Astronomio, verŝajne la plej antikva scienco, tradicie okupiĝis pri la registrado de tempo, la pozicioj de la suno, luno kaj la steloj en la firmamento. Astrofiziko, unu el la plej junaj sciencoj, aperis en la dudeka jarcento, kiel la fizika bazo por astronomiaj fenomenoj. Ĝi provas klarigi per la leĝoj de fiziko la fenomenojn en la astra regno - stelojn, galaksiojn kaj la tutan universon. Nuntempe la astronomio okupiĝas pri observado, analizo kaj disponigo de datumoj pri tiuj fenomenoj. La unua kaj eble plej "klasika" atingo de astrofiziko estis la kompreno de la naturo kaj evoluo de steloj, kaj tiun branĉon mi prezentos iom pli detale. Kelkaj aliaj misteroj de la kosmo kiujn esploras la astrofiziko estas listigitaj en la venonta alineo. Ni vidas ke ĉiuj temas pri malkovroj de la lastaj jardekoj. Ankaŭ la funkciadon de steloj, kiujn oni konas jam de antikveco, ni komprenis nur komence de la 20a jarcento - kaj tion celas la titolo de tiu ĉi eseo: la moderna astrofiziko.

La homo observadis la stelojn jam antaŭ miloj da jaroj, sed aldone al la steloj astrofiziko okupiĝas pri multaj aliaj fenomenoj kaj objektoj, malkovritaj nur relative lastatempe, kelkaj el ili tre stangaj kaj fascinaj. Mi menciu nur kelkajn ekzemplojn:

Nigraj truoj, kiuj estas strangaj objektoj kie la tuta materio kolapsis al tiom densa formo, ke ĝia enorma gravito baras eĉ la proprajn lumradiojn. Teorie antaŭvidataj de la ĝenerala teorio de relativeco jam antaŭ jardekoj, sed efektive troitaj antaŭ 20-30 jaroj.

Kosmaj radioj, treege energiaj partikuloj kuj venas de la spaco. Unue malkovritaj komence de la 20a jarcento, sed ilia esplorado kaj observado daŭras kaj evoluiĝas.

Galaksioj, kiuj estas spiralaj au elipsaj amasoj havantaj miliardojn da steloj, same kiel nia hejma-galaksio, la Lakta Vojo. Astronomoj observadis ilin kiel nebulozoj per teleskopoj jam antaŭ jarcentoj, sed nur frue en la 20a jarcento oni konstatis ke temas pri foraj objektoj ekster nia galaksio.

Kvazaroj, tre foraj kaj fortaj fontoj de energio, supozeble enormaj nigraj truoj kiuj voras tutajn stelojn en la centro de galaksio. La unua kvazaro estis malkovrita en 1963, kaj nun oni konas kelkmiloj da kvazaroj.

Gama-radio fontoj, misteraj fulmoj de gama-radioj, daŭras kelkajn sekundojn, sed venas de tre grandaj distancoj kaj liberigas grandegan kvanton de energio - simila al tio de supernovao-eksplodo. Oni malkovris ilin en 1967, sed nur en la 1990aj oni sisteme esploris ilin kaj trovis ke ili estas tiom foraj (kaj energiaj). Ĝis nun ne ekzistas akceptita klarigo pri tiu fenomeno.

La pra-eksplodo (PEKO) - la nuna teorio (kosmologio) pri la komenco kaj evoluo de la universo. Klarigas la observatan ekspansion de la universo per eksploda komenco antaŭ 12-15 miliardoj da jaroj. En 1965 oni malkovris la kosman mikro-ondan radiadon, kiu estas kvazaŭ la "eĥo" de la PEKO.

En astronomio kaj astrofiziko la mezur-unuoj estas multe pli grandaj ol tiuj kiujn ni konas el la ĉiutaga vivo - ĉar la steloj kaj la distancoj inter ili estas tiom grandaj kaj malfacile koncepteblaj de ni. Por mezuri distancojn inter steloj astronomoj uzas "lum-jarojn". Unu lum-jaro estas la distanco kiun la lumo vojaĝas dum unu jaro. Ĝi egalas al dek milion-milionoj (10¹³) da kilometroj. Por komprenigi tiujn enormajn distancojn, estas pli bone komenci de malpligrandaj distancoj, de nia najbareco - la Suna Sistemo. Ekzemple, la distancon inter la Tero kaj la Luno, kiu egalas al 384 000 km, lumsignalo trairos en 1.3 sekundoj. La lumo kiu eliras de la Suno bezonas 8 minutojn por atingi la Teron. Ni povas diri do, ke la distanco de la Tero al la Suno estas ok lum-minutoj. La distanco ĝis la plej fora pladedo - Plutono estas iom pli ol 5 lum-horoj. La distanco de ni ĝis la plej proksima stelo estas iom pli ol 4 lum-jaroj. Al la plej proksima granda najbara galaksio Andromedo - 2 milionoj da lum-jaroj. Fine, la distanco al la plej foraj objektoj kiujn ni malkovris, kiel junaj pragalaksioj kaj kvazaroj, estas tipe miliardoj da lum-jaroj.

Kiel ni vidis, astrofiziko provas klarigi la astronomiajn fenomenojn per la leĝoj de fiziko. La plej ofta astronomia objekto estas stelo – ne planedo, sed ĉiu el la multegaj lumaj punktoj en la nokta ĉielo, kiu en si mem estas suno kiel la nia. La plej baza fizika kvalito de stelo estas ĝia maso, nome la kvanto de materio en ĝi. Samkiel iliaj distancoj, ankaŭ la masoj de steloj estas gigantaj: nia Suno, ekzemple, pezas 2x10²⁷ da tunoj, kaj tiun kvanton de maso oni uzas kiel la baza mas-unuo en astrofiziko, notante ĝin per M_O. La plej baza observa kvalito de stelo estas ĝia lumeco. La lumeco (aŭ reala brilo) de stelo estas la tuta kvanto de radianta energio en la formo de videbla lumo, radiado infra-ruĝa, ultra-viola kaj radiado en ĉiuj aliaj formoj (kiel radio-ondoj kaj X-radioj) kiun ĝi emisias dum unu sekundo. La tuta radiado de la Suno egalas al 4x10²⁶ da vatoj. Tio estas ĉirkaŭ 10¹³ oble la kombinitan produktadon de ĉiuj elektro-centraloj surtere. Aliaj steloj havas tre variajn lumecojn: de milono de tiu de la Suno ĝis milionoble pli grandaj.

Steloj ne estas punktoj, kiel ili aspektas, sed globoj da bolanta gaso, kiel nia Suno. Analizante la lumon de la foraj steloj astrofizikistoj lernas multajn informojn, pri la varmeco de ilia surfaco, pri ilia grandeco kaj eĉ pri ilia interna strukturo. Steloj kiel nia Suno elradias multegan energion en formo de lumo. Kiel oni povas facile konstati per vitra prismo, en la ŝajne blanka lumo ĉeestas ĉiuj koloroj, sed la plej forta emisio okazas en la ondolongo, aŭ koloro, kiu dependas de la temperaturo de la stela surfaco: relative malvarmaj steloj kies surfaco havas "nur" 3000 gradojn aspektas ruĝecaj, dum varmegaj steloj kiuj atingas 10-20 dek mil gradojn estas blankaj kaj bluecaj. Nia Suno aspektas flava, ĉar ĝia surfaca varmo estas 6000 gradoj. La astronomoj klasifikas la stelojn laŭ iliaj koloroj (aŭ pli precize, spektra tipo), en sep grupoj nomataj per literoj, de la plej varmaj blankaj steloj, ĝis la ruĝaj malpli varmaj: O,B,A,F,G,K,M. Astronomoj inventis memorigan frazon por tiu sekvo, kiu povas esti tradukata en Esperanton per la frazo "Or-hara Bela Amata Fraŭl(in)o - Gaje Kisu Min!

Se oni ordigas la stelojn en diagramo montranta ilian lumecon kontraŭ la temperaturo aŭ koloro, evidentiĝas ke la plimulto de la steloj troviĝas apud la diagonalo kiu etendiĝas de la mallumaj, malvarmaj steloj ĝis la tre lumaj kaj varmegaj. Tiu diagonalo nomiĝas "La ĉefa sekvenco". Evidentiĝas ke tio estas la loko kie ĉiuj steloj pasigas la plimulton de sia vivo, kiam la hidrogeno malrapide brulas en iliaj centroj. Ankaŭ nia Suno troviĝas sur la ĉefa sekvenco. Ekzistas aliaj pli "ekzotikaj" specoj de steloj, kiel blankaj nanoj kaj ruĝaj gigantoj, kiuj troviĝas en aliaj partoj de la diagramo. La diagramo nomiĝas je la nomo de ĝiaj inventintoj, Hertzsprung kaj Russel, kaj ĝi estas unu el la plej gravaj aparatoj de stela astrofiziko.

La giganta kvanto de energio kiu elradias de nia Suno dum kvin miliardoj da jaroj estis longdaŭra enigmo por astronomoj. Kiaj energio-fontoj povus provizi tiom da energio dum tiom longa epoko? Se la tuta Suno estus farita de karbo, ĝia brul-energio sufiĉus nur por kelkmiloj da jaroj. Gravita energio - malrapida ŝrumpo de la Suno pro la propra pezo - povus daŭri nur 30 milionoj da jaroj. La mistero de la suna energio solviĝis nur en nia jarcento kiam oni malkovris la nuklean energion. Evidentiĝis, ke la sola fonto kiu estas sufiĉe abunda por klarigi la sunan energion estas nuklea brulado. Kvar nukleoj de hidrogeno, la elemento plej abunda en la Suno, kunfandiĝas al unu nukleo de heliumo. Tia brulado provizas la energion de ĉiuj steloj en la "ĉefa sekvenco", kiel nia Suno. Kiam elĉerpiĝas la provizo de hidrogeno en la stela centro, heliumaj nukleoj povas bruli kaj produkti pli pezajn nukleojn kiel karbono, nitrogeno, oksigeno ktp.

La kondiĉoj en la interno de steloj estas tre diferencaj ol ĉe ilia surfaco. La temperaturo bezonata por la nuklea brulado estas dekoj kaj eĉ centoj da milionoj da gradoj, kaj la denseco kaj premo estas enormaj. Ekzemple, la gaso en la centro de nia Suno estas 150 oble pli densa ol akvo, kaj ĝia temperaturo estas 15 milionoj da gradoj. Kial do la ekstera temperaturo de la steloj estas nur kelkmiloj da gradoj? La nuklea brulado okazas nur en la centra parto de la stelo. Poste troviĝas malpli varma gaso, tra kiu la varmego el la centra parto disvastiĝas kaj samtempe malvarmiĝas. La nuklea energio kiu estas produktata en la centroj de la steloj, malrapide fluas eksteren tra la dikaj tavoloj de la stela materio, kaj alvenante ĝis la stela surfaco ĝi estas disradiata kiel lumo.

Steloj havas diversajn fazojn dum ilia ekzisto: ili naskiĝas, evoluas, kaj mortas. Kiaj estas la ĉefaj etapoj en la stela vivo? Ĉar dum sia evoluo ŝanĝiĝas kaj la surfaca temperaturo kaj la lumeco de stelo, oni povas reprezenti la evoluon per la trako kiun la stelo pasas en la H-R diagramo.

Steloj estas kreataj el la interstela gaso. Gasa nubo ŝrumpas kaj varmiĝas, ŝanĝiĝanta de tre luma sed malvarma nubo al malpli luma sed pli varma objekto kiun oni nomas proto-stelo. Tiu fazo daŭras kelkajn milionojn da jaroj, ĝis la centro de la proto- stelo varmiĝas sufiĉe por starti nuklean bruladon de hidrogeno. La varmo de tiu brulado produktas premon kiu haltigas la ŝrumpadon kaj la stelo stabiliĝas sur la ĉefa sekvenco.

En tiu ĉi fazo, la stelo forbrulas la hidrogenon en sia centro, kaj la premo de tiu brulado subtenas la stelon kontraŭ la propra gravito. Tiu fazo daŭras tre longe: por la Suno ĝi daŭros dek miliardoj da jaroj, el kiuj jam pasis proksimume la duono. Por diferencaj steloj la vivodaŭro sur la ĉefa sekvenco varias - depende de la stela maso: paradokse, ju pli granda la stela maso, des pli mallonga estas ĝia vivo, ĉar la brulado de steloj kun granda maso estas multe pli rapida ol ĉe steloj malpli pezaj, ĉar, pro la pli grandaj premo kaj varmo en ilia centro, la nuklea brulado estas multe pli rapida ol en la malpli pezaj steloj. Ekzemple, la vivodaŭro de stelo kun maso kvaroble pli granda ol tiu de la Suno, daŭras nur 3% de la tempo kiun vivas la Suno, nome 300 milionoj da jaroj, anstataŭ 10 miliardoj.

Kiam la hidrogeno en la centro de stelo estas elĉerpita, restas tie nur heliumo -la cindro de la hidrogena brulado. En tiu fazo la brulado okazas ne en la centro, sed en ŝelo de hidrogeno ĉirkaŭ la heliuma centro, kaj tiu ŝela brulado kiu estas pli rapida kaj energia ol la centra brulado produktas abundan varmegon kiu kaŭzas ŝveligon de la stelo. En tiu fazo la stelo estas tre granda - kelkcentoble la grandeco de nia Suno, sed la ŝvelita surfaco, kiu estas tre malproksima de la energio-fonto, malvarmiĝas. La rezulto estas ruĝa giganto: ŝvelita stelo, tre maldensa kun grandega diametro, sed relative malalta surfaca temperaturo – ĉirlkau’ 3000K. Post tiu fazo kiu estas mallonga relative al la ĉefa-sekvenco epoko, la stela centro plu ŝrumpas kaj varmiĝas, ĝis kiam ĝi atingas temperaturon de cent milionoj da gradoj, kiam la heliumo ekbrulas transformiĝante en karbon, oksigenon kaj pli pezajn elementojn. Dum tiu fazo la stelo fariĝas ne-stabila kaj ĝia lumeco kaj grandeco cikle ripete ŝanĝiĝas.

Dum tiuj lastaj fazoj de la interna brulado kiu fariĝas pli kaj pli rapida, la premo sufiĉas por forĵeti la eksterajn tavolojn de la stelo, kiu fariĝas ekspansianta nebulaĵo ĉirkaŭ arda steleca nukleo. Tiu fazo nomiĝas planedeca nebulozo. La postrestanta nukleo estas tre varma, blanke arda sed ne tre luma, kaj iom post iome ĝi malvarmiĝas kaj ŝrumpas pli, ĝis nova speco de premo, de la elektronoj, haltigas la ŝrumpadon. Tio estas la lasta fazo de la stela vivo - ĝi nun estas blanka nano. Ĝia grandeco estas simila al tiu de la Tero, sed ĝi estas treege densa - unu kuba centimetro de la materialo de blanka nano povas pezi pli ol tuno.

Steloj kun pli granda maso ol tiu de la Suno - pli ol okoble tiu de la Suno -evoluas en alia maniero. Unue, kiel antaŭe dirite, ilia vivo estas multe pli mallonga, sed pli elstara diferenco estas la fina etapo de tia stelo. Post la elĉerpiĝo de la nuklea brulaĵo en la centro, la stela kerno kolapsas pro sia propra gravito, kaj pro la granda maso, eĉ degenera elektrona premo ne povas haltigi la kolapson. En daŭro de sekundoj la tuta kerno de la stelo, kiu konsistas en tiu fazo ĉefe el fero, kolapsas kaj atingas la enorman densecon de la materio en la atomaj nukleoj. Je tiu denseco la fortoj inter la nukleoj haltigas la kolapson kaj renversigas ĝin, kiel giganta risorto. La rezulto estas katastrofa eksplodo, kiu liberigas en malmultaj sekundoj energion pli grandan ol produktos la Suno dum ĝia tuta vivdaŭro. Tiu energio disrompas la stelon kaj disĵetas ĝian plimulton en la kosmon je rapideco de 10,000 km/sek. Ĝi ankaŭ produktas fortegan radiadon, kiu lumas dum monatoj je lumeco miliard-oble pli granda ol la lumeco de la Suno. Trans la grandegaj interstelaj distancoj, tiu eklumiĝo aspektas kvazaŭ subite naskiĝis nova stelo, kaj tial oni nomis tiun fenomenon "supernovao" - por distingi ĝin de "novao" - alia fenomeno kiu iom simile kaŭzas ekbrilon de la stelo, sed multe malpli grandan. Supenovao estas tre malofta fenomeno, kaj en nia Galaksio oni vidas ĝin nur unufoje en kelkcentoj da jaroj. En la jaro 1987 okazis supernovao-eksplodo en apuda satelita galaksio de nia Galaksio, la Megelanaj nuboj, kiu provizis gravajn datumojn kaj konfirmis la teoriajn modelojn.

La stela materialo disĵetita en la interstelan spacon per supernovao-eksplodo kreas grandan brilan nebulozon - ekzemple la fama nebulozo en la konstelacio Krabo estis kreita en la supernovao spektita de la ĉinoj en la jaro 1054. Tamen, ne la tuta stelo disrompiĝas en la eksplodo - la densega nukleo restas, kiu konsistas plejparte el neŭtronoj. Ĝia grandeco estas proksimume 10 km, sed ĝia maso similas al la maso de nia Suno, sekve ĝi estas treege densa: unu kuba centimetro de tiu materialo pezas miliardon da tunoj. En la jaro 1967 oni malkovris tre rapidajn kaj tre regulajn radio pulsojn venantajn el la kosmo, ekster la Tero. Unue iuj kredis ke ili alvenis de ekster-teraj estaĵoj (kaj tial nomis tiun objekton kaj similajn poste trovitajn per la literoj LGM, angle mallongigo por "etaj verdaj homoj"), sed poste evidentiĝis ke temas pri natura fenomeno. La regula signalo venadis de objekto kiu ricevis la nomon "pulsaro" -stelo tre rapide turniĝanta, elsendante fokusitan ŝprucon de radio-ondoj, kaj ni vidas la pulson kiam la ŝpruco estas direktita al ni, kiel lumturo. Nuntempe oni konas kelkcentojn pulsarojn en nia Galaksio, multaj el ili troviĝas en la centro de supernova nebulozo, kiel ankaŭ la Krabo. Oni konstatis ke la pulsaroj estas ĝuste neŭtronaj steloj postlasitaj de supernovao eksplodoj.