Väikese tähe elutsükkel

Tähed sünnivad tõesti tähetolmust ja kuna tähed on tehased, mis toodavad kõiki raskeid elemente, tuleb ka meie maailm ja kõik selles sisalduv tähetolmust.

Selle peamiselt vesinikgaasimolekulidest koosnevad pilved hõljuvad ruumi mõeldamatus külmuses ringi, kuni gravitatsioon sunnib neid endasse vajuma ja tähti moodustama.

Kõik tähed on loodud võrdsetena, kuid nagu inimesi, on neid ka mitmel viisil. Tähe omaduste peamine määraja on selle moodustamisel osalenud tähetolmu kogus.

Mõni täht on väga suur ja neil on lühike, suurejooneline elu, samas kui teised on nii väikesed, et neil oli vaevalt piisavalt palju massi, et kõigepealt täheks saada, ja nende eluiga on äärmiselt pikk. Tähe elutsükkel, nagu NASA ja teised kosmoseametnikud selgitavad, sõltub suurel määral massist.

Ligikaudu meie päikese suuruseid tähti peetakse väikesteks tähtedeks, kuid nad pole nii väikesed kui punased kääbused, mille mass on umbes pool päikese massist ja kes on igavese olemise lähedal nii palju kui täht suudab saada.

Sellise väikese massiga tähe nagu päike elutsükkel, mis on klassifitseeritud G-tüüpi peajärjestuse tähte (või kollast kääbust), kestab umbes 10 miljardit aastat. Ehkki selle suurusega staaridest ei saa supernoovasid, lõpetavad nad oma elu dramaatiliselt.

Gravitatsioon, see salapärane jõud, mis hoiab meie jalgu maapinnal liimitud ja orbiidil pöörlevaid planeete, vastutab tähtede moodustumise eest. Universumi ümber hõljuvate tähtedevaheliste gaaside ja tolmu pilvedes liidetakse gravitatsiooniga molekulid väikesteks klompideks, mis vabanevad vanempilvedest ja saavad protostaarideks. Mõnikord põhjustab kokkuvarisemist kosmiline sündmus, näiteks supernoova.

Suurenenud massi tõttu suudavad protostaarid meelitada rohkem tähetolmu. Hoogu säilitades moodustab varisev aine pöörleva ketta ja temperatuuri suureneb rõhu ja kineetilise energia tõttu, mida gaasi molekulid eraldavad Keskus.

Usutakse, et Orioni udus on muu hulgas mitu protostaari. Väga noored on liiga hajusad, et neid näha oleks, kuid lõpuks muutuvad nad ühinemisel läbipaistmatuks. Kui see juhtub, püüab aine kogunemine infrapunakiirgust südamikku kinni, mis veelgi suurendab temperatuuri ja rõhku, hoides lõpuks ära suurema aine sattumise südamikku.

Tähe ümbris tõmbab jätkuvalt ainet ja kasvab, kuni juhtub midagi uskumatut.

On raske uskuda, et gravitatsioon, mis on suhteliselt nõrk jõud, võib esile kutsuda sündmuste ahela, mis viib termotuuma reaktsioonini, kuid see juhtub. Kui protostaar jätkab aine lisandumist, muutub rõhk südamikus nii tugevaks, et vesinik hakkab sulanduma heeliumiks ja protostaar saab täheks.

Termotuuma aktiivsuse tekkimine tekitab tähelt piki pöörlemistelge impulsi. Tähe ümbermõõdul ringlev materjal paiskub selle tuule poolt välja. See on tähe moodustumise T-Tauri faas, mida iseloomustab hoogne pinnaaktiivsus, sealhulgas raketid ja pursked. Täht võib selles faasis kaotada kuni 50 protsenti massist, mis päikese suuruse tähe jaoks kestab paar miljonit aastat.

Lõpuks hakkab tähe perimeetri ümbruses olev materjal hajuma ja see, mis jääb, liitub planeetideks. Päikesetuul vaibub ja täht asetub põhijada stabiilsusperioodiks. Sel perioodil tasakaalustab südamikus tekkiv vesiniku ja heeliumi liitumisreaktsioonide tekitatud välimine jõud raskusjõu sissepoole tõmbumist ning täht ei kaota ega võta ainet.

Enamik tähti öises taevas on põhijada tähed, sest see periood on kõigi tähtede eluea jooksul seni kõige pikem. Peajärjestuses olles sulatab täht vesiniku heeliumiks ja jätkab seda seni, kuni vesinikkütus saab otsa.

Termotuumasünteesireaktsioon toimub massiivsetel tähtedel kiiremini kui väiksematel, nii et massiivsed tähed põlevad kuumemalt, valge või sinise valgusega ja põlevad lühemat aega. Kui päikesesuurune täht kestab 10 miljardit aastat, siis ülisuur sinine hiiglane võib vastu pidada vaid 20 miljonit.

Üldiselt esineb peajärjestuse tähtedes kahte tüüpi termotuumareaktsioone, kuid väiksemates tähtedes, näiteks päikeses, esineb ainult ühte tüüpi: prooton-prootonahel.

Prootonid on vesiniku tuumad ja tähe südamikus liiguvad nad piisavalt kiiresti, et ületada elektrostaatiline tõukejõud ja põrkuksid kokku, moodustades heelium-2 tuumad, vabastades v-neutrino ja positron protsessis. Kui mõni teine ​​prooton põrkub vastloodud heelium-2 tuumaga, sulanduvad nad heelium-3-ks ja vabastavad gammefootoni. Lõpuks põrkuvad kaks heelium-3 tuuma kokku, moodustades ühe heelium-4 tuuma ja veel kaks prootonit, mis jätkavad ahelreaktsiooni, nii et kokkuvõttes kulub prooton-prootonreaktsioonil neli prootonit.

Üks põhireaktsiooni käigus tekkiv alamahel tekitab berüllium-7 ja liitium-7, kuid need on siirdeelemendid, mis pärast kokkupõrget positroniga moodustavad kaks heelium-4 tuuma. Teine alamahel toodab berüllium-8, mis on ebastabiilne ja jaguneb spontaanselt kaheks heelium-4 tuumaks. Need alamprotsessid moodustavad umbes 15 protsenti kogu energiatoodangust.

Inimese elutsükli kuldsed aastad on need, kus energia hakkab hääbuma, ja sama kehtib ka tähe kohta. Madala massiga tähe kuldsed aastad tekivad siis, kui täht on kogu oma südamikus sisalduva vesinikkütuse ära kulutanud, ja seda perioodi tuntakse ka peajärgse järjestusena. Tuumasünteesi reaktsioon lakkab ja välimine heeliumkoor variseb kokku, tekitades soojusenergiat, kuna varisevas kestas olev potentsiaalne energia muundatakse kineetiliseks energiaks.

Lisasoojus põhjustab kestas vesiniku taas sulandumist, kuid seekord tekitab reaktsioon rohkem soojust kui siis, kui see toimus ainult südamikus.

Vesiniku kestakihi sulandamine surub tähe servad väljapoole ning välimine atmosfäär paisub ja jahtub, muutes tähe punaseks hiiglaseks. Kui see juhtub päikesega umbes 5 miljardi aasta jooksul, laieneb see poole kaugusele Maast.

Laienemisega kaasneb temperatuuri tõus südamikus, kuna kestas toimuvate vesinikfusiooni reaktsioonide käigus satub rohkem heeliumi. See muutub nii kuumaks, et südamikus algab heeliumi sulandumine, mis tekitab berülliumi, süsinikku ja hapnikku ning kui see reaktsioon (nn heeliumi välk) algab, levib see kiiresti.

Pärast kestas oleva heeliumi ammendumist ei suuda väikese tähe südamik tekitada piisavalt raskust, et sulandada loodud raskemad elemendid ja südamikku ümbritsev kest variseb uuesti kokku. See kokkuvarisemine tekitab märkimisväärse koguse soojust - piisavalt, et alustada heeliumi sulandumist kestas - ja uue reaktsioon algab uue paisumisperioodi jooksul, mille jooksul tähe raadius suureneb algsest 100 korda raadius.

Kui meie päike jõuab sellesse etappi, laieneb ta Marsi orbiidist kaugemale.

Iga tähe elutsükli lugu lastele peaks sisaldama selgitust planeedi udukogude kohta, sest need on universumi kõige silmatorkavamad nähtused. Termin planetaarne udukogu on vale nimetus, kuna sellel pole midagi pistmist planeetidega.

See on nähtus, mis vastutab jumalasilma (Helixi udukogu) dramaatiliste piltide ja muude selliste piltide eest, mis asustavad Internetti. Kaugeltki mitte oma olemuselt planetaarne, on planeedi udukogu väikese tähe hääbumise allkiri.

Kui täht laieneb oma teiseks punase hiiglane faasiks, variseb südamik samaaegselt ülikuumaks valgeks kääbus, mis on tihe jäänuk, mille suurem osa algse tähe massist on pakitud Maa suuruseks sfäär. Valge kääbus kiirgab ultraviolettkiirgust, mis ioniseerib paisuva kestaga gaasi, tekitades dramaatilisi värve ja kujundeid.

Planeetide udukogud pole kauakestvad, hajuvad umbes 20 000 aasta jooksul. Valge kääbustäht, mis jääb alles pärast planeedi udukogu hajumist, on aga väga kauakestev. Põhimõtteliselt on see süsiniku ja hapniku klomp, mis on segatud nii tihedalt kokku pakitud elektronidega, et väidetavalt on nad degenereerunud. Kvantmehaanika seaduste kohaselt ei saa neid kaugemale tihendada. Täht on miljon korda tihedam kui vesi.

Valge kääbuse sees ei toimu sulandumisreaktsioone, kuid see jääb kuumaks tänu oma väikesele pinnale, mis piirab tema kiiratavat energia hulka. Lõpuks jahtub see mustaks, inertseks süsinikukomponendiks ja degenereerunud elektronideks, kuid see võtab aega 10–100 miljardit aastat. Universum pole veel nii vana, et see oleks veel juhtunud.

Päikesesuurusest tähest saab vesinikkütust tarbides valge kääbus, kuid selle tuuma mass 1,4 korda suurem kui päike, saab teistsuguse saatuse.

Selle massiga tähed, mida tuntakse Chandrasekhari piirina, kukuvad edasi, sest gravitatsioonijõust piisab elektronide degeneratsiooni välise takistuse ületamiseks. Valgete kääbusteks saamise asemel saavad neist neutronitähed.

Kuna Chandrasekhari massipiirang kehtib südamikule pärast seda, kui täht on kiirganud suure osa oma massist, ja kuna kadunud mass on märkimisväärne, et tähel peab olema neutronitäheks saamiseks umbes kaheksa korda suurem päikese mass, kui ta jõuab punasesse hiidfaasi.

Punased kääbustähed on tähed, mille mass on pool kuni kolmveerand päikesemassist. Nad on kõigist tähtedest kõige lahedamad ega kogu oma südamikesse nii palju heeliumi. Järelikult ei laiene nad punasteks hiiglasteks, kui nad on oma tuumakütuse ammendanud. Selle asemel sõlmitakse nad otse valgeteks kääbusteks, ilma et planeedi udukogu tekiks. Kuna need tähed põlevad aga nii aeglaselt, läheb veel kaua aega - võib-olla isegi kuni 100 miljardit aastat -, enne kui üks neist selle protsessi läbib.

Tähti, mille mass on alla 0,5 päikesemassi, tuntakse pruunide kääbustena. Nad pole tegelikult üldse tähed, sest tekkimisel ei olnud neil vesiniku sulandamise algatamiseks piisavalt massi. Raskusjõu survejõud tekitavad küllaldaselt energiat selliste tähtede kiirgamiseks, kuid spektri kauges punases otsas on see vaevumärgatava valgusega.

Kuna kütusekulu puudub, ei takista miski sellisel tähel püsida täpselt sellisena, nagu see on universumi vältel. Neid võis olla üks või mitu päikesesüsteemi vahetus läheduses ja kuna nad säravad nii hämaralt, ei teaksime iial, et nad seal on.