Elämä pääsekvenssissä: kuinka tähdet kehittyvät

Tähdet ovat joitain maailmankaikkeuden perustavanlaatuisista rakennuspalikoista. Ne eivät vain muodosta galakseja, vaan myös monissa on satama planeettajärjestelmiä. Joten niiden muodostumisen ja evoluution ymmärtäminen antaa tärkeitä vihjeitä galaksejen ja planeettojen ymmärtämiselle.

Aurinko antaa meille ensiluokkaista esimerkkiä opiskeluun, täällä omassa aurinkokuntamme. Se on vain kahdeksan valo minuutin päässä, joten meidän ei tarvitse odottaa kauan nähdäksesi ominaisuuksia sen pinnalla. Tähtitieteilijöillä on useita satelliitteja, jotka tutkivat aurinkoa, ja he ovat jo kauan tienneet sen elämän perusteet. Ensinnäkin, se on keski-ikäinen, ja keskellä elämäänsä, jota kutsutaan "pääsekvenssiksi". Tuona aikana se sulauttaa vetyä ytimessään muodostaen heliumin.

Koko historiansa aikana aurinko on näyttänyt melko samalta. Meille se on aina ollut tämä hehkuva, kellertävänvalkoinen esine taivaalla. Se ei näytä muuttuvan, ainakaan meille. Tämä johtuu siitä, että se elää hyvin eri aikataulussa kuin ihmiset. Se kuitenkin muuttuu, mutta hyvin hitaasti verrattuna nopeuteen, jolla elämme lyhyttä, nopeaa elämäämme. Jos tarkastelemme tähden elämää maailmankaikkeuden iän mittakaavassa (noin 13,7 miljardia vuotta), niin aurinko ja muut tähdet elävät melko normaalia elämää. Eli he syntyvät, elävät, kehittyvät ja kuolevat sitten kymmenien miljoonien tai miljardien vuosien aikana.

Tähtien kehittymisen ymmärtämiseksi tähtitieteilijöiden on tiedettävä, minkä tyyppisiä tähtiä on ja miksi ne eroavat toisistaan ​​tärkeillä tavoilla. Yksi vaihe on "lajitella" tähdet erilaatikoihin, aivan kuten ihmiset saattavat lajitella kolikot tai marmorit. Sitä kutsutaan "tähtiluokitukseksi" ja sillä on valtava rooli ymmärtää tähtiä.

Tähtitieteilijät lajittelevat tähdet sarjaan "roskakorit" käyttämällä näitä ominaisuuksia: lämpötila, massa, kemiallinen koostumus ja niin edelleen. Lämpötilan, kirkkauden (vaaleuden), massan ja kemian perusteella aurinko luokitellaan keski-ikäiseksi tähti eli elämänsä aikana, jota kutsutaan "pääsekvenssiksi".

Lähes kaikki tähdet viettävät suurimman osan elämästään tähän pääjärjestykseen, kunnes kuolevat; joskus hellästi, joskus väkivaltaisesti.

Perusmäärittely siitä, mikä tekee pääsekvenssitähteestä, on seuraava: se on tähti, joka sulauttaa vedyn heliumiin ytimessään. Vety on tähtien perusrakenne. Sitten he luovat sen muiden elementtien luomiseen.

Kun tähti muodostuu, niin se tapahtuu, koska vetykaasupilvi alkaa kutistua (vetää yhteen) painovoiman alaisena. Tämä luo tiheän, kuuman protostarin pilven keskelle. Siitä tulee tähden ydin.

Ytimen tiheys saavuttaa pisteen, jossa lämpötila on vähintään 8-10 miljoonaa celsiusastetta. Protostarin ulkokerrokset puristuvat ytimeen. Tämä lämpötilan ja paineen yhdistelmä käynnistää prosessin, jota kutsutaan ydinfuusioksi. Siinä vaiheessa tähti syntyy. Tähti vakaa ja saavuttaa tilan, jota kutsutaan "hydrostaattiseksi tasapainoksi", jolloin ulkoinen säteily Ytimen paine tasapainottuu sen tähden valtavilla gravitaatiovoimilla, jotka yrittävät romahtaa sisään itse. Kun kaikki nämä ehdot täyttyvät, tähti on "pääjärjestyksessä" ja jatkaa elämäänsä vilkkaasti tekemällä vedystä ytimeensä heliumia.

Massalla on tärkeä rooli tietyn tähden fysikaalisten ominaisuuksien määrittämisessä. Se antaa myös vihjeitä kuinka kauan tähti elää ja kuinka se kuolee. Mitä suurempi on tähden massa, sitä suurempi painovoimapaine yrittää romahtaa tähtiä. Tällaisen suuremman paineen torjumiseksi tähti tarvitsee korkean fuusionopeuden. Mitä suurempi tähden massa on, sitä suurempi paine ytimessä on, sitä korkeampi lämpötila ja siksi suurempi sulamisnopeus. Se määrittelee kuinka nopeasti tähti käyttää polttoainetta.

Massiivinen tähti sulauttaa vetyvarannon nopeammin. Tämä poistaa sen pääjärjestyksestä nopeammin kuin pienemmän massan tähti, joka käyttää polttoainetta hitaammin.

Kun tähtiä loppuu vety, ne alkavat sulauttaa heliumia ytimeensä. Tämä on silloin, kun he lähtevät pääjärjestyksestä. Suurmassatähdistä tulee punaiset supergiankit, ja sitten kehittyä tulla siniset supergiants. Se sulauttaa heliumia hiileksi ja happea. Sitten se alkaa sulauttaa ne neoniksi ja niin edelleen. Tähdestä tulee pohjimmiltaan kemiallisen luomisen tehdas, jossa fuusio tapahtuu ei vain ytimessä, mutta ydintä ympäröivissä kerroksissa.

Lopulta erittäin suuri massa tähti yrittää sulauttaa rautaa. Tämä on sen tähden kuoleman suudelma. Miksi? Koska raudan sulaminen vie enemmän energiaa kuin tähdellä on käytettävissä. Se pysäyttää fuusiotehtaan kuollut telakallaan. Kun näin tapahtuu, tähden ulkokerrokset romahtavat ytimeen. Se tapahtuu melko nopeasti. Ytimen ulkoreunat putoavat ensin hämmästyttävällä nopeudella noin 70 000 metriä sekunnissa. Kun se osuu raudan ytimeen, se alkaa pomppia takaisin ulos, ja se aiheuttaa iskotaallon, joka repeää tähden läpi muutamassa tunnissa. Prosessissa syntyy uusia, raskaampia elementtejä, kun iskun etuosa kulkee tähden materiaalin läpi.
Tätä kutsutaan "ydin-romahdukseksi" supernovaksi. Lopulta ulkokerrokset räjähtävät avaruuteen, ja jäljelle jää vain romahtunut ydin, josta tulee a neutronitähti tai musta aukko.

Tähdet, joiden massat ovat puolikas aurinkomassasta (ts. Puolet aurinkokerroksen massasta) ja noin kahdeksassa aurinkomassasta, sulavat vetyä heliumiin, kunnes polttoaine on kulunut. Tällöin tähdistä tulee punainen jättiläinen. Tähti alkaa sulauttaa heliumia hiileksi ja ulkokerrokset laajenevat kääntääkseen tähdistä sykkivä keltainen jättiläinen.

Kun suurin osa heliumista on sulatettu, tähdestä tulee jälleen punainen jättiläinen, jopa entistä suurempi. Tähteen ulkokerrokset laajenevat avaruuteen muodostaen planetaarinen sumu. Hiilen ja hapen ydin jätetään taaksepäin a: n muodossa valkoinen kääpiö.

Alle 0,5 aurinkomassan pienemmät tähdet muodostavat myös valkoisia kääpiöitä, mutta ne eivät pysty sulaamaan heliumia, koska ytimessä ei ole paineita niiden pienestä koosta. Siksi näitä tähtiä kutsutaan heliumvalkoisiksi kääpiöiksi. Kuten neutronitähdet, mustat aukot ja supergentit, nämä eivät kuulu enää pääsekvenssiin.