Bir yıldızın evriminin son aşamasını belirleyen şey. Gezegenimsi bulutsuların doğası. Bölüm I. Protostars

Her birimiz hayatında en az bir kez yıldızlı gökyüzüne baktık. Biri bu güzelliğe baktı, romantik duygular yaşadı, bir başkası tüm bu güzelliğin nereden geldiğini anlamaya çalıştı. Uzayda yaşam, gezegenimizdeki yaşamın aksine, farklı bir hızda akar. Uzaydaki zaman kendi kategorilerinde yaşar, Evrendeki mesafeler ve boyutlar muazzamdır. Galaksilerin ve yıldızların evriminin sürekli gözümüzün önünde gerçekleştiğini nadiren düşünürüz. Geniş alandaki her nesne, belirli fiziksel süreçlerin bir sonucudur. Galaksiler, yıldızlar ve hatta gezegenlerin büyük gelişme aşamaları vardır.

Gezegenimiz ve hepimiz armatüre bağlıyız. Güneş, sıcaklığıyla bizi ne kadar memnun edecek, güneş sistemine hayat soluyor? Milyonlarca ve milyarlarca yıl sonra bizi neler bekliyor? Bu bağlamda, astronomik nesnelerin evriminin aşamalarının neler olduğu, yıldızların nereden geldiği ve gece gökyüzünde bu harika armatürlerin hayatının nasıl sona erdiği hakkında daha fazla bilgi edinmek merak edilmektedir.

Yıldızların kökeni, doğumu ve evrimi

Samanyolu galaksimizde ve tüm Evren'de yaşayan yıldızların ve gezegenlerin evrimi, çoğunlukla iyi çalışılmıştır. Uzayda, fizik yasaları sarsılmazdır ve bu da uzay nesnelerinin kökenini anlamaya yardımcı olur. Bu durumda, şimdi Evrenin kökeni sürecine ilişkin baskın doktrin olan Büyük Patlama teorisine güvenildiği kabul edilmektedir. Evreni sarsan ve kozmik standartlarda evrenin oluşumuna neden olan olay şimşek hızındadır. Uzay için anlar, bir yıldızın doğumundan ölümüne kadar geçer. Büyük mesafeler, evrenin sabitliği yanılsamasını yaratır. Uzakta parıldayan bir yıldız, milyarlarca yıl bizim için parlıyor, o zaman artık var olmayabilir.

Galaksilerin ve yıldızların evrimi teorisi, Big Bang teorisinin bir gelişmesidir. Yıldızların doğuşu ve ortaya çıkışı öğretisi yıldız sistemleri ne olduğu ölçeği ve bir bütün olarak Evrenin aksine, gözlemlenebilen zaman çerçevesi açısından farklılık gösterir. modern araçlar Bilim.

Bize en yakın yıldız örneğini kullanarak yıldızların yaşam döngüsünü incelemek mümkündür. Güneş, görüş alanımızdaki yüz trilyon yıldızdan biridir. Ek olarak, Dünya'dan Güneş'e olan mesafe (150 milyon km), nesneyi güneş sisteminden çıkmadan incelemek için eşsiz bir fırsat sağlar. Elde edilen bilgiler, diğer yıldızların nasıl düzenlendiğini, bu devasa ısı kaynaklarının ne kadar çabuk tükendiğini, bir yıldızın gelişim aşamalarının neler olduğunu ve bu parlak yaşamın sonunun ne olacağını - sessiz ve sönük ya da ışıltılı - ayrıntılı olarak anlamamızı sağlayacaktır. patlayıcı.

Büyük Patlama'dan sonra, en küçük parçacıklar yıldızlararası bulutlar oluşturdu ve bu da trilyonlarca yıldız için "analık" oldu. Tüm yıldızların büzülme ve genişlemenin bir sonucu olarak aynı anda doğması karakteristiktir. Bulutlardaki kozmik gazın sıkışması, kendi yerçekimi ve benzer süreçlerin etkisi altında, çevredeki yeni yıldızlarda ortaya çıktı. Genişleme, yıldızlararası gazın iç basıncından ve gaz bulutunun içindeki manyetik alanlardan kaynaklandı. Bulut, kütle merkezi etrafında serbestçe dönüyordu.

Patlamadan sonra oluşan gaz bulutlarının% 98'i atomik ve moleküler hidrojen ve helyumdan oluşmaktadır. Bu kütlenin sadece% 2'si toz ve katı mikroskobik parçacıklardır. Daha önce, herhangi bir yıldızın merkezinde bir milyon dereceye kadar ısıtılmış demirin çekirdeğinin yattığına inanılıyordu. Yıldızın devasa kütlesini açıklayan bu yöndü.

Fiziksel kuvvetlerin karşıtlığında, enerji salınımından kaynaklanan ışık gaz bulutuna nüfuz etmediği için sıkıştırma kuvvetleri üstün geldi. Işık, salınan enerjinin bir kısmıyla birlikte dışarıya doğru yayılır ve içeride yoğun bir gaz birikimi oluşturur. sıfır altı sıcaklık ve bir alçak basınç bölgesi. Bu durumda, kozmik gaz hızla sıkıştırılırken, yerçekimi kuvvetlerinin etkisi, parçacıkların yıldız maddesini oluşturmaya başlamasına neden olur. Bir gaz birikimi yoğun olduğunda, yoğun sıkıştırma bir yıldız kümesinin oluşmasına neden olur. Gaz bulutunun boyutu küçük olduğunda, sıkıştırma tek bir yıldız oluşumuna yol açar.

Neler olduğuna dair kısa bir açıklama, gelecekteki yıldızın iki aşamadan geçmesidir - bir protostarın durumuna hızlı ve yavaş sıkıştırma. Basitçe söylemek gerekirse ve anlaşılır dilHızlı sıkıştırma, yıldız maddesinin protostarın merkezine doğru düşüşüdür. Yavaş sıkıştırma, protostarın oluşturulmuş merkezinin arka planında zaten gerçekleşir. Önümüzdeki yüz binlerce yıl içinde, yeni oluşum boyut olarak küçülür ve yoğunluğu milyonlarca kez artar. Yavaş yavaş, yıldız maddesinin yüksek yoğunluğu nedeniyle protostar opak hale gelir ve sürekli sıkıştırma, iç reaksiyonların mekanizmasını tetikler. İç basınç ve sıcaklıklardaki bir artış, kendi ağırlık merkezinin gelecekteki bir yıldızının oluşumuna yol açar.

Protostar, milyonlarca yıl bu durumda kalır, yavaşça ısı verir ve yavaş yavaş küçülür, boyut olarak küçülür. Sonuç olarak, yeni bir yıldızın dış hatları çizilir ve maddesinin yoğunluğu suyun yoğunluğuyla karşılaştırılabilir hale gelir.

Yıldızımızın ortalama yoğunluğu 1,4 kg / cm3'tür - neredeyse tuzlu Ölü Deniz'deki suyun yoğunluğu ile aynıdır. Merkezde Güneş'in yoğunluğu 100 kg / cm3'tür. Yıldız maddesi sıvı halde değil, plazma biçimindedir.

Yaklaşık 100 milyon K'lık muazzam basınç ve sıcaklığın etkisi altında, hidrojen döngüsünün termonükleer reaksiyonları başlar. Yerçekimi enerjisi hidrojenin termonükleer yanmasına dönüştüğünde, sıkıştırma durur, nesnenin kütlesi artar. Bu andan itibaren enerji yayan yeni yıldız kütle kaybetmeye başlar.

Bir yıldız oluşumunun yukarıdaki versiyonu, bir yıldızın evriminin ve doğumunun ilk aşamasını tanımlayan ilkel bir diyagramdır. Bugün, galaksimizdeki ve Evren'deki bu tür süreçler, yıldız materyalinin yoğun tükenmesi nedeniyle pratik olarak görünmezdir. Galaksimizin tüm bilinçli gözlem tarihi boyunca sadece birkaç yeni yıldız gözlemlendi. Evren ölçeğinde bu rakam yüzlerce ve binlerce kez artırılabilir.

Protostarlar, yaşamlarının büyük bir bölümünde tozlu bir kabuk tarafından insan gözünden gizlenmiştir. Çekirdekten gelen radyasyon yalnızca bir yıldızın doğumunu görmenin tek yolu olan kızılötesi aralıkta gözlemlenebilir. Örneğin, 1967'de Orion Bulutsusu'nda astrofizikçiler, kızılötesi aralıkta radyasyon sıcaklığı 700 derece Kelvin olan yeni bir yıldız keşfettiler. Daha sonra, protostarların doğum yerinin yalnızca galaksimizde değil, aynı zamanda Evrenin bizden uzak diğer köşelerinde de bulunan kompakt kaynaklar olduğu ortaya çıktı. Kızılötesi radyasyona ek olarak, yeni yıldızların doğum yerleri yoğun radyo sinyalleri ile işaretlenir.

Yıldızların evrimi ve çalışma süreci

Yıldızları tanıma sürecinin tamamı kabaca birkaç aşamaya ayrılabilir. En başta yıldıza olan mesafeyi belirlemelisiniz. Yıldızın bizden ne kadar uzakta olduğu, ışığın ondan ne kadar uzaklaştığı hakkında bilgi, tüm bu zaman boyunca yıldıza ne olduğu hakkında bir fikir verir. Bir kişi uzak yıldızlara olan mesafeyi ölçmeyi öğrendikten sonra, yıldızların aynı güneşler olduğu, yalnızca farklı boyutlarda ve farklı kaderlere sahip oldukları anlaşıldı. Yıldızın uzaklığını, ışık düzeyini ve yayılan enerjinin miktarını bilmek, yıldızın termonükleer füzyon sürecini izleyebilir.

Yıldıza olan mesafenin belirlenmesinin ardından, yıldızın kimyasal bileşimini hesaplamak ve yapısını ve yaşını öğrenmek için spektral analizi kullanabilirsiniz. Spektrografın gelişi sayesinde, bilim adamları yıldız ışığının doğasını inceleyebildiler. Bu cihaz, bir yıldızın sahip olduğu yıldız maddesinin gaz bileşimini belirleyebilir ve ölçebilir. farklı aşamalar varlığı.

Bilim adamları, Güneş ve diğer yıldızların enerjisinin spektral analizini inceleyerek, yıldızların ve gezegenlerin evriminin ortak köklere sahip olduğu sonucuna vardılar. Tüm kozmik cisimler aynı tipte, benzer kimyasal bileşime sahiptir ve Büyük Patlama sonucunda ortaya çıkan aynı maddeden kaynaklanmaktadır.

Yıldız maddesi, gezegenimizle aynı kimyasal elementlerden (demire kadar) oluşur. Fark, yalnızca belirli elementlerin miktarında ve Güneş'te ve dünyanın gökkubbesinde meydana gelen süreçlerdedir. Bu, yıldızları evrendeki diğer nesnelerden ayıran şeydir. Yıldızların kökeni de başka bir fiziksel disiplin, kuantum mekaniği bağlamında incelenmelidir. Bu teoriye göre, yıldız maddesini tanımlayan madde, sürekli bölünen atomlardan oluşur ve temel parçacıklarkendi mikrokozmosunu yaratmak. Bu ışıkta yıldızların yapısı, bileşimi, yapısı ve evrimi ilgi çekicidir. Anlaşıldığı üzere, yıldızımızın ve diğer birçok yıldızın büyük kısmı sadece iki elementtir - hidrojen ve helyum. Bir yıldızın yapısını tanımlayan teorik bir model, onların yapısını ve diğer uzay nesnelerinden temel farkını anlamayı mümkün kılacaktır.

ana özellik Evrendeki birçok nesnenin belirli bir boyut ve şekle sahip olması ve bir yıldızın geliştikçe boyut değiştirebilmesi gerçeğinde yatmaktadır. Sıcak gaz, birbirine gevşek bir şekilde bağlanmış atomların birleşimidir. Bir yıldızın oluşumundan milyonlarca yıl sonra, yıldız maddesinin yüzey tabakasının soğuması başlar. Yıldız, enerjisinin çoğunu uzay boşluğuna verir, küçülür veya büyür. Radyasyonun yoğunluğunu etkileyen ısı ve enerji transferi yıldızın içinden yüzeye gerçekleşir. Başka bir deyişle, aynı yıldız farklı dönemler varlığı farklı görünüyor. Hidrojen döngüsü reaksiyonlarına dayanan termonükleer süreçler, hafif hidrojen atomlarının daha ağır elementlere - helyum ve karbona - dönüşümünü destekler. Astrofizikçilere ve nükleer bilim adamlarına göre, böyle bir termonükleer reaksiyon, üretilen ısı miktarı açısından en verimli olanıdır.

Bir çekirdeğin termonükleer füzyonu neden böyle bir reaktörün patlamasıyla bitmiyor? Mesele şu ki, içindeki yerçekimi alanı kuvvetleri yıldız maddesini stabilize hacim içinde tutabilir. Bundan kesin bir sonuç çıkarılabilir: herhangi bir yıldız, yerçekimi kuvvetleri ile termonükleer reaksiyonların enerjisi arasındaki denge nedeniyle boyutunu koruyan büyük bir cisimdir. Bu ideal doğal tasarımın sonucu, uzun süre çalışabilen bir ısı kaynağıdır. Dünyadaki ilk yaşam biçimlerinin 3 milyar yıl önce ortaya çıktığı varsayılmaktadır. O uzak zamanlarda güneş, gezegenimizi şimdi olduğu gibi ısıttı. Sonuç olarak, yayılan ısının ölçeğinin ve güneş enerjisi muazzam - her saniyede 3-4 milyon tondan fazla.

Yıldızımızın var olduğu yıllar boyunca ne kadar kilo verdiğini hesaplamak kolaydır. Bu çok büyük bir rakam olacak, ancak muazzam kütlesi ve yüksek yoğunluğu nedeniyle, Evren ölçeğindeki bu tür kayıplar ihmal edilebilir görünüyor.

Yıldız evrim aşamaları

Yıldızın kaderi, yıldızın başlangıç \u200b\u200bkütlesine ve kimyasal bileşimine bağlıdır. Ana hidrojen rezervleri çekirdekte yoğunlaşırken, yıldız sözde ana dizide kalır. Bir yıldızın boyutunda bir artış eğilimi olur olmaz, bu, termonükleer füzyon için ana kaynağın kurumuş olduğu anlamına gelir. Gök cisiminin uzun son dönüşüm yolu başladı.

Evrende oluşan armatürler başlangıçta en yaygın üç türe ayrılır:

• normal yıldızlar (sarı cüceler);
• cüce yıldızlar;
• dev yıldızlar.

Düşük kütleli yıldızlar (cüceler), hidrojen rezervlerini yavaşça yakarlar ve hayatlarını oldukça sakin bir şekilde yaşarlar.

Evrendeki bu tür yıldızların çoğu ve bizim yıldızımız - sarı cüce - onlara aittir. Yaşlılığın başlamasıyla birlikte sarı cüce, kırmızı bir dev veya süper dev haline gelir.

Yıldızların kökeni teorisine dayanarak, Evrendeki yıldız oluşum süreci bitmiş değil. Galaksimizdeki en parlak yıldızlar sadece Güneş'e kıyasla en büyüğü değil, aynı zamanda en küçüğüdür. Astrofizikçiler ve gökbilimciler bu yıldızlara mavi süper devler diyorlar. Sonunda, trilyonlarca yıldızın yaşadığı kaderle yüzleşecekler. Birincisi, hızlı bir doğum, parlak ve ateşli bir yaşam, ardından yavaş bir çürüme dönemi başlar. Güneş kadar büyük yıldızlar, ana dizide (ortada) uzun yaşam döngülerine sahiptir.

Bir yıldızın kütlesi hakkındaki verileri kullanarak, yıldızın evrimsel gelişim yolunu varsayabiliriz. Bu teorinin açık bir örneği, yıldızımızın evrimidir. Hiçbir şey sonsuz değildir. Termonükleer füzyonun bir sonucu olarak, hidrojen helyuma dönüşür, bu nedenle başlangıç \u200b\u200brezervleri tüketilir ve azalır. Çok yakında değil bazen bu hisse senetleri tükenecek. Güneşimizin boyutu değişmeden 5 milyar yıldan fazla parlamaya devam ettiği gerçeğine bakılırsa, bir yıldızın olgun yaşı yaklaşık olarak aynı dönemde devam edebilir.

Hidrojen rezervlerinin tükenmesi, yerçekiminin etkisi altında güneşin çekirdeğinin hızla daralmaya başlayacağı gerçeğine yol açacaktır. Çekirdeğin yoğunluğu, termonükleer işlemlerin çekirdeğe bitişik katmanlara taşınmasının bir sonucu olarak çok yüksek hale gelecektir. Bu duruma, termonükleer reaksiyonların geçişinden kaynaklanabilen çökme denir. üst katmanlar yıldızlar. Yüksek basınç sonucunda helyumun katılımıyla termonükleer reaksiyonlar tetiklenir.

Yıldızın bu kısmındaki hidrojen ve helyum rezervleri milyonlarca yıl daha dayanacak. Hidrojen rezervlerinin tükenmesinin radyasyon yoğunluğunda bir artışa, zarfın boyutunda ve yıldızın kendisinin boyutunda bir artışa yol açması çok yakında olmayacak. Sonuç olarak, Güneşimiz çok büyüyecek. Bu resmi on milyarlarca yıl içinde hayal edersek, o zaman göz kamaştırıcı parlak bir disk yerine, devasa boyutlarda sıcak kırmızı bir disk asılı kalacaktır. Kırmızı devler, bir yıldızın evriminin doğal bir aşamasıdır, geçiş durumu değişken yıldızlar kategorisine girer.

Böyle bir dönüşümün bir sonucu olarak, Dünya'dan Güneş'e olan mesafe azalacak, böylece Dünya, güneş koronasının etki alanına düşecek ve içinde "kızarmaya" başlayacaktır. Gezegenin yüzeyindeki sıcaklık on kat artacak ve bu da atmosferin kaybolmasına ve suyun buharlaşmasına yol açacak. Sonuç olarak, gezegen cansız bir kayalık çöle dönüşecek.

Yıldız evriminin son aşamaları

Kırmızı dev aşamasına ulaşan normal bir yıldız, yerçekimi süreçlerinin etkisi altında beyaz bir cüce haline gelir. Bir yıldızın kütlesi yaklaşık olarak Güneşimizin kütlesine eşitse, içindeki tüm ana işlemler, dürtüler ve patlayıcı reaksiyonlar olmadan sakin bir şekilde ilerleyecektir. Beyaz cüce yere yanarak uzun süre ölecek.

Yıldızın başlangıçta Güneş'in 1,4 katı kütlesine sahip olduğu durumlarda, beyaz cüce son aşama olmayacaktır. Yıldızın içinde büyük bir kütle ile, yıldız maddesinin sıkışması süreci atomik, moleküler düzeyde başlar. Protonlar nötronlara dönüşür, yıldızın yoğunluğu artar ve boyutu hızla küçülür.

Bilimin bildiği nötron yıldızlarının çapı 10-15 km'dir. Bu kadar küçük bir boyuta sahip bir nötron yıldızının muazzam bir kütlesi vardır. Bir santimetreküp yıldız maddesi milyarlarca ton ağırlığında olabilir.

Başlangıçta büyük kütleli bir yıldızla karşı karşıya olduğumuzda, evrimin son aşaması başka biçimler alır. Büyük bir yıldızın kaderi bir kara deliktir - keşfedilmemiş bir doğası ve öngörülemeyen davranışları olan bir nesne. Yıldızın devasa kütlesi, sıkıştırma kuvvetlerini harekete geçiren yerçekimi kuvvetlerini artırır. Bu süreci askıya almak mümkün değildir. Maddenin yoğunluğu sonsuza dönene kadar büyür ve tekil bir uzay oluşturur (Einstein'ın görelilik teorisi). Böyle bir yıldızın yarıçapı sonunda sıfır olacak ve uzayda bir kara delik haline gelecektir. Uzaydaki boşluğun çoğunu büyük ve süper kütleli yıldızlar kaplasaydı, çok daha fazla kara delik olurdu.

Kırmızı dev bir nötron yıldızına veya bir kara deliğe dönüştüğünde, Evrenin benzersiz bir fenomeni, yeni bir uzay nesnesinin doğuşunu deneyimleyebileceğine dikkat edilmelidir.

Süpernova doğumu, yıldız evriminin en muhteşem son aşamasıdır. Burada doğanın doğal yasası iş başındadır: bir bedenin varlığının sona ermesi, yeni bir hayata yol açar. Süpernova doğumu gibi bir döngünün periyodu esas olarak büyük kütleli yıldızlarla ilgilidir. Harcanmış hidrojen rezervleri, helyum ve karbonun termonükleer füzyon sürecine dahil edilmesine yol açar. Bu reaksiyon sonucunda basınç tekrar yükselir ve yıldızın merkezinde bir demir çekirdek oluşur. En güçlü yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, kütle merkezi yıldızın orta kısmına kayar. Çekirdek o kadar ağırlaşır ki kendi yerçekimine dayanamaz. Sonuç olarak, çekirdeğin hızlı bir şekilde genişlemesi başlar ve ani bir patlamaya yol açar. Bir süpernovanın doğuşu bir patlama, devasa bir kuvvetin şok dalgası, Evrenin uçsuz bucaksız alanlarında parlak bir parlamadır.

Güneşimizin büyük bir yıldız olmadığı, bu nedenle böyle bir kaderin onu tehdit etmediği ve gezegenimizin böyle bir sondan korkmaması gerektiği unutulmamalıdır. Çoğu durumda, süpernova patlamaları uzak galaksilerde meydana gelir ve bu da onların nadiren tespit edilmesini açıklar.

En sonunda

Yıldızların evrimi, on milyarlarca yılı kapsayan bir süreçtir. Devam eden süreçler hakkındaki fikrimiz sadece matematiksel ve fiziksel bir model, teoridir. Yeryüzü zamanı, Evrenimizin üzerinde yaşadığı devasa zaman döngüsünün sadece bir anıdır. Sadece milyarlarca yıl önce olanları gözlemleyebilir ve gelecek nesillerin neyle karşılaşacağını tahmin edebiliriz.

Herhangi bir sorunuz varsa - makalenin altındaki yorumlara bırakın. Biz veya ziyaretçilerimiz onlara cevap vermekten mutluluk duyarız.

Yıldızların bağırsaklarında termonükleer füzyon

Bu zamanda, kütlesi 0.8 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar için çekirdek radyasyona karşı şeffaf hale gelir ve üst zarf konvektif kalırken çekirdekteki ışıma enerjisi transferi hakim olur. Ana diziye hangi küçük kütleli yıldızların geldiğini kimse kesin olarak bilmiyor, çünkü bu yıldızların gençler kategorisinde geçirdiği süre Evrenin yaşını aşıyor. Bu yıldızların evrimi hakkındaki tüm fikirlerimiz sayısal hesaplamalara dayanmaktadır.

Yıldız küçüldükçe, dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın belirli bir yarıçapında bu basınç merkezi sıcaklıktaki artışı durdurur ve ardından düşürmeye başlar. Ve 0,08'den küçük yıldızlar için bu ölümcül oluyor: nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji asla radyasyon maliyetini karşılamaya yetmeyecek. Bu tür alt yıldızlara kahverengi cüceler denir ve onların kaderi dejenere gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli baskı ve ardından tüm nükleer reaksiyonların durmasıyla kademeli olarak soğumadır.

Orta kütleli genç yıldızlar

Orta kütleli genç yıldızlar (2 ila 8 güneş kütlesi), daha küçük kız kardeşleriyle aynı şekilde niteliksel olarak evrim geçirirler, ancak ana diziye kadar konvektif bölgeleri yoktur.

Bu tür nesneler sözde ile ilişkilidir. Herbit yıldızları Ae \\ Be spektral tip B-F5'in düzensiz değişkenleri olarak. Ayrıca iki kutuplu jet diskleri var. Çıkış hızı, parlaklık ve etkili sıcaklık, aşağıdakilerden önemli ölçüde daha yüksektir. τ Boğa burcu, böylece proto yıldız bulutunun kalıntılarını etkili bir şekilde ısıtır ve dağıtır.

8 güneş kütlesinden daha büyük kütleli genç yıldızlar

Aslında bunlar zaten normal yıldızlar. Hidrostatik çekirdeğin kütlesi birikirken, yıldız tüm ara aşamaları atlamayı ve nükleer reaksiyonları radyasyon kayıplarını telafi edecek kadar ısıtmayı başardı. Bu yıldızların bir kütle çıkışı vardır ve parlaklık o kadar büyüktür ki, geriye kalan dış bölgelerin çöküşünü durdurmakla kalmaz, aynı zamanda onları geri iter. Bu nedenle, oluşan yıldızın kütlesi, protostellar bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla bu, 100-200 güneş kütlesinden daha büyük yıldızlardan oluşan galaksimizdeki yokluğu açıklıyor.

Bir yıldızın yaşam döngüsü

Oluşan yıldızlar arasında çok çeşitli renk ve boyutlar vardır. Spektral sınıfta, kütle olarak sıcak maviden soğuk kırmızıya, 0,08'den 200 güneş kütlesine kadar değişir. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, kütlesiyle belirlenen yüzey sıcaklığına bağlıdır. Tüm yeni yıldızlar kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana sekansta "yerlerini alırlar". Yıldızın fiziksel yer değiştirmesinden bahsetmiyoruz - yıldızın parametrelerine bağlı olarak yalnızca belirtilen diyagramdaki konumu hakkında. Yani, aslında, sadece yıldızın parametrelerini değiştirmekten bahsediyoruz.

Gelecekte ne olacağı yine yıldızın kütlesine bağlıdır.

Sonraki yıllar ve yıldızların ölümü

Düşük kütleli eski yıldızlar

Şimdiye kadar, hidrojen kaynakları tükendikten sonra açık yıldızlara ne olduğu kesin olarak bilinmemektedir. Evren 13.7 milyar yaşında olduğu için hidrojen yakıtını tüketmeye yetmiyor, modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar modellemesine dayanmaktadır.

Bazı yıldızlar yalnızca bazılarında helyum sentezleyebilir. aktif siteleristikrarsızlığa ve güçlü güneş rüzgarlarına neden olur. Bu durumda, bir gezegenimsi bulutsunun oluşumu gerçekleşmez ve yıldız yalnızca buharlaşarak kahverengi bir cüceden bile daha küçük hale gelir.

Ancak kütlesi 0,5 güneş kütlesinden daha az olan bir yıldız, çekirdekte hidrojenin katılımıyla tepkimeye girdikten sonra bile helyumu asla sentezleyemeyecektir. Yıldız kabuğu, çekirdek tarafından üretilen baskının üstesinden gelmek için yeterince büyük değil. Bu yıldızlar, ana dizide yüz milyarlarca yıldır yaşamış olan kırmızı cüceleri (Proxima Centauri gibi) içerir. Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğurlar, elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecekler.

Orta yıldızlar

Bir yıldız, kırmızı dev fazın ortalama boyutuna (0,4 ila 3,4 güneş kütlesi) ulaştığında, dış katmanları genişlemeye devam eder, çekirdek küçülür ve helyumdan karbon sentezi reaksiyonları başlar. Füzyon çok fazla enerji salar ve yıldıza geçici bir süre verir. Güneş'e benzer büyüklükte bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilir.

Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji salınımındaki değişiklikleri içeren istikrarsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji salınımı, düşük frekanslı radyasyona doğru kaydırılır. Tüm bunlara, güçlü güneş rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan bir kütle kaybı eşlik ediyor. Bu aşamadaki yıldızlar adlandırılır geç tip yıldızlar, OH -IR yıldızları veya tam özelliklerine bağlı olarak Dünya benzeri yıldızlar. Dışarı atılan gaz, yıldızın içinde üretilen oksijen ve karbon gibi ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz, yıldızdan uzaklaştıkça genişleyen bir zarf oluşturur ve soğuyarak toz parçacıkları ve moleküllerin oluşmasına izin verir. Bu tür zarflardaki merkez yıldızın güçlü kızılötesi radyasyonu, ustaların aktivasyonu için ideal koşulları oluşturur.

Helyum yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bu bazen büyük bir istikrarsızlığa yol açar. Nihayetinde dış katmanlara fırlatılacak ve bir gezegenimsi bulutsuya dönüşecek kadar yeterli kinetik enerji veren şiddetli titreşimler meydana gelir. Bulutsunun merkezinde, soğurken, genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine ve Dünya çapına göre bir çapa sahip helyum beyaz bir cüceye dönüşen yıldızın çekirdeği kalır.

Beyaz cüceler

Güneş de dahil olmak üzere yıldızların ezici çoğunluğu, dejenere elektronların basıncı yerçekimini dengeleyinceye kadar büzülerek evrimlerini sona erdirir. Bu durumda yıldızın boyutu yüz kat azaldığında ve yoğunluğu suyun yoğunluğundan milyon kat daha fazla hale geldiğinde yıldıza beyaz cüce denir. Enerji kaynaklarından yoksundur ve yavaş yavaş soğur, karanlık ve görünmez hale gelir.

Güneş'ten daha büyük kütleli yıldızlarda, dejenere elektronların basıncı çekirdeğin büzülmesini içeremez ve parçacıkların çoğu nötronlara dönüşünceye kadar devam eder, o kadar sıkı paketlenmiş ki yıldızın boyutu kilometre ve yoğunluk yoğunluk suyunun 100 milyon katıdır. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir; denge, dejenere nötron maddesinin basıncı ile sağlanır.

Süper kütleli yıldızlar

Kütlesi beş güneş kütlesinden daha büyük olan bir yıldızın dış katmanlarının kırmızı bir süperdev oluşturacak şekilde dağılmasından sonra, çekirdek çekim kuvvetleri nedeniyle küçülmeye başlar. Sıkıştırma ilerledikçe, sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyon dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda, çekirdeğin çökmesini geçici olarak sınırlayan ağır elementler sentezlenir.

Sonuçta, periyodik sistemin giderek daha ağır elementleri oluştukça, demir -56 silikondan sentezlenir. Bu noktaya kadar, elementlerin sentezi büyük miktarda enerji açığa çıkarır, ancak maksimum kütle kusuruna sahip olan demir -56 çekirdektir ve daha ağır çekirdeklerin oluşumu dezavantajlıdır. Bu nedenle, bir yıldızın demir çekirdeği belirli bir değere ulaştığında, içindeki basınç artık muazzam yerçekimi kuvvetine dayanamaz ve çekirdeğin ani bir çöküşü, maddesinin nötronizasyonuyla gerçekleşir.

Gelecekte ne olacağı tamamen net değil. Ama ne olursa olsun, saniyeler içinde inanılmaz bir güçte süpernova patlamasına yol açar.

Eşlik eden nötrino patlaması bir şok dalgasına neden olur. Güçlü nötrino jetleri ve dönen bir manyetik alan, yıldızın biriktirdiği materyalin çoğunu - demir ve daha hafif elementler de dahil olmak üzere sözde oturma öğeleri - dışarı atar. Saçılan madde, çekirdekten fırlatılan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece uranyuma kadar (ve hatta muhtemelen kaliforniyuma kadar) radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere demirden daha ağır bir dizi element yaratır. Bu nedenle süpernova patlamaları yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklar.

Nötrinoların patlama dalgası ve jetleri, materyali ölen yıldızdan uzağa ve yıldızlararası uzaya taşır. Daha sonra, uzayda hareket eden bu süpernova malzemesi, diğer uzay enkazlarıyla çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılabilir.

Bir süpernovanın oluşumu sırasında meydana gelen süreçler hala inceleniyor ve şu ana kadar bu konuda netlik yok. Orijinal yıldızdan gerçekte ne kaldığı da sorgulanabilir. Ancak, iki seçenek değerlendirilmektedir:

Nötron yıldızları

Bazı süpernovalarda, bir süperdevanın iç kısmındaki kuvvetli yerçekiminin, elektronları nötron oluşturmak için protonlarla birleştikleri atom çekirdeğine düşmeye zorladığı bilinmektedir. Yakındaki çekirdekleri ayıran elektromanyetik kuvvetler kaybolur. Yıldızın çekirdeği artık yoğun bir atom çekirdeği ve ayrı nötron topudur.

Nötron yıldızları olarak bilinen bu tür yıldızlar son derece küçüktür - büyük bir şehrin büyüklüğünden daha fazla değildir - ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptir. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunmasından dolayı) dönme periyotları son derece küçülür. Bazıları saniyede 600 devir yapar. Hızla dönen bu yıldızın kuzey ve güney manyetik kutuplarını birbirine bağlayan eksen Dünya'yı işaret ettiğinde, yıldızın dönüş periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon atımı kaydedilebilir. Bu tür nötron yıldızları "pulsarlar" olarak adlandırıldı ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.

Kara delikler

Tüm süpernovalar nötron yıldızı haline gelmez. Yıldız yeterince büyük bir kütleye sahipse, yıldızın çökmesi devam edecek ve nötronların kendileri, yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha küçük olana kadar içe doğru düşmeye başlayacaktır. Bundan sonra yıldız bir karadelik olur.

Kara deliklerin varlığı genel görelilik tarafından tahmin edildi. Genel göreliliğe göre madde ve bilgi hiçbir koşulda kara delik bırakamaz. Bununla birlikte, kuantum mekaniği bu kuralın olası istisnalarını yapar.

Bir takım açık sorular var. Aralarında şef: "Hiç kara delik var mı?" Nitekim belirli bir nesnenin kara delik olduğundan emin olabilmek için olay ufkunu gözlemlemek gerekir. Bunu yapmaya yönelik tüm girişimler başarısızlıkla sonuçlandı. Ama yine de umut var, çünkü bazı nesneler yığılmadan açıklanamaz ve katı yüzeyi olmayan bir nesneye yığılır, ancak kara deliklerin varlığı bunu kanıtlamaz.

Sorular da açıktır: Bir yıldızın bir süpernovayı atlayarak doğrudan bir kara deliğe düşmesi mümkün müdür? Daha sonra kara delik haline gelecek süpernova var mı? Bir yıldızın başlangıç \u200b\u200bkütlesinin, yaşam döngüsünün sonunda nesnelerin oluşumu üzerindeki tam etkisi nedir?

Yıldızların evrimi - fiziksel değişim. özellikler, int. yapılar ve kimyasal. zaman içinde yıldızların bileşimi. E.Z. teorisinin en önemli sorunları. - yıldız oluşumunun açıklaması, gözlemlenen özelliklerindeki değişiklikler, çeşitli yıldız gruplarının genetik ilişkilerinin incelenmesi, son durumlarının analizi.

Bizim tarafımızdan bilinen Evren bölümünde yaklaşık. E.Z.'nin açıklamasına göre, gözlenen maddenin kütlesinin% 98-99'u yıldızlarda bulunur veya yıldızların evresini geçmiştir. yavl. astrofizikteki en önemli sorunlardan biri.

Sabit durumdaki bir yıldız, hidrostatik olan bir gaz küresidir. ve termal denge (yani yerçekimi kuvvetlerinin hareketi iç basınçla dengelenir ve radyasyona bağlı enerji kayıpları yıldızın içinde açığa çıkan enerji ile telafi edilir, bkz.). Bir yıldızın "doğuşu", radyasyonu kendi başına desteklenen hidrostatik olarak denge nesnesinin oluşumudur. enerji kaynakları. Bir yıldızın "ölümü" geri dönüşü olmayan bir dengesizliktir ve yıldızın yok olmasına veya onun felaketine yol açar. sıkıştırma.

Yerçekimi tahsisi. Enerji, ancak yıldızın iç kısmının sıcaklığı, enerji kaybını telafi etmek için nükleer enerji salınımı için yetersiz olduğunda ve yıldızın bir bütün olarak veya bir parçası olarak dengeyi sağlamak için sıkıştırılması gerektiğinde belirleyici bir rol oynayabilir. Yanıp sönen termal enerji, ancak nükleer enerji rezervlerinin tükenmesinden sonra önemli hale gelir. Böylece E.Z. yıldızların enerji kaynaklarındaki ardışık bir değişim olarak temsil edilebilir.

E.Z.'nin karakteristik zamanı. tüm evrimi doğrudan izleyemeyecek kadar büyük. Bu nedenle, DOS. araştırma yöntemi E.Z. yavl. içsel değişiklikleri açıklayan yıldız model dizilerinin yapımı. yapılar ve kimyasal. zaman içinde yıldızların bileşimi. Evrim. sekanslar daha sonra gözlemlerin sonuçlarıyla, örneğin (G.-R.d.) gözlemlerin toplanmasıyla karşılaştırılır. büyük bir sayı evrimin farklı aşamalarında yıldızlar. G.-R. d ile karşılaştırma özellikle önemli bir rol oynar. yıldız kümeleri için, çünkü tüm küme yıldızları aynı başlangıç \u200b\u200bkimyasalına sahiptir. kompozisyon ve neredeyse aynı anda oluşturuldu. G.-R.d'ye göre. çeşitli yaşlardaki kümeler, E.Z.'nin yönünü belirlemek mümkün oldu. Ayrıntılı evrim. diziler yıldız üzerindeki kütle, yoğunluk, sıcaklık ve parlaklığın dağılımını tanımlayan bir diferansiyel denklem sisteminin sayısal olarak çözülmesiyle hesaplanır, bunlara yıldız maddenin ve konumunun enerji salımı ve opaklığı yasaları eklenir. kimya. yıldızın zaman içindeki bileşimi.

Bir yıldızın evriminin seyri, esas olarak kütlesine ve ilk kimyasala bağlıdır. kompozisyon. Yıldızın dönüşü ve büyüklüğü belirli bir rol oynayabilir, ancak temel bir rol oynayamaz. alanı, ancak bu faktörlerin E.Z. henüz yeterince araştırılmamış. Chem. Bir yıldızın bileşimi, oluştuğu zamana ve oluşum anındaki Galaksi içindeki konumuna bağlıdır. İlk neslin yıldızları, bileşimi kozmolojik tarafından belirlenen maddeden oluşuyordu. koşullar. Görünüşe göre, kütlece yaklaşık% 70 hidrojen,% 30 helyum ve önemsiz bir döteryum ve lityum karışımı içeriyordu. İlk nesil yıldızların evrimi sırasında, yıldızlardan madde çıkışı veya yıldız patlamaları sırasında yıldızlararası uzaya fırlatılan ağır elementler (helyumdan sonra) oluşmuştur. Sonraki nesillerin yıldızları,% 3-4'e kadar (kütlece) ağır element içeren maddeden oluşmuştur.

Galaksideki yıldız oluşumunun halen devam etmekte olduğunun en doğrudan göstergesi yavl'dir. devasa parlak yıldızlar tayfının varlığı. Ömrü ~ 107 yılı geçemeyen O ve B sınıfları. Modernde yıldız oluşum oranı dönemin yılda 5 olduğu tahmin edilmektedir.

2. Yıldız oluşumu, yerçekimi daralması aşaması

En yaygın görüşe göre yıldızlar yerçekimi sonucu oluşur. yıldızlararası ortamda maddenin yoğunlaşması. Yıldızlararası ortamın iki faza (yoğun soğuk bulutlar ve daha yüksek sıcaklığa sahip seyreltilmiş bir ortam) gerekli ayrılması, yıldızlararası magnumdaki Rayleigh-Taylor termal kararsızlığının etkisi altında gerçekleşebilir. alan. Kütleli gaz-toz kompleksleri , karakteristik boyut (10-100) pc ve partikül konsantrasyonu n~ 10 2 cm -3. aslında radyo dalgalarının yaymaları nedeniyle gözlenir. Bu tür bulutların sıkıştırılması (çökmesi) belirli koşullar gerektirir: yerçekimi. Bulutun parçacıkları, parçacıkların termal hareketinin enerjisinin toplamını, bulutun bir bütün olarak dönme enerjisini ve magneti aşmalıdır. bulut enerjisi (Kot kriteri). Yalnızca termal hareketin enerjisi hesaba katılırsa, bir mertebesindeki bir faktör dahilinde, Jeans kriteri şu şekilde yazılır: align \u003d "absmiddle" genişlik \u003d "205" yükseklik \u003d "20"\u003e, burada bulutun kütlesi, T - K cinsinden gaz sıcaklığı, n - 1 cm 3'teki parçacık sayısı. Modern için tipik. K sıcaklıklı yıldızlararası bulutları, bulutları yalnızca daha az olmayan bir kütleyle çökertebilir. Jeans kriteri, gerçekte gözlemlenen kütle spektrumunda yıldız oluşumu için, çökmekte olan bulutlardaki parçacık konsantrasyonunun (10-106) cm -3'e ulaşması gerektiğini belirtir. Tipik bulutlarda gözlenenden 10-1000 kat daha yüksek. Ancak, çökmeye başlayan bulutların derinliklerinde bu tür parçacık konsantrasyonlarına ulaşılabilir. Bundan, ardışık olarak gerçekleşenlerin birkaçında gerçekleştirildiği anlaşılmaktadır. aşamalar, büyük bulutların parçalanması. Bu resim doğal olarak yıldızların gruplar halinde - kümeler halinde doğumunu açıklıyor. Aynı zamanda, buluttaki termal denge, içindeki hız alanı ve parçaların kütle spektrumunu belirleyen mekanizma ile ilgili sorular belirsizliğini koruyor.

Çöken yıldız kütle nesneleri denir. protostars. Küresel olarak simetrik dönmeyen bir protostarın magn olmadan çökmesi. alanlar birkaç içerir. aşamalar. İlk anda, bulut homojen ve izotermaldir. Kendi başına şeffaftır. radyasyon, dolayısıyla çökme hacimsel enerji kayıpları ile gerçekleşir, Ch. arr. Tozun termal radyasyonu nedeniyle, bir kesim kinetiklerini aktarır. bir gaz parçacığının enerjisi. Homojen bir bulutta, basınç gradyanı yoktur ve sıkıştırma, serbest düşüş rejiminde karakteristik bir zamanla başlar, burada G -, bulutun yoğunluğudur. Sıkıştırmanın başlamasıyla birlikte, ses hızında merkeze hareket eden bir seyrekleşme dalgası ortaya çıkar ve o zamandan beri çökme, yoğunluğun daha yüksek olduğu yerlerde daha hızlı gerçekleşir, ön yıldız kompakt bir çekirdeğe ve maddenin yasaya göre dağıtıldığı genişletilmiş bir zarfa bölünür. Çekirdekteki partikül konsantrasyonu ~ 10 11 cm -3'e ulaştığında, toz partiküllerinin IR radyasyonu için opak hale gelir. Çekirdekte açığa çıkan enerji, radyan ısı iletimi nedeniyle yavaş yavaş yüzeye sızar. Sıcaklık neredeyse adyabatik olarak yükselmeye başlar, bu basınçta bir artışa neden olur ve çekirdek hidrostatik hale gelir. denge. Kabuk çekirdeğin üzerine düşmeye devam eder ve çevresinde belirir. Bu zamanda çekirdeğin parametreleri, protostarın toplam kütlesine zayıf bir şekilde bağlıdır: K. Çekirdeğin kütlesi, toplanma nedeniyle arttıkça, H2 moleküllerinin ayrışması başladığında, 2000 K'ye ulaşana kadar neredeyse adyabatik olarak değişir. Ayrışma için enerji tüketiminin bir sonucu olarak ve kinetikte bir artış değil. parçacıkların enerjisi, adyabatik üssün değeri 4 / 3'ten az olur, basınçtaki değişiklikler yerçekimi kuvvetlerini telafi edemez ve çekirdek tekrar çöker (bkz.). İlk çekirdeğin kalıntılarının üzerine toplandığı bir şok cephesi ile çevrili, parametrelere sahip yeni bir çekirdek oluşur. Çekirdeğin benzer bir yeniden yapılandırılması hidrojen ile gerçekleşir.

Kabuk maddesine bağlı olarak çekirdeğin daha fazla büyümesi, tüm madde yıldızın üzerine düşene veya eylemin altında dağılıncaya kadar veya çekirdek yeterince büyükse (bakınız) devam eder. Zarf maddesinin karakteristik zamanına sahip protostarlar için t a\u003e t knbu nedenle, parlaklıkları çökmekte olan çekirdeklerin enerji salımı ile belirlenir.

Bir çekirdek ve bir zarftan oluşan bir yıldız, zarfın içindeki radyasyonun işlenmesi nedeniyle bir IR kaynağı olarak gözlenir (zarfın tozu, çekirdeğin UV radyasyonunun fotonlarını soğurması, IR aralığında yayılır). Kabuk optik olarak inceldiğinde, protostar sıradan bir yıldız nesnesi olarak gözlenmeye başlar. En büyük yıldızlarda zarflar, yıldızın merkezinde hidrojenin termonükleer yanmasının başlangıcına kadar korunur. Radyasyon basıncı muhtemelen yıldızların kütlesini büyüklüğüyle sınırlıyor. Daha büyük kütleli yıldızlar oluşsa bile, titreşimli olarak kararsız hale gelirler ve anlamlarını kaybedebilirler. çekirdekte hidrojen yanması aşamasında kütlenin bir kısmı. Protostellar zarfın çökme ve saçılma aşamasının süresi, ana bulutun serbest düşme süresi ile aynı büyüklük düzeyindedir, yani. 10 5-10 6 yıl. Yıldız rüzgarının hızlandırdığı, çekirdek tarafından aydınlatılan zarfın kalıntılarının karanlık madde yığınları, Herbig-Haro nesneleriyle (bir emisyon spektrumuna sahip yıldız benzeri kümeler) tanımlanır. Düşük kütleli yıldızlar görünür hale geldiklerinde T Tauri (cüce) yıldızlarının bulunduğu H-RH bölgesinde, daha büyük kütleli olanlar ise Herbig emisyon yıldızlarının (spektrumda emisyon çizgileri olan düzensiz erken spektrum sınıfları) bulunduğu bölgededir.

Evrim. hidrostatik aşamada sabit kütleye sahip protostarların çekirdeklerinin izleri. sıkıştırma, Şek. 1. Hidrostatiğin kurulduğu andaki küçük kütleli yıldızlar için. denge, çekirdeklerdeki koşullar, içlerinde enerji aktarılacak şekildedir. Hesaplamalar, tamamen konvektif bir yıldızın yüzey sıcaklığının neredeyse sabit olduğunu gösteriyor. Yıldızın yarıçapı sürekli azalıyor çünkü küçülmeye devam ediyor. Sabit bir yüzey sıcaklığı ve azalan bir yarıçap ile yıldızın parlaklığı da G.-R.d.'ye düşmelidir. bu evrim aşaması, rayların dikey bölümlerine karşılık gelir.

Kasılma devam ettikçe, yıldızın iç kısmındaki sıcaklık artar, madde daha şeffaf hale gelir ve align \u003d "absmiddle" genişlik \u003d "90" yükseklik \u003d "17"\u003e olan yıldızlar ışıyan çekirdekler geliştirir, ancak zarflar konvektif kalır. Daha az kütleli yıldızlar tamamen konvektif kalır. Parlaklıkları, fotosferdeki ince bir ışıltılı katman tarafından düzenlenir. Yıldız ne kadar kütleli ve etkin sıcaklığı ne kadar yüksekse, ışıyan çekirdeği o kadar büyük olur (align \u003d "absmiddle" genişlik \u003d "74" yükseklik \u003d "17"\u003e olan yıldızlarda parlak çekirdek hemen görünür). Sonunda, pratik olarak tüm yıldız (kütleli yıldızlarda yüzey konvektif bölge hariç), çekirdekte salınan tüm enerjinin radyasyonla aktarıldığı bir ışık dengesi durumuna geçer.

3. Nükleer reaksiyonlara dayalı evrim

Çekirdeklerdeki sıcaklıkta ~ 106 K, ilk nükleer reaksiyonlar başlar - döteryum, lityum, bor yanar. Bu elementlerin birincil miktarı o kadar küçüktür ki, tükenmişlikleri pratik olarak sıkıştırmaya dayanmaz. Yıldızın merkezindeki sıcaklık ~ 106 K'ye ulaştığında ve hidrojen tutuştuğunda sıkıştırma durur, çünkü hidrojenin termonükleer yanması sırasında açığa çıkan enerji, radyasyon kayıplarını telafi etmek için yeterlidir (bkz.). Çekirdeklerinde hidrojen yanan homojen yıldızlar, G.-R. ilk ana sekans (IGP). Devasa yıldızlar NGP'ye yıldızlardan daha hızlı ulaşır düşük ağırlıkdan beri birim kütle başına enerji kaybı oranları ve dolayısıyla evrim hızı, düşük kütleli yıldızlardan daha yüksektir. NGP E.Z.'ye girdiği andan itibaren nükleer yanma temelinde meydana gelir, rogo'ya giden ana aşamalar tabloda özetlenmiştir. Nükleer yanma, tüm çekirdekler arasında en yüksek bağlanma enerjisine sahip olan demir grubu elementlerinin oluşumundan önce gerçekleşebilir. Evrim. G.-R.d.'deki yıldızların izleri Şek. 2. Yıldızların merkezi sıcaklığı ve yoğunluğunun gelişimi Şekil 2'de gösterilmektedir. 3. Ne Zaman Başlayacak. enerji kaynağı yavl. hidrojen döngüsünün genel olarak reaksiyonu T - karbon-nitrojen (CNO) döngüsünün reaksiyonları (bakınız). CNO döngüsünün bir yan etkisi. 14 N, 12 C, 13 C - sırasıyla ağırlıkça% 95,% 4 ve% 1 nükleitlerin denge konsantrasyonlarının oluşturulması. Hidrojenin yanmasının gerçekleştiği katmanlardaki azot baskınlığı, bu katmanların ext kaybının bir sonucu olarak yüzeyde göründüğü gözlemlerin sonuçlarıyla doğrulanmaktadır. katmanlar. Merkezinde CNO döngüsünün gerçekleştirildiği yıldızlar için (align \u003d "absmiddle" genişlik \u003d "74" yükseklik \u003d "17"\u003e), konvektif bir çekirdek ortaya çıkar. Bunun nedeni, enerji salınımının sıcaklığa çok güçlü bağımlılığıdır: Radyant enerjinin akışı ~ Ç 4 (bkz.), bu nedenle, salınan enerjinin tamamını aktaramaz ve ışınım aktarımından daha etkili olan konveksiyon ortaya çıkmalıdır. En büyük kütleli yıldızlarda, konveksiyon yıldızların kütlesinin% 50'sinden fazlasını kaplar. Evrim için konvektif çekirdeğin önemi, nükleer yakıtın etkin yanma bölgesinden çok daha büyük bir bölgede tekdüze olarak tükenmesi, konvektif çekirdeği olmayan yıldızlarda ise başlangıçta merkezin sadece küçük bir çevresinde yanmasıyla belirlenir. sıcaklığın yeterince yüksek olduğu yer. Hidrojen yanma süresi ~ 10 10 yıl ile yıllar arasında değişir. Sonraki tüm nükleer yanma aşamalarının süresi, hidrojen yanma süresinin% 10'unu geçmez; bu nedenle, G.-R'de hidrojen yanma aşamasındaki yıldızlar oluşur. yoğun nüfuslu alan - (GP). Merkezde sıcaklık olan yıldızlar, hidrojenin tutuşması için gerekli değerlere asla ulaşamazlar, sonsuza kadar büzülerek "siyah" cücelere dönüşürler. Hidrojen tükenmesi, ort. çekirdek maddenin moleküler ağırlığı ve dolayısıyla hidrostatiği korumak için. denge, merkezdeki basınç artmalıdır, bu da merkezdeki sıcaklıkta ve yıldız boyunca sıcaklık gradyanında ve dolayısıyla parlaklıkta bir artışa neden olur. Artan sıcaklıkla birlikte maddenin opaklığındaki bir azalma da parlaklığın artmasına neden olur. Çekirdek, azalan hidrojen içeriği ile nükleer enerji salınım koşullarını korumak için küçülür ve çekirdek, artan enerji akışını çekirdekten aktarma ihtiyacı nedeniyle genişler. G.-R.d.'de yıldız NGP'nin sağına hareket eder. Opaklıktaki bir azalma, en büyük kütleli olanlar dışında tüm yıldızlarda konvektif çekirdeklerin ölümüne yol açar. Büyük kütleli yıldızların evrim hızı en yüksek seviyededir ve MS'yi ilk terk edenler onlardır. MS üzerindeki ömür, yakl. Yaklaşık 10 milyon yıl 70 milyon yıl ve yaklaşık. 10 milyar yıl.

Çekirdekteki hidrojen içeriği% 1'e düştüğünde, yıldız zarflarının align \u003d "absmiddle" genişlik \u003d "66" yükseklik \u003d "17"\u003e olan genişlemesi, enerjiyi korumak için gerekli olan yıldızın genel büzülmesiyle değiştirilir. serbest bırakmak. Zarfın büzülmesi, helyum çekirdeğine bitişik tabakadaki hidrojenin termonükleer yanma sıcaklığına kadar ısınmasına neden olur ve bir enerji salımı tabakası kaynağı ortaya çıkar. Daha az ölçüde sıcaklığa bağlı olduğu ve enerji salım bölgesinin merkeze doğru o kadar güçlü bir şekilde yoğunlaşmadığı kütleli yıldızlar için genel sıkıştırma aşaması yoktur.

E.Z. Hidrojen tükenmesinden sonra kütlelerine bağlıdır. Kütle ile yıldızların evrim sürecini etkileyen en önemli faktör yavl'dir. yüksek yoğunluklarda elektron gazının dejenerasyonu. Yüksek yoğunluk nedeniyle, düşük enerjili kuantum durumlarının sayısı Pauli prensibi sayesinde sınırlıdır ve elektronlar, termal hareketlerinin enerjisinden çok daha yüksek olan yüksek enerjiyle kuantum seviyelerini doldururlar. Bozulmuş bir gazın en önemli özelliği, sahip olduğu basınçtır. p sadece yoğunluğa bağlıdır: relativistik olmayan dejenerelik ve relativistik dejenerelik için. Elektron gaz basıncı iyon basıncından çok daha büyüktür. Bu, E.Z. için bir temel anlamına gelir. Sonuç: Göreceli olarak dejenere olmuş bir gazın birim hacmine etki eden yerçekimi kuvveti, basınç gradyanı ile aynı şekilde yoğunluğa bağlı olduğundan, hizalama \u003d "mutlak" genişlik \u003d "olduğunda sınırlayıcı bir kütle (bkz.) olmalıdır. 66 "yükseklik \u003d" 15 "\u003e elektronların basıncı yerçekimine karşı koyamaz ve sıkıştırma başlar. Ağırlığı sınırla \u003d "absmiddle" width \u003d "139" height \u003d "17"\u003e. Elektron gazının dejenere olduğu bölgenin sınırı Şekil 2'de gösterilmektedir. 3. Düşük kütleli yıldızlarda dejenerasyon, helyum çekirdeği oluşum sürecinde gözle görülür bir rol oynar.

E.Z.'yi belirleyen ikinci faktör. sonraki aşamalarda bunlar nötrino enerji kayıplarıdır. Yıldız derinliklerinde T ~ 10 8 K ana. doğumdaki rol: fotonötrino işlemi, plazma salınımlarının (plazmonların) nötrino-antinötrino () çiftlerine ayrışması, elektron-pozitron çiftlerinin yok edilmesi () ve (bakınız). Nötrinoların en önemli özelliği, yıldızın maddesinin onlar için pratikte şeffaf olması ve nötrinoların yıldızdan özgürce enerji taşımalarıdır.

Helyumun yanma koşullarının henüz ortaya çıkmadığı helyum çekirdeği sıkıştırılır. Çekirdeğe bitişik tabakalı kaynaktaki sıcaklık artar, hidrojen yanma hızı artar. Artan enerji akışını aktarma ihtiyacı, enerjinin bir kısmının harcandığı kabuğun genişlemesine yol açar. Yıldızın parlaklığı değişmediği için yüzeyinin sıcaklığı azalır ve G.-R. yıldız, kırmızı devlerin bulunduğu bölgeye hareket eder.Yıldızın yeniden yapılanma süresi, çekirdekteki hidrojen tükenme süresinden iki kat daha kısadır; bu nedenle, MS bandı ile kırmızı süper devlerin bölgesi arasında az sayıda yıldız vardır. Kabuğun sıcaklığının düşmesiyle, şeffaflığı artar, bunun sonucunda bir dış görünüm ortaya çıkar. konvektif bölge ve yıldızın parlaklığı artar.

Çekirdekten enerjinin, dejenere elektronların ısıl iletkenliği ve yıldızlardan nötrino kayıpları ile helyumun tutuşma anını geciktirerek uzaklaştırılması. Sıcaklık, yalnızca çekirdek neredeyse izotermal hale geldiğinde gözle görülür şekilde artmaya başlar. 4'ün yanması E.Z'yi belirler. enerji salınımının ısı iletimi ve nötrino emisyonuyla enerji kaybını aştığı andan itibaren. Aynı durum, sonraki tüm nükleer yakıt türlerinin yanması için de geçerlidir.

Nötrinolar tarafından soğutulan dejenere gazdan yapılan yıldız çekirdeklerinin dikkate değer bir özelliği, yoğunluk ve sıcaklık oranını karakterize eden izlerin yakınsaması olan "yakınsama" dır. T c yıldızın merkezinde (Şek. 3). Çekirdeğin sıkıştırılması sırasında enerji salım hızı, maddenin belirli bir yakıt türü için yalnızca çekirdeğin kütlesine bağlı olan bir katman kaynağı yoluyla ona bağlanma oranıyla belirlenir. Çekirdekte enerji girişi ve çıkışı dengesi korunmalıdır, bu nedenle, yıldızların çekirdeklerinde aynı sıcaklık ve yoğunluk dağılımı sağlanır. 4 He'nin tutuşma anında, çekirdeğin kütlesi ağır elementlerin içeriğine bağlıdır. Dejenere gazdan yapılan çekirdeklerde, 4 He'nin yanması termal bir patlama karakterine sahiptir, çünkü yanma sırasında açığa çıkan enerji, elektronların termal hareketinin enerjisini artırmaya gider, ancak basınç, sıcaklık arttıkça neredeyse değişmez. termal enerji elektronlar dejenere bir elektron gazının enerjisine eşit olmayacaktır. Sonra dejenerasyon ortadan kalkar ve çekirdek hızla genişler - bir helyum parlaması meydana gelir. Helyum patlamalarına muhtemelen yıldız maddesinin kaybı eşlik ediyor. Büyük yıldızların uzun süredir evrimini tamamladığı ve kırmızı devlerin kütleli olduğu yerde, helyum yakma aşamasındaki yıldızlar, G.-R.

Align \u003d "absmiddle" genişlik \u003d "90" yükseklik \u003d "17"\u003e olan yıldızların helyum çekirdeklerinde gaz dejenere olmaz, 4 Sessizce tutuşur, ancak çekirdek de artış nedeniyle genişler. T c... En büyük kütleli yıldızlarda, 4 oldukları zaman bile tutuşur. mavi süper devler. Çekirdeğin genişlemesi bir azalmaya neden olur T bir hidrojen tabakası kaynağı bölgesinde ve bir helyum parlamasından sonra yıldızın parlaklığı azalır. Termal dengeyi korumak için, zarf büzülür ve yıldız, kırmızı süper devlerin bölgesini terk eder. 4 O çekirdekte tükendiğinde, çekirdeğin daralması ve zarfın genişlemesi yeniden başladığında, yıldız yeniden kırmızı bir üstdev haline gelir. Enerji salınımına hakim olan katmanlı bir 4 He yanma kaynağı oluşturulur. Dışarıdan yeniden belirir. konvektif bölge. Helyum ve hidrojen yandıkça katman kaynaklarının kalınlığı azalır. İnce bir helyum yanma tabakası termal olarak kararsız hale gelir, çünkü Sıcaklığa () çok güçlü bir enerji salımı hassasiyeti ile maddenin ısıl iletkenliği, yanma tabakasındaki ısıl bozuklukları söndürmek için yetersizdir. Termal alevlenme sırasında katmanda konveksiyon meydana gelir. Hidrojen bakımından zengin katmanlara nüfuz ederse, o zaman yavaş bir işlemin bir sonucu olarak ( s-process, bakınız) 22 Ne'den 209 B'ye kadar atomik kütlelere sahip sentezlenmiş elementlerdir.

Kırmızı süper devlerin soğuk genişletilmiş kabuklarında oluşan toz ve moleküller üzerindeki radyasyon basıncı, bir yıla varan bir oranda sürekli bir madde kaybına yol açar. Sürekli kütle kaybı, bir veya birkaçının salınmasına yol açabilen katman yanması veya titreşimlerdeki dengesizlikten kaynaklanan kayıplarla desteklenebilir. kabukları. Karbon-oksijen çekirdeğinin üzerindeki madde miktarı belirli bir sınırın altına düştüğünde, kabuk, sıkıştırma yanmayı destekleyene kadar yanma tabakalarındaki sıcaklığı korumak için büzülmeye zorlanır; yıldız G.-R.d. neredeyse yatay olarak sola hareket eder. Bu aşamada, yanma katmanlarının dengesizliği de kabuğun genişlemesine ve madde kaybına neden olabilir. Yıldız yeterince sıcak olduğu müddetçe bir veya birden fazla çekirdek şeklinde gözlenir. kabukları. Katman kaynakları yıldızın yüzeyine o kadar çok hareket ettiğinde, içlerindeki sıcaklık nükleer yanma için gerekli olandan daha düşük hale geldiğinde, yıldız soğur ve iyonik ısıl enerjinin tüketimi nedeniyle yayılır. maddesinin bileşeni. Beyaz cücelerin karakteristik soğuma süresi ~ 109 yıldır. Beyaz cücelere dönüşen tek yıldız kütlelerinin alt sınırı belirsizdir, 3-6 olduğu tahmin edilmektedir. Elektron gazı olan yıldızlarda, karbon-oksijen (C, O-) yıldız çekirdeklerinin büyümesi aşamasında dejenere olur. Yıldızların helyum çekirdeklerinde olduğu gibi, nötrino enerji kayıplarından dolayı, merkezde ve C, O-çekirdeğindeki karbonun tutuşması sırasında koşulların bir "yakınsaması" vardır. Bu koşullar altında 12 C'nin tutuşması büyük olasılıkla bir patlama karakterine sahiptir ve yıldızın tamamen yok olmasına yol açar. Tam imha gerçekleşmeyebilir, eğer ... Böyle bir yoğunluğa, çekirdeğin büyüme hızı, uydu maddesinin yakın bir ikili sistemde toplanmasıyla belirlendiğinde elde edilebilir.

Evren, her nesnenin, maddenin veya maddenin bir dönüşüm ve değişim durumunda olduğu, sürekli değişen bir makrokozmostur. Bu süreçler milyarlarca yıl sürer. Süreye kıyasla insan hayatı bu zaman periyodu akıl tarafından anlaşılmaz muazzamdır. Uzay ölçeğinde, bu değişiklikler oldukça geçicidir. Şu anda gece gökyüzünde gözlemlediğimiz yıldızlar, Mısır firavunlarının görebildiği binlerce yıl önce aynıydı, ama aslında bunca zaman gök cisimlerinin fiziksel özellikleri bir an bile durmadı. Yıldızlar doğar, yaşar ve kesinlikle yaşlanır - yıldızların evrimi her zamanki gibi devam eder.

Büyük Ayı takımyıldızının yıldızlarının 100.000 yıl önceki aralıktaki farklı tarihsel dönemlerdeki konumu - zamanımız ve 100 bin yıl sonra

Yıldızların evrimini meslekten olmayanların bakış açısından yorumlama

Meslekten olmayan kişi için uzay, sakin ve sessiz bir dünya gibi görünüyor. Aslında evren, muazzam dönüşümlerin gerçekleştiği, yıldızların kimyasal bileşiminin, fiziksel özelliklerinin ve yapısının değiştiği devasa bir fiziksel laboratuvardır. Bir yıldızın ömrü parladığı ve ısı verdiği sürece sürer. Bununla birlikte, böylesine parlak bir durum sonsuza kadar sürmez. Parlak doğumu, yıldızın olgunluk dönemi izler ve bu, kaçınılmaz olarak gök cismi yaşlanması ve ölümüyle sona erer.

5-7 milyar yıl önce bir gaz-toz bulutundan bir protostar oluşumu

Bugün yıldızlarla ilgili tüm bilgilerimiz bilimin çerçevesine uyuyor. Termodinamik bize yıldız maddesinin içinde yaşadığı hidrostatik ve termal denge süreçlerinin bir açıklamasını verir. Nükleer ve Kuantum Fiziği Anlamak zor süreç yıldızın var olduğu nükleer füzyon, ısı yayar ve çevresindeki alana ışık verir. Bir yıldızın doğuşunda, hidrostatik ve termal denge, kendi enerji kaynaklarıyla sağlanır. Harika bir yıldız kariyerinin sonunda bu denge bozulur. Bir yıldızın ya da çöküşün yok edilmesi - cennetsel bir bedenin anlık ve parlak ölümünün görkemli bir süreci olan, geri döndürülemez süreçler ortaya çıkar.

Bir süpernova patlaması, Evrenin varlığının ilk yıllarında doğan bir yıldızın yaşamının parlak finalidir.

Yıldızların fiziksel özelliklerindeki değişim, kütlelerinden kaynaklanmaktadır. Nesnelerin evrim hızı, kimyasal bileşimlerinden ve bir dereceye kadar mevcut astrofiziksel parametrelerden - dönme hızı ve manyetik alanın durumu - etkilenir. Anlatılan işlemlerin çok uzun sürmesi nedeniyle her şeyin gerçekte nasıl gerçekleştiğini tam olarak söylemek mümkün değildir. Evrim hızı, dönüşüm aşamaları, bir yıldızın doğum zamanına ve doğum anında Evrendeki konumuna bağlıdır.

Bilimsel açıdan yıldızların evrimi

Herhangi bir yıldız, dış ve iç yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında bir gaz topu durumuna sıkıştırılan bir grup soğuk yıldızlararası gazdan doğar. Gaz halindeki maddenin sıkıştırma işlemi, muazzam bir termal enerji salınımının eşlik ettiği bir an için durmaz. Yeni oluşumun sıcaklığı, termonükleer füzyon başlatılıncaya kadar yükselir. Bu andan itibaren, yıldız maddesinin sıkışması sona erer ve nesnenin hidrostatik ve termal halleri arasında bir dengeye ulaşılır. Evren yeni, tam teşekküllü bir yıldızla yenilendi.

Ana yıldız yakıtı, başlatılan termonükleer reaksiyonun bir sonucu olarak bir hidrojen atomudur.

Yıldızların evriminde, termal enerji kaynakları çok önemlidir. Yıldızın yüzeyinden uzaya kaçan ışıyan ve termal enerji, gök cisiminin iç katmanlarının soğuması nedeniyle yenilenir. Yıldızın içinde sürekli meydana gelen termonükleer reaksiyonlar ve yerçekimi sıkışması kaybı telafi ediyor. Yıldızın içinde yeterince nükleer yakıt olduğu sürece yıldız parlak ışıkla parlar ve ısı yayar. Termonükleer füzyon süreci yavaşlar veya tamamen durur durmaz, yıldızın iç büzülme mekanizması, termal ve termodinamik dengeyi korumak için tetiklenir. Bu aşamada, nesne zaten yalnızca kızılötesi aralıkta görülebilen termal enerji yaymaktadır.

Açıklanan süreçlere dayanarak, yıldızların evriminin yıldız enerjisi kaynaklarındaki ardışık bir değişiklik olduğu sonucuna varılabilir. Modern astrofizikte yıldızların dönüşüm süreçleri üç ölçeğe göre düzenlenebilir:

• nükleer zaman çizelgesi;
• bir yıldızın yaşamının termal bölümü;
• yıldızın yaşamının dinamik bölümü (son).

Her durumda, yıldızın yaşını, fiziksel özelliklerini ve nesnenin ölüm türünü belirleyen süreçler dikkate alınır. Nükleer zaman çizelgesi, nesne kendi ısı kaynaklarıyla beslendiği ve nükleer reaksiyonların bir ürünü olan enerjiyi yaydığı sürece ilginçtir. Bu aşamanın süresinin tahmini, termonükleer füzyon sırasında helyuma dönüştürülecek hidrojen miktarı belirlenerek hesaplanır. Yıldızın kütlesi ne kadar büyükse, nükleer reaksiyonların yoğunluğu o kadar büyük olur ve buna göre nesnenin parlaklığı o kadar yüksek olur.

Süperdevden kırmızı cüceye değişen çeşitli yıldızların boyutları ve kütleleri

Termal zaman çizelgesi, yıldızın tüm termal enerjisini tükettiği evrim aşamasını tanımlar. Bu süreç, son hidrojen rezervlerinin tükendiği ve nükleer reaksiyonların durduğu andan itibaren başlar. Nesnenin dengesini korumak için bir sıkıştırma işlemi başlatılır. Yıldız maddesi merkeze doğru düşer. Bu durumda, yıldızın içinde gerekli sıcaklık dengesini sağlamak için harcanan kinetik enerjinin termal enerjiye geçişi vardır. Enerjinin bir kısmı uzaya kaçar.

Yıldızların parlaklığının kütleleri tarafından belirlendiği göz önüne alındığında, bir cismin sıkışması anında uzaydaki parlaklığı değişmez.

Ana diziye giderken yıldız

Yıldız oluşumu dinamik bir zaman çizelgesine göre gerçekleşir. Yıldız gazı, merkeze doğru serbestçe düşerek gelecekteki nesnenin bağırsaklarındaki yoğunluğu ve basıncı arttırır. Gaz topunun merkezindeki yoğunluk ne kadar yüksekse, nesnenin içindeki sıcaklık o kadar yüksek olur. Bu andan itibaren ısı, gök cisimlerinin ana enerjisi haline gelir. Yoğunluk ne kadar yüksek ve sıcaklık ne kadar yüksekse, gelecekteki yıldızın içindeki basınç o kadar büyük olur. Moleküllerin ve atomların serbest düşüşü durur, yıldız gazının sıkışması süreci durur. Nesnenin bu durumuna genellikle protostar denir. Nesne% 90 moleküler hidrojendir. Sıcaklık 1800K'ya ulaştığında, hidrojen atomik duruma geçer. Ayrışma sürecinde enerji tüketilir, sıcaklık artışı yavaşlar.

Evren, proto yıldızların oluşumu sırasında yıldızın nükleer yakıtı olan atomik hidrojene dönüşen% 75 moleküler hidrojendir.

Bu durumda, gaz topunun içindeki basınç azalır, böylece sıkıştırma kuvvetine serbestlik kazandırılır. Bu sıra, tüm hidrojen ilk iyonize olduğunda ve daha sonra helyum iyonlaşmasının dönüşü başladığında her seferinde tekrarlanır. 10⁵ K sıcaklıkta gaz tamamen iyonlaşır, yıldızın büzülmesi durur ve cisim hidrostatik hale gelir. Yıldızın daha fazla evrimi, termal zaman ölçeğine göre çok daha yavaş ve daha tutarlı bir şekilde ilerleyecektir.

Protostarın yarıçapı, oluşumunun başlangıcından bu yana 100 AU'dan azalır. to ¼ au Nesne bir gaz bulutunun ortasında. Yıldız gaz bulutunun dış bölgelerinden gelen parçacıkların birikmesi sonucunda yıldızın kütlesi sürekli artacaktır. Sonuç olarak, konveksiyon sürecine - yıldızın iç katmanlarından dış kenarına enerji aktarımı - eşlik eden nesnenin içindeki sıcaklık yükselecektir. Daha sonra, gök cisimlerinin iç kısmındaki sıcaklık artışı ile konveksiyon, yıldızın yüzeyine doğru kayan radyant transfer ile değiştirilir. Bu anda, nesnenin parlaklığı hızla artar ve yıldız topunun yüzey katmanlarının sıcaklığı da artar.

Termonükleer füzyon reaksiyonlarının başlamasından önce yeni oluşan bir yıldızda konveksiyon ve radyatif transfer

Örneğin, kütlesi Güneşimizin kütlesiyle aynı olan yıldızlar için, proto yıldız bulutunun sıkışması sadece birkaç yüz yıl içinde gerçekleşir. Nesnenin oluşumunun son aşamasına gelince, yıldız maddesinin yoğunlaşması milyonlarca yıldır uzanıyor. Güneş yeterince hızlı bir şekilde ana diziye doğru ilerliyor ve bu yol yüz milyonlarca veya milyarlarca yıl alacak. Başka bir deyişle, yıldızın kütlesi ne kadar büyükse, tam teşekküllü bir yıldızın oluşması o kadar uzun sürer. 15M kütleli bir yıldız, ana diziye giden yolda çok daha uzun süre - yaklaşık 60 bin yıl - ilerleyecektir.

Ana sıra aşaması

Bazı termonükleer füzyon reaksiyonlarının daha düşük sıcaklıklarda başlamasına rağmen, hidrojen yanmasının ana aşaması 4 milyon derecelik bir sıcaklıkta başlar. Bu noktadan itibaren ana dizi aşaması başlar. Yeni bir yıldız enerjisi üretimi, nükleer, eyleme geçiyor. Nesnenin sıkıştırılması sırasında açığa çıkan kinetik enerji arka planda kaybolur. Elde edilen denge, ana dizinin ilk aşamasında bir yıldıza uzun ve sakin bir yaşam sağlar.

Bir yıldızın içinde gerçekleşen termonükleer reaksiyon sırasında hidrojen atomlarının bölünmesi ve bozunması

Bu noktadan itibaren, yıldızın yaşamının gözlemlenmesi, açıkça ana dizinin aşamasına bağlıdır. önemli kısım gök cisimlerinin evrimi. Bu aşamada, yıldız enerjisinin tek kaynağı hidrojen yanmasının sonucudur. Nesne bir denge durumundadır. Nükleer yakıt tüketildikçe, yalnızca nesnenin kimyasal bileşimi değişir. Güneş'in ana sekans aşamasında kalması yaklaşık 10 milyar yıl sürecektir. Yerli yıldızımızın tüm hidrojen kaynağını tüketmesi çok uzun sürecek. Büyük yıldızlar için evrimleri daha hızlıdır. Daha fazla enerji yayarak, büyük yıldız yalnızca 10-20 milyon yıl boyunca ana dizi aşamasında kalır.

Daha az kütleli yıldızlar gece gökyüzünde çok daha uzun süre yanar. Böylece, kütlesi 0.25M olan bir yıldız, on milyarlarca yıl boyunca ana dizi aşamasında kalacaktır.

Hertzsprung - Yıldız spektrumu ile parlaklıkları arasındaki ilişkiyi değerlendiren Russell diyagramı. Şemadaki noktalar, ünlü yıldızların yerleridir. Oklar, yıldızların ana diziden dev ve beyaz cüce evrelerine yer değiştirdiğini gösterir.

Yıldızların evrimini görselleştirmek için, ana dizideki gök cisimlerinin yolunu gösteren şemaya bakın. Grafiğin üst kısmı, büyük yıldızların yoğunlaştığı yer olduğundan, nesnelerle daha az kalabalık görünüyor. Bu yer, kısa süreli olmaları nedeniyle. yaşam döngüsü... Bugüne kadar bilinen bazı yıldızların kütlesi 70 milyondur. Kütlesi 100M üst sınırı aşan nesneler hiç oluşmayabilir.

Kütlesi 0.08M'den az olan gök cisimleri, termonükleer füzyonun başlaması için gereken kritik kütlenin üstesinden gelemez ve yaşamları boyunca soğuk kalabilirler. En küçük ön yıldızlar, gezegen benzeri cüceler oluşturmak için küçülürler.

Normal bir yıldıza (Güneşimiz) ve Jüpiter gezegenine kıyasla gezegen benzeri bir kahverengi cüce

Dizinin altında, Güneşimizin kütlesine eşit ve biraz daha fazla kütleye sahip yıldızların hakim olduğu nesneler var. Ana dizinin üst ve alt kısımları arasındaki hayali sınır, 1.5M kütleli nesnelerdir.

Yıldızların evriminde sonraki aşamalar

Bir yıldızın durumunun gelişimi için seçeneklerin her biri, kütlesine ve yıldız maddesinin dönüşümünün gerçekleştiği sürenin uzunluğuna göre belirlenir. Bununla birlikte, evren çok yönlü ve karmaşık bir mekanizmadır, bu nedenle yıldızların evrimi başka şekillerde de ilerleyebilir.

Ana dizide seyahat ederken, kütlesi yaklaşık olarak Güneş'inkine eşit olan bir yıldızın üç ana rota seçeneği vardır:

1. hayatınızı sakin bir şekilde yaşayın ve Evrenin uçsuz bucaksız alanlarında huzur içinde dinlenin;
2. kırmızı dev evreye girin ve yavaşça yaşlanın;
3. beyaz cüceler kategorisine girin, süpernovaya gidin ve bir nötron yıldızına dönüşün.

Zamana, nesnelerin kimyasal bileşimine ve kütlelerine bağlı olarak protostarların evriminin olası varyantları

Ana diziden sonra dev aşama gelir. Bu zamana kadar, yıldızın içindeki hidrojen rezervleri tamamen tükenmiştir, nesnenin merkezi bölgesi bir helyum çekirdeğidir ve termonükleer reaksiyonlar nesnenin yüzeyine kaydırılır. Termonükleer füzyonun etkisi altında kabuk genişler, ancak helyum çekirdeğinin kütlesi büyür. Sıradan bir yıldız, kırmızı bir deve dönüşür.

Dev aşama ve özellikleri

Düşük kütleli yıldızlarda çekirdek yoğunluğu muazzam hale gelir ve yıldız maddesini dejenere olmuş göreceli bir gaza dönüştürür. Yıldızın kütlesi 0,26M'den biraz fazla ise, basınç ve sıcaklıktaki bir artış, nesnenin tüm merkezi bölgesini kaplayan helyum sentezinin başlamasına yol açar. O andan itibaren yıldızın sıcaklığı hızla yükselir. Prosesin temel özelliği dejenere olan gazın genleşme kabiliyetine sahip olmamasıdır. Etki altında yüksek sıcaklık sadece helyum fisyon hızı artar ve buna patlayıcı bir reaksiyon eşlik eder. Böyle zamanlarda bir helyum parlaması gözlemleyebiliriz. Nesnenin parlaklığı yüzlerce kez artar, ancak yıldızın ıstırabı devam eder. Yıldızın, tüm termodinamik süreçlerin helyum çekirdeğinde ve boşaltılan dış kabukta gerçekleştiği yeni bir duruma geçişi vardır.

Güneş tipi bir ana dizi yıldızı ve izotermal helyum çekirdeği ve katmanlı bir nükleosentez bölgesi olan kırmızı bir devin yapısı

Bu durum geçicidir ve kalıcı değildir. Yıldız maddesi sürekli karışırken, önemli bir kısmı çevredeki uzaya atılarak bir gezegenimsi bulutsu oluşturur. Merkezde beyaz cüce adı verilen sıcak bir çekirdek kalır.

Büyük kütleli yıldızlar için, listelenen süreçler o kadar felaket değildir. Helyum yanmasının yerini karbon ve silikonun nükleer fisyon reaksiyonu alır. Sonunda yıldız çekirdeği yıldız demirine dönüşecek. Bir devin evresi, yıldızın kütlesi tarafından belirlenir. Bir nesnenin kütlesi ne kadar büyükse, merkezindeki sıcaklık o kadar düşük olur. Bu açıkça karbon ve diğer elementlerin nükleer fisyon reaksiyonunu tetiklemek için yeterli değildir.

Beyaz cücenin kaderi bir nötron yıldızı veya kara deliktir

Beyaz bir cüce haline geldiğinde, nesne son derece dengesiz bir durumdadır. Durdurulan nükleer reaksiyonlar basınçta düşüşe neden olur, çekirdek çökme durumuna geçer. Bu durumda açığa çıkan enerji, demirin helyum atomlarına bozunması için harcanır ve bu da protonlara ve nötronlara dönüşür. Başlatılan süreç hızlı bir şekilde gelişiyor. Bir yıldızın çökmesi, ölçeğin dinamik bölümünü karakterize eder ve bir saniyeden daha kısa bir süre alır. Nükleer yakıtın kalıntıları patlayıcı bir şekilde ateşlenir ve saniyenin çok küçük bir bölümünde muazzam miktarda enerji açığa çıkar. Bu, nesnenin üst katmanlarını havaya uçurmak için yeterlidir. Beyaz cücenin son aşaması bir süpernova patlamasıdır.

Yıldız çekirdek çökmeye başlar (solda). Çökme bir nötron yıldızı oluşturur ve yıldızın dış katmanlarına (merkez) bir enerji akışı yaratır. Bir süpernova patlaması sırasında bir yıldızın dış katmanlarının fırlatılması sonucu açığa çıkan enerji (sağda).

Kalan süper yoğun çekirdek, nötron oluşturmak için birbirleriyle çarpışan bir proton ve elektron kümesi olacaktır. Evren yeni bir nesneyle - bir nötron yıldızı ile dolduruldu. Yüksek yoğunluk nedeniyle çekirdek dejenere olur, nükleer çökme süreci durur. Yıldızın kütlesi yeterince büyük olsaydı, yıldız maddesinin kalıntıları nihayet nesnenin merkezine düşerek bir kara delik oluşturana kadar çökme devam edebilirdi.

Yıldız Evriminin Son Kısmını Açıklamak

Normal denge yıldızları için, açıklanan evrimsel süreçler olası değildir. Bununla birlikte, beyaz cücelerin ve nötron yıldızlarının varlığı, yıldız maddesinin sıkıştırılma süreçlerinin gerçek varlığını kanıtlamaktadır. Evrendeki önemsiz sayıda bu tür nesneler, varlıklarının geçiciliğine tanıklık ediyor. Yıldızların evrimindeki son aşama, iki türden oluşan ardışık bir zincir olarak temsil edilebilir:

• normal yıldız - kırmızı dev - dış katmanların boşalması - beyaz cüce;
• büyük yıldız - kırmızı süperdev - süpernova patlaması - nötron yıldızı veya kara delik - yokluk.

Yıldız evrim diyagramı. Ana dizinin dışındaki yıldızların yaşamının devamı için seçenekler.

Gerçekleşen süreçleri bilim açısından açıklamak oldukça zordur. Nükleer bilim adamları, yıldız evriminin son aşaması durumunda, madde yorgunluğuyla uğraştığımızda hemfikir. Uzun süreli mekanik, termodinamik eylemin bir sonucu olarak, madde kendi fiziki ozellikleri... Uzun süreli nükleer reaksiyonlarla tüketilen yıldız maddesinin yorgunluğu, dejenere bir elektron gazının görünümünü, ardından nötronizasyonunu ve yok oluşunu açıklayabilir. Tüm bu süreçler baştan sona giderse, yıldız maddesi fiziksel bir madde olmaktan çıkar - yıldız uzayda kaybolur ve geride hiçbir şey bırakmaz.

Yıldızların doğum yeri olan yıldızlararası kabarcıklar ve gaz ve toz bulutları, sadece kaybolan ve patlayan yıldızlar nedeniyle ikmal edilemez. Evren ve galaksiler dengede. Sabit bir kütle kaybı vardır, yıldızlararası uzayın yoğunluğu dış uzayın bir bölümünde azalır. Sonuç olarak, Evrenin başka bir bölümünde yeni yıldızların oluşması için koşullar yaratılır. Başka bir deyişle, şema işe yarıyor: eğer belirli bir miktarda madde bir yerde kaybolduysa, Evren'in başka bir yerinde aynı miktarda madde farklı bir biçimde görünür.

En sonunda

Yıldızların evrimini incelerken, Evrenin, maddenin bir kısmının hidrojen moleküllerine dönüştüğü dev bir seyreltilmiş çözüm olduğu sonucuna vardık. yapı malzemesi yıldızlar için. Diğer kısım uzayda çözülerek maddi duyumlar alanından kaybolur. Bu anlamda bir kara delik, materyalin her şeyin antimaddeye geçtiği yerdir. Olup bitenin anlamını tam olarak anlamak oldukça zordur, özellikle yıldızların evrimini incelerken yalnızca nükleer, kuantum fiziği ve termodinamik yasalarına güveniyorsanız. Göreceli olasılık teorisi, bir enerjinin bir durumdan diğerine dönüştürülmesine izin veren uzayın eğriliğine izin veren bu konunun çalışmasına bağlanmalıdır.

Yıldız evriminin ana aşamalarını kısaca ele alalım.

Zaman içinde bir yıldızın fiziksel özelliklerinde, iç yapısında ve kimyasal bileşiminde meydana gelen değişiklikler.

Maddenin parçalanması. ...

Yıldızların, bir gaz ve toz bulutu parçalarının yerçekimi ile sıkıştırılmasıyla oluştuğu varsayılmaktadır. Dolayısıyla, sözde kürecikler yıldız oluşum yerleri olabilir.

Küre, karanlık bir dairesel oluşum şeklinde parlayan gaz ve toz bulutlarının arka planında gözlenen yoğun bir opak moleküler toz (gaz tozu) yıldızlararası buluttur. Esas olarak moleküler hidrojen (H 2) ve helyumdan (O ) diğer gazların molekülleri ve katı yıldızlararası toz parçacıkları karışımı ile. Küre gaz sıcaklığı (esas olarak moleküler hidrojen sıcaklığı) T≈ 10 saat 50K, ortalama yoğunluk n~ 105 parçacık / cm3, en yoğun sıradan gaz ve toz bulutlarından birkaç kat daha büyüktür, çap D~ 0.1 ÷ bir . Küre kütlesi M≤ 10 2 × M ⊙ ... Bazı küreciklerde genç tipler görülür.Boğa burcu.

Bulut, kendiliğinden veya yakındaki bir yıldız oluşum kaynağından gelen süpersonik yıldız rüzgar akışından gelen bir şok dalgasıyla etkileşiminin bir sonucu olarak ortaya çıkabilen yerçekimi dengesizliği nedeniyle kendi yerçekiminin etkisi altında sıkıştırılır. Yerçekimi kararsızlığının ortaya çıkmasının başka nedenleri de mümkündür.

Teorik çalışmalar, sıradan moleküler bulutlarda (T≈ 10 ÷ 30K ve n ~ 10 2 partikül / cm 3), ilki M kütleli bir bulutun hacminde meydana gelebilir.≥ 103 × M ⊙ ... Böyle çökmekte olan bir bulutta, her biri kendi yerçekiminin etkisi altında çökecek olan daha az kütleli parçalara daha fazla parçalanma mümkündür. Gözlemler, Galakside yıldız oluşumu sürecinde, bir yıldızın değil, farklı kitleler tarafındanörneğin, açık bir yıldız kümesi.

Bulutun merkezi bölgelerindeki sıkıştırma sırasında, yoğunluk artar, bunun sonucunda bulutun bu bölümünün maddesi kendi radyasyonuna opak hale geldiğinde an gelir. Bulutun derinliklerinde, gökbilimcilerin oh dediği sabit yoğun bir kalınlaşma meydana gelir.

Maddenin parçalanması, moleküler bir toz bulutunun daha küçük parçalara parçalanmasıdır ve daha da ötesi ortaya çıkmasına neden olur.

- bir süre sonra (güneş kütlesi için, bu seferT ~ 10 8 yıl) normal oluşur.

Maddenin gaz halindeki kabuktan çekirdeğe daha fazla düşmesiyle (birikme), ikincisinin kütlesi ve dolayısıyla sıcaklık o kadar artar ki, gaz ve ışıma basınçları kuvvetlere eşit hale gelir. Çekirdeğin sıkıştırılması durur. Ortaya çıkan, optik radyasyona opak olan ve yalnızca kızılötesi ve daha uzun dalga boylu radyasyonun geçmesine izin veren bir gaz tozu zarfı ile çevrilidir. Böyle bir nesne (koza), güçlü bir radyo ve kızılötesi radyasyon kaynağı olarak gözlenir.

Çekirdeğin kütlesinin ve sıcaklığının daha da artmasıyla, hafif basınç birikmeyi durdurur ve kabuk kalıntıları uzay boşluğuna dağılır. Fiziksel özellikleri kütlesine ve ilk kimyasal bileşimine bağlı olan genç bir tane belirir.

Yeni doğmakta olan bir yıldızın ana enerji kaynağı, görünüşe göre, kütleçekimsel sıkıştırma sırasında açığa çıkan enerjidir. Bu varsayım, virial teoremden kaynaklanmaktadır: sabit sistem potansiyel enerji toplamıE p sistemin tüm üyeleri ve iki kat kinetik enerji 2E ila bu üyelerin oranı sıfırdır:

E p + 2 E k \u003d 0. (39)

Teorem, büyüklükleri parçacıklar arasındaki uzaklığın karesiyle ters orantılı olan kuvvetlerin etkisi altında sınırlı bir uzay bölgesinde hareket eden parçacık sistemleri için geçerlidir. Termal (kinetik) enerjinin, yerçekimi (potansiyel) enerjinin yarısına eşit olduğu sonucu çıkar. Yıldız kasıldığında, yıldızın toplam enerjisi azalırken yerçekimi enerjisi azalır: yerçekimi enerjisindeki değişimin yarısı yıldızdan radyasyon yoluyla ayrılır, ikinci yarı nedeniyle yıldızın termal enerjisi artar.

Düşük kütleli genç yıldızlar(üç güneş kütlesine kadar) ana diziye giden yolda tamamen konvektiftir; konveksiyon işlemi armatürün tüm alanlarını kapsar. Bunlar, temelde, merkezinde nükleer reaksiyonların yeni başladığı ve tüm radyasyonun esas olarak kaynaklandığı ilk yıldızlardır. Yıldızların sabit bir etkin sıcaklıkta azaldığı henüz belirlenmemiştir. Hertzsprung-Russell diyagramında, bu tür yıldızlar Hayashi izi adı verilen neredeyse dikey bir iz oluşturur. Sıkıştırma yavaşladıkça genç ana diziye yaklaşır.

Yıldız küçüldükçe, dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın belirli bir yarıçapına ulaşıldığında, büzülme durur, bu da sıkıştırmanın neden olduğu merkezi sıcaklığın daha fazla büyümesinin durmasına ve ardından onun azalması. 0.0767 güneş kütlesinin altındaki yıldızlar için bu gerçekleşmez: nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji asla dengelenmeye yetmeyecektir. iç basınç ve. Bu tür "alt yıldızlar" nükleer reaksiyonlar sırasında oluşandan daha fazla enerji yayarlar ve sözde olarak anılırlar; onların kaderi, dejenere gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli sıkıştırılır ve daha sonra, başlamış olan tüm nükleer reaksiyonların durmasıyla kademeli olarak soğumadır..

Orta kütleli genç yıldızlar (2 ila 8 güneş kütlesi), daha küçük kız kardeşleriyle aynı şekilde niteliksel olarak evrim geçirirler, ancak ana diziye kadar konvektif bölgeleri yoktur.

8 güneş kütlesinden büyük kütleli yıldızlartüm ara aşamaları geçtikleri ve çekirdeğin kütlesi birikirken radyasyondan kaynaklanan enerji kayıplarını telafi edecek kadar bir nükleer reaksiyon oranına ulaşabildikleri için zaten normal yıldızların özelliklerine sahiptirler. Bu yıldızların bir kütle çıkışı vardır ve o kadar büyüktürler ki, moleküler bulutun henüz yıldızın bir parçası olmayan dış bölgelerinin çöküşünü durdurmakla kalmaz, tam tersine onları eritirler. Bu nedenle, oluşan yıldızın kütlesi, protostellar bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır.

Ana sıra

Yıldızın sıcaklığı, daha sonra yıldızın ana enerji kaynağı haline gelen termonükleer reaksiyonları tetiklemeye yetecek merkez bölgelerdeki değerlere ulaşana kadar yükselir. Büyük yıldızlar için (M\u003e 1 ÷ 2 × M ⊙ ) Karbon döngüsünde hidrojenin "yanması" dır; Güneş'in kütlesine eşit veya daha az kütleye sahip yıldızlar için enerji, bir proton-proton reaksiyonunda açığa çıkar. denge aşamasına girer ve yerini Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisinde alır: büyük kütleli bir yıldız çok yüksek bir çekirdek sıcaklığına sahiptir (T ≥ 3 × 10 7 K ), enerji üretimi çok yoğundur - ana dizide, erken bölgede Güneş'in üzerinde gerçekleşir (O ... A, (F )); küçük kütleli bir yıldızda, çekirdekteki sıcaklık nispeten düşüktür (T ≤ 1.5 × 10 7 K ), enerji üretimi o kadar yoğun değildir - ana dizide geç bölgede Güneş'in yakınında veya altında bir yer alır ((F), G, K, M).

Ana dizide, doğanın varlığı için ayırdığı zamanın% 90'ını harcar. Yıldızın ana sekans aşamasında harcadığı süre de kütleye bağlıdır. Yani, kütle ileM ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O veya B kırmızı cüce ise yaklaşık 107 yıldır ana sekans aşamasındaM 0,5 × M ⊙ kütleli K 5 yaklaşık 10 11 yıldır, yani Galaksinin yaşıyla kıyaslanabilecek bir zamandır ana sekans aşamasındadır. Büyük sıcak yıldızlar hızla evrimin sonraki aşamalarına geçer, soğuk cüceler Galaksinin tüm varlığı boyunca ana dizi aşamasındadır. Kırmızı cücelerin Galaksi nüfusunun ana türü olduğu varsayılabilir.

Kırmızı dev (süper dev).

Büyük yıldızların merkez bölgelerindeki hidrojenin hızlı yanması, içlerinde bir helyum çekirdeğinin ortaya çıkmasına neden olur. Çekirdekte yüzde birkaç hidrojen kütlesinin bir kısmıyla, hidrojenin helyuma dönüşümünün karbon reaksiyonu neredeyse tamamen durur. Çekirdek küçülür ve bu da sıcaklığının artmasına neden olur. Helyum çekirdeğinin yerçekimsel sıkıştırmasının neden olduğu ısınmanın bir sonucu olarak, hidrojen "tutuşur" ve enerji salınımı başlar. ince tabakayıldızın çekirdeği ve uzatılmış zarfı arasında bulunur. Zarf genişler, yıldızın yarıçapı artar, efektif sıcaklık düşer ve artar. Ana diziyi "terk eder" ve evrimin bir sonraki aşamasına - kırmızı devin aşaması veya yıldızın kütlesiM\u003e 10 × M ⊙ , kırmızı bir üstdev aşamasına.

Çekirdekte sıcaklık ve yoğunluk artışı ile helyum "yanmaya" başlar. Ne zamanT ~ 2 × 10 8 K ve r ~ 10 3 ¸ 104 g / cm3 üçlü denilen bir termonükleer reaksiyon başlar.a -işlem: üça parçacıklar (helyum çekirdekleri 4O ), bir kararlı karbon çekirdeği 12C oluşur. Yıldızın çekirdeğinin kütlesi ileM< 1,4 × M ⊙ тройной a - süreç, enerji salınımının patlayıcı doğasına yol açar - belirli bir yıldız için birkaç kez tekrarlanabilen bir helyum patlaması.

Dev veya süper dev aşamadaki kütleli yıldızların merkez bölgelerinde, sıcaklıktaki bir artış, karbon, karbon-oksijen ve oksijen çekirdeklerinin ardışık oluşumuna yol açar. Karbon yandıktan sonra, daha ağır kimyasal elementlerin, muhtemelen demir çekirdeklerinin oluşması sonucu reaksiyonlar meydana gelir. Büyük bir yıldızın daha fazla evrimi, bir kabuk fırlamasına, bir Nova olarak bir yıldızın patlamasına veya yıldızların evriminin son aşaması olan nesnelerin müteakip oluşumuna yol açabilir: beyaz bir cüce, bir nötron yıldızı veya bir Kara delik.

Evrimin son aşaması, bu termonükleer yakıtın tükenmesinden sonra tüm normal yıldızların evrim aşamasıdır; bir yıldız için enerji kaynağı olarak termonükleer reaksiyonların durması; bir yıldızın kütlesine bağlı olarak beyaz cüce veya kara delik aşamasına geçişi.

Beyaz cüceler, M kütleli tüm normal yıldızların evrimindeki son aşamadır.< 3 ÷ 5 × M ⊙ Bu mi tarafından termonükleer yakıtın tükenmesinden sonra. Kırmızı bir devin (veya subjenin) aşamasını geçtikten sonra, böyle biri kabuğunu döker ve soğuyarak beyaz bir cüce haline gelen çekirdeği ortaya çıkarır. Küçük yarıçap (R b.c ~ 10-2 × R ⊙ ) ve beyaz veya mavi-beyaz (T b.k ~ 10 4 K) bu astronomik nesneler sınıfının adını belirledi. Beyaz bir cücenin kütlesi her zaman 1,4'ten küçüktür.× M ⊙ - büyük kütleli beyaz cücelerin var olamayacağı kanıtlandı. Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilir bir kütleye ve güneş sisteminin büyük gezegenlerinin boyutlarıyla karşılaştırılabilir boyutlara sahip olan beyaz cüceler, çok büyük bir ortalama yoğunluğa sahiptir: ρ b.k ~ 10 6 g / cm3, yani 1 cm 3'lük bir beyaz cüce maddesinin ağırlığı bir ton ağırlığındadır! Yüzeyde yerçekimi ivmesi g b.k ~ 10 8 cm / s 2 (Dünya yüzeyindeki ivmeyle karşılaştırın - g s ≈980 cm / saniye 2). Yıldızın iç bölgelerinde böyle bir yerçekimi yükü ile, beyaz cücenin denge durumu dejenere gazın (iyonik bileşenin katkısı küçük olduğu için esas olarak dejenere elektron gazı) basıncıyla korunur. Maxwellian parçacık hızı dağılımı yoksa bir gaza dejenere denildiğini hatırlayın. Böyle bir gazda, belirli sıcaklık ve yoğunluk değerlerinde, v \u003d 0 ila v \u003d vmax aralığında herhangi bir hıza sahip parçacıkların (elektronların) sayısı aynı olacaktır. v max, gazın yoğunluğu ve sıcaklığı ile belirlenir. Beyaz cüce kütlesi M ile b.c\u003e 1,4 × M ⊙ azami hız Bir gazdaki elektronlar ışık hızıyla karşılaştırılabilir, dejenere gaz göreceli hale gelir ve basıncı artık yerçekimsel sıkıştırmaya direnemez. Cüce yarıçapı sıfıra meyillidir - bir noktaya "çöker".

Beyaz cücelerin ince sıcak atmosferleri ya hidrojenden oluşurken, diğer elementler pratikte atmosferde bulunmaz; ya da helyumdan, atmosferdeki hidrojen normal yıldızların atmosferlerinden yüz binlerce kat daha azdır. Spektrum açısından, beyaz cüceler O, B, A, F spektral sınıflarına aittir. Beyaz cüceleri normal yıldızlardan "ayırt etmek" için, D harfi atamanın önüne yerleştirilir (DOVII, DBVII, vb. D şu şekildedir: İngilizce Dejenere - dejenere kelimesinin ilk harfi. Beyaz cücenin radyasyon kaynağı, beyaz cücenin ana yıldızın çekirdeği olarak depoladığı termal enerjidir. Birçok beyaz cüce, ebeveynlerinden, yoğunluğu olan güçlü bir manyetik alan miras aldı.H ~ 10 8 Oe. Beyaz cüce sayısının Galaksideki toplam yıldız sayısının yaklaşık% 10'u olduğuna inanılıyor.

İncirde. 15, gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius'un bir fotoğrafını gösterir (α Canis Major; m v \u003d -1 m, 46; A1V sınıfı). Görüntüde görülebilen disk, fotografik ışınlama ve ışığın teleskop merceğindeki kırınımının sonucudur, yani yıldızın diski fotoğrafta çözülmez. Sirius'un fotoğraf diskinden gelen ışınlar, teleskop optiğinin elemanları üzerindeki ışık akısının dalga cephesinin bozulmasının izleridir. Sirius, Güneş'ten 2,64 uzaklıkta bulunur, Sirius'tan gelen ışığın Dünya'ya ulaşması 8,6 yıl sürer - bu nedenle Güneş'e en yakın yıldızlardan biridir. Sirius, Güneş'ten 2.2 kat daha büyüktür; onun M v \u003d +1 m, 43, yani komşumuz Güneş'ten 23 kat daha fazla enerji yayar.

Şekil 15.

Fotoğrafın benzersizliği, Sirius'un görüntüsü ile birlikte, uydusunun bir görüntüsünü elde etmenin mümkün olması gerçeğinde yatmaktadır - uydu, Sirius'un solunda parlak bir nokta ile "parlıyor". Sirius - teleskopik olarak: Sirius'un kendisi A harfi ile ve arkadaşı B harfi ile gösterilir. Sirius'un görünen büyüklüğü B m'dir. v \u003d +8 m, 43, yani Sirius A'dan neredeyse 10.000 kat daha zayıf. Sirius B'nin kütlesi neredeyse tam olarak Güneş'in kütlesine eşit, yarıçap Güneş'in yarıçapının yaklaşık 0.01'i, yüzey sıcaklığı yaklaşık 12000 K, ancak Sirius B, Güneş'ten 400 kat daha az yayar ... Sirius B, tipik bir beyaz cücedir. Üstelik bu, 1862'de Alfven Clarke tarafından bir teleskopla görsel gözlemle keşfedilen ilk beyaz cücedir.

Sirius A ve Sirius B, 50 yıllık ortak bir dönem etrafında dönerler; A ve B bileşenleri arasındaki mesafe sadece 20 AU'dur.

V.M. Lipunov'un uygun sözüne göre, büyük yıldızların (10'dan fazla kütle ile olgunlaşması)× M ⊙ ) ”. Bir nötron yıldızına dönüşen yıldızların çekirdeklerinde 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; Termonükleer reaksiyonların kaynakları tükendikten ve ebeveyn maddenin önemli bir kısmını anladıktan sonra, bu çekirdekler yıldız dünyasının çok spesifik özellikleriyle bağımsız nesneleri haline gelecektir. Ana yıldızın çekirdeğinin sıkışması, nükleer (ρ n ... s ~ 10 14 saat 10 15 g / cm 3). Böyle bir kütle ve yoğunlukta, sadece 10'luk doğum yarıçapı üç katmandan oluşur. Dış katman (veya dış kabuk), atomik demir çekirdeklerinden (Fe ) diğer metallerin atomik çekirdeklerinin olası küçük bir karışımı ile; dış kabuk sadece yaklaşık 600 m kalınlığındadır ve yarıçapı 10 km'dir. Dış kabuğun altında, demir atomlarından oluşan başka bir iç katı kabuk (Fe ), ancak bu atomlar nötron bakımından aşırı zenginleştirilmiştir. Bu kabuğun kalınlığı≈ 2 km. İç kabuk, bir nötron sıvısının olağanüstü özellikleriyle (süper akışkanlık ve içindeki serbest elektron ve protonların varlığında süperiletkenlik) belirlenen fiziksel süreçler olan bir sıvı nötron çekirdeği ile sınırlanır. Maddenin tam merkezde mezonlar ve hiperonlar içermesi mümkündür.

Eksen etrafında hızla döndürün - saniyede bir ila yüzlerce devir. Manyetik alan varlığında böyle bir dönüş (H ~ 10 13 saat 10 15 Oe) genellikle farklı elektromanyetik dalga aralıklarında yıldızın radyasyonunun titreşiminin gözlemlenen etkisine yol açar. Yengeç Bulutsusu'nun içinde böyle bir pulsar gördük.

Toplam sayısı dönüş hızı artık parçacıkların fırlatılması için yeterli değildir; bu nedenle, bu bir radyo pulsarı olamaz. Bununla birlikte, hala büyüktür ve manyetik alan tarafından yakalanan çevreleyen nötron yıldızı düşemez, yani madde birikmesi gerçekleşmez.

Accretor (X-ışını pulsarı). Dönme hızı o kadar azaltılır ki artık hiçbir şey maddenin böyle bir nötron yıldızının üzerine düşmesini engellemez. Düşen plazma, manyetik alan çizgileri boyunca hareket eder ve kutuplar bölgesinde sert bir yüzeye çarpar ve on milyonlarca dereceye kadar ısınır. Bu kadar yüksek sıcaklıklara ısıtılan bir madde, X-ışını aralığında parlar. Yıldız yüzeyine düşen maddenin yerleştiği alan çok küçük - sadece yaklaşık 100 metre. Yıldızın dönüşü nedeniyle, gözlemcinin titreşimler olarak algıladığı bu sıcak nokta periyodik olarak gözden kaybolur. Bu tür nesnelere X-ışını pulsarları denir.

Georotator. Bu tür nötron yıldızlarının dönüş hızı düşüktür ve yığılmayı engellemez. Ancak manyetosferin boyutu, plazma yerçekimi tarafından yakalanmadan önce manyetik alan tarafından durdurulacak şekildedir.

Yakın bir bileşense çift \u200b\u200bsistem, o zaman normal bir yıldızdan (ikinci bileşen) bir nötron olana bir madde "transferi" olur. Kütle kritik seviyeyi aşabilir (M\u003e 3× M ⊙ ), sonra yıldızın yerçekimi kararlılığı ihlal edilir, hiçbir şey yerçekimsel sıkıştırmaya karşı koyamaz ve yerçekimi yarıçapı altında "ayrılır".

r g \u003d 2 × G × M / c 2, (40)

bir "kara deliğe" dönüşüyor. R g için yukarıdaki formülde: M yıldızın kütlesi, c ışık hızı, G yerçekimi sabitidir.

Kara delik, kütleçekim alanı o kadar büyük olan bir nesnedir ki, ne bir parçacık, ne bir foton, ne de herhangi bir maddi cisim ikinci kozmik hıza ulaşıp uzaya kaçamaz.

Kara delik, içindeki fiziksel süreçlerin gidişatının henüz teorik açıklama için mevcut olmaması anlamında tekil bir nesnedir. Kara deliklerin varlığı teorik değerlendirmelerden kaynaklanmaktadır; gerçekte, galaksimizin merkezi de dahil olmak üzere küresel kümelerin, kuasarların, dev galaksilerin merkezi bölgelerinde yer alabilirler.