> Bir yıldızın yaşam döngüsü
Tanım yıldızların yaşamı ve ölümü: fotoğraflarla gelişim aşamaları, moleküler bulutlar, ilk yıldız, T Boğa, ana dizi, kırmızı dev, beyaz cüce.
Bu dünyadaki her şey gelişiyor. Her döngü doğumla başlar, büyümeyle başlar ve ölümle biter. Elbette yıldızların bu döngüleri özel bir şekilde vardır. En azından zaman dilimlerinin daha büyük olduğunu ve milyonlarca, milyarlarca yılla ölçüldüğünü hatırlayalım. Ayrıca ölümleri de bazı sonuçlar doğurur. Nasıl görünüyor yıldızların yaşam döngüsü?
Bir yıldızın ilk yaşam döngüsü: Moleküler bulutlar
Bir yıldızın doğuşuyla başlayalım. Evrende herhangi bir değişiklik olmadan sessizce var olabilen devasa bir soğuk moleküler gaz bulutunu hayal edin. Fakat birdenbire çok uzakta olmayan bir süpernova patlıyor ya da başka bir bulutla çarpışıyor. Böyle bir itme nedeniyle imha süreci devreye girer. Her biri kendi içine çekilen küçük parçalara bölünmüştür. Zaten anladığınız gibi tüm bu gruplar yıldız olmaya hazırlanıyor. Yerçekimi sıcaklığı ısıtır ve depolanan momentum, dönme sürecini sürdürür. Alttaki diyagram, yıldızların döngüsünü (yaşamı, gelişim aşamaları, dönüşüm seçenekleri ve bir gök cisminin ölümü) bir fotoğrafla açıkça göstermektedir.
Bir yıldızın ikinci yaşam döngüsü:Önyıldız
Malzeme daha yoğun bir şekilde yoğunlaşır, ısınır ve yerçekimsel çöküşle itilir. Böyle bir nesneye, çevresinde bir malzeme diskinin oluştuğu ön yıldız denir. Parça nesneye çekilerek kütlesi artar. Geriye kalan enkaz gruplanıp bir gezegen sistemi oluşturacak. Yıldızın daha da gelişmesi tamamen kütleye bağlıdır.
Bir yıldızın üçüncü yaşam döngüsü: T Boğa
Malzeme bir yıldıza çarptığında büyük miktarda enerji açığa çıkar. Yeni yıldız aşamasına prototipin adı verildi - T Tauri. 600 ışıkyılı uzaklıkta (yakın) bulunan değişken bir yıldızdır.
Malzeme parçalanıp enerji açığa çıkardığı için büyük parlaklığa ulaşabiliyor. Ancak orta kısım nükleer füzyonu destekleyecek yeterli sıcaklığa sahip değil. Bu aşama 100 milyon yıl sürer.
Bir yıldızın dördüncü yaşam döngüsü:Ana sıra
Belirli bir anda gök cisminin sıcaklığı gerekli seviyeye yükselerek nükleer füzyonu harekete geçirir. Bütün yıldızlar bundan geçer. Hidrojen helyuma dönüşerek muazzam ısı ve enerji açığa çıkar.
Enerji gama ışınları olarak salınır, ancak yıldızın yavaş hareketi nedeniyle aynı dalga boyunda düşer. Işık dışarı doğru itilir ve yerçekimi ile çatışmaya girer. Burada ideal bir dengenin oluştuğunu varsayabiliriz.
Ana dizide ne kadar süre kalacak? Yıldızın kütlesinden başlamanız gerekiyor. Kırmızı cüceler (güneşin yarısı kadar kütle) yakıt kaynaklarını yüz milyarlarca (trilyonlarca) yıl boyunca yakabilirler. Ortalama yıldızlar (gibi) 10-15 milyar yaşar. Ancak en büyükleri milyarlarca veya milyonlarca yaşındadır. Diyagramda farklı sınıflardaki yıldızların evriminin ve ölümünün nasıl göründüğünü görün.
Bir yıldızın beşinci yaşam döngüsü: kırmızı dev
Erime işlemi sırasında hidrojen tükenir ve helyum birikir. Hiç hidrojen kalmadığında tüm nükleer reaksiyonlar durur ve yıldız, yerçekimi nedeniyle küçülmeye başlar. Çekirdeğin etrafındaki hidrojen kabuğu ısınıp tutuşarak nesnenin 1.000 ila 10.000 kat büyümesine neden olur. Belli bir anda Güneşimiz de aynı kaderi tekrarlayacak ve Dünya'nın yörüngesine çıkacak.
Sıcaklık ve basınç maksimuma ulaşır ve helyum birleşerek karbona dönüşür. Bu noktada yıldız küçülür ve kırmızı dev olmaktan çıkar. Kütlesi arttıkça nesne diğer ağır elementleri yakacaktır.
Bir yıldızın altıncı yaşam döngüsü: Beyaz cüce
Güneş kütleli bir yıldız, karbonu eritmeye yetecek kadar çekimsel basınca sahip değildir. Dolayısıyla helyumun bitmesiyle ölüm meydana gelir. Dış katmanlar dışarı atılır ve beyaz bir cüce ortaya çıkar. Başlangıçta sıcaktır ama yüz milyarlarca yıl sonra soğur.
GİRİİŞ
1. BÖLÜM Yıldızların Evrimi
BÖLÜM 2.Yıldızların iç kısmındaki termonükleer füzyon ve yıldızların doğuşu
3. BÖLÜM Bir yıldızın orta yaşam döngüsü
4. BÖLÜM Sonraki Yıllar ve Yıldızların Ölümü
ÇÖZÜM
Edebiyat
GİRİİŞ
Modern bilimsel kaynaklar, evrenin %98 oranında yıldızlardan oluştuğunu ve bunların da galaksinin ana unsuru olduğunu göstermektedir. Bilgi kaynaklarında bu kavrama farklı tanımlar verilmektedir, bunlardan bazıları şunlardır:
Yıldız, termonükleer reaksiyonların meydana geldiği, meydana geldiği veya meydana geleceği bir gök cismidir. 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 reaksiyonların bir sonucu olarak 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. BÖLÜM 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 yerçekimi 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 güneştekine benzer; hidrojen döngüsünün reaksiyonları hakimdir. Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisinde yer alan (Şekil 1) (yıldızın mutlak büyüklüğü, parlaklığı, spektral sınıfı ve yüzey sıcaklığı arasındaki ilişkiyi gösteren, 1910), ömrünün büyük bir kısmı boyunca bu durumda kalır, ta ki 1910 yılına kadar. çekirdeğindeki yakıt rezervleri. 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 kola 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.
Pirinç. 1. Hertzsprung-Russell diyagramı
Güneş örneğini kullanarak G sınıfı bir yıldızın evrimi
2. BÖLÜM Yıldızların iç kısmındaki termonükleer füzyon
1939'a gelindiğinde yıldız enerjisinin kaynağının yıldızların bağırsaklarında meydana gelen termonükleer füzyon olduğu tespit edildi. Yıldızların çoğu radyasyon yayar çünkü çekirdeklerindeki dört proton bir dizi ara adımla birleşerek tek bir alfa parçacığına dönüşür. 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.
Yıldızların Doğuşu
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. 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, içinde 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. Büzüldükçe 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.
Merhaba sevgili okuyucular! Gecenin güzel gökyüzünden bahsetmek istiyorum. Neden gece? Sen sor. Çünkü yıldızlar, gökyüzümüzün siyah-mavi arka planındaki bu güzel, parlak küçük noktalar üzerinde açıkça görülebilmektedir. Ama aslında küçük değiller, sadece devasalar ve uzak mesafe nedeniyle çok küçük görünüyorlar..
Yıldızların nasıl doğduğunu, hayatlarını nasıl yaşadıklarını, genel olarak onlar için nasıl bir şey olduğunu hayal eden var mı? Şimdi bu makaleyi okumanızı ve bu süreçte yıldızların evrimini hayal etmenizi öneririm. Görsel örnek olması açısından birkaç video hazırladım 😉
Gökyüzü, aralarında çoğunlukla hidrojen olmak üzere büyük toz ve gaz bulutlarının dağıldığı birçok yıldızla noktalanmıştır. Yıldızlar tam olarak bu tür bulutsularda veya yıldızlararası bölgelerde doğarlar.
Bir yıldız o kadar uzun yaşar ki (on milyarlarca yıla kadar), gökbilimciler bir tanesinin bile yaşamını başından sonuna kadar takip edemezler. Ancak yıldız gelişiminin farklı aşamalarını gözlemleme şansına sahipler.
Bilim insanları elde edilen verileri birleştirdiler ve tipik yıldızların yaşam aşamalarını takip edebildiler: yıldızlararası bir bulutta bir yıldızın doğum anı, gençliği, orta yaşı, yaşlılığı ve bazen çok muhteşem ölümü.
Bir yıldızın doğuşu.
Bir yıldızın oluşumu, maddenin bir bulutsunun içinde sıkışmasıyla başlar. Yavaş yavaş, ortaya çıkan sıkıştırmanın boyutu azalır ve yerçekiminin etkisi altında küçülür. Bu sıkıştırma sırasında veya çöküş, tozu ve gazı ısıtan ve parlamalarına neden olan enerji açığa çıkar.
Sözde bir şey var ilk yıldız. Merkezindeki veya çekirdeğindeki maddenin sıcaklığı ve yoğunluğu maksimumdur. Sıcaklık yaklaşık 10.000.000°C'ye ulaştığında gazda termonükleer reaksiyonlar meydana gelmeye başlar.
Hidrojen atomlarının çekirdekleri birleşerek helyum atomlarının çekirdeklerine dönüşmeye başlar. Bu füzyon büyük miktarda enerji açığa çıkarır. Bu enerji konveksiyon yoluyla yüzey katmanına aktarılır ve ardından ışık ve ısı şeklinde uzaya yayılır. Bir protostar bu şekilde gerçek bir yıldıza dönüşür.
Çekirdekten gelen radyasyon, gazlı ortamı ısıtarak dışarı doğru basınç oluşturur ve böylece yıldızın kütleçekimsel çöküşünü önler.
Sonuç olarak dengeyi bulur, yani sabit boyutlara, sabit bir yüzey sıcaklığına ve sabit miktarda enerji açığa çıkar.
Gökbilimciler gelişimin bu aşamasında bir yıldıza isim veriyorlar ana dizi yıldızı, böylece Hertzsprung-Russell diyagramında kapladığı yeri gösterir. Bu diyagram bir yıldızın sıcaklığı ile parlaklığı arasındaki ilişkiyi ifade etmektedir.
Küçük bir kütleye sahip olan önyıldızlar, termonükleer reaksiyonu başlatmak için gereken sıcaklıklara asla ısınmazlar. Bu yıldızlar sıkıştırma sonucu sönük hale geliyor kırmızı cüceler , hatta daha sönük kahverengi cüceler . İlk kahverengi cüce yıldızı yalnızca 1987'de keşfedildi.
Devler ve cüceler.
Güneş'in çapı yaklaşık 1.400.000 km, yüzey sıcaklığı yaklaşık 6.000°C'dir ve sarımsı ışık yayar. 5 milyar yıldır ana yıldız dizisinin bir parçası olmuştur.
Böyle bir yıldızdaki hidrojen "yakıtı" yaklaşık 10 milyar yıl içinde tükenecek ve çekirdeğinde esas olarak helyum kalacaktır. Artık "yanacak" hiçbir şey kalmadığında, çekirdekten yönlendirilen radyasyonun yoğunluğu artık çekirdeğin yerçekimsel çöküşünü dengelemeye yeterli olmaz.
Ancak bu durumda açığa çıkan enerji çevredeki maddeyi ısıtmak için yeterlidir. Bu kabukta hidrojen çekirdeklerinin sentezi başlar ve daha fazla enerji açığa çıkar.
Yıldız daha parlak parlamaya başlar, ancak şimdi kırmızımsı bir ışıkla ve aynı zamanda da genişleyerek onlarca kat büyümektedir. Şimdi böyle bir yıldız kırmızı dev denir.
Kırmızı devin çekirdeği büzülür ve sıcaklık 100.000.000°C veya daha fazlasına yükselir. Burada helyum çekirdeklerinin füzyon reaksiyonu meydana gelir ve onu karbona dönüştürür. Açığa çıkan enerji sayesinde yıldız yaklaşık 100 milyon yıl boyunca parlamaya devam ediyor.
Helyum tükendikten ve tepkimeler sona erdikten sonra, yıldızın tamamı yavaş yavaş yerçekiminin etkisi altında neredeyse boyutuna küçülür. Bu durumda açığa çıkan enerji yıldızın hareket etmesi için yeterlidir. (şimdi bir beyaz cüce) bir süre parlak bir şekilde parlamaya devam etti.
Beyaz bir cücede maddenin sıkıştırılma derecesi çok yüksektir ve bu nedenle çok yüksek bir yoğunluğa sahiptir - bir çorba kaşığının ağırlığı bin tona ulaşabilir. Güneşimiz büyüklüğündeki yıldızların evrimi bu şekilde gerçekleşir.
Güneşimizin beyaz cüceye evrimini gösteren video
Güneş'in beş katı kütleye sahip bir yıldızın yaşam döngüsü çok daha kısadır ve biraz farklı şekilde gelişir. Böyle bir yıldız çok daha parlaktır ve yüzey sıcaklığı 25.000 ° C veya daha fazladır; ana yıldız dizisinde kalma süresi yalnızca 100 milyon yıldır.
Böyle bir yıldız sahneye çıktığında kırmızı dev çekirdeğindeki sıcaklık 600.000.000°C'yi aşıyor. Demir de dahil olmak üzere daha ağır elementlere dönüşen karbon çekirdeklerinin füzyon reaksiyonlarına uğrar.
Açığa çıkan enerjinin etkisiyle yıldız, orijinal boyutundan yüzlerce kat daha büyük boyutlara genişler. Bu aşamada bir yıldız süperdev denir .
Çekirdekteki enerji üretim süreci bir anda durur ve saniyeler içinde küçülür. Bütün bunlarla birlikte büyük miktarda enerji açığa çıkar ve yıkıcı bir şok dalgası oluşur.
Bu enerji yıldızın tamamı boyunca seyahat eder ve önemli bir kısmını patlayıcı bir güçle dış uzaya fırlatır ve bu olaya neden olur. süpernova patlaması .
Yazılan her şeyi daha iyi görselleştirmek için yıldızların evrimsel döngüsünün şemasına bakalım.
Şubat 1987'de benzer bir parlama komşu galaksi olan Büyük Macellan Bulutu'nda da gözlendi. Bu süpernova kısa süreliğine bir trilyon Güneş'ten daha parlak parladı.
Süper devin çekirdeği sıkışarak sadece 10-20 km çapında bir gök cismi oluşturur ve yoğunluğu o kadar yüksektir ki, maddesinin bir çay kaşığı 100 milyon ton ağırlığında olabilir!!! Böyle bir gök cismi nötronlardan oluşur venötron yıldızı denir .
Yeni oluşmuş bir nötron yıldızı yüksek bir dönüş hızına ve çok güçlü bir manyetizmaya sahiptir.
Bu, radyo dalgaları ve diğer radyasyon türlerini yayan güçlü bir elektromanyetik alan yaratır. Yıldızın manyetik kutuplarından ışın şeklinde yayılırlar.
Bu ışınlar yıldızın kendi ekseni etrafında dönmesi nedeniyle uzayı tarıyor gibi görünüyor. Radyo teleskoplarımızın yanından geçtiklerinde onları kısa flaşlar veya darbeler olarak algılıyoruz. Bu yüzden bu tür yıldızlara denir pulsarlar.
Pulsarlar yaydıkları radyo dalgaları sayesinde keşfedildi. Birçoğunun ışık ve X-ışını darbeleri yaydığı artık biliniyor.
İlk ışık pulsarı Yengeç Bulutsusu'nda keşfedildi. Darbeleri saniyede 30 kez tekrarlanır.
Diğer pulsarların darbeleri çok daha sık tekrarlanır: PIR (titreşimli radyo kaynağı) 1937+21 saniyede 642 kez yanıp söner. Bunu hayal etmek bile zor!
Güneş'in kütlesinin onlarca katı olan en büyük kütleye sahip yıldızlar da süpernova gibi parlarlar. Ancak muazzam kütleleri nedeniyle çöküşleri çok daha felakettir.
Yıkıcı sıkıştırma, nötron yıldızının oluşum aşamasında bile durmaz ve sıradan maddenin varlığının sona erdiği bir bölge yaratır.
Geriye tek bir yerçekimi kalmıştır ki o da o kadar güçlüdür ki hiçbir şey, hatta ışık bile onun etkisinden kaçamaz. Bu alan denir Kara delik.Evet, büyük yıldızların evrimi korkutucu ve çok tehlikelidir.
Bu videomuzda bir süpernovanın nasıl pulsara ve kara deliğe dönüştüğünü konuşacağız.
Sizi bilmem sevgili okuyucular, ama şahsen ben uzayı ve onunla bağlantılı her şeyi gerçekten seviyorum ve ilgileniyorum, o kadar gizemli ve güzel ki, nefes kesici! Yıldızların evrimi bize gezegenimizin geleceği hakkında çok şey anlattı. ve tüm.
Yıldızların iç kısmında termonükleer füzyon
Bu sırada, kütlesi 0,8 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar için, çekirdek radyasyona karşı şeffaf hale gelir ve çekirdekte ışınımsal enerji aktarımı hakim olurken, üstteki kabuk konvektif kalır. Bu yıldızların genç kategoride geçirdikleri süre Evren'in yaşını aştığı için, daha düşük kütleli yıldızların ana kola nasıl ulaştığını kimse kesin olarak bilmiyor. Bu yıldızların evrimi hakkındaki tüm düşüncelerimiz sayısal hesaplamalara dayanmaktadır.
Yıldız büzüştükçe dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın belirli bir yarıçapında bu basınç merkezi sıcaklıktaki artışı durdurur, ardından düşürmeye başlar. Ve 0,08'den küçük yıldızlar için bunun ölümcül olduğu ortaya çıkıyor: Nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji, radyasyonun maliyetini karşılamaya asla yeterli olmayacak. Bu tür alt yıldızlara kahverengi cüceler denir ve onların kaderi, yozlaşmış gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli sıkıştırma ve ardından tüm nükleer reaksiyonların durmasıyla kademeli olarak soğumadır.
Genç orta kütleli yıldızlar
Orta kütleli genç yıldızlar (Güneş kütlesinin 2 ila 8 katı), ana diziye kadar konvektif bölgelere sahip olmamaları dışında, niteliksel olarak küçük kardeşleriyle tamamen aynı şekilde gelişirler.
Bu tür nesneler sözde ile ilişkilidir. Ae\Be Herbit yıldızları, B-F5 spektral tipinde düzensiz değişkenlere sahiptir. Ayrıca bipolar jet diskleri var. Çıkış hızı, parlaklık ve etkili sıcaklık, τ Boğa, böylece protostellar bulutun kalıntılarını etkili bir şekilde ısıtır ve dağıtırlar.
Kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük olan genç yıldızlar
Aslında bunlar zaten normal yıldızlardır. Hidrostatik çekirdeğin kütlesi biriken yıldız, tüm ara aşamaları geçmeyi başardı ve nükleer reaksiyonları, radyasyondan kaynaklanan kayıpları telafi edecek kadar ısıtmayı başardı. Bu yıldızlar için kütle ve parlaklık akışı o kadar büyüktür ki, yalnızca kalan dış bölgelerin çökmesini durdurmakla kalmaz, aynı zamanda onları geriye doğru iter. Böylece, ortaya çıkan yıldızın kütlesi, ön yıldız bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla bu, galaksimizde Güneş kütlesinin 100-200 katından daha büyük yıldızların yokluğunu açıklıyor.
Bir yıldızın orta yaşam döngüsü
Oluşan yıldızlar arasında çok çeşitli renk ve boyutlar vardır. Spektral tip olarak sıcak maviden soğuk kırmızıya kadar değişirler ve kütle olarak 0,08'den 200 güneş kütlesine kadar değişirler. 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. Yani aslında sadece yıldızın parametrelerini değiştirmekten bahsediyoruz.
Bundan sonra ne olacağı yine yıldızın kütlesine bağlıdır.
Daha 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 hidrojen yakıtı arzını tüketmek için yeterli değildir, modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar simülasyonlarına dayanmaktadır.
Bazı yıldızlar yalnızca belirli aktif bölgelerde helyumu kaynaştırabilir, bu da istikrarsızlığa ve güçlü güneş rüzgarlarına neden olur. Bu durumda, gezegenimsi bir bulutsu oluşumu gerçekleşmez ve yıldız yalnızca buharlaşarak kahverengi bir cüceden bile daha küçük hale gelir.
Ancak kütlesi 0,5 güneşten daha az olan bir yıldız, çekirdeğinde hidrojen içeren reaksiyonlar sona erdikten sonra bile asla helyum sentezleyemez. Yıldız zarfları, çekirdeğin oluşturduğu basıncın üstesinden gelebilecek kadar büyük değil. Bu yıldızlar arasında yüz milyarlarca yıldır anakolda yer alan kırmızı cüceler (Proxima Centauri gibi) yer alıyor. 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) kırmızı dev aşamasına ulaştığında, dış katmanları genişlemeye devam eder, çekirdek büzülür ve helyumdan karbon sentezlemeye yönelik reaksiyonlar başlar. Füzyon çok fazla enerji açığa çıkararak yıldıza geçici bir rahatlama sağlar. 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 güneş rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan kütle kaybı eşlik ediyor. Bu aşamadaki yıldızlara denir geç tip yıldızlar, OH-IR yıldızları veya tam özelliklerine bağlı olarak Mira benzeri yıldızlar. 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. Şiddetli titreşimler meydana gelir ve bu titreşimler, sonunda dış katmanlara fırlatılıp gezegenimsi bir bulutsu haline gelmeye yetecek kadar kinetik enerji verir. Bulutsunun merkezinde, soğudukça helyum beyaz cücesine dönüşen, genellikle 0,5-0,6 güneşe kadar bir kütleye ve Dünya'nın çapı kadar bir çapa sahip olan yıldızın çekirdeği kalır. .
Beyaz cüceler
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 sıkışmasını önleyemez ve parçacıkların çoğu, yıldızın boyutu kilometre cinsinden ölçülecek ve 100 santimetre olacak kadar sıkı bir şekilde paketlenen nötronlara dönüşene kadar devam eder. milyon kat daha yoğun su. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir; dengesi dejenere nötron maddesinin basıncıyla korunur.
Süper kütleli yıldızlar
Kütlesi beş güneş kütlesinden büyük olan bir yıldızın dış katmanları kırmızı bir süperdev oluşturacak şekilde dağıldıktan sonra çekirdek, çekim kuvvetleri nedeniyle sıkışmaya başlar. Sıkıştırma arttıkça sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyonlar dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda, çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen ağır elementler sentezlenir.
Sonuçta periyodik tablonun giderek daha ağır elementleri oluştukça silikondan demir-56 sentezlenir. Bu noktaya kadar elementlerin sentezi büyük miktarda enerji açığa çıkardı, ancak maksimum kütle kusuruna sahip olan demir -56 çekirdeğidir ve daha ağır çekirdeklerin oluşumu elverişsizdir. Dolayısıyla bir yıldızın demir çekirdeği belirli bir değere ulaştığında, içindeki basınç artık devasa yerçekimi kuvvetine dayanamaz ve içindeki maddenin nötronizasyonuyla çekirdeğin anında çökmesi meydana gelir.
Bundan sonra ne olacağı tam olarak belli değil. Ama her ne ise, saniyeler içinde inanılmaz güçte bir süpernova patlamasına neden olur.
Eşlik eden nötrino patlaması bir şok dalgasına neden olur. 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, 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. Böylece süpernova patlamaları yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklamaktadır.
Patlama dalgası ve nötrino jetleri, malzemeleri ölmekte olan yıldızdan yıldızlararası uzaya taşıyor. Daha sonra uzayda hareket eden bu süpernova malzemesi diğer uzay enkazlarıyla çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katkıda bulunabilir.
Bir süpernovanın oluşumu sırasında meydana gelen süreçler halen araştırılmaktadır ve şu ana kadar bu konuda bir netlik yoktur. Orijinal yıldızdan gerçekte ne kaldığı da şüphelidir. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor:
Nötron yıldızları
Bazı süpernovalarda, süperdevin derinliklerindeki güçlü yerçekiminin, elektronların atom çekirdeğine düşmesine ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturmasına neden olduğu biliniyor. 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. Bazıları saniyede 600 devir yapar. Hızla dönen bu yıldızın kuzey ve güney manyetik kutuplarını birleştiren eksen Dünya'ya doğru baktığında, yıldızın yörünge periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesi tespit edilebiliyor. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.
Kara delikler
Tüm süpernovalar nötron yıldızı haline gelmez. Eğer yıldız yeterince büyük bir kütleye sahipse, yıldızın çöküşü devam edecek ve nötronlar, yıldızın yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha az olana kadar içeriye doğru düşmeye başlayacaktır. Bundan sonra yıldız bir kara deliğe dönüşür.
Kara deliklerin varlığı genel görelilik teorisi tarafından öngörülüyordu. Genel göreliliğe göre madde ve bilgi hiçbir koşulda kara delikten ayrılamaz. Ancak kuantum mekaniği 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. Bunu yapmaya yönelik tüm girişimler başarısızlıkla sonuçlandı. Ancak hala umut var, çünkü bazı nesneler birikim olmadan ve katı bir yüzeye sahip olmayan bir nesneye yığılma olmadan açıklanamaz, ancak bu kara deliklerin varlığını kanıtlamaz.
Sorular da açık: Bir yıldızın süpernovayı atlayarak doğrudan kara deliğe çökmesi mümkün mü? Daha sonra karadeliğe dönüşecek süpernovalar var mı? Bir yıldızın başlangıç kütlesinin, yaşam döngüsünün sonunda nesnelerin oluşumu üzerindeki etkisi tam olarak nedir?
Yıldızlar da insanlar gibi yeni doğmuş, genç, yaşlı olabilir. Her an bazı yıldızlar ölüyor, bazıları oluşuyor. Genellikle en küçüğü Güneş'e benzer. Onlar oluşum aşamasındadırlar ve aslında ön yıldızlardır. Gökbilimciler onlara prototiplerinden dolayı T-Taurus yıldızları adını veriyor. Varlıkları henüz istikrarlı bir aşamaya girmediğinden, özellikleri (örneğin parlaklık) açısından ön yıldızlar değişkendir. Birçoğunun çevresinde büyük miktarda madde var. Güçlü rüzgar akımları T tipi yıldızlardan yayılır.
Protostarlar: yaşam döngülerinin başlangıcı
Eğer madde bir protostarın yüzeyine düşerse hızla yanar ve ısıya dönüşür. Sonuç olarak ön yıldızların sıcaklığı sürekli artıyor. Yıldızın merkezinde nükleer reaksiyonlar tetiklenecek kadar yükseldiğinde, önyıldız sıradan bir yıldızın statüsünü kazanır. Nükleer reaksiyonların başlamasıyla birlikte yıldız, yaşamını uzun süre destekleyen sabit bir enerji kaynağına sahip olur. Bir yıldızın evrendeki yaşam döngüsünün ne kadar süreceği, onun orijinal boyutuna bağlı olacaktır. Ancak Güneş çapındaki yıldızların yaklaşık 10 milyar yıl boyunca rahatça var olmaya yetecek enerjiye sahip olduklarına inanılıyor. Buna rağmen çok daha büyük yıldızların yalnızca birkaç milyon yıl yaşadığı da oluyor. Bunun nedeni yakıtlarını çok daha hızlı yakmalarıdır.
Normal büyüklükteki yıldızlar
Yıldızların her biri bir sıcak gaz yığınıdır. Derinliklerinde nükleer enerji üretme süreci sürekli olarak meydana gelir. Ancak tüm yıldızlar Güneş gibi değildir. Temel farklılıklardan biri renktir. Yıldızlar sadece sarı değil aynı zamanda mavimsi ve kırmızımsıdır.
Parlaklık ve Parlaklık
Ayrıca parlaklık ve parlaklık gibi özellikler bakımından da farklılık gösterirler. Dünya yüzeyinden gözlemlenen bir yıldızın ne kadar parlak olacağı, yalnızca parlaklığına değil aynı zamanda gezegenimize olan uzaklığına da bağlıdır. Dünya'ya olan uzaklıkları göz önüne alındığında yıldızlar tamamen farklı parlaklıklara sahip olabilir. Bu gösterge, Güneş'in parlaklığının on binde biri ile bir milyondan fazla Güneş'in parlaklığıyla karşılaştırılabilecek bir parlaklık arasında değişir.
Yıldızların çoğu bu spektrumun alt ucundadır ve sönüktür. Güneş birçok bakımdan ortalama, tipik bir yıldızdır. Ancak diğerleriyle karşılaştırıldığında çok daha fazla parlaklığa sahiptir. Çıplak gözle bile çok sayıda sönük yıldız gözlemlenebilir. Yıldızların parlaklıklarının değişmesinin nedeni kütlelerinden kaynaklanmaktadır. Renk, parlaklık ve parlaklığın zaman içindeki değişimi madde miktarına göre belirlenir.
Yıldızların yaşam döngüsünü açıklama girişimleri
İnsanlar uzun zamandır yıldızların yaşamının izini sürmeye çalışıyorlardı, ancak bilim adamlarının ilk girişimleri oldukça çekingendi. İlk ilerleme, Lane yasasının yerçekimsel büzülmeye ilişkin Helmholtz-Kelvin hipotezine uygulanmasıydı. Bu, astronomiye yeni bir anlayış getirdi: teorik olarak, yoğunluktaki bir artış sıkıştırma işlemlerini yavaşlatıncaya kadar bir yıldızın sıcaklığı artmalıdır (göstergesi yıldızın yarıçapı ile ters orantılıdır). O zaman enerji tüketimi gelirinden daha yüksek olacaktır. Şu anda yıldız hızla soğumaya başlayacak.
Yıldızların yaşamı hakkında hipotezler
Bir yıldızın yaşam döngüsüyle ilgili orijinal hipotezlerden biri gökbilimci Norman Lockyer tarafından öne sürüldü. Yıldızların meteorik maddelerden doğduğuna inanıyordu. Dahası, hipotezinin hükümleri yalnızca astronomide mevcut olan teorik sonuçlara değil, aynı zamanda yıldızların spektral analizinden elde edilen verilere de dayanıyordu. Lockyer, gök cisimlerinin evriminde yer alan kimyasal elementlerin temel parçacıklardan, yani "ön elementlerden" oluştuğuna inanıyordu. Modern nötronların, protonların ve elektronların aksine, genel değil bireysel bir karaktere sahiptirler. Örneğin Lockyer'a göre hidrojen, "protohidrojen" adı verilen şeye bozunur; demir “proto-demir” haline gelir. James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle gibi diğer gökbilimciler de bir yıldızın yaşam döngüsünü tanımlamaya çalıştılar.
Dev yıldızlar ve cüce yıldızlar
Daha büyük yıldızlar en sıcak ve en parlak olanlardır. Genellikle beyaz veya mavimsi görünümdedirler. Devasa büyüklükte olmalarına rağmen içlerindeki yakıt o kadar çabuk yanar ki, birkaç milyon yıl içinde bu yakıttan mahrum kalırlar.
Dev yıldızların aksine küçük yıldızlar genellikle o kadar parlak değildir. Renkleri kırmızıdır ve milyarlarca yıl kadar uzun yaşarlar. Ancak gökyüzündeki parlak yıldızların arasında kırmızı ve turuncu olanlar da var. Bunun bir örneği, Boğa takımyıldızında bulunan ve "boğanın gözü" olarak adlandırılan yıldız Aldebaran'dır; ve ayrıca Akrep takımyıldızında. Bu soğuk yıldızlar neden parlaklık konusunda Sirius gibi sıcak yıldızlarla rekabet edebiliyor?
Bunun nedeni, bir zamanlar çok genişlemiş olmaları ve çaplarının büyük kırmızı yıldızları (süperdevler) aşmaya başlamasıdır. Devasa alan, bu yıldızların Güneş'ten çok daha fazla enerji yaymasına olanak tanıyor. Bu, sıcaklıklarının çok daha düşük olmasına rağmen. Örneğin Orion takımyıldızında bulunan Betelgeuse'nin çapı Güneş'in çapından birkaç yüz kat daha büyüktür. Ve sıradan kırmızı yıldızların çapı genellikle Güneş'in onda biri kadar bile değildir. Bu tür yıldızlara cüce denir. Her gök cismi bu tür yıldız yaşam döngülerinden geçebilir; aynı yıldız, yaşamının farklı aşamalarında hem kırmızı dev hem de cüce olabilir.
Kural olarak Güneş gibi armatürler, içinde bulunan hidrojen nedeniyle varlıklarını destekler. Yıldızın nükleer çekirdeğinde helyuma dönüşür. Güneş'in çok büyük miktarda yakıtı var, ama bu bile sonsuz değil; son beş milyar yılda, arzın yarısı tükendi.
Yıldızların ömrü. Yıldızların yaşam döngüsü
Bir yıldızın içindeki hidrojen tükendiğinde büyük değişiklikler meydana gelir. Geriye kalan hidrojen ise çekirdeğinin içinde değil yüzeyinde yanmaya başlıyor. Aynı zamanda bir yıldızın ömrü de giderek kısalıyor. Bu dönemde yıldızların döngüsü, en azından büyük bir kısmı, kırmızı dev aşamasına girer. Yıldızın boyutu büyür ve tam tersine sıcaklığı düşer. Çoğu kırmızı dev ve süper dev bu şekilde ortaya çıkar. Bu süreç, bilim adamlarının yıldız evrimi adını verdiği, yıldızlarda meydana gelen genel değişim dizisinin bir parçasıdır. Bir yıldızın yaşam döngüsü tüm aşamaları içerir: sonuçta tüm yıldızlar yaşlanır ve ölür ve varlıklarının süresi doğrudan yakıt miktarına göre belirlenir. Büyük yıldızlar, çok büyük, muhteşem bir patlamayla hayatlarına son verirler. Aksine, daha mütevazı olanlar yavaş yavaş beyaz cücelerin boyutuna küçülerek ölürler. Sonra kaybolup gidiyorlar.
Ortalama bir yıldız ne kadar yaşar? Bir yıldızın yaşam döngüsü 1,5 milyon yıldan az, 1 milyar yıl veya daha fazla sürebilir. Bütün bunlar, söylendiği gibi, bileşimine ve boyutuna bağlıdır. Güneş gibi yıldızlar 10 ile 16 milyar yıl arasında yaşarlar. Sirius gibi çok parlak yıldızların ömrü nispeten kısadır; yalnızca birkaç yüz milyon yıl. Yıldız yaşam döngüsü diyagramı aşağıdaki aşamaları içerir. Bu bir moleküler buluttur - bulutun yerçekimsel çöküşü - bir süpernovanın doğuşu - bir ön yıldızın evrimi - ön yıldız evresinin sonu. Daha sonra aşamaları takip edin: genç yıldız aşamasının başlangıcı - orta yaş - olgunluk - kırmızı dev aşaması - gezegenimsi bulutsu - beyaz cüce aşaması. Son iki aşama küçük yıldızların karakteristiğidir.
Gezegenimsi bulutsuların doğası
Böylece bir yıldızın yaşam döngüsüne kısaca baktık. Ancak büyük bir kırmızı devten beyaz cüceye dönüşen şey, bazen yıldızların dış katmanlarını dökmesi ve ardından yıldızın çekirdeğinin ortaya çıkmasıdır. Gaz kabuğu, yıldızın yaydığı enerjinin etkisi altında parlamaya başlar. Bu aşama, bu kabuktaki parlak gaz kabarcıklarının genellikle gezegenlerin etrafındaki disklere benzemesi nedeniyle adını almıştır. Fakat gerçekte bunların gezegenlerle hiçbir ilgisi yoktur. Çocuklar için yıldızların yaşam döngüsü tüm bilimsel detayları içermeyebilir. Gök cisimlerinin evriminin yalnızca ana aşamaları açıklanabilir.
Yıldız kümeleri
Gökbilimciler keşfetmeyi severler. Tüm armatürlerin bireysel olarak değil, gruplar halinde doğduğuna dair bir hipotez vardır. Aynı kümeye ait yıldızlar benzer özelliklere sahip olduğundan aralarındaki farklar doğrudur ve Dünya'ya olan uzaklığa bağlı değildir. Bu yıldızlarda ne gibi değişiklikler meydana gelirse gelsin, aynı anda ve eşit şartlarda meydana gelirler. Özellikle özelliklerinin kütleye bağımlılığı incelenerek pek çok bilgi elde edilebilir. Sonuçta, kümelerdeki yıldızların yaşı ve Dünya'ya olan mesafeleri yaklaşık olarak eşittir, bu nedenle yalnızca bu göstergede farklılık gösterirler. Kümeler yalnızca profesyonel gökbilimcilerin ilgisini çekmeyecek; her amatör, güzel bir fotoğraf çekmekten ve planetaryumdaki olağanüstü güzel manzaralarına hayran olmaktan mutluluk duyacaktır.
