvatuseni. Tähe jäänused võivad olla neutronitähed.

Neutronitähtede suurusel on siiski teatud piir, mille ületamisel need kehad on sunnitud kokku tõmbama, kuni neist saab must auk, kust kiirgus ei pääse.

Tüüpilised tähed nagu Päike võivad püsida mitu miljardit aastat. Väikese massiga kääbuste lõppsiht pole teada, välja arvatud see, et nad lakkavad märgatavalt kiirgama. Tõenäoliselt muutuvad nad tuhaks või mustaks kääbuseks.

◄ EelmineJärgmine ►
Kuidas Universum moodustati?Materjalid ja kiirgus