Mitkä ovat tähtien energian lähteet? Mitkä prosessit tukevat tähtien "elämää"? Anna käsitys tavallisten tähtien ja punaisten jättiläisten kehityksestä, selitä niiden sisätiloissa tapahtuvia prosesseja. Mitkä ovat Auringon kehityksen näkymät?
Kuten kaikki luonnonkappaleet, tähdet eivät pysy muuttumattomina, ne syntyvät, kehittyvät ja lopulta "kuolevat". Tähtien elämänpolun jäljittämiseksi ja niiden ikääntymisen ymmärtämiseksi on tarpeen tietää, kuinka ne syntyvät. Nykyaikaisella tähtitieteellä on useita argumentteja sen väitteen puolesta, että tähdet muodostuvat tähtienvälisten kaasu-pölypilvien tiivistymisestä. Tähtien muodostumisprosessi tästä väliaineesta jatkuu tällä hetkellä. Tämän seikan selvittäminen on yksi modernin tähtitieteen suurimmista saavutuksista. Suhteellisen äskettäin asti uskottiin, että kaikki tähdet syntyivät lähes samanaikaisesti, joitakin miljardeja vuosia sitten. Näiden metafyysisten ideoiden romahtamista helpotti ennen kaikkea havaintoastronomian edistyminen ja tähtien rakenteen ja evoluution teorian kehittyminen. Tuloksena kävi selväksi, että monet havaituista tähdistä ovat suhteellisen nuoria esineitä, ja osa niistä syntyi, kun maapallolla oli jo ihminen.
Tähtien evoluution ongelman keskeinen osa on kysymys niiden energian lähteistä. Todellakin, mistä on peräisin esimerkiksi valtava energiamäärä, joka tarvitaan pitämään auringon säteily suunnilleen havaitulla tasolla useiden miljardien vuosien ajan? Joka sekunti Aurinko säteilee 4*10 33 ergiä ja 3 miljardin vuoden ajan 4*10 50 ergiä. Ei ole epäilystäkään siitä, että Auringon ikä on noin 5 miljardia vuotta. Tämä seuraa ainakin nykyaikaisista arvioista maapallon iästä eri radioaktiivisilla menetelmillä. On epätodennäköistä, että aurinko on "nuorempi" kuin maa.
Ydinfysiikan edistyminen mahdollisti tähtien energialähteiden ongelman ratkaisemisen jo vuosisadamme 30-luvun lopulla. Tällainen lähde ovat lämpöydinfuusioreaktiot, jotka tapahtuvat tähtien sisätiloissa siellä vallitsevassa erittäin korkeassa lämpötilassa (luokkaa kymmenen miljoonaa astetta). Näiden reaktioiden, joiden nopeus riippuu voimakkaasti lämpötilasta, seurauksena protonit muuttuvat heliumytimiksi ja vapautunut energia "vuotaa" hitaasti tähtien sisätilojen läpi ja lopulta muuttuu merkittävästi, säteilee maailmanavaruuteen. Tämä on poikkeuksellisen voimakas lähde. Jos oletetaan, että Aurinko koostui alun perin vain vedystä, joka lämpöydinreaktioiden seurauksena muuttui kokonaan heliumiksi, vapautuva energiamäärä on noin 10 52 erg.
Siten säteilyn ylläpitämiseksi havaitulla tasolla miljardeja vuosia riittää, että Aurinko "käyttää" enintään 10 % alkuperäisestä vetyvarastostaan. Nyt voimme esittää kuvan jonkin tähden evoluutiosta seuraavasti. Jostain syystä (useita niistä voidaan määrittää), tähtienvälisen kaasu-pölyväliaineen pilvi alkoi tiivistyä. Melko pian (tietysti tähtitieteellisessä mittakaavassa!) yleismaailmallisten gravitaatiovoimien vaikutuksesta muodostuu tästä pilvestä suhteellisen tiheä, läpinäkymätön kaasupallo. Tarkkaan ottaen tätä palloa ei voi vielä kutsua tähdeksi, koska sen keskialueilla lämpötila ei riitä lämpöydinreaktioiden alkamiseen. Kaasun paine pallon sisällä ei vielä pysty tasapainottamaan sen yksittäisten osien vetovoimia, joten se puristuu jatkuvasti.
Jotkut tähtitieteilijät uskoivat aiemmin, että tällaisia "alkutähtiä" havaittiin yksittäisissä sumuissa hyvin tummina tiiviinä muodostelmina, niin kutsuttuina palloina. Radioastronomian menestys pakotti meidät kuitenkin luopumaan tästä melko naiivista näkökulmasta. Yleensä yhtä aikaa ei muodostu yhtä prototähteä, vaan enemmän tai vähemmän lukuisa joukko niitä. Tulevaisuudessa näistä ryhmistä tulee tähtitieteilijöiden hyvin tuntemia tähtiyhdistyksiä ja -klustereita. On hyvin todennäköistä, että tähden evoluution tässä hyvin varhaisessa vaiheessa sen ympärille muodostuu pienempimassaisia möykkyjä, jotka sitten vähitellen muuttuvat planeetoiksi.
Kun prototähti supistuu, sen lämpötila nousee ja merkittävä osa vapautuneesta potentiaalienergiasta säteilee ympäröivään tilaan. Koska supistuvan kaasupallon mitat ovat erittäin suuret, säteily sen pinta-alayksikköä kohti on mitätön. Koska yksikköpinnasta tuleva säteilyvuo on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin (Stefan-Boltzmannin laki), tähden pintakerrosten lämpötila on suhteellisen alhainen, kun taas sen valoisuus on lähes sama kuin tavallisen tähden. samalla massalla. Siksi "spektri-luminositeetti" -kaaviossa tällaiset tähdet sijaitsevat pääsekvenssin oikealla puolella, eli ne putoavat punaisten jättiläisten tai punaisten kääpiöiden alueelle, riippuen niiden alkuperäisen massan arvoista.
Tulevaisuudessa prototähti jatkaa kutistumistaan. Sen mitat pienenevät ja pintalämpötila nousee, minkä seurauksena spektristä tulee yhä "varhaisempi". Siten liikkuessaan "spektri - valoisuus" -kaaviota pitkin prototähti "istuu" melko nopeasti pääsekvenssiin. Tänä aikana tähtien sisäosan lämpötila on jo riittävä lämpöydinreaktioiden alkamiseen siellä. Samaan aikaan tulevan tähden sisällä olevan kaasun paine tasapainottaa vetovoimaa ja kaasupallo lakkaa kutismasta. Prototähdestä tulee tähti.
Prototähdillä kestää suhteellisen vähän aikaa käydä läpi tämän evoluution varhaisen vaiheen. Jos esimerkiksi prototähden massa on suurempi kuin auringon massa, tarvitaan vain muutama miljoona vuotta, jos vähemmän, useita satoja miljoonia vuosia. Koska prototähtien evoluution aika on suhteellisen lyhyt, on vaikea havaita tätä varhaisinta tähden kehitysvaihetta. Tästä huolimatta tähtiä tässä vaiheessa ilmeisesti havaitaan. Puhumme erittäin mielenkiintoisista T Tauri -tähdistä, jotka yleensä uppoavat tummiin sumuihin.
Pääsekvenssissä ja lakattuaan kutistumasta tähti säteilee pitkään käytännössä muuttamatta sijaintiaan "spektri - kirkkaus" -kaaviossa. Sen säteilyä tukevat keskusalueilla tapahtuvat lämpöydinreaktiot. Pääsekvenssi on siis ikään kuin "spektri - valoisuus" -kaavion pisteiden paikka, jossa tähti (massastaan riippuen) voi säteillä pitkään ja tasaisesti lämpöydinreaktioiden vuoksi. Tähden sijainti pääsarjassa määräytyy sen massan mukaan. On huomattava, että on vielä yksi parametri, joka määrittää tasapainotilassa säteilevän tähden sijainnin "spektri-luminositeetti" -kaaviossa. Tämä parametri on tähden alkuperäinen kemiallinen koostumus. Jos raskaiden alkuaineiden suhteellinen määrä vähenee, tähti "putoaa" alla olevassa kaaviossa. Tämä seikka selittää alikääpiöiden sarjan olemassaolon.
Kuten edellä mainittiin, raskaiden alkuaineiden suhteellinen määrä näissä tähdissä on kymmenen kertaa pienempi kuin pääsarjan tähdissä.
Tähden viipymäaika pääsarjassa määräytyy sen alkumassan mukaan. Jos massa on suuri, tähden säteilyllä on valtava voima, ja se kuluttaa nopeasti vety "polttoaine" -varansa. Esimerkiksi pääsarjan tähdet, joiden massa on useita kymmeniä kertoja suurempi kuin Auringon massa (nämä ovat spektrityypin O kuumia sinisiä jättiläisiä), voivat säteillä tasaisesti ollessaan tässä sarjassa vain muutaman miljoonan vuoden ajan, kun taas tähdet, joilla on massa lähellä aurinkoa, ovat pääjaksossa 10-15 miljardia vuotta.
Vedyn "palaminen" (eli sen muuttuminen heliumiksi lämpöydinreaktioissa) tapahtuu vain tähden keskialueilla. Tämä selittyy sillä, että tähtiaine sekoittuu vain tähden keskialueilla, joissa tapahtuu ydinreaktioita, kun taas ulommat kerrokset pitävät suhteellisen vetypitoisuuden muuttumattomana. Koska vedyn määrä tähden keskialueilla on rajallinen, ennemmin tai myöhemmin (riippuen tähden massasta) melkein kaikki se "palaa" siellä.
Laskelmat osoittavat, että sen keskialueen massa ja säde, jossa ydinreaktiot tapahtuvat, pienenevät vähitellen, kun taas tähti liikkuu hitaasti oikealle "spektri - valoisuus" -kaaviossa. Tämä prosessi tapahtuu paljon nopeammin suhteellisen massiivisissa tähdissä. Jos kuvittelemme ryhmän samanaikaisesti muodostuneita kehittyviä tähtiä, niin ajan mittaan tälle ryhmälle rakennetun "spektri - kirkkaus" -kaavion pääsekvenssi ikään kuin taipuu oikealle.
Mitä tapahtuu tähdelle, kun kaikki (tai melkein kaikki) sen ytimessä oleva vety "palaa"? Koska energian vapautuminen tähden keskialueilla lakkaa, lämpötilaa ja painetta siellä ei voida pitää tasolla, joka tarvitaan vastustamaan tähteä puristavaa gravitaatiovoimaa. Tähden ydin alkaa kutistua ja sen lämpötila nousee. Muodostuu erittäin tiheä kuuma alue, joka koostuu heliumista (johon vety on kääntynyt) pienellä seoksella raskaampia alkuaineita. Tässä tilassa olevaa kaasua kutsutaan "degeneroituneeksi". Sillä on monia mielenkiintoisia ominaisuuksia, joita emme voi käsitellä tässä. Tällä tiheällä kuumalla alueella ydinreaktioita ei tapahdu, mutta ne etenevät melko intensiivisesti ytimen reunalla, suhteellisen ohuena kerroksena. Laskelmat osoittavat, että tähden kirkkaus ja sen koko alkavat kasvaa. Tähti ikään kuin "turpoaa" ja alkaa "laskua" pääsekvenssistä siirtyen punaisille jättiläisille alueille. Lisäksi käy ilmi, että jättiläistähteillä, joissa on vähemmän raskaita alkuaineita, on korkeampi kirkkaus samassa koossa. Kun tähti siirtyy punaisen jättiläisen vaiheeseen, sen evoluution nopeus kasvaa merkittävästi.
Seuraava kysymys on, mitä tapahtuu tähdelle, kun helium-hiili-reaktio keskeisillä alueilla on käytetty loppuun, samoin kuin vetyreaktio kuumaa tiheää ydintä ympäröivässä ohuessa kerroksessa? Mikä evoluution vaihe tulee punaisen jättiläisen vaiheen jälkeen? Havaintotietojen kokonaisuus sekä monet teoreettiset pohdinnat osoittavat, että tähtien, joiden massa on alle 1,2 Auringon massaa, kehityksen tässä vaiheessa merkittävä osa niiden massasta, joka muodostaa niiden ulkokuoren, "pisaroita".
Tähti on kuuma kaasupallo, jota lämmittää ydinenergia ja jota pitävät painovoimat. Tärkeimmät tiedot tähdistä antavat niiden lähettämä valo ja sähkömagneettinen säteily spektrin muilla alueilla. Tärkeimmät tähden ominaisuudet määräävät tekijät ovat sen massa, kemiallinen koostumus ja ikä. Tähtien on muututtava ajan myötä, kun ne säteilevät energiaa avaruuteen. Tietoa tähtien evoluutiosta saadaan Hertzsprung-Russell-kaaviosta, joka on tähden valoisuuden riippuvuus sen pintalämpötilasta (kuva 9).
Hertzsprung-Russell-kaaviossa tähdet ovat jakautuneet epätasaisesti. Noin 90 % tähdistä on keskittynyt kapeaan nauhaan, joka ylittää kaavion vinosti. Tätä kaistaa kutsutaan pääsekvenssi. Sen yläpää sijaitsee kirkkaan sinisten tähtien alueella. Ero pääsekvenssissä ja pääsekvenssin viereisillä alueilla sijaitsevien tähtien populaatiossa on useita suuruusluokkia. Syynä on, että pääsekvenssissä on tähtiä polttovaiheessa vedyn, joka muodostaa suurimman osan tähden elämästä. Aurinko on pääsarjassa. Sen sijainti on esitetty kuvassa. yhdeksän.
Seuraavaksi väkirikkain alue pääsarjan jälkeen ovat valkoiset kääpiöt, punaiset jättiläiset ja punaiset superjättiläiset. Punaiset jättiläiset ja superjättiläiset ovat enimmäkseen tähtiä heliumin ja raskaampien ytimien palamisvaiheessa.
Tähden kirkkaus on tähden kokonaisenergiaa aikayksikköä kohti. Tähden kirkkaus voidaan laskea Maahan saapuvasta energiasta, jos etäisyys tähteen tiedetään.
Termodynamiikasta tiedetään, että mittaamalla aallonpituus mustan kappaleen säteilyn maksimissa, voidaan määrittää sen lämpötila. Mustalla kappaleella, jonka lämpötila on 3 K, on maksimi spektrijakauma taajuudella 3,10 11 Hz. Musta kappale, jonka lämpötila on 6000 K, lähettää vihreää valoa. Lämpötila 10 6 K vastaa röntgensäteilyä. Taulukossa 2 on esitetty optisella alueella havaittuja eri värejä vastaavat aallonpituusvälit.
taulukko 2
Väri ja aallonpituus
Tähden pintalämpötila lasketaan säteilyn spektrijakaumasta.
Tähtien spektrityypin luokitus on helppo ymmärtää taulukosta 3.
Jokainen kirjain luonnehtii tietyn luokan tähtiä. O-luokan tähdet ovat kuumimmat ja N-luokan tähdet kylmimpiä. O-luokan tähdessä näkyvät pääasiassa ionisoidun heliumin spektriviivat. Aurinko kuuluu luokkaan G, jolle on tunnusomaista ionisoidun kalsiumin viivat.
Taulukossa 4 on esitetty Auringon tärkeimmät ominaisuudet. Tähtien ominaisuuksien, kuten massan (M), valoisuuden (L), säteen (R) ja pintalämpötilan (T) vaihtelun rajat on esitetty taulukossa 5.
Taulukko 3
Tähtien spektrityypit
Luokkamerkintä |
ominaispiirre |
Lämpötila |
Ionisoitua heliumia |
||
neutraali helium |
||
Ionisoitua kalsiumia |
||
ionisoitua kalsiumia, |
||
Neutraaleja metalleja |
||
neutraalit metallit, |
||
absorptionauhat |
||
 Riisi. 10. Massa-luminositeettisuhde |
Pääsarjan tähdille, joiden massa on tunnettu, massa-luminositeettiriippuvuus on esitetty kuvassa 10 ja sen muoto on
L ~ M n , jossa n = 1,6 pienimassaisille tähdille (M <
M) ja n = 5,4 suurimassaisille tähdille (M >
M). Tämä tarkoittaa, että liikkuminen pääsarjaa pitkin pienemmän massaisen tähdistä suurempimassaisiin tähtiin johtaa valoisuuden lisääntymiseen.
Taulukko 4
Auringon tärkeimmät ominaisuudet
|
Luminosity L |
3,83 10 33 erg/s (2,4 10 39 MeV/s) |
|
Säteilyvirta yksikköä kohti |
6,3 10 7 W / m 2 |
|
Aineen keskimääräinen tiheys |
|
|
Tiheys keskellä |
|
| Pintalämpötila | |
| lämpötila keskellä | |
| Kemiallinen koostumus: vety heliumia hiili, typpi, happi, neon jne. |
74% |
| Ikä | |
| Painovoiman kiihtyvyys pinnalla |
2,7 10 4 cm/s 2 |
| Schwarzschildin säde - 2GM / c 2 (c - valon nopeus) |
|
| Kiertojakso suhteessa kiinteät tähdet |
|
| Etäisyys galaksin keskustaan | |
| Pyörimisnopeus keskustan ympärillä galaksit |
Taulukko 5
Eri tähtien ominaisuuksien muutosrajat
10-1 milj< M < 50 M |
10-4 l< L < 10 6 L |
10-2R< R < 10 3 R |
2 10 3 K< T < 10 5 K |
Auringon vastaavat ominaisuudet otetaan mittayksiköksi M, R, L, T on pinnan lämpötila. |
Näin ollen myös massiiviset tähdet ovat kirkkaampia.
Kaavion vasemmassa alakulmassa (kuva 9) - toiseksi suurin ryhmä - valkoiset kääpiöt. Kaavion oikeaan yläkulmaan on ryhmitelty tähdet, joilla on korkea kirkkaus mutta alhaiset pintalämpötilat - punaiset jättiläiset ja superjättiläiset. Tämän tyyppinen tähti on harvinaisempi. Nimet "jättiläiset" ja "kääpiöt" liittyvät tähtien kokoon. Valkoiset kääpiöt eivät tottele pääsarjan tähdille ominaista massa-luminositeettisuhdetta. Samalla massalla niillä on paljon pienempi kirkkaus kuin pääsarjan tähdillä.
Tähti voi olla pääsekvenssissä yhdessä evoluution vaiheessa ja olla jättiläinen tai valkoinen kääpiö toisessa vaiheessa. Useimmat tähdet ovat pääsarjassa, koska tämä on tähtien evoluution pisin vaihe.
Yksi olennaisista kohdista universumin evoluution ymmärtämisessä on ajatus muodostuvien tähtien massajakaumasta. Tutkimalla havaittua tähtien massajakaumaa ja ottamalla huomioon eri massaisten tähtien elinajat saadaan selville tähtien massajakauma syntymähetkellä. On osoitettu, että tietyn massan tähden syntymän todennäköisyys, hyvin likimäärin, on kääntäen verrannollinen massan neliöön (Salpeter-funktio).
Tähtien säteily säilyy pääasiassa kahden tyyppisten lämpöydinreaktioiden ansiosta. Massiivisissa tähdissä nämä ovat hiili-typpisyklin reaktioita, ja pienimassaisissa tähdissä, kuten Auringossa, nämä ovat protoni-protoni-reaktioita. Ensimmäisessä hiilellä on katalyytin rooli: sitä ei kuluteta itse, vaan se myötävaikuttaa muiden alkuaineiden muuntamiseen, minkä seurauksena 4 vetyydintä yhdistetään yhdeksi heliumytimeksi.
Periaatteessa monet muut lämpöydinreaktiot ovat mahdollisia, mutta laskelmat osoittavat, että tähtien ytimissä vallitsevissa lämpötiloissa juuri näiden kahden syklin reaktiot tapahtuvat voimakkaimmin ja antavat energian, joka on tarkalleen tarpeen havaitun tähtien säteilyn ylläpitämiseksi. .
Kuten näet, tähti on luonnollinen ympäristö kontrolloiduille lämpöydinreaktioille. Jos plasman sama lämpötila ja paine luodaan maanpäälliseen laboratorioon, samat ydinreaktiot alkavat siinä. Mutta kuinka tämä plasma säilytetään laboratoriossa? Eihän meillä ole materiaalia, joka kestäisi 10–20 miljoonan K lämpötilan aineen kosketuksen haihtumatta. Ja tähti ei tarvitse tätä: sen voimakas painovoima vastustaa onnistuneesti plasman jättimäistä painetta.
Niin kauan kuin protoni-protoni-reaktio tai hiili-typpikierto on käynnissä tähdessä, se on pääsekvenssissä, jossa se viettää suurimman osan elämästään. Myöhemmin, kun heliumydin muodostuu tähteen ja sen lämpötila kohoaa, tapahtuu "heliumleimaus", ts. alkavat heliumin muuttamisreaktiot raskaammiksi alkuaineiksi, mikä johtaa myös energian vapautumiseen.
Ydinvoimalaitoksen turbiini on lämpökone, joka määrittää laitoksen kokonaishyötysuhteen termodynamiikan toisen pääsäännön mukaisesti. Nykyaikaisilla ydinvoimalaitoksilla hyötysuhde on suunnilleen sama. Siksi 1000 MW sähkötehon tuottamiseksi reaktorin lämpötehon tulee olla 3000 MW. Lauhdutinta jäähdyttävän veden on kuljettava pois 2000 MW. Tämä johtaa luonnollisten vesistöjen paikalliseen ylikuumenemiseen ja sitä seuraavien ympäristöongelmien syntymiseen.
Suurin ongelma on kuitenkin ydinvoimalaitoksilla työskentelevien ihmisten täydellisen säteilyturvallisuuden varmistaminen ja suuria määriä reaktorin sydämeen kertyvien radioaktiivisten aineiden tahattomien päästöjen estäminen. Tähän ongelmaan kiinnitetään paljon huomiota ydinreaktorien kehittämisessä. Joidenkin ydinvoimalaitosten, erityisesti Pennsylvanian ydinvoimalaitoksen (USA, 1979) ja Tšernobylin ydinvoimalaitoksen (1986) onnettomuuksien jälkeen ydinenergian turvallisuusongelma on kuitenkin noussut erityisen akuutiksi.
Nykyaikainen ydinenergia perustuu atomiytimien jakamiseen kahdeksi kevyemmäksi, jolloin energiaa vapautuu suhteessa massahäviöön. Energian lähde ja hajoamistuotteet ovat radioaktiivisia alkuaineita. Ne liittyvät ydinenergian tärkeimpiin ympäristöongelmiin.
Vielä enemmän energiaa vapautuu ydinfuusion prosessissa, jossa kaksi ydintä sulautuu yhdeksi raskaammaksi, mutta myös massa- ja energiavapautumisen menetyksellä. Vety on synteesin alkuaine ja helium viimeinen alkuaine. Molemmilla elementeillä ei ole kielteisiä vaikutuksia ympäristöön ja ne ovat käytännössä ehtymättömiä.
Ydinfuusion tulos on auringon energia. Ihminen mallintaa tätä prosessia vetypommien räjähdyksen aikana. Tehtävänä on tehdä ydinfuusio hallittavaksi ja käyttää sen energiaa tarkoituksenmukaisesti. Suurin vaikeus on siinä, että ydinfuusio on mahdollista erittäin korkeissa paineissa ja noin 100 miljoonan °C:n lämpötiloissa. Ei ole olemassa materiaaleja, joista olisi mahdollista valmistaa reaktoreita ultrakorkean lämpötilan (termoydinreaktioiden) toteuttamiseen. Kaikki materiaali sulaa ja haihtuu.
Tiedemiehet valitsivat polun etsiessään mahdollisuutta suorittaa reaktioita ympäristössä, joka ei pysty haihtumaan. Tällä hetkellä tähän on kaksi tapaa. Yksi niistä perustuu vedyn pidättymiseen vahvassa magneettikentässä.
Huolimatta joistakin myönteisistä tuloksista hallitun ydinfuusion toteutuksessa, on mielipiteitä, että lähitulevaisuudessa sitä ei todennäköisesti käytetä energiaongelmien ratkaisemiseen. Tämä johtuu monien ongelmien ratkaisemattomuudesta ja valtavien kustannusten tarpeesta kokeelliseen ja vielä teollisempaan kehitykseen.
Kaavio "spektri - valoisuus"
Auringon tapaan tähdet valaisevat maapalloa, mutta valtavan etäisyyden vuoksi niiden maapallolle luoma valaistus on monta suuruusluokkaa pienempi kuin aurinko. Tästä syystä tähtien valaistuksen mittaamisessa syntyy teknisiä ongelmia. Tähtitieteilijät rakentavat jättiläisteleskooppeja poimimaan tähtien heikkoja säteitä. Mitä suurempi kaukoputken linssin halkaisija, sitä himmeämpiä tähtiä voidaan sillä tutkia. Mittaukset osoittivat, että esimerkiksi napatähti luo valaistuksen maan pinnalle E = 3,8 10 -9 W / m 2, mikä on 370 miljardia kertaa vähemmän kuin Auringon luoma valaistus. Etäisyys Pohjantähdestä on 200 kpl eli noin 650 ly. vuotta (r = b 10 18 m). Siksi Polar Starin kirkkaus L p \u003d 4πr 2 E \u003d 4 3,14 x (6 10 18 m) 2 3,8 10 -9 W / m 2 \u003d 9,1 10 29 W \u0003d L A46 huolimatta tämän tähden pienestä näkyvästä kirkkaudesta, sen kirkkaus on 4600 kertaa aurinkoa suurempi.
Mittaukset osoittivat, että tähtien joukossa on tähtiä, jotka ovat satoja tuhansia kertoja voimakkaampia kuin Aurinko, ja tähtiä, joiden kirkkaus on kymmeniä tuhansia kertoja pienempi kuin Auringon.
Tähtien pintalämpötilojen mittaukset ovat osoittaneet, että tähden pintalämpötila määrittää sen näkyvän värin ja tiettyjen kemiallisten alkuaineiden spektrin absorptioviivojen läsnäolon sen spektrissä. Joten Sirius loistaa valkoisena ja sen lämpötila on lähes 10 000 K. Betelgeuse-tähdellä (α Orion) on punainen väri ja pintalämpötila noin 3500 K. Keltaisen auringon lämpötila on 6000 K. Lämpötilan, värin ja spektrin tyypin mukaan kaikki tähdet jaettiin spektriluokkiin, jotka on merkitty kirjaimilla O, B, A, F, G, K, M. Tähtien spektriluokitus on esitetty alla olevassa taulukossa.
Tähden spektriluokan ja sen kirkkauden välillä on toinenkin mielenkiintoinen yhteys, joka esitetään kaaviona "spektri - luminositeetti (Auringon valoisuuksissa)" (se on myös ns. Hertzsprung-Russell-kaavio kahden tähtitieteilijän - E. Hertzsprungin ja G. Resselin - kunniaksi, jotka rakensivat sen). Kaaviossa erottuu selvästi neljä tähtiryhmää.
Pääsarja
Useimpien tähtien parametrit putoavat siihen. Aurinkomme on yksi pääsarjan tähdistä. Pääsarjan tähtien tiheydet ovat verrattavissa auringon tiheyteen.
punaisia jättiläisiä
Tähän ryhmään kuuluvat pääasiassa punaiset tähdet, joiden säde on kymmenen kertaa suurempi kuin Auringon, esimerkiksi tähti Arcturus (α Bootes), jonka säde on 25 kertaa suurempi kuin auringon ja kirkkaus on 140 kertaa suurempi.
superjättiläiset
Nämä ovat tähtiä, joiden kirkkaus on kymmeniä ja satoja tuhansia kertoja suurempi kuin aurinko. Näiden tähtien säteet ovat satoja kertoja suuremmat kuin Auringon säde. Punaisia superjättiläisiä ovat Betelgeuse (ja Orion). Sen massa on noin 15 kertaa suurempi kuin aurinko, ja sen säde ylittää auringon lähes 1000 kertaa. Tämän tähden keskimääräinen tiheys on vain 2 10 -11 kg / m 3, mikä on yli 1 000 000 kertaa pienempi kuin ilman tiheys.
valkoiset kääpiöt
Tämä on ryhmä enimmäkseen valkoisia tähtiä, joiden kirkkaus on satoja ja tuhansia kertoja pienempi kuin aurinko. Ne sijaitsevat kaavion vasemmassa alakulmassa. Näiden tähtien säteet ovat lähes sata kertaa pienemmät kuin aurinko, ja ne ovat kooltaan verrattavissa planeetoihin. Esimerkki valkoisesta kääpiöstä on tähti Sirius B, Siriuksen satelliitti. Tämän tähden massa on lähes sama kuin Auringon massa ja 2,5 kertaa suurempi kuin Maan koko, ja sen keskimääräinen tiheys on jättimäinen - ρ = 3 10 8 kg/m 3 .
Ymmärtääksemme, kuinka havaitut erot eri ryhmien tähtien välillä selitetään, muistetaan valoisuuden, lämpötilan ja tähden säteen välinen suhde, jota käytimme Auringon lämpötilan määrittämiseen.
Verrataan kahta spektrityypin K tähteä, joista toinen on pääsekvenssi (MS), toinen on punainen jättiläinen (KG). Niillä on sama lämpötila - T \u003d 4500 K, ja valovoimat eroavat tuhat kertaa:
eli punaiset jättiläiset ovat kymmeniä kertoja suurempia kuin pääsarjan tähdet.
Tähtien massat oli mahdollista mitata vain tähdille, jotka ovat osa binäärijärjestelmää. Ja ne määritettiin tähtien kiertoradan parametrien ja niiden toistensa ympäri kiertämisen ajanjakson perusteella käyttämällä kolmatta yleistettyä Keplerin lakia. Kävi ilmi, että kaikkien tähtien massat ovat sisällä
0,05 M ≤ M ≤ 100 M
Pääsarjan tähdillä on suhde tähden massan ja sen kirkkauden välillä: mitä suurempi tähden massa, sitä suurempi sen kirkkaus.
Siten spektriluokan B tähden massa on noin M ≈ 20 M ja sen kirkkaus on lähes 100 000 kertaa suurempi kuin auringon.
Auringon ja tähtien energialähde
Nykyaikaisten käsitysten mukaan Auringon ja tähtien säteilyä tukeva energialähde on ydinenergia, joka vapautuu lämpöydinreaktioissa, joissa heliumatomien ytimiä muodostuu (fuusio) vetyatomien ytimistä. Fuusioreaktion aikana heliumatomin ydin muodostuu neljästä vetyatomin ytimestä (neljästä protonista), kun taas energiaa ΔE \u003d 4,8 10 -12 J vapautuu, ns. sitovaa energiaa, kaksi neutrinon alkeishiukkasta ja kaksi positronia (4Н He + 2е + + 2ν + ΔЕ).
Ydinreaktioiden tapahtuminen edellyttää useiden miljoonien kelvinien ylittävää lämpötilaa, jossa reaktioon osallistuvat samoilla varauksilla olevat protonit voisivat saada riittävästi energiaa keskinäiseen lähestymiseen, sähköisten hylkimisvoimien voittamiseksi ja yhdeksi uudeksi ytimeksi sulautumiseksi. Vedyn, jonka massa on 1 kg, lämpöydinfuusioreaktioiden seurauksena muodostuu heliumia, jonka massa on 0,99 kg, massavika Δm = 0,01 kg ja energiaa vapautuu q = Δmc 2 = 9 10 14 J.
Nyt voimme arvioida, kuinka kauan Auringon vetyvarat riittävät ylläpitämään Auringon havaittua hehkua eli Auringon elinikää. Ydinenergiavarasto E \u003d M q \u003d 2 10 30 9 10 14 \u003d 1,8 10 45 J. Jos jaamme tämän ydinenergiavarannon Auringon L valoisuudella, saadaan Auringon elinikä:
Jos ajatellaan, että Aurinko koostuu vähintään 70 % vedystä ja ydinreaktioita tapahtuu vain keskustassa, Auringon ytimessä, jonka massa on noin 0,1 M ja jossa lämpötila on tarpeeksi korkea lämpöydinreaktioiden tapahtumiseen, Auringon ja Auringon kaltaiset tähdet ovat t ≈ 10 10 vuotta
Tähdet 1 ovat kuumaa, enimmäkseen ionisoitua kaasua. Tähtien aineen ionisoituminen johtuu sen korkeasta lämpötilasta (useista tuhansista useisiin kymmeniin tuhansiin asteisiin).
Auringon ja muiden tähtien kemiallisen koostumuksen tutkimuksen tuloksena havaittiin, että ne sisältävät melkein kaikki maan päällä olevat kemialliset alkuaineet, jotka on esitetty D. I. Mendelejevin taulukossa. Kävi myös ilmi, että useimmissa tapauksissa 70 % tähden massasta on vetyä, 28 % heliumia ja 2 % raskaampia alkuaineita.
Tiedät jo, että mitä suurempi tähden massa on, sitä vahvempi on sen luoma gravitaatiokenttä. Tähtien ainetta puristavien gravitaatiovoimien vaikutuksesta sen lämpötila, tiheys ja paine kasvavat merkittävästi uloimmista kerroksista keskustaan.
Joten esimerkiksi Auringon ulkokerrosten lämpötila on suunnilleen yhtä suuri kuin 6 10 3 ° C, ja keskustassa - noin 14-15 miljoonaa ° C, aineen tiheys Auringon keskustassa on suunnilleen yhtä suuri. 150 g / cm 3 (19 kertaa enemmän kuin raudalla) ja paine keskikerroksista keskustaan kasvaa 7 10 8:sta 3,4 10 11 atm:iin. Tällaisissa lämpötiloissa ja paineissa ytimessä voi tapahtua lämpöydinreaktioita, jotka ovat energian lähde tähtille.
Tähden säteilyteho (kutsutaan myös valovoimaksi ja merkitään kirjaimella L) on verrannollinen sen massan neljänteen potenssiin:
Tähtien sisätiloissa tapahtuvat lämpöydinreaktiot ovat yksi prosesseista, jotka erottavat tähdet merkittävästi planeetoista, koska planeettojen sisäinen lämmityslähde on radioaktiivinen hajoaminen. Tämä ero johtuu siitä, että minkä tahansa tähden massa on selvästi suurempi kuin jopa suurimman planeetan massa. Tätä voidaan havainnollistaa Jupiterin esimerkillä. Huolimatta siitä, että se on monessa suhteessa hyvin samanlainen kuin tähti, sen massa osoittautui riittämättömäksi lämpöydinreaktioiden esiintymiselle sen syvyyksissä.
Lämpöydinreaktioiden seurauksena Auringon suolistossa vapautuu valtavasti energiaa, joka säilyttää hehkunsa. Mietitään, kuinka tämä energia menee ulos Auringon pintaan.
Säteilyenergian siirtovyöhykkeellä (kuva 188) ytimessä vapautuva lämpö leviää säteilyn vaikutuksesta Auringon keskustasta pintaan eli aineen valon osien - kvanttien - absorption ja emission kautta. Koska atomit säteilevät kvantteja mihin tahansa suuntaan, niiden matka pintaan kestää tuhansia vuosia.
Riisi. 188. Auringon rakenne
Konvektiovyöhykkeellä energia siirtyy pintaan nousevien kuumakaasuvirtojen avulla. Päästyään pintaan energiaa säteilevä kaasu jäähtyy, tiivistyy ja vajoaa vyöhykkeen pohjalle. Konvektiivisella vyöhykkeellä kaasu on läpinäkymätöntä. Siksi näet vain ne kerrokset, jotka ovat sen yläpuolella: fotosfääri, kromosfääri ja korona (ei osoitettu kuvassa). Nämä kolme kerrosta kuuluvat auringon ilmakehään.
Valokuvien fotosfääri ("valopallo") näyttää kokoelmalta kirkkaita pisteitä - rakeita (kuva 189), jotka erotetaan ohuilla tummilla viivoilla. Kirkkaat täplät ovat kuuman kaasun virtoja, jotka kelluvat konvektiivisen vyöhykkeen pinnalle.
Riisi. 189. Rakeet ja täplä auringon fotosfäärissä
Kromosfääri ("väripallo") on saanut nimensä sen punertavan violetin värin vuoksi. Yksi mielenkiintoisimmista kromosfäärissä havaittavista ilmiöistä ovat prominenssit 2 . Kromosfäärin pituus on 10-15 tuhatta km.
Auringon ilmakehän uloin osa on korona. Se ulottuu miljoonien kilometrien (eli usean auringon säteen suuruusluokkaa olevan matkan) matkalle huolimatta siitä, että Auringon painovoima on erittäin voimakas. Koronan suuri pituus selittyy sillä, että atomien ja elektronien liikkeet 1-2 miljoonan °C:n lämpötilaan kuumennetussa koronassa tapahtuvat suurilla nopeuksilla. Auringonkorona näkyy selvästi auringonpimennyksen aikana (kuva 190). Koronan muoto ja kirkkaus muuttuvat auringon aktiivisuuden syklin mukaan eli 11 vuoden taajuudella.
Riisi. 190. Aurinkokorona (vuoden 1999 täydellisen auringonpimennyksen aikana)
Auringon magneettikentän induktio on vain 2 kertaa suurempi kuin maan pinnalla. Mutta aika ajoin pienellä aurinkokehän alueella syntyy keskittyneitä magneettikenttiä, jotka ovat useita tuhansia kertoja voimakkaampia kuin maan päällä. Ne estävät kuuman plasman nousun, minkä seurauksena vaaleiden rakeiden sijaan muodostuu tumma alue - auringonpilkku (katso kuva 189). Suurien täpläryhmien ilmaantuessa näkyvän, ultravioletti- ja röntgensäteilyn teho kasvaa jyrkästi, mikä voi vaikuttaa haitallisesti ihmisten hyvinvointiin.
Täplien liikkuminen aurinkokiekon poikki on seurausta sen pyörimisestä, joka tapahtuu 25,4 päivän ajanjaksolla tähtiin nähden.
Tähtien evoluution prosessin viimeinen vaihe sisältää useita vaiheita. Kun kaikki tähden keskellä oleva vety muuttuu heliumiksi, tähden rakenne alkaa tuntuvasti muuttua. Sen valoisuus kasvaa, pintalämpötila laskee, ulkokerrokset laajenevat ja sisäkerrokset supistuvat. Tähdestä tulee punainen jättiläinen, eli valtava tähti, jolla on korkea kirkkaus ja erittäin pieni tiheys. Keskelle muodostuu tiheä ja kuuma heliumydin. Kun lämpötila siinä saavuttaa 100 miljoonaa ° C, alkaa heliumin muuntamisreaktio hiileksi, johon liittyy suuren energiamäärän vapautuminen.
Seuraavassa vaiheessa Auringon kaltaiset tähdet irrottavat osan aineestaan, kutistuvat planeettojen kokoisiksi, muuttuen pieniksi, erittäin tiheiksi tähdiksi - valkoisiksi kääpiöiksi - ja jäähtyvät hitaasti.
Kysymyksiä
- Ytimen lämpötilassa, joka on luokkaa 14-15 miljoonaa °C ja paineissa 7 10 8 - 3,4 10 11 atm, tähden pitäisi muuttua laajenevaksi kaasupilveksi. Mutta niin ei tapahdu. Mitkä voimat mielestäsi vastustavat tähden laajentumista?
- Mikä on tähden lähettämän energian lähde?
- Mikä fyysinen prosessi on planeetan sisäisen kuumenemisen lähde?
- Mikä aiheuttaa auringonpilkkujen muodostumisen?
- Mitkä ovat auringon ilmakehän kerrokset?
- Kerro meille Auringon evoluution päävaiheista.
2 Prominentit ovat valtavia, jopa satojen tuhansien kilometrien pituisia, aurinkokoronan plasmamuodostelmia, joiden tiheys ja lämpötila on korkeampi kuin niitä ympäröivällä koronaalisella plasmalla.
