Bölüm 21 Radyo emisyon kaynakları olarak pulsarlar Pulsarlar için belki de en zor şey, herhangi bir "normal" radyo emisyon kaynağının iki ana özelliğini - akı ve spektrum - belirlemektir. Bu zorluklar öncelikle pulsarların doğasıyla ilişkilidir. Mesele şu ki,

Nükleer reaksiyonlar ve elektrik şarjı Fizikçiler 1990'lı yıllarda atomun yapısını daha net anlamaya başladıkça, atomun en azından bazı kısımlarının elektrik yükü taşıdığını keşfettiler. Örneğin bir atomun dış bölgelerini dolduran elektronlar

NÜKLEER BOMBARDIMANIN NÜKLEER REAKSİYON YÖNTEMLERİ1.40. Cockroft ve Walton yeterli miktarda proton elde etti. büyük enerji Hidrojen gazının iyonizasyonu ve ardından iyonların bir transformatör ve redresör içeren yüksek voltaj kurulumuyla hızlandırılmasıyla. Benzer bir yöntem olabilir

Dünyadaki enerji kaynakları Tüm enerji kaynakları eşit değildir. Bazıları yalnızca temel ilgi çekicidir, diğerleri ise medeniyetin varlığıyla ilişkilidir. Bazı kaynaklar neredeyse tükenmezken, diğerleri önümüzdeki yüzyıllarda, hatta onyıllarda sona erecek.

İNSAN ENERJİSİNİN KAYNAĞI - GÜNEŞTEN ENERJİ ALMANIN ÜÇ YOLU Öncelikle şunu sorayım: Nereden geliyor? sürüş enerjisi? Her şeyi hareket ettiren kaynak nedir? Yükselen ve alçalan bir okyanus, akan nehirler, rüzgar, yağmur, dolu ve kar görüyoruz.

X-ışını frekansları ve nükleer yükler Fizikçiler, tüm atomlardaki X-ışını radyasyonunun, hafiften ağıra doğru ilerleyen frekanslarını incelediler. Bu geçiş sırasında frekanslarda herhangi bir periyodik değişiklik gözlenmez. Ama başka biri daha var

Radyo galaksilerin çekirdeklerindeki güçlü enerji kaynakları Astrofizikçiler tarafından gözlemlenen olayların tümü, hidrojenin helyuma dönüştürülmesi şeklindeki nükleer reaksiyonla açıklanamaz. Yaklaşık elli yıldır bilim insanları üzerinde çalışıyorlar. kozmik ışınlar uzak derinliklerden Dünya'ya geliyoruz

Birinci Bölüm NÜKLEER BOMBALAR

Yerçekimi radyasyonunun kaynakları - İki yıldızı alalım, onları neredeyse ışık hızına kadar hızlandıralım ve çarpıştıralım. Ne olacak? – Oldukça iyi bir çarpıştırıcı olduğu ortaya çıkacak... Forumdan Yerçekimi radyasyonunun zayıflığı, kaydedilmesi için çok az şans bırakıyor. Uygun olanlar nerede aranmalı

Dolayısıyla yukarıda açıklanan spesifik kararsızlık nedeniyle yıldızların konvektif katmanlarında büyük ölçekli gaz hareketleri meydana gelir. Sıcak gaz kütleleri aşağıdan yukarıya doğru yükselirken, soğuk olanlar ise düşer. Maddenin yoğun bir şekilde karıştırılması süreci meydana gelir. Ancak hesaplamalar, gazın ve ortamın hareketli elemanlarının sıcaklıkları arasındaki farkın tamamen ihmal edilebilir olduğunu, yalnızca 1 K civarında olduğunu gösteriyor - ve bu, on milyon kelvin düzeyindeki yeraltı maddesinin sıcaklığında! Bu, konveksiyonun kendisinin katmanların sıcaklığını eşitleme eğiliminde olduğu gerçeğiyle açıklanmaktadır. Yükselen ve düşen gaz kütlelerinin ortalama hızı da önemsizdir - yalnızca saniyede birkaç on metre civarında. Bu hızı, yıldızların içindeki iyonize hidrojen atomlarının saniyede birkaç yüz kilometre civarındaki termal hızlarıyla karşılaştırmak faydalıdır. Konveksiyona katılan gazların hareket hızı, yıldız maddesi parçacıklarının termal hızlarından onbinlerce kat daha az olduğundan, konvektif akışların neden olduğu basınç, sıradan gaz basıncından neredeyse bir milyar kat daha azdır. Bu, konveksiyonun, gaz basıncı ve yerçekimi kuvvetlerinin eşitliği ile belirlenen, yıldızın iç kısmının hidrostatik dengesini hiçbir şekilde etkilemediği anlamına gelir.

Konveksiyonu, yükselen gaz alanlarının düzenli olarak düştüğü alanlarla değiştiği bir tür düzenli süreç olarak düşünmemelisiniz. Konvektif hareketin doğası “laminer” değil, “türbülanslıdır”; yani son derece kaotiktir, zaman ve mekânda rastgele değişmektedir. Gaz kütlelerinin hareketinin kaotik doğası, maddenin tamamen karışmasına yol açar. Bu, yıldızın konvektif hareketlerin kapsadığı bölgenin kimyasal bileşiminin homojen olması gerektiği anlamına gelir. İkinci durum, yıldız evriminin birçok sorunu için çok büyük önem taşımaktadır. Örneğin, konvektif bölgenin en sıcak (orta) kısmındaki nükleer reaksiyonlar sonucunda kimyasal bileşim değiştiyse (örneğin, bir kısmı helyuma dönüşen daha az hidrojen varsa), o zaman kısa sürede zamanla bu değişiklik tüm konvektif bölgeye yayılacaktır. Böylece, "taze" nükleer sıcak, elbette yıldızın evrimi için belirleyici öneme sahip olan "nükleer reaksiyon bölgesine" (yıldızın merkezi bölgesi) sürekli olarak girebilir. Aynı zamanda, yıldızın merkezi, en sıcak bölgelerinde konveksiyonun olmadığı durumlar da olabilir, bu da evrim sürecinde bu bölgelerin kimyasal bileşiminde radikal bir değişikliğe yol açar. Bu konu § 12'de daha ayrıntılı olarak ele alınacaktır.

§ 3'te, milyarlarca yılda çok büyük olmayan yıldızlar için hesaplanan devasa "kozmogonik" zaman dilimlerinde parlaklıklarını sağlayan Güneş ve yıldızların enerji kaynaklarının termonükleer reaksiyonlar olduğunu söylemiştik. Şimdi bu önemli konuyu daha ayrıntılı olarak ele alacağız.

Yıldızların iç yapısına ilişkin teorinin temelleri, enerji kaynaklarının bilinmediği zamanlarda bile Eddington tarafından atılmıştır. Yıldızların denge koşulları, içlerindeki sıcaklık ve basınç ve parlaklığın kütleye bağımlılığı, kimyasal bileşim (ortalama moleküler ağırlığı belirleyen) ve maddenin opaklığı ile ilgili bir takım önemli sonuçların, yıldızların varlığı bilgisi olmadan elde edilebileceğini zaten biliyoruz. yıldız enerjisi kaynaklarının doğası. Bununla birlikte, yıldızların varlığının süresini neredeyse hiç değişmeden açıklamak için enerji kaynaklarının özünü anlamak kesinlikle gereklidir. Daha da önemlisi, yıldızların evrimi sorunu için yıldız enerjisi kaynaklarının doğasının önemi, yani onların ana özelliklerinin (parlaklık, yarıçap) zaman içinde düzenli olarak değişmesidir. Ancak yıldız enerjisi kaynaklarının doğası netleştikten sonra yıldız astronomisinin temel modeli olan Hertzsprung-Russell diyagramını anlamak mümkün hale geldi.

Yıldız enerjisinin kaynakları sorunu, enerjinin korunumu yasasının keşfedilmesinden hemen sonra, yıldızların radyasyonunun bir tür enerji dönüşümlerinden kaynaklandığı ve sonsuza kadar süremeyeceği anlaşıldığında gündeme geldi. Yıldız enerjisinin kaynaklarına ilişkin ilk hipotezin, enerjinin korunumu yasasını bulan Mayer'e ait olması tesadüf değildir. Güneş'ten gelen radyasyonun kaynağının meteoroidlerin sürekli olarak yüzeyine düşmesi olduğuna inanıyordu. Ancak hesaplamalar, bu kaynağın Güneş'in gözlemlenen parlaklığını sağlamakta açıkça yetersiz olduğunu gösterdi. Helmholtz ve Kelvin, Güneş'in uzun vadeli ışınımını, yerçekimi enerjisinin serbest bırakılmasıyla birlikte yavaş sıkışmasıyla açıklamaya çalıştılar. Modern astronomi için bile (ve özellikle!) çok önemli olan bu hipotezin, Güneş'in milyarlarca yıllık ışınımını açıklama konusunda savunulamaz olduğu ortaya çıktı. Helmholtz ve Kelvin'in zamanında Güneş'in yaşı konusunda makul fikirlerin bulunmadığını da belirtelim. Güneş'in ve tüm gezegen sisteminin yaşının yaklaşık 5 milyar yıl olduğu ancak yakın zamanda ortaya çıktı.

19. ve 20. yüzyılların başında. İnsanlık tarihinin en büyük keşiflerinden biri yapıldı; radyoaktivite keşfedildi. Bu tamamen yeni bir atom çekirdeği dünyasının kapılarını açtı. Ancak atom çekirdeği fiziğinin sağlam bir bilimsel temel oluşturması on yıldan fazla zaman aldı. Zaten yüzyılın 20'li yıllarına gelindiğinde, nükleer dönüşümlerde Güneş'in ve yıldızların enerji kaynağının aranması gerektiği ortaya çıktı. Eddington'un kendisi de öyle düşünüyordu, ancak gerçek yıldız içlerinde meydana gelen ve gerekli miktarda enerjinin salınmasının eşlik ettiği belirli nükleer süreçleri belirtmek henüz mümkün değildi. O zamanlar yıldız enerjisi kaynaklarının doğasına ilişkin bilginin ne kadar kusurlu olduğu, yüzyılımızın başındaki en büyük İngiliz fizikçisi ve astronomu Jeans'in böyle bir kaynağın radyoaktivite olabileceğine inanması gerçeğinden anlaşılabilir. Bu da elbette nükleer bir süreçtir, ancak kolaylıkla görülebileceği gibi Güneş'in ve yıldızların ışınımını açıklamaya tamamen uygun değildir. Bu, en azından böyle bir enerji kaynağının dış koşullardan tamamen bağımsız olduğu gerçeğinden görülebilir - sonuçta, iyi bilindiği gibi radyoaktivite bir süreçtir. doğal. Bu nedenle böyle bir kaynak yıldızın değişen yapısına uyum sağlayamıyordu. Başka bir deyişle, yıldızın radyasyonunda herhangi bir "ayar" olmayacaktı. Yıldız radyasyonunun tüm resmi, gözlemlerle keskin bir şekilde çelişecektir. Bunu anlayan ilk kişi, İkinci Dünya Savaşı'ndan kısa bir süre önce Güneş ve yıldızlar için yalnızca termonükleer füzyon reaksiyonlarının enerji kaynağı olabileceği sonucuna varan olağanüstü Estonyalı gökbilimci E. Epic'ti.

Ünlü Amerikalı fizikçi Bethe ancak 1939'da yıldız enerjisinin nükleer kaynaklarına ilişkin niceliksel bir teori verdi. Bunlar ne tür tepkiler? § 7'de yıldızların iç kısmında olması gerektiğini zaten belirtmiştik. termonükleer reaksiyonlar. Gelin buna biraz daha detaylı bakalım. Bilindiği gibi nükleer dönüşümler ve enerji salınımının eşlik ettiği nükleer reaksiyonlar, parçacıkların çarpışması sonucu ortaya çıkar. Bu tür parçacıklar her şeyden önce çekirdeklerin kendileri olabilir. Ayrıca çekirdekler birbirleriyle çarpıştığında da nükleer reaksiyonlar meydana gelebilir. nötronlar. Ancak serbest (yani çekirdeklere bağlı olmayan) nötronlar kararsız parçacıklardır. Bu nedenle yıldızların iç kısımlarındaki sayıları ihmal edilebilir düzeyde olmalıdır. Öte yandan, hidrojen yıldızların iç kısımlarında en bol bulunan element olduğundan ve tamamen iyonize olduğundan, çekirdekler ve protonlar arasındaki çarpışmalar özellikle sık meydana gelecektir.

Bir protonun böyle bir çarpışma sırasında çarpıştığı çekirdeğe nüfuz edebilmesi için, ikincisine yaklaşık 10-13 cm mesafede yaklaşması gerekir. çekirdeği sağlamlaştırıyor ve ona "uzaylıyı" bağlayarak protonu çarpıştırıyor. Ancak çekirdeğe bu kadar kısa bir mesafeden yaklaşabilmek için protonun çok önemli bir elektrostatik itme kuvvetinin (“Coulomb bariyeri”) üstesinden gelmesi gerekir. Sonuçta çekirdek de pozitif yüklü! Bu elektrostatik kuvvetin üstesinden gelmek için protonun, elektrostatik etkileşimin potansiyel enerjisini aşan bir kinetik enerjiye sahip olması gerektiğini hesaplamak kolaydır.

Yıldızlar belki de astronomide en ilginç şeydir. Ayrıca, onların iç yapı ve evrimi evrendeki her şeyden daha iyi anlıyoruz (ya da öyle düşünüyoruz). Gezegenlerin durumu pek iyi değil çünkü içlerini keşfetmek çok zor; sadece yüzeyde olanı görüyoruz. Yıldızların ise basit bir yapıya sahip olduklarından çoğumuz eminiz.

Geçen yüzyılın başında genç bir astrofizikçi, Eddington'ın seminerinde şu ruhla konuştu: yıldızlardan daha basit bir şey yok. Daha deneyimli astrofizikçi buna şöyle cevap verdi: "Evet, eğer milyarlarca kilometre uzaktan bakılırsa, o zaman sen de basit görüneceksin."

Aslında yıldızlar göründüğü kadar basit değildir. Ancak yine de özellikleri en kapsamlı şekilde incelenmiştir. Bunun iki nedeni var. Öncelikle yıldızları sayısal olarak modelleyebiliriz çünkü onların ideal gazdan oluştuğunu düşünüyoruz. Daha doğrusu, ideal bir gaz gibi davranan, hal denklemi oldukça basit olan plazmadan. Bu gezegenlerde işe yaramaz. İkincisi, bazen yıldızların derinliklerine bakmayı başarabiliyoruz, ancak şu ana kadar bu esas olarak Güneş'le ilgili.

Neyse ki ülkemizde pek çok iyi astrofizikçi ve yıldız uzmanı vardı ve hala da var. Bu esas olarak mevcut olmasından kaynaklanmaktadır. iyi fizikçiler nükleer silahları kim yaptı ve yıldızlar doğal nükleer reaktörler. Silah yapıldığında, Sibiryalılar da dahil olmak üzere birçok fizikçi yıldızları incelemeye başladı çünkü nesneler bir şekilde benzer. Ve bu konuda güzel kitaplar yazdılar.

Size, bence bugüne kadar Rusça yazılmış kitapların en iyisi olmaya devam eden iki kitap önereceğim. Yazarı ünlü fizikçi ve yetenekli öğretmen Samuil Aronovich Kaplan olan “Yıldızların Fiziği” neredeyse kırk yıl önce yazıldı ancak temelleri o zamandan beri değişmedi. Yıldızların fiziği ile ilgili modern bilgiler ise meslektaşlarımla birlikte hazırladığımız “Astronomi ve Astrofizik” serisinin “Yıldızlar” kitabında yer alıyor. Okuyucular arasında o kadar ilgi görüyor ki, şimdiden üç baskısı yayımlandı. Başka kitaplar da var ama bu ikisi konuya aşina olanlar için neredeyse kapsamlı bilgiler içeriyor.

Ne kadar farklı yıldızlar

Yıldızlı gökyüzüne baktığımızda yıldızların farklı parlaklıklara (görünür parlaklık) ve farklı renklere sahip olduğunu fark edeceğiz. Parlaklığın şans eseri olabileceği açıktır, bir yıldız daha yakın, diğeri daha uzakta olduğundan yıldızın gerçekte ne olduğunu söylemek zordur. Ancak renk bize çok şey anlatır, çünkü vücut sıcaklığı ne kadar yüksek olursa, radyasyon spektrumundaki maksimum değer de o kadar mavi bölgeye doğru kayar. Görünüşe göre bir yıldızın sıcaklığını gözle kolayca tahmin edebiliriz: kırmızı soğuktur, mavi ise sıcaktır. Kural olarak, durum gerçekten de budur. Ancak bazen yıldızla aramızda bir tür ortamın bulunması nedeniyle hatalar ortaya çıkar. Bazen çok şeffaftır, bazen de çok fazla değildir. Herkes Güneş'in örneğini bilir: ufkun üstünde beyazdır (biz ona sarı deriz, ama göz için neredeyse beyazdır, çünkü ışığı bizi kör eder), ancak Güneş ufkun altında yükseldiğinde veya battığında kırmızıya döner. . Açıkçası yüzey sıcaklığını değiştiren Güneş'in kendisi değil, görünen rengini değiştiren ortamdır ve bunun da unutulmaması gerekir. Ne yazık ki gökbilimciler için bu büyük bir problem– rengin ne kadar değiştiğini tahmin edin, ör. ışığının yıldızlararası gazdan, gezegenimizin atmosferinden ve diğer emici ortamlardan geçmesi nedeniyle bir yıldızın görünür (renk) sıcaklığı.

Yıldız ışığının spektrumu çok daha güvenilir bir özelliktir çünkü büyük ölçüde bozulması zordur. Bugün yıldızlar hakkında bildiğimiz her şeyi onların spektrumlarından okuyoruz. Yıldız spektrumunun incelenmesi, astrofiziğin büyük ve dikkatle geliştirilmiş bir alanıdır.

İlginç bir şekilde, iki yüz yıldan daha kısa bir süre önce bir ünlü filozof Auguste Comte şunları söyledi: "Doğa hakkında zaten çok şey öğrendik, ancak asla bilemeyeceğimiz bir şey var - bu yıldızların kimyasal bileşimi, çünkü onların maddeleri asla elimize geçmeyecek." Aslında elimize geçmesi pek mümkün değil ama üzerinden tam 15-20 yıl geçti ve insanlar icat etti. Spektral analiz sayesinde, en azından yıldızların yüzeyinin kimyasal bileşimi hakkında neredeyse her şeyi öğrendik. O yüzden asla asla deme. Tam tersine, ilk başta inanmadığınız bir şeyi yapmanın bir yolu her zaman olacaktır.

Ancak spektrumdan bahsetmeden önce yıldızın rengine tekrar bakalım. Artan sıcaklıkla birlikte spektrumdaki maksimum yoğunluğun mavi bölgeye kaydığını ve bunun kullanılması gerektiğini zaten biliyoruz. Ve gökbilimciler bunu kullanmayı öğrendiler çünkü tam spektrumu almak çok pahalıdır. Gerekli büyük teleskop, uzun zaman farklı dalga boylarında yeterli ışık biriktirmek ve aynı zamanda incelenen yalnızca bir yıldız için sonuçlar elde etmek için gözlemler yapılır. Ve renk çok basit bir şekilde ölçülebilir ve bu aynı anda birçok yıldız için yapılabilir. Toplu istatistiksel analiz için ise bunları geniş bir aktarım penceresine sahip farklı filtreler aracılığıyla iki veya üç kez fotoğraflıyoruz.

Genellikle iki filtre - Mavi (B) ve Görsel (V) - bir yıldızın yüzey sıcaklığını ilk yaklaşımla belirlemek için yeterlidir. Mesela üç yıldızımız var farklı sıcaklıklar yüzeylerin rengi herkes için farklıdır. Bunlardan biri Güneş'e benziyorsa (sıcaklık yaklaşık 6 bin derece), o zaman her iki görüntüde de yaklaşık olarak aynı parlaklık olacaktır. Ancak daha soğuk bir yıldızın ışığı B filtresi tarafından daha da zayıflatılacak ve uzun dalga boyundaki ışık onun içinden geçeceği için bize "zayıf" bir yıldız gibi görünecektir. Ancak daha sıcak bir yıldızda durum tam tersi olacaktır.

Ancak bazen iki filtre yeterli olmayabilir. Ufukta Güneş varken olduğu gibi her zaman hata yapabilirsiniz. Gökbilimciler genellikle 3 iletim penceresi kullanır: Görsel, Mavi ve üçüncüsü, atmosferik şeffaflığın sınırında Ultraviyole. Üç fotoğraf zaten bize yıldızlararası ortamın her bir yıldızın ışığını ne ölçüde zayıflattığını ve yıldızın kendi yüzey sıcaklığının ne olduğunu oldukça doğru bir şekilde anlatıyor. Yıldızların kütle sınıflandırması için bu tür 3 bantlı fotometri, şu ana kadar bir milyardan fazla yıldızın incelenmesini mümkün kılan tek yöntemdir.

Yıldızların evrensel sertifikasyonu

Ancak spektrum elbette yıldızı çok daha tam olarak karakterize ediyor. Spektrum bir yıldızın “pasaportudur” çünkü spektral çizgiler bize çok şey anlatır. Hepimiz “spektral çizgiler” kelimelerine alışkınız; bunların ne olduğunu hayal edebiliyoruz (slayt 08 – görünür bölgedeki kimyasal elementlerin spektrumları). Yatay eksen, ışığın yayıldığı frekansla ilişkili olan dalga boyudur. Peki çizgilerin şeklinin kökeni nedir, neden daireler, üçgenler veya bir tür dalgalı çizgiler değil de düz dikey çizgiler gibi görünüyorlar?

Spektral çizgi, spektrografın giriş yarığının tek renkli bir görüntüsüdür. Haç şeklinde bir yuva yapsaydım farklı renklerde haçlardan oluşan bir set elde ederdim. Bana göre üçüncü sınıftaki bir fizikçinin bu kadar basit şeyleri düşünmesi gerekir. Veya orduda olduğu gibi "çizgi" dediler - bu çizgi anlamına mı geliyor? Bu her zaman bir çizgi değildir, çünkü spektrograf mutlaka bir giriş yarığı kullanmaz, ancak kural olarak giriş deliği daha uygun olan dikey dikdörtgen bir yarıktır.

Herhangi bir spektrografın devresinde her zaman bir dağıtıcı unsur vardır; bir prizma veya kırınım ızgarası. Bir yıldız - bir sıcak gaz bulutu - farklı frekanslarda karakteristik bir dizi kuantum yayar. Bunları giriş yarığından ve dağıtıcı elemandan geçiriyoruz ve yarığın görüntülerini alıyoruz. farklı renkler, dalga boyu boyunca düzenli bir şekilde yerleştirilmiştir.

Kimyasal elementlerin serbest atomları yayılırsa spektrum çizilir. Ve eğer bir akkor lambanın sıcak filamanını radyasyon kaynağı olarak alırsak, o zaman sürekli bir spektrum elde ederiz. Nedenmiş? Metal bir iletkende karakteristik enerji seviyeleri yoktur; orada öfkeyle hareket eden elektronlar tüm frekanslarda yayılır. Bu nedenle, birbirleriyle örtüşecek kadar çok spektral çizgi vardır ve bir süreklilik - sürekli bir spektrum - elde edilir.

Ama şimdi sürekli bir spektrum kaynağı alıyoruz ve ışığını bir gaz bulutundan geçiriyoruz, ancak spiralden daha soğuk. Bu durumda bulut, enerjisi bu gazın atomlarındaki enerji seviyeleri arasındaki geçişlere karşılık gelen fotonları sürekli spektrumdan kapar. Ve bu frekanslarda, sürekli spektrumda kesik çizgiler, "delikler" elde ederiz - bir soğurma spektrumu elde ederiz. Ancak ışık kuantumunu soğuran atomlar daha az kararlı hale geldi ve er ya da geç bunları yaydı. Spektrum neden “sızdıran” kalmaya devam ediyor?

Çünkü atom "ekstra" enerjiyi nereye atacağını umursamıyor. Kendiliğinden emisyon farklı yönlerde meydana gelir. Fotonların belirli bir kısmı elbette ileriye doğru uçar, ancak bir lazerin uyarılmış emisyonunun aksine çok küçüktür.

Spektral çizgiler genellikle çok geniştir ve bunların içindeki parlaklık dağılımı eşit değildir. Bizim de bu olguya dikkat etmemiz ve neyle bağlantılı olduğunu araştırmamız gerekiyor.

Spektral çizgiyi geniş kılan birçok fiziksel faktör vardır. Parlaklık (veya emilim) dağılımının bir grafiğinde kural olarak iki parametre ayırt edilebilir: merkezi maksimum ve karakteristik genişlik. Spektral çizginin genişliği genellikle maksimumun yoğunluğunun yarısı düzeyinde ölçülür. Bir çizginin hem genişliği hem de şekli bize bazı şeyler hakkında bilgi verebilir. fiziksel özellikler Işık kaynağı. Ama hangileri?

Diyelim ki tek bir atomu boşlukta asılı bıraktık ve ona hiçbir şekilde dokunmadık, yayılımını engellemedik. Ancak bu durumda bile spektrum sıfır olmayan bir çizgi genişliğine sahip olacaktır; buna doğal denir. Bu, 10⁻⁸ ila 10⁻¹⁰ s arasındaki farklı atomlar için radyasyon sürecinin zamanla sınırlı olması nedeniyle ortaya çıkar. Uçlarında bir elektromanyetik dalganın sinüzoidini "keserseniz", o zaman artık bir sinüzoid olmayacak, ancak sürekli bir frekans spektrumuna sahip bir dizi sinüzoide genişleyen bir eğri olacaktır. Radyasyon süresi ne kadar kısa olursa spektral çizgi de o kadar geniş olur.

Doğal ışık kaynaklarında spektral çizgiyi genişleten başka etkiler de vardır. Örneğin atomların termal hareketi. Yayılan nesnenin mutlak sıcaklığı sıfır olmayan bir sıcaklığa sahip olduğundan, atomları düzensiz bir şekilde hareket eder: radyal hız projeksiyonuna bakarsanız yarısı bize doğru, yarısı bizden uzağa. Doppler etkisi sonucunda ilkinin radyasyonu mavi tarafa, diğerlerinin radyasyonu ise kırmızı tarafa kayar. Bu olaya spektral çizginin Doppler termal genişlemesi denir.

Doppler genişlemesi başka nedenlerle de ortaya çıkabilir. Örneğin maddenin makroskobik hareketinin bir sonucu olarak. Herhangi bir yıldızın yüzeyi kaynar: derinliklerden konvektif sıcak gaz akışları yükselir ve soğutulmuş gaz alçalır. Spektrum alındığı anda bazı akışlar bize doğru hareket ederken bazıları bizden uzaklaşıyor. Konvektif Doppler etkisi bazen termal olandan daha güçlüdür.

Yıldızlı gökyüzünün fotoğrafına baktığımızda yıldızların gerçekte ne kadar büyük olduğunu anlamamız zordur. Mesela kırmızı ve mavi var. Eğer onlar hakkında hiçbir şey bilmiyorsam şunu düşünebilirdim: Kırmızı bir yıldızın yüzey sıcaklığı çok yüksek değildir ama onu oldukça parlak görürsem bu bana yakın olduğu anlamına gelir. Ancak o zaman daha zayıf parlayan mavi yıldıza olan göreceli mesafeyi belirlemede sorun yaşayacağım. Sanırım: yani mavi sıcak anlamına geliyor ama bana yakın mı yoksa uzak mı olduğunu anlamıyorum. Sonuçta o olabilir büyük beden ve büyük bir güç yayıyorlar, ama o kadar uzaktalar ki oradan çok az ışık geliyor. Veya tam tersine, yakın olmasına rağmen çok küçük olduğu için bu kadar zayıf parlayabilir. Büyük bir yıldızı küçük bir yıldızdan nasıl ayırt edebilirsiniz? Bir yıldızın spektrumundan doğrusal boyutunu belirlemek mümkün müdür?

Görünüşe göre öyle değil. Ama yine de mümkün! Gerçek şu ki, küçük yıldızlar yoğun, büyük yıldızlar ise seyrekleştirilmiş bir atmosfere sahiptir, dolayısıyla atmosferlerindeki gaz farklı koşullardadır. Cüce yıldızların ve dev yıldızların spektrumlarını elde ettiğimizde, spektral çizgilerin doğasındaki farklılıkları hemen görürüz (slayt 16 - Cüce ve dev yıldızların spektrumları, spektral çizgilerin genişliğinde farklılık gösterir). Devin seyrekleşmiş atmosferinde her atom özgürce uçar ve komşularıyla nadiren karşılaşır. Birbirlerine müdahale etmedikleri için hepsi neredeyse aynı şekilde yayılıyor, bu nedenle devlerin spektral çizgileri doğala yakın bir genişliğe sahip. Ancak cüce büyük bir yıldızdır ancak çok küçüktür ve bu nedenle gaz yoğunluğu çok yüksektir. Atmosferinde atomlar sürekli olarak birbirleriyle etkileşime girerek komşularının kesin olarak tanımlanmış bir frekansta emisyon yaymasını engeller: çünkü her birinin kendi elektrik alanı vardır ve bu da komşunun alanını etkiler. Atomların farklı çevre koşullarında bulunması nedeniyle Stark çizgisi genişlemesi denilen olay meydana gelir. Onlar. Spektral çizgilerin "kanatlarının" şekline göre, yıldızın yüzeyindeki gazın yoğunluğunu ve tipik boyutunu hemen tahmin ediyoruz.

Doppler etkisi yıldızın bir bütün olarak dönmesi nedeniyle de kendini gösterebilir. Uzaktaki bir yıldızın kenarlarını ayırt edemeyiz; o bize bir nokta gibi görünür. Ancak bize yaklaşan kenardan itibaren spektrumun tüm çizgileri mavi bir kayma yaşar ve bizden uzaklaşan kenardan itibaren kırmızıya bir kayma yaşarlar (slayt 18 - Bir yıldızın dönüşü, spektral çizgilerin genişlemesine yol açar). Bu da spektral çizginin genişlemesine yol açar. Stark etkisinden farklı görünüyor ve spektral çizginin şeklini farklı şekilde değiştiriyor; böylece çizgi genişliğinin hangi durumda yıldızın dönüşünden, hangi durumda yıldızın atmosferindeki gaz yoğunluğundan etkilendiğini tahmin edebilirsiniz. Aslında bir yıldızın dönüş hızını ölçmenin tek yolu budur, çünkü yıldızları top şeklinde görmüyoruz, hepsi bizim için birer noktadır.

Bir yıldızın uzaydaki hareketi Doppler etkisi nedeniyle spektrumu da etkiler. Eğer iki yıldız birbirinin etrafında hareket ederse, bu çiftin her iki tayfı karışır ve birbirlerine karşı görünür. Onlar. Çizgilerin periyodik olarak ileri geri kayması, yıldızların yörünge hareketinin bir işaretidir.

Zamanla değişen bir dizi spektrumdan ne elde edebiliriz? Hızı (yer değiştirmenin genliğine göre), yörünge periyodunu ölçüyoruz ve bu iki parametreden Kepler'in üçüncü yasasını kullanarak yıldızların toplam kütlesini hesaplıyoruz. Bazen dolaylı kanıtlara dayanarak bu kütleyi ikili sistemin bileşenleri arasında bölmek mümkündür. Çoğu durumda yıldızların kütlesini ölçmenin tek yolu budur.

Bu arada, bugüne kadar incelediğimiz yıldızların kütle aralığı çok büyük değil: fark 3 kattan biraz fazla. En az kütleye sahip yıldızlar Güneş'in kütlesinin yaklaşık onda biri kadardır. Daha da küçük kütleleri, termonükleer reaksiyonları tetiklemelerini engelliyor. Son zamanlarda keşfettiğimiz en büyük yıldızlar 150 güneş kütlesindedir. Bunlar benzersizdir; şu ana kadar birkaç milyardan yalnızca 2 tanesi bilinmektedir.

Yörünge düzleminde bulunduğumuz nadir ikili sistemleri gözlemleyerek, yalnızca gözlemsel özellikleri kullanarak bu yıldız çifti hakkında da çok şey öğrenebiliriz. doğrudan görebildiğimiz ve bazı yasalara dayanarak hesaplayamadığımız. Tek tek ayırmadığımız için, parlaklığı zaman zaman değişen bir ışık kaynağı görüyoruz: Tutulmalar, bir yıldız diğerinin önünden geçerken meydana geliyor. Daha derin bir tutulma, soğuk bir yıldızın sıcak olanı örttüğü anlamına gelir ve daha sığ olan, tam tersine, sıcak olanın soğuk olanı kapsadığı anlamına gelir (örtülen alanlar aynıdır, dolayısıyla tutulmanın derinliği yalnızca sıcaklıklarına bağlıdır) . Yörünge periyoduna ek olarak yıldızların parlaklığını da ölçüyoruz, bu sayede bağıl sıcaklıklarını belirliyoruz ve tutulma süresinden de boyutlarını hesaplıyoruz.

Bildiğimiz gibi yıldızların boyutları çok büyüktür. Gezegenlerle karşılaştırıldığında devasa büyüklüktedirler. Güneş, Alpha Centauri ve Sirius gibi uzun zamandır bilinen yıldızlarla aynı seviyede, yıldızlar arasında en tipik boyutta olanıdır. Ancak yıldızların boyutları (kütlelerinin aksine) 7 kat büyük bir aralıkta yer alır. Onlardan belirgin şekilde daha küçük yıldızlar var, en küçüklerinden biri (ve aynı zamanda bize en yakın olanlardan biri) Proxima, Jüpiter'den biraz daha büyük. Ve çok daha büyük yıldızlar var ve evrimin bazı aşamalarında inanılmaz boyutlara ulaşıyorlar ve tüm gezegen sistemimizden fark edilir derecede daha büyük hale geliyorlar.

Belki de çapını doğrudan ölçtüğümüz tek yıldız (bize çok uzak olmadığı için) Orion takımyıldızındaki süper dev Betelgeuse'dir; Hubble teleskop görüntülerinde bu bir nokta değil, bir dairedir (slayt 26 - The Guardian). Betelgeuse yıldızının Dünya ve Jüpiter yörüngelerinin çaplarıyla karşılaştırıldığında Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan fotoğraf). Bu yıldız Güneş'in yerine yerleştirilirse sadece Dünya'yı değil, yörüngesini tamamen kaplayan Jüpiter'i de "yiyecek".

Peki bir yıldızın büyüklüğüne ne diyoruz? Yıldızı hangi noktalar arasında ölçeriz? Optik görüntülerde yıldızın uzayı açıkça sınırlıdır ve sanki çevresinde hiçbir şey yokmuş gibi görünür. Yani Betelgeuse'u görünür ışıkta fotoğrafladınız, görüntüye bir cetvel uyguladınız ve işiniz bitti mi? Ancak görünen o ki hepsi bu değil. Uzak kızılötesi radyasyon aralığında yıldızın atmosferinin çok daha uzağa uzandığı ve akıntılar yaydığı açıktır. Bunun yıldızın sınırı olduğunu mu varsaymalıyız? Ancak mikrodalga aralığına geçtiğimizde yıldızın atmosferinin neredeyse bin astronomik birime kadar uzandığını, yani tüm güneş sistemimizden birkaç kat daha büyük olduğunu görüyoruz.

Genel durumda yıldız, sert duvarlarla çevrelenmemiş (uzayda duvar yoktur) ve dolayısıyla sınırları olmayan gaz halinde bir oluşumdur. Resmi olarak, herhangi bir yıldız süresiz olarak uzanır (daha kesin olarak, komşu bir yıldıza ulaşana kadar), yıldız rüzgarı olarak adlandırılan yoğun bir gaz yayar (benzeterek) Güneş rüzgarı). Bu nedenle bir yıldızın boyutundan bahsederken onu hangi radyasyon aralığında tanımladığımızı her zaman netleştirmemiz gerekir, o zaman neden bahsettiğimiz daha net olacaktır.

Harvard Spektrum Sınıflandırması

Yıldızların gerçek spektrumları kuşkusuz çok karmaşıktır. Referans kitaplarında görmeye alışkın olduğumuz bireysel kimyasal elementlerin spektrumlarına hiç benzemiyorlar. Örneğin, güneş spektrumunun dar optik aralığında bile (mor bölgeden gözümüzün az önce gördüğü kırmızıya kadar) çok sayıda çizgi vardır ve bunları anlamak hiç de kolay değildir. Ayrıntılı, son derece dağınık bir spektrum temelinde bile öğrenin. kimyasal elementler atmosferde kaç yıldızın bulunduğu ise gökbilimcilerin tam olarak çözemediği büyük bir sorundur.

Spektruma baktığımızda hemen belirgin Balmer hidrojen çizgilerini (Ha, Hβ, Hγ, Hδ) ve çok sayıda demir çizgisini göreceğiz. Bazen helyum ve kalsiyum karşımıza çıkar. Yıldızın esas olarak demirden (Fe) ve kısmen hidrojenden (H) oluştuğu sonucuna varmak mantıklıdır. 20. yüzyılın başlarında radyoaktivite keşfedilmiş ve insanlar yıldızlardaki enerji kaynakları hakkında düşündüklerinde, Güneş'in spektrumunda çok sayıda metal çizgisinin bulunduğunu hatırlamışlar ve uranyum veya radyumun bozunmasının ısındığını varsaymışlardır. Güneşimizin iç kısmı. Ancak durumun böyle olmadığı ortaya çıktı.

Yıldız spektrumlarının ilk sınıflandırması, Harvard Gözlemevi'nde (ABD) yaklaşık bir düzine kadının eliyle oluşturuldu. Bu arada neden özellikle kadınların sorusu ilginç bir soru. Spektrumların işlenmesi çok hassas ve özenli bir iştir ve gözlemevi müdürü E. Pickering'in asistanları işe alması gerekiyordu. O zamanlar kadınların bilim alanındaki çalışması pek hoş karşılanmıyordu ve erkeklerinkinden çok daha düşük ücret alıyordu: Bu küçük gözlemevinin sahip olduğu parayla ya iki erkeği ya da bir düzine kadını işe almak mümkündü. Ve sonra ilk defa astronomiye çağrıldım çok sayıda Sözde "Pickering haremi"ni oluşturan kadınlar. Oluşturdukları spektral sınıflandırma, kadın ekibinin bilime yaptığı ilk katkı oldu ve beklenenden çok daha etkili olduğu ortaya çıktı.

O zamanlar insanların spektrumun hangi fiziksel olaylara dayanarak oluştuğuna dair hiçbir fikirleri yoktu; sadece onu fotoğrafladılar. Bir sınıflandırma oluşturmaya çalışan gökbilimciler şu şekilde mantık yürüttüler: Herhangi bir yıldızın spektrumunda, yoğunluklarına göre azalan hidrojen çizgileri vardır, tüm spektrumlar sıralanabilir ve gruplandırılabilir. Latin harfleriyle spektrum gruplarını alfabetik sıraya göre belirleyerek ayrıştırdılar: en güçlü çizgilerle - A sınıfı, daha zayıf çizgiler - B sınıfı vb.

Her şey doğru yapılmış gibi görünüyor. Ancak birkaç yıl sonra kuantum mekaniği doğdu ve bol miktarda bulunan bir elementin spektrumda mutlaka güçlü çizgilerle temsil edilmediğini ve nadir bir elementin kendisini spektrumda hiçbir şekilde göstermediğini fark ettik. Çoğu sıcaklığa bağlıdır.

Absorbsiyon spektrumuna bakalım atomik hidrojen: yalnızca Balmer serisinin hatları optik aralığa girer. Peki bu kuantumlar hangi koşullar altında emilir? Yalnızca ikinci seviyeden yukarıya doğru hareket ederken. Ancak normal (soğuk) durumda, tüm elektronlar birinci seviyede "oturur" ve ikinci seviyede neredeyse hiçbir şey yoktur. Bu, elektronların bir kısmının ikinci seviyeye atlaması için hidrojeni ısıtmamız gerektiği anlamına gelir (daha sonra tekrar aşağıya dönecekler, ancak ondan önce orada biraz zaman geçirecekler) - ve sonra uçan optik kuantum bir elektron tarafından emilebilir. görünür spektrumda kendini gösterecek olan ikinci seviyeden.

Yani soğuk hidrojen bize Balmer serisini vermeyecek ama sıcak hidrojen verecek. Peki ya hidrojeni daha da fazla ısıtırsak? Daha sonra birçok elektron üçüncü ve daha yüksek seviyelere atlayacak ve ikinci seviye tekrar tükenecektir. Çok sıcak hidrojen bize optik aralıkta görebildiğimiz spektral çizgileri de vermeyecektir. En soğuk yıldızlardan en sıcak yıldızlara doğru gidersek, herhangi bir elementin çizgilerinin spektrumda yalnızca dar bir sıcaklık aralığında oldukça iyi temsil edilebileceğini göreceğiz.

Astrofizikçiler bunu fark ettiğinde, tayf türlerini artan sıcaklığa göre yeniden düzenlemek zorunda kaldılar: soğuk yıldızlardan sıcak yıldızlara doğru. Geleneğe göre bu sınıflandırmaya Harvard da denir, ancak bu zaten doğaldır, fizikseldir. Spektral A sınıfı yıldızların yüzey sıcaklığı yaklaşık 10 bin derecedir, hidrojen çizgileri olabildiğince parlaktır ve hidrojen atomu 20 bin derecenin üzerindeki sıcaklıklarda iyonlaştığı için artan sıcaklıkla birlikte kaybolmaya başlarlar. Diğer kimyasal elementlerde de durum benzerdir. Bu arada, 4000 K'den daha soğuk yıldızların spektrumlarında yalnızca bireysel kimyasal element çizgileri değil, aynı zamanda bu sıcaklıklarda kararlı olan moleküllere karşılık gelen bantlar da vardır. karmaşık maddeler(örneğin titanyum ve demir oksitler).

Sınıfları sıcaklığa göre sıralarken ortaya çıkan OBAFGKM harf dizisini, özellikle her türden anımsatıcı sözler icat edildiğinden, astronomi öğrencilerinin hatırlaması oldukça kolaydır. İngilizcede en ünlüsü Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Yüzey sıcaklıklarının aralığı şu şekildedir: En sıcak yıldızlar on binlerce derece, en soğuk yıldızlar ise iki binin biraz üzerindedir. Daha incelikli bir sınıflandırma için, her sınıf on alt sınıfa bölündü ve sağdaki her harfe 0'dan 9'a kadar bir sayı atandı. Renkli optik spektrumların yalnızca güzellik için fotoğraflandığını, ancak bilimsel araştırma için bunun anlamsız olduğunu unutmayın. genellikle siyah beyaz görüntüler alınır.

Nadirdir, ancak yıldızların soğurma çizgileri (parlak bir arka plan üzerinde koyu) değil, emisyon çizgileri (karanlık bir arka plan üzerinde parlak) gösterdiği görülür. Kökenlerini anlamak artık o kadar kolay değil, ancak bu da oldukça basit. Dersin başında seyrekleşmiş bir sıcak gaz bulutunun bize emisyon çizgileri verdiğini gördük. Spektrumda emisyon çizgileri bulunan bir yıldıza baktığımızda, bu çizgilerin kaynağının, yıldızın çevresinde, atmosferinde yer alan seyrekleşmiş, yarı saydam bir gaz olduğunu anlarız. Yani bunlar, süreklilikte (çizgiler arasındaki boşluklarda) şeffaf olan, geniş bir sıcak atmosfere sahip yıldızlardır, bu da onun içinde neredeyse hiçbir şey yaymadığı anlamına gelir (Kirchhoff yasası). Ancak bireysel spektral çizgilerde şeffaf değildir ve şeffaf olmadığı için güçlü bir şekilde yayılır.

Bugün, yıldız spektrumlarının Harvard sınıflandırması genişletildi. Genişletilmiş bir atmosfere sahip sıcak yıldızlara, gezegenimsi bulutsu ve novaların çekirdeklerine ve yakın zamanda keşfedilen oldukça soğuk nesnelere karşılık gelen yeni sınıflar buna eklenmiştir. ara konum normal yıldızlar arasında en büyük gezegenler; bunlara “kahverengi cüceler” veya “kahverengi cüceler” denir.

Orijinal kimyasal bileşime sahip yıldızların bazı sınıflarından dallar da vardır. Bu arada, bu bizim için bir gizem: Bazı yıldızların neden aniden bazı nadir kimyasal elementlere aşırı miktarda sahip olduğu hala açık değil. Aslında, yıldız spektrumlarının çeşitliliğine rağmen, atmosferlerinin kimyasal bileşimi çok benzer: Güneş ve benzeri yıldızların kütlesinin% 98'i ilk iki kimyasal elementten oluşur - hidrojen ve helyum ve diğer tüm elementler yalnızca kütlenin kalan yüzde ikisi.

Güneş bizim için en parlak ışık kaynağıdır; onun spektrumunu çok genişletebilir, içindeki onbinlerce spektral çizgiyi ayırt edebilir ve bunları deşifre edebiliriz. Böylece periyodik tablodaki tüm elementlerin Güneş'te mevcut olduğu tespit edilmiştir. Ancak size bir sır vereyim, şu ana kadar güneş spektrumunun çok zayıf olan yaklaşık 20 çizgisi tanımlanamadı. Yani Güneş'te bile kimyasal bileşimin tanınması sorunu henüz tam olarak çözülmedi.

Güneş atmosferindeki kimyasal elementlerin dağılımı çok sayıda ilginç modele sahiptir. Bunun yıldız maddesinin tipik bileşimi olduğuna inanılıyor. Ve çoğu yıldız için bu doğrudur. Karbondan başlayarak en ağır çekirdeklere (en azından uranyuma kadar) kadar, atom numaraları arttıkça elementlerin bolluğunda oldukça yumuşak bir azalma olur. Bununla birlikte, helyum ve karbon arasında çok güçlü bir boşluk vardır - bunun nedeni lityum ve berilyumun termonükleer reaksiyonlara katılması en kolay olanlardır, hidrojen ve helyumdan bile daha aktiftirler. Ve sıcaklık bir milyon derecenin üzerine çıktığı anda çok çabuk yanarlar.

Ancak bu eşit eğilimin kendine has özellikleri de var. İlk olarak demirin zirvesi keskin bir şekilde öne çıkıyor. Yıldızlar da dahil olmak üzere doğada demir, nikel ve onlara yakın elementler, komşularına kıyasla alışılmadık derecede bol miktarda bulunur. Gerçek şu ki, demir olağandışı bir kimyasal elementtir: denge koşulları altında meydana gelen termonükleer reaksiyonların son ürünüdür, yani. herhangi bir patlama olmadan. Termonükleer reaksiyonlarda yıldız, hidrojenden giderek daha ağır elementler sentezler, ancak konu demir olunca her şey durur. Dahası, termonükleer reaksiyonda demirden yeni bir şey yapmaya çalışırsak, buna nötronlar, protonlar ve diğer çekirdekler eklenirse, o zaman ısı açığa çıkmayacaktır: ateş söndüğünde, demirden hiçbir şey alamazsınız. kül. Tam tersine reaksiyonun gerçekleşmesi için dışarıdan enerji sağlanması gerekir ve normal şartlarda demirle hiçbir reaksiyon tek başına gerçekleşmez. Bu nedenle doğada çok fazla demir birikmiştir.

Dikkat edilmesi gereken bir diğer önemli nokta ise grafikteki noktaları birleştiren doğrunun testere dişi şeklinde olmasıdır. Bunun nedeni, çift sayıda nükleon içeren çekirdeklerin (protonlar ve nötronlar), tek sayıdaki nükleonlardan çok daha kararlı olmasıdır. Kararlı çekirdeklerin yaratılması, yok edilmesinden daha kolay olduğundan, komşu elementlerle karşılaştırıldığında bu çekirdeklerin sayısı her zaman daha fazladır. tüm sipariş hatta bir buçuk.

Güneş'ten farklı olarak şunları içerir: küre ve Dünya benzeri gezegenler çok az hidrojen ve helyum içerir, ancak karbondan başlayarak kimyasal elementlerin "yıldız" dağılımı onların da karakteristik özelliğidir. Bu nedenle sadece Dünya değil her gezegenin büyük bir demir çekirdeği vardır.

Ne yazık ki spektrumlar bize yalnızca yıldızların yüzeyinin bileşimini gösteriyor. Bir yıldızın ışığını gözlemleyerek onun içinde ne olduğu hakkında neredeyse hiçbir şey söyleyemeyiz ve farklı kütlelerdeki yıldızların iç yaşamı farklılık gösterir. Bir yıldızda enerji aktarımı, başta radyasyon ve konveksiyon olmak üzere çeşitli mekanizmalarla gerçekleşir. Örneğin, termonükleer reaksiyonların gerçekleştiği orta kısımdaki Güneş gibi yıldızlarda, enerji esas olarak radyasyon yoluyla aktarılır ve çekirdek madde, üstteki katmanlarla karışmaz. Karıştırma çevrede meydana gelir, ancak termonükleer reaksiyonlar nedeniyle kimyasal bileşimin kademeli olarak değiştiği iç bölgelere ulaşmaz. Onlar. termonükleer reaksiyon ürünleri yüzeye taşınmaz, burada dolaşır başlangıç ​​malzemesi Bir zamanlar Güneş'in doğduğu yer. Daha büyük yıldızlarda konvektif karışım içeride meydana gelir, ancak daha fazla yayılmaz. Biriken kimyasal elementler de yıldızın yüzeyine sıçrayamaz.

Son olarak, düşük kütleli yıldızlar en doğru yıldızlardır: konveksiyon, ısı transferinin ana mekanizmasıdır ve içlerinde maddenin tamamen karışması meydana gelir. Bu, görünüşe göre merkezdeki termonükleer reaksiyonlarda üretilen şeyin yüzeye çıkması gerektiği anlamına geliyor. Ancak bu küçük yıldızlarda termonükleer reaksiyonlar çok yavaş gerçekleşir, enerjilerini çok ekonomik harcarlar ve yavaş evrimleşirler. Ömürleri Güneş gibi yıldızlarınkinden yüzlerce, binlerce kat daha uzundur. trilyonlarca yıl. Ve Evrenin doğuşundan bu yana geçen 14 milyar yılda, bunların bileşiminde neredeyse hiçbir şey değişmedi. Onlar hâlâ bebek, birçoğu hâlâ olgunlaşmamış ve normal termonükleer döngüyü başlatmamışlar.

Dolayısıyla yıldızların içinde ne olduğunu, oradaki maddenin kimyasal bileşiminin ne olduğunu hâlâ bilmiyoruz; elimizde saha verileri yok. Sadece modelleme bize bu konuda bir şeyler söyleyebilir.

Hertzsprung – Russell diyagramı

Yıldızların görünen parlaklığı ters logaritmik ölçekte ölçülür. büyüklükler(slayt 43), ancak bir fizikçi için bu ilginç değil. Onun için önemli olan yıldızın toplam radyasyon gücüdür ve bunu bir fotoğraftan tahmin edemeyiz.

Örneğin, Alpha Centauri diğer yıldızlar arasında inanılmaz bir parlaklığa sahiptir, ancak bu onun en güçlü olduğu anlamına gelmez, öyle bir şey değil. Bu, Güneş gibi tamamen sıradan bir yıldız, sadece şans eseri bize diğerlerinden çok daha yakın olduğu ortaya çıktı ve bu nedenle, yıldızların çoğu olmasına rağmen, bir fener gibi, etrafındaki gökyüzünü ışığıyla dolduruyor. Bu fotoğrafta ona komşu olan çok daha güçlü radyasyon kaynakları var, ancak bunlar daha uzakta bulunuyor.

Bu nedenle yıldızın gücünü mümkün olduğunca doğru tahmin etmemiz gerekiyor. Bunu yapmak için fotometrik ters kare yasasını kullanıyoruz: bir yıldızın görünen parlaklığını (Dünyaya ulaşan ışık akısının yoğunluğunu) ve mesafesini ölçerek, radyasyonunun toplam gücünü watt cinsinden hesaplıyoruz. Artık genel fiziksel resmi, tüm yıldızları iki boyutlu bir diyagramda (slayt 46) tasvir ederek sunabiliriz; eksenlerde gözlemlerden elde edilen iki değer - yıldızın yüzeyinin sıcaklığı ve bağıl değeri - çizilir radyasyonunun gücü (gökbilimciler yalnızca optik aralığı dikkate alarak bu güce parlaklık adını verir ve güneş enerjisi birimleriyle ölçülür). 20. yüzyılın başında böyle bir resim ilk kez iki gökbilimci tarafından oluşturuldu ve onların adlarından sonra Hertzsprung-Russell diyagramı olarak anıldı.

Yaklaşık 6000 K sıcaklığa ve birim güce sahip bir yıldız olan Güneş, bu diyagramın neredeyse ortasında yer almaktadır. Her iki parametredeki değişim aralığı boyunca yıldızlar neredeyse sürekli olarak dağılmışlardır, ancak diyagram düzlemi boyunca rastgele dağılmış değiller, kompakt alanlar halinde gruplandırılmışlardır.

Bugün, Hertzsprung-Russell diyagramında doğada gözlemlenen yıldızların yoğunlaştığı birkaç tipik grup ayırt edilmektedir (slayt 47). Yıldızların büyük çoğunluğu (%90) diyagramın köşegeni boyunca dar bir bantta yer alır; bu gruba ana dizi denir. Loş, soğuk yıldızlardan sıcak, parlak yıldızlara kadar değişir: milyonda parçalardan birkaç milyon güneş parlaklığına kadar. Bir fizikçi için bu doğaldır: yüzey ne kadar sıcaksa o kadar güçlü yayar.

Ana dizinin her iki yanında anormal yıldız grupları vardır. Yüksek sıcaklık yıldızlarının bir kısmı, küçük boyutları nedeniyle alışılmadık derecede düşük parlaklığa (Güneş'ten yüzlerce ve binlerce kat daha az) sahiptir; renklerinden dolayı onlara beyaz cüceler diyoruz. Diğer olağanüstü yıldızlar karşı köşe Diyagramlar, daha düşük bir sıcaklıkla, ancak muazzam bir parlaklıkla karakterize edilir - bu, açıkça daha büyük bir fiziksel boyuta sahip oldukları anlamına gelir, bunlar devlerdir.

Evrimi sırasında bir yıldız diyagramdaki konumunu değiştirebilir. Bu konu hakkında daha fazla bilgiyi aşağıdaki derslerden birinde bulacaksınız.