Çfarë do të ndodhë kur të përfundojë cikli i jetës së një ylli. Evolucioni i yjeve me masa të ndryshme

Masa e yjeve T☼ dhe rrezja R mund të karakterizohen nga energjia e saj potenciale E . Potenciali ose energji gravitacionale ylli është puna që duhet shpenzuar për të shpërndarë lëndën e yllit në pafundësi. Dhe anasjelltas, kjo energji lirohet kur ylli tkurret, d.m.th. ndërsa rrezja e saj zvogëlohet. Vlera e kësaj energjie mund të llogaritet duke përdorur formulën:

Energjia potenciale e Diellit është e barabartë me: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Një studim teorik i procesit të ngjeshjes gravitacionale të një ylli ka treguar se një yll lëshon afërsisht gjysmën e energjisë së tij potenciale, ndërsa gjysma tjetër shpenzohet për rritjen e temperaturës së masës së tij në afërsisht dhjetë milionë kelvins. Megjithatë, nuk është e vështirë të jesh i bindur se Dielli do ta kishte emetuar këtë energji në 23 milionë vjet. Pra, kompresimi gravitacional mund të jetë një burim energjie për yjet vetëm në disa faza, mjaft të shkurtra, të zhvillimit të tyre.

Teoria e shkrirjes termonukleare u formulua në vitin 1938 nga fizikanët gjermanë Karl Weizsäcker dhe Hans Bethe. Parakusht për këtë ishte, së pari, përcaktimi në vitin 1918 nga F. Aston (Angli) i masës së atomit të heliumit, e cila është e barabartë me 3,97 masa të atomit të hidrogjenit. , së dyti, identifikimi në vitin 1905 i lidhjes ndërmjet peshës trupore T dhe energjinë e tij E në formën e formulës së Ajnshtajnit:

ku c është shpejtësia e dritës, së treti, zbulimi i vitit 1929 se, falë efektit të tunelit, dy grimca të ngarkuara njësoj (dy protone) mund të afrohen në një distancë ku forca e tërheqjes do të jetë superiore, si dhe zbulimi në 1932 i pozitronit e+ dhe neutronit n.

E para dhe më efektive e reaksioneve të shkrirjes termonukleare është formimi i katër protoneve në bërthamën e një atomi të heliumit sipas skemës:

Ajo që po ndodh këtu është shumë e rëndësishme defekt në masë: masa e bërthamës së heliumit është 4,00389 amu, ndërsa masa e katër protoneve është 4,03252 amu. Duke përdorur formulën e Ajnshtajnit, ne llogarisim energjinë që lirohet gjatë formimit të një bërthame heliumi:

Nuk është e vështirë të llogaritet se nëse Dielli në fazën fillestare të zhvillimit përbëhej vetëm nga hidrogjeni, atëherë shndërrimi i tij në helium do të mjaftonte për ekzistencën e Diellit si yll me humbje aktuale të energjisë prej rreth 100 miliardë vjetësh. Në fakt, bëhet fjalë për "djegien" e rreth 10% të hidrogjenit nga zorrët më të thella të yllit, ku temperatura është e mjaftueshme për reaksionet e shkrirjes.

Reaksionet e sintezës së heliumit mund të ndodhin në dy mënyra. I pari quhet cikli pp e dyta - ME JO cikël. Në të dyja rastet, dy herë në çdo bërthamë heliumi, një proton shndërrohet në një neutron sipas skemës së mëposhtme:

Ku V- neutrino.

Tabela 1 tregon kohën mesatare të çdo reaksioni të shkrirjes termonukleare, periudhën gjatë së cilës numri i grimcave fillestare do të ulet me e një herë.

Tabela 1. Reaksionet e sintezës së heliumit.

Efikasiteti i reaksioneve të shkrirjes karakterizohet nga fuqia e burimit, sasia e energjisë që lirohet për njësi masë të një substance për njësi të kohës. Nga teoria del se

Nëse temperatura në brendësi të një ylli, pasi hidrogjeni është shterur atje, arrin në qindra miliona kelvins, dhe kjo është e mundur për yjet me masë. T>1.2m ☼, atëherë burimi i energjisë bëhet reaksioni i shndërrimit të heliumit në karbon sipas skemës:

Në temperatura më të larta ndodhin reagimet e mëposhtme:

etj. deri në formimin e bërthamave të hekurit. Këto janë reagime ekzotermike, Si rezultat i përparimit të tyre, energjia çlirohet.

Siç e dimë, energjia që lëshon një yll në hapësirën përreth lirohet në thellësitë e tij dhe gradualisht depërton në sipërfaqen e yllit. Ky transferim i energjisë përmes trashësisë së materies së yllit mund të kryhet me dy mekanizma: transferim rrezatues ose konvekcionit.

Në rastin e parë, bëhet fjalë për thithjen dhe riemetimin e përsëritur të kuanteve. Në fakt, gjatë çdo ngjarjeje të tillë, kuantet fragmentohen, kështu që në vend të γ-kuanteve të forta që lindin gjatë shkrirjes termonukleare në zorrët e një ylli, miliona kuante me energji të ulët arrijnë në sipërfaqen e tij. Në këtë rast, zbatohet ligji i ruajtjes së energjisë.

Në teorinë e transferimit të energjisë, u prezantua koncepti i rrugës së lirë të një kuantike me një frekuencë të caktuar υ. Nuk është e vështirë të kuptohet se në atmosferat yjore, rruga e lirë e një kuantike nuk i kalon disa centimetra. Dhe koha që i duhet kuanteve të energjisë për të rrjedhur nga qendra e një ylli në sipërfaqen e tij matet në miliona vjet, megjithatë, në thellësitë e yjeve, mund të krijohen kushte në të cilat një ekuilibër i tillë rrezatues prishet. Uji sillet në mënyrë të ngjashme në një enë që nxehet nga poshtë. Për një kohë të caktuar, lëngu këtu është në një gjendje ekuilibri, pasi molekula, pasi ka marrë energji të tepërt direkt nga fundi i enës, arrin të transferojë një pjesë të energjisë për shkak të përplasjeve në molekula të tjera që ndodhen sipër. Kjo vendos një gradient të caktuar të temperaturës në enë nga fundi i saj në skajin e sipërm. Megjithatë, me kalimin e kohës, shkalla me të cilën molekulat mund të transferojnë energji lart përmes përplasjeve bëhet më e vogël se shpejtësia me të cilën nxehtësia transferohet nga poshtë. Ndodh zierja - transferimi i nxehtësisë me lëvizje të drejtpërdrejtë të substancës.

Është krejt e natyrshme që yjet nuk janë qenie të gjalla, por ato kalojnë edhe faza evolucionare të ngjashme me lindjen, jetën dhe vdekjen. Ashtu si një person, një yll pëson ndryshime rrënjësore gjatë gjithë jetës së tij. Por duhet të theksohet se ata jetojnë qartë më gjatë - miliona dhe madje miliarda vite tokësore.

Si lindin yjet? Fillimisht, ose më mirë pas Big Bengut, materia në Univers u shpërnda në mënyrë të pabarabartë. Yjet filluan të formohen në mjegullnaja - re gjigante pluhuri dhe gazi ndëryjor, kryesisht hidrogjen. Kjo lëndë ndikohet nga graviteti dhe një pjesë e mjegullnajës është e ngjeshur. Pastaj formohen re të rrumbullakëta dhe të dendura gazi dhe pluhuri - globulat Bok. Ndërsa një rruzull i tillë vazhdon të kondensohet, masa e tij rritet për shkak të tërheqjes së materies nga mjegullnaja. Në pjesën e brendshme të rruzullit, forca gravitacionale është më e fortë, dhe ajo fillon të nxehet dhe të rrotullohet. Ky është tashmë një protoyll. Atomet e hidrogjenit fillojnë të bombardojnë njëri-tjetrin dhe në këtë mënyrë gjenerojnë një sasi të madhe energjie. Përfundimisht temperatura e pjesës qendrore arrin një temperaturë prej rreth pesëmbëdhjetë milionë gradë Celsius dhe formohet bërthama e një ylli të ri. I porsalinduri ndizet, fillon të digjet dhe të shkëlqejë. Sa do të vazhdojë kjo varet nga masa e yllit të ri. Çfarë ju thashë në takimin tonë të fundit. Sa më e madhe të jetë masa, aq më e shkurtër është jeta e yllit.
Nga rruga, varet nga masa nëse një protoyll mund të bëhet yll. Sipas llogaritjeve, që ky trup qiellor që tkurret të kthehet në yll, masa e tij duhet të jetë së paku 8% e masës së Diellit. Një rruzull më i vogël, duke u kondensuar, gradualisht do të ftohet dhe do të kthehet në një objekt kalimtar, diçka midis një ylli dhe një planeti. Objekte të tilla quhen xhuxhë kafe.

Planeti Jupiter, për shembull, është shumë i vogël për t'u bërë yll. Nëse Jupiteri do të ishte më masiv, ndoshta reaksionet termonukleare do të fillonin në thellësitë e tij dhe sistemi ynë diellor do të ishte një sistem me dy yje. Por kjo është e gjitha teksti ...

Pra, faza kryesore e jetës së një ylli. Për pjesën më të madhe të ekzistencës së tij, ylli është në një gjendje ekuilibri. Forca e gravitetit tenton të ngjesh yllin dhe energjia e çliruar si rezultat i reaksioneve termonukleare që ndodhin në yll e detyron yllin të zgjerohet. Këto dy forca krijojnë një pozicion të qëndrueshëm ekuilibri - aq i qëndrueshëm sa që ylli jeton kështu për miliona e miliarda vjet. Kjo fazë e jetës së një ylli siguron vendin e tij në sekuencën kryesore. -

Pasi shkëlqen për miliona vjet, një yll i madh, domethënë një yll të paktën gjashtë herë më i rëndë se Dielli, fillon të digjet. Kur bërthamës i mbaron hidrogjeni, ylli zgjerohet dhe ftohet, duke u bërë një supergjigant i kuq. Ky supergjigant më pas do të tkurret derisa më në fund të shpërthejë në një shpërthim monstruoz dhe dramatik, të shkëlqyeshëm të quajtur supernova. Duhet të theksohet këtu se supergjigantët blu shumë masivë anashkalojnë fazën e shndërrimit në një supergjigant të kuq dhe shpërthejnë në një supernova shumë më shpejt.
Nëse bërthama e mbetur e supernovës është e vogël, atëherë ngjeshja e saj katastrofike (kolapsi gravitacional) fillon në një yll neutron shumë të dendur dhe nëse është mjaft i madh, do të ngjesh edhe më shumë, duke formuar një vrimë të zezë.

Vdekja e një ylli të zakonshëm është disi ndryshe. Një yll i tillë jeton më gjatë dhe vdes një vdekje më paqësore. Dielli, për shembull, do të digjet edhe për pesë miliardë vjet të tjerë përpara se bërthamës së tij t'i mbarojë hidrogjeni. Shtresat e saj të jashtme më pas do të fillojnë të zgjerohen dhe të ftohen; formohet një gjigant i kuq. Në këtë formë, një yll mund të ekzistojë për rreth 100 milionë vjet në heliumin e formuar gjatë jetës së tij në thelbin e tij. Por edhe heliumi digjet. Si përfundim, shtresat e jashtme do të largohen - ato do të formojnë një mjegullnajë planetare dhe një xhuxh i bardhë i dendur do të tkurret nga thelbi. Edhe pse xhuxhi i bardhë është mjaft i nxehtë, ai përfundimisht do të ftohet, duke u bërë një yll i vdekur i quajtur xhuxh i zi.

Universi është një makrokozmos në ndryshim të vazhdueshëm, ku çdo objekt, substancë ose materie është në një gjendje transformimi dhe ndryshimi. Këto procese zgjasin për miliarda vjet. Krahasuar me kohëzgjatjen e jetës njerëzore, kjo periudhë kohore e pakuptueshme është e madhe. Në një shkallë kozmike, këto ndryshime janë mjaft të shpejta. Yjet që ne shohim tani në qiellin e natës ishin të njëjtat mijëra vjet më parë, kur faraonët egjiptianë mund t'i shihnin, por në fakt, gjatë gjithë kësaj kohe ndryshimi në karakteristikat fizike të trupave qiellorë nuk u ndal për asnjë sekondë. Yjet lindin, jetojnë dhe sigurisht plaken - evolucioni i yjeve vazhdon si zakonisht.

Pozicioni i yjeve të konstelacionit Ursa Major në periudha të ndryshme historike në intervalin 100,000 vjet më parë - koha jonë dhe pas 100 mijë vjetësh

Interpretimi i evolucionit të yjeve nga këndvështrimi i një personi mesatar

Për një person mesatar, hapësira duket të jetë një botë qetësie dhe heshtjeje. Në fakt, Universi është një laborator fizik gjigant ku po ndodhin transformime të mëdha, gjatë të cilave ndryshon përbërja kimike, karakteristikat fizike dhe struktura e yjeve. Jeta e një ylli zgjat për aq kohë sa ai shkëlqen dhe lëshon nxehtësi. Sidoqoftë, një gjendje kaq e shkëlqyer nuk zgjat përgjithmonë. Lindja e ndritshme pasohet nga një periudhë e pjekurisë së yjeve, e cila përfundon në mënyrë të pashmangshme me plakjen e trupit qiellor dhe vdekjen e tij.

Formimi i një protoylli nga një re gazi dhe pluhuri 5-7 miliardë vjet më parë

Të gjitha informacionet tona rreth yjeve sot përshtaten brenda kornizës së shkencës. Termodinamika na jep një shpjegim të proceseve të ekuilibrit hidrostatik dhe termik në të cilin ndodhet lënda yjore. Fizika bërthamore dhe kuantike na lejojnë të kuptojmë procesin kompleks të shkrirjes bërthamore që lejon një yll të ekzistojë, duke emetuar nxehtësi dhe duke i dhënë dritë hapësirës përreth. Në lindjen e një ylli, formohet ekuilibri hidrostatik dhe termik, i ruajtur nga burimet e tij të energjisë. Në fund të një karriere të shkëlqyer yjore, ky ekuilibër prishet. Fillon një seri procesesh të pakthyeshme, rezultati i të cilave është shkatërrimi ose kolapsi i yllit - një proces madhështor i vdekjes së menjëhershme dhe të shkëlqyer të trupit qiellor.

Një shpërthim supernova është një finale e ndritshme e jetës së një ylli të lindur në vitet e para të Universit.

Ndryshimet në karakteristikat fizike të yjeve janë për shkak të masës së tyre. Shkalla e evolucionit të objekteve ndikohet nga përbërja e tyre kimike dhe, në një farë mase, nga parametrat ekzistues astrofizikë - shpejtësia e rrotullimit dhe gjendja e fushës magnetike. Nuk është e mundur të flitet saktësisht se si ndodh gjithçka në të vërtetë për shkak të kohëzgjatjes së madhe të proceseve të përshkruara. Shkalla e evolucionit dhe fazat e transformimit varen nga koha e lindjes së yllit dhe nga vendndodhja e tij në Univers në momentin e lindjes.

Evolucioni i yjeve nga pikëpamja shkencore

Çdo yll lind nga një grumbull gazi të ftohtë ndëryjor, i cili, nën ndikimin e forcave gravitacionale të jashtme dhe të brendshme, është i ngjeshur në gjendjen e një topi gazi. Procesi i ngjeshjes së substancës së gaztë nuk ndalet për asnjë moment, i shoqëruar me një çlirim kolosal të energjisë termike. Temperatura e formacionit të ri rritet derisa të fillojë shkrirja termonukleare. Nga ky moment, ngjeshja e materies yjore ndalon dhe arrihet një ekuilibër midis gjendjeve hidrostatike dhe termike të objektit. Universi është rimbushur me një yll të ri të plotë.

Karburanti kryesor yjor është atomi i hidrogjenit si rezultat i një reaksioni termonuklear të nisur.

Në evolucionin e yjeve, burimet e tyre të energjisë termike janë të një rëndësie thelbësore. Energjia rrezatuese dhe termike që del në hapësirë ​​nga sipërfaqja e yllit plotësohet duke ftohur shtresat e brendshme të trupit qiellor. Reaksionet termonukleare që ndodhin vazhdimisht dhe ngjeshja gravitacionale në zorrët e yllit kompensojnë humbjen. Për sa kohë që ka karburant të mjaftueshëm bërthamor në zorrët e yllit, ylli shkëlqen me dritë të ndritshme dhe lëshon nxehtësi. Sapo procesi i shkrirjes termonukleare ngadalësohet ose ndalet plotësisht, mekanizmi i ngjeshjes së brendshme të yllit aktivizohet për të ruajtur ekuilibrin termik dhe termodinamik. Në këtë fazë, objekti tashmë lëshon energji termike, e cila është e dukshme vetëm në rrezen infra të kuqe.

Bazuar në proceset e përshkruara, mund të konkludojmë se evolucioni i yjeve përfaqëson një ndryshim të qëndrueshëm në burimet e energjisë yjore. Në astrofizikën moderne, proceset e transformimit të yjeve mund të organizohen në përputhje me tre shkallë:

• afati kohor bërthamor;
• periudha termike e jetës së një ylli;
• segment dinamik (përfundimtar) i jetës së një ndriçuesi.

Në secilin rast individual, merren parasysh proceset që përcaktojnë moshën e yllit, karakteristikat e tij fizike dhe llojin e vdekjes së objektit. Afati kohor bërthamor është interesant për sa kohë që objekti mundësohet nga burimet e veta të nxehtësisë dhe lëshon energji që është produkt i reaksioneve bërthamore. Kohëzgjatja e kësaj faze vlerësohet duke përcaktuar sasinë e hidrogjenit që do të shndërrohet në helium gjatë shkrirjes termonukleare. Sa më e madhe të jetë masa e yllit, aq më i madh është intensiteti i reaksioneve bërthamore dhe, në përputhje me rrethanat, aq më i lartë është shkëlqimi i objektit.

Madhësitë dhe masat e yjeve të ndryshëm, duke filluar nga një supergjigant në një xhuxh të kuq

Shkalla e kohës termike përcakton fazën e evolucionit gjatë së cilës një yll shpenzon të gjithë energjinë e tij termike. Ky proces fillon që nga momenti kur konsumohen rezervat e fundit të hidrogjenit dhe ndalojnë reaksionet bërthamore. Për të ruajtur ekuilibrin e objektit, fillon një proces kompresimi. Lënda yjore bie drejt qendrës. Në këtë rast, energjia kinetike shndërrohet në energji termike, e cila shpenzohet për ruajtjen e ekuilibrit të nevojshëm të temperaturës brenda yllit. Një pjesë e energjisë ikën në hapësirën e jashtme.

Duke marrë parasysh faktin se shkëlqimi i yjeve përcaktohet nga masa e tyre, në momentin e ngjeshjes së një objekti, shkëlqimi i tij në hapësirë ​​nuk ndryshon.

Një yll në rrugën e tij drejt sekuencës kryesore

Formimi i yjeve ndodh sipas një shkalle dinamike kohore. Gazi yjor bie lirshëm nga brenda drejt qendrës, duke rritur densitetin dhe presionin në zorrët e objektit të ardhshëm. Sa më e lartë të jetë dendësia në qendër të topit të gazit, aq më e lartë është temperatura brenda objektit. Nga ky moment, nxehtësia bëhet energjia kryesore e trupit qiellor. Sa më i madh të jetë dendësia dhe sa më e lartë të jetë temperatura, aq më i madh është presioni në thellësitë e yllit të ardhshëm. Rënia e lirë e molekulave dhe atomeve ndalon dhe procesi i ngjeshjes së gazit yjor ndalon. Kjo gjendje e një objekti zakonisht quhet protoyll. Objekti është 90% hidrogjen molekular. Kur temperatura arrin 1800K, hidrogjeni kalon në gjendjen atomike. Gjatë procesit të kalbjes, energjia konsumohet dhe rritja e temperaturës ngadalësohet.

Universi përbëhet nga 75% hidrogjen molekular, i cili gjatë formimit të protoyjeve shndërrohet në hidrogjen atomik - karburanti bërthamor i një ylli.

Në këtë gjendje, presioni brenda topit të gazit zvogëlohet, duke i dhënë kështu lirinë forcës së ngjeshjes. Kjo sekuencë përsëritet sa herë që i gjithë hidrogjeni jonizohet së pari, dhe më pas jonizohet heliumi. Në një temperaturë prej 105 K, gazi jonizohet plotësisht, ngjeshja e yllit ndalon dhe lind ekuilibri hidrostatik i objektit. Evolucioni i mëtejshëm i yllit do të ndodhë në përputhje me shkallën kohore termike, shumë më i ngadalshëm dhe më i qëndrueshëm.

Rrezja e protoyllit ka ardhur duke u zvogëluar nga 100 AU që nga fillimi i formimit. deri në ¼ a.u. Objekti është në mes të një re gazi. Si rezultat i grumbullimit të grimcave nga rajonet e jashtme të resë së gazit yjor, masa e yllit do të rritet vazhdimisht. Rrjedhimisht, temperatura brenda objektit do të rritet, duke shoqëruar procesin e konvekcionit - transferimin e energjisë nga shtresat e brendshme të yllit në skajin e tij të jashtëm. Më pas, me rritjen e temperaturës në brendësi të trupit qiellor, konvekcioni zëvendësohet nga transferimi rrezatues, duke lëvizur drejt sipërfaqes së yllit. Në këtë moment, shkëlqimi i objektit rritet me shpejtësi, dhe temperatura e shtresave sipërfaqësore të topit yjor gjithashtu rritet.

Proceset e konvekcionit dhe transferimi i rrezatimit në një yll të sapoformuar përpara fillimit të reaksioneve të shkrirjes termonukleare

Për shembull, për yjet me masë identike me masën e Diellit tonë, ngjeshja e resë protoyjore ndodh në vetëm disa qindra vjet. Sa i përket fazës përfundimtare të formimit të objektit, kondensimi i materies yjore është shtrirë për miliona vjet. Dielli po lëviz drejt sekuencës kryesore mjaft shpejt dhe ky udhëtim do të zgjasë qindra miliona ose miliarda vjet. Me fjalë të tjera, sa më e madhe të jetë masa e yllit, aq më e gjatë është periudha kohore e shpenzuar për formimin e një ylli të plotë. Një yll me një masë prej 15 M do të lëvizë përgjatë rrugës drejt sekuencës kryesore për shumë më gjatë - rreth 60 mijë vjet.

Faza e sekuencës kryesore

Përkundër faktit se disa reaksione të shkrirjes termonukleare fillojnë në temperatura më të ulëta, faza kryesore e djegies së hidrogjenit fillon në një temperaturë prej 4 milion gradë. Nga ky moment fillon faza e sekuencës kryesore. Një formë e re e riprodhimit të energjisë yjore hyn në lojë - bërthamore. Energjia kinetike e çliruar gjatë ngjeshjes së një objekti zbehet në sfond. Ekuilibri i arritur siguron një jetë të gjatë dhe të qetë për një yll që e gjen veten në fazën fillestare të sekuencës kryesore.

Ndarja dhe zbërthimi i atomeve të hidrogjenit gjatë një reaksioni termonuklear që ndodh në brendësi të një ylli

Nga ky moment, vëzhgimi i jetës së një ylli është i lidhur qartë me fazën e sekuencës kryesore, e cila është një pjesë e rëndësishme e evolucionit të trupave qiellorë. Është në këtë fazë që burimi i vetëm i energjisë yjore është rezultat i djegies së hidrogjenit. Objekti është në gjendje ekuilibri. Ndërsa karburanti bërthamor konsumohet, vetëm përbërja kimike e objektit ndryshon. Qëndrimi i Diellit në fazën e sekuencës kryesore do të zgjasë afërsisht 10 miliardë vjet. Kjo është sa kohë do t'i duhet yllit tonë vendas për të përdorur të gjithë furnizimin e tij me hidrogjen. Sa i përket yjeve masive, evolucioni i tyre ndodh më shpejt. Duke emetuar më shumë energji, një yll masiv mbetet në fazën e sekuencës kryesore vetëm për 10-20 milionë vjet.

Yjet më pak masivë digjen në qiellin e natës për shumë më gjatë. Kështu, një yll me një masë prej 0,25 M do të mbetet në fazën e sekuencës kryesore për dhjetëra miliarda vjet.

Diagrami Hertzsprung-Russell që vlerëson marrëdhënien midis spektrit të yjeve dhe shkëlqimit të tyre. Pikat në diagram janë vendndodhjet e yjeve të njohur. Shigjetat tregojnë zhvendosjen e yjeve nga sekuenca kryesore në fazat gjigante dhe xhuxh të bardhë.

Për të imagjinuar evolucionin e yjeve, thjesht shikoni diagramin që karakterizon rrugën e një trupi qiellor në sekuencën kryesore. Pjesa e sipërme e grafikut duket më pak e ngopur me objekte, pasi këtu janë përqendruar yjet masive. Ky vend shpjegohet me ciklin e tyre të shkurtër të jetës. Nga yjet e njohur sot, disa kanë një masë prej 70 M. Objektet masa e të cilave e kalon kufirin e sipërm prej 100 M mund të mos formohen fare.

Trupat qiellorë, masa e të cilëve është më e vogël se 0,08 M ​​nuk kanë mundësinë të kapërcejnë masën kritike të nevojshme për fillimin e shkrirjes termonukleare dhe mbeten të ftohtë gjatë gjithë jetës së tyre. Protoyjet më të vegjël shemben dhe formojnë xhuxhë të ngjashëm me planetin.

Një xhuxh kafe i ngjashëm me planetin në krahasim me një yll normal (Dielli ynë) dhe planeti Jupiter

Në fund të sekuencës janë objekte të përqendruara të dominuara nga yje me masë të barabartë me masën e Diellit tonë dhe pak më shumë. Kufiri imagjinar midis pjesëve të sipërme dhe të poshtme të sekuencës kryesore janë objekte masa e të cilëve është – 1.5 M.

Fazat pasuese të evolucionit yjor

Secila prej opsioneve për zhvillimin e gjendjes së një ylli përcaktohet nga masa e tij dhe gjatësia e kohës gjatë së cilës ndodh transformimi i materies yjore. Megjithatë, Universi është një mekanizëm i shumëanshëm dhe kompleks, kështu që evolucioni i yjeve mund të ndjekë shtigje të tjera.

Kur udhëtoni përgjatë sekuencës kryesore, një yll me një masë afërsisht të barabartë me masën e Diellit ka tre opsione kryesore të rrugës:

1. jetoni jetën tuaj të qetë dhe pushoni i qetë në hapësirat e pafundme të Universit;
2. hyni në fazën e gjigantit të kuq dhe ngadalë plakeni;
3. shkoni në kategorinë e xhuxhëve të bardhë, shpërthejnë si një supernova dhe shndërrohen në një yll neutron.

Opsionet e mundshme për evolucionin e protoyjeve në varësi të kohës, përbërjes kimike të objekteve dhe masës së tyre

Pas sekuencës kryesore vjen faza gjigante. Në këtë kohë, rezervat e hidrogjenit në zorrët e yllit janë shteruar plotësisht, rajoni qendror i objektit është një bërthamë heliumi dhe reaksionet termonukleare zhvendosen në sipërfaqen e objektit. Nën ndikimin e shkrirjes termonukleare, guaska zgjerohet, por masa e bërthamës së heliumit rritet. Një yll i zakonshëm shndërrohet në një gjigant të kuq.

Faza gjigante dhe veçoritë e saj

Në yjet me masë të vogël, dendësia e bërthamës bëhet kolosale, duke e kthyer lëndën yjore në një gaz relativist të degjeneruar. Nëse masa e yllit është pak më shumë se 0,26 M, një rritje në presion dhe temperaturë çon në fillimin e sintezës së heliumit, duke mbuluar të gjithë rajonin qendror të objektit. Nga ky moment, temperatura e yllit rritet me shpejtësi. Karakteristika kryesore e procesit është se gazi i degjeneruar nuk ka aftësi të zgjerohet. Nën ndikimin e temperaturës së lartë, rritet vetëm shkalla e ndarjes së heliumit, e cila shoqërohet me një reagim shpërthyes. Në momente të tilla mund të vëzhgojmë një blic heliumi. Shkëlqimi i objektit rritet qindra herë, por agonia e yllit vazhdon. Ylli kalon në një gjendje të re, ku të gjitha proceset termodinamike ndodhin në bërthamën e heliumit dhe në guaskën e jashtme të shkarkuar.

Struktura e një ylli të sekuencës kryesore të tipit diellor dhe një gjiganti të kuq me një bërthamë heliumi izotermale dhe një zonë nukleosinteze të shtresuar

Kjo gjendje është e përkohshme dhe jo e qëndrueshme. Lënda yjore përzihet vazhdimisht dhe një pjesë e konsiderueshme e saj hidhet në hapësirën përreth, duke formuar një mjegullnajë planetare. Një bërthamë e nxehtë mbetet në qendër, e quajtur një xhuxh i bardhë.

Për yjet me masa të mëdha, proceset e listuara më sipër nuk janë aq katastrofike. Djegia e heliumit zëvendësohet nga reaksioni i ndarjes bërthamore të karbonit dhe silikonit. Përfundimisht, bërthama e yllit do të shndërrohet në hekur yll. Faza gjigante përcaktohet nga masa e yllit. Sa më e madhe të jetë masa e një objekti, aq më e ulët është temperatura në qendër të tij. Kjo nuk mjafton qartë për të shkaktuar reaksionin e ndarjes bërthamore të karbonit dhe elementëve të tjerë.

Fati i një xhuxhi të bardhë - një yll neutron ose një vrimë e zezë

Pasi në gjendjen e xhuxhit të bardhë, objekti është në një gjendje jashtëzakonisht të paqëndrueshme. Reaksionet e ndërprera bërthamore çojnë në një rënie të presionit, thelbi shkon në një gjendje kolapsi. Energjia e çliruar në këtë rast shpenzohet në zbërthimin e hekurit në atome të heliumit, i cili më tej zbërthehet në protone dhe neutrone. Procesi i nisur po zhvillohet me një shpejtësi të shpejtë. Rënia e një ylli karakterizon segmentin dinamik të shkallës dhe merr një pjesë të sekondës në kohë. Djegia e mbetjeve të karburantit bërthamor ndodh në mënyrë shpërthyese, duke çliruar një sasi kolosale energjie në një pjesë të sekondës. Kjo është mjaft e mjaftueshme për të hedhur në erë shtresat e sipërme të objektit. Faza e fundit e një xhuxhi të bardhë është një shpërthim supernova.

Bërthama e yllit fillon të shembet (majtas). Kolapsi formon një yll neutron dhe krijon një rrjedhë energjie në shtresat e jashtme të yllit (qendër). Energjia e çliruar kur shtresat e jashtme të një ylli derdhen gjatë një shpërthimi supernova (djathtas).

Bërthama superdendur e mbetur do të jetë një grup protonesh dhe elektronesh, të cilat përplasen me njëri-tjetrin për të formuar neutrone. Universi është rimbushur me një objekt të ri - një yll neutron. Për shkak të densitetit të lartë, bërthama degjenerohet dhe procesi i kolapsit të bërthamës ndalet. Nëse masa e yllit do të ishte mjaft e madhe, kolapsi mund të vazhdonte derisa materia e mbetur yjore më në fund të binte në qendër të objektit, duke formuar një vrimë të zezë.

Shpjegimi i pjesës së fundit të evolucionit yjor

Për yjet normale të ekuilibrit, proceset e përshkruara të evolucionit nuk kanë gjasa. Sidoqoftë, ekzistenca e xhuxhëve të bardhë dhe yjeve neutrone vërteton ekzistencën reale të proceseve të ngjeshjes së materies yjore. Numri i vogël i objekteve të tilla në Univers tregon kalueshmërinë e ekzistencës së tyre. Faza e fundit e evolucionit yjor mund të përfaqësohet si një zinxhir sekuencial i dy llojeve:

• yll normal - gjigant i kuq - derdhje e shtresave të jashtme - xhuxh i bardhë;
• yll masiv - supergjigant i kuq - shpërthim supernova - yll neutron ose vrima e zezë - asgjë.

Diagrami i evolucionit të yjeve. Opsione për vazhdimin e jetës së yjeve jashtë sekuencës kryesore.

Është mjaft e vështirë të shpjegohen proceset në vazhdim nga pikëpamja shkencore. Shkencëtarët bërthamorë janë dakord se në rastin e fazës përfundimtare të evolucionit yjor, kemi të bëjmë me lodhje të materies. Si rezultat i ndikimit të zgjatur mekanik dhe termodinamik, materia ndryshon vetitë e saj fizike. Lodhja e materies yjore, e varfëruar nga reaksionet bërthamore afatgjata, mund të shpjegojë shfaqjen e gazit elektronik të degjeneruar, neutronizimin dhe asgjësimin e tij të mëvonshëm. Nëse të gjitha proceset e mësipërme ndodhin nga fillimi në fund, materia yjore pushon së qeni një substancë fizike - ylli zhduket në hapësirë, duke mos lënë asgjë pas.

Flluskat ndëryjore dhe retë e gazit dhe pluhurit, të cilat janë vendlindja e yjeve, nuk mund të plotësohen vetëm nga yjet e zhdukur dhe të shpërthyer. Universi dhe galaktikat janë në një gjendje ekuilibri. Ka një humbje të vazhdueshme të masës, dendësia e hapësirës ndëryjore zvogëlohet në një pjesë të hapësirës së jashtme. Rrjedhimisht, në një pjesë tjetër të Universit krijohen kushte për formimin e yjeve të rinj. Me fjalë të tjera, skema funksionon: nëse një sasi e caktuar lënde humbi në një vend, në një vend tjetër në Univers, e njëjta sasi materies shfaqej në një formë tjetër.

Si përfundim

Duke studiuar evolucionin e yjeve, arrijmë në përfundimin se Universi është një zgjidhje gjigante e rrallë, në të cilën një pjesë e materies shndërrohet në molekula hidrogjeni, të cilat janë materiali ndërtimor për yjet. Pjesa tjetër shpërndahet në hapësirë, duke u zhdukur nga sfera e ndjesive materiale. Një vrimë e zezë në këtë kuptim është vendi i kalimit të të gjithë materialit në antimaterie. Është mjaft e vështirë për të kuptuar plotësisht kuptimin e asaj që po ndodh, veçanërisht nëse, kur studiojmë evolucionin e yjeve, ne mbështetemi vetëm në ligjet e fizikës bërthamore, kuantike dhe termodinamikës. Në studimin e kësaj çështjeje duhet të përfshihet teoria e probabilitetit relativ, e cila lejon lakimin e hapësirës, ​​duke lejuar shndërrimin e një energjie në një tjetër, një gjendje në një tjetër.

Evolucioni i yjeve është ndryshimi me kalimin e kohës në karakteristikat fizike, strukturën e brendshme dhe përbërjen kimike të yjeve. Teoria moderne e evolucionit yjor është në gjendje të shpjegojë rrjedhën e përgjithshme të zhvillimit të yjeve në përputhje të kënaqshme me të dhënat e vëzhgimeve astronomike. Ecuria e evolucionit të një ylli varet nga masa e tij dhe përbërja kimike fillestare. Yjet e gjeneratës së parë u formuan nga materia, përbërja e së cilës u përcaktua nga kushtet kozmologjike (rreth 70% hidrogjen, 30% helium, një përzierje e parëndësishme e deuteriumit dhe litiumit). Gjatë evolucionit të yjeve të gjeneratës së parë, u formuan elementë të rëndë që u hodhën në hapësirën ndëryjore si rezultat i daljes së materies nga yjet ose gjatë shpërthimeve yjore. Yjet e gjeneratave të mëvonshme u formuan nga materia që përmbante 3-4% elementë të rëndë.

Lindja e një ylli është formimi i një objekti rrezatimi i të cilit mbështetet nga burimet e tij të energjisë. Procesi i formimit të yjeve vazhdon vazhdimisht dhe vazhdon edhe sot e kësaj dite.

Për të shpjeguar strukturën e megabotës, më e rëndësishmja është ndërveprimi gravitacional. Në mjegullnajat e gazit dhe pluhurit, nën ndikimin e forcave gravitacionale, formohen inhomogjenitete të paqëndrueshme, për shkak të të cilave lënda difuze shpërbëhet në një sërë kondensimesh. Nëse kondensime të tilla vazhdojnë mjaftueshëm, atëherë me kalimin e kohës ato kthehen në yje. Është e rëndësishme të theksohet se procesi i lindjes nuk është i një ylli individual, por i shoqatave yjore. Trupat e gazit që rezultojnë tërhiqen nga njëri-tjetri, por jo domosdoshmërisht kombinohen në një trup të madh. Ata zakonisht fillojnë të rrotullohen në lidhje me njëra-tjetrën, dhe forcat centrifugale të kësaj lëvizjeje kundërveprojnë me forcat tërheqëse që çojnë në përqendrim të mëtejshëm.

Yjet e rinj janë ata që janë ende në fazën e ngjeshjes fillestare gravitacionale. Temperatura në qendër të yjeve të tillë nuk është ende e mjaftueshme që të ndodhin reaksione termonukleare. Shkëlqimi i yjeve ndodh vetëm për shkak të shndërrimit të energjisë gravitacionale në nxehtësi. Kompresimi gravitacional është faza e parë në evolucionin e yjeve. Ajo çon në ngrohjen e zonës qendrore të yllit në temperaturën në të cilën fillon reaksioni termonuklear (10 - 15 milion K) - shndërrimi i hidrogjenit në helium.

Energjia e madhe e emetuar nga yjet krijohet si rezultat i proceseve bërthamore që ndodhin brenda yjeve. Energjia e gjeneruar brenda një ylli e lejon atë të lëshojë dritë dhe nxehtësi për miliona e miliarda vjet. Për herë të parë, supozimi se burimi i energjisë yjore janë reaksionet termonukleare të sintezës së heliumit nga hidrogjeni, u parashtrua në vitin 1920 nga astrofizikani anglez A.S. Në brendësi të yjeve, dy lloje të reaksioneve termonukleare që përfshijnë hidrogjen janë të mundshme, të quajtura ciklet e hidrogjenit (proton-proton) dhe karbonit (karbon-azot). Në rastin e parë, kërkohet vetëm hidrogjeni që të ndodhë reaksioni, në të dytin është e nevojshme edhe prania e karbonit, e cila shërben si katalizator. Materiali fillestar janë protonet, nga të cilët formohen bërthamat e heliumit si rezultat i shkrirjes bërthamore.

Meqenëse transformimi i katër protoneve në një bërthamë heliumi prodhon dy neutrino, 1,8∙10 38 neutrino gjenerohen çdo sekondë në thellësitë e Diellit. Neutrinot ndërveprojnë dobët me materien dhe kanë fuqi të madhe depërtuese. Duke kaluar nëpër një trashësi të madhe të lëndës diellore, neutrinot ruajnë të gjithë informacionin që ata morën në reaksionet termonukleare në thellësitë e Diellit. Dendësia e fluksit të neutrineve diellore që bien në sipërfaqen e Tokës është 6,6∙10 10 neutrino për 1 cm 2 për 1 s. Matja e fluksit të neutrinos që bie në Tokë bën të mundur gjykimin e proceseve që ndodhin brenda Diellit.

Kështu, burimi i energjisë për shumicën e yjeve janë reaksionet termonukleare të hidrogjenit në zonën qendrore të yllit. Si rezultat i një reaksioni termonuklear, një rrjedhë e jashtme e energjisë ndodh në formën e rrezatimit në një gamë të gjerë frekuencash (gjatësi valore). Ndërveprimi midis rrezatimit dhe materies rezulton në një gjendje të qëndrueshme ekuilibri: presioni i rrezatimit të jashtëm balancohet nga presioni i gravitetit. Tkurrja e mëtejshme e yllit ndalon për sa kohë që në qendër prodhohet energji e mjaftueshme. Kjo gjendje është mjaft e qëndrueshme, dhe madhësia e yllit mbetet konstante. Hidrogjeni është përbërësi kryesor i materies kozmike dhe lloji më i rëndësishëm i karburantit bërthamor. Rezervat e hidrogjenit të yllit zgjasin për miliarda vjet. Kjo shpjegon pse yjet janë të qëndrueshëm për një kohë kaq të gjatë. Derisa të digjet i gjithë hidrogjeni në zonën qendrore, vetitë e yllit ndryshojnë pak.

Fusha e djegies së hidrogjenit në zonën qendrore të yllit formon një bërthamë helium. Reaksionet e hidrogjenit vazhdojnë të ndodhin, por vetëm në një shtresë të hollë pranë sipërfaqes së bërthamës. Reaksionet bërthamore lëvizin në periferi të yllit. Struktura e yllit në këtë fazë përshkruhet nga modele me një burim energjie me shtresa. Bërthama e djegur fillon të tkurret, dhe guaska e jashtme fillon të zgjerohet. Predha bymehet në madhësi kolosale, temperatura e jashtme bëhet e ulët. Ylli hyn në skenën e gjigantit të kuq. Që nga ky moment, jeta e yllit fillon të bjerë. Gjigantët e kuq karakterizohen nga temperatura të ulëta dhe përmasa të mëdha (nga 10 në 1000 R c). Dendësia mesatare e substancës në to nuk arrin 0,001 g/cm 3 . Shkëlqimi i tyre është qindra herë më i lartë se shkëlqimi i Diellit, por temperatura është shumë më e ulët (rreth 3000 - 4000 K).

Besohet se Dielli ynë, kur kalon në fazën e gjigantit të kuq, mund të rritet aq shumë sa të mbushë orbitën e Mërkurit. Vërtetë, Dielli do të bëhet një gjigant i kuq në 8 miliardë vjet.

Gjigandi i kuq karakterizohet nga temperatura të ulëta të jashtme, por temperatura shumë të larta të brendshme. Ndërsa rritet, bërthamat gjithnjë e më të rënda përfshihen në reaksionet termonukleare. Në temperaturën 150 milionë K fillojnë reaksionet e heliumit, të cilat jo vetëm janë burim energjie, por gjatë tyre kryhet sinteza e elementeve kimike më të rënda. Pas formimit të karbonit në bërthamën e heliumit të një ylli, reagimet e mëposhtme janë të mundshme:

Duhet të theksohet se sinteza e bërthamës së ardhshme më të rëndë kërkon energji gjithnjë e më të larta. Në kohën kur formohet magnezi, i gjithë heliumi në bërthamën e yllit është varfëruar, dhe në mënyrë që reaksionet e mëtejshme bërthamore të bëhen të mundshme, ylli duhet të tkurret përsëri dhe temperatura e tij të rritet. Megjithatë, kjo nuk është e mundur për të gjithë yjet, vetëm për ata të mëdhenj, masa e të cilëve e kalon masën e Diellit për më shumë se 1.4 herë (i ashtuquajturi kufiri Chandrasekhar). Në yjet me masë më të ulët, reaksionet përfundojnë në fazën e formimit të magnezit. Në yjet, masa e të cilëve tejkalon kufirin Chandrasekhar, për shkak të ngjeshjes gravitacionale, temperatura rritet në 2 miliardë gradë, reagimet vazhdojnë, duke formuar elementë më të rëndë - deri në hekur. Elementet më të rëndë se hekuri formohen kur yjet shpërthejnë.

Si rezultat i rritjes së presionit, pulsimeve dhe proceseve të tjera, gjigandi i kuq humbet vazhdimisht materien, e cila hidhet në hapësirën ndëryjore në formën e erës yjore. Kur burimet e brendshme të energjisë termonukleare janë varfëruar plotësisht, fati i mëtejshëm i yllit varet nga masa e tij.

Me një masë më të vogël se 1.4 masa diellore, ylli hyn në një gjendje të palëvizshme me një densitet shumë të lartë (qindra ton për 1 cm 3). Yje të tillë quhen xhuxhë të bardhë. Në procesin e kthimit të një gjigandi të kuq në një xhuxh të bardhë, një racë mund të hedhë shtresat e saj të jashtme si një guaskë e lehtë, duke ekspozuar thelbin. Predha e gazit shkëlqen me shkëlqim nën ndikimin e rrezatimit të fuqishëm nga ylli. Kështu formohen mjegullnajat planetare. Në densitet të lartë të materies brenda xhuxhit të bardhë, predha elektronike të atomeve shkatërrohen, dhe lënda e yllit është një plazmë elektron-bërthamore, dhe përbërësi i tij elektronik është një gaz elektronik i degjeneruar. Xhuxhët e bardhë janë në një gjendje ekuilibri për shkak të barazisë së forcave midis gravitetit (faktori i ngjeshjes) dhe presionit të gazit të degjeneruar në zorrët e yllit (faktori i zgjerimit). Xhuxhët e bardhë mund të ekzistojnë për miliarda vjet.

Rezervat termike të yllit janë pakësuar gradualisht, ylli po ftohet ngadalë, gjë që shoqërohet me nxjerrje të mbështjellësit yjor në hapësirën ndëryjore. Ylli gradualisht ndryshon ngjyrën e tij nga e bardha në të verdhë, pastaj në të kuqe, dhe më në fund ai ndalon së lëshuari, duke u bërë një objekt i vogël pa jetë, një yll i ftohtë i vdekur, madhësia e të cilit është më e vogël se madhësia e Tokës dhe masa e tij është e krahasueshme. në masën e Diellit. Dendësia e një ylli të tillë është miliarda herë më e madhe se dendësia e ujit. Yje të tillë quhen xhuxhë të zinj. Kështu përfundojnë ekzistencën e tyre shumica e yjeve.

Kur masa e yllit është më shumë se 1.4 masa diellore, gjendja e palëvizshme e yllit pa burime të brendshme të energjisë bëhet e pamundur, sepse presioni brenda yllit nuk mund të balancojë forcën e gravitetit. Fillon kolapsi gravitacional - ngjeshja e materies drejt qendrës së yllit nën ndikimin e forcave gravitacionale.

Nëse zmbrapsja e grimcave dhe arsye të tjera ndalojnë kolapsin, atëherë ndodh një shpërthim i fuqishëm - një shpërthim supernova me nxjerrjen e një pjese të konsiderueshme të materies në hapësirën përreth dhe formimin e mjegullnajave të gazit. Emri u propozua nga F. Zwicky në vitin 1934. Një shpërthim supernova është një nga fazat e ndërmjetme në evolucionin e yjeve përpara transformimit të tyre në xhuxha të bardhë, yje neutron ose vrima të zeza. Gjatë një shpërthimi, energjia lëshohet në masën 10 43 ─ 10 44 J me një fuqi rrezatimi prej 10 34 W. Në këtë rast, shkëlqimi i yllit rritet me dhjetëra madhësi në pak ditë. Shkëlqimi i një supernova mund të tejkalojë shkëlqimin e të gjithë galaktikës në të cilën ajo shpërtheu.

Mjegullnaja e gazit e formuar gjatë një shpërthimi supernova përbëhet pjesërisht nga shtresat e sipërme të yllit të nxjerrë nga shpërthimi dhe pjesërisht nga materia ndëryjore, e ngjeshur dhe e nxehtë nga produktet fluturuese të shpërthimit. Mjegullnaja më e famshme e gazit është Mjegullnaja e Gaforres në konstelacionin Demi - një mbetje e supernovës së vitit 1054. Mbetjet e reja të supernovës po zgjerohen me shpejtësi 10-20 mijë km/s. Përplasja e guaskës në zgjerim me gazin e palëvizshëm ndëryjor gjeneron një valë goditëse në të cilën gazi nxehet në miliona Kelvin dhe bëhet një burim i rrezatimit me rreze X. Përhapja e një valë goditëse në një gaz çon në shfaqjen e grimcave të ngarkuara shpejt (rrezet kozmike), të cilat, duke lëvizur në një fushë magnetike të ngjeshur ndëryjore të zgjeruar nga e njëjta valë, lëshojnë rrezatim në rrezen e radios.

Astronomët regjistruan shpërthime të supernovës në 1054, 1572, 1604. Në 1885, një supernova u vëzhgua në mjegullnajën Andromeda. Shkëlqimi i tij tejkaloi shkëlqimin e të gjithë galaktikës dhe doli të ishte 4 miliardë herë më intensiv se shkëlqimi i Diellit.

Deri në vitin 1980, më shumë se 500 shpërthime të supernovës ishin zbuluar, por asnjë i vetëm nuk ishte vërejtur në galaktikën tonë. Astrofizikanët kanë llogaritur se në galaktikën tonë, supernova shpërthejnë me një periudhë prej 10 milionë vjetësh në afërsi të Diellit. Mesatarisht, një shpërthim supernova ndodh në Metagalaksi çdo 30 vjet.

Dozat e rrezatimit kozmik në Tokë mund të tejkalojnë nivelin normal me 7000 herë. Kjo do të çojë në mutacione serioze në organizmat e gjallë në planetin tonë. Disa shkencëtarë e shpjegojnë vdekjen e papritur të dinosaurëve në këtë mënyrë.

Një pjesë e masës së një supernova shpërthyese mund të mbetet në formën e një trupi super të dendur - një yll neutron ose vrimë e zezë. Masa e yjeve neutron është (1,4 – 3) M s, diametri është rreth 10 km. Dendësia e një ylli neutron është shumë e lartë, më e lartë se dendësia e bërthamave atomike ─ 10 15 g/cm 3 . Me rritjen e ngjeshjes dhe presionit, reaksioni i përthithjes së elektroneve nga protonet bëhet i mundur Si rezultat, e gjithë lënda e yllit do të përbëhet nga neutrone. Neutronizimi i një ylli shoqërohet nga një shpërthim i fuqishëm i rrezatimit neutrino. Gjatë shpërthimit të supernovës SN1987A, kohëzgjatja e shpërthimit të neutrinos ishte 10 s, dhe energjia e marrë nga të gjitha neutrinot arriti në 3∙10 46 J. Temperatura e yllit neutron arrin 1 miliard K. Yjet neutron ftohen shumë shpejt, shkëlqimi i tyre dobësohet. Por ato lëshojnë intensivisht valë radio në një kon të ngushtë në drejtim të boshtit magnetik. Yjet, boshti magnetik i të cilëve nuk përkon me boshtin e rrotullimit, karakterizohen nga emetimi i radios në formën e pulseve të përsëritura. Kjo është arsyeja pse yjet neutron quhen pulsarë. Pulsarët e parë u zbuluan në vitin 1967. Frekuenca e pulsimeve të rrezatimit, e përcaktuar nga shpejtësia e rrotullimit të pulsarit, është nga 2 në 200 Hz, gjë që tregon madhësinë e tyre të vogël. Për shembull, pulsari në Mjegullnajën e Gaforres ka një periudhë emetimi pulsi prej 0.03 s. Aktualisht njihen qindra yje neutron. Një yll neutron mund të shfaqet si rezultat i të ashtuquajturit "kolapsi i heshtur". Nëse një xhuxh i bardhë hyn në një sistem binar yjesh të vendosur afër, atëherë fenomeni i grumbullimit ndodh kur lënda nga ylli fqinj derdhet mbi xhuxhin e bardhë. Masa e xhuxhit të bardhë rritet dhe në një pikë të caktuar tejkalon kufirin Chandrasekhar. Një xhuxh i bardhë shndërrohet në një yll neutron.

Nëse masa përfundimtare e xhuxhit të bardhë tejkalon 3 masa diellore, atëherë gjendja e degjeneruar e neutronit është e paqëndrueshme dhe tkurrja gravitacionale vazhdon deri në formimin e një objekti të quajtur vrimë e zezë. Termi "vrimë e zezë" u prezantua nga J. Wheeler në 1968. Megjithatë, ideja e objekteve të tilla lindi disa shekuj më parë, pas zbulimit të ligjit të gravitetit universal nga I. Newton në 1687. Në 1783, J. Mitchell sugjeroi se yjet e errët duhet të ekzistojnë në natyrë, fusha gravitacionale e të cilave është aq e fortë sa drita nuk mund të shpëtojë prej tyre. Në vitin 1798, e njëjta ide u shpreh nga P. Laplace. Në vitin 1916, fizikani Schwarzschild, duke zgjidhur ekuacionet e Ajnshtajnit, arriti në përfundimin për mundësinë e ekzistencës së objekteve me veti të pazakonta, të quajtura më vonë vrima të zeza. Një vrimë e zezë është një rajon i hapësirës në të cilin fusha gravitacionale është aq e fortë sa që shpejtësia e dytë kozmike për trupat e vendosur në këtë rajon duhet të kalojë shpejtësinë e dritës, d.m.th. Asgjë nuk mund të fluturojë nga një vrimë e zezë - as grimcat dhe as rrezatimi. Në përputhje me teorinë e përgjithshme të relativitetit, madhësia karakteristike e një vrime të zezë përcaktohet nga rrezja gravitacionale: R g = 2GM/c 2, ku M është masa e objektit, c është shpejtësia e dritës në vakum, G është konstanta e gravitetit. Rrezja gravitacionale e Tokës është 9 mm, Dielli është 3 km. Kufiri i rajonit përtej të cilit drita nuk ikën quhet horizonti i ngjarjeve të një vrime të zezë. Vrimat e zeza rrotulluese kanë një rreze të horizontit të ngjarjes më të vogël se rrezja gravitacionale. Me interes të veçantë është mundësia e një vrime të zezë që kap trupat që vijnë nga pafundësia.

Teoria lejon ekzistencën e vrimave të zeza me një masë prej 3-50 masa diellore, të formuara në fazat e fundit të evolucionit të yjeve masive me një masë prej më shumë se 3 masa diellore, vrima të zeza supermasive në bërthamat e galaktikave që peshojnë miliona dhe miliarda masa diellore, vrima të zeza primare (relikte) të formuara në fazat e hershme të evolucionit të Universit. Vrimat e zeza relike që peshojnë më shumë se 10 15 g (masa e një mali mesatar në Tokë) duhet të kenë mbijetuar deri më sot për shkak të mekanizmit të avullimit kuantik të vrimave të zeza të propozuar nga S.W.

Astronomët zbulojnë vrimat e zeza nga rrezatimi i tyre i fuqishëm me rreze X. Një shembull i këtij lloji ylli është burimi i fuqishëm i rrezeve X Cygnus X-1, masa e të cilit i kalon 10 M s. Vrimat e zeza gjenden shpesh në sistemet binare të yjeve me rreze X. Dhjetra vrima të zeza me masë yjore janë zbuluar tashmë në sisteme të tilla (m vrima të zeza = 4-15 M s). Bazuar në efektet e lenteve gravitacionale, janë zbuluar disa vrima të zeza të vetme me masë yjore (m vrima të zeza = 6-8 M s). Në rastin e një ylli binar të ngushtë, vërehet fenomeni i grumbullimit - rrjedha e plazmës nga sipërfaqja e një ylli të zakonshëm nën ndikimin e forcave gravitacionale në një vrimë të zezë. Lënda që derdhet në një vrimë të zezë ka vrull këndor. Prandaj, plazma formon një disk rrotullues rreth vrimës së zezë. Temperatura e gazit në këtë disk rrotullues mund të arrijë 10 milionë gradë. Në këtë temperaturë gazi lëshon rreze X. Ky rrezatim mund të përdoret për të përcaktuar praninë e një vrime të zezë në një vend të caktuar.

Me interes të veçantë janë vrimat e zeza supermasive në bërthamat e galaktikave. Bazuar në një studim të imazhit me rreze X të qendrës së galaktikës sonë, të marrë duke përdorur satelitin CHANDRA, u vërtetua prania e një vrime të zezë supermasive, masa e së cilës është 4 milionë herë më e madhe se masa e Diellit. Si rezultat i kërkimeve të fundit, astronomët amerikanë kanë zbuluar një vrimë të zezë unike super të rëndë të vendosur në qendër të një galaktike shumë të largët, masa e së cilës është 10 miliardë herë më e madhe se masa e Diellit. Për të arritur një madhësi dhe dendësi kaq të madhe të paimagjinueshme, vrima e zezë duhet të jetë formuar gjatë shumë miliarda viteve, duke tërhequr dhe thithur vazhdimisht materien. Shkencëtarët vlerësojnë moshën e saj në 12.7 miliardë vjet, d.m.th. filloi të formohej afërsisht një miliard vjet pas Big Bengut. Deri më sot, më shumë se 250 vrima të zeza supermasive janë zbuluar në bërthamat e galaktikave (m vrima të zeza = (10 6 – 10 9) M s).

E lidhur ngushtë me evolucionin e yjeve është çështja e origjinës së elementeve kimike. Nëse hidrogjeni dhe heliumi janë elementë që kanë mbetur nga fazat e hershme të evolucionit të Universit në zgjerim, atëherë elementët kimikë më të rëndë mund të formohen vetëm në thellësitë e yjeve gjatë reaksioneve termonukleare. Brenda yjeve, reaksionet termonukleare mund të prodhojnë deri në 30 elementë kimikë (përfshirë hekurin).

Bazuar në gjendjen e tyre fizike, yjet mund të ndahen në normale dhe të degjeneruara. Të parat përbëhen kryesisht nga materie me densitet të ulët reaksionet e shkrirjes termonukleare ndodhin në thellësitë e tyre. Yjet e degjeneruar përfshijnë xhuxhët e bardhë dhe yjet neutron, ata përfaqësojnë fazën përfundimtare të evolucionit yjor. Reaksionet e shkrirjes në to kanë përfunduar dhe ekuilibri mbahet nga efektet mekanike kuantike të fermioneve të degjeneruara: elektronet në xhuxhët e bardhë dhe neutronet në yjet neutronike. Xhuxhët e bardhë, yjet neutron dhe vrimat e zeza quhen kolektivisht "mbetje kompakte".

Në fund të evolucionit, në varësi të masës, ylli ose shpërthen ose hedh më qetë lëndën, tashmë të pasuruar me elementë të rëndë kimikë. Në këtë rast, formohen elementët e mbetur të tabelës periodike. Yjet e gjeneratave të ardhshme formohen nga mediumi ndëryjor i pasuruar me elementë të rëndë. Për shembull, Dielli është një yll i gjeneratës së dytë, i formuar nga materia që tashmë ka qenë në zorrët e yjeve dhe është pasuruar me elementë të rëndë. Prandaj, mosha e yjeve mund të gjykohet nga përbërja e tyre kimike, e përcaktuar nga analiza spektrale.

Nëse materia e mjaftueshme grumbullohet diku në Univers, ajo kompresohet në një gungë të dendur, në të cilën fillon një reaksion termonuklear. Kështu ndriçojnë yjet. Të parët u ndezën në errësirën e Universit të ri 13.7 miliardë (13.7 * 10 9) vjet më parë, dhe Dielli ynë - vetëm rreth 4.5 miliardë vjet më parë. Jetëgjatësia e një ylli dhe proceset që ndodhin në fund të kësaj periudhe varen nga masa e yllit.

Ndërsa reaksioni termonuklear i shndërrimit të hidrogjenit në helium vazhdon në një yll, ai është në sekuencën kryesore. Koha që një yll shpenzon në sekuencën kryesore varet nga masa e tij: më të mëdhenjtë dhe më të rëndët arrijnë shpejt në fazën e gjigantit të kuq dhe më pas largohen nga sekuenca kryesore si rezultat i një shpërthimi supernova ose formimit të një xhuxhi të bardhë.

Fati i gjigantëve

Yjet më të mëdhenj dhe më masivë digjen shpejt dhe shpërthejnë si supernova. Pas një shpërthimi të supernovës, një yll neutron ose vrimë e zezë mbetet, dhe rreth tyre është lënda e nxjerrë nga energjia kolosale e shpërthimit, e cila më pas bëhet material për yjet e rinj. Nga fqinjët tanë më të afërt yjor, një fat i tillë pret, për shembull, Betelgeuse, por është e pamundur të llogaritet se kur do të shpërthejë.

Një mjegullnajë e formuar si rezultat i nxjerrjes së materies gjatë një shpërthimi supernova. Në qendër të mjegullnajës është një yll neutron.

Një yll neutron është një fenomen fizik i frikshëm. Bërthama e një ylli shpërthyes është i ngjeshur - shumë si gazi në një motor me djegie të brendshme, vetëm shumë i madh dhe efikas: një top me një diametër prej qindra mijëra kilometrash kthehet në një top me diametër nga 10 deri në 20 kilometra. Forca e ngjeshjes është aq e fortë sa elektronet bien mbi bërthamat atomike, duke formuar neutrone - prandaj emri.

NASA Ylli neutron (vizioni i artistit)

Dendësia e materies gjatë një kompresimi të tillë rritet me rreth 15 rend të madhësisë, dhe temperatura rritet në një 10 12 K të pabesueshme në qendër të yllit neutron dhe 1,000,000 K në periferi. Një pjesë e kësaj energjie emetohet në formën e rrezatimit të fotonit, ndërsa një pjesë largohet nga neutrinot e prodhuara në bërthamën e një ylli neutron. Por edhe për shkak të ftohjes shumë efikase të neutrinos, një yll neutron ftohet shumë ngadalë: duhen 10 16 apo edhe 10 22 vjet për të shteruar plotësisht energjinë e tij. Është e vështirë të thuhet se çfarë do të mbetet në vendin e yllit të ftohur neutron, dhe e pamundur të vëzhgohet: bota është shumë e re për këtë. Ekziston një supozim se një vrimë e zezë do të formohet përsëri në vend të yllit të ftohur.

Vrimat e zeza lindin nga kolapsi gravitacional i objekteve shumë masive, siç janë shpërthimet e supernovës. Ndoshta, pas triliona vitesh, yjet neutron të ftohur do të kthehen në vrima të zeza.

Fati i yjeve të mesme

Yje të tjerë, më pak masivë, mbeten në sekuencën kryesore më gjatë se ata më të mëdhenjtë, por pasi e lënë atë, ata vdesin shumë më shpejt se të afërmit e tyre neutron. Më shumë se 99% e yjeve në Univers nuk do të shpërthejnë kurrë dhe nuk do të kthehen as në vrima të zeza, as në yje neutron - bërthamat e tyre janë shumë të vogla për drama të tilla kozmike. Në vend të kësaj, yjet me masë të ndërmjetme bëhen gjigantë të kuq në fund të jetës së tyre, të cilët, në varësi të masës së tyre, bëhen xhuxhë të bardhë, shpërthejnë dhe shpërndahen plotësisht ose bëhen yje neutron.

Xhuxhët e bardhë tani përbëjnë nga 3 deri në 10% të popullsisë yjore të Universit. Temperatura e tyre është shumë e lartë - më shumë se 20,000 K, më shumë se trefishi i temperaturës së sipërfaqes së Diellit - por ende më pak se ajo e yjeve neutron, dhe për shkak të temperaturës së tyre më të ulët dhe zonës më të madhe, xhuxhët e bardhë ftohen më shpejt - në 10 14 - 10 15 vjet. Kjo do të thotë se në 10 trilion vitet e ardhshme - kur universi do të jetë një mijë herë më i vjetër se sa është tani - një lloj i ri objekti do të shfaqet në univers: një xhuxh i zi, një produkt i ftohjes së një xhuxhi të bardhë.

Nuk ka ende xhuxha të zi në hapësirë. Edhe yjet më të vjetër ftohës deri më sot kanë humbur një maksimum prej 0.2% të energjisë së tyre; për një xhuxh të bardhë me një temperaturë prej 20,000 K, kjo do të thotë ftohje në 19,960 K.

Për të vegjlit

Shkenca di edhe më pak se çfarë ndodh kur yjet më të vegjël, si fqinji ynë më i afërt, xhuxhi i kuq Proxima Centauri, ftohen sesa për supernova dhe xhuxhët e zinj. Shkrirja termonukleare në bërthamat e tyre vazhdon ngadalë, dhe ata mbeten në sekuencën kryesore më gjatë se të tjerët - sipas disa llogaritjeve, deri në 10 12 vjet, dhe pas kësaj, me sa duket, ata do të vazhdojnë të jetojnë si xhuxha të bardhë, d.m.th. shkëlqeni edhe për 10 14 - 10 15 vjet të tjera përpara se të shndërrohet në një xhuxh të zi.