Taani astronoom Einar Hertzsprung tundis sügavat huvi tähtede evolutsiooni vastu. Miks on tähed taevas erineva värviga? Miks on mõned tähed heledad ja teised tuhmid? Miks, kuigi enamik tähti kiirgab valgust ühtlaselt, nagu meie Päike, on ka valgustit, mille heledus kas suureneb või väheneb?
20. sajandi alguses polnud kõigile neile küsimustele selget vastust. Hertzsprung hakkas võrdlema talle teadaolevate tähtede füüsilisi omadusi mis tahes mustri otsimisel. Peagi jõudis ta huvitavale järeldusele: punased tähed jagunesid selgelt kahte tüüpi. Esimene neist on tohutu heledusega hiiglaslikud tähed; Teist tüüpi punased tähed on väikesed, ainult läbi teleskoobi nähtavad tähed, mis kiirgavad sadu kordi vähem valgust kui meie päike. Punaseid tähti, mis säraksid sama võimsusega nagu meie Päike, polnud olemas!
See jaotus väga heledateks ja nõrkadeks tähtedeks kehtis täielikult oranži värvi tähtede ja vähemal määral ka kollaste tähtede puhul, nagu Päike, kuid siniste või valgete tähtede puhul seda ei tuvastatud.
Hiljem Ameerikas jõudis astronoom samale järeldusele Henry Norris Russell(Russell). Ta koostas diagrammi, millele joonistas tähtede temperatuuri horisontaalselt ja heleduse vertikaalselt. Enamik tähti langes diagrammil kitsas kaldus joones, samas kui mõned valgustid näisid olevat üleval paremal või all vasakul.
Hertzsprung-Russelli diagramm. Tähtede spektrid (temperatuurid) on märgitud piki Χ-telge. Piki Υ-telge on heledus päikese heledustes. Joonis: Suur Universum
Sellest ajast alates on seda sõltuvust kutsutud Hertzsprung-Russelli diagramm, ja paljud teadlased peavad seda astrofüüsika kõige olulisemaks diagrammiks. Selle abil saate määrata täheparvede ja tervete galaktikate vanuse ning palju muud huvitavat.
Nimetatakse kõverjoont, millel asub 90% tähtedest Peamine järjestus. Päike on ka peal. Lihtne pilk sellele ütleb meile, et nende tähtede kiirgusvõimsus sõltub nende pinna temperatuurist ja see omakorda tähe massist. Kollased, oranžid ja punased kääbused asuvad põhijärjestuses. Sellel olevaid kuumemaid tähti võiks nimetada ka kääbusteks, kui terminit “valge kääbus” poleks omistatud täiesti erinevatele objektidele.
Hiiglaslikud tähed diagrammil asuvad paremas ülanurgas. Need on universumi heledaimad tähed. Neid on vähe, kuna hiiglaslik etapp staari elus on lühiajaline, kuid need tähed on kõige märgatavamad, kuna nad säravad palju eredamalt kui teised.
Päikese ja tüüpilise punase hiiglase võrdlevad suurused. Joonis: pics-about-space.com/Big Universe
Lõpuks leiame vasakpoolses alanurgas valged kääbused- väga madala heledusega kuumad tähed. Nad kiirgavad vähe valgust, kuna nende pindala on väga väike. Valged kääbused võivad olla Maa suurused või isegi väiksemad. Need on surnud tähtede jäänused, nende tuumad, milles termotuumasünteesi protsessid on juba peatunud.
Mida me taevas näeme? Nüüd on õhtuti lõunataevas näha. Selle moodustavast kolmest tähest kaks on Main Sequence'i tähed. See on Altair. Ja siin on ülihiiglane täht. Pealegi on see ilmselt kõige heledam täht, mida palja silmaga näha saab!
Suur suvekolmnurk. Joonis: Stellaarium
Üldiselt on enamik taevas nähtavatest tähtedest punased, kollased või oranžid hiiglased. Betelgeuse ja Canopus, Capella ja Aldebaran, Pollux ja Rigel on kõik hiiglaslikud tähed ja isegi superhiiglased. Kuid öötaeva eredaim täht Siirius asub nagu Päike põhijada peal. Siin asub ka kollane kääbus Alpha Centauri. Muidugi on need tähed eredad ainult seetõttu, et nad on Päikesele väga lähedal. Kui nad oleksid Denebiga samal kaugusel, oleks neid näha vaid kõige võimsamate teleskoopidega!
Kui Kuu ja kõik planeedid välja arvata, on iga pealtnäha paigalseisev objekt taevas täht – termotuumaenergiaallikas ning tähtede tüübid ulatuvad kääbustest superhiiglasteni.
Meie oma on täht, kuid tundub nii särav ja suur, sest see on meile nii lähedal. Enamik tähti näevad isegi võimsates teleskoopides välja nagu helendavad punktid ja sellegipoolest teame nende kohta midagi. Seega teame, et neid on erineva suurusega ja et vähemalt pooled neist koosnevad kahest või enamast gravitatsiooniga seotud tähest.
Mis on täht?
Tähed- Need on tohutud vesiniku ja heeliumi gaasipallid, milles on jälgi muudest keemilistest elementidest. Gravitatsioon tõmbab aine sisse ja kuuma gaasi rõhk surub selle välja, luues tasakaalu. Tähe energiaallikas peitub selle tuumas, kus miljonid tonnid vesinikku sulanduvad igas sekundis, moodustades heeliumi. Ja kuigi see protsess on Päikese sügavustes kestnud pidevalt ligi 5 miljardit aastat, on ära kasutatud vaid väga väike osa kõigist vesinikuvarudest.
Tähtede tüübid
Põhijada tähed. 20. sajandi alguses. Hollandlane Einar Hertzsprung ja Henry Norris Russell USA-st koostasid Hertzsprung-Russelli (HR) diagrammi, mille telgedele on joonistatud tähe heledus sõltuvalt selle pinna temperatuurist, mis võimaldab määrata kaugust tähest. tähed.
Enamik tähti, sealhulgas Päike, langevad vööndisse, mis lõikab HR diagrammi diagonaalselt, mida nimetatakse põhijadaks. Neid tähti nimetatakse sageli kääbusteks, kuigi mõned neist on Päikesest 20 korda suuremad ja säravad 20 tuhat korda eredamalt.
Punased kääbused
Põhijada jahedas ja hämaras otsas on punased kääbused, kõige levinum tähetüüp. Olles Päikesest väiksemad, kasutavad nad säästlikult oma kütusevarusid, et pikendada oma eksistentsi kümnete miljardite aastate võrra. Kui kõiki punaseid kääbusi oleks näha, oleks taevas neid sõna otseses mõttes täis. Punased kääbused aga säravad nii nõrgalt, et saame jälgida vaid lähimaid, näiteks Proxima Centauri.
Valged kääbused
Isegi väiksemad kui punased kääbused on valged kääbused. Tavaliselt on nende läbimõõt ligikaudu võrdne Maa omaga, kuid nende mass võib olla võrdne Päikese omaga. Selle raamatu mahuga võrdne valge kääbusaine maht oleks umbes 10 tuhat tonni! Nende asukoht HR diagrammil näitab, et nad on punastest kääbustest väga erinevad. Nende tuumaallikas on ammendunud.
Punased hiiglased
Põhijada tähtede järel on levinumad punased hiiglased. Nende pinnatemperatuur on umbes sama kui punastel kääbustel, kuid nad on palju heledamad ja suuremad, seega asuvad nad HR diagrammil põhijärjestuse kohal. Nende hiiglaste mass on tavaliselt ligikaudu võrdne päikesega, kuid kui üks neist asuks meie tähe asemele, satuksid päikesesüsteemi siseplaneedid selle atmosfääri.
Supergiandid
GR-diagrammi ülaosas on haruldased superhiiglased. Orioni õlal asuva Betelgeuse laius on peaaegu 1 miljard km. Teine Orioni särav objekt on Rigel, üks eredamaid palja silmaga nähtavaid tähti. See on peaaegu kümme korda väiksem kui Betelgeuse ja samal ajal peaaegu 100 korda suurem kui Päikese suurus.
Punane hiiglane, aga ka ülihiiglane, on laiendatud kestade ja suure heledusega kosmiliste objektide nimi. Need kuuluvad hilistesse spektriklassidesse K ja M. Nende raadiused on sadu kordi suuremad kui päikese raadius. Nende tähtede maksimaalne kiirgus toimub spektri infrapuna- ja punases piirkonnas. Hertzsprung-Russelli diagrammil asuvad punased hiiglased peajada joone kohal, nende absoluut kõigub veidi üle nulli või on negatiivse väärtusega.
Sellise tähe pindala ületab Päikese pindala vähemalt 1500 korda ja samal ajal on selle läbimõõt ligikaudu 40 korda suurem. Kuna absoluutsuuruse erinevus meie tähega on umbes viis, siis selgub, et punane hiiglane kiirgab sada korda rohkem valgust. Kuid samal ajal on palju külmem. Päikese temperatuur on kaks korda kõrgem kui punasel hiiglasel ja seetõttu kiirgab meie süsteemi täht pindalaühiku kohta kuusteist korda rohkem valgust.
Tähe näiv värvus sõltub otseselt pinna temperatuurist. Meie Päike on valge kuum ja suhteliselt väikese suurusega, mistõttu teda kutsutakse kollaseks kääbuseks. Jahedamatel tähtedel on oranž ja punane tuli. Iga evolutsiooniprotsessis olev täht võib jõuda viimastesse spektriklassidesse ja saada kahes arenguetapis punaseks hiiglaseks. See toimub tuuma moodustumise protsessis tähtede moodustumise etapis või evolutsiooni viimases etapis. Sel ajal hakkab punane hiiglane energiat kiirgama oma gravitatsioonienergia tõttu, mis vabaneb selle kokkusurumisel.
Kui täht kokku tõmbub, tõuseb tema temperatuur. Samal ajal väheneb pinna suuruse vähenemise tõttu see oluliselt. Kui see on "noor" punane hiiglane, algab lõpuks selle sügavuses heeliumi liitmine vesinikust. Pärast seda siseneb noor staar põhijadasse. Vanadel tähtedel on teistsugune saatus. Evolutsiooni hilisemates etappides põleb vesinik tähe soolestikus täielikult läbi. Pärast seda lahkub täht põhijadast. Hertzsprung-Russelli diagrammi järgi liigub see superhiiglaste ja punaste hiiglaste piirkonda. Kuid enne sellesse staadiumisse liikumist läbib see vahepealse etapi - subgiant.
Subgiantideks nimetatakse tähte, mille vesiniku tuumas on termotuumareaktsioonid juba peatunud, kuid heeliumi põlemine pole veel alanud. See juhtub seetõttu, et südamik pole piisavalt soojenenud. Sellise alahiiglase näide oleks Arthur, mis asub kohas Ta on oranž.
kõikjal näiva magnituudiga -0,1. See asub Päikesest umbes 36–38 kaugusel. Seda võib mais põhjapoolkeral jälgida, kui vaadata otse lõunasse. Arturi läbimõõt on 40 korda suurem kui päikese läbimõõt.
Kollane kääbus Päike on suhteliselt noor täht. Selle vanuseks hinnatakse 4,57 miljardit aastat. See jääb põhijadale veel umbes 5 miljardiks aastaks. Kuid teadlastel õnnestus simuleerida maailma, kus Päike on punane hiiglane. Selle suurus suureneb 200 korda ja jõuab Merkuuri ja Veenuse põletamise tasemeni. Muidugi pole selleks ajaks elu enam võimalik. Selles etapis eksisteerib Päike veel ligikaudu 100 miljonit aastat, pärast mida muutub see valgeks kääbuseks ja muutub valgeks kääbuseks.
Rigel ja udukogu, mida see valgustab, IC 2118.
Sinine ülihiiglane on superhiiglase (heledusklass I) spektriklassi O ja B tüüp.
Üldised omadused
Need on noored, väga kuumad ja heledad tähed, mille pinnatemperatuur on 20 000–50 000 °C. Hertzsprung-Russelli diagrammil asuvad need vasakus ülaosas. Nende mass on vahemikus 10–50 päikesemassi (), maksimaalne raadius ulatub 25 päikeseraadiuseni (). Need haruldased ja salapärased tähed kuuluvad uuritud piirkonna kuumimate, suurimate ja heledamate objektide hulka.
Oma tohutu massi tõttu on neil suhteliselt lühike eluiga (10-50 miljonit aastat) ja neid leidub ainult noortes kosmilistes struktuurides, nagu avatud parved, spiraalharud ja ebakorrapärased galaktikad. Neid ei leidu praktiliselt kunagi spiraal- ja elliptiliste galaktikate tuumades ega kerasparvedes, mis arvatakse olevat vanad objektid.
Vaatamata nende haruldusele ja lühikesele elueale leidub siniseid superhiiglasi sageli palja silmaga nähtavate tähtede hulgas; nende loomupärane heledus kompenseerib nende väikese arvu.
Superhiiglaste vastastikune muundumine
Gamma Orionis, Algol B ja päike (keskel).
Sinised superhiiglased on massiivsed tähed, mis on "suremise" protsessi teatud faasis. Selles faasis tähe tuumas toimuvate termotuumareaktsioonide intensiivsus väheneb, mis viib tähe kokkusurumiseni. Pindala olulise vähenemise tulemusena suureneb eralduva energia tihedus, mis omakorda toob kaasa pinna kuumenemise. Selline massiivse tähe kokkusurumine viib punase superhiiglase muutumiseni siniseks. Võimalik on ka vastupidine protsess - sinise superhiiglase muutumine punaseks.
Kui punase superhiiglase tähetuul on tihe ja aeglane, siis sinise superhiiglase tuul on kiire, kuid hõre. Kui kokkutõmbumine põhjustab punase superhiiglase siniseks muutumise, põrkub kiirem tuul varem välja lastud aeglasema tuulega ja põhjustab väljapaiskutava materjali tihenemise õhukeseks kestaks. Peaaegu kõigil vaadeldud sinistel superhiiglastel on sarnane ümbris, mis kinnitab, et nad kõik olid varem punased superhiiglased.
Tähe arenedes võib ta mitu korda üle minna punasest ülihiiglasest (aeglane, tihe tuul) siniseks ülihiiglaseks (kiire, õhuke tuul) ja vastupidi, mis loob tähe ümber kontsentrilised nõrgad kestad. Vahefaasis võib täht olla kollane või valge, näiteks Põhjatäht. Tavaliselt lõpetab massiivne täht oma eksistentsi plahvatusega, kuid väga väike hulk tähti, mille mass ulatub kaheksast kuni kaheteistkümne Päikese massini, ei plahvata, vaid jätkab evolutsiooni ja muutuvad lõpuks hapniku-neoontähtedeks. Veel pole täpselt selge, kuidas ja miks need valged kääbused tähtedest moodustuvad, mis teoreetiliselt peaksid oma evolutsiooni lõpetama väikese supernoova plahvatusega. Nii sinised kui ka punased superhiiglased võivad areneda supernoovaks.
Kuna massiivsed tähed veedavad suure osa oma ajast punases superhiiglas, näeme rohkem punaseid superhiiglasi kui siniseid superhiiglasi ja enamik supernoovad pärinevad punastelt superhiiglastelt. Astrofüüsikud eeldasid varem isegi, et kõik supernoovad pärinevad punastest superhiiglastest, kuid supernoova SN 1987A tekkis sinisest superhiiglasest ja seega osutus see oletus valeks. See sündmus viis ka tähtede evolutsiooni teooria mõningate sätete läbivaatamiseni.
Näited sinistest superhiiglastest
Rigel
Kuulsaim näide on Rigel (beeta Orionis), Orioni tähtkuju heledaim täht, mille mass on ligikaudu 20 korda suurem ja heledus ligikaudu 130 000 korda suurem kui Päike, mis teeb sellest ühe võimsaima tähe Galaktikas (igal juhul ). Vanad egiptlased seostasid Rigelit tähtede kuninga ja surnute patrooni Sakhiga ning hiljem Osirisega.
Gamma Parusov
Gamma Vela on mitmekordne täht, Vela tähtkuju heledaim. Selle näiv magnituud on +1,7 m. Kaugus süsteemi tähtedest on hinnanguliselt 800 valgusaastat. Gamma Parus (Regor) on massiivne sinine superhiiglane. Selle mass on 30 korda suurem kui Päikese mass. Selle läbimõõt on 8 korda suurem kui päikese läbimõõt. Regori heledus on 10 600 päikese heledust. Tähe ebatavaline spekter, kus tumedate neeldumisjoonte asemel on heledad emissioonijooned, andis tähele nime "Lõunataeva spektraalpärl".
Alfa kaelkirjak
Kaugus tähest on ligikaudu 7 tuhat valgusaastat ja ometi on täht palja silmaga nähtav. See on Heleduselt kolmas täht kaelkirjaku tähtkujus, beeta kaelkirjak ja CS kaelkirjak on vastavalt esimesel ja teisel kohal.
Zeta Orionis
Zeta Orionis (nimega Alnitak) on täht Orioni tähtkujus, mis on O-klassi eredaim täht visuaalse tähesuurusega +1,72 (maksimaalselt +1,72 ja minimaalselt +1,79), vasakpoolne ja lähim tähetäht "Orioni vöö" . Kaugus tähest on umbes 800 valgusaastat, selle heledus on umbes 35 000 päikesekiirgust.
Tau Canis Majoris
Spektraalne kaksiktäht Canis Majori tähtkujus. See on avatud täheparve NGC 2362 heledaim täht, mis asub 3200 valguse kaugusel. aastat alates. Tau Canis Majoris on O spektriklassi sinine superhiiglane, mille näiv magnituudi on +4,37 m. Tau Canis Majorise tähesüsteem koosneb vähemalt viiest komponendist. Esialgselt on Tau Canis Majoris kolmiktäht, milles kahe tähe näiv suurus on +4,4 m ja +5,3 m ning neid eraldab 0,15 kaaresekundit ning kolmanda tähe näiv tähesuurus on +10 m ja nad on neist eraldatud. 8 kaaresekundi võrra, tiirledes 155-päevase perioodiga ümber sisemise paari.
Zeta Stern
Zeta Puppis nagu kunstnik ette kujutas
Zeta Puppis on Kutsikate tähtkuju eredaim täht. Staaril on oma nimi Naos. See on massiivne sinine täht, mille heledus on 870 000 korda suurem kui Päikese heledus. Zeta Puppis on Päikesest 59 korda massiivsem. Selle spektriklass on O9.
Järgmiste sadade tuhandete aastate jooksul peaks Zeta Puppis järk-järgult jahtuma ja laienema ning läbib jahtudes kõik spektriklassid: B, A, F, G, K ja M. Kui see juhtub, liigub tähe põhikiirgus nähtavasse vahemikku ja Naosest saab üks heledamaid tähti tulevases Maa taevas. 2 miljoni aasta pärast on Naose spektriklass M5 ja selle suurus on palju suurem kui praegune Maa orbiit. Seejärel plahvatab Naos supernoovaks. Väikese kauguse tõttu Maast on see supernoova palju heledam kui täielik ja tähe tuum variseb kohe kokku. Võimalik, et sellega kaasneb tugev gammakiirgus.
Tähtede läbimõõtude määramise tulemused osutusid tõeliselt hämmastavateks. Me ei kahtlustanud varem, et see võib olla hiiglaslikud tähed. Esimene täht, mille tegelikud mõõtmed määrati (1920. aastal), oli Orioni tähtkuju särav täht, mis kannab araabiakeelset nime Betelgeuse. Selle läbimõõt osutus ületamaks Marsi orbiidi läbimõõtu! Teine hiidtäht on Antares, Skorpioni tähtkuju heledaim täht: selle läbimõõt on umbes poolteist korda suurem kui Maa orbiidi läbimõõt. Praegu avastatud tähehiiglaste hulka tuleb lisada ka niinimetatud imeline Mira, täht Cetuse tähtkujus, mille läbimõõt on 330 korda suurem kui meie Päikese läbimõõt. Tavaliselt on hiiglaslike tähtede raadiused vahemikus 10 kuni 100 päikese raadiust ja heledused 10 kuni 1000 päikesekiirgust. Tähti, mille heledus on suurem kui hiiglastel, nimetatakse supergiantideks ja hüpergiantideks.
Hiidtähtedel on huvitav füüsiline struktuur. Arvutused näitavad, et sellised tähed sisaldavad oma koletutele suurustele vaatamata ebaproportsionaalselt vähe ainet. Nad on vaid paar korda raskemad kui meie Päike; ja kuna näiteks Betelgeuse ruumala on 40 000 000 korda suurem kui Päike, siis peaks selle tähe tihedus olema tühine. Ja kui Päikese aine läheneb keskmiselt tihedusele, siis hiiglaslike tähtede aine meenutab selles suhtes haruldast õhku. Hiiglaslikud tähed, nagu ütles üks astronoom, "meenuvad tohutu väikese tihedusega õhupalliga, palju vähem kui õhu tihedus".
Tähest saab hiiglane pärast seda, kui kogu tähe tuumas reageerimiseks saadaval olev vesinik on ära kasutatud. Tähest, mille algmass ei ületa umbes 0,4 Päikese massi, hiiglaslikku tähte ei saa. Selle põhjuseks on asjaolu, et selliste tähtede sees olev aine on konvektsiooni teel tugevalt segunenud ja vesinik osaleb reaktsioonis seni, kuni kogu tähe mass on ära kulunud, misjärel muutub see valgeks kääbuseks, mis koosneb valdavalt heeliumist. Kui täht on sellest alumisest piirist massiivsem, hakkab tuum kokku tõmbuma, kui ta tarbib reaktsiooniks ära kogu tuumas oleva vesiniku. Vesinik reageerib nüüd heeliumirikka tuuma ümber kestas oleva heeliumiga ning kestast väljaspool olev tähe osa paisub ja jahtub. Sellel evolutsiooni hetkel jääb tähe heledus ligikaudu konstantseks ja selle pinnatemperatuur langeb. Täht hakkab muutuma punaseks hiiglaseks. Sel hetkel, juba reeglina punane hiiglane, jääb see ligikaudu konstantseks, samal ajal kui selle heledus ja raadius suurenevad märkimisväärselt ning tuum jätkab kokkutõmbumist, suurendades selle temperatuuri.
Kui tähe mass oleks alla umbes 0,5 Päikese massi, siis arvatakse, et see ei saavuta kunagi heeliumi ühinemiseks vajalikku kesktemperatuuri. Seetõttu jääb see vesiniku ühinemisega punaseks hiiglaslikuks täheks, kuni see hakkab muutuma heeliumi valgeks kääbuseks.