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 määrä energiaa, 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!) Tästä pilvestä muodostuu yleismaailmallisten gravitaatiovoimien vaikutuksesta 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 ei muodostu yhtä prototähtiä samanaikaisesti, vaan enemmän tai vähemmän lukuisia 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 aurinko, 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 ulkokerrokset 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 myötä tälle ryhmälle rakennetun "spektri - valoisuus" -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".
Joten edellä kuvatun erityisen epävakauden vuoksi tähtien konvektiivisissa kerroksissa tapahtuu laajamittaisia kaasuliikkeitä. Kuumemmat kaasumassat nousevat alhaalta ylöspäin, kun taas kylmemmät massat uppoavat. Aineen sekoitusprosessi on intensiivinen. Laskelmat osoittavat kuitenkin, että kaasun ja ympäristön liikkuvien elementtien lämpötilaero on täysin merkityksetön, vain noin 1 K - ja tämä on suoliston aineen lämpötilassa, joka on luokkaa kymmenen miljoonaa kelviniä! Tämä selittyy sillä, että konvektiolla itsessään on taipumus tasata kerrosten lämpötilaa. Myös nousevien ja laskevien kaasumassojen keskinopeus on mitätön - vain muutamia kymmeniä metrejä sekunnissa. On hyödyllistä verrata tätä nopeutta tähtien sisätilojen ionisoituneiden vetyatomien lämpönopeuksiin, jotka ovat useiden satojen kilometrien luokkaa sekunnissa. Koska konvektioon osallistuvien kaasujen liikenopeus on kymmeniä tuhansia kertoja pienempi kuin tähtiaineen hiukkasten lämpönopeudet, on konvektiivisten virtausten aiheuttama paine lähes miljardi kertaa pienempi kuin tavallinen kaasunpaine. Tämä tarkoittaa, että konvektiolla ei ole minkäänlaista vaikutusta tähtien sisämateriaalin hydrostaattiseen tasapainoon, jonka määrää kaasun paineen ja painovoiman yhtäläisyys.
Konvektiota ei pidä ajatella jonkinlaisena määrättynä prosessina, jossa kaasun nousualueet vuorottelevat säännöllisesti sen alenemisalueiden kanssa. Konvektiivisen liikkeen luonne ei ole "laminaarista", vaan "pyörteistä"; eli se on äärimmäisen kaoottinen, satunnaisesti muuttuva ajassa ja tilassa. Kaasumassojen liikkeen kaoottinen luonne johtaa aineen täydelliseen sekoittumiseen. Tämä tarkoittaa, että konvektiivisten liikkeiden peittämän tähden alueen kemiallisen koostumuksen on oltava tasainen. Jälkimmäinen seikka on erittäin tärkeä monille tähtien evoluution ongelmille. Esimerkiksi, jos konvektiivisen vyöhykkeen kuumimmassa (keskimmäisessä) osassa tapahtuneiden ydinreaktioiden seurauksena kemiallinen koostumus on muuttunut (esimerkiksi vetyä on vähemmän, josta osa on muuttunut heliumiksi), niin lyhyessä ajassa tämä muutos leviää koko konvektiiviselle alueelle. Siten "tuore" ydinkuuma voi jatkuvasti päästä "ydinreaktioalueelle" - tähden keskialueelle, jolla on tietysti ratkaiseva merkitys tähden evoluution kannalta. Samalla voi hyvinkin olla tilanteita, joissa tähden keskeisillä, kuumimmilla alueilla ei ole konvektiota, mikä johtaa evoluution aikana radikaaliin muutokseen näiden alueiden kemiallisessa koostumuksessa. Tästä keskustellaan tarkemmin kohdassa 12.
Kohdassa 3 olemme jo sanoneet, että lämpöydinreaktiot ovat energianlähteitä Auringolle ja tähdille, jotka varmistavat niiden kirkkauden jättimäisten "kosmogonisten" ajanjaksojen aikana, laskettuna tähdille, joiden massa ei ole liian suuri miljardeissa vuosissa. Nyt käsittelemme tätä tärkeää asiaa yksityiskohtaisemmin.
Eddington loi perustan tähtien sisäisen rakenteen teorialle, vaikka niiden energian lähteitä ei tiedetty. Tiedämme jo, että monet tärkeät tulokset tähtien tasapainotilasta, niiden sisätilojen lämpötilasta ja paineesta sekä valoisuuden riippuvuudesta massasta, kemiallisesta koostumuksesta (joka määrittää keskimääräisen molekyylipainon) ja aineen opasiteetista voitaisiin saada aikaan. saatu jopa tietämättä tähtien energialähteiden luonnetta. Energialähteiden olemuksen ymmärtäminen on kuitenkin ehdottoman välttämätöntä, jotta voidaan selittää tähtien olemassaolon kesto lähes muuttumattomassa tilassa. Vielä tärkeämpää on tähtien energialähteiden luonteen merkitys tähtien evoluution ongelmalle, toisin sanoen niiden pääominaisuuksien (valovoima, säde) säännöllinen muutos ajan myötä. Vasta sen jälkeen, kun tähtien energialähteiden luonne tuli selväksi, tuli mahdolliseksi ymmärtää Hertzsprung-Russell-kaavio, tähtiastronomian perussäännöstö.
Kysymys tähtien energian lähteistä nousi esille lähes välittömästi energian säilymislain löytämisen jälkeen, kun kävi selväksi, että tähtien säteily johtuu jonkinlaisesta energian muunnoksesta eikä voi tapahtua ikuisesti. Ei ole sattumaa, että ensimmäinen hypoteesi tähtien energian lähteistä kuuluu Mayerille, miehelle, joka löysi energian säilymisen lain. Hän uskoi, että Auringon säteilyn lähde on jatkuva meteoriidien laskeutuminen sen pinnalle. Laskelmat kuitenkin osoittivat, että tämä lähde ei selvästikään riitä varmistamaan Auringon havaittua kirkkautta. Helmholtz ja Kelvin yrittivät selittää auringon pitkittyneen säteilyn sen hitaalla supistumisella, johon liittyi gravitaatioenergian vapautuminen. Tämä hypoteesi, joka on erittäin tärkeä (ja erityisesti!) nykyaikaiselle tähtitiedellekin, osoittautui kestämättömäksi selittämään auringon säteilyä miljardien vuosien aikana. Huomaa myös, että Helmholtzin ja Kelvinin aikaan ei ollut järkeviä käsityksiä Auringon iästä. Vasta äskettäin kävi selväksi, että Auringon ja koko planeettajärjestelmän ikä on noin 5 miljardia vuotta.
XIX ja XX vuosisatojen vaihteessa. Yksi ihmiskunnan historian suurimmista löydöistä tehtiin - radioaktiivisuuden löytö. Siten avautui täysin uusi atomiytimien maailma. Kesti kuitenkin yli vuosikymmenen, ennen kuin atomin ytimen fysiikasta tuli vankka tieteellinen perusta. Jo 1920-luvulla kävi selväksi, että Auringon ja tähtien energian lähdettä tulisi etsiä ydinmuunnoksista. Myös Eddington itse ajatteli niin, mutta ei vielä ollut mahdollista osoittaa erityisiä ydinprosesseja, jotka tapahtuvat todellisissa tähtien sisätiloissa ja joihin liittyy tarvittavan energiamäärän vapautuminen. Kuinka epätäydellinen tieto tähtien energialähteiden luonteesta oli tuolloin, voidaan nähdä, jos vain siitä tosiasiasta, että Jeans, vuosisadamme alun suurin englantilainen fyysikko ja tähtitieteilijä, uskoi, että tällainen lähde voisi olla ... radioaktiivisuus. Tämä on tietysti myös ydinprosessi, mutta on helppo osoittaa, että se on täysin sopimaton selittämään Auringon ja tähtien säteilyä. Tämä näkyy ainakin siitä tosiasiasta, että tällainen energialähde on täysin riippumaton ulkoisista olosuhteista - radioaktiivisuushan on, kuten hyvin tiedetään, prosessi spontaani. Tästä syystä tällainen lähde ei voinut millään tavalla "sopeutua" tähden muuttuvaan rakenteeseen. Toisin sanoen tähden säteilyä ei "säätöä". Koko kuva tähtien säteilystä olisi jyrkästi ristiriidassa havaintojen kanssa. Ensimmäisenä tämän ymmärsi merkittävä virolainen tähtitieteilijä E. Epik, joka vähän ennen toista maailmansotaa tuli siihen tulokseen, että vain lämpöydinfuusioreaktiot voivat olla Auringon ja tähtien energianlähde.
Vasta vuonna 1939 kuuluisa amerikkalainen fyysikko Bethe esitti kvantitatiivisen teorian tähtien energian ydinlähteistä. Mitä nämä reaktiot ovat? Kohdassa 7 mainitsimme jo, että tähtien syvyyksissä pitäisi olla lämpöydin reaktiot. Mietitään tätä hieman tarkemmin. Kuten tiedetään, ydinreaktiot, joihin liittyy ytimien muutos ja energian vapautuminen, tapahtuu hiukkasten törmäyksessä. Tällaisia hiukkasia voivat olla ennen kaikkea ytimet itse. Lisäksi ydinreaktioita voi tapahtua myös, kun ytimet törmäävät neutroneja. Vapaat (eli ytimiin sitoutumattomat) neutronit ovat kuitenkin epävakaita hiukkasia. Siksi niiden määrän tähtien sisätiloissa pitäisi olla mitätön. Toisaalta, koska vety on yleisin alkuaine tähtien sisätiloissa ja se on täysin ionisoitunut, ytimien törmäyksiä protonien kanssa tapahtuu erityisen usein.
Jotta protoni voisi tunkeutua ytimeen, jonka kanssa se törmää tällaisen törmäyksen aikana, sen on lähestyttävä jälkimmäistä noin 10-13 cm:n etäisyydeltä, törmääen protoniin. Mutta voidakseen lähestyä ydintä niin pienellä etäisyydellä, protonin on voitettava erittäin merkittävä sähköstaattinen hylkimisvoima ("Coulombin este"). Loppujen lopuksi ydin on myös positiivisesti varautunut! On helppo laskea, että tämän sähköstaattisen voiman voittamiseksi protonilla on oltava liike-energia, joka ylittää sähköstaattisen vuorovaikutuksen potentiaalienergian
Kolmas ongelma on tähden alhainen säteilytaso näkyvällä alueella. Kuvassa Kuva 8.7 esittää Auringon ja M6-luokan kääpiön spektrit, joilla on sama kemiallinen koostumus. Vertailun helpottamiseksi näiden spektrien maksimien korkeuden oletetaan olevan sama. M-kääpiön spektrin jyrkkä pudotus alle 0,7 μm:n aallonpituuksilla johtaisi maanpäällisiltä organismeilta suurimman osan niiden fotosynteesiin käyttämästä säteilystä (luku 2.5.2).
Edes olosuhteiden puute fotosynteesiin M-kääpiön planeetoilla ei tietenkään ole perustavanlaatuinen este elämän kehittymiselle, sillä esimerkiksi maapallolla on mikro-organismeja, joiden elämä ei liity fotosynteesiin (luku 2.5). .2). Lisäksi jotkin maanpäälliset bakteerit käyttävät fotosynteesiin säteilyä, jonka aallonpituus on yli 0,7 mikronia. Joten M-kääpiöiden näkyvän säteilyn heikkoutta ei voida pitää ylitsepääsemättömänä ongelmana.
M-kääpiöiden säteilyn vaihtelu
Tämä viimeinen ongelma ei myöskään näytä kohtalokkaalta. Kaikki tähdet leimaavat, myös aurinko. Soihdutus on sähkömagneettisen säteilyn ja varautuneiden hiukkasten emission voimakas lisääntyminen fotosfäärin kompaktilta alueelta, joka liittyy usein tähtipilkkuihin [Viittaa tummiin täpliin tähden pinnalla, samankaltaisissa kuin auringon täplissä. Niille on ominaista magneettikentän korkea energiatiheys. - Huomautus. toim.]. Salama voi kestää useita minuutteja, vaikka se yleensä mahtuu muutamaan kymmeneen sekuntiin; mutta pitkälläkin välähdyksellä on lyhyt voimakas huippu, joka alkaa hitaalla nousulla ja päättyy hitaaseen laskuun. Salamat tehostavat erityisesti röntgen- ja ultraviolettisäteilyä (UV), joka on suurin vaara eläville organismeille. Röntgensäteily on pienempi uhka, koska se ei tunkeudu planeetan ilmakehään, mutta UV-säteily aiheuttaa todellisen vaaran, varsinkin kun sen intensiteetti puhkeamishetkellä kasvaa noin 100-kertaiseksi. Onneksi M-kääpiöiden UV-säteily häiriöttömässä tilassa on niin heikkoa (kuva 8.7), että jopa satakertaisen kasvun jälkeen sen taso planeetan pinnalla (jossa on Maan kaltainen ilmakehä) on vain useita kertoja korkeampi. kuin hiljaisesta Auringosta tuleva virtaus maan pinnalla.
Vaikka soihdutusvoima on pieni, nuoret M-kääpiöt leimahtavat paljon useammin kuin Aurinko, joskus useita kertoja päivässä. Onneksi soihdutustaajuus pienenee tähden iän myötä: se vähenee merkittävästi noin miljardin vuoden kuluttua. Joten usein tähtipurkaukset voivat vain pidätellä elämän syntyä planeetan pinnalle. Eivätkä ne voi mitenkään vaikuttaa elämään planeetan kuoressa tai sen valtamerten syvyyksissä.
Toinen vaihtelutyyppi johtuu tähden kirkkauden muutoksesta, kun sen pinnalle ilmestyy tummia pisteitä. Spektrityypin M tähdissä voi olla paljon suurempia täpliä kuin Auringossa; siksi tällaisten tähtien kirkkaus voi laskea kymmeniä prosentteja, ja tämä voi kestää useita kuukausia. Laskelmat osoittavat kuitenkin, että planeetoilla, joissa on ilmakehä, lämpötilan lasku ei ole katastrofaalinen edes pinta-asukkaille.
Ei siis ole mitään hyvää syytä sulkea kaikkialla esiintyviä M-kääpiöitä niiden tähtien luettelosta, jotka pystyvät isännöimään asumiskelpoisia planeettoja, joiden ilmentymät voisimme havaita kaukaa.
Galaktinen elämänalue
Tähdellä ei ole elämänvyöhykettä, vaan myös galaksilla. Kuvassa 8.8 näyttää kaavamaisesti Galaxymme, kun sitä katsotaan reunasta katsottuna; sen pääkomponentit erotetaan toisistaan: ohut kiekko, paksu kiekko, keskipaksennus (pulloitus) ja halo (luku 1.3.2). Huomaa, että paksu levy sisältää ohuen levyn, mutta eroaa siitä tähtipopulaation tyypistä. Ohuen kiekon, paksun kiekon, pullistuman ja sädekehän sisältämien tähtien määrä on noin 100:20:10:1, joten ohuessa kiekossa on noin 3/4 galaksin kaikista tähdistä.
Galaktinen elämävyöhyke voidaan määrittää arvioimalla asumiskelpoisten planeettojen olemassaolon todennäköisyys galaksin jokaisessa komponentissa.
Kuten kohdassa 8.2.2 todettiin, tärkein elämän syntymisen mahdollisuutta määräävä tekijä on sen aineen metallisuus, josta tähti ja sen planeettajärjestelmä muodostuvat: asumiskelpoisten planeettojen syntyä varten tähden metallisuuden on oltava ilmeisesti olla vähintään puolet Auringosta. Tähtien muodostumisen historia ohuessa kiekossa on pisin; sen tähtienvälisen väliaineen metallisuus alkoi lisääntyä galaksin historian kynnyksellä ja jatkaa kasvuaan tähän päivään asti. Siksi
ohut levy on lupaavin asumiskelpoisten maailmojen etsimiseen. Totta, sen ulkoalueilla on vähemmän raskaita alkuaineita, joten sopivia planeettoja pitäisi olla vähemmän. Paksulla levyllä asuu huomattavasti vanhempia ja vähemmän metallisia tähtiä, joten asumiskelpoisia planeettoja sieltä ei todennäköisesti löydy. Jopa vanhemmat tähdet asuvat galaktisessa halossa, mikä tarkoittaa, että asumiskelpoisten planeettojen pitäisi olla siellä vielä harvinaisempia. Noin 1 % halotähdistä on keskittynyt pallomaisiin tähtijoukkoihin (kuva 1.14), joita esiintyy myös galaksin pullistumassa, jossa nopean tähtienmuodostuksen aikakausi on jo päättynyt, mutta tähtien muodostuminen jatkuu pikkuhiljaa. . Tällä alueella voi ilmeisesti olla myös asumiskelpoisia planeettoja, vaikka raskaita alkuaineita on siellä edustettuna eri suhteessa kuin ohuessa kiekossa, ja on vaikea sanoa, mihin tämä voisi johtaa.
Metallillisuuden lisäksi on kaksi muuta tekijää, jotka vaikuttavat planeettojen asuttavuuteen - tämä on tunkeutuvan säteilyn voimakas kasvu ja kiertoradan gravitaatiohäiriöt. Luvussa 7 sanottiin, että monet planeetat voidaan steriloida voimakkailla säteilyvirroilla, esimerkiksi supernovaräjähdyksissä; ja jotkut planeettajärjestelmät voivat tuhoutua lähellä olevien tähtien painovoiman vaikutuksesta. Supernovapurkauksia esiintyy koko levyssä, mutta suhteellisen harvemmin sen uloimmilla matalatiheyksisilla alueilla. Levyn sisäosissa ja keskimyrskyssä ne muodostavat vakavan hengenvaaran. Tilanne on sama pallomaisissa klusteissa, joissa massiivisten tähtien evoluutio päättyi kauan sitten supernovaräjähdyksiin, jotka täyttivät tähtijoukon tappavalla säteilyllä.
Myös planeettojen kiertoradan gravitaatiohäiriöt ovat erityisen voimakkaita
pullistumat ja pallomaiset klusterit, koska tähdet ovat siellä paljon tiiviimmin pakattuina.
Näin ollen suurin määrä tähtiä, joissa on asumiskelpoisia planeettoja, on odotettavissa ohuessa kiekossa, erityisesti sen keskimmäisellä rengasmaisella alueella, joka on suljettuna tiheän keskiosan ja harvinaisen reuna-alueen väliin. Tässä renkaassa aurinkomme sijaitsee! Koska ohut levy sisältää noin kolme neljäsosaa galaksin tähdistä, meidän on jätettävä yli neljäsosa kaikista tähdistä huomiotta. Lisäksi joillakin jäljellä olevista tähdistä ei yllä mainituista syistä ole planeettoja, joilla elämän läsnäolo voitaisiin rekisteröidä kaukaa.
Joten jos emme hylkää M-kääpiöitä (lukuun ottamatta 5-10% nuorimmista), voidaan sanoa, että noin puolella galaksin tähdistä on planeettoja, joilla elämä voidaan havaita kaukaa. Korostamme, että tämä arvio on erittäin Tämä on karkea arvio ja edustaa ylärajaa, jota alennetaan kirjan myöhemmissä osissa, kun otetaan huomioon lisärajoitukset sekä planeettojen muodostumisen että selviytymisen kannalta.
löydöksiä
* Tähtien ulkoiset ominaisuudet ja niiden evoluutio kuvataan selkeästi Hertzsprung-Russell-kaaviolla, joka osoittaa tähden kirkkauden ja sen tehollisen lämpötilan tai muut niihin liittyvät parametrit, esim. efektiivisen lämpötilan sijaan spektriluokka (O , B, A, F, G, K ja M).
* Tähden evoluutio määräytyy pääasiassa sen massan mukaan, jolla se tulee pääsarjaan. Tähdet, joiden massa on jopa noin 8 M¤, muuttuvat evoluution aikana jättiläisiksi ja heittävät kuorensa pois planetaaristen sumujen muodossa, ja niiden jäännökset muuttuvat valkoisiksi kääpiöiksi. Massiivisemmat tähdet muuttuvat superjättiläisiksi ja räjähtävät sitten supernoveina, ja niiden jäännökset muuttuvat neutronitähdiksi tai mustiksi aukoksi.
* Pääsekvenssissä olevan tähden evoluution kesto lyhenee jyrkästi sen alkumassan kasvaessa, joten eri tähdillä on hyvin erilainen elinajanodote - tähden syntymähetkestä planetaarisen sumun tai supernovan sinkoutumiseen. räjähdys.
* Eri spektrityyppisten tähtien runsaus vähenee M:stä O:ksi, joten M kääpiö on yleisin.
* Maan kaltaiset planeetat näyttävät olevan kätevimmät elämän kehittymiselle pinnalla. Jotta elämän ilmentymät sen vaikutuksen suhteen planeetan ilmakehään ja pintaan tulisivat havaittavissa kaukaa, planeetan on vietyttävä vähintään 2 miljardia vuotta elämävyöhykkeellä.
* Planeetat, joille elämän ilmenemismuotoja voidaan rekisteröidä kaukaa, voivat todennäköisimmin hallussaan olla spektriluokkien F, G, K ja M pääsekvenssitähdet (eli joiden massat ovat alle noin 2M ¤), joilla on korkea. metallisuus. Niiden eliniän pääsekvenssissä tulisi olla yli 2 miljardia vuotta ja niiden tulisi olla yli 2 miljardia vuotta vanhempia. Näistä meidän on suljettava pois läheiset kaksoitähdet sekä supernovaräjähdyksistä steriloidut järjestelmät ja järjestelmät, jotka kokevat voimakkaan naapureiden painovoiman vaikutuksen. Mutta ei ole mitään hyvää syytä jättää M-kääpiöitä huomioimatta.
* Suurin osa tähdistä, joilla on asuttavia planeettoja, pitäisi ilmeisesti keskittyä galaksin ohueen kiekkoon, kaukana sen sisä- ja ulkoreunoista.
* Karkeana yläarviona voimme olettaa, että puolella galaksin tähdistä on planeettoja, joilla elämä voidaan havaita havainnoilla suurelta etäisyydeltä. Näihin tähtiin kuuluu M-kääpiöitä, lukuun ottamatta 5–10 % nuorimmista. Alennettu pistemäärä erittäin töykeä; sitä vähennetään kirjan myöhemmissä osissa, kun otetaan huomioon lisärajoitukset sekä planeettojen muodostumisen että niiden selviytymisen kannalta.
Kysymyksiä
Vastaukset on annettu kirjan lopussa.
Kysymys 8.1.
Perustele valintasi, mitkä seuraavista tähdistä tulisi jättää pois luettelosta, joilla on planeettoja, joilla elämä voidaan havaita kaukaa (muista, että numero V osoittaa pääsarjan tähdet).
(1) Spektrityypin A3V tähti.
(2) Binäärijärjestelmä, joka sisältää aurinkomassatähden ja M-kääpiön, joita erottaa 3 AU.
(3) Tähti, jonka massa on Auringon ja joka kuuluu pallomaiseen ryhmään.
(4) G2V-tähti, jonka ikä on 1 Gyr.
(5) M0V-spektrityyppinen tähti, jonka ikä on 5 miljardia vuotta ja joka sijaitsee galaksin paksussa kiekossa suunnilleen sen säteen keskellä.
Kysymys 8.2.
Joidenkin jättiläisplaneettojen tähtien metallisuus on alle 1 %. Selitä, miksi tämä ei ole ristiriidassa sen väitteen kanssa, että tällaisilla tähdillä ei todennäköisesti ole planeettoja, joiden pinnalla on elämää (osio 8.2.2).
Kuvatekstit
Kuva 8.1.
Hertzsprung–Russell-kaavio näyttää, missä yleisimmät tähtityypit ryhmittyvät. Viistot suorat viivat vastaavat vakiintuneita tähtien säteitä (auringon säteen yksiköinä), ja pääsarjan numerot osoittavat tähtien massat (auringon massan yksiköissä).
Riisi. 8.2.
Mustan kappaleen säteilyspektrit lämpötiloissa 8000, 6000 ja 4000 K.
Riisi. 8.3
Hertzsprung-Russell-kaavion evoluutiojäljet pääsarjan tähdille, joiden massa (auringon massoina) on esitetty kuvassa. Jäljet päättyvät niihin pisteisiin, joissa tähdessä alkavat katastrofaaliset muutokset.
Kuva 8.4.
Viiva näyttää alkumassafunktion galaktisen kiekon tähtille (asteikko y-akselilla on mielivaltainen). Pisteet osoittavat Auringon läheisyydessä olevien tähtien lukumäärän
massojen yksikkövälissä.
Riisi. 8.5
Kääpiötähtien elämävyöhykkeiden rajat: spektriluokka M0, jonka massa on 0,5 M ¤ ja luokka G2, jonka massa on 1,0 M ¤ (auringon metallisuus).
Riisi. 8.6.
Planeetan painovoima (vuorovesi) muodonmuutos. Laajentumisakseli poikkeaa suunnasta tähteen planeetan nopean pyörimisen vuoksi (siihen asti, kun päivittäinen kierto alkaa tapahtua synkronisesti kiertoradan kanssa).
Riisi. 8.7 Auringon spektrit ja M6-kääpiö, jolla on sama kemiallinen koostumus. Spektrimaksimien tasaamiseksi pystyasteikot valitaan erilaiseksi.
Riisi. 8.8 Kaavio Galaxyn rakenteesta (kuva reunasta). Päärakenneosat on korostettu, joiden rajat eivät itse asiassa ole niin teräviä kuin kuvassa.
Kuvatekstit piirustuksissa
Kuva 8.1.
3 - Superjättiläiset
4 - jättiläiset
5 - Pääsarja
6 - Valkoiset kääpiöt
Riisi. 8.2.
1 – Aallonpituus, µm
2 - Säteilyteho, 10 6 W m -2 μm -1
Riisi. 8.3
1 - Tehokas lämpötila, K
2 - Valoisuus (auringon valoisuuden yksiköissä)
3 - Alkuperäinen pääjakso
4 - Viimeinen pääjakso
Kuva 8.4.
1 – Massa, 1 M ¤
2 – Tähtien suhteellinen lukumäärä massavälillä 1 M ¤
Riisi. 8.5
1 - Tähtien ikä (miljardia vuotta)
2 - Etäisyys tähdestä (AU)
3-1,0 auringon massaa
4-0,5 auringon massaa
Riisi. 8.6.
1 - Kierto
2 - Tähdelle
Riisi. 8.7
1 – Aallonpituus, µm
2 - Säteilyteho (suhteelliset yksiköt)
3 - Aurinko
4 - Kääpiö M6
Riisi. 8.8
1-100 000 valovuotta
3 - Paksu levy (noin 4000 valovuotta paksu)
5 - Ohut levy (paksuus noin 1200 valovuotta)
Tähdet: heidän syntymänsä, elämänsä ja kuolemansa [Kolmas painos, tarkistettu] Shklovsky Iosif Samuilovich
Luku 7 Kuinka tähdet säteilevät?
Luku 7 Kuinka tähdet säteilevät?
Noin kymmenen miljoonan kelvinin lämpötilassa ja riittävän korkealla ainetiheydellä tähden sisätilat tulisi "täyttää" valtavalla määrällä säteilyä. Tämän säteilyn kvantit ovat jatkuvasti vuorovaikutuksessa aineen kanssa, absorboituen ja lähettäen ne uudelleen. Tällaisten prosessien seurauksena säteilykenttä saa tasapaino luonne (tarkasti ottaen melkein tasapainomerkki - katso alla), eli sitä kuvataan tunnetulla Planck-kaavalla parametrilla T, yhtä suuri kuin ympäristön lämpötila. Esimerkiksi säteilytiheys tietyllä taajuudella
yksikkötaajuusvälissä on yhtä suuri kuin
Säteilykentän tärkeä ominaisuus on sen intensiteetti, merkitään yleensä symbolilla minä
Jälkimmäinen määritellään energiamääräksi, joka virtaa yhden neliösenttimetrin alueen läpi yksikkötaajuusvälillä yhdessä sekunnissa yhden steradiaanin avaruuskulmassa johonkin tiettyyn suuntaan, ja alue on kohtisuorassa tähän suuntaan. Jos intensiteetti on sama kaikissa suunnissa, niin se liittyy säteilytiheyteen yksinkertaisella suhteella
Lopuksi erityisen tärkeä tähtien sisäisen rakenteen ongelmalle on säteilyvirta, merkitty kirjaimella H. Voimme määritellä tämän tärkeän suuren energian kokonaismääränä, joka virtaa ulospäin jonkin tähden keskustaa ympäröivän kuvitteellisen pallon kautta:
| (7.5) |
Jos energiaa "tuotetaan" vain tähden sisimmillä alueilla, niin määrä L pysyy vakiona, eli ei riipu mielivaltaisesti valitusta säteestä r. Olettaen r = R, eli tähden säde, löydämme merkityksen L: se on ilmeisesti yksinkertaista kirkkaus tähdet. Mitä tulee virtauksen määrään H, sitten se muuttuu syvyyden mukaan as r -2 .
Jos säteilyn intensiteetti kaikkiin suuntiin olisi ehdottomasti sama(eli kuten sanotaan, säteilykenttä olisi isotrooppinen), sitten virtaus H olisi yhtä suuri kuin nolla[18]. Tämä on helppo ymmärtää, jos kuvittelemme, että isotrooppisessa kentässä mielivaltaisen säteisen pallon läpi virtaavan säteilyn määrä ulkopuolella, yhtä suuri kuin luku sisäänvirtaava tämän kuvitteellisen energiapiirin sisällä. Tähtien sisätilojen olosuhteissa säteilykenttä melkein isotrooppisesti. Tämä tarkoittaa, että arvo minä ylivoimaisesti ylivoimainen H. Voimme varmistaa tämän suoraan. Mukaan (7.2) ja (7.4) varten T= 10 7 K minä\u003d 10 23 erg / cm 2
poistuu, ja mihin tahansa suuntaan ("ylös" tai "alas") virtaavan säteilyn määrä on jonkin verran suurempi: F = minä = 3
10 23 erg / cm2
kanssa. Samaan aikaan auringon säteilyvuon suuruus sen keskiosassa,. jossain kaukana
100 000 km sen keskustasta (tämä on seitsemän kertaa vähemmän kuin auringon säde), on yhtä suuri kuin H = L/ 4r 2 = 4
10 33 / 10 21 = 4
10 12 erg / cm2
s, eli tuhat miljardia kertaa vähemmän. Tämä selittyy sillä tosiasialla, että auringon sisällä säteilyvirta ulospäin ("ylös") on lähes täsmälleen yhtä suuri kuin sisäänpäin suuntautuva virta ("alas"). Kyse on "melkein". Säteilykentän voimakkuuden vähäinen ero määrittää koko kuvan tähden säteilystä. Tästä syystä teimme yllä varauksen, että säteilykenttä on lähes tasapainossa. Täysin tasapainoisessa säteilykentässä ei pitäisi olla säteilyvirtaa! Korostamme vielä kerran, että tähtien sisätilojen todellisen säteilykentän poikkeamat Planckin kentästä ovat täysin mitättömiä, kuten suhteen pienuudesta voidaan nähdä. H/F
klo T
10 7 K, Planck-spektrin suurin energia on röntgensäteilyn alueella. Tämä seuraa Wienin laista, joka tunnetaan hyvin alkeellisesta säteilyteoriasta:
| (7.6) |
10-8 cm vai 3? - tyypillinen röntgenkuvausalue. Auringon (tai jonkin muun tähden) sisätilojen säteilyenergian määrä riippuu voimakkaasti lämpötilan jakautumisesta syvyyteen, koska u T 4. Tarkka tähtien sisätilojen teoria mahdollistaa tällaisen riippuvuuden saavuttamisen, josta seuraa, että valaisimemme säteilyenergiareservi on noin 10 45 erg. Jos mikään ei olisi hillinnyt tämän kovan säteilyn kvantteja, ne olisivat poistuneet Auringosta muutamassa sekunnissa ja tämä hirvittävä salama olisi epäilemättä polttanut kaiken elämän Maan pinnalla. Näin ei tapahdu, koska säteily on kirjaimellisesti "lukittu" Auringon sisään. Auringon aineen valtava paksuus toimii luotettavana "puskurina". Säteilykvantit, jotka jatkuvasti ja hyvin usein absorboituvat aurinkoaineen plasman atomeihin, ioneihin ja elektroneihin, "vuotavat" ulospäin vain erittäin hitaasti. Tällaisen "diffuusioprosessin" aikana ne muuttavat merkittävästi päälaatuaan - energiaa. Jos tähtien sisätiloissa, kuten olemme nähneet, niiden energia vastaa röntgensäteen kantamaa, niin tähden pinnasta kvantit tulevat ulos jo hyvin "laihana" - niiden energia vastaa jo pääasiassa optista kantamaa.
Pääkysymys herää: mikä määrittää tähden kirkkauden, eli sen säteilyn voiman? Miksi tähti, jolla on valtavia energiavaroja, kuluttaa niitä niin "taloudellisesti", menettäen vain pienen, vaikkakin melko selvän osan tästä "varasta" säteilylle? Yllä arvioimme säteilyenergiavarannon tähtien sisätiloissa. On pidettävä mielessä, että tämä energia, joka on vuorovaikutuksessa aineen kanssa, imeytyy ja uusiutuu jatkuvasti samassa määrässä. "Saatavilla olevan" säteilyenergian "varasto" tähtien sisällä on lämpö aineen hiukkasten energia. Arvoa ei ole vaikea arvioida lämpöenergia tallennettu tähteen. Tarkkuuden vuoksi harkitse aurinkoa. Jos yksinkertaisuuden vuoksi oletetaan, että se koostuu vain vedystä ja tiedetään sen massa, on helppo havaita, että siellä on noin 2
10 57 hiukkasta - protonit ja elektronit. Lämpötilassa T
10 7 K keskimääräinen energia hiukkasta kohti on yhtä suuri kuin kT = 2
10 -9 erg, mistä seuraa, että Auringon lämpöenergian tarjonta W T muodostaa erittäin merkittävän
10 48 erg. Havaitulla auringon säteilyn teholla L
10 33 erg/s tämä reservi riittää 10 15 sekunniksi tai
30 miljoonaa vuotta. Kysymys kuuluu, miksi Auringolla on juuri sellainen kirkkaus kuin havaitsemme? Tai toisin sanoen, miksi kaasupallolla, jonka massa on yhtä suuri kuin Auringon massa ja joka on hydrostaattisen tasapainon tilassa, on täysin määritelty säde ja täysin määritelty pinnan lämpötila, josta säteily tulee ulos? Sillä minkä tahansa tähden, myös Auringon, kirkkaus voidaan esittää yksinkertaisella lausekkeella
|
(7.7) |
missä T e- auringon pinnan lämpötila [19]. Periaatteessa saman massan ja säteen omaavan Auringon lämpötila voisi olla vaikkapa 20 000 K, jolloin sen valoisuus olisi satoja kertoja suurempi. Näin ei kuitenkaan ole, mikä ei tietenkään ole sattumaa.
Yllä puhuimme lämpöenergian varastoinnista tähdessä. Lämpöenergian ohella tähdellä on myös vankka tarjonta muun tyyppistä energiaa. Ensinnäkin harkitse painovoimainen energiaa. Jälkimmäinen määritellään kaikkien tähden hiukkasten toisiinsa kohdistuvan vetovoiman energiaksi. Hän on tietysti potentiaalia tähtienergiaa ja sillä on miinusmerkki. Numeerisesti se on yhtä suuri kuin työ, joka on käytettävä, jotta kaikki tähden osat "vettäisivät" äärettömän suurelle etäisyydelle sen keskustasta, voittamaan painovoiman. Tämän energian suuruudesta voidaan tehdä arvio, jos löydämme tähden gravitaatiovuorovaikutuksen energian itsensä kanssa:
Tarkastellaan nyt tähteä, ei tasapainotilassa, paikallaan olevassa tilassa, vaan hitaan supistumisen vaiheessa (kuten prototähden tapauksessa; katso § 5). Supistumisprosessissa tähden gravitaatioenergia hitaasti vähenee(muista, että se on negatiivinen). Kuitenkin, kuten kaavasta (7.9) voidaan nähdä, vain puoli Vapautunut gravitaatioenergia muuttuu lämmöksi, eli se kuluu aineen lämmittämiseen. Toinen puoli vapautuneesta energiasta on lähteä tähti säteilyn muodossa. Tästä seuraa, että jos tähden säteilyenergian lähde on sen puristus, niin sen evoluution aikana säteilevän energian määrä on yhtä suuri kuin sen lämpöenergiavarasto.
Jätetään nyt huomiotta erittäin tärkeä kysymys, miksi tähdellä on hyvin varmaa kirkkautta, painotamme välittömästi, että jos pidämme sen painovoiman vapautumista puristusprosessissa tähden energialähteenä (kuten uskottiin 1800-luvun lopulla), kohtaamme erittäin vakavia vaikeuksia. Asia ei ole siinä, että havaitun kirkkauden varmistamiseksi Auringon säteen on pienennettävä noin 20 metriä vuodessa - näin merkityksetöntä Auringon koon muutosta ei nykyaikainen havaintoastronomia pysty havaitsemaan. Vaikeus on siinä, että Auringon gravitaatioenergian reservi riittäisi vain 30 miljoonan vuoden valon säteilylle, edellyttäen tietysti, että se säteili aiemmin suunnilleen samalla tavalla kuin nyt. Jos 1800-luvulla, kun kuuluisa englantilainen fyysikko Thompson (lordi Kelvin) esitti tämän "gravitationaalisen" hypoteesin auringon säteilyn ylläpitämisestä, tieto Maan ja Auringon iästä oli hyvin epämääräistä, mutta nyt näin ei enää ole. . Geologiset tiedot erittäin luotettavina antavat meille mahdollisuuden väittää, että Auringon ikä on laskettu vähintään useita miljardeja vuosia, mikä on sata kertaa enemmän kuin "Kelvin-asteikko" sen elinkaaren osalta.
Tästä seuraa erittäin tärkeä johtopäätös, että lämpö- tai gravitaatioenergia ei voi tarjota näin pitkäkestoista säteilyä Auringolle, kuten myös valtaosalle muista tähdistä. Aikamme on pitkään osoittanut kolmannen energian lähteen auringon ja tähtien säteilystä, joka on ratkaisevan tärkeä koko ongelmamme kannalta. Tässä on kyse ydinenergia(katso § 3). Kohdassa 8 puhumme tarkemmin ja erityisesti niistä ydinreaktioista, jotka tapahtuvat tähtien sisällä.
Ydinenergiavaraston määrä W i = 0 , 008Xc 2 M
10 52 erg ylittää Auringon gravitaatio- ja lämpöenergian summan yli 1000 kertaa. Sama koskee suurinta osaa muista tähdistä. Tämä reservi riittää ylläpitämään Auringon säteilyä sata miljardia vuotta! Tästä ei tietenkään seuraa, että Aurinko säteilee niin valtavan ajan nykyisellä tasolla. Mutta joka tapauksessa on selvää, että auringolla ja tähdillä on enemmän kuin tarpeeksi ydinpolttoainevarantoja.
On tärkeää korostaa, että Auringon ja tähtien sisällä tapahtuvat ydinreaktiot ovat lämpöydin. Tämä tarkoittaa, että vaikka nopeasti (ja siksi melko energisesti) varautuneet hiukkaset reagoivat, ne silti lämpö. Tosiasia on, että tiettyyn lämpötilaan lämmitetyn kaasun hiukkasilla on Maxwellin nopeusjakauma. Lämpötilassa
10 7 K, hiukkasten lämpöliikkeiden keskimääräinen energia on lähellä 1000 eV. Tämä energia on liian pieni voittamaan Coulombin hylkivät voimat kahden ytimen törmäyksen aikana ja pääsemään toiseen ytimeen ja aiheuttamaan siten ydinmuutoksen. Tarvittavan energian on oltava vähintään kymmenen kertaa suurempi. Olennaista on kuitenkin, että Maxwellin nopeuksien jakauman tapauksessa tulee aina olemaan hiukkasia, joiden energia ylittää merkittävästi keskiarvon. Totta, niitä tulee olemaan vähän, mutta vain ne törmäävät muihin ytimiin aiheuttavat ydinmuunnoksia ja siten energian vapautumista. Tällaisten epänormaalin nopeiden, mutta silti "termisten" ytimien lukumäärä riippuu erittäin herkästi aineen lämpötilasta. Näyttäisi siltä, että tällaisessa tilanteessa ydinreaktiot, joihin liittyy energian vapautuminen, voivat nopeasti nostaa aineen lämpötilaa, mikä puolestaan lisää niiden nopeutta jyrkästi, ja tähti voi käyttää ydinpolttoaineensa loppuun. suhteellisen lyhyessä ajassa lisäämällä sen valoisuutta. Loppujen lopuksi energia ei voi kerääntyä tähdessä - tämä johtaisi kaasunpaineen voimakkaaseen nousuun ja tähti yksinkertaisesti räjähtäisi kuin ylikuumentunut höyrykattila. Siksi kaiken tähtien sisällä vapautuvan ydinenergian on poistuttava tähdestä; tämä prosessi määrittää tähden kirkkauden. Mutta tosiasia on, että olivatpa lämpöydinreaktiot mitä tahansa, ne eivät voi jatkua tähdessä mielivaltaisella nopeudella. Heti kun, ainakin vähäisessä määrin, tapahtuu tähtiaineen paikallista (eli paikallista) kuumenemista, jälkimmäinen lisääntyneen paineen vuoksi laajenee, miksi Clapeyronin kaavan mukaan tapahtuu jäähdytys. Tässä tapauksessa ydinreaktioiden nopeus laskee välittömästi ja aine palaa siten alkuperäiseen tilaansa. Tämä paikallisen lämmityksen häiriintyneen hydrostaattisen tasapainon palautusprosessi, kuten aiemmin näimme, etenee hyvin nopeasti.
Siten ydinreaktioiden nopeus ikään kuin "sopeutuu" lämpötilan jakautumiseen tähden sisällä. Niin paradoksaalista kuin se kuulostaakin, tähden kirkkaus ei riipu sen suolistossa tapahtuvista ydinreaktioista! Ydinreaktioiden merkitys piilee siinä tosiasiassa, että ne ovat ikään kuin tuki tasainen lämpötilajärjestelmä tähden rakenteen määräämällä tasolla, mikä varmistaa tähtien kirkkauden "kosmogonisten" aikaväleiden aikana. Siten "normaali" tähti (esimerkiksi aurinko) on erinomaisesti säädetty kone, joka voi toimia vakaassa tilassa valtavan ajan.
Nyt meidän on lähestyttävä vastausta pääkysymykseen, joka esitettiin tämän osan alussa: jos tähden kirkkaus ei riipu siinä olevista energialähteistä, niin mikä sen määrää? Tähän kysymykseen vastaamiseksi on ensinnäkin ymmärrettävä, kuinka energiaa kuljetetaan (siirretään) tähtien sisäosien keskiosista reuna-alueille. Tunnetaan kolme pääasiallista energiansiirtomenetelmää: a) lämmönjohtavuus, b) konvektio, c) säteily. Useimmissa tähdissä, mukaan lukien Auringossa, lämmönjohtamisen kautta tapahtuva energiansiirtomekanismi on täysin tehoton verrattuna muihin mekanismeihin. Poikkeuksena on pohjamaa valkoiset kääpiöt, jota käsitellään kohdassa 10. Konvektiota tapahtuu, kun lämpöenergiaa siirtyy aineen mukana. Esimerkiksi kuumennettu kaasu, joka on kosketuksissa kuumaan pintaan, laajenee ja siten sen tiheys vähenee ja se siirtyy pois lämmityskappaleesta - se vain "ponnahtaa ylös". Sen tilalle laskeutuu kylmä kaasu, joka taas lämpenee ja nousee jne. Tällainen prosessi voi tietyissä olosuhteissa edetä melko nopeasti. Sen rooli suhteellisen massiivisten tähtien keskeisimmillä alueilla sekä niiden ulommissa, "valokehän alapuolella olevissa" kerroksissa voi olla erittäin merkittävä, kuten jäljempänä käsitellään. Pääasiallinen energiansiirtoprosessi tähtien sisätiloissa on edelleen säteilyä.
Olemme jo sanoneet edellä, että säteilykenttä tähtien sisätiloissa melkein isotrooppisesti. Jos kuvittelemme pienen määrän tähtiainetta jonnekin tähden sisäpuolelle, niin "alhaalta", eli suunnassa tähden keskustasta tulevan säteilyn intensiteetti on hieman suurempi kuin vastakkaisesta suunnasta. . Tästä syystä tähden sisällä on virtaus säteilyä. Mikä määrittää "ylhäältä" ja "alhaalta" tulevan säteilyn intensiteettien, eli säteilyvuon, eron? Kuvittele hetkeksi, että tähtien sisus on melkein läpinäkyvää. Sitten tilavuutemme läpi "alhaalta" kulkee säteily, joka on peräisin kaukana siitä, jonnekin tähden keskeiseltä alueelta. Koska lämpötila siellä on korkea, intensiteetti on erittäin merkittävä. Päinvastoin, "ylhäältä" tuleva intensiteetti vastaa tähden ulompien kerrosten suhteellisen alhaista lämpötilaa. Tässä kuvitteellisessa tapauksessa ero säteilyvoimakkuuksien välillä "alhaalta" ja "ylhäältä" on erittäin suuri ja vastaa valtavaa virtaus säteilyä.
Kuvittele nyt toinen ääripää: tähden aines on hyvin läpinäkymätöntä. Sitten annetusta tilavuudesta on mahdollista "näkeä" vain tilauksen etäisyydellä l/
Absorptiokerroin laskettu massayksikköä kohti [20]. Auringon suolistossa arvo l/
Lähes yksi millimetri. On jopa outoa ensi silmäyksellä, että kaasu voi olla niin läpinäkymätöntä. Loppujen lopuksi me, ollessamme maan ilmakehässä, näemme esineitä, jotka ovat kymmenien kilometrien päässä! Tähtien sisätilojen kaasumaisen aineen tällainen valtava opasiteetti selittyy sen suurella tiheydellä ja mikä tärkeintä, sen korkealla lämpötilalla, joka saa kaasun ionisoitumaan. On selvää, että yhden millimetrin lämpötilaeron on oltava täysin merkityksetön. Se voidaan karkeasti arvioida olettaen, että lämpötilaero Auringon keskustasta sen pintaan on tasainen. Sitten käy ilmi, että lämpötilaero 1 mm:n etäisyydellä on lähellä asteen sataa tuhannesosaa. Näin ollen ero "ylhäältä" ja "alhaalta" tulevan säteilyn intensiteetin välillä on myös mitätön. Tämän seurauksena säteilyvuo on mitättömän pieni verrattuna intensiteettiin, kuten edellä on käsitelty.
Siten tulemme siihen tärkeään johtopäätökseen, että tähtien aineen opasiteetti määrää sen läpi kulkevan energian. virtaus säteilyä ja siten tähden kirkkautta. Mitä suurempi tähtiaineen opasiteetti on, sitä pienempi on säteilyvuo. Lisäksi säteilyvuon täytyy tietysti edelleen riippua siitä, kuinka nopeasti tähden lämpötila muuttuu syvyyden mukaan. Kuvittelemme kuumennettua kaasupalloa, jonka lämpötila on ehdottomasti vakio. On aivan ilmeistä, että tässä tapauksessa säteilyvuo olisi yhtä suuri kuin nolla, riippumatta siitä, onko säteilyn absorptio suuri vai pieni. Loppujen lopuksi mille tahansa
säteilyn intensiteetti "ylhäältä" on yhtä suuri kuin säteilyn intensiteetti "alhaalta", koska lämpötilat ovat ehdottomasti samat.
Nyt voimme täysin ymmärtää sen tarkan kaavan merkityksen, joka yhdistää tähden kirkkauden sen pääominaisuuksiin:
|
(7.10) |
missä symboli
tarkoittaa lämpötilan muutosta siirryttäessä yhden senttimetrin päässä tähden keskustasta. Jos lämpötila olisi ehdottomasti vakio, niin
olisi nolla. Kaava (7.10) ilmaisee sen, mitä edellä on jo käsitelty. Tähden säteilyvuo (ja siten sen kirkkaus) on sitä suurempi, mitä pienempi tähtiaineen opasiteetti on ja mitä suurempi lämpötilan pudotus tähtien sisällä.
Kaava (7.10) mahdollistaa ennen kaikkea tähden kirkkauden saamisen, jos sen pääominaisuudet tunnetaan. Mutta ennen kuin siirrymme numeerisiin arvioihin, muutamme tämän kaavan. Ilmaista T kautta M, käyttämällä kaavaa (6.2) ja hyväksy se
3M/ 4R 3 .
Siis olettaen
Tulee olemaan
|
(7.11) |
Saadun kaavan ominaispiirre on, että valoisuuden riippuvuus tähden säteestä on pudonnut siitä pois. Vaikka riippuvuus tähtien sisäosan aineen keskimääräisestä molekyylipainosta on melko vahva, itse arvo
Useimpien tähtien kohdalla se vaihtelee merkityksettömien rajojen sisällä. Tähtien aineen opasiteetti
riippuu ensisijaisesti raskaiden elementtien läsnäolosta siinä. Tosiasia on, että vety ja helium tähtien sisätilojen olosuhteissa täysin ovat ionisoituneita eivätkä tässä tilassa juuri pysty absorboimaan säteilyä. Todellakin, jotta säteilykvantti absorboituisi, on välttämätöntä, että sen energia kuluu kokonaan elektronin irtoamiseen ytimestä, eli ionisaatioon. Jos vedyn ja heliumin atomit ovat täysin ionisoituneita, yksinkertaisesti sanottuna ei ole mitään repettävää [21]. Toinen asia on raskaat elementit. Kuten edellä on nähty, ne säilyttävät enemmän elektronejaan sisimmissä kuorissaan ja voivat siksi absorboida säteilyä melko tehokkaasti. Tästä seuraa, että vaikka raskaiden elementtien suhteellinen runsaus tähtien sisätiloissa on pieni, niiden rooli on suhteettoman suuri, koska juuri ne määräävät pääasiassa tähtiaineen opasiteetin.
Teoria johtaa yksinkertaiseen absorptiokertoimen riippuvuuteen aineen ominaisuuksista (Kramer-kaava):
| (7.12) |
Huomaa kuitenkin, että tämä kaava on melko likimääräinen. Siitä kuitenkin seuraa, että emme tee kovin suurta virhettä, jos asetamme määrän
ei juurikaan vaihtele tähdestä toiseen. Tarkat laskelmat osoittavat, että kuumille massiivisille tähdille
1, kun taas punaisille kääpiöille arvo
10 kertaa enemmän. Siten kaavasta (7.11) seuraa, että "normaalin" (eli pääsarjan tasapainossa olevan) tähden kirkkaus riippuu ensisijaisesti sen massasta. Jos korvaamme kaikkien kaavaan sisältyvien kertoimien numeeriset arvot, se voidaan kirjoittaa uudelleen muotoon
|
(7.13) |
Tämän kaavan avulla on mahdollista määrittää ehdoton tähden kirkkaus, jos sen massa tiedetään. Esimerkiksi Auringon osalta voimme olettaa, että absorptiokerroin
20 ja keskimääräinen molekyylipaino
0, 6 (katso edellä). Sitten L/L
5, 6. Meidän ei pitäisi olla hämmentynyt siitä tosiasiasta L/L
Se ei osoittautunut yhtä suureksi. Tämä johtuu mallimme äärimmäisestä karkeudesta. Tarkat laskelmat, joissa otetaan huomioon Auringon lämpötilan jakautuminen syvyyden kanssa, antavat arvon L/L
lähellä yhtenäisyyttä.
Kaavan (7.13) päätarkoitus on, että se antaa pääsarjan tähden valoisuuden riippuvuuden sen massat. Siksi kaavaa (7.13) kutsutaan yleensä "massa - valoisuusriippuvuudella". Kiinnittäkäämme vielä kerran huomiota siihen, että tähdellä on niin tärkeä ominaisuus kuin se säde, ei sisälly tähän kaavaan. Ei ole aavistustakaan tähden kirkkauden riippuvuudesta sen syvyyksissä olevien energialähteiden voimasta. Viimeinen seikka on olennaisen tärkeä. Kuten olemme jo edellä korostaneet, tietyn massan tähti ikään kuin säätelee energialähteiden tehoa, jotka "sopeutuvat" sen rakenteeseen ja "opasiteettiin".
"Massa-valoisuus" -suhteen johdatti ensimmäisenä erinomainen englantilainen tähtitieteilijä Eddington, tähtien sisäisen rakenteen nykyaikaisten teorioiden perustaja. Hän havaitsi tämän riippuvuuden teoreettisesti, ja se vahvistettiin vasta myöhemmin laajalla havaintoaineistolla. Tämän kaavan, joka on saatu, kuten edellä on nähty, yksinkertaisimmista olettamuksista, yhteensopivuus havaintojen tulosten kanssa on yleensä hyvä. Eräitä eroja esiintyy hyvin suurilla ja hyvin pienillä tähtimassoilla (eli sinisillä jättiläisillä ja punaisilla kääpiöillä). Teorian edelleen parantaminen mahdollisti kuitenkin näiden erojen poistamisen ...
Yllä esitimme säteilyvuon ja lämpötilaeron välisen suhteen olettaen, että energia siirtyy tähden sisältä ulos vain säteilyn avulla (katso kaava (7.10)). Tähtien sisätiloissa kunto säteilevä tasapaino. Tämä tarkoittaa, että jokainen tähden tilavuuden elementti imee täsmälleen niin paljon energiaa kuin se säteilee. Tämä tasapaino ei kuitenkaan aina ole kestävää. Selitetään tämä yksinkertaisella esimerkillä. Erostetaan pieni tilavuuselementti tähden sisällä ja siirretään sitä henkisesti ylöspäin (eli lähemmäs pintaa) lyhyt matka. Koska poistuessamme tähden keskustasta, sekä sen muodostavan kaasun lämpötila että paine laskevat, tilavuutemme pitäisi laajentua tällaisella liikkeellä. Voimme olettaa, että tällaisen liikkeen aikana tilavuutemme ja ympäristömme välillä ei tapahdu energianvaihtoa. Toisin sanoen äänenvoimakkuuden laajeneminen sen liikkuessa ylöspäin voidaan harkita adiabaattinen. Tämä laajeneminen tapahtuu siten, että sen sisäinen paine on aina yhtä suuri kuin ympäristön ulkoinen paine. Jos kuvittelemme liikkumisen jälkeen kaasutilavuutemme "itsekseen", se joko palaa takaisin alkuperäiseen asentoonsa tai jatkaa nousuaan. Mikä määrää äänenvoimakkuuden liikkeen suunnan?
ja P tarkoittaa tiheyttä ja painetta. Kun tilavuus on liikkunut ylöspäin (tai toisin sanoen "kävi häiriötä") ja sen sisäinen paine on tasapainotettu ympäristön paineen kanssa, sen tiheyden tulee poiketa ilmoitetun väliaineen tiheydestä. Tämä selittyy sillä, että tilavuutemme nostamisen ja laajentamisen aikana sen tiheys muuttui erityisen, niin kutsutun "adiabaattisen" lain mukaan. Tässä tapauksessa meillä on
|
(7.15) |
Tähtien sisätiloissa energian siirto tapahtuu pääsääntöisesti säteilyn avulla. Tämä on selitetty kestävyys keskimääräinen suhteessa sen "liikkumattomuuden" häiriöihin (katso edellä). Mutta useiden tähtien ja jopa kokonaisten suurten alueiden sisätiloissa on sellaisia kerroksia, joissa yllä saatu stabiilisuusehto ei täyty. Näissä tapauksissa suurin osa energiasta siirtyy konvektiolla. Tämä tapahtuu yleensä silloin, kun energian siirto säteilyn avulla on jostain syystä rajoitettu. Tämä voi tapahtua esimerkiksi liian suurella opasiteetilla.
Yllä perussuhde "massa - valoisuus" saatiin oletuksesta, että energian siirto tähdissä tapahtuu vain säteilyn avulla. Herää kysymys: jos energiansiirto konvektiolla tapahtuu myös tähdessä, eikö tämä riippuvuus riko? Osoittautuu, että ei! Tosiasia on, että luonnossa ei ole "täysin konvektiivisia tähtiä", eli sellaisia tähtiä, joissa kaikkialla, keskustasta pintaan, energiansiirto tapahtuisi vain konvektiolla. Todellisissa tähdissä on joko vain enemmän tai vähemmän ohuita kerroksia tai keskellä suuria alueita, joissa konvektiolla on hallitseva rooli. Mutta riittää, että tähden sisällä on ainakin yksi kerros, jossa energian siirto tapahtuisi säteilyn avulla, jotta sen opasiteetti vaikuttaisi radikaalimmin tähden "läpäisykykyyn" suhteessa sen syvyyksissä vapautuvaan energiaan. Kuitenkin konvektiivisten alueiden esiintyminen tähtien sisätiloissa muuttaa tietysti kaavan (7.13) kertoimien numeerista arvoa. Etenkin tämä seikka on yksi syy, miksi tällä kaavalla laskemamme auringon valovoima on lähes viisi kertaa suurempi kuin havaittu.
Joten edellä kuvatun erityisen epävakauden vuoksi tähtien konvektiivisissa kerroksissa tapahtuu laajamittaisia kaasuliikkeitä. Kuumemmat kaasumassat nousevat alhaalta ylöspäin, kun taas kylmemmät massat uppoavat. Aineen sekoitusprosessi on intensiivinen. Laskelmat osoittavat kuitenkin, että kaasun ja ympäristön liikkuvien elementtien lämpötilaero on täysin merkityksetön, vain noin 1 K - ja tämä on suoliston aineen lämpötilassa, joka on luokkaa kymmenen miljoonaa kelviniä! Tämä selittyy sillä, että konvektiolla itsessään on taipumus tasata kerrosten lämpötilaa. Myös nousevien ja laskevien kaasumassojen keskinopeus on mitätön - vain muutamia kymmeniä metrejä sekunnissa. On hyödyllistä verrata tätä nopeutta tähtien sisätilojen ionisoituneiden vetyatomien lämpönopeuksiin, jotka ovat useiden satojen kilometrien luokkaa sekunnissa. Koska konvektioon osallistuvien kaasujen liikenopeus on kymmeniä tuhansia kertoja pienempi kuin tähtiaineen hiukkasten lämpönopeudet, on konvektiivisten virtausten aiheuttama paine lähes miljardi kertaa pienempi kuin tavallinen kaasunpaine. Tämä tarkoittaa, että konvektiolla ei ole minkäänlaista vaikutusta tähtien sisämateriaalin hydrostaattiseen tasapainoon, jonka määrää kaasun paineen ja painovoiman yhtäläisyys.
Konvektiota ei pidä ajatella jonkinlaisena määrättynä prosessina, jossa kaasun nousualueet vuorottelevat säännöllisesti sen alenemisalueiden kanssa. Konvektiivisen liikkeen luonne ei ole "laminaarista", vaan "pyörteistä"; eli se on äärimmäisen kaoottinen, satunnaisesti muuttuva ajassa ja tilassa. Kaasumassojen liikkeen kaoottinen luonne johtaa aineen täydelliseen sekoittumiseen. Tämä tarkoittaa, että konvektiivisten liikkeiden peittämän tähden alueen kemiallisen koostumuksen on oltava tasainen. Jälkimmäinen seikka on erittäin tärkeä monille tähtien evoluution ongelmille. Esimerkiksi, jos konvektiivisen vyöhykkeen kuumimmassa (keskimmäisessä) osassa tapahtuneiden ydinreaktioiden seurauksena kemiallinen koostumus on muuttunut (esimerkiksi vetyä on vähemmän, josta osa on muuttunut heliumiksi), niin lyhyessä ajassa tämä muutos leviää koko konvektiiviselle alueelle. Siten "ydinreaktioalue" - tähden keskusalue - voi jatkuvasti vastaanottaa "tuoretta" ydinkuumaa, mikä on tietysti ratkaisevaa tähden evoluution kannalta [22]. Samalla voi hyvinkin olla tilanteita, joissa tähden keskeisillä, kuumimmilla alueilla ei ole konvektiota, mikä johtaa evoluution aikana radikaaliin muutokseen näiden alueiden kemiallisessa koostumuksessa. Tästä keskustellaan tarkemmin kohdassa 12.
Kirjasta Suhteellisuusteoria - 1900-luvun huijaus kirjoittaja Sekerin Vladimir IljitšII Tähdet säteilevät... Siten jatkoin ajamista valtavilla askelilla, kukin tuhat vuotta ja enemmän, Maan viimeisten päivien mysteerin kantamana ja jonkinlaisessa hypnoosissa havainnellen, kuinka Aurinko taivaan länsiosassa kasvoi ja himmeni... Lopulta,
Kirjasta Mielenkiintoista kosmogoniasta kirjoittaja Tomilin Anatoli NikolajevitšIII Tähdet räjähtävät... Shi-Ho-kauden ensimmäisen vuoden seitsemännen kuun kahdentenakymmenentenätoisena päivänä Yang Veite sanoi: "Kumartan itseni: Havainnoin vierailevan tähden ilmestymistä Twain-tähdistössä. Kuan. Hän oli hieman irisoiva. Keisarin käskyn mukaan I
Kirjailijan kirjastaLUKU 19 Neutronitähdet ja pulsarien löytäminen Kuten tämän kirjan toisessa osassa kerrotaan, tähden evoluution viimeinen vaihe, joka tapahtuu sen jälkeen, kun sen ydinvetypolttoaineen resurssit on suurelta osin käytetty loppuun, riippuu merkittävästi massasta.
Kirjailijan kirjastaLuku 23 Röntgentähdet Kuten tämän kirjan johdannossa jo mainittiin, ilmakehän ulkopuolisen tähtitieteen sekä radioastronomian nopea kehitys johti sodanjälkeisinä vuosina vallankumoukseen tieteessämme. Ehkä vaikuttavimmat ilmakehän ulkopuoliset saavutukset
Kirjasta kirjoittaja Kirjailijan kirjastaTähdet valikoimassa Kaupan valikoima on joukko erilaisia ja erityyppisiä tavaroita. Emme tietenkään aio vaihtaa tähtiä. Mutta näinä kauppakorkeakoulujen tähtitieteellisten kilpailujen päivinä tällaiset termit ovat erityisen suosittuja. Ja siihen pyrimme
Kirjailijan kirjastaTähdet 66. Mitä ovat tähdet? Tähdet ovat muita aurinkoja, jotka on pienennetty valovoimaisen neulanpiston kokoisiksi niiden käsittämättömän suuren etäisyyden vuoksi Maasta. Vuonna 1600 katolinen kirkko poltti roviolla italialaisen filosofin Giordano Brunon väittäessään, että
Kirjailijan kirjasta66. Mitä ovat tähdet? Tähdet ovat muita aurinkoja, jotka on pienennetty valovoimaisen neulanpiston kokoisiksi, koska ne ovat käsittämättömällä etäisyydellä Maasta. Vuonna 1600 katolinen kirkko poltti roviolla italialaisen filosofin Giordano Brunon väittäen, että
Kirjailijan kirjasta71. Miten tähdet toimivat? Tähti on jättiläinen kaasupallo. Se muodostuu, kun tähtienvälinen pilvi, enimmäkseen vety ja helium, alkaa romahtaa oman painonsa alla. Puristus jatkuu, kunnes ydin puristuu niin kokoon ja kuumenee, että se laukeaa.
Kirjailijan kirjasta78. Ovatko tähdet keinotekoisia? Tämä on täysin tyhmä kysymys, eikö? Mutta todellisuudessa se liittyy tärkeimpään tieteelliseen kysymykseen: kuinka voimme tunnistaa alienit (ET) Etsiessään maan ulkopuolista älykkyyttä SETI (search extraterrestrial intelligence) etsii taivaalta
