Hayatlarının sonunda yıldızlara ne olur? Yıldızların ömrü

BİRİNCİ BÖLÜM SORUNUN ASTRONOMİK YÖNÜ

Pirinç. 12. Bir yayılma bulutsusundaki kürecikler

Bir önyıldız büzüştüğünde sıcaklığı yükselir ve açığa çıkan potansiyel enerjinin önemli bir kısmı çevredeki boşluğa yayılır. Çöken gaz topunun boyutları çok büyük olduğundan, yüzeyinin birim başına düşen radyasyon önemsiz olacaktır. Birim yüzey başına radyasyon akısı sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle (Stefan-Boltzmann yasası) orantılı olduğundan, yıldızın yüzey katmanlarının sıcaklığı nispeten düşüktür, parlaklık ise neredeyse sıradan bir yıldızınkiyle aynıdır. aynı kütle. Bu nedenle, spektrum-parlaklık diyagramında bu tür yıldızlar ana dizinin sağında yer alacak, yani başlangıç ​​kütlelerinin değerlerine bağlı olarak kırmızı devler veya kırmızı cüceler bölgesine düşeceklerdir. Daha sonra protostar kasılmaya devam eder. Boyutları küçülür ve yüzey sıcaklığı artar, bunun sonucunda spektrum giderek daha "erken" hale gelir. Böylece, spektrum-parlaklık diyagramı boyunca hareket eden protostar, ana diziye oldukça hızlı bir şekilde "oturacaktır". Bu dönemde yıldızın iç sıcaklığı, termonükleer reaksiyonların burada başlaması için zaten yeterlidir. Bu durumda gelecekteki yıldızın içindeki gaz basıncı çekim kuvvetini dengeler ve gaz topunun sıkışması durur. Bir ön yıldız bir yıldıza dönüşür. Önyıldızların evrimlerinin bu en erken aşamasından geçmesi nispeten az zaman alır. Örneğin, eğer önyıldızın kütlesi güneş kütlesinden daha büyükse, bu sadece birkaç milyon yıl, daha azsa da birkaç yüz milyon yıl sürer. Önyıldızların evrimsel süresi nispeten kısa olduğundan, yıldız gelişiminin bu en erken aşamasını tespit etmek zordur. Ancak yine de böyle bir aşamadaki yıldızların gözlenebildiği görülüyor. Genellikle karanlık bulutsuların içine gömülü olan çok ilginç T Tauri yıldızlarından bahsediyoruz. 1966'da, beklenmedik bir şekilde, önyıldızları evrimlerinin ilk aşamalarında gözlemlemek mümkün hale geldi. Bu kitabın üçüncü bölümünde, başta hidroksil OH ve su buharı H2O olmak üzere yıldızlararası ortamda bir dizi molekülün radyo astronomi yoluyla keşfedilmesinden bahsetmiştik. Radyo gökbilimcileri, gökyüzünü OH radyo hattına karşılık gelen 18 cm dalga boyunda incelerken parlak, son derece kompakt (yani küçük açısal boyutlara sahip) kaynaklar keşfedildiğinde çok şaşırdılar. Bu o kadar beklenmedik bir durumdu ki, ilk başta bu kadar parlak radyo çizgilerinin bir hidroksil molekülüne ait olabileceğine inanmayı bile reddettiler. Bu çizgilerin bilinmeyen bir maddeye ait olduğu varsayıldı ve bu maddeye hemen "uygun" adı "gizem" verildi. Bununla birlikte, "gizem" çok geçmeden optik "kardeşlerinin" - "nebulia" ve "korona" nın kaderini paylaştı. Gerçek şu ki, onlarca yıldır nebulaların ve güneş tacının parlak çizgileri bilinen herhangi bir spektral çizgiyle tanımlanamamıştır. Bu nedenle, yeryüzünde bilinmeyen bazı varsayımsal unsurlara - "nebulyum" ve "taç" atfedildiler. Yüzyılımızın başındaki gökbilimcilerin cehaletine küçümseyerek gülümsemeyelim: sonuçta atom teorisi yoktu! Fiziğin gelişimi, Mendeleev'in egzotik "gök cisimleri" için periyodik sisteminde yer bırakmadı: 1927'de, çizgileri iyonize oksijen ve nitrojenin "yasak" çizgileriyle güvenilir bir şekilde tanımlanan "nebulyum" çürütüldü ve 1939'da -1941. Gizemli "koronyum" çizgilerinin çoklu iyonize demir, nikel ve kalsiyum atomlarına ait olduğu ikna edici bir şekilde gösterildi. "Nebulium" ve "codonia"nın "çürütülmesi" onlarca yıl sürdüyse de, keşiften sonraki birkaç hafta içinde "mysterium" çizgilerinin sıradan hidroksile ait olduğu, ancak yalnızca olağandışı koşullar altında olduğu ortaya çıktı. Daha sonraki gözlemler, her şeyden önce, "gizem" kaynaklarının son derece küçük açısal boyutlara sahip olduğunu ortaya çıkardı. Bu, "ultra uzun taban çizgilerinde radyo interferometri" adı verilen, o zamanlar yeni ve çok etkili bir araştırma yöntemi kullanılarak gösterildi. Yöntemin özü, birbirinden birkaç bin km uzaklıkta bulunan iki radyo teleskopundaki kaynakların eşzamanlı gözlemlerine dayanmaktadır. Görünüşe göre açısal çözünürlük, dalga boyunun radyo teleskopları arasındaki mesafeye oranıyla belirleniyor. Bizim durumumuzda bu değer ~3x10 -8 rad veya yay saniyesinin birkaç binde biri olabilir! Optik astronomide bu tür açısal çözünürlüğün hala tamamen ulaşılamaz olduğunu unutmayın. Bu tür gözlemler, "gizem" kaynağının en az üç sınıfının olduğunu göstermiştir. Burada 1. sınıf kaynaklarla ilgileneceğiz. Hepsi ünlü Orion Bulutsusu gibi gaz halindeki iyonize bulutsuların içinde yer almaktadır. Daha önce de belirtildiği gibi boyutları son derece küçüktür; bulutsunun boyutundan binlerce kat daha küçüktür. En ilginç olanı karmaşık bir mekansal yapıya sahip olmalarıdır. Örneğin, W3 adı verilen bir bulutsuda bulunan bir kaynağı düşünün.

Pirinç. 13. Hidroksil hattının dört bileşeninin profilleri

İncirde. Şekil 13, bu kaynak tarafından yayılan OH hattının profilini göstermektedir. Gördüğünüz gibi çok sayıda dar parlak çizgiden oluşuyor. Her çizgi, bu çizgiyi yayan bulutun görüş hattı boyunca belirli bir hareket hızına karşılık gelir. Bu hızın büyüklüğü Doppler etkisi ile belirlenir. Farklı bulutlar arasındaki hız farkı (görüş hattı boyunca) ~10 km/s'ye ulaşır. Yukarıda bahsedilen interferometrik gözlemler, her bir çizgiyi yayan bulutların uzaysal olarak hizalanmadığını gösterdi. Resim şu şekilde ortaya çıkıyor: Yaklaşık 1,5 saniyelik bir alanın içinde, yaklaşık 10 kompakt bulut farklı hızlarda hareket ediyor. Her bulut belirli bir (frekans) çizgi yayar. Bulutların açısal boyutları yay saniyenin birkaç binde biri mertebesinde çok küçüktür. W3 Bulutsusu'na olan mesafe bilindiğinden (yaklaşık 2000 pc), açısal boyutlar kolaylıkla doğrusal boyutlara dönüştürülebilir. Bulutların hareket ettiği bölgenin doğrusal boyutlarının 10-2 pc civarında olduğu ve her bir bulutun boyutlarının yalnızca Dünya'dan Güneş'e olan mesafeden daha büyük bir büyüklük sırası olduğu ortaya çıktı. Sorular ortaya çıkıyor: Bunlar ne tür bulutlar ve neden hidroksil radyo hatlarında bu kadar çok yayılıyorlar? İkinci sorunun cevabı oldukça hızlı bir şekilde alındı. Radyasyon mekanizmasının laboratuvar ustaları ve lazerlerinde gözlemlenene oldukça benzer olduğu ortaya çıktı. Yani, "gizem" kaynakları, uzunluğu 18 cm olan hidroksil hattının dalgasında çalışan dev, doğal kozmik maserlerdir. Maserlerde (ve optik ve kızılötesi frekanslarda - lazerlerde) muazzam parlaklık vardır. çizgi elde edilir ve spektral genişliği küçüktür. Bilindiği gibi radyasyonun bu etki nedeniyle hatlarda güçlendirilmesi, radyasyonun yayıldığı ortamın bir şekilde “aktive edilmesi” ile mümkündür. Bu, bazı "harici" enerji kaynaklarının ("pompalama" olarak adlandırılan) başlangıç ​​(üst) seviyedeki atom veya molekül konsantrasyonunu anormal derecede yüksek hale getirdiği anlamına gelir. Sürekli çalışan bir "pompalama" olmadan bir maser veya lazer imkansızdır. Kozmik ustaları “pompalama” mekanizmasının doğası sorunu henüz tam olarak çözülmedi. Bununla birlikte, büyük olasılıkla "pompalama" oldukça güçlü kızılötesi radyasyon tarafından sağlanmaktadır. Başka bir olası pompalama mekanizması belirli kimyasal reaksiyonlar olabilir. Astronomların uzayda karşılaştığı şaşırtıcı olaylar hakkında düşünmek için kozmik ustalarla ilgili hikayemizi yarıda kesmeye değer. Yaşadığımız bilimsel ve teknolojik devrimde önemli rol oynayan, çalkantılı yüzyılımızın en büyük teknik icatlarından biri, doğal koşullarda kolaylıkla ve üstelik çok büyük ölçekte gerçekleştiriliyor! Bazı kozmik ustalardan gelen radyo emisyon akışı o kadar büyüktür ki, 35 yıl önce, yani ustaların ve lazerlerin icadından önce bile radyo astronomisinin teknik düzeyinde bile tespit edilebilirdi! Bunu yapmak için "yalnızca" OH radyo bağlantısının tam dalga boyunu bilmeniz ve sorunla ilgilenmeniz gerekiyordu. Bu arada, insanlığın karşılaştığı en önemli bilimsel ve teknik sorunların doğal koşullarda gerçekleşmesi ilk kez değil. Güneş ve yıldızların radyasyonunu destekleyen termonükleer reaksiyonlar (aşağıya bakın), gelecekte tüm enerji sorunlarımızı çözecek olan Dünya'da nükleer "yakıt" üretmeye yönelik projelerin geliştirilmesini ve uygulanmasını teşvik etti. Ne yazık ki doğanın “kolayca” çözdüğü bu en önemli sorunu çözmekten hâlâ uzağız. Bir buçuk yüzyıl önce, ışığın dalga teorisinin kurucusu Fresnel (elbette farklı bir durumda) şunu belirtmişti: "Doğa, zorluklarımıza gülüyor." Görüldüğü gibi Fresnel'in bu sözü bugün daha da doğrudur. Ancak kozmik ustalara dönelim. Bu maserleri “pompalama” mekanizması henüz tam olarak belli olmasa da, maser mekanizmasını kullanarak 18 cm'lik çizgiyi yayan bulutlardaki fiziksel koşullar hakkında kabaca bir fikir edinmek hala mümkün. bu bulutların oldukça yoğun olduğunu: santimetre küp başına en az 10 8 -10 9 parçacık vardır ve bunların önemli bir kısmı (ve belki de çoğu) moleküllerdir. Sıcaklığın iki bin Kelvin'i aşması pek mümkün değil, büyük olasılıkla 1000 Kelvin civarındadır. Bu özellikler, en yoğun yıldızlararası gaz bulutlarının özelliklerinden bile keskin bir şekilde farklıdır. Bulutların nispeten küçük boyutları göz önüne alındığında, istemeden de olsa bunların süperdev yıldızların geniş, oldukça soğuk atmosferlerine benzeme olasılıklarının daha yüksek olduğu sonucuna varıyoruz. Bu bulutların, ön yıldızların yıldızlararası ortamda yoğunlaşmasının hemen ardından gelen gelişiminin erken bir aşamasından başka bir şey olmaması çok muhtemeldir. Başka gerçekler de (bu kitabın yazarının 1966'da ifade ettiği) bu ifadeyi desteklemektedir. Kozmik ustaların gözlendiği bulutsularda genç, sıcak yıldızlar görülebilir (aşağıya bakın). Sonuç olarak, oradaki yıldız oluşum süreci yakın zamanda sona erdi ve büyük olasılıkla şu anda da devam ediyor. Belki de en merak uyandıran şey, radyo astronomi gözlemlerinin gösterdiği gibi, bu tür kozmik ustaların küçük, çok yoğun iyonize hidrojen bulutlarına "batırılmış" olmasıdır. Bu bulutlar çok fazla kozmik toz içeriyor ve bu da onları optik aralıkta gözlemlenemez hale getiriyor. Bu tür "kozalar", içlerinde bulunan genç, sıcak yıldız tarafından iyonize edilir. Kızılötesi astronominin yıldız oluşum süreçlerini incelemede çok faydalı olduğu kanıtlanmıştır. Aslında kızılötesi ışınlar için ışığın yıldızlararası emilimi o kadar önemli değildir. Şimdi şu resmi hayal edebiliyoruz: yıldızlararası ortamın bulutundan, yoğunlaşması yoluyla, farklı kütlelerden oluşan birkaç küme oluşuyor ve ön yıldızlara dönüşüyor. Evrimin hızı farklıdır: Daha büyük kümeler için bu oran daha büyük olacaktır (aşağıdaki Tablo 2'ye bakınız). Bu nedenle, en büyük kütle ilk önce sıcak bir yıldıza dönüşecek, geri kalanı ise önyıldız aşamasında az çok uzun süre kalacak. Bunları, "yeni doğmuş" bir sıcak yıldızın hemen yakınında, kümeler halinde yoğunlaşmayan "koza" hidrojenini iyonlaştıran maser radyasyon kaynakları olarak gözlemliyoruz. Elbette bu kaba plan daha da geliştirilecek ve elbette önemli değişiklikler yapılacak. Ancak gerçek şu ki: Beklenmedik bir şekilde, mecazi anlamda konuşursak, yeni doğmuş protostarların bir süre (büyük olasılıkla nispeten kısa bir süre) kuantum radyofiziğinin en son yöntemlerini (yani maserleri) kullanarak doğumları hakkında "çığlık attıkları" ortaya çıktı. 2 yıl Daha sonraki yıllarda, hidroksil (18 cm'lik çizgi) üzerindeki kozmik ustaların keşfedilmesinden sonra, aynı kaynakların aynı anda (yine bir maser mekanizması yoluyla) dalga boyu 1,35 cm olan bir su buharı çizgisi yaydığı bulunmuştur. “Su” maseri “hidroksil”inkinden bile daha büyüktür. H2O hattını yayan bulutlar, "hidroksil" bulutlarıyla aynı küçük hacimde bulunmalarına rağmen farklı hızlarda hareket ederler ve çok daha kompakttırlar. Yakın gelecekte başka maser hatlarının* da keşfedileceği göz ardı edilemez. Böylece radyo astronomisi, beklenmedik bir şekilde, klasik yıldız oluşumu problemini gözlemsel astronominin bir dalına dönüştürdü**. Ana diziye girdikten sonra büzülmeyi bırakan yıldız, pratik olarak spektrum-parlaklık diyagramındaki konumunu değiştirmeden uzun bir süre ışınım yapar. Radyasyonu merkezi bölgelerde meydana gelen termonükleer reaksiyonlarla desteklenir. Bu nedenle, ana dizi, bir yıldızın (kütlesine bağlı olarak) termonükleer reaksiyonlar nedeniyle uzun süre ve sabit bir şekilde yayılabileceği spektrum-parlaklık diyagramı üzerindeki noktaların geometrik bir konumudur. Bir yıldızın ana dizideki yeri kütlesine göre belirlenir. Denge yayan yıldızın spektrum-parlaklık diyagramındaki konumunu belirleyen bir parametrenin daha olduğuna dikkat edilmelidir. Bu parametre yıldızın başlangıç ​​kimyasal bileşimidir. Ağır elementlerin göreceli bolluğu azalırsa, yıldız aşağıdaki diyagramda "düşecektir". Bir dizi alt cücenin varlığını açıklayan da bu durumdur. Yukarıda belirtildiği gibi, bu yıldızlardaki ağır elementlerin göreceli bolluğu, ana dizi yıldızlarına göre onlarca kat daha azdır. Bir yıldızın ana dizide kalma süresi başlangıç ​​kütlesine göre belirlenir. Kütle büyükse, yıldızın radyasyonu muazzam bir güce sahiptir ve hidrojen “yakıt” rezervlerini hızla tüketir. Örneğin, kütlesi Güneş'ten onlarca kat daha büyük olan ana dizi yıldızları (bunlar spektral sınıf O'nun sıcak mavi devleridir), bu dizide yalnızca birkaç milyon yıl kalarak istikrarlı bir şekilde yayılabilirler; Güneş, 10-15 milyar yıldır ana dizide yer alıyor. Aşağıda tablo var. Şekil 2, farklı spektral sınıflardaki yıldızlar için hesaplanan yerçekimsel sıkıştırma ve ana dizide kalma süresini vermektedir. Aynı tablo güneş birimlerindeki yıldızların kütle, yarıçap ve parlaklık değerlerini göstermektedir.

Tablo 2

Pirinç. 14. Parlaklık-sıcaklık diyagramında farklı kütlelerdeki yıldızların evrimsel izleri

Pirinç. 15. NGC 2254 yıldız kümesinin Hertzsprung-Russell diyagramı

Pirinç. 16. Hertzsprung - M 3 küresel kümesi için Russell diyagramı. Dikey eksen boyunca - göreceli büyüklük

İlgili diyagram, sıcak büyük yıldızların bulunduğu sol üst kısmı da dahil olmak üzere tüm ana diziyi açıkça göstermektedir (0,2'lik bir renk indeksi, 20 bin K sıcaklığa, yani B sınıfı spektruma karşılık gelir). Küresel küme M3 “eski” bir nesnedir. Bu küme için oluşturulan ana dizi diyagramının üst kısmında neredeyse hiç yıldızın bulunmadığı açıkça görülmektedir. Ancak M3'ün kırmızı dev kolu çok zengin bir şekilde temsil edilirken, NGC 2254'te çok az sayıda kırmızı dev bulunuyor. Bu anlaşılabilir bir durumdur: Eski M 3 kümesinde çok sayıda yıldız ana diziyi zaten "terk etmiş"ken, genç NGC 2254 kümesinde bu yalnızca az sayıda nispeten büyük, hızla gelişen yıldızlarla gerçekleşti. M3 için dev kolun oldukça dik bir şekilde yukarıya doğru gitmesi dikkat çekicidir, NGC 2254 için ise neredeyse yataydır. Teorik açıdan bakıldığında, bu, M3'teki ağır elementlerin önemli ölçüde daha düşük içeriği ile açıklanabilir ve aslında, küresel kümelerin yıldızlarında (ve ayrıca galaktik düzleme doğru çok fazla konsantre olmayan diğer yıldızlarda). galaktik merkeze doğru), ağır elementlerin göreceli bolluğu önemsizdir. M3'ün "renk indeksi - parlaklık" diyagramında neredeyse yatay bir dal daha görülüyor. NGC 2254 için oluşturulan diyagramda benzer bir dallanma bulunmamaktadır. Teori bu dalın görünümünü şu şekilde açıklamaktadır. Kırmızı devin büzüşen yoğun helyum çekirdeğinin sıcaklığı 100-150 milyon K'ye ulaştıktan sonra, orada yeni bir nükleer reaksiyon oluşmaya başlayacak. Bu reaksiyon, üç helyum çekirdeğinden bir karbon çekirdeğinin oluşmasından oluşur. Bu reaksiyon başlar başlamaz çekirdeğin sıkışması duracaktır. Daha sonra yüzey katmanları

yıldızların sıcaklıkları artar ve spektrum-parlaklık diyagramındaki yıldız sola doğru hareket eder. M3 için diyagramın üçüncü yatay dalı bu tür yıldızlardan oluşur.

Pirinç. 17. 11 yıldız kümesi için Özet Hertzsprung-Russell diyagramı

İncirde. Şekil 17, ikisi (M 3 ve M 92) küresel olan 11 küme için özet bir "renk parlaklığı" diyagramını şematik olarak göstermektedir. Farklı kümelerin ana dizilerinin daha önce tartışılan teorik kavramlarla tam bir uyum içinde sağa ve yukarıya doğru nasıl "büküldüğü" açıkça görülmektedir. Şek. 17 Hangi kümelerin genç, hangilerinin yaşlı olduğu hemen belirlenebilir. Örneğin “çift” küme X ve h Perseus gençtir. Ana dizinin önemli bir bölümünü "korudu". M 41 kümesi daha eskidir, Hyades kümesi daha da yaşlıdır ve M 67 kümesi çok eskidir; bunun renk parlaklığı diyagramı küresel kümeler M 3 ve M 92'nin benzer diyagramına çok benzer. Yalnızca dev küme Küresel kümelerin dalları daha önce tartışılan kimyasal bileşimdeki farklılıklarla uyumlu olarak daha yüksektir. Böylece gözlemsel veriler teorinin sonuçlarını tamamen doğrular ve haklı çıkarır. Büyük bir yıldız maddesi kalınlığı nedeniyle bizden gizlenen yıldız içlerindeki süreçler teorisinin gözlemsel olarak doğrulanmasını beklemek zor görünüyor. Ve yine de buradaki teori, astronomik gözlem uygulamaları tarafından sürekli olarak izlenmektedir. Çok sayıda renk-parlaklık diyagramının derlenmesinin, gökbilimcilerin gözlemleriyle çok büyük bir çalışma ve gözlem yöntemlerinde radikal bir gelişme gerektirdiğini belirtmek gerekir. Öte yandan, yüksek hızlı elektronik hesaplama makinelerinin kullanımına dayanan modern bilgi işlem teknolojisi olmasaydı, yıldızların iç yapısı ve evrimi teorisindeki ilerlemeler imkansız olurdu. Nükleer fizik alanındaki araştırmalar aynı zamanda teoriye paha biçilmez bir hizmet sağladı; bu, yıldızların içlerinde meydana gelen nükleer reaksiyonların niceliksel özelliklerinin elde edilmesini mümkün kıldı. Abartmadan, yıldızların yapısı ve evrimi teorisinin gelişiminin, 20. yüzyılın ikinci yarısının astronomi alanındaki en büyük başarılarından biri olduğunu söyleyebiliriz. Modern fiziğin gelişimi, yıldızların ve özellikle Güneş'in iç yapısı teorisinin doğrudan gözlemsel olarak doğrulanması olasılığını ortaya çıkarmaktadır. Güneş'in derinliklerinde nükleer reaksiyonlar meydana gelirse, Güneş'in yayması gereken güçlü bir nötrino akışını tespit etme olasılığından bahsediyoruz. Nötrinoların diğer temel parçacıklarla son derece zayıf etkileşime girdiği iyi bilinmektedir. Örneğin, bir nötrino neredeyse hiç soğurulmadan Güneş'in tüm kalınlığı boyunca uçabilirken, X-ışını radyasyonu soğurulmadan güneşin iç kısmındaki yalnızca birkaç milimetrelik maddeden geçebilir. Her bir parçacığın enerjisine sahip güçlü bir nötrino ışınının olduğunu hayal edersek

Her birimiz hayatımızda en az bir kez yıldızlı gökyüzüne bakmışızdır. Birisi bu güzelliğe baktı, romantik duygular yaşadı, diğeri tüm bu güzelliğin nereden geldiğini anlamaya çalıştı. Uzaydaki yaşam, gezegenimizdeki yaşamın aksine farklı bir hızda akıyor. Uzayda zaman kendi kategorilerinde yaşar; Evrendeki mesafeler ve boyutlar devasadır. Galaksilerin ve yıldızların evriminin sürekli gözümüzün önünde gerçekleştiğini nadiren düşünüyoruz. Geniş uzaydaki her nesne belirli fiziksel süreçlerin sonucudur. Galaksilerin, yıldızların ve hatta gezegenlerin ana gelişim aşamaları vardır.

Gezegenimiz ve hepimiz güneşimize bağımlıyız. Güneş, sıcaklığıyla bizi ne kadar memnun edecek, Güneş Sistemine hayat verecek? Milyonlarca, milyarlarca yıl sonra gelecekte bizi neler bekliyor? Bu bağlamda, astronomik nesnelerin evrim aşamaları, yıldızların nereden geldiği ve bu harika armatürlerin gece gökyüzündeki ömrünün nasıl sona erdiği hakkında daha fazla bilgi edinmek ilginçtir.

Yıldızların kökeni, doğuşu ve evrimi

Samanyolu galaksimizde ve tüm Evrende yaşayan yıldızların ve gezegenlerin evrimi çoğunlukla iyi incelenmiştir. Uzayda fizik yasaları sarsılmazdır ve uzay nesnelerinin kökenini anlamaya yardımcı olur. Bu durumda, artık Evrenin oluşum sürecine ilişkin baskın doktrin olan Büyük Patlama teorisine güvenmek gelenekseldir. Evreni sarsan ve evrenin oluşumuna yol açan olay, kozmik standartlara göre ışık hızındadır. Evren için bir yıldızın doğumundan ölümüne kadar anlar geçer. Geniş mesafeler Evrenin sabit olduğu yanılsamasını yaratır. Uzaklarda parıldayan bir yıldız milyarlarca yıl boyunca üzerimizde parlıyor, o zaman artık var olmayabilir.

Galaksinin ve yıldızların evrimi teorisi, Big Bang teorisinin geliştirilmiş halidir. Yıldızların doğuşu ve yıldız sistemlerinin ortaya çıkışı doktrini, olup bitenlerin ölçeği ve bir bütün olarak Evrenin aksine, modern bilim araçlarıyla gözlemlenebilen zaman çerçevesi ile ayırt edilir.

Yıldızların yaşam döngüsünü incelerken bize en yakın yıldız örneğini kullanabilirsiniz. Güneş, görüş alanımızdaki yüz trilyonlarca yıldızdan biridir. Ayrıca Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığı (150 milyon km), güneş sisteminden ayrılmadan nesneyi incelemek için eşsiz bir fırsat sağlıyor. Elde edilecek bilgiler, diğer yıldızların nasıl yapılandırıldığını, bu devasa ısı kaynaklarının ne kadar çabuk tükendiğini, bir yıldızın gelişim aşamalarının neler olduğunu ve bu sessiz ve loş parlak yaşamın sonunun ne olacağını detaylı bir şekilde anlamayı mümkün kılacak. veya köpüklü, patlayıcı.

Büyük Patlama'dan sonra minik parçacıklar, trilyonlarca yıldızın “doğum hastanesi” haline gelen yıldızlararası bulutları oluşturdu. Sıkıştırma ve genişleme sonucunda tüm yıldızların aynı anda doğması karakteristiktir. Kozmik gaz bulutlarındaki sıkışma, kendi kütle çekiminin etkisi altında ve civardaki yeni yıldızlarda da benzer süreçlerin etkisiyle meydana geldi. Genişleme, yıldızlararası gazın iç basıncının bir sonucu olarak ve gaz bulutu içindeki manyetik alanların etkisi altında ortaya çıktı. Aynı zamanda bulut, kütle merkezinin etrafında serbestçe dönüyordu.

Patlama sonrasında oluşan gaz bulutlarının %98'i atomik ve moleküler hidrojen ve helyumdan oluşuyor. Bu masifin sadece %2'si toz ve katı mikroskobik parçacıklardan oluşuyor. Daha önce herhangi bir yıldızın merkezinde, bir milyon dereceye kadar ısıtılan bir demir çekirdeğinin bulunduğuna inanılıyordu. Yıldızın devasa kütlesini açıklayan da bu yöndü.

Enerjinin salınmasından kaynaklanan ışık gaz bulutuna nüfuz etmediğinden, fiziksel kuvvetlerin muhalefetinde sıkıştırma kuvvetleri galip geldi. Işık, açığa çıkan enerjinin bir kısmıyla birlikte dışarıya doğru yayılır ve yoğun gaz birikiminin içinde sıfırın altında bir sıcaklık ve düşük basınç bölgesi oluşturur. Bu durumda olan kozmik gaz hızla büzülür, yerçekimi çekim kuvvetlerinin etkisi parçacıkların yıldız maddesi oluşturmaya başlamasına yol açar. Gaz topluluğu yoğun olduğunda, yoğun sıkıştırma bir yıldız kümesinin oluşmasına neden olur. Gaz bulutunun boyutu küçük olduğunda, sıkıştırma tek bir yıldızın oluşmasına yol açar.

Olan bitenin kısa bir açıklaması, gelecekteki yıldızın iki aşamadan geçmesidir - bir protostar durumuna hızlı ve yavaş sıkıştırma. Basit ve anlaşılır bir dille ifade edersek hızlı sıkışma, yıldız maddesinin önyıldızın merkezine doğru düşmesidir. Protostarın oluşan merkezinin arka planında yavaş sıkıştırma meydana gelir. Sonraki yüzbinlerce yıl boyunca yeni oluşumun boyutu küçülür ve yoğunluğu milyonlarca kat artar. Yavaş yavaş, yıldız maddesinin yüksek yoğunluğu nedeniyle protostar opak hale gelir ve devam eden sıkıştırma, iç reaksiyon mekanizmasını tetikler. İç basınç ve sıcaklıktaki artış, gelecekteki yıldızın kendi ağırlık merkezinin oluşmasına yol açar.

Önyıldız milyonlarca yıl boyunca bu durumda kalır, yavaş yavaş ısı yayar ve yavaş yavaş küçülerek boyutu küçülür. Sonuç olarak yeni yıldızın hatları ortaya çıkıyor ve maddesinin yoğunluğu suyun yoğunluğuyla kıyaslanabilir hale geliyor.

Ortalama olarak yıldızımızın yoğunluğu 1,4 kg/cm3'tür; bu da tuzlu Ölü Deniz'deki suyun yoğunluğuyla hemen hemen aynıdır. Merkezde Güneş'in yoğunluğu 100 kg/cm3'tür. Yıldız maddesi sıvı halde değildir, plazma formunda bulunur.

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

Yukarıda açıklanan yıldız oluşumunun versiyonu, bir yıldızın evriminin ve doğuşunun ilk aşamasını tanımlayan yalnızca ilkel bir diyagramdır. Bugün galaksimizdeki ve Evrenin her yerindeki bu tür süreçler, yıldız malzemesinin yoğun tükenmesi nedeniyle neredeyse görünmezdir. Galaksimizin tüm bilinçli gözlem tarihi boyunca, yalnızca yeni yıldızların izole edilmiş görünümleri kaydedildi. Evren ölçeğinde bu rakam yüzlerce, binlerce kat arttırılabilir.

Yaşamlarının büyük bölümünde ön yıldızlar tozlu bir kabuk tarafından insan gözünden gizlenir. Çekirdekten gelen radyasyon yalnızca kızılötesinde gözlemlenebilir, bu da bir yıldızın doğuşunu görmenin tek yoludur. Örneğin, 1967'de Orion Bulutsusu'nda astrofizikçiler, radyasyon sıcaklığı 700 derece Kelvin olan kızılötesi aralıkta yeni bir yıldız keşfettiler. Daha sonra, protostarların doğum yerinin yalnızca galaksimizde değil, aynı zamanda Evrenin diğer uzak köşelerinde de bulunan kompakt kaynaklar olduğu ortaya çıktı. Kızılötesi radyasyona ek olarak, yeni yıldızların doğum yerleri yoğun radyo sinyalleriyle işaretlenir.

Çalışma süreci ve yıldızların evrimi

Yıldızları tanıma sürecinin tamamı birkaç aşamaya ayrılabilir. Başlangıçta yıldıza olan mesafeyi belirlemelisiniz. Yıldızın bizden ne kadar uzakta olduğu ve ışığın ne kadar süredir ondan geldiğine dair bilgiler, bu süre zarfında yıldızın başına neler geldiğine dair fikir veriyor. İnsanoğlu uzak yıldızlara olan mesafeyi ölçmeyi öğrendikten sonra, yıldızların aynı güneşler olduğu, yalnızca farklı boyutlarda ve farklı kaderlere sahip oldukları anlaşıldı. Yıldıza olan mesafeyi, ışık seviyesini ve yayılan enerji miktarını bilmek, yıldızın termonükleer füzyon sürecini izlemek için kullanılabilir.

Yıldıza olan mesafeyi belirledikten sonra yıldızın kimyasal bileşimini hesaplamak, yapısını ve yaşını öğrenmek için spektral analizden yararlanabilirsiniz. Spektrografın ortaya çıkışı sayesinde bilim insanları yıldız ışığının doğasını inceleme fırsatına sahip oldu. Bu cihaz, bir yıldızın varlığının farklı aşamalarında sahip olduğu yıldız maddesinin gaz bileşimini belirleyebilir ve ölçebilir.

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

Yıldız maddesi gezegenimizle aynı kimyasal elementlerden (hatta demirden) oluşur. Tek fark, belirli elementlerin miktarında ve Güneş'te ve dünyanın katı yüzeyinde meydana gelen süreçlerdedir. Yıldızları Evrendeki diğer nesnelerden ayıran şey budur. Yıldızların kökeni başka bir fiziksel disiplin olan kuantum mekaniği bağlamında da değerlendirilmelidir. Bu teoriye göre yıldız maddesini belirleyen madde, sürekli bölünen atomlardan ve kendi mikrokozmosunu oluşturan temel parçacıklardan oluşur. Bu açıdan yıldızların yapısı, bileşimi, yapısı ve evrimi ilgi çekicidir. Anlaşıldığı üzere, yıldızımızın ve diğer birçok yıldızın kütlesinin büyük kısmı yalnızca iki elementten oluşuyor: hidrojen ve helyum. Yıldızların yapısını açıklayan teorik bir model, onların yapısını ve diğer uzay nesnelerinden temel farkını anlamamızı sağlayacaktır.

Ana özellik, Evrendeki birçok nesnenin belirli bir boyuta ve şekle sahip olması, buna karşın bir yıldızın geliştikçe boyutunu değiştirebilmesidir. Sıcak gaz, birbirine gevşek bir şekilde bağlı atomların birleşimidir. Bir yıldızın oluşumundan milyonlarca yıl sonra yıldız maddesinin yüzey tabakası soğumaya başlar. Yıldız, enerjisinin çoğunu, boyutu azalarak veya artarak uzaya verir. Isı ve enerji yıldızın içinden yüzeye aktarılarak radyasyonun yoğunluğu etkilenir. Başka bir deyişle, aynı yıldız varlığının farklı dönemlerinde farklı görünür. Hidrojen döngüsünün reaksiyonlarına dayanan termonükleer süreçler, hafif hidrojen atomlarının daha ağır elementlere (helyum ve karbon) dönüşmesine katkıda bulunur. Astrofizikçiler ve nükleer bilim adamlarına göre böyle bir termonükleer reaksiyon, üretilen ısı miktarı açısından en verimli olanıdır.

Neden böyle bir reaktörün patlamasıyla çekirdeğin termonükleer füzyonu bitmiyor? Mesele şu ki, içindeki yerçekimi alanının kuvvetleri, yıldız maddesini sabit bir hacimde tutabiliyor. Bundan kesin bir sonuç çıkarabiliriz: Herhangi bir yıldız, yerçekimi kuvvetleri ile termonükleer reaksiyonların enerjisi arasındaki denge nedeniyle boyutunu koruyan devasa bir cisimdir. Bu ideal doğal modelin sonucu, uzun süre çalışabilen bir ısı kaynağıdır. Dünya üzerindeki ilk yaşam formlarının 3 milyar yıl önce ortaya çıktığı varsayılmaktadır. O uzak zamanlarda güneş, tıpkı şimdi olduğu gibi gezegenimizi ısıtıyordu. Sonuç olarak, yayılan ısı ve güneş enerjisinin ölçeği devasa olmasına rağmen (saniyede 3-4 milyon tondan fazla) yıldızımız çok az değişti.

Yıldızımızın var olduğu yıllar içerisinde ne kadar ağırlık kaybettiğini hesaplamak zor değil. Bu çok büyük bir rakam olacak, ancak muazzam kütlesi ve yüksek yoğunluğu nedeniyle Evren ölçeğindeki bu tür kayıplar önemsiz görünüyor.

Yıldız evriminin aşamaları

Yıldızın kaderi, yıldızın başlangıçtaki kütlesine ve kimyasal bileşimine bağlıdır. Hidrojenin ana rezervleri çekirdekte yoğunlaşırken, yıldız ana dizi adı verilen bölgede kalıyor. Yıldızın boyutunun artma eğilimi ortaya çıktığı anda bu, termonükleer füzyonun ana kaynağının kuruduğu anlamına gelir. Göksel bedenin dönüşümünün uzun son yolu başladı.

Evrende oluşan armatürler başlangıçta en yaygın üç türe ayrılır:

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

Düşük kütleli yıldızlar (cüceler) hidrojen rezervlerini yavaş yavaş yakarak hayatlarını oldukça sakin yaşarlar.

Bu tür yıldızlar Evrende çoğunluktadır ve sarı cüce olan yıldızımız da onlardan biridir. Yaşlılığın başlamasıyla birlikte sarı cüce, kırmızı dev veya süper dev haline gelir.

Yıldızların kökeni teorisine göre Evrendeki yıldız oluşum süreci henüz sona ermemiştir. Galaksimizdeki en parlak yıldızlar Güneş'e kıyasla sadece en büyükleri değil aynı zamanda en gençleridir. Astrofizikçiler ve gökbilimciler bu tür yıldızlara mavi süperdevler adını verirler. Sonunda trilyonlarca diğer yıldızla aynı kaderi paylaşacaklar. Önce hızlı bir doğum, parlak ve coşkulu bir yaşam gelir, ardından yavaş yavaş bir çürüme dönemi gelir. Güneş büyüklüğündeki yıldızların ana dizide (orta kısımda) yer alması nedeniyle uzun bir yaşam döngüsü vardır.

Bir yıldızın kütlesine ilişkin verileri kullanarak onun evrimsel gelişim yolunu varsayabiliriz. Bu teorinin açık bir örneği yıldızımızın evrimidir. Hiç bir şey sonsuza dek sürmez. Termonükleer füzyon sonucunda hidrojen helyuma dönüştürülür, dolayısıyla orijinal rezervleri tüketilir ve azalır. Bir gün, çok yakında değil, bu rezervler tükenecek. Güneşimizin büyüklüğü değişmeden 5 milyar yıldan fazla bir süre boyunca parlamaya devam ettiği göz önüne alındığında, yıldızın olgun yaşının hala aynı süre kadar sürebileceği anlaşılmaktadır.

Hidrojen rezervlerinin tükenmesi, yerçekiminin etkisi altında güneşin çekirdeğinin hızla küçülmeye başlamasına yol açacaktır. Çekirdeğin yoğunluğu çok yüksek olacak ve bunun sonucunda termonükleer işlemler çekirdeğe bitişik katmanlara doğru hareket edecektir. Yıldızın üst katmanlarındaki termonükleer reaksiyonların neden olabileceği bu duruma çöküş denir. Yüksek basıncın bir sonucu olarak helyum içeren termonükleer reaksiyonlar tetiklenir.

Yıldızın bu kısmındaki hidrojen ve helyum rezervleri milyonlarca yıl yetecek. Hidrojen rezervlerinin tükenmesi çok geçmeden radyasyon yoğunluğunun artmasına, kabuğun boyutunda ve yıldızın boyutunda bir artışa yol açacaktır. Bunun sonucunda Güneşimiz çok büyüyecek. Bu resmi bundan on milyarlarca yıl sonra hayal ederseniz, gökyüzünde göz kamaştırıcı parlak bir disk yerine, devasa boyutlarda, sıcak kırmızı bir disk asılı kalacaktır. Kırmızı devler, bir yıldızın evriminde doğal bir aşamadır; değişken yıldızlar kategorisine geçiş durumudur.

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

Yıldız evriminin son aşamaları

Kırmızı dev aşamasına ulaşan normal bir yıldız, çekimsel süreçlerin etkisi altında beyaz cüceye dönüşür. Bir yıldızın kütlesi yaklaşık olarak Güneşimizin kütlesine eşitse, içindeki tüm ana süreçler, dürtüler veya patlayıcı reaksiyonlar olmadan sakin bir şekilde gerçekleşecektir. Beyaz cüce uzun bir süre yanarak yanarak ölecek.

Yıldızın başlangıçta Güneş'in 1,4 katından daha büyük bir kütleye sahip olduğu durumlarda beyaz cüce son aşama olmayacak. Yıldızın içindeki büyük kütle ile yıldız maddesinin sıkışma süreçleri atomik ve moleküler düzeyde başlar. Protonlar nötronlara dönüşür, yıldızın yoğunluğu artar ve boyutu hızla küçülür.

Bilim tarafından bilinen nötron yıldızlarının çapı 10-15 km'dir. Bu kadar küçük bir boyuta sahip bir nötron yıldızı devasa bir kütleye sahiptir. Bir santimetreküp yıldız maddesi milyarlarca ton ağırlığında olabilir.

Başlangıçta yüksek kütleli bir yıldızla karşı karşıyaysak, evrimin son aşaması başka biçimler alır. Devasa bir yıldızın kaderi, keşfedilmemiş doğası ve öngörülemeyen davranışı olan bir nesne olan bir kara deliktir. Yıldızın büyük kütlesi, yerçekimi kuvvetlerinde artışa katkıda bulunarak sıkıştırma kuvvetlerini harekete geçirir. Bu süreci duraklatmak mümkün değildir. Maddenin yoğunluğu sonsuz hale gelinceye kadar artar ve tekil bir uzay oluşur (Einstein'ın görelilik teorisi). Böyle bir yıldızın yarıçapı sonunda sıfır olacak ve uzayda bir kara delik haline gelecektir. Büyük ve süper kütleli yıldızlar uzaydaki alanın çoğunu kaplasaydı, önemli ölçüde daha fazla kara delik olurdu.

Bir kırmızı devin bir nötron yıldızına veya bir kara deliğe dönüştüğünde, Evrenin benzersiz bir fenomeni deneyimleyebileceğine dikkat edilmelidir: yeni bir kozmik nesnenin doğuşu.

Bir süpernovanın doğuşu, yıldızların evrimindeki en muhteşem son aşamadır. Burada doğanın doğal bir kanunu işliyor: Bir bedenin varlığının sona ermesi yeni bir yaşamın ortaya çıkmasına neden oluyor. Bir süpernovanın doğuşu gibi bir döngünün dönemi esas olarak büyük yıldızlarla ilgilidir. Tükenmiş hidrojen rezervleri, termonükleer füzyon sürecine helyum ve karbonun dahil edilmesine yol açar. Bu reaksiyon sonucunda basınç yeniden artar ve yıldızın merkezinde demir bir çekirdek oluşur. Güçlü çekim kuvvetlerinin etkisi altında kütle merkezi yıldızın orta kısmına kayar. Çekirdek o kadar ağırlaşır ki kendi yerçekimine karşı koyamaz. Sonuç olarak çekirdeğin hızlı bir şekilde genişlemesi başlar ve bu da anında bir patlamaya yol açar. Bir süpernovanın doğuşu bir patlamadır, canavarca bir kuvvetin şok dalgasıdır, Evrenin uçsuz bucaksız alanlarında parlak bir parıltıdır.

Güneşimizin çok büyük bir yıldız olmadığını, dolayısıyla benzer bir kaderin onu tehdit etmediğini ve gezegenimizin böyle bir sondan korkmaması gerektiğini belirtmek gerekir. Çoğu durumda, süpernova patlamaları uzak galaksilerde meydana gelir ve bu nedenle nadiren tespit edilirler.

Nihayet

Yıldızların evrimi on milyarlarca yıla yayılan bir süreçtir. Gerçekleşen süreçlere dair düşüncemiz sadece matematiksel ve fiziksel bir model, bir teoridir. Dünya zamanı, Evrenimizin yaşadığı devasa zaman döngüsünde yalnızca bir andır. Milyarlarca yıl önce olanları yalnızca gözlemleyebilir ve sonraki nesil dünyalıların nelerle karşılaşabileceğini hayal edebiliriz.

Sorularınız varsa makalenin altındaki yorumlara bırakın. Biz veya ziyaretçilerimiz onlara cevap vermekten mutluluk duyacağız

Doğadaki herhangi bir cisim gibi yıldızlar da değişmeden kalamaz. Doğarlar, gelişirler ve sonunda “ölürler”. Yıldızların evrimi milyarlarca yıl sürüyor ancak oluşum zamanları konusunda tartışmalar var. Daha önce gökbilimciler yıldız tozundan "doğum" sürecinin milyonlarca yıl sürdüğüne inanıyorlardı, ancak çok uzun zaman önce Büyük Orion Bulutsusu'ndan gökyüzü bölgesinin fotoğrafları elde edildi. Birkaç yıl boyunca küçük bir

1947'deki fotoğraflar bu konumda küçük bir grup yıldız benzeri nesneyi gösteriyordu. 1954'e gelindiğinde bazıları zaten dikdörtgen hale gelmişti ve beş yıl sonra bu nesneler ayrı nesnelere bölündü. Böylece yıldızların doğuş süreci ilk kez tam anlamıyla gökbilimcilerin gözü önünde gerçekleşti.

İnsan standartlarına göre sonsuz yaşamın başladığı ve bittiği yıldızların yapısına ve evrimine ayrıntılı olarak bakalım.

Geleneksel olarak bilim adamları, yıldızların gaz ve toz bulutlarının yoğunlaşması sonucu oluştuğunu varsayarlar. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, ortaya çıkan bulutlardan yapısı yoğun, opak bir gaz topu oluşur. İç basıncı, kendisini sıkıştıran yer çekimi kuvvetlerini dengeleyemez. Yavaş yavaş, top o kadar büzülür ki yıldızın iç sıcaklığı yükselir ve topun içindeki sıcak gazın basıncı dış kuvvetleri dengeler. Bundan sonra sıkıştırma durur. Bu sürecin süresi yıldızın kütlesine bağlıdır ve genellikle iki ila birkaç yüz milyon yıl arasında değişir.

Yıldızların yapısı, çekirdeklerinde çok yüksek sıcaklıklar anlamına gelir, bu da sürekli termonükleer süreçlere katkıda bulunur (onları oluşturan hidrojen, helyuma dönüşür). Yıldızlardan gelen yoğun radyasyona neden olan da bu süreçlerdir. Mevcut hidrojen kaynağını tükettikleri süre, kütlelerine göre belirlenir. Radyasyonun süresi de buna bağlıdır.

Hidrojen rezervleri tükendiğinde yıldızların evrimi şu şekilde gerçekleşir. Enerji salınımı sona erdikten sonra yerçekimi kuvvetleri çekirdeği sıkıştırmaya başlar. Aynı zamanda yıldızın boyutu da önemli ölçüde artar. İşlem devam ettikçe parlaklık da artar, ancak yalnızca çekirdek sınırında ince bir katman halinde.

Bu sürece, büzülen helyum çekirdeğinin sıcaklığındaki bir artış ve helyum çekirdeklerinin karbon çekirdeklerine dönüşümü eşlik ediyor.

Güneşimizin sekiz milyar yıl içinde kırmızı bir dev haline gelebileceği öngörülüyor. Yarıçapı onlarca kat artacak ve parlaklığı mevcut seviyelere göre yüzlerce kat artacak.

Bir yıldızın ömrü, daha önce de belirtildiği gibi, kütlesine bağlıdır. Kütlesi Güneş'ten küçük olan cisimler, rezervlerini çok ekonomik bir şekilde "tüketir" ve on milyarlarca yıl boyunca parlayabilirler.

Yıldızların evrimi oluşumuyla sona erer. Bu, kütlesi Güneş'in kütlesine yakın olanlarda olur. 1,2'sini geçmiyor.

Dev yıldızlar nükleer yakıt kaynaklarını hızla tüketme eğilimindedir. Buna, özellikle dış kabukların dökülmesi nedeniyle önemli bir kütle kaybı eşlik eder. Sonuç olarak, nükleer reaksiyonların tamamen durduğu, yalnızca yavaş yavaş soğuyan bir orta kısım kalır. Zamanla bu tür yıldızlar yaymayı bırakır ve görünmez hale gelir.

Ancak bazen yıldızların normal evrimi ve yapısı bozulur. Çoğu zaman bu, her türlü termonükleer yakıtı tüketen devasa nesnelerle ilgilidir. Daha sonra nötronlara dönüştürülebilirler veya bilim adamları bu nesneler hakkında ne kadar çok şey öğrenirse, o kadar yeni sorular ortaya çıkar.

Astronomide yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı boyunca, yani milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ışık ve ısı yayarken geçirdiği değişimlerin dizisidir. Bu kadar muazzam zaman dilimleri boyunca, değişiklikler oldukça önemlidir.

Bir yıldızın evrimi, yıldız beşiği olarak da adlandırılan dev bir moleküler bulutta başlar. Bir galaksideki "boş" alanın çoğu aslında cm³ başına 0,1 ila 1 molekül içerir. Bir moleküler bulutun yoğunluğu cm³ başına yaklaşık bir milyon moleküldür. Böyle bir bulutun kütlesi, büyüklüğü nedeniyle Güneş'in kütlesini 100.000-10.000.000 kat aşıyor: çapı 50 ila 300 ışıkyılı arasında.

Bulut, kendi galaksisinin merkezi etrafında serbestçe dönerken hiçbir şey olmuyor. Bununla birlikte, yerçekimi alanının homojen olmaması nedeniyle, yerel kütle konsantrasyonlarına yol açan rahatsızlıklar ortaya çıkabilir. Bu tür rahatsızlıklar bulutun yerçekimsel çökmesine neden olur. Buna yol açan senaryolardan biri de iki bulutun çarpışmasıdır. Çökmeye neden olan bir diğer olay da bir bulutun sarmal gökadanın yoğun kolundan geçmesi olabilir. Ayrıca kritik bir faktör, şok dalgasının moleküler bulutla muazzam bir hızla çarpışacağı yakındaki bir süpernovanın patlaması olabilir. Galaksilerin çarpışması da mümkündür; bu, her galaksideki gaz bulutlarının çarpışma nedeniyle sıkıştırılması nedeniyle yıldız oluşumunda bir patlamaya neden olabilir. Genel olarak bulutun kütlesine etki eden kuvvetlerdeki herhangi bir homojensizlik, yıldız oluşum sürecini tetikleyebilir.
Ortaya çıkan homojensizlikler nedeniyle, moleküler gazın basıncı daha fazla sıkışmayı artık engelleyemez ve gaz, yerçekimsel çekim kuvvetlerinin etkisi altında gelecekteki yıldızların merkezleri etrafında toplanmaya başlar. Açığa çıkan yerçekimi enerjisinin yarısı bulutu ısıtmaya, yarısı da ışık radyasyonuna gider. Bulutlarda merkeze doğru basınç ve yoğunluk artar ve orta kısmın çökmesi çevreye göre daha hızlı gerçekleşir. Sıkıştırma ilerledikçe fotonların ortalama serbest yolu azalır ve bulut kendi radyasyonuna karşı giderek daha az şeffaf hale gelir. Bu, sıcaklığın daha hızlı artmasına ve basıncın daha da hızlı yükselmesine neden olur. Sonunda, basınç gradyanı yerçekimi kuvvetini dengeler ve bulut kütlesinin yaklaşık %1'i kadar bir kütleye sahip bir hidrostatik çekirdek oluşur. Bu an görünmez; kürecik optik aralıkta opaktır. Protostarın daha da gelişmesi, çekirdeğin "yüzeyine" düşmeye devam eden maddenin birikmesidir ve bu nedenle boyut olarak büyür. Sonunda bulutta serbestçe hareket eden madde kütlesi tükenir ve yıldız, optik aralıkta görünür hale gelir. Bu an, ön yıldız evresinin sonu ve genç yıldız evresinin başlangıcı olarak kabul edilir.

Momentumun korunumu yasasına göre bulutun boyutu küçüldükçe dönüş hızı artar ve belirli bir anda madde tek vücut olarak dönmeyi bırakır ve birbirinden bağımsız olarak çökmeye devam eden katmanlara bölünür. Bu katmanların sayısı ve kütleleri, moleküler bulutun başlangıç ​​kütlesine ve dönüş hızına bağlıdır. Bu parametrelere bağlı olarak çeşitli gök cisimleri sistemleri oluşur: yıldız kümeleri, çift yıldızlar, gezegenli yıldızlar.

Genç yıldız - genç bir yıldızın aşaması.

Yıldız oluşum süreci birleşik bir şekilde tanımlanabilir, ancak bir yıldızın evriminin sonraki aşamaları neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldızın evriminin en sonunda kimyasal bileşimi bir rol oynayabilir.

Genç düşük kütleli yıldızlar

Ana diziye yaklaşan düşük kütleli (üç güneş kütlesine kadar) genç yıldızlar tamamen konvektiftir - konveksiyon süreci yıldızın tüm gövdesini kapsar. Bunlar esasen merkezlerinde nükleer reaksiyonların yeni başladığı ön yıldızlardır ve tüm radyasyon esas olarak yerçekimsel sıkıştırma nedeniyle oluşur. Hidrostatik denge sağlanana kadar yıldızın parlaklığı sabit etkili sıcaklıkta azalır. Sıkıştırma yavaşladıkça genç yıldız ana diziye yaklaşır. Bu tür nesneler T Tauri yıldızlarıyla ilişkilidir.

Bu zamanda, kütlesi 0,8 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar için, çekirdek radyasyona karşı şeffaf hale gelir ve çekirdekteki ışınımsal enerji aktarımı baskın hale gelir, çünkü yıldız maddesinin artan sıkışması konveksiyon giderek daha fazla engellenir. Yıldızın gövdesinin dış katmanlarında konvektif enerji aktarımı hakimdir.

Yıldız büzüştükçe dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın belirli bir yarıçapına ulaşıldığında sıkışma durur, bu da yıldızın çekirdeğindeki sıcaklığın daha da artmasının durmasına neden olur. sıkıştırma ve ardından azalması. 0,0767 güneş kütlesinden daha küçük yıldızlar için bu gerçekleşmez: Nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji, iç basıncı ve yerçekimi sıkıştırmasını dengelemek için asla yeterli değildir. Bu tür "alt yıldızlar", termonükleer reaksiyonlar sırasında üretilenden daha fazla enerji yayar ve kahverengi cüceler olarak sınıflandırılır. Kaderleri, dejenere gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli sıkıştırma ve ardından başlayan tüm termonükleer reaksiyonların durmasıyla kademeli olarak soğumasıdır.

Genç orta kütleli yıldızlar

Orta kütleli genç yıldızlar (2 ila 8 güneş kütlesi arası), ana diziye kadar konvektif bölgelere sahip olmamaları dışında, niteliksel olarak küçük kardeşleriyle aynı şekilde gelişirler. Bu tür nesneler sözde ile ilişkilidir. Herbig Ae\Be yıldızları, spektral sınıf B-F0'ın düzensiz değişkenlerine sahiptir. Ayrıca diskler ve bipolar jetler de sergiliyorlar. Maddenin yüzeyden çıkış hızı, parlaklık ve etkili sıcaklık, T Tauri'ye göre önemli ölçüde daha yüksektir, bu nedenle protostellar bulutun kalıntılarını etkili bir şekilde ısıtır ve dağıtırlar.

Kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük olan genç yıldızlar

Kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük olan genç yıldızlar. Bu tür kütlelere sahip yıldızlar, tüm ara aşamalardan geçtikleri ve çekirdeğin hidrostatik dengesini sağlamak için kütle biriktirirken radyasyon nedeniyle kaybedilen enerjiyi telafi eden nükleer reaksiyon hızını elde edebildikleri için zaten normal yıldızların özelliklerine sahiptirler. Bu yıldızlar için kütle ve parlaklık akışı o kadar büyüktür ki, moleküler bulutun henüz yıldızın bir parçası haline gelmemiş dış bölgelerinin yerçekimsel çöküşünü durdurmakla kalmaz, tam tersine onları dağıtırlar. Böylece, ortaya çıkan yıldızın kütlesi, ön yıldız bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla bu, galaksimizde yaklaşık 300 güneş kütlesinden daha büyük kütleye sahip yıldızların yokluğunu açıklıyor.

Bir yıldızın orta yaşam döngüsü

Yıldızlar çok çeşitli renk ve boyutlarda gelir. Spektral türleri sıcak maviden soğuk kırmızıya kadar değişiyor ve son tahminlere göre kütleleri 0,0767 ila yaklaşık 300 güneş kütlesi arasında değişiyor. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, kütlesi tarafından belirlenen yüzey sıcaklığına bağlıdır. Tüm yeni yıldızlar kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana dizide “yerlerini alırlar”.

Küçük, soğuk kırmızı cüceler, hidrojen rezervlerini yavaşça yakar ve on milyarlarca yıl boyunca ana dizide kalırken, büyük süper devler, oluşumdan birkaç on milyon (ve bazıları sadece birkaç milyon) yıl sonra ana diziyi terk ederler.

Güneş gibi orta büyüklükteki yıldızlar ortalama 10 milyar yıl boyunca ana dizide kalırlar. Güneş'in yaşam döngüsünün ortasında olması nedeniyle hala üzerinde olduğuna inanılıyor. Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen bittiğinde ana diziden ayrılır.

Yıldız olgunluğu

Belirli bir süre sonra - bir milyondan on milyarlarca yıla kadar (başlangıçtaki kütleye bağlı olarak) - yıldız, çekirdeğin hidrojen kaynaklarını tüketir. Büyük ve sıcak yıldızlarda bu durum, küçük ve soğuk yıldızlara göre çok daha hızlı gerçekleşir. Hidrojen kaynağının tükenmesi termonükleer reaksiyonların durmasına yol açar.

Bu reaksiyonlar sırasında ortaya çıkan ve yıldızın gövdesindeki iç kütle çekimini dengeleyen basınç olmadan yıldız, daha önceki oluşum sürecinde olduğu gibi yeniden büzülmeye başlar. Sıcaklık ve basınç tekrar yükselir, ancak önyıldız aşamasından farklı olarak çok daha yüksek bir seviyeye çıkar. Çökme, helyum içeren termonükleer reaksiyonlar yaklaşık 100 milyon K sıcaklıkta başlayana kadar devam eder.

Yeni bir seviyede devam eden maddenin termonükleer "yanması", yıldızın korkunç bir şekilde genişlemesine neden olur. Yıldız "şişir", çok "gevşek" hale gelir ve boyutu yaklaşık 100 kat artar. Yıldız bu şekilde oluşur ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl sürer. Kırmızı devlerin neredeyse tamamı değişen yıldızlardır.

Yıldız evriminin son aşamaları

Düşük kütleli eski yıldızlar

Şu anda, çekirdeklerindeki hidrojen tükendikten sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin yaşı 13,7 milyar yıl olduğundan, bu yıldızlardaki hidrojen yakıtının tükenmesi için yeterli değildir, modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar simülasyonlarına dayanmaktadır.

Bazı yıldızlar helyumu yalnızca belirli aktif bölgelerde sentezleyebilir, bu da istikrarsızlığa ve güçlü yıldız rüzgarlarına neden olur. Bu durumda, gezegenimsi bir bulutsu oluşumu gerçekleşmez ve yıldız yalnızca buharlaşarak kahverengi bir cüceden bile daha küçük hale gelir.

Kütlesi 0,5 güneşten daha az olan bir yıldız, çekirdeğinde hidrojenin durduğu reaksiyonlardan sonra bile helyumu dönüştüremez - böyle bir yıldızın kütlesi, "tutuşmaya" yetecek derecede yeni bir yerçekimsel sıkıştırma fazı sağlamak için çok küçüktür. helyum. Bu yıldızlar arasında ana dizi yaşamları on milyarlarca ila on trilyonlarca yıl arasında değişen Proxima Centauri gibi kırmızı cüceler de bulunmaktadır. Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecekler.

Orta büyüklükteki yıldızlar

Bir yıldız ortalama bir büyüklüğe (0,4 ila 3,4 güneş kütlesi) ulaştığında kırmızı dev fazına ulaşır, çekirdeğindeki hidrojen biter ve helyumdan karbon sentezi reaksiyonları başlar. Bu işlem daha yüksek sıcaklıklarda meydana gelir ve dolayısıyla çekirdekten enerji akışı artar ve bunun sonucunda yıldızın dış katmanları genişlemeye başlar. Karbon sentezinin başlangıcı bir yıldızın yaşamında yeni bir aşamaya işaret eder ve bir süre daha devam eder. Güneş'e benzer büyüklükteki bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilir.

Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji salınımı da dahil olmak üzere istikrarsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji çıkışı düşük frekanslı radyasyona doğru kayar. Bütün bunlara güçlü yıldız rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan kütle kaybı eşlik ediyor. Bu aşamadaki yıldızlara, kesin özelliklerine bağlı olarak "geç tip yıldızlar" (ayrıca "emekli yıldızlar"), OH-IR yıldızları veya Mira benzeri yıldızlar adı verilir. Püskürtülen gaz, yıldızın iç kısmında üretilen oksijen ve karbon gibi ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz genişleyen bir kabuk oluşturur ve yıldızdan uzaklaştıkça soğuyarak toz parçacıklarının ve moleküllerin oluşmasına olanak tanır. Kaynak yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, bu tür kabuklarda kozmik ustaların aktivasyonu için ideal koşullar oluşur.

Helyumun termonükleer yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bazen bu büyük istikrarsızlığa yol açar. Güçlü titreşimler ortaya çıkar ve bunun sonucunda dış katmanların fırlatılıp gezegenimsi bir bulutsuya dönüşmesi için yeterli ivme sağlanır. Böyle bir bulutsunun merkezinde, yıldızın termonükleer reaksiyonların durduğu çıplak çekirdeği kalır ve soğudukça, genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine kadar bir kütleye ve çapa sahip bir helyum beyaz cücesine dönüşür. Dünyanın çapı sırasına göre.

Helyum patlamasından kısa bir süre sonra karbon ve oksijen “tutuşur”; bu olayların her biri yıldızın vücudunda ciddi bir yeniden yapılanmaya ve Hertzsprung-Russell diyagramı boyunca hızlı hareketine neden olur. Yıldızın atmosferinin boyutu daha da artar ve yıldız rüzgarının saçılma akışları şeklinde yoğun bir şekilde gaz kaybetmeye başlar. Bir yıldızın merkez kısmının kaderi tamamıyla başlangıçtaki kütlesine bağlıdır; bir yıldızın çekirdeği, evrimini şu şekilde sonlandırabilir:

• (düşük kütleli yıldızlar)
• bir nötron yıldızı (pulsar) olarak, eğer yıldızın evriminin sonraki aşamalarındaki kütlesi Chandrasekhar sınırını aşarsa
• yıldızın kütlesi Oppenheimer - Volkova sınırını aşarsa kara delik gibi

Son iki durumda, bir yıldızın evrimi feci bir olayla, bir süpernova patlamasıyla sona erer.

Güneş de dahil olmak üzere yıldızların büyük çoğunluğu, dejenere elektronların basıncı yerçekimini dengeleyene kadar büzülerek evrimlerini tamamlarlar. Bu durumda yıldızın boyutu yüz kat azaldığında ve yoğunluğu suyun yoğunluğundan bir milyon kat daha fazla olduğunda yıldıza beyaz cüce denir. Enerji kaynaklarından mahrum kalır ve yavaş yavaş soğuyarak görünmez hale gelir.

Güneş'ten daha büyük yıldızlarda, dejenere elektronların basıncı çekirdeğin daha fazla sıkıştırılmasını durduramaz ve elektronlar, aralarında elektrostatik itme kuvvetlerinin bulunmadığı protonları nötronlara dönüştüren atom çekirdeğine "bastırılmaya" başlar. Maddenin bu nötronizasyonu, şu anda devasa bir atom çekirdeği olan yıldızın boyutunun birkaç kilometreyle ölçülmesine ve yoğunluğunun suyun yoğunluğundan 100 milyon kat daha fazla olmasına yol açmaktadır. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir; dengesi dejenere nötron maddesinin basıncıyla korunur.

Süper kütleli yıldızlar

Kütlesi beş güneş kütlesinden büyük olan bir yıldız, kırmızı süperdev aşamasına girdikten sonra, yerçekiminin etkisiyle çekirdeği küçülmeye başlar. Sıkıştırma ilerledikçe sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyonlar dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda giderek daha ağır elementler sentezlenir: çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen helyum, karbon, oksijen, silikon ve demir.

Sonuç olarak Periyodik Tablonun giderek daha ağır elementleri oluştukça silikondan demir-56 sentezlenir. Bu aşamada, demir-56 çekirdeğinin maksimum kütle kusuruna sahip olması ve enerjinin serbest bırakılmasıyla daha ağır çekirdeklerin oluşması imkansız olduğundan, daha fazla ekzotermik termonükleer füzyon imkansız hale gelir. Bu nedenle, bir yıldızın demir çekirdeği belirli bir boyuta ulaştığında, içindeki basınç artık yıldızın üstteki katmanlarının ağırlığına dayanamaz ve içindeki maddenin nötronizasyonuyla çekirdeğin anında çökmesi meydana gelir.

Güçlü nötrino jetleri ve dönen bir manyetik alan, yıldızın birikmiş malzemelerinin çoğunu (demir ve hafif elementler de dahil olmak üzere tohum elementleri) dışarı iter. Patlayan madde, yıldız çekirdeğinden kaçan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere, uranyuma (ve hatta belki de kaliforniyuma) kadar demirden daha ağır bir dizi element oluşturur. Dolayısıyla süpernova patlamaları, yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklar, ancak bunların oluşumunun tek olası yolu bu değildir, örneğin teknesyum yıldızları tarafından kanıtlanmıştır.

Patlama dalgası ve nötrino jetleri, maddeyi ölmekte olan yıldızdan yıldızlararası uzaya taşıyor. Daha sonra, bu süpernova malzemesi soğuyup uzayda hareket ettikçe diğer kozmik “kurtarma”larla çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılabilir.

Bir süpernovanın oluşumu sırasında meydana gelen süreçler halen araştırılmaktadır ve şu ana kadar bu konuda bir netlik yoktur. Ayrıca orijinal yıldızdan geriye ne kaldığı da şüphelidir. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor: nötron yıldızları ve kara delikler.

Nötron yıldızları

Bazı süpernovalarda, süperdevin derinliklerindeki güçlü yerçekiminin, elektronları atom çekirdeği tarafından emilmeye zorladığı ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturduğu bilinmektedir. Bu işleme nötronizasyon denir. Yakındaki çekirdekleri ayıran elektromanyetik kuvvetler ortadan kalkar. Yıldızın çekirdeği artık atom çekirdeği ve tek tek nötronlardan oluşan yoğun bir top haline geldi.
Nötron yıldızları olarak bilinen bu tür yıldızlar son derece küçüktür (büyük bir şehrin boyutundan daha fazla değildir) ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptirler. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunumu nedeniyle) yörünge periyotları aşırı derecede kısalır. Bazı nötron yıldızları saniyede 600 kez döner. Bazıları için radyasyon vektörü ile dönme ekseni arasındaki açı, Dünya'nın bu radyasyonun oluşturduğu koninin içine düşeceği şekilde olabilir; bu durumda yıldızın yörünge periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesini tespit etmek mümkündür. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.

Kara delikler

Süpernova patlama aşamasından geçen tüm yıldızlar nötron yıldızı haline gelmez. Yıldızın yeterince büyük bir kütlesi varsa, böyle bir yıldızın çöküşü devam edecek ve nötronların kendisi, yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha az olana kadar içe doğru düşmeye başlayacaktır. Bundan sonra yıldız bir kara deliğe dönüşür.

Kara deliklerin varlığı genel görelilik teorisi tarafından öngörülüyordu. Bu teoriye göre madde ve bilgi hiçbir koşulda kara delikten ayrılamaz. Bununla birlikte, örneğin Hawking radyasyonu biçimindeki kuantum etkilerinin bunu önlemesi muhtemeldir. Geriye bir takım açık sorular kalıyor. Özellikle yakın zamana kadar asıl soru cevapsız kaldı: "Kara delikler var mı?" Sonuçta belirli bir nesnenin kara delik olduğundan emin olmak için olay ufkunu gözlemlemek gerekir. Bu yalnızca ufku tanımlayarak imkansızdır, ancak ultra uzun taban çizgisi radyo interferometrisinin yardımıyla, oradaki gazın hareketiyle bir nesnenin yakınındaki metriği belirlemek ve ayrıca yıldızlar için hızlı, milisaniye ölçeğindeki değişkenliği kaydetmek mümkündür. -kütleli kara delikler. Bir nesnede gözlenen bu özellikler, gözlenen nesnenin bir kara delik olduğunu kesin olarak kanıtlamalıdır.

Şu anda kara deliklere yalnızca dolaylı gözlemlerle erişilebilir. Böylece, aktif galaksilerin çekirdeklerinin parlaklığını gözlemleyerek, üzerinde birikim meydana gelen nesnenin kütlesi tahmin edilebilir. Ayrıca bir nesnenin kütlesi, galaksinin dönme eğrisinden veya nesneye yakın yıldızların dönme frekansından viral teoremi kullanılarak tahmin edilebilir. Diğer bir seçenek ise aktif galaksilerin merkez bölgesinden gelen gaz emisyon hatlarının profilini gözlemlemektir; bu, blazarlarda saniyede onbinlerce kilometreye ulaşan dönüş hızının belirlenmesini mümkün kılar. Pek çok galakside merkez kütle, süper kütleli kara delik dışındaki herhangi bir nesne için çok büyüktür. Üzerinde bariz madde birikimi bulunan nesneler var, ancak şok dalgasının neden olduğu spesifik bir radyasyon gözlemlenmiyor. Bundan, yığılmanın yıldızın katı yüzeyi tarafından durdurulmadığı, sadece çok büyük yerçekimsel kırmızıya kayma bölgelerine doğru gittiği sonucuna varabiliriz; burada modern fikirlere ve verilere (2009) göre, kara delikten başka sabit bir nesne yoktur. olası.

Yıldız-- termonükleer reaksiyonların meydana geldiği, meydana geldiği veya meydana geleceği bir gök cismi. Yıldızlar devasa, parlak gaz toplarıdır (plazma). Yerçekimi sıkıştırması sonucu gaz-toz ortamından (hidrojen ve helyum) oluşmuştur. Yıldızların içindeki maddenin sıcaklığı milyonlarca kelvin ve yüzeylerinde binlerce kelvin cinsinden ölçülür. Yıldızların büyük çoğunluğunun enerjisi, iç bölgelerde yüksek sıcaklıklarda meydana gelen, hidrojeni helyuma dönüştüren termonükleer reaksiyonlar sonucunda açığa çıkar. Doğadaki parlak maddenin büyük bir kısmını içerdikleri için yıldızlara genellikle Evrenin ana cisimleri denir. Yıldızlar, helyum ve hidrojenin yanı sıra diğer gazlardan oluşan devasa, küresel nesnelerdir. Bir yıldızın enerjisi, helyumun her saniye hidrojenle etkileşime girdiği çekirdeğinde bulunur. Evrenimizdeki organik her şey gibi yıldızlar da doğar, gelişir, değişir ve kaybolur; bu süreç milyarlarca yıl sürer ve "Yıldız Evrimi" süreci olarak adlandırılır.

1. Yıldızların evrimi

Yıldızların evrimi-- bir yıldızın yaşamı boyunca, yani yüzbinlerce, milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ışık ve ısı yayarken geçirdiği değişimlerin dizisi. Bir yıldız, yaşamına soğuk, seyrekleştirilmiş bir yıldızlararası gaz bulutu (yıldızlar arasındaki tüm boşluğu dolduran, seyrekleştirilmiş bir gaz ortamı) olarak başlar, kendi yerçekiminin etkisi altında sıkışır ve yavaş yavaş bir top şeklini alır. Sıkıştırıldığında yerçekimi enerjisi (tüm maddi cisimler arasındaki evrensel temel etkileşim) ısıya dönüşür ve nesnenin sıcaklığı artar. Merkezdeki sıcaklık 15-20 milyon K'ye ulaştığında termonükleer reaksiyonlar başlar ve sıkıştırma durur. Nesne tam teşekküllü bir yıldız haline gelir. Bir yıldızın yaşamının ilk aşaması güneşinkine benzer; hidrojen döngüsünün reaksiyonları hakimdir. Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisinde yer alan (Şekil 1) (yıldızın mutlak büyüklüğü, parlaklığı, tayf tipi ve yüzey sıcaklığı arasındaki ilişkiyi gösteren, 1910), ömrünün büyük bir kısmı boyunca bu durumda kalır, ta ki 1910 yılına kadar. yakıt rezervleri özünde tükeniyor. Yıldızın merkezindeki hidrojenin tamamı helyuma dönüştüğünde bir helyum çekirdeği oluşur ve çevresinde hidrojenin termonükleer yanması devam eder. Bu dönemde yıldızın yapısı değişmeye başlar. Parlaklığı artar, dış katmanları genişler ve yüzey sıcaklığı düşer; yıldız, Hertzsprung-Russell diyagramında bir dal oluşturan kırmızı bir dev haline gelir. Yıldız bu dalda ana diziye göre önemli ölçüde daha az zaman harcıyor. Helyum çekirdeğinin biriken kütlesi ciddi boyutlara ulaştığında kendi ağırlığını taşıyamaz ve küçülmeye başlar; yıldız yeterince büyükse, artan sıcaklık helyumun daha ağır elementlere (helyumun karbona, karbonun oksijene, oksijenin silikona ve son olarak silikonun demire) termonükleer dönüşümüne neden olabilir.

2. Yıldızların iç kısmındaki termonükleer füzyon

1939 yılına gelindiğinde yıldız enerjisinin kaynağının yıldızların bağırsaklarında meydana gelen termonükleer füzyon olduğu tespit edildi. Yıldızların çoğu, çekirdeklerindeki dört protonun bir dizi ara adımla birleşerek tek bir alfa parçacığına dönüşmesi nedeniyle ışık saçar. Bu dönüşüm, proton-proton veya p-p döngüsü ve karbon-nitrojen veya CN döngüsü adı verilen iki ana yolla gerçekleşebilir. Düşük kütleli yıldızlarda enerji salınımı esas olarak ilk döngü tarafından, ağır yıldızlarda ise ikinci döngü tarafından sağlanır. Bir yıldızdaki nükleer yakıt arzı sınırlıdır ve sürekli olarak radyasyona harcanmaktadır. Enerjiyi serbest bırakan ve yıldızın maddesinin bileşimini değiştiren termonükleer füzyon süreci, yıldızı sıkıştırma eğiliminde olan ve aynı zamanda enerjiyi serbest bırakan yerçekiminin yanı sıra serbest bırakılan enerjiyi taşıyan yüzeyden gelen radyasyonla birlikte kullanılır. yıldız evriminin ana itici güçleri. Bir yıldızın evrimi, yıldız beşiği olarak da adlandırılan dev bir moleküler bulutta başlar. Bir galaksideki "boş" alanın çoğu aslında cm2 başına 0,1 ile 1 arasında molekül içerir. Moleküler bulutun yoğunluğu cm2 başına yaklaşık bir milyon moleküldür. Böyle bir bulutun kütlesi, büyüklüğü nedeniyle Güneş'in kütlesini 100.000-10.000.000 kat aşıyor: çapı 50 ila 300 ışıkyılı arasında. Bulut, kendi galaksisinin merkezi etrafında serbestçe dönerken hiçbir şey olmuyor. Bununla birlikte, yerçekimi alanının homojen olmaması nedeniyle, yerel kütle konsantrasyonlarına yol açan rahatsızlıklar ortaya çıkabilir. Bu tür rahatsızlıklar bulutun yerçekimsel çökmesine neden olur. Buna yol açan senaryolardan biri de iki bulutun çarpışmasıdır. Çökmeye neden olan bir diğer olay da bir bulutun sarmal gökadanın yoğun kolundan geçmesi olabilir. Ayrıca kritik bir faktör, şok dalgasının moleküler bulutla muazzam bir hızla çarpışacağı yakındaki bir süpernovanın patlaması olabilir. Galaksilerin çarpışması da mümkündür; bu, her galaksideki gaz bulutlarının çarpışma nedeniyle sıkıştırılması nedeniyle yıldız oluşumunda bir patlamaya neden olabilir. Genel olarak bulutun kütlesine etki eden kuvvetlerdeki herhangi bir homojensizlik, yıldız oluşum sürecini başlatabilir. Ortaya çıkan homojensizlikler nedeniyle, moleküler gazın basıncı artık daha fazla sıkışmayı engelleyemez ve gaz, yerçekimsel çekim kuvvetlerinin etkisi altında gelecekteki yıldızın merkezi etrafında toplanmaya başlar. Açığa çıkan yerçekimi enerjisinin yarısı bulutu ısıtmaya, yarısı da ışık radyasyonuna gider. Bulutlarda merkeze doğru basınç ve yoğunluk artar ve orta kısmın çökmesi çevreye göre daha hızlı gerçekleşir. Büzüştükçe fotonların ortalama serbest yolu azalır ve bulut kendi radyasyonuna karşı giderek daha az şeffaf hale gelir. Bu, sıcaklığın daha hızlı artmasına ve basıncın daha da hızlı yükselmesine neden olur. Sonuç olarak, basınç gradyanı yerçekimi kuvvetini dengeler ve bulut kütlesinin yaklaşık %1'i kadar bir kütleye sahip bir hidrostatik çekirdek oluşur. Bu an görünmez. Protostarın daha da gelişmesi, çekirdeğin "yüzeyine" düşmeye devam eden maddenin birikmesidir ve bu nedenle boyut olarak büyür. Bulutta serbestçe hareket eden madde kütlesi tükenir ve yıldız, optik aralıkta görünür hale gelir. Bu an, ön yıldız evresinin sonu ve genç yıldız evresinin başlangıcı olarak kabul edilir. Yıldız oluşum süreci birleşik bir şekilde tanımlanabilir, ancak bir yıldızın gelişiminin sonraki aşamaları neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldız evriminin en sonunda kimyasal bileşim bir rol oynayabilir.

3. Bir yıldızın orta yaşam döngüsü

Yıldızlar çok çeşitli renk ve boyutlarda gelir. Spektral türleri sıcak maviden soğuk kırmızıya kadar değişir ve kütleleri 0,0767'den 200 güneş kütlesine kadar değişir. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır ve bu da kütlesi tarafından belirlenir. Tüm yeni yıldızlar kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana dizide “yerlerini alırlar”. Yıldızın fiziksel hareketinden bahsetmiyoruz - yalnızca yıldızın parametrelerine bağlı olarak belirtilen diyagramdaki konumundan bahsediyoruz. Aslında bir yıldızın diyagram boyunca hareketi yalnızca yıldızın parametrelerindeki bir değişikliğe karşılık gelir. Küçük, soğuk kırmızı cüceler yavaş yavaş hidrojen rezervlerini yakıp yüz milyarlarca yıl boyunca ana dizide kalırken, büyük süperdevler oluşumlarından birkaç milyon yıl sonra ana diziyi terk edecekler. Güneş gibi orta büyüklükteki yıldızlar ortalama 10 milyar yıl boyunca ana dizide kalırlar. Güneş'in yaşam döngüsünün ortasında olması nedeniyle hala üzerinde olduğuna inanılıyor. Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen bittiğinde ana diziden ayrılır. Belirli bir süre sonra (başlangıçtaki kütleye bağlı olarak bir milyondan on milyarlarca yıla kadar) yıldız, çekirdeğin hidrojen kaynaklarını tüketir. Büyük ve sıcak yıldızlarda bu durum, küçük ve soğuk yıldızlara göre çok daha hızlı gerçekleşir. Hidrojen kaynağının tükenmesi termonükleer reaksiyonların durmasına yol açar. Yıldızın kendi çekim kuvvetini dengelemek için bu reaksiyonların yarattığı basınç olmadığında, yıldız, oluşumu sırasında daha önce olduğu gibi yeniden büzülmeye başlar. Sıcaklık ve basınç tekrar yükselir, ancak önyıldız aşamasından farklı olarak daha yüksek bir seviyeye çıkar. Çökme, helyum içeren termonükleer reaksiyonlar yaklaşık 100 milyon K sıcaklıkta başlayana kadar devam eder. Maddenin yeni bir seviyede yeniden başlayan termonükleer yanması, yıldızın korkunç bir şekilde genişlemesine neden olur. Yıldız “gevşetir” ve boyutu yaklaşık 100 kat artar. Böylece yıldız kırmızı bir dev haline gelir ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl sürer. Kırmızı devlerin neredeyse tamamı değişen yıldızlardır. Bundan sonra ne olacağı yine yıldızın kütlesine bağlıdır.

4. Sonraki yıllar ve yıldızların ölümü

Düşük kütleli eski yıldızlar

Bugüne kadar, hidrojen kaynakları tükendikten sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin yaşı 13,7 milyar yıl olduğundan, bu yıldızlardaki hidrojen yakıtının tükenmesi için yeterli değildir, modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar simülasyonlarına dayanmaktadır. Bazı yıldızlar helyumu yalnızca belirli aktif bölgelerde sentezleyebilir, bu da istikrarsızlığa ve güçlü yıldız rüzgarlarına neden olur. Bu durumda, gezegenimsi bir bulutsu oluşumu gerçekleşmez ve yıldız yalnızca buharlaşarak kahverengi bir cüceden bile daha küçük hale gelir. Kütlesi 0,5 güneşten daha az olan yıldızlar, çekirdekte hidrojen içeren reaksiyonlar sona erdikten sonra bile helyumu dönüştüremezler; kütleleri, helyumun "tutuşmasını" başlatacak ölçüde yeni bir yerçekimsel sıkıştırma aşaması sağlamak için çok küçüktür. Bu yıldızlar arasında ana dizi yaşamları on milyarlarca ila on trilyonlarca yıl arasında değişen Proxima Centauri gibi kırmızı cüceler de bulunmaktadır. Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecekler.

Orta büyüklükteki yıldızlar

Ortalama büyüklükteki bir yıldız (0,4 ila 3,4 güneş kütlesi arasında) kırmızı dev aşamasına ulaştığında, çekirdeğindeki hidrojen tükenir ve helyumdan karbon sentezlemek için reaksiyonlar başlar. Bu işlem daha yüksek sıcaklıklarda meydana gelir ve dolayısıyla çekirdekten enerji akışı artar, bu da yıldızın dış katmanlarının genişlemeye başlamasına neden olur. Karbon sentezinin başlangıcı bir yıldızın yaşamında yeni bir aşamaya işaret eder ve bir süre daha devam eder. Güneş'e benzer büyüklükteki bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilir. Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji çıkışındaki değişiklikler de dahil olmak üzere istikrarsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji çıkışı düşük frekanslı radyasyona doğru kayar. Bütün bunlara güçlü yıldız rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan kütle kaybı eşlik ediyor. Bu aşamadaki yıldızlara kesin özelliklerine bağlı olarak geç tip yıldızlar, OH-IR yıldızları veya Mira benzeri yıldızlar adı verilir. Püskürtülen gaz, yıldızın iç kısmında üretilen oksijen ve karbon gibi ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz genişleyen bir kabuk oluşturur ve yıldızdan uzaklaştıkça soğuyarak toz parçacıklarının ve moleküllerin oluşmasına olanak tanır. Merkezi yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, bu tür kabuklarda ustaların aktivasyonu için ideal koşullar oluşur. Helyum yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bazen bu büyük istikrarsızlığa yol açar. Güçlü titreşimler ortaya çıkıyor ve bu titreşimler, sonuçta dış katmanlara fırlatılıp gezegenimsi bir bulutsuya dönüşmeleri için yeterli ivme kazandırıyor. Bulutsunun merkezinde, yıldızın termonükleer reaksiyonların durduğu çıplak çekirdeği kalır ve soğudukça genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine ve çapına sahip bir helyum beyaz cücesine dönüşür. Dünyanın çapına göre sıralanır.

Beyaz cüceler

Helyum patlamasından kısa bir süre sonra karbon ve oksijen “tutuşur”; bu olayların her biri yıldızın ciddi şekilde yeniden yapılanmasına ve Hertzsprung-Russell diyagramı boyunca hızlı hareketine neden olur. Yıldızın atmosferinin boyutu daha da artar ve yıldız rüzgarının saçılma akışları şeklinde yoğun bir şekilde gaz kaybetmeye başlar. Bir yıldızın merkez kısmının kaderi tamamıyla başlangıç ​​kütlesine bağlıdır: Bir yıldızın çekirdeği, evrimini beyaz cüce (düşük kütleli yıldızlar) olarak sonlandırabilir; evrimin sonraki aşamalarındaki kütlesi Chandrasekhar sınırını aşarsa - bir nötron yıldızı (pulsar) gibi; kütle Oppenheimer sınırını - Volkov - bir kara delik gibi aşarsa. Son iki durumda, yıldızların evriminin tamamlanmasına, süpernova patlamaları gibi felaket olayları eşlik ediyor. Güneş de dahil olmak üzere yıldızların büyük çoğunluğu, yozlaşmış elektronların basıncı yerçekimini dengeleyene kadar büzülerek evrimlerini sonlandırırlar. Bu durumda yıldızın boyutu yüz kat azaldığında ve yoğunluğu suyun yoğunluğundan bir milyon kat daha fazla olduğunda yıldıza beyaz cüce denir. Enerji kaynaklarından mahrum kalır ve yavaş yavaş soğuyarak karanlık ve görünmez hale gelir. Güneş'ten daha büyük yıldızlarda, dejenere elektronların basıncı çekirdeğin daha fazla sıkıştırılmasını durduramaz ve elektronlar atom çekirdeğine "bastırılmaya" başlar, bu da protonların aralarında elektrostatik itme olmayan nötronlara dönüşmesine yol açar. kuvvetler. Maddenin bu tür nötronizasyonu, aslında şu anda büyük bir atom çekirdeğini temsil eden yıldızın boyutunun birkaç kilometre olarak ölçülmesine ve yoğunluğun suyun yoğunluğundan 100 milyon kat daha yüksek olmasına yol açmaktadır. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir.

Süper kütleli yıldızlar

Kütlesi Güneş'in beş katından büyük olan bir yıldız, kırmızı üstdev aşamasına girdikten sonra, yerçekiminin etkisiyle çekirdeği küçülmeye başlar. Sıkıştırma arttıkça sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyonlar dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda giderek daha ağır elementler sentezlenir: çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen helyum, karbon, oksijen, silikon ve demir. Sonuçta periyodik tablonun giderek daha ağır elementleri oluştukça silikondan demir-56 sentezlenir. Bu aşamada, demir-56 çekirdeğinin maksimum kütle kusuruna sahip olması ve enerjinin serbest bırakılmasıyla daha ağır çekirdeklerin oluşması imkansız olduğundan, daha fazla termonükleer füzyon imkansız hale gelir. Dolayısıyla bir yıldızın demir çekirdeği belli bir büyüklüğe ulaştığında içindeki basınç artık yıldızın dış katmanlarının çekim kuvvetine dayanamaz ve içindeki maddenin nötronizasyonuyla çekirdeğin anında çökmesi meydana gelir. Bundan sonra ne olacağı henüz tam olarak belli değil, ancak her halükarda birkaç saniye içinde gerçekleşen süreçler inanılmaz güçte bir süpernovanın patlamasına yol açıyor. Eşlik eden nötrino patlaması bir şok dalgasına neden olur. Güçlü nötrino jetleri ve dönen bir manyetik alan, yıldızın birikmiş malzemelerinin (demir ve hafif elementler de dahil olmak üzere tohum elementler olarak adlandırılan) çoğunu dışarı iter. Patlayan madde, çekirdekten yayılan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere, uranyuma (ve hatta belki de kaliforniyuma) kadar demirden daha ağır bir dizi element oluşturur. Dolayısıyla süpernova patlamaları, yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklamaktadır; ancak bu, bunların oluşmasının tek olası yolu değildir; örneğin, teknesyum yıldızları bunu kanıtlamaktadır. Patlama dalgası ve nötrino jetleri, maddeyi ölmekte olan yıldızdan yıldızlararası uzaya taşıyor. Daha sonra, bu süpernova malzemesi soğuyup uzayda hareket ettikçe diğer uzay "çöplüğü" ile çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılabilir. Bir süpernovanın oluşumu sırasında meydana gelen süreçler halen araştırılmaktadır ve şu ana kadar bu konuda bir netlik yoktur. Ayrıca orijinal yıldızdan geriye ne kaldığı da şüphelidir. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor: nötron yıldızları ve kara delikler.

Nötron yıldızları

Bazı süpernovalarda, süperdevin derinliklerindeki güçlü yerçekiminin, elektronları atom çekirdeği tarafından emilmeye zorladığı ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturduğu bilinmektedir. Bu işleme nötronizasyon denir. Yakındaki çekirdekleri ayıran elektromanyetik kuvvetler ortadan kalkar. Yıldızın çekirdeği artık atom çekirdeği ve tek tek nötronlardan oluşan yoğun bir top haline geldi. Nötron yıldızları olarak bilinen bu tür yıldızlar son derece küçüktür (büyük bir şehirden daha büyük değildir) ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptirler. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunumu nedeniyle) yörünge periyotları aşırı derecede kısalır. Bazıları saniyede 600 devir yapar. Bazıları için radyasyon vektörü ile dönme ekseni arasındaki açı, Dünya'nın bu radyasyonun oluşturduğu koninin içine düşeceği şekilde olabilir; bu durumda yıldızın yörünge periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesini tespit etmek mümkündür. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.

Kara delikler

Tüm süpernovalar nötron yıldızı haline gelmez. Eğer yıldızın yeterince büyük bir kütlesi varsa, o zaman yıldızın çöküşü devam edecek ve nötronlar, yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha az olana kadar içeriye doğru düşmeye başlayacaklardır. Bundan sonra yıldız bir kara deliğe dönüşür. Kara deliklerin varlığı genel görelilik teorisi tarafından öngörülüyordu. Bu teoriye göre madde ve bilgi hiçbir koşulda kara delikten ayrılamaz. Ancak kuantum mekaniği muhtemelen bu kuralın istisnalarını mümkün kılmaktadır. Geriye bir takım açık sorular kalıyor. Bunlardan en önemlisi: "Kara delikler var mı?" Sonuçta belirli bir nesnenin kara delik olduğundan emin olmak için olay ufkunu gözlemlemek gerekir. Bu, yalnızca ufku tanımlayarak imkansızdır, ancak ultra uzun temel radyo interferometrisi kullanılarak, bir nesnenin yakınındaki ölçüyü belirlemek ve hızlı, milisaniyelik değişkenliği kaydetmek mümkündür. Tek bir cisimde gözlenen bu özellikler, kara deliklerin varlığını kesin olarak kanıtlamalıdır.