Başlangıç ​​kütlesine bağlı olarak yıldızların evrimi. Yıldızlar nasıl gelişir?

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), Husserl'in geç dönem fenomenolojisinin merkezi kavramlarından biridir ve onun tarafından, bilincin dünya bağlantılarına ilişkin sorunları ele alarak katı bir şekilde fenomenolojik yöntemin dar ufkunu aşmanın bir sonucu olarak formüle edilmiştir. "Dünya"nın bu şekilde dahil edilmesi

Bir virüsün yaşam döngüsü Her virüs, hücreye kendine özgü bir yöntemle nüfuz eder. Nüfuz ettikten sonra, nükleik asidini en azından kısmen açığa çıkarmak ve onu kopyalamaya başlamak için öncelikle dış giysisini çıkarması gerekir. Virüsün çalışması 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 yaşamı boyunca köklü değişikliklere uğrar. Ancak açıkça daha uzun yaşadıklarına dikkat edilmelidir - milyonlarca ve hatta milyarlarca dünya yılı.

Yıldızlar nasıl doğar? Başlangıçta, daha doğrusu Büyük Patlama'dan sonra, Evren'deki 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 büyük miktarda enerji üretilir. Sonunda merkez kısmın sıcaklığı yaklaşık on beş milyon santigrat dereceye ulaşır ve yeni bir yıldızın çekirdeği oluşur. 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. Yapılan hesaplamalara göre büzülen bu gök cisminin yıldıza dönüşebilmesi için kütlesinin Güneş kütlesinin en az %8'i kadar olması gerekmektedir. 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. Jüpiter daha büyük olsaydı, belki de onun derinliklerinde termonükleer reaksiyonlar başlayacak ve Güneş sistemimiz çift yıldız sistemi olacaktı. Ama bunların hepsi şarkı sözleri...

Yani bir yıldızın hayatının ana aşaması. Yıldız varlığının büyük bölümünde denge durumundadır. 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. -

Büyük bir yıldız, yani Güneş'ten en az altı kat daha ağır olan bir yıldız, milyonlarca yıl parladıktan sonra yanmaya başlar. Çekirdeğin hidrojeni bittiğinde yıldız genişler ve soğuyarak kırmızı bir süper dev haline gelir. Bu süperdev daha sonra süpernova adı verilen korkunç, dramatik, parlak bir patlamayla patlayana kadar küçülecek. Burada, çok büyük kütleli mavi süper devlerin kırmızı bir süper deve dönüşme aşamasını atlayıp çok daha hızlı bir şekilde 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, çekirdeğinde yaşamı boyunca oluşan helyumla yaklaşık 100 milyon yıl boyunca var olabilir. 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.

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 bir sıcaklık 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.

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 yıldızımıza bağlıyız. Güneş, sıcaklığıyla bizi ne kadar memnun edecek, Güneş Sistemine hayat verecek? Milyonlarca, milyarlarca yıl sonra gelecekte bizi neler bekliyor? Bu bakımdan 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 bir yapıya sahip olduğunu, bu devasa ısı kaynaklarının ne kadar çabuk tükendiğini, bir yıldızın gelişim aşamalarının neler olduğunu ve bu parlak yaşamın sessiz ve loş ya da sonunun nasıl olacağını detaylı bir şekilde anlamamızı sağlayacak. parlak, patlayıcı.

Büyük Patlama'nın ardından 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, sadece 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 Dünya'nın gök kubbesinde 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 bunca yılda 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 hayat 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. Hiçbir şey sonsuza kadar sürmez. Termonükleer füzyon sonucunda hidrojen helyuma dönüştürülür, dolayısıyla orijinal rezervleri tüketilir ve azalır. Bir gün, çok yakında değil, bu kaynaklar tükenecek. Güneşimizin boyutunu değiştirmeden 5 milyar yıldan fazla bir süre boyunca parlamaya devam ettiği göz önüne alındığında, yıldızın olgun yaşının hala yaklaşık aynı süre devam edebildiği 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 büyüklükte, 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 uzayın 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 yer çekimine 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.

Sonuç olarak

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

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