Büyük yıldızların evrimi. Yıldızların doğuşu ve evrimi: Evrenin dev fabrikası

25 en yakın yıldız mV - görsel büyüklük; r - yıldıza olan mesafe, pc; L, güneş parlaklık birimleriyle (3,86–1026) ifade edilen yıldızın parlaklığıdır (radyasyon gücü).

Yıldız türleri Evrendeki diğer yıldızlarla karşılaştırıldığında Güneş bir cüce yıldızdır ve derinliklerinde hidrojenin helyuma dönüştüğü normal yıldızlar kategorisine aittir. Öyle ya da böyle, yıldız türleri kabaca ayrı ayrı yaşam döngüsünü tanımlar

"YAŞAM DÜNYASI" (Lebenswelt) bunlardan biridir merkezi kavramlar Husserl'in geç dönem fenomenolojisi, bilincin dünya bağlantılarına ilişkin sorunları ele alarak katı bir şekilde fenomenolojik yöntemin dar ufkunu aşmanın bir sonucu olarak kendisi tarafından formüle edilmiştir. "Dünya"nın bu şekilde dahil edilmesi

Bir virüsün yaşam döngüsü Her virüs, hücreye kendine özgü bir yöntemle nüfuz eder. İçeri girdikten sonra, en azından kısmen açığa çıkması için öncelikle dış giysilerini çıkarmalıdır. nükleik asit ve kopyalamaya başlayın. Virüsün işi iyi organize edilmiştir.

Yıldızların canlı varlıklar olmaması son derece doğaldır ancak onlar da doğum, yaşam ve ölüme benzer evrimsel aşamalardan geçerler. Bir insan gibi yıldız da hayatı boyunca köklü değişikliklere uğrar. Ancak açıkça daha uzun yaşadıklarına dikkat edilmelidir - milyonlarca ve hatta milyarlarca dünya yılı.

Yıldızlar nasıl doğar? Başlangıçta, daha doğrusu sonra Büyük patlama Evrendeki madde eşit olmayan bir şekilde dağılmıştı. Bulutsularda yıldızlar oluşmaya başladı; yıldızlararası toz ve gazlardan, çoğunlukla da hidrojenden oluşan dev bulutlar. Bu madde yerçekiminden etkilenir ve bulutsunun bir kısmı sıkıştırılır. Daha sonra yuvarlak ve yoğun gaz ve toz bulutları oluşur - Bok kürecikleri. Böyle bir kürecik yoğunlaşmaya devam ettikçe, nebuladan gelen maddenin çekimi nedeniyle kütlesi artar. Küreciğin iç kısmında yerçekimi kuvveti en güçlüdür ve ısınmaya ve dönmeye başlar. Bu zaten bir ön yıldız. Hidrojen atomları birbirlerini bombalamaya başlar ve böylece çok sayıda enerji. Sonunda merkezi kısmın sıcaklığı yaklaşık on beş milyon santigrat dereceye ulaşır ve çekirdek oluşur. nova. Yenidoğan alevlenir, yanmaya ve parlamaya başlar. Bunun ne kadar süreceği yeni yıldızın kütlesine bağlı. Son toplantımızda sana söylemiştim. Kütle ne kadar büyük olursa yıldızın ömrü o kadar kısa olur.
Bu arada, bir önyıldızın yıldız olup olamayacağı kütlesine bağlıdır. Hesaplamalara göre bu sözleşmenin yapılabilmesi için göksel cisim Yıldıza dönüşmesi için kütlesinin Güneş kütlesinin en az %8'i olması gerekir. Daha küçük bir kürecik yoğunlaşarak yavaş yavaş soğuyacak ve bir yıldız ile gezegen arasında bir geçiş nesnesine dönüşecek. Bu tür nesnelere kahverengi cüceler denir.

Örneğin Jüpiter gezegeni yıldız olamayacak kadar küçüktür. Eğer Jüpiter daha büyük olsaydı, belki de termonükleer reaksiyonlar onun derinliklerinde başlayacaktı ve Güneş Sistemi bir sistem olurdu çift ​​yıldız. Ama bunların hepsi şarkı sözleri...

Yani bir yıldızın hayatının ana aşaması. En Varlığından dolayı yıldız Denge durumu. Yerçekimi kuvveti yıldızı sıkıştırma eğilimindedir ve yıldızda meydana gelen termonükleer reaksiyonlar sonucunda açığa çıkan enerji, yıldızı genişlemeye zorlar. Bu iki kuvvet istikrarlı bir denge konumu yaratır; o kadar kararlıdır ki, yıldız milyonlarca ve milyarlarca yıl boyunca bu şekilde yaşar. Bir yıldızın yaşamının bu aşaması, onun ana dizideki yerini garanti eder. -

Milyonlarca yıldır parlayan, büyük yıldız yani Güneş'ten en az altı kat daha ağır bir yıldız yanmaya başlar. Çekirdeğin hidrojeni bittiğinde yıldız genişler ve soğuyarak kırmızı bir süper dev haline gelir. Bu süperdev daha sonra, sonunda adı verilen korkunç ve dramatik bir ışık parlamasıyla patlayana kadar küçülecek. süpernova. Burada, çok büyük kütleli mavi süperdevlerin, kırmızı bir süperdeve dönüşme aşamasını atlayıp çok daha hızlı bir süpernovaya dönüştüğünü belirtmekte fayda var.
Süpernovanın geri kalan çekirdeği küçükse, o zaman yıkıcı sıkışması (kütleçekimsel çöküş) çok yoğun bir nötron yıldızına dönüşmeye başlar ve eğer yeterince büyükse, daha da fazla sıkışarak bir kara delik oluşturur.

Sıradan bir yıldızın ölümü biraz farklıdır. Böyle bir yıldız daha uzun yaşar ve daha huzurlu bir şekilde ölür. Örneğin Güneş, çekirdeğindeki hidrojen bitene kadar beş milyar yıl daha yanacak. Daha sonra dış katmanları genişlemeye ve soğumaya başlayacak; kırmızı bir dev oluşur. Bu haliyle bir yıldız, çekirdeğindeki yaşamı boyunca oluşan helyumla yaklaşık 100 milyon yıl boyunca varlığını sürdürebilir. Ancak helyum da yanar. Hepsinden önemlisi, dış katmanlar taşınacak; gezegenimsi bir bulutsu oluşturacaklar ve yoğun bir beyaz cüce çekirdekten küçülecek. Beyaz cüce oldukça sıcak olmasına rağmen sonunda soğuyacak ve siyah cüce adı verilen ölü bir yıldıza dönüşecek.

Yıldız evrimi astronomide bir yıldızın yaşamı boyunca, yani yüz binlerce, milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ışık ve ısı yayarken geçirdiği değişimlerin dizisi. 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 ile 1 arasında 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 ışık yılı arasında.

Bir yıldızın evrimi, yıldız beşiği olarak da adlandırılan dev bir moleküler bulutta başlar.

Bulut, kendi galaksisinin merkezi etrafında serbestçe dönerken hiçbir şey olmuyor. Ancak heterojenlik nedeniyle yerçekimi alanı 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 ise bulutun yoğun bir koldan geçmesi olabilir. sarmal galaksi. Ayrıca kritik faktör yakınlarda bir süpernova patlamasına neden olabilir, şok dalgası muazzam bir hızla moleküler bir bulutla çarpışacak. Ayrıca 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.

Bulutun kütlesine etki eden kuvvetlerdeki herhangi bir homojensizlik, yıldız oluşum sürecini tetikleyebilir.

Bu işlem sırasında moleküler buluttaki homojen olmayan yapılar, kendi yerçekiminin etkisi altında sıkışacak ve yavaş yavaş top şeklini alacaktır. Sıkıştırıldığında yerçekimi enerjisi 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 evriminin sonraki aşamaları neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldızın evriminin en sonunda kimyasal bileşimi bir rol oynayabilir.

Bir yıldızın yaşamının ilk aşaması Güneş'inkine benzer; hidrojen döngüsü reaksiyonları hakimdir.

Çekirdeğindeki yakıt rezervleri tükenene kadar, Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisinde yer alarak ömrünün büyük bir bölümünde bu durumda kalır. Yıldızın merkezindeki hidrojenin tamamı helyuma dönüştüğünde helyum çekirdeği oluşur ve çekirdeğin çevresinde hidrojenin termonükleer yanması devam eder.

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.

Şu anda, çekirdeklerindeki hidrojen tükendikten sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin 13,8 milyar yaşında olması, bu tür yıldızların hidrojen yakıtını tüketmesi için yeterince uzun olmadığından, modern teoriler dayanmaktadır bilgisayar modelleme bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçler.

Teorik kavramlara göre, bazı hafif yıldızlar maddelerini (yıldız rüzgarı) kaybederek yavaş yavaş buharlaşacak ve giderek küçülecek. Diğerleri, yani kırmızı cüceler, elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf emisyonlar yaymaya devam ederken milyarlarca yıl içinde yavaş yavaş soğuyacaklar.

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.

Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen bittiğinde ana diziden ayrılır.

Termonükleer reaksiyonlar sırasında ortaya çıkan ve iç yerçekimini dengeleyen basınç olmadan yıldız, daha önce oluşum sürecinde olduğu gibi yeniden küçülmeye başlar.

Sıcaklık ve basınç tekrar yükselir, ancak önyıldız aşamasından farklı olarak çok daha yüksek bir seviyeye çıkar.

Çökme, yaklaşık 100 milyon K sıcaklıkta helyum içeren termonükleer reaksiyonlar başlayana kadar devam eder ve bu sırada helyum daha fazla enerjiye dönüşür. ağır elementler(Helyum karbona, karbon oksijene, oksijen silikona ve son olarak silikon demire).

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 kırmızı bir deve dönüşür ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl sürer.

Bundan sonra ne olacağı aynı zamanda yıldızın kütlesine de bağlıdır.

Yıldızlarda ortalama boyut Helyumun termonükleer yanma reaksiyonu, yıldızın dış katmanlarının patlayıcı salınımına yol açarak oluşumuna yol açabilir. gezegenimsi bulutsu . Termonükleer reaksiyonların durduğu yıldızın çekirdeği soğur ve genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine kadar bir kütleye ve Dünya çapı civarında bir çapa sahip olan bir helyum beyaz cücesine dönüşür.

Büyük ve süper kütleli yıldızlar için (kütlesi beş güneş kütlesi veya daha fazla olan), kütleçekimsel sıkıştırma arttıkça çekirdeklerinde meydana gelen süreçler bir patlamaya yol açar. süpernova Muazzam bir enerjinin serbest bırakılmasıyla. Patlamaya önemli miktarda yıldız maddesinin yıldızlararası uzaya fırlatılması eşlik ediyor. Bu madde daha sonra yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılır. Süpernovalar sayesinde bir bütün olarak Evren ve özellikle de her galaksi kimyasal olarak evrimleşiyor. Patlamadan sonra kalan yıldız çekirdeği, eğer yıldızın daha sonraki aşamalardaki kütlesi Chandrasekhar sınırını (1,44) aşarsa, nötron yıldızı (pulsar) olarak evrimini sonlandırabilir. Güneş kütlesi) veya yıldızın kütlesi Oppenheimer-Volkoff sınırını aşarsa kara delik olarak ( tahmini değerler 2.5-3 Güneş kütleleri).

Evrendeki yıldızların evrimi süreci sürekli ve döngüseldir; eski yıldızlar kaybolur ve onların yerine yenileri yanar.

Modern göre bilimsel fikirler Gezegenlerin ortaya çıkması ve Dünya'daki yaşamın ortaya çıkması için gerekli olan elementler yıldız maddesinden oluşmuştur. Hayatın nasıl ortaya çıktığına dair genel kabul görmüş tek bir bakış açısı olmamasına rağmen.

Farklı Kütlelerdeki Yıldızların Evrimi

Gökbilimciler tek bir yıldızın yaşamını başından sonuna kadar gözlemleyemezler, çünkü en kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır var olurlar. Daha uzun ömür tüm insanlığın. Zamanla değişim fiziksel özellikler Ve kimyasal bileşim yıldızlar, yani Gökbilimciler yıldızların evrimini, evrimin farklı aşamalarındaki birçok yıldızın özelliklerini karşılaştırarak inceliyorlar.

Yıldızların gözlemlenen özelliklerini birbirine bağlayan fiziksel modeller, yıldızların ayrı gruplar oluşturduğu Hertzsprung - Russell diyagramı olan renk-parlaklık diyagramında yansıtılır - diziler: yıldızların ana dizisi, süperdev dizileri, parlak ve sönük devler, altdevler, alt cüceler ve beyaz cüceler.

Yaşamının büyük bölümünde herhangi bir yıldız, renk-parlaklık diyagramının ana dizisi adı verilen bölgede yer alır. Kompakt bir kalıntının oluşmasından önce yıldızın evriminin diğer tüm aşamaları bu sürenin %10'undan fazlasını almaz. Galaksimizde gözlemlenen yıldızların çoğunun Güneş'in kütlesinde veya daha az olan mütevazı kırmızı cüceler olmasının nedeni budur. Ana sıra gözlemlenebilir yıldızların yaklaşık %90'ını içerir.

Bir yıldızın ömrü ve sonunda neye dönüştüğü hayat yolu tamamen kütlesi tarafından belirlenir. Kütlesi Güneş'ten büyük olan yıldızlar çok daha uzun yaşar güneşten daha küçük ve en büyük yıldızların ömrü yalnızca milyonlarca yıldır. Yıldızların büyük çoğunluğunun ömrü yaklaşık 15 milyar yıldır. Bir yıldız enerji kaynaklarını tükettikten sonra soğumaya ve büzülmeye başlar. Yıldız evriminin son ürünü kompakttır büyük nesneler Yoğunluğu sıradan yıldızlarınkinden kat kat daha fazla olan.

Yıldızlar farklı ağırlıklar sonuçta üç durumdan birine gelirler: beyaz cüceler, nötron yıldızları veya kara delikler. Yıldızın kütlesi küçükse, çekim kuvvetleri nispeten zayıf olur ve yıldızın sıkışması (yerçekimi çökmesi) durur. Kararlı bir beyaz cüce durumuna geçiş yapar. Kütle aşarsa kritik değer, sıkıştırma devam ediyor. çok yüksek yoğunluk elektronlar protonlarla birleşerek nötronları oluşturur. Yakında, yıldızın neredeyse tamamı yalnızca nötronlardan oluşuyor ve o kadar büyük bir yoğunluğa sahip ki, büyük yıldız kütlesi birkaç kilometre yarıçaplı çok küçük bir topta yoğunlaşıyor ve sıkıştırma duruyor - bir nötron yıldızı oluşuyor. Eğer yıldızın kütlesi o kadar büyükse, oluşumu bile nötron yıldızı durmayacak yerçekimi çöküşü o zaman yıldız evriminin son aşaması bir kara delik olacaktır.