Sanakirja

Tähtien kehitys

Tähtien kehitys

Kukaan tähtitieteilijä ei ole koskaan pystynyt seuraamaan tähden elämää syntymästä kuolemaan. Aikot, jolloin tämä sykli tapahtuu, ovat luokkaa miljardeja vuosia. Tarkkailemalla taivaalla vastasyntyneitä tähtiä, nuoria, täysi-ikäisiä ja lähellä loppuaan, on kuitenkin ollut mahdollista saada käsitys tähtien evoluution eri vaiheista.

Tällä tavoin on muotoiltu erilaisia ​​teorioita tätä tarkoitusta varten ja on ollut mahdollista piirtää kuva tähteiden eksistenssisyklistä.

Jokaisella tähdellä on alkuperänsä tähtiaines, kaasujen ja pölyjen muodossa, joka on hajallaan hiukan kaikkialla maailmankaikkeudessa. Kun tapahtuu fyysisiä ilmiöitä, jotka vaikuttavat tämän aineen dynamiikkaan, se voi tiivistyä pallojen muodossa, jotka muodostavat tähden alkion.

Tällainen ilmiö olisi tapahtunut yhdessä galaksiamme spiraalivarressa, jossa suuri tähtienvälinen pilvi jakautui niin moniin palloihin, jotka antoivat elämän niin monelle tähdelle: yksi niistä on aurinko. Jokaisessa globulesissa on Keskeisen vetovoiman ydin, joka toimii vaatimuksena ympärillä olevasta asiasta. Progressiivinen konsentraatio tuottaa lämpöä ja ydin menee lämpötilasta, joka on muutama kymmenen Kelvin-astetta (noin -250 ° C - 1 000 Kelvin-astetta).

Tässä vaiheessa protostari alkaa säteillä infrapunassa ja voidaan havaita instrumenttisesti. Tämän tyyppisiä ilmiöitä havaitaan joissain kaukaisissa sumuissa lapsuudessa. Tähti-elämän tämä vaihe, kuten koko sen evoluutiosyklin kesto, kehittyy aikoina, jotka riippuvat siitä, minkä materiaalin määrästä tähti on peräisin: mitä suurempi on prototähtisumun massa, sitä nopeammin Se on tähden elämä. Tähden lapsuus on ajanjakso, jolle on ominaista suuri turbulenssi ja epävakaus.

Jatkamalla aineen lisäysprosessia vetovoimakeskuksen ympärille, lämpötila nousee. Kun se saavuttaa muutaman miljoonan Kelvin-asteen arvot, ensimmäiset ydinfuusioreaktiot alkavat ja valonsäteilypäästö alkaa: tähti syttyy. Ydinreaktioiden tapahtumisen ehtona on kuitenkin, että protostarin massa on vähintään kymmenesosa aurinkoon nähden.

Keskipitkällä tähtiä perustettu perustavanlaatuinen ydinjakso on ns. Protoni-protoni, joka johtaa vedyn muuttumiseen heliumiksi vapauttaen suuria määriä energiaa lämpötilojen ollessa enintään 15 miljoonaa astetta K.

Kiinteämpää, kiinteämpää tähtää kohti suoritetaan tehokkaampia lämpöydinreaktioita: ns. Hiili-typpi-happi-sykli, lämpötilojen ollessa yli 15 miljoonaa astetta K.

Sitten tulee kypsyys. Tämä vaihe on myös erilainen keskipitkällä tähtiä, kuten aurinko, tai massiivisempi kuin hän. Ensimmäisessä tapauksessa kypsyys on pitkä, noin kymmenen miljardin vuoden ajanjakso, jolloin tähti emittoi energiaa vakaasti protonin ja protonin välisen ydinreaktion kautta. Massiivisempien, esimerkiksi kymmenen kertaa enemmän kuin aurinkoa olevien, tähtien osalta kypsyysvaihe kestää tuskin 10 miljoonaa vuotta, jolloin tähden valoisuus on kymmenentuhatta kertaa suurempi kuin aurinkoon nähden.

Ydinpolttoaineen loppuminen merkitsee myös tähden stabiiliusjakson päättymistä ja monimutkaisempien jaksojen alkamista, jotka johtavat tähtiin radikaalisti muuttamaan fyysisiä ominaisuuksiaan. Ydin supistuu, keskilämpötila nousee edelleen, ulkokerrokset laajenevat liikaa ja tähdestä tulee yksi ns. Punaisista jätteistä. Auringon tapauksessa odotetaan sen kohoavan, kunnes maa nielaisee. Ydinfuusioprosessien osalta nämä vaikuttavat edelleen vähitellen yhä raskaampiin alkuaineisiin.

Saapuen punaisen jättilän vaiheeseen, tähti jatkaa energian ottoa peräkkäisissä ytimen supistuksissa. Kuitenkin kehittyvät korkeat lämpötilat määrittävät uloimpien kerrosten tuhoisat karkottamiset; tähti hajottaa aineensa avaruuteen, jolloin syntyy tällainen planetaarinen sumu, tyypillinen, jota havaitaan Lyren tähdistössä.

Näiden ilmiöiden jälkeen tähdestä ei jää jäljelle muuta kuin pieni inertti ydin progressiivisessa jäähdytyksessä. Aurinko lopettaa olemassaolonsa tullessa valkoiseksi kääpiöksi. Erilainen on jälleen kerran aurinkoa massiivisempi tähtihalu. Ne, jotka tähtitieteilijät kutsuvat supernovaksi, tekevät elämästään lopun suurella räjähdyksellä, ovat tähtiä, jotka lyhyen aikaa lähettävät valtavan määrän valoa ja säteily, ja sammuta sitten lopullisesti.

Joissain tapauksissa näiden tähteiden jäännösydin osallistuu aineen romahtamisprosessiin, joka muuttaa kosmisen eläimen paradoksaaliseksi esineeksi: siitä syntyy ylimääräisiä tähtiä, kuten neutronitähtiä, joissa yksi senttimerta ainetta painaa yhtä paljon kuin maa tai jopa tähtiä niin massiivinen, että painovoimavoima ei anna edes valon paeta. Sitä kutsutaan mustiksi reikiksi.

Tähteen elinkaaren mukana tulevia tärkeimpiä fyysisiä kehitysvaiheita, toisin sanoen tähden lämpötilan ja valoisuuden vaihtelua eri ikäryhmissä, edustavat tähtitieteilijät erittäin kuuluisassa grafiikassa, nimeltään Hertzsprung-Russel-kaavio kahden tutkijan nimestä, jotka itsenäisesti he rakensivat sen 1900-luvun alussa.


◄ EdellinenSeuraava ►
Eurooppa (satelliitti)eksentrisyys

ABCDEFGHIJKLMNOPQRSTUVWXYZ