Farklı Kütlelerdeki Yıldızların Evrimi
Gökbilimciler bir yıldızın ömrünü baştan sona gözlemleyemezler, çünkü en kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır - tüm insanlığın ömründen daha uzun - var olurlar. Zaman içinde yıldızların fiziksel özelliklerinde ve kimyasal bileşiminde meydana gelen değişiklikler, yani. Yıldız evrimi, gökbilimciler, farklı evrim aşamalarındaki birçok yıldızın özelliklerini karşılaştırarak çalışırlar.
Yıldızların gözlenen özelliklerini birbirine bağlayan fiziksel yasalar, renk-parlaklık şemasına - yıldızların ayrı gruplar oluşturduğu Hertzsprung-Russell şemasına - dizilere yansıtılır: ana yıldız dizisi, üstdev dizileri, parlak ve soluk devler, altdevler , alt cüceler ve beyaz cüceler.
Hayatının çoğu için, herhangi bir yıldız sözde ana sıra renk parlaklık çizelgeleri. Kompakt bir kalıntının oluşumundan önce bir yıldızın evriminin diğer tüm aşamaları, bu sürenin %10'undan fazlasını almaz. Bu nedenle Galaksimizde gözlemlenen yıldızların çoğu, güneş kütlesi veya daha az olan mütevazı kırmızı cücelerdir. Ana dizi, gözlemlenen tüm yıldızların yaklaşık %90'ını içerir.
Bir yıldızın ömrü ve yaşam yolunun sonunda neye dönüşeceği tamamen kütlesi tarafından belirlenir. Güneşten daha büyük kütleye sahip yıldızlar güneşten çok daha az yaşar ve en büyük kütleli yıldızların ömrü sadece milyonlarca yıldır. Yıldızların ezici çoğunluğu için ömür yaklaşık 15 milyar yıldır. Yıldız, enerji kaynaklarını tükettikten sonra soğumaya ve küçülmeye başlar. Yıldız evriminin son ürünü, sıradan yıldızlardan çok daha yoğun olan kompakt kütleli nesnelerdir.
Yıldızlar farklı kitlelerüç durumdan birinde sona erer: beyaz cüceler, nötron yıldızları veya kara delikler. Yıldızın kütlesi küçükse, yerçekimi kuvvetleri nispeten zayıftır ve yıldızın sıkışması (yerçekimi çökmesi) durur. o girer kararlı hal Beyaz cüce. Kütle kritik değeri aşarsa sıkıştırma devam eder. Çok yüksek yoğunlukta elektronlar protonlarla birleşerek nötronları oluşturur. Yakında, neredeyse tüm yıldız yalnızca nötronlardan oluşur ve o kadar büyük bir yoğunluğa sahiptir ki, devasa bir yıldız kütlesi birkaç kilometre yarıçaplı çok küçük bir küre içinde yoğunlaşır ve sıkıştırma durur - bir nötron yıldızı oluşur. Yıldızın kütlesi, bir nötron yıldızının oluşumu bile kütleçekimsel çöküşü durduramayacak kadar büyükse, yıldızın evrimindeki son aşama bir kara delik olacaktır.
Güneşimiz 4,5 milyar yıldır parlıyor. Aynı zamanda sürekli hidrojen tüketir. Rezervleri ne kadar büyük olursa olsun, bir gün tükenecekleri kesinlikle açıktır. Ve armatüre ne olacak? Bu sorunun bir cevabı var. Bir yıldızın yaşam döngüsü, diğer benzer uzay oluşumları kullanılarak incelenebilir. Gerçekten de uzayda yaşı 9-10 milyar yıl olan gerçek patrikler var. Ve çok genç yıldızlar var. Birkaç on milyonlarca yıldan daha eski değiller.
Sonuç olarak, Evrene "dağılmış" çeşitli yıldızların durumunu gözlemleyerek, zaman içinde nasıl davrandıklarını anlayabiliriz. Burada bir uzaylı gözlemci ile bir benzetme yapılabilir. Dünya'ya uçtu ve insanları incelemeye başladı: çocuklar, yetişkinler, yaşlılar. Böylece çok kısa bir süre içinde insanların hayatları boyunca ne gibi değişiklikler olduğunu anlamıştır.
Güneş şu anda sarı bir cücedir - 1
Milyarlarca yıl sürecek ve kırmızı bir dev olacak - 2
Ve sonra beyaz bir cüceye dönüşür - 3
Bu nedenle, tüm güvenle söyleyebiliriz ki Güneşin orta kısmındaki hidrojen rezervleri tükendiğinde, termonükleer reaksiyon durmayacaktır.... Bu sürecin devam edeceği bölge, yıldızımızın yüzeyine doğru kaymaya başlayacak. Ancak aynı zamanda, yerçekimi kuvvetleri artık bir termonükleer reaksiyon sonucunda oluşan basıncı etkileyemez.
Sonuç olarak, yıldız boyut olarak büyümeye başlayacak ve yavaş yavaş kırmızı bir deve dönüşecek... Bu, evrimin geç bir aşamasının bir uzay nesnesidir. Ama aynı zamanda yıldız oluşumu sırasında erken bir aşamada gerçekleşir. Sadece ikinci durumda kırmızı dev küçülür ve dönüşür. ana dizi yıldızı... Yani, helyum füzyonunun hidrojenden reaksiyonunun gerçekleştiği bir tanesinde. Tek kelimeyle, bir yıldızın yaşam döngüsünün başladığı yerde biter.
Güneşimiz o kadar büyüyecek ki en yakın gezegenleri yutacak. Bunlar Merkür, Venüs ve Dünya'dır. Ama korkma. Yıldız birkaç milyar yıl içinde ölmeye başlayacak. Bu süre zarfında onlarca, belki de yüzlerce medeniyetin yerini alacak. Bir kişi bir sopayı bir kereden fazla eline alacak ve binlerce yıl sonra tekrar bilgisayar başına oturacak. Bu, tüm evrenin dayandığı olağan döngüselliktir.
Ancak kırmızı bir dev olmak son anlamına gelmez. Termonükleer reaksiyon, dış kabuğu uzaya fırlatır. Ve merkezde enerjiden yoksun bir helyum çekirdeği olacak. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında büzülecek ve sonunda büyük bir kütleye sahip son derece yoğun bir uzay oluşumuna dönüşecektir. Soyu tükenmiş ve yavaş yavaş soğuyan yıldızların bu tür kalıntılarına denir. beyaz cüceler.
Beyaz cücemiz Güneş'in yarıçapından 100 kat daha küçük bir yarıçapa sahip olacak ve parlaklığı 10 bin kat azalacaktır. Bu durumda, kütle mevcut güneş enerjisiyle karşılaştırılabilir ve yoğunluk bir milyon kat daha fazla olacaktır. Galaksimizde böyle bir sürü beyaz cüce var. Sayıları, toplam yıldız sayısının %10'udur.
Beyaz cücelerin hidrojen ve helyum olduğuna dikkat edilmelidir. Ancak ormana girmeyeceğiz, ancak yalnızca güçlü sıkıştırma ile yerçekimi çöküşünün meydana gelebileceğini unutmayın. Ve bu devasa bir patlamayla dolu. Bu durumda bir süpernova patlaması gözlemlenir. "Süpernova" terimi, yaşı değil, parlamanın parlaklığını karakterize eder. Sadece beyaz cüce kozmik uçurumda uzun süre görünmedi ve aniden parlak bir parıltı ortaya çıktı.
Patlayan süpernovaların çoğu uzayda muazzam bir hızla dağılıyor. Ve kalan orta kısım daha yoğun bir formasyona sıkıştırılır ve denir nötron yıldızı... Yıldız evriminin son ürünüdür. Kütlesi güneşinkiyle karşılaştırılabilir ve yarıçapı sadece birkaç on kilometreye ulaşır. Bir küp. Bir nötron yıldızının cm'si milyonlarca ton ağırlığında olabilir. Uzayda bu tür oluşumlar oldukça fazladır. Sayıları, Dünya'nın gece gökyüzüne saçılmış sıradan güneşlerden yaklaşık bin kat daha azdır.
Bir yıldızın yaşam döngüsünün doğrudan kütlesi ile ilgili olduğunu söylemeliyim. Güneşimizin kütlesine tekabül ediyorsa veya ondan daha azsa, yaşamın sonunda beyaz bir cüce ortaya çıkar. Ancak Güneş'ten onlarca ve yüzlerce kat daha büyük armatürler var.
Bu tür devler yaşlanma sırasında büzüldüğünde, uzayı ve zamanı o kadar bozarlar ki, yerine beyaz bir cüce ortaya çıkar. Kara delik... Yerçekimi o kadar büyüktür ki, ışık hızında hareket eden nesneler bile onu yenemez. Deliğin boyutu ile karakterize edilir yerçekimi yarıçapı... Bu, sınırlanan kürenin yarıçapıdır. olay ufku... Uzay-zaman sınırını temsil eder. Onu yenen herhangi bir kozmik beden, sonsuza dek kaybolur ve asla geri gelmez.
Kara delikler hakkında birçok teori var. Evrenin en önemli kuvvetlerinden biri yerçekimi olduğu için hepsi yerçekimi teorisine dayanmaktadır. Ve ana kalitesi çok yönlülük... En azından bugün, yerçekimi etkileşimi olmayan tek bir uzay nesnesi keşfedilmedi.
aracılığıyla bir varsayım var Kara delik paralel bir dünyaya girebilirsiniz. Yani başka bir boyuta kanaldır. Her şey mümkündür, ancak herhangi bir ifade pratik kanıt gerektirir. Ancak şimdiye kadar hiçbir ölümlü böyle bir deneyi gerçekleştiremedi.
Bu nedenle, bir yıldızın yaşam döngüsü birkaç aşamadan oluşur. Her birinde, armatür, önceki ve gelecektekilerden kökten farklı olan belirli bir kalitede hareket eder. Bu, uzayın özgünlüğü ve gizemidir. Onunla tanışırken, istemeden bir kişinin gelişiminde birkaç aşamadan geçtiğini düşünmeye başlarsınız. Ve şu anda içinde bulunduğumuz kabuk, başka bir duruma sadece geçiş aşamasıdır. Ancak bu sonuç, yine pratik doğrulama gerektirir..
Yıldızların bağırsaklarında termonükleer füzyon
Bu zamanda, kütlesi Güneş'in kütlesinin 0,8 katından daha büyük olan yıldızlar için, çekirdek radyasyona karşı şeffaf hale gelir ve üst zarf konvektif kalırken çekirdekte radyan enerji transferi hakim olacaktır. Ana diziye hangi daha küçük kütleli yıldızların geldiğini kimse kesin olarak bilmiyor, çünkü bu yıldızların genç olanlar kategorisinde geçirdikleri 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 onu düşürmeye başlar. Ve 0,08'den küçük yıldızlar için bunun ölümcül olduğu ortaya çıkıyor: nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji asla radyasyon maliyetini karşılamaya yetmeyecek. Bu tür alt yıldızlara kahverengi cüceler denir ve kaderleri, dejenere gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli sıkıştırma ve ardından tüm nükleer reaksiyonların kesilmesiyle kademeli olarak soğumadır.
Ara kütlenin genç yıldızları
Ara kütleye sahip genç yıldızlar (2 ila 8 güneş kütlesi), ana diziye kadar hiçbir konvektif bölgeleri olmaması dışında, küçük kız kardeşleriyle aynı şekilde niteliksel olarak gelişirler.
Bu tür nesneler sözde ile ilişkilidir. Herbit yıldızlar Ae \ Be spektral tip B-F5'in düzensiz değişkenleri olarak. Ayrıca bipolar jet diskleri var. Çıkış hızı, parlaklık ve etkili sıcaklık için önemli ölçüde daha fazla τ Boğa, bu yüzden önyıldız bulutunun kalıntılarını etkili bir şekilde ısıtır ve dağıtırlar.
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 akışı vardır ve parlaklık o kadar büyüktür ki, yalnızca kalan dış bölgelerin çöküşünü durdurmakla kalmaz, aynı zamanda onları geri iter. Bu nedenle, oluşan yıldızın kütlesi, ön yıldız bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla, bu, galaksimizde 100-200 güneş kütlesinden daha büyük yıldızların yokluğunu açıklıyor.
Bir yıldızın orta ömrü
Oluşan yıldızlar arasında çok çeşitli renk ve boyutlar vardır. Spektral tipte, sıcak maviden soğuk kırmızıya, kütle olarak - 0.08'den 200'den fazla güneş kütlesine kadar değişirler. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, kütlesi tarafından belirlenen yüzey sıcaklığına bağlıdır. Tüm yeni yıldızlar kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana dizide "yerlerini alırlar". Yıldızın fiziksel hareketinden bahsetmiyoruz - sadece yıldızın parametrelerine bağlı olarak belirtilen diyagramdaki konumu hakkında. Yani, aslında sadece yıldızın parametrelerini değiştirmekten bahsediyoruz.
Gelecekte ne olacağı yine yıldızın kütlesine bağlıdır.
Daha sonraki yıllar ve yıldızların ölümü
Düşük kütleli eski yıldızlar
Bugüne kadar, hidrojen rezervlerinin tükenmesinden sonra hafif yıldızlara ne olduğu kesin olarak bilinmiyor. Evren 13,7 milyar yaşında olduğundan, bu hidrojen yakıtını tüketmeye yetmez. modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar modellemesine dayanmaktadır.
Bazı yıldızlar sadece bazılarında helyum sentezleyebilir. aktif siteler, istikrarsızlığa ve güçlü güneş rüzgarlarına neden olur. Bu durumda, bir gezegenimsi bulutsu oluşumu gerçekleşmez ve yıldız yalnızca buharlaşarak kahverengi bir cüceden bile daha küçük hale gelir.
Ancak kütlesi 0,5 güneşten daha az olan bir yıldız, çekirdeğindeki hidrojenin katılımıyla reaksiyonlar durduktan sonra bile asla helyum sentezleyemez. Yıldız kabukları, çekirdek tarafından üretilen basıncın üstesinden gelebilecek kadar büyük değil. Bu yıldızlar, yüz milyarlarca yıldır ana dizide yaşayan kırmızı cüceleri (Proxima Centauri gibi) içerir. Çekirdeklerinde termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yaymaya devam edeceklerdir.
orta boy yıldızlar
Yıldıza ulaşınca ortalama boyut Kırmızı devin (0,4 ila 3,4 güneş kütlesi) evresi, dış katmanları genişlemeye devam ediyor, çekirdek küçülüyor ve helyumdan karbon sentezi reaksiyonları başlıyor. Füzyon, çok fazla enerji yayar ve yıldıza geçici bir soluklanma sağlar. Yaklaşık Güneş büyüklüğünde bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilir.
Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji salınımındaki değişiklikleri içeren kararsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji salınımı düşük frekanslı radyasyona doğru kaydırılır. Bütün bunlara, güçlü güneş rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan bir kütle kaybı eşlik ediyor. Bu evredeki yıldızlara isim verilir. geç tip yıldızlar, OH -IR yıldızları veya kesin özelliklerine bağlı olarak Dünya benzeri yıldızlar. Fırlatılan gaz, oksijen ve karbon gibi yıldızın içinde üretilen ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz, genişleyen bir zarf oluşturur ve yıldızdan uzaklaştıkça soğuyarak toz parçacıklarının ve moleküllerin oluşmasına izin verir. Merkezi yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, bu tür zarflarda ustaların aktivasyonu için ideal koşullar oluşur.
Helyum yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bu bazen büyük istikrarsızlığa yol açar. Şiddetli titreşimler meydana gelir ve bunlar nihayetinde fırlatılacak ve bir gezegenimsi bulutsu haline gelecek dış katmanlara yeterli kinetik enerji verir. Bulutsunun merkezinde, soğuyarak, genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine ve Dünya çapının sırasına sahip bir çapa sahip bir helyum beyaz cüceye dönüşen yıldızın çekirdeği kalır.
Beyaz cüceler
Güneş de dahil olmak üzere yıldızların ezici çoğunluğu evrimlerini sona erdirir ve dejenere elektronların basıncı yerçekimini dengeleyene kadar büzülür. Bu durumda, yıldızın boyutu yüz kat küçüldüğünde ve yoğunluğu suyunkinin bir milyon katı olduğunda, yıldıza beyaz cüce denir. Enerji kaynaklarından yoksundur ve yavaş yavaş soğuyarak karanlık ve görünmez hale gelir.
Güneş'ten daha büyük yıldızlarda, dejenere elektronların basıncı çekirdeğin sıkışmasını içeremez ve parçacıkların çoğu nötronlara dönüşene kadar devam eder, öyle sıkı bir şekilde paketlenir ki, yıldızın boyutu kilometre olarak ölçülür ve yoğunluğu yoğunluğu suyun 100 milyon katıdır. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir; dengesi dejenere nötron maddesinin basıncıyla korunur.
süper kütleli yıldızlar
Beş güneş kütlesinden daha büyük bir kütleye sahip bir yıldızın dış katmanları, kırmızı bir üstdev oluşturmak üzere dağıldıktan sonra, çekirdek yerçekimi kuvvetleri nedeniyle küçülmeye başlar. Sıkıştırma ilerledikçe, sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyonlar dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda, çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen ağır elementler sentezlenir.
Nihayetinde, periyodik tablonun daha fazla ağır elementi oluştukça, silisyumdan demir -56 sentezlenir. Bu noktaya kadar, elementlerin sentezi büyük miktarda enerji açığa çıkardı, ancak maksimum kütle kusuruna sahip olan demir -56 çekirdeğidir ve daha ağır çekirdeklerin oluşumu dezavantajlıdır. Bu nedenle, bir yıldızın demir çekirdeği belirli bir değere ulaştığında, içindeki basınç artık devasa yerçekimi kuvvetine dayanamaz ve maddesinin nötronizasyonu ile çekirdeğin ani bir çöküşü meydana gelir.
Gelecekte ne olacağı tam olarak belli değil. Ama her ne ise, saniyeler içinde inanılmaz güçte bir süpernova patlamasına yol açar.
Eşlik eden nötrino patlaması bir şok dalgasını kışkırtır. Güçlü nötrino jetleri ve dönen bir manyetik alan, yıldızın biriktirdiği malzemenin çoğunu dışarı atar - demir ve daha hafif elementler de dahil olmak üzere oturma elemanları olarak adlandırılır. Saçılan madde, çekirdekten fırlatılan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere uranyuma (ve muhtemelen kaliforniyuma kadar) kadar demirden daha ağır bir dizi element yaratır. Böylece süpernova patlamaları, yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklar.
Nötrinoların patlama dalgası ve jetleri, malzemeyi ölmekte olan yıldızdan 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 süpernova oluşumu sırasında meydana gelen süreçler hala araştırılmaktadır ve şu ana kadar bu konuda netlik yoktur. Orijinal yıldızdan geriye ne kaldığı da şüpheli. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor:
nötron yıldızları
Bazı süpernovalarda, bir süperdevin içindeki güçlü yerçekiminin elektronları atom çekirdeğine düşmeye zorladığı ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturduğu bilinmektedir. Yakındaki çekirdekleri ayıran elektromanyetik kuvvetler kaybolur. Yıldızın çekirdeği artık yoğun bir atom çekirdeği ve bireysel nötron topudur.
Nötron yıldızları olarak bilinen bu tür yıldızlar son derece küçüktür - büyük bir şehrin büyüklüğünden daha büyük değildir - ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptir. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunumundan dolayı) dönüş periyotları son derece kısalır. Bazıları saniyede 600 devir yapar. Bu hızla dönen yıldızın kuzey ve güney manyetik kutuplarını birleştiren eksen Dünya'yı işaret ettiğinde, yıldızın dönüş periyoduna eşit aralıklarla tekrar eden bir radyasyon darbesi kaydedilebilir. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.
Kara delikler
Tüm süpernovalar nötron yıldızlarına dönüşmez. Yıldız yeterince büyük bir kütleye sahipse, yıldızın çökmesi devam edecek ve nötronların kendileri, yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha az olana kadar içe doğru düşmeye başlayacaktır. Bundan sonra yıldız bir kara delik olur.
Kara deliklerin varlığı genel görelilik tarafından tahmin edildi. Genel göreliliğe göre madde ve bilgi hiçbir koşulda kara delik bırakamaz. Ancak kuantum mekaniği bu kuralın istisnalarını mümkün kılar.
bir numara kaldı açık sorular... Aralarında şef: "Hiç kara delikler var mı?" Gerçekten de, belirli bir nesnenin kara delik olduğundan emin olmak için olay ufkunu gözlemlemek gerekir. Bunu yapmak için yapılan tüm girişimler başarısızlıkla sonuçlandı. Ancak hala umut var, çünkü bazı nesneler katı bir yüzeyi olmayan bir nesneye yığılma ve yığılma çekmeden açıklanamıyor, ancak kara deliklerin varlığı bunu kanıtlamaz.
Sorular da açık: Bir yıldızın bir süpernovayı atlayarak doğrudan bir kara deliğe çökmesi mümkün mü? Daha sonra kara deliklere dönüşecek süpernovalar var mı? Bir yıldızın başlangıç kütlesinin, yaşam döngüsünün sonunda nesnelerin oluşumu üzerindeki kesin etkisi nedir?
Doğadaki herhangi bir cisim gibi yıldızlar da değişmeden kalamazlar. Doğarlar, gelişirler ve sonunda "ölürler". Yıldızların evrimi milyarlarca yıl alır, ancak oluşum zamanları hakkında tartışmalar vardır. Daha önce, gökbilimciler yıldız tozundan "doğum" sürecinin milyonlarca yıl sürdüğüne inanıyorlardı, ancak çok uzun zaman önce, Büyük Orion Bulutsusu'ndan gökyüzünün bir bölgesinin fotoğrafları elde edildi. Birkaç yıl boyunca, küçük bir
1947 görüntülerinde, bu yerde küçük bir yıldız benzeri nesne grubu kaydedildi. 1954'e gelindiğinde, bazıları zaten dikdörtgen hale gelmişti ve beş yıl sonra, bu nesneler ayrı nesnelere ayrıldı. Böylece ilk kez, yıldızların doğum süreci tam anlamıyla gökbilimcilerin önünde gerçekleşti.
Yıldızların yapısının ve evriminin nasıl gittiğine, nerede başladıklarına ve insan standartlarına göre sonsuz yaşamlarının nasıl sona erdiğine daha yakından bakalım.
Geleneksel olarak, bilim adamları yıldızların gaz tozu ortamındaki bulutların yoğunlaşması sonucu oluştuğunu varsaymışlardır. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, oluşan bulutlardan yapıda yoğun bir opak gaz küresi oluşur. Onun iç basınç sıkıştıran yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez. Yavaş yavaş, top o kadar çok büzülür ki, yıldızın iç sıcaklığı yükselir ve topun içindeki sıcak gazın basıncı dengelenir. dış kuvvetler... Bundan sonra sıkıştırma durur. Bu sürecin süresi yıldızın kütlesine bağlıdır ve genellikle iki ila birkaç yüz milyon yıl arasında değişir.
Yıldızların yapısı, içlerinde sürekli termonükleer süreçlere (onları oluşturan hidrojen helyuma dönüşür) katkıda bulunan çok yüksek bir sıcaklığı varsayar. Yıldızların yoğun radyasyonuna neden olan bu süreçlerdir. Mevcut hidrojen kaynağını tüketmeleri için geçen süre kütlelerine göre belirlenir. Radyasyonun süresi de buna bağlıdır.
Hidrojen rezervleri tükendiğinde yıldızların evrimi oluşum aşamasına yaklaşır ve bu şu şekilde olur. Enerji salınımı sona erdikten sonra, yerçekimi kuvvetleri çekirdeği sıkıştırmaya başlar. Bu durumda, yıldızın boyutu önemli ölçüde artar. İşlem devam ettikçe parlaklık da artar, ancak yalnızca ince tabakaçekirdeğin sınırında.
Bu sürece, büzülen helyum çekirdeğinin sıcaklığındaki bir artış ve helyum çekirdeğinin karbon çekirdeğine dönüşümü eşlik eder.
Güneşimizin sekiz milyar yıl içinde bir kırmızı deve dönüşeceği tahmin ediliyor. Bu durumda, yarıçapı birkaç on kat artacak ve parlaklık mevcut göstergelere kıyasla yüzlerce kat artacaktır.
Bir yıldızın ömrü, daha önce belirtildiği gibi, kütlesine bağlıdır. Güneş kütlesinden daha az kütleye sahip nesneler, rezervlerini çok ekonomik olarak "harcarlar", bu nedenle on milyarlarca yıl boyunca parlayabilirler.
Yıldızların evrimi oluşumla sona erer.Bu, kütlesi Güneş'in kütlesine yakın olanlarda olur, yani. 1.2'yi geçmez.
Dev yıldızlar, nükleer yakıt kaynaklarını hızla tüketme eğilimindedir. Buna, özellikle dış kabukların fırlatılması nedeniyle önemli bir kütle kaybı eşlik eder. Sonuç olarak, yalnızca nükleer reaksiyonların tamamen durduğu, kademeli olarak soğuyan merkezi kısım kalır. Zamanla, bu tür yıldızlar radyasyonlarını keser ve görünmez hale gelir.
Ancak bazen yıldızların normal evrimi ve yapısı bozulur. Çoğu zaman bu, her türlü termonükleer yakıtı tüketen büyük nesneler için geçerlidir. Sonra nötrona dönüştürülebilirler veya bilim adamları bu nesneler hakkında ne kadar çok şey öğrenirse, o kadar fazla yeni soru ortaya çıkar.
SORUNUN BİRİNCİ KISIM ASTRONOMİK YÖNÜ
4. Yıldızların Evrimi Modern astronominin sahip olduğu büyük miktar yıldızların gaz ve toz bulutlarının yıldızlararası ortamın yoğunlaşmasıyla oluştuğu iddiası lehine argümanlar. Bu ortamdan yıldızların oluşum süreci günümüze kadar devam etmektedir. Bu durumun aydınlatılması, modern astronominin en büyük başarılarından biridir. Nispeten yakın zamana kadar, tüm yıldızların milyarlarca yıl önce neredeyse aynı anda oluştuğuna inanılıyordu. Bu metafizik kavramların çöküşü, her şeyden önce, gözlemsel astronominin ilerlemesi ve yıldızların yapısı ve evrimi teorisinin gelişmesiyle kolaylaştırıldı. Sonuç olarak, gözlemlenen yıldızların çoğunun nispeten genç nesneler olduğu ve bazılarının zaten Dünya'da bir insan varken ortaya çıktığı anlaşıldı. Yıldızların yıldızlararası gaz ve toz ortamından oluştuğu sonucunun lehine önemli bir argüman, açıkça genç yıldız gruplarının ("birlikler" olarak adlandırılan) Galaksinin sarmal kollarındaki konumudur. Mesele şu ki, radyo astronomik gözlemlerine göre, yıldızlararası gaz, esas olarak galaksilerin sarmal kollarında yoğunlaşıyor. Özellikle, bizim Galaksimizde durum böyledir. Ayrıca, bize yakın bazı galaksilerin ayrıntılı "radyo görüntülerinden", en yüksek yıldızlararası gaz yoğunluğunun, doğal bir sarmal bulan sarmalın iç kenarlarında (karşılık gelen galaksinin merkezine göre) gözlemlendiği sonucu çıkar. detayları burada üzerinde duramayacağımız bir açıklama. Ancak spirallerin bu kısımlarında "HII bölgeleri", yani iyonize yıldızlararası gaz bulutları optik astronomi yöntemleriyle gözlemlenir. ch. 3 Bu tür bulutların iyonlaşmasının nedeninin yalnızca genç nesneler olan büyük kütleli sıcak yıldızların ultraviyole radyasyonu olabileceği daha önce söylenmişti (aşağıya bakınız). Yıldızların evrimi sorununun merkezinde, enerji kaynakları sorunu vardır. Gerçekten de, örneğin, Güneş'in radyasyonunu birkaç milyar yıl boyunca yaklaşık olarak gözlemlenen düzeyde tutmak için gereken muazzam miktarda enerji nereden geliyor? Güneş her saniye 4x10 33 erg yayar ve 3 milyar yıl boyunca 4x10 50 erg yayar. Hiç şüphe yok ki Güneş'in yaşı yaklaşık 5 milyar yıl. Bu, en azından çeşitli radyoaktif yöntemler kullanılarak Dünya'nın yaşının modern tahminlerinden kaynaklanmaktadır. Güneş'in Dünya'dan "daha genç" olması pek olası değildir. Geçen yüzyılda ve bu yüzyılın başında, Güneş ve yıldızların enerji kaynaklarının doğası hakkında çeşitli hipotezler öne sürüldü. Örneğin bazı bilim adamları, kaynağın Güneş enerjisi Göktaşı cisimlerinin yüzeyindeki sürekli serpinti, diğerleri güneşin sürekli sıkışmasında bir kaynak arıyordu. Böyle bir süreç sırasında açığa çıkan potansiyel enerji, belirli koşullar altında radyasyona geçebilir. Aşağıda göreceğimiz gibi, bu kaynak bir yıldızın evriminin erken bir aşamasında oldukça etkili olabilir, ancak hiçbir şekilde Güneş'in gerekli süre boyunca radyasyonunu sağlayamaz. başarılar nükleer Fizik yüzyılımızın otuzlu yaşlarının sonlarında yıldız enerji kaynakları sorununu çözmesine izin verildi. Böyle bir kaynak, yıldızların içlerinde, orada hüküm süren çok yüksek bir sıcaklıkta (yaklaşık on milyon Kelvin) meydana gelen termonükleer füzyon reaksiyonlarıdır. Hızı büyük ölçüde sıcaklığa bağlı olan bu reaksiyonların bir sonucu olarak, protonlar helyum çekirdeğine dönüştürülür ve salınan enerji yavaş yavaş yıldızların bağırsaklarından "sızar" ve nihayet önemli ölçüde dönüştürülür ve dünya uzayına yayılır. Bu son derece güçlü bir kaynaktır. Başlangıçta Güneş'in yalnızca termonükleer reaksiyonlar sonucunda tamamen helyuma dönüşen hidrojenden oluştuğunu varsayarsak, salınan enerji miktarı yaklaşık 10 52 erg olacaktır. Bu nedenle, radyasyonu milyarlarca yıl boyunca gözlemlenen seviyede tutmak için Güneş'in orijinal hidrojen kaynağının %10'undan fazlasını "tüketmesi" yeterlidir. Şimdi bir yıldızın evriminin bir resmini aşağıdaki gibi sunabiliriz. Bazı nedenlerden dolayı (birkaç tane var), bir yıldızlararası gaz ve toz ortamı bulutu yoğunlaşmaya başladı. Çok yakında (elbette astronomik ölçekte!), Evrensel yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, bu buluttan nispeten yoğun, opak bir gaz küresi oluşur. Kesin olarak söylemek gerekirse, bu küre henüz bir yıldız olarak adlandırılamaz, çünkü merkez bölgelerindeki sıcaklık termonükleer reaksiyonların başlaması için yetersizdir. Topun içindeki gaz basıncı, tek tek parçalarının çekim kuvvetlerini henüz dengeleyemez, bu nedenle sürekli olarak sıkıştırılacaktır. Bazı gökbilimciler daha önce, bu tür "protoyıldızların" tek tek bulutsularda, küreler olarak adlandırılan çok koyu kompakt oluşumlar biçiminde gözlendiğine inanıyorlardı (Şekil 12). Bununla birlikte, radyo astronomisindeki ilerlemeler, bu kadar naif bir bakış açısını terk etmeye zorladı (aşağıya bakınız). Genellikle, aynı anda bir protostar oluşmaz, ancak az ya da çok sayıda bunlardan oluşan bir grup oluşur. Gelecekte, bu gruplar gökbilimciler tarafından iyi bilinen yıldız birlikleri ve kümeleri haline gelecek. Bir yıldızın evriminin bu çok erken evresinde, çevresinde daha düşük kütleli kümelerin oluşması ve ardından yavaş yavaş gezegenlere dönüşmesi çok muhtemeldir (bkz. Bölüm 9).Pirinç. 12. Difüzyon bulutsusundaki küreler
Protostar büzüldüğünde, sıcaklığı yükselir ve salınan potansiyel enerjinin önemli bir kısmı çevreleyen alana yayılır. Büzülen gaz küresinin boyutları çok büyük olduğundan, yüzeyinin bir biriminden gelen radyasyon önemsiz olacaktır. Birim yüzeyden gelen radyasyon akısı, sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle (Stefan-Boltzmann yasası) orantılı olduğundan, bir yıldızın yüzey katmanlarının sıcaklığı nispeten düşüktür, ancak parlaklığı sıradan bir yıldızınkiyle hemen hemen aynıdır. aynı kütle ile. Bu nedenle, spektrum-parlaklık diyagramında, bu tür yıldızlar ana dizinin sağında yer alacaktır, yani ilk kütlelerinin değerlerine bağlı olarak kırmızı devler veya kırmızı cüceler bölgesine düşeceklerdir. Gelecekte, protostar küçülmeye devam ediyor. Boyutu küçülür ve yüzey sıcaklığı artar, bunun sonucunda spektrum giderek daha "erken" olur. Böylece, "spektrum - parlaklık" diyagramı boyunca hareket eden protostar, ana diziye oldukça hızlı bir şekilde "oturur". Bu periyot sırasında, yıldızın iç sıcaklığı, termonükleer reaksiyonların burada başlaması için zaten yeterlidir. Bu durumda, gelecekteki yıldızın içindeki gaz basıncı çekimi dengeler ve gaz topu büzülmeyi durdurur. Protostar bir yıldız olur. İlk yıldızların evrimlerinin bu en erken aşamasından geçmeleri nispeten az zaman alır. Örneğin, bir önyıldızın kütlesi güneş kütlesinden büyükse, sadece birkaç milyon yıl, daha azsa birkaç yüz milyon yıl sürer. İlk yıldızların evrimsel süresi nispeten kısa olduğu için, bir yıldızın evriminin bu en erken aşamasını tespit etmek zordur. Yine de bu aşamadaki yıldızlar görünüşe göre gözlemleniyor. çok demek istiyoruz ilginç yıldızlar T Tauri tipi, genellikle karanlık nebulalara daldırılır. 1966'da, beklenmedik bir şekilde, ilk yıldızları evrimlerinin ilk aşamalarında gözlemlemek mümkün oldu. Bu kitabın üçüncü bölümünde, yıldızlararası ortamda, başta OH hidroksil ve H2O su buharı olmak üzere bir dizi molekülün radyo astronomi tarafından keşfinden daha önce bahsetmiştik. Radyo gökbilimcilerinin şaşkınlığı, gökyüzünü 18 cm'lik bir dalga boyunda tararken, OH radyo hattına karşılık gelen, parlak, son derece kompakt (yani, küçük açısal boyutlar) kaynaklar. Bu o kadar beklenmedik bir şeydi ki, ilk başta böyle parlak radyo hatlarının hidroksil molekülüne ait olabileceğine inanmayı bile reddettiler. Bu çizgilerin bilinmeyen bir maddeye ait olduğu ve hemen "uygun" Mysterium adı verilen bir maddeye ait olduğu varsayılmıştır. Bununla birlikte, "gizem" çok geçmeden optik "kardeşleri" - "nebulia" ve "korona" nın kaderini paylaştı. Gerçek şu ki, onlarca yıldır bulutsuların ve güneş koronasının parlak çizgileri, bilinen herhangi bir tayf çizgisiyle özdeşleşmeye elverişli değildi. Bu nedenle, yeryüzünde bilinmeyen, varsayımsal unsurlara - "nebulium" ve "corona" atfedildiler. Yüzyılımızın başındaki astronomların cehaletine küçümseyerek gülümsemeyelim: Ne de olsa o zaman atom teorisi yoktu! Fiziğin gelişimi bırakmadı periyodik sistem Mendeleev'in egzotik "gökseller" için yeri: 1927'de, çizgileri "yasak" iyonize oksijen ve azot çizgileriyle ve 1939 -1941'de tam bir güvenilirlikle tanımlanan "nebulium" debunk edildi. gizemli "koronyum" çizgilerinin, demir, nikel ve kalsiyumun çoklu iyonize atomlarına ait olduğu inandırıcı bir şekilde gösterildi. "Nebulium" ve "codonium" un "çözülmesi" onlarca yıl aldıysa, keşiften birkaç hafta sonra "mysteryum" çizgilerinin sıradan hidroksile ait olduğu, ancak yalnızca olağanüstü koşullar altında olduğu ortaya çıktı. Daha sonraki gözlemler, her şeyden önce, "gizem" kaynaklarının son derece küçük açısal boyutlara sahip olduğunu ortaya çıkardı. Bu, daha sonra yeni, çok yardımı ile gösterildi. etkili yöntem"Ultra-uzun temel radyo interferometrisi" adlı bir çalışma. Yöntemin özü, birbirinden birkaç bin km uzaklıkta bulunan iki radyo teleskopunda kaynakların eşzamanlı gözlemlerine indirgenmiştir. Görünüşe göre, bu durumda açısal çözünürlük, dalga boyunun radyo teleskopları arasındaki mesafeye oranı ile belirlenir. Bizim durumumuzda, bu değer ~ 3x10 -8 rad veya bir yay saniyesinin binde biri olabilir! Optik astronomide böyle bir açısal çözünürlüğün hala tamamen elde edilemez olduğunu unutmayın. Bu tür gözlemler, "gizem" kaynaklarının en az üç sınıfı olduğunu göstermiştir. Burada 1. sınıf kaynaklarla ilgileneceğiz. Hepsi, örneğin ünlü Orion Bulutsusu'nda, gaz halindeki iyonize bulutsuların içinde bulunur. Daha önce de belirtildiği gibi, boyutları son derece küçüktür, binlerce kez daha küçük boyutlar bulutsu. En ilginç olanı, karmaşık bir mekansal yapıya sahip olmalarıdır. Örneğin, W3 adlı bir bulutsudaki kaynağı düşünün.
Pirinç. 13. Hidroksil hattının dört bileşeninin profilleri
İncirde. 13, bu kaynak tarafından yayılan OH hattı profilini gösterir. Gördüğünüz gibi, çok sayıda dar parlak çizgiden oluşur. Her çizgi, bu çizgiyi yayan bulutun görüş çizgisi boyunca belirli bir hareket hızına karşılık gelir. Bu hızın büyüklüğü Doppler etkisi ile belirlenir. Farklı bulutlar arasındaki hızlardaki (görüş hattı boyunca) fark ~ 10 km / s'ye ulaşır. Yukarıda bahsedilen interferometrik gözlemler, her bir çizgiyi yayan bulutların uzamsal olarak çakışmadığını göstermiştir. Resim şu şekildedir: Yaklaşık 1,5 saniyelik bir alanın içinde yaylar farklı hızlar yaklaşık 10 kompakt bulut. Her bulut belirli bir (frekans olarak) hat yayar. Bulutların açısal boyutları çok küçüktür, ark saniyenin birkaç binde biri kadardır. W3 bulutsusuna olan uzaklık bilindiğinden (yaklaşık 2000 adet), açısal boyutlar kolaylıkla doğrusal boyutlara dönüştürülebilir. Bulutların hareket ettiği bölgenin lineer boyutlarının 10 -2 pc mertebesinde olduğu ve her bir bulutun boyutlarının Dünya'dan Güneş'e olan mesafeden sadece bir büyüklük mertebesinde olduğu ortaya çıktı. Sorular ortaya çıkıyor: Bunlar ne tür bulutlar ve neden radyo hatlarında bu kadar güçlü hidroksil yayıyorlar? İkinci sorunun cevabı çok geçmeden alındı. Emisyon mekanizmasının laboratuvar ustalarında ve lazerlerde gözlemlenene oldukça benzer olduğu ortaya çıktı. Yani, "gizem"in kaynakları, 18 cm'lik hidroksil hattı dalga boyu üzerinde çalışan devasa, doğal kozmik ustalardır.Maserlerde (ve optik ve kızılötesi frekanslarda - lazerlerde) muazzam çizgi parlaklığı elde edilir ve spektral genişlik küçük... Bilindiği gibi, radyasyonun yayıldığı ortam bir şekilde "aktive edildiğinde", bu etki nedeniyle hatlarda radyasyonun amplifikasyonu mümkündür. Bu, bazı "üçüncü taraf" enerji kaynaklarının ("pompalama" olarak adlandırılır) ilk (üst) seviyedeki atomların veya moleküllerin konsantrasyonunu anormal derecede yüksek hale getirdiği anlamına gelir. Sabit bir "pompa" olmadan bir maser veya lazer imkansızdır. Kozmik ustaları "pompalama" mekanizmasının doğası sorunu henüz nihai olarak çözülmedi. Bununla birlikte, oldukça güçlü kızılötesi radyasyonun "pompalanması" daha olasıdır. Bir başka olası "pompalama" mekanizması, bazı kimyasal reaksiyonlar olabilir. Gökbilimcilerin uzayda karşılaştıkları şaşırtıcı fenomenler hakkında düşünmek için kozmik ustalar hakkındaki hikayemize ara vermeye değer. Yaşadığımız bilimsel ve teknolojik devrimde önemli bir rol oynayan çalkantılı yüzyılımızın en büyük teknik icatlarından biri, doğal koşullarda kolayca ve dahası büyük ölçekte gerçekleştiriliyor! Bazı kozmik ustalardan gelen radyo emisyon akışı o kadar büyüktür ki, 35 yıl önce, yani ustaların ve lazerlerin icadından bile önce, radyo astronomisinin teknik düzeyinde bile saptanabilirdi! Bunu yapmak için "sadece" OH radyo bağlantısının tam dalga boyunu bilmek ve sorunla ilgilenmek gerekiyordu. Bu arada, insanlığın karşılaştığı en önemli bilimsel ve teknik sorunların doğal koşullarda gerçekleştiği ilk kez değil. Güneş ve yıldızların radyasyonunu destekleyen termonükleer reaksiyonlar (bkz. Aşağıda), gelecekte tüm enerji sorunlarımızı çözmesi gereken Dünya nükleer "yakıtını" elde etmek için projelerin geliştirilmesini ve uygulanmasını teşvik etti. Ne yazık ki, doğanın "kolay" çözdüğü bu en önemli sorunu çözmekten hala uzağız. Bir buçuk yüzyıl önce, ışığın dalga teorisinin kurucusu Fresnel, (elbette başka bir vesileyle): "Doğa, zorluklarımıza güler." Gördüğünüz gibi, Fresnel'in sözleri bugün daha da doğru. Ancak kozmik ustalara geri dönelim. Bu ustaların "pompalama" mekanizması hala tam olarak netleşmese de, maser mekanizması tarafından 18 cm'lik bir çizgi yayan bulutlardaki fiziksel koşullar hakkında kabaca bir fikir oluşturmak hala mümkündür.Öncelikle döner. bu bulutların oldukça yoğun olduğu ortaya çıktı: en az 10 8 - 10 9 parçacık ve bunların önemli bir kısmı (ve belki de çoğu) moleküllerdir. Sıcaklığın iki bin Kelvin'i aşması olası değildir, büyük olasılıkla 1000 Kelvin civarındadır. Bu özellikler, yıldızlararası gazın en yoğun bulutlarınınkilerle bile taban tabana zıttır. Hala karşılaştırmalı olarak düşünüldüğünde küçük boyutlu bulutların, üstdev yıldızların geniş, oldukça soğuk atmosferlerine daha çok benzediği sonucuna varıyoruz. Bu bulutların, yıldızlararası ortamda yoğunlaşmalarının hemen ardından, ilk yıldızların gelişiminin erken bir aşamasından başka bir şey olmaması çok muhtemeldir. Diğer gerçekler de (bu kitabın yazarının 1966'da ifade ettiği) bu ifadeyi desteklemektedir. Genç sıcak yıldızlar, kozmik ustaların gözlemlendiği bulutsularda görülebilir (aşağıya bakın). Sonuç olarak, yakın zamanda sona erdi ve büyük olasılıkla, yıldız oluşum süreci bugüne kadar devam ediyor. Belki de en merak edilen şey, radyo astronomik gözlemlerinin gösterdiği gibi, bu tür kozmik ustaların küçük, çok yoğun iyonize hidrojen bulutlarına "dalmış" olmalarıdır. Bu bulutlar çok fazla kozmik toz içerir ve bu da onları optik aralıkta gözlemlenemez hale getirir. Bu tür "kozalar", içlerindeki genç, sıcak yıldız tarafından iyonize edilir. Kızılötesi astronomi, yıldız oluşum süreçlerini incelerken çok faydalı olduğunu kanıtladı. Aslında, kızılötesi ışınlar için ışığın yıldızlararası absorpsiyonu o kadar önemli değildir. Şimdi aşağıdaki resmi hayal edebiliriz: yıldızlararası ortamın bulutundan, yoğunlaşması yoluyla, ön yıldızlara dönüşen farklı kütlelerden oluşan birkaç küme oluşur. Evrim hızı farklıdır: daha büyük kümeler için daha yüksek olacaktır (aşağıdaki Tablo 2'ye bakınız). Bu nedenle, her şeyden önce, en büyük kütleli grubun en sıcak yıldızına dönüşecek, geri kalanı protostar aşamasında az ya da çok oyalanacak. Bunları, kümeler halinde yoğunlaşmamış "kozanın" hidrojenini iyonize eden "yeni doğmuş" bir sıcak yıldızın yakın çevresinde maser radyasyon kaynakları olarak gözlemliyoruz. Tabii ki, bu kaba şema daha da geliştirilecek ve elbette önemli değişiklikler yapılacak. Ancak gerçek şu ki: aniden bir süre (büyük olasılıkla, nispeten kısa) yeni doğan protostarların mecazi olarak doğumları hakkında "çığlık attıkları" ortaya çıktı. en son yöntemler kuantum radyofiziği (yani, ustalar) ... hidroksil üzerinde kozmik ustaların keşfinden 2 yıl sonra (18 cm çizgi), aynı kaynakların aynı anda (ayrıca bir maser mekanizmasıyla) bir su buharı hattı yaydığı bulundu. yani 1, 35 cm "Su" maserinin yoğunluğu "hidroksil" olandan bile daha fazladır. H2O hattını yayan bulutlar, "hidroksil" bulutları ile aynı küçük hacimde olmalarına rağmen, farklı hızlarda hareket ederler ve çok daha kompakttırlar. Yakın gelecekte başka maser hatlarının* da keşfedileceği göz ardı edilemez. Böylece, beklenmedik bir şekilde, radyo astronomi, klasik yıldız oluşumu problemini gözlemsel astronominin bir dalı haline getirdi**. Ana dizide bir kez ve büzülmeyi bırakan yıldız, spektrum-parlaklık diyagramındaki konumunu değiştirmeden pratik olarak uzun bir süre yayar. Radyasyonu, merkezi bölgelerde meydana gelen termonükleer reaksiyonlarla desteklenir. Bu nedenle, ana dizi, olduğu gibi, bir yıldızın (kütlesine bağlı olarak) termonükleer reaksiyonlar nedeniyle uzun süre ve istikrarlı bir şekilde yayabileceği spektrum - parlaklık diyagramındaki noktaların yeridir. Bir yıldızın ana dizideki yeri kütlesine göre belirlenir. Spektrum-parlaklık diyagramında denge yayan yıldızın konumunu belirleyen bir parametrenin daha olduğuna dikkat edilmelidir. Bu parametre, yıldızın ilk kimyasal bileşimidir. Ağır elementlerin bağıl içeriği azalırsa, yıldız aşağıdaki şemada "yatacaktır". Bir dizi alt cücenin varlığını açıklayan bu durumdur. Yukarıda bahsedildiği gibi, bu yıldızlardaki ağır elementlerin göreceli bolluğu, ana dizi yıldızlarından onlarca kat daha azdır. Bir yıldızın ana dizide kalma süresi, ilk kütlesi tarafından belirlenir. Kütle büyükse, yıldızın radyasyonu muazzam bir güce sahiptir ve hidrojen "yakıtı" rezervlerini hızla tüketir. Bu nedenle, örneğin, güneş kütlesini birkaç on kat aşan bir kütleye sahip ana dizinin yıldızları (bunlar, tayf sınıfı O'nun sıcak mavi devleridir), sadece birkaç milyon yıl boyunca bu dizide olmak üzere, istikrarlı bir şekilde yayılabilirler. Güneşe yakın bir kütleye sahip olan, 10-15 milyar yıldır ana sırada yer almaktadır. Aşağıda bir tablo var. 2, kütleçekimsel daralmanın hesaplanan süresini verir ve farklı tayf türlerindeki yıldızlar için ana dizide kalır. Aynı tablo, güneş birimlerindeki yıldızların kütle, yarıçap ve parlaklık değerlerini göstermektedir.
Tablo 2
| yıllar | |||||
|
spektral sınıf |
parlaklık |
yerçekimi sıkıştırma |
ana sıra | ||
|
G2 (Güneş) |
|||||
Pirinç. 14. "Parlaklık-sıcaklık" diyagramında farklı kütlelerdeki yıldızların evrimsel izleri
Pirinç. 15. Hertzsprung - NGC 2254 yıldız kümesi için Russell diyagramı
Pirinç. 16. Hertzsprung - M küresel küme için Russell diyagramı 3. Dikey eksen - göreli büyüklük
Karşılık gelen diyagram, sıcak kütleli yıldızların bulunduğu sol üst kısmı da dahil olmak üzere ana dizinin tamamını açıkça göstermektedir (0,2'lik bir renk indeksi, 20 bin K sıcaklığa, yani B sınıfı bir spektruma karşılık gelir). Küresel küme M 3, "eski" bir nesnedir. Bu küme için ana dizi diyagramının üst kısmında neredeyse hiç yıldız olmadığı açıktır. Öte yandan, M 3'teki kırmızı devler dalı çok zengin bir şekilde temsil edilirken, NGC 2254'te çok az kırmızı dev var. Bu anlaşılabilir bir durumdur: eski M 3 kümesi Büyük sayı yıldızlar ana diziyi çoktan terk ederken, genç NGC 2254 kümesinde bu, nispeten büyük kütleli, hızla evrimleşen çok az sayıda yıldızla gerçekleşti. М 3 için devlerin dalının oldukça dik bir şekilde yukarı doğru gitmesi dikkat çekicidir, NGC 2254 için ise neredeyse yataydır. Teori açısından, bu, M 3'teki ağır elementlerin önemli ölçüde daha düşük bir içeriği ile açıklanabilir. Ve gerçekten de, küresel kümelerin yıldızlarında (aynı zamanda galaktik düzleme çok fazla konsantre olmayan diğer yıldızlarda) galaktik merkeze doğru) ağır elementlerin göreceli bolluğu önemsizdir ... М 3 için "renk indeksi - parlaklık" şemasında bir tane daha neredeyse yatay dal görülebilir. NGC 2254 için çizilen diyagramda benzer bir dal yoktur. Teori bu dalın ortaya çıkışını şu şekilde açıklamaktadır. Yıldızın - kırmızı dev - büzülen yoğun helyum çekirdeğinin sıcaklığı 100-150 milyon K'ye ulaştıktan sonra, orada yeni bir nükleer reaksiyon başlayacak. Bu reaksiyon, üç helyum çekirdeğinden bir karbon çekirdeğinin oluşumundan oluşur. Bu reaksiyon başlar başlamaz çekirdeğin sıkışması duracaktır. Diğer yüzey katmanları
yıldızlar sıcaklıklarını arttırır ve spektrum-parlaklık diyagramındaki yıldız sola doğru hareket eder. M3 diyagramının üçüncü yatay dalı bu tür yıldızlardan oluşur.
Pirinç. 17. Konsolide Hertzsprung - 11 yıldız kümesi için Russell diyagramı
İncirde. Şekil 17, ikisi (M 3 ve M 92) küresel olan 11 küme için "renk - parlaklık" özet diyagramını şematik olarak göstermektedir. Ana sekansların, daha önce tartışılmış olan teorik kavramlarla tam bir uyum içinde farklı kümelerde nasıl sağa ve yukarı "büküldüğü" açıkça görülmektedir. İncir. 17, hangi kümelerin genç ve hangilerinin yaşlı olduğunu hemen anlayabilirsiniz. Örneğin, Perseus'un "çift" X ve h kümesi gençtir. Ana dizinin önemli bir bölümünü "tuttu". M 41 kümesi daha eskidir, Hyades kümesi daha da eskidir ve çok eski olan M 67 kümesidir, renk-parlaklık diyagramı küresel kümeler M 3 ve M 92 için benzer diyagrama çok benzer. küresel kümelerin dalı, farklılıklarla uyumlu olarak daha yüksektir. kimyasal bileşim daha önce bahsedilmiştir. Böylece, gözlemsel veriler teorinin sonuçlarını tam olarak doğrular ve doğrular. Bizden çok büyük bir yıldız maddesi tabakasıyla kapalı olan yıldız içlerindeki süreçler teorisinin gözlemsel bir testini beklemek zor görünüyor. Yine de burada da teori, astronomik gözlemlerin pratiği tarafından sürekli olarak izlenir. Çok sayıda "renk-parlaklık" diyagramının derlenmesinin, gökbilimcilerin ve gözlemcilerin muazzam çalışmasını ve gözlem yöntemlerinde köklü bir iyileştirme gerektirdiğini belirtmek gerekir. Öte yandan, teorinin başarıları iç yapı ve yıldızların evrimi, yüksek hızlı elektronik hesaplama makinelerinin kullanımına dayalı modern bilgisayar teknolojisi olmadan imkansız olurdu. Nükleer fizik alanındaki araştırmalar da teoriye paha biçilmez bir hizmet sunmuş ve yıldızların iç kısımlarında meydana gelen nükleer reaksiyonların nicel özelliklerini elde etmeyi mümkün kılmıştır. Yıldızların yapısı ve evrimi teorisinin gelişiminin, 20. yüzyılın ikinci yarısında astronominin en büyük başarılarından biri olduğunu söylemek abartı olmaz. Modern fiziğin gelişimi, yıldızların ve özellikle güneşin iç yapısı teorisinin doğrudan gözlemsel doğrulama olasılığını açar. Buİçinde nükleer reaksiyonlar meydana gelirse Güneş'in yayması gereken güçlü bir nötrino akışını tespit etme olasılığı hakkında. Nötrinoların diğerleriyle son derece zayıf etkileştiği iyi bilinmektedir. temel parçacıklar... Böylece, örneğin, bir nötrino, Güneş'in tüm kalınlığı boyunca neredeyse absorpsiyonsuz uçabilirken, X-ışınları, solar iç kısımdaki maddenin yalnızca birkaç milimetresinden absorpsiyonsuz geçebilir. Her parçacığın enerjisine sahip güçlü bir nötrino demeti hayal edersek,
