Esitys tähtien evoluutiosta fysiikassa. Esityksen aihe: Tähtien synty ja kehitys. Mitä suurempi tähden massa on, sitä nopeammin vety palaa pois ja raskaampia alkuaineita voi muodostua sen syvyyksissä lämpöydinfuusion prosessissa. Myöhäisessä vaiheessa

Dia 9

• nuori tähti on saapunut H-R-kaavion pääsekvenssiin
• Vedyn polttoprosessi - tärkein tähtien ydinpolttoaine - alkoi
• ei käytännössä ole puristusta, eivätkä energiavarat enää muutu
• hidas muutos kemiallisessa koostumuksessa sen keskialueilla vedyn muuntumisesta heliumiksi

Tähti menee liikkumattomaan tilaan

Dia 10

Kaavio tyypillisen tähden kehityksestä

dia 11

kun vety palaa kokonaan, tähti poistuu pääsekvenssistä jättiläisten tai suurissa massoissa superjättiläisten alueella

Jättiläisiä ja superjättiläisiä

dia 12

• tähtimassa< 1,4 массы Солнца: БЕЛЫЙ КАРЛИК
• elektronit sosiaalistuvat muodostaen rappeutuneen elektronikaasun
• painovoiman supistuminen pysähtyy
• tiheys kasvaa useisiin tonneihin cm3 kohti
• silti säilyttää T=10^4 K
• vähitellen jäähtyy ja kutistuu hitaasti (miljoonia vuosia)
• Lopuksi jäähtyä ja muuttua BLACK Dwarfs

Kun kaikki ydinpolttoaine on palanut, alkaa painovoiman puristusprosessi.

dia 13

• Valkoinen kääpiö tähtienvälisen pölyn pilvessä
• Kaksi nuorta mustaa kääpiötä Härän tähdistössä

Dia 14

• tähden massa > 1,4 auringon massaa:
• painovoima on erittäin voimakas
• aineen tiheys saavuttaa miljoona tonnia/cm3
• vapautuu valtava energia - 10 ^ 45 J
• lämpötila - 10^11 K
• supernova-räjähdys
• suurin osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen nopeudella 1000-5000 km/s
• neutriinovirrat jäähdyttävät tähden ydintä -

neutronitähti

Universumi koostuu 98 % tähdistä. Ne ovat myös galaksin pääelementti. "Tähdet ovat valtavia heliumin ja vedyn sekä muiden kaasujen palloja. Painovoima vetää ne sisään ja kuuma kaasun paine työntää ne ulos luoden tasapainon. Tähden energia on sen ytimessä, jossa joka toinen helium on vuorovaikutuksessa vedyn kanssa.

Tähtien elämänpolku on täydellinen kiertokulku - syntymä, kasvu, suhteellisen rauhallisen toiminnan kausi, tuska, kuolema ja muistuttaa yksittäisen organismin elämänpolkua. Tähtitieteilijät eivät pysty jäljittämään yhden tähden elämää alusta loppuun. Lyhyinikäisetkin tähdet ovat olemassa miljoonia vuosia - pidempään kuin yhden ihmisen, vaan koko ihmiskunnan elämä. Tiedemiehet voivat kuitenkin tarkkailla monia tähtiä niiden eri kehitysvaiheissa - juuri syntyneitä ja kuolevia. Lukuisten tähtimuotokuvien perusteella he yrittävät rekonstruoida kunkin tähden evoluutiopolun ja kirjoittaa sen elämäkerran.

Tähtien muodostumisen alueet. Jättiläiset molekyylipilvet, joiden massa on yli 105 auringon massaa (ne tunnetaan enemmän galaksissa) 6000 valovuoden päässä sijaitseva Kotkasumu on nuori avoin tähtijoukko Käärmeen tähdistössä, sumun tummat alueet ovat prototähtiä

Gravitaation supistuminen Puristuminen on seurausta painovoiman epävakaudesta, Newtonin idea. Farkut määrittelivät myöhemmin pilvien vähimmäiskoon, jossa spontaani supistuminen voi alkaa. Väliaineen jäähdytys tapahtuu melko tehokkaasti: vapautunut painovoimaenergia menee infrapunasäteilyksi, joka menee avaruuteen.

Protostar Kun pilven tiheys kasvaa, se muuttuu säteilylle läpinäkymättömäksi. Sisäalueiden lämpötila alkaa nousta. Lämpötila prototähden sisällä saavuttaa lämpöydinfuusioreaktioiden kynnyksen. Puristus pysähtyy hetkeksi.

Nuori tähti on päässyt H-R-kaavion pääsekvenssiin, vetypalamisprosessi on alkanut - päätähden ydinpolttoaine ei käytännössä puristu, eivätkä energiavarat enää muutu Hidas muutos kemiallisessa koostumuksessa sen keskialueilla johtuen vedyn muuttumisesta heliumiksi.

Tähtimassa

1,4 Auringon massat: gravitaatiopuristusvoimat ovat erittäin korkeat aineen tiheys saavuttaa miljoona tonnia per cm3 valtava energia vapautuu - 10 ^ 45 J lämpötila - 10 ^ 11 K supernovaräjähdys suurin osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen" title = "(! LANG: tähtien massa > 1,4 auringon massat: gravitaatiopuristusvoimat ovat erittäin korkeat aineen tiheys saavuttaa miljoona tonnia per cm3 valtava energia vapautuu - 10 ^ 45 J lämpötila - 10 ^ 11 K supernovaräjähdys suurin osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen" class="link_thumb"> 14 !} tähden massa > 1,4 auringon massaa: gravitaatiopuristusvoimat ovat erittäin suuret aineen tiheys saavuttaa miljoona tonnia per cm3 valtava energia vapautuu - 10 ^ 45 J lämpötila - 10 ^ 11 K supernovaräjähdys suurin osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen km/s nopeus neutriinovirrat jäähdyttävät tähden ydintä - neutronitähteä 1,4 auringon massat: gravitaatiopuristusvoimat ovat erittäin korkeat aineen tiheys saavuttaa miljoona tonnia per cm3 valtava energia vapautuu - 10 ^ 45 J lämpötila - 10 ^ 11 K supernovaräjähdys suurin osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen "\u003e 1,4 aurinko massat: voimat gravitaatiopuristus on erittäin suuri aineen tiheys saavuttaa miljoona tonnia per cm3 valtava energia vapautuu - 10 ^ 45 J lämpötila - 10 ^ 11 K supernovaräjähdys suurin osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen nopeudella 1000-5000 km/s neutriinovirrat jäähdyttävät tähden ydintä - Neutronitähti "> 1,4 auringon massaa: gravitaatiopuristusvoimat ovat erittäin korkeat aineen tiheys saavuttaa miljoona tonnia per cm3 valtava energia vapautuu - 10 ^ 45 J lämpötila - 10 ^ 11 K supernovaräjähdys suurin osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen" title = "(! LANG: tähden massa > 1,4 auringon massaa: gravitaatiosupistusvoimat ovat erittäin korkeat aineen tiheys saavuttaa miljoona tonnia per cm3 valtava energia vapautuu - 10^45 J nopeus Erature - 10 ^ 11 K Supernovaräjähdys suurin osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen"> title="tähden massa > 1,4 auringon massaa: gravitaatiopuristusvoimat ovat erittäin korkeat aineen tiheys saavuttaa miljoona tonnia per cm3 valtava energia vapautuu - 10 ^ 45 J lämpötila - 10 ^ 11 K supernovaräjähdys suurin osa tähdestä sinkoutuu avaruuteen"> !}

2,5 auringon massaa painovoiman romahtaminen tähti muuttuu mustaksi aukoksi tähti muuttuu mustaksi aukoksi" class="link_thumb"> 19 !} tähden massa > 2,5 auringon massaa painovoiman romahtaminen painovoiman romahtaminen tähti muuttuu mustaksi aukoksi tähti muuttuu mustaksi aukoksi 2,5 auringon massaa painovoiman romahdus painovoiman romahdus tähti muuttuu mustaksi aukoksi tähti muuttuu mustaksi aukoksi "> 2,5 auringon massaa painovoiman romahtaminen tähti muuttuu mustaksi aukoksi" tähti muuttuu mustaksi aukoksi "> 2,5 auringon massaa painovoiman romahdus tähti romahtaa mustaksi aukoksi tähti muuttuu mustaksi aukoksi"> title="tähden massa > 2,5 auringon massaa painovoiman romahtaminen painovoiman romahtaminen tähti muuttuu mustaksi aukoksi tähti muuttuu mustaksi aukoksi"> !}

• Esittely

• Aihe: Tähtien synty ja kehitys

• Rodkina L.R.

• Elektroniikan laitoksen IIBS:n ​​apulaisprofessori

• VSUES, 2009

• Tähtien syntymä

• Tähtien elämä

• Valkoisia kääpiöitä ja neutronien reikiä

• Mustat aukot

• Tähtien kuolema

Tavoitteet ja päämäärät

• Tutustua painovoimavoimien toimintaan universumissa, jotka johtavat tähtien muodostumiseen.

• Mieti tähtien evoluutioprosessia.

• Esitä tähtien avaruudellisen nopeuden käsite.

• Kuvaile tähtien fyysistä luonnetta.

Tähden syntymä

Tähden syntymä

Tähden syntymä

Tähtien elämä

Tähtien elämä

• Tähden elinikä riippuu pääasiassa sen massasta. Teoreettisten laskelmien mukaan tähden massa voi vaihdella 0,08 ennen 100 auringon massat.

• Mitä suurempi tähden massa on, sitä nopeammin vety palaa pois ja raskaampia alkuaineita voi muodostua sen syvyyksissä lämpöydinfuusion prosessissa. Evoluution myöhäisessä vaiheessa, kun heliumin palaminen alkaa tähden keskiosassa, se laskeutuu pääsekvenssistä ja muuttuu massasta riippuen siniseksi tai punaiseksi jättiläiseksi.

Tähtien elämä

Tähtien elämä

Tähtien kuolema

Bibliografia:

• Shklovsky I.S. Tähdet: heidän syntymänsä, elämänsä ja kuolemansa. - M.: Nauka, Fysikaalisen ja matemaattisen kirjallisuuden pääpaino, 1984. - 384 s.

• Vladimir Surdin Kuinka tähdet syntyvät - Otsikko "Planetaario", Around the World, nro 2 (2809), helmikuu 2008

testikysymykset

• Mistä tähdet tulevat?

• Miten ne syntyvät?

• Koska tähtien elinikä on rajallinen, niiden on myös ilmestyttävä rajallisessa ajassa. Kuinka voimme oppia mitään tästä prosessista?

• Onko mahdollista nähdä, kuinka tähdet muodostuvat taivaalla?

• Olemmeko todistamassa heidän syntymäänsä?

Käytetyt kirjat

• Galaksien ja tähtien alkuperä ja kehitys Tähtien muodostumisalue - Orionin sumu (M42), herra Alnitak Alnilam

  
  

  Tähtien muodostumismalli Universumin näkyvän osan - metagalaksin - säde ei voi ylittää matkaa, jonka säteily kulkee ajassa, joka vastaa maailmankaikkeuden ikää - nykyaikaisten käsitysten mukaan 13,7 ± 2 miljardia vuotta. Siksi lähes 0,5 miljardia vuotta alkuräjähdyksestä syntyneiden galaksien ikä on yli 13 miljardia vuotta. Vanhimmat tähdet, joiden ikä on yli 10 miljardia vuotta, ovat osa pallomaisia ​​tähtijoukkoja (populaatiotyyppi 2, jossa on alhainen määrä Heitä raskaampia alkuaineita). Ne muodostuivat todennäköisesti samaan aikaan galaksien kanssa. Pallomainen tähtijoukko M80 Skorpionin tähdistössä 8280 kpl.
  

  
  

  Universumin ja galaksien ikä a) Galaksimme ikä on 13,7 miljardia vuotta (1 %:n tarkkuus). b) Universumi koostuu - 4 %:sta näkyvän aineen atomeista; - 23 % on pimeää ainetta; - Loput 73% on mystistä "antigravitaatiota" (pimeää energiaa), joka saa universumin laajenemaan. Galaksit alkoivat muodostua 100 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen ja seuraavan 3-5 miljardin vuoden aikana ne muodostuivat ja ryhmittyivät klusteiksi. Siksi vanhimpien elliptisten galaksien ikä on noin 14 miljardia vuotta. Ensimmäiset tähdet ilmestyvät miljoona vuotta alkuräjähdyksen jälkeen, joten tähtiä on oltava noin 14 miljardin vuoden ikäisiä. 30. kesäkuuta 2001 NASA:n tähtitieteellinen laite "MAP" ("Microwave Anisotropy Probe"), jonka massa oli 840 kg ja maksoi 145 miljoonaa dollaria, laukaistiin Cape Canaveralista, ja 1. lokakuuta 2001 se saavutti vapautumispisteen. L2 (painovoimatasapaino Auringon, Maan ja Kuun välillä), 1,5 miljoonan kilometrin päässä Maasta. Avaruusaluksen tarkoituksena on koota kolmiulotteinen kuva räjähdyksestä ja tarkastella aikaa, jolloin tähdet ja galaksit eivät ole vielä nousseet. WMAP: 1-tasapainottavat tarkkuusvakautusjärjestelmän painot, 2-anturi navigointijärjestelmästä, 3-vastaanottoelektroniikkayksikkö, 4-aaltoputki, 5-suuntainen antenni, 6-peili 1,4 * 1,6 m, 7 sekunnin heijastin, 8- jäähdytys, 9-asennusalusta, 10-elektroniikka, 11-suoja auringonvalolta. Vuoteen 2006 mennessä NASAn WMAP-avaruusalus keräsi tietoja mikroaaltotaustasäteilystä:
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Lyhyt historia maailmankaikkeuden kehityksestä AikaLämpötila Universumin tila s Lisää KInflaatiolaajeneminen sEnemmän KKvarkkien ja elektronien esiintyminen sec10 12 KProtonien ja neutronien tuotanto s - 3 min KDeuteriumin, heliumin ja litiumin ytimien muodostuminen 400 K:n ajan 400 tuhatta vuotta atomit 15 miljoonaa vuotta300 KKaasupilven laajenemisen jatkuminen 1 miljardi vuotta20 KEnsimmäisten tähtien ja galaksien syntyminen 3 miljardia vuotta10 K Raskaiden ytimien muodostuminen tähtien räjähdyksessä miljardeja vuosia3 KPlaneettien ja älykkäiden elinvuosien ilmestyminen10 -2 KProsessin loppuminen tähtien syntymästä vuotta KKaikkien tähtien energian ehtyminen vuotta-20 K Mustien aukkojen haihtuminen ja alkuainehiukkasten synty vuotta KKaikkien mustien aukkojen haihtumisen päättyminen
  

  
  

  Tähtien muodostuminen Tähdet muodostuvat aina ryhmiksi (klusteriksi) painovoiman epävakauden seurauksena kylmissä (T = 10 K) ja tiheissä molekyylipilvissa, joiden massa on vähintään 2000 M. GMO:t, joiden massa on yli 10 5 M (enemmän). yli 6000 tunnetaan) sisältävät jopa 90 % galaksin kokonaismolekyylikaasusta. Kylmän kaasun ja pölyn kerääntyminen - pallopallo B68 (Barnardin luettelo), GMO-fragmentti. Pallon massa voi nousta jopa 100 M:iin. Puristumista helpottavat shokkiaallot supernovajäänteiden laajenemisen aikana, spiraalitiheysaallot ja kuumista OB-tähdistä tuleva tähtituuli. Aineen lämpötila siirtyessä molekyylipilvistä pilven pirstoutumisen kautta (pallojen ilmestyminen) tähdiksi kasvaa miljoonia kertoja, ja tiheys kasvaa useita kertoja. Tähden kehitysvaihetta, jolle on ominaista puristus ja jolla ei vielä ole lämpöydinenergian lähteitä, kutsutaan prototähdeksi (kreikaksi protos "ensimmäinen").
  

  
  

  Aurinkotyyppisten tähtien evoluutio Nousevassa prototähdessä ydin vetää sisäänsä kaiken tai lähes kaiken aineen, supistuu, ja kun lämpötila sisällä ylittää 10 miljoonaa K, alkaa vedyn palamisprosessi (termoydinreaktio). Tähdille, joilla on M, 60 miljoonaa vuotta on kulunut alusta. Pääsekvenssissä - elämän pisin vaihe - aurinkotyyppiset tähdet ovat 9-10 miljardia vuotta vanhoja. Yleensä vety jää ytimen viereiseen kerrokseen, protoni-protoni-reaktiot jatkuvat, paine kuoressa kasvaa merkittävästi ja tähden ulkokerrokset kasvavat jyrkästi - tähti siirtyy oikealle - alueelle. punaisten jättiläisten koko kasvaa noin 50 kertaa. Elämänsä lopussa, punaisen jättiläisen vaiheen jälkeen, tähti kutistuu muuttuen valkoiseksi kääpiöksi, ja se irtoaa kuoren (jopa 30 % massasta) planetaarisen sumun muodossa. Valkoinen kääpiö hehkuu heikosti hyvin pitkään, kunnes sen lämpö on käytetty kokonaan ja se muuttuu kuolleeksi mustaksi kääpiöksi. Kun tähti on käyttänyt keskiosan sisältämän vedyn, heliumin ydin alkaa kutistua, sen lämpötila nousee niin paljon, että alkavat reaktiot, joilla on suuri energian vapautuminen (K:n lämpötilassa heliumin palaminen alkaa - se on kymmenesosa H:n palamisesta).
  

  
  

  Massiivisten tähtien evoluutio Kaksi päätekijää, jotka johtavat vakauden menettämiseen ja romahtamiseen, tunnetaan nyt: > 13 4 He + 4n, = korkeammissa lämpötiloissa - heliumin dissosiaatio 4 He > 2n + 2p ja aineen neutronisaatio (elektronien sieppaus protoneilla neutronien muodostuessa). Tähtien kuoren irtoaminen selittyy neutriinojen vuorovaikutuksella aineen kanssa. Ydinten hajoaminen vaatii huomattavaa energiankulutusta, aine menettää kimmoisuutensa, ydin supistuu, lämpötila nousee, mutta ei niin nopeasti, että puristuminen pysähtyisi. Suurin osa puristuksen aikana vapautuvasta energiasta kulkeutuu neutriinojen mukana. Aineen neutronisoitumisen ja ytimien dissosioitumisen seurauksena tapahtuu eräänlainen tähden sisällä oleva räjähdys - räjähdys. Tähden keskialueen aine putoaa kohti keskustaa vapaan pudotuksen nopeudella vetäen peräkkäin yhä kauemmaksi tähden keskikerroksista. Alkanut romahdus voidaan pysäyttää ydintiheyden saavuttaneen ja pääosin rappeutuneista neutroneista (neutroninesteestä) koostuvan aineen elastisuudella. Tästä syntyy neutronitähti. Tähden kuori saa valtavan vauhdin ja heitetään tähtienväliseen avaruuteen jopa km/s nopeudella. Massiivisimpien tähtien, joiden massa on yli 30 aurinkomassaa, ytimien romahtamisen aikana ytimen romahtaminen johtaa ilmeisesti mustan aukon muodostumiseen. Tähdissä, joiden massa on yli 10 M, lämpöydinreaktiot etenevät rappeutumattomissa olosuhteissa aina rautahuipun stabiilimpien alkuaineiden muodostumiseen asti (kuva). Kehittyvän ytimen massa riippuu heikosti tähden kokonaismassasta ja on 2–2,5 M. 13 4 He + 4n, = korkeammissa lämpötiloissa - heliumin dissosiaatio 4 He > 2n + 2p ja aineen neutronisoituminen (protonien sieppaaminen elektronien toimesta neutronien muodostumisen myötä). Tähtien kuoren irtoaminen selittyy neutriinojen vuorovaikutuksella aineen kanssa. Ydinten hajoaminen vaatii huomattavaa energiankulutusta, aine menettää kimmoisuutensa, ydin supistuu, lämpötila nousee, mutta ei niin nopeasti, että puristuminen pysähtyisi. Suurin osa puristuksen aikana vapautuvasta energiasta kulkeutuu neutriinojen mukana. Aineen neutronisoitumisen ja ytimien dissosioitumisen seurauksena tapahtuu eräänlainen tähden sisällä oleva räjähdys - räjähdys. Tähden keskialueen aine putoaa kohti keskustaa vapaan pudotuksen nopeudella vetäen peräkkäin yhä kauemmaksi tähden keskikerroksista. Alkanut romahdus voidaan pysäyttää ydintiheyden saavuttaneen ja pääosin rappeutuneista neutroneista (neutroninesteestä) koostuvan aineen elastisuudella. Tästä syntyy neutronitähti. Tähden kuori saa valtavan vauhdin ja heitetään tähtienväliseen avaruuteen jopa 10 000 km/s nopeudella. Massiivisimpien tähtien, joiden massa on yli 30 aurinkomassaa, ytimien romahtamisen aikana ytimen romahtaminen johtaa ilmeisesti mustan aukon muodostumiseen. Tähdissä, joiden massa on yli 10 M, lämpöydinreaktiot etenevät rappeutumattomissa olosuhteissa aina rautahuipun stabiilimpien alkuaineiden muodostumiseen asti (kuva). Kehittyvän ytimen massa riippuu heikosti tähden kokonaismassasta ja on 2–2,5 M.">
  Tähtien evoluution viimeinen vaihe Rapusumu on kaasumainen jäännös supernovasta, jonka ydin romahti ja jonka räjähdys havaittiin vuonna 1054. Keskellä on neutronitähti, joka heittää ulos hiukkasia, jotka saavat kaasun hehkumaan (siniseksi). Ulommat filamentit ovat enimmäkseen vetyä ja heliumia romahtaneesta massiivisesta tähdestä. NGC 6543, Inner Cat's Eye Nebula, pseudovärikuva (punainen Hα; sininen neutraali happi, 630 nm; vihreä ionisoitu typpi, nm). Planetaariset sumut muodostuvat punaisten jättiläisten ja superjättiläisten ulkokerrosten (kuorten) irtoamisen aikana, joiden massa on 2,58 aurinkomassaa evoluution viimeisessä vaiheessa. Kuva: kuuma plasman kertymälevy kiertää mustaa aukkoa
  

  
  

  Tähtitaivaalla on tähtien ohella pilviä, jotka koostuvat kaasu- ja pölyhiukkasista (vety). Jotkut niistä ovat niin tiheitä, että ne alkavat kutistua painovoiman vaikutuksesta. Kun kaasu puristuu, se lämpenee ja alkaa lähettää infrapunasäteitä. Tässä vaiheessa tähteä kutsutaan prototähdeksi. Kun lämpötila prototähden sisällä saavuttaa 10 miljoonaa astetta, lämpöydinreaktio alkaa muuntaa vetyä heliumiksi, kun taas prototähti muuttuu tavalliseksi valoa säteileväksi tähdeksi. Keskikokoiset tähdet, kuten aurinko, loistavat keskimäärin 10 miljardia vuotta. Uskotaan, että aurinko on edelleen sen päällä, koska se on elinkaarensa puolivälissä.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Kaikki vety muuttuu lämpöydinreaktion aikana heliumiksi, muodostuu heliumkerros. Jos heliumkerroksen lämpötila on alle 100 miljoonaa Kelviniä, ei enää tapahdu lämpöydinreaktiota heliumin ytimien muuttumisesta typeksi ja hiiliytimeksi, lämpöydinreaktio ei tapahdu tähden keskustassa, vaan vain vetykerroksessa. heliumkerroksen vieressä, kun taas lämpötila tähden sisällä nousee vähitellen. Kun lämpötila saavuttaa 100 miljoonaa Kelviniä, heliumin ytimessä alkaa lämpöydinreaktio, kun taas heliumytimet muuttuvat hiili-, typpi- ja happiytimiksi. Tähden kirkkaus ja koko kasvavat, tavallisesta tähdestä tulee punainen jättiläinen tai superjättiläinen. Tähtien ympyräkuori, jonka massa on enintään 1,2 auringon massaa, laajenee vähitellen ja irtoaa lopulta ytimestä, ja tähti muuttuu valkoiseksi kääpiöksi, joka jäähtyy ja haalistuu vähitellen. Jos tähden massa on noin kaksi kertaa Auringon massa, tällaiset tähdet muuttuvat epävakaiksi elämänsä lopussa ja räjähtävät, niistä tulee supernoveja ja muuttuvat sitten neutronitähdiksi tai mustaksi aukoksi.
  

  
  

  
  

  
  

  Punainen jättiläinen muuttuu elämänsä lopussa valkoiseksi kääpiöksi. Valkoinen kääpiö on punaisen jättiläisen supertiheä ydin, joka koostuu heliumista, typestä, hapesta, hiilestä ja raudasta. Valkoinen kääpiö on erittäin puristettu. Sen säde on noin 5000 km, eli se on kooltaan suunnilleen yhtä suuri kuin maamme. Lisäksi sen tiheys on noin 4 × 10 6 g / cm 3, eli tällainen aine painaa neljä miljoonaa enemmän kuin vesi maan päällä. Sen pinnan lämpötila on 10000K. Valkoinen kääpiö jäähtyy hyvin hitaasti ja pysyy olemassa maailman loppuun asti.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Supernova on tähti evoluution päättymishetkellä painovoiman romahtamisen aikana. Supernovan muodostuminen lopettaa sellaisten tähtien olemassaolon, joiden massa on yli 8-10 auringon massaa. Jättimäisen supernovaräjähdyksen paikalle jää neutronitähti tai musta aukko, ja näiden kohteiden ympärillä havaitaan jonkin aikaa räjähtäneen tähden kuorien jäänteitä. Supernovaräjähdys galaksissamme on melko harvinainen ilmiö. Keskimäärin tämä tapahtuu kerran tai kahdesti sadassa vuodessa, joten on erittäin vaikea saada kiinni hetkestä, jolloin tähti säteilee energiaa avaruuteen ja leimahtaa sillä hetkellä miljardien tähden.
  

  
  

  
  

  Äärimmäiset voimat, joita esiintyy neutronitähden muodostumisen aikana, puristavat atomeja niin, että ytimiin puristetut elektronit yhdistyvät protonien kanssa muodostaen neutroneja. Näin syntyy tähti, joka koostuu lähes kokonaan neutroneista. Supertiheä ydinneste, jos se tuodaan maan päälle, räjähtäisi kuin ydinpommi, mutta neutronitähdessä se on vakaa valtavan painovoimapaineen vuoksi. Neutronitähden (kuten kaikkien tähtien) ulkokerroksissa paine ja lämpötila kuitenkin laskevat muodostaen noin kilometrin paksuisen kiinteän kuoren. Sen uskotaan koostuvan pääasiassa rautaytimistä.
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Mustat aukot Nykyisen tähtien evoluution käsityksemme mukaan, kun tähti, jonka massa on yli noin 30 auringon massaa, kuolee supernovaräjähdyksessä, sen ulkokuori lentää irti ja sisäkerrokset sortuvat nopeasti kohti keskustaa ja muodostavat mustan aukon. sen tähden paikka, joka on käyttänyt polttoainevaransa. On käytännössä mahdotonta tunnistaa tätä alkuperää olevaa mustaa aukkoa eristettynä tähtienvälisestä avaruudesta, koska se on harvinaisessa tyhjiössä eikä ilmene millään tavalla gravitaatiovuorovaikutuksina. Jos tällainen aukko olisi kuitenkin osa kaksoistähtijärjestelmää (kaksi kuumaa tähteä kiertävät massakeskipisteensä ympärillä), mustalla aukolla on silti gravitaatiovaikutus kumppanitähteensä. Tähdet "virraavat" väistämättä musta aukko. Kohtalorajaa lähestyttäessä mustan aukon suppiloon imeytynyt aine tiivistyy ja lämpenee väistämättä aukon absorboimien hiukkasten välisten törmäysten seurauksena, kunnes se lämpenee röntgensäteen aaltojen säteilyenergiaksi. alue. Tähtitieteilijät voivat mitata tällaisten röntgensäteiden intensiteetin muutosten taajuutta ja laskea vertaamalla sitä muihin saatavilla oleviin tietoihin ainetta itseensä "vetävän" esineen likimääräisen massan. Jos esineen massa ylittää Chandrasekharin rajan (1,4 auringon massaa), tämä esine ei voi olla valkoinen kääpiö, johon valomme on määrä rappeutua. Useimmissa tapauksissa tällaisten kaksoisröntgentähtien havainnoista neutronitähti on massiivinen esine. Kuitenkin on ollut jo yli tusina tapausta, joissa ainoa järkevä selitys on mustan aukon esiintyminen kaksoistähtijärjestelmässä. Chandrasekhar-raja
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  
  

  Lämpöydinreaktioiden aikana, jotka tapahtuvat tähden syvyyksissä lähes koko sen elinkaaren ajan, vety muuttuu heliumiksi. Kun merkittävä osa vedystä muuttuu heliumiksi, lämpötila sen keskustassa nousee. Kun lämpötila nousee noin 200 miljoonaan K, heliumista tulee ydinpolttoainetta, joka sitten muuttuu hapeksi ja neoniksi. Lämpötila tähden keskellä nousee vähitellen 300 miljoonaan K. Mutta jopa niin korkeissa lämpötiloissa happi ja neon ovat melko vakaita eivätkä joudu ydinreaktioihin. Jonkin ajan kuluttua lämpötila kuitenkin kaksinkertaistuu, nyt se on jo 600 miljoonaa K. Ja sitten neonista tulee ydinpolttoainetta, joka reaktioiden aikana muuttuu magnesiumiksi ja piiksi. Magnesiumin muodostumiseen liittyy vapaiden neutronien vapautuminen. Vapaat neutronit, jotka reagoivat näiden metallien kanssa, muodostavat raskaampien metallien atomeja - uraaniin asti - raskaimmista luonnollisista alkuaineista.
  

  
  

  Mutta kaikki ytimen neon on käytetty. Ydin alkaa supistua, ja taas supistumiseen liittyy lämpötilan nousu. Seuraava vaihe alkaa, kun joka kahdesta happiatomista muodostuu yhdistettynä piiatomi ja heliumatomi. Pareittain yhdistyvät piiatomit muodostavat nikkeliatomeja, jotka pian muuttuvat rautaatomeiksi. Ydinreaktiot, joihin liittyy uusien kemiallisten alkuaineiden ilmaantumista, eivät sisällä vain neutroneja, vaan myös protoneja ja heliumatomeja. Esiin tulee sellaisia ​​alkuaineita kuin rikki, alumiini, kalsium, argon, fosfori, kloori ja kalium. 2-5 miljardin K lämpötiloissa syntyy titaania, vanadiinia, kromia, rautaa, kobolttia, sinkkiä yms. Mutta kaikista näistä alkuaineista rauta on eniten edustettuna.
  

  
  

  Sisärakenteeltaan tähti muistuttaa nyt sipulia, jonka jokainen kerros on täytetty pääosin millä tahansa elementillä. Raudan muodostuessa tähti on dramaattisen räjähdyksen aattona. Tähtien rautaytimessä tapahtuvat ydinreaktiot johtavat protonien muuttumiseen neutroneiksi. Tällöin säteilevät neutriinovirrat, jotka kuljettavat mukanaan merkittävän osan tähden energiasta avaruuteen. Jos lämpötila tähden ytimessä on korkea, näillä energiahäviöillä voi olla vakavia seurauksia, koska ne johtavat tähden vakauden ylläpitämiseen tarvittavan säteilypaineen laskuun. Ja tämän seurauksena gravitaatiovoimat tulevat jälleen peliin, jotka on suunniteltu toimittamaan tarvittava energia tähdelle. Gravitaatiovoimat puristavat tähteä yhä nopeammin ja täydentävät neutriinojen kuljettamaa energiaa.
  

  
  

  Kuten ennenkin, tähden puristumiseen liittyy lämpötilan nousu, joka lopulta saavuttaa 4-5 miljardia K. Nyt tapahtumat kehittyvät hieman eri tavalla. Rautaryhmän elementeistä koostuva ydin käy läpi vakavia muutoksia: tämän ryhmän elementit eivät enää reagoi raskaampien alkuaineiden muodostumiseen, vaan hajoavat heliumiksi, samalla kun ne lähettävät valtavan neutronivuon. Suurin osa näistä neutroneista vangitaan tähden ulkokerrosten aineeseen ja osallistuu raskaiden alkuaineiden luomiseen. Tässä vaiheessa tähti saavuttaa kriittisen tilan. Kun raskaita kemiallisia alkuaineita syntyi, energiaa vapautui kevyiden ytimien fuusion seurauksena. Niinpä tähti lähetti valtavia määriä sitä satojen miljoonien vuosien aikana. Nyt ydinreaktioiden lopputuotteet hajoavat jälleen muodostaen heliumia: tähti joutuu korvaamaan aiemmin menetettyä energiaa
  

  
  

  Betelgeuse valmistautuu räjähdykseen (c arabiaksi. "Kaksosten talo") - punainen superjättiläinen Orionin tähdistössä. Yksi suurimmista tähtitieteilijöiden tuntemista tähdistä. Jos se sijoitettaisiin Auringon sijasta, se täyttäisi minimikoossaan Marsin kiertoradan ja maksimissaan Jupiterin kiertoradan. Betelgeusen tilavuus on lähes 160 miljoonaa kertaa suurempi kuin aurinko. Ja se on yksi kirkkaimmista - sen kirkkaus on kertaa suurempi kuin auringon. Sen ikä on avaruusstandardien mukaan vain noin 10 miljoonaa vuotta. Ja tämä punakuuma jättiläisavaruus "Tšernobyl" on jo räjähdyksen partaalla. Punainen jättiläinen on jo alkanut tuskailla ja pienentyä. Tarkkailujakson 1993-2009 aikana tähden halkaisija pieneni 15 %, ja nyt se vain kutistuu silmiemme edessä. NASA:n tähtitieteilijät lupaavat, että hirviömäinen räjähdys lisää tähden kirkkautta tuhatkertaiseksi. Mutta koska valovuosien etäisyys meistä on kaukana, katastrofi ei vaikuta planeettaamme millään tavalla. Ja räjähdyksen seurauksena syntyy supernova.
  

  
  

  Miltä tämä harvinaisin tapahtuma näyttää maan päältä? Yhtäkkiä taivaalla välähtää erittäin kirkas tähti .. Tällainen avaruusshow kestää noin kuusi viikkoa, mikä tarkoittaa yli puolitoista kuukautta "valkoisia öitä" tietyissä osissa planeetta, muu ihminen nauttii kahdesta tai kolmesta lisätunnista päivänvaloa ja ihastuttavan räjähtävän tähden spektaakkelista yöllä. Kaksi tai kolme viikkoa räjähdyksen jälkeen tähti alkaa haalistua, ja muutaman vuoden kuluttua siitä tulee vihdoin rapumainen sumu maallisen tarkkailijan silmissä. No, räjähdyksen jälkeiset varautuneiden hiukkasten aallot saavuttavat maan muutamassa vuosisadassa, ja maan asukkaat saavat pienen (4-5 suuruusluokkaa vähemmän kuin tappavan) annoksen ionisoivaa säteilyä. Mutta joka tapauksessa, sinun ei pitäisi huolehtia - kuten tiedemiehet sanovat, maapallolle ja sen asukkaille ei ole uhkaa, mutta tällainen tapahtuma on sinänsä ainutlaatuinen - viimeinen todiste supernovaräjähdyksestä maan päällä on vuodelta 1054.