Evrimin kayan yıldızı. Bir yıldızın yaşam döngüsü

Sağ üst köşede bir noktayı kaplar: yüksek parlaklığa ve düşük sıcaklığa sahiptir. Ana radyasyon kızılötesi aralıkta meydana gelir. Soğuk toz kabuğundan gelen radyasyon bize ulaşır. Evrim sürecinde yıldızın diyagramdaki konumu değişecektir. Bu aşamadaki tek enerji kaynağı yerçekimsel sıkıştırmadır. Bu nedenle yıldız, ordinat eksenine paralel olarak oldukça hızlı hareket eder.

Yüzey sıcaklığı değişmez ancak yarıçap ve parlaklık azalır. Yıldızın merkezindeki sıcaklık yükselir ve reaksiyonların hafif elementlerle başladığı bir değere ulaşır: hızla yanan ancak sıkıştırmayı yavaşlatmayı başaran lityum, berilyum, bor. İz, ordinat eksenine paralel olarak döner, yıldızın yüzeyindeki sıcaklık artar ve parlaklık neredeyse sabit kalır. Son olarak yıldızın merkezinde hidrojenden helyum oluşumunun (hidrojenin yanması) reaksiyonları başlar. Yıldız ana diziye giriyor.

Başlangıç ​​aşamasının süresi yıldızın kütlesine göre belirlenir. Güneş gibi yıldızlar için bu süre yaklaşık 1 milyon yıl, kütlesi 10 olan bir yıldız için ise yaklaşık 1 milyon yıldır. M☉ yaklaşık 1000 kat daha az ve kütlesi 0,1 olan bir yıldız için M☉binlerce kat daha fazla.

Genç düşük kütleli yıldızlar

Evriminin başlangıcında, düşük kütleli bir yıldızın ışıyan bir çekirdeği ve konvektif bir zarfı vardır (Şekil 82, I).

Ana dizi aşamasında yıldız, hidrojenin helyuma dönüştürülmesinin nükleer reaksiyonlarında açığa çıkan enerji nedeniyle parlıyor. Hidrojen tedariki, kütle 1 olan bir yıldızın parlaklığını sağlar M☉ yaklaşık 10 10 yıl içinde. Daha büyük kütleli yıldızlar hidrojeni daha hızlı tüketir: örneğin kütlesi 10 olan bir yıldız M☉ hidrojeni 10 7 yıldan daha kısa sürede tüketecektir (parlaklık kütlenin dördüncü kuvvetiyle orantılıdır).

Düşük kütleli yıldızlar

Hidrojen yanarken yıldızın merkez bölgeleri büyük oranda sıkışır.

Yüksek kütleli yıldızlar

Ana diziye ulaştıktan sonra yüksek kütleli bir yıldızın (>1,5) evrimi M☉) yıldızın bağırsaklarındaki nükleer yakıtın yanma koşulları tarafından belirlenir. Ana dizi aşamasında bu, hidrojenin yanmasıdır, ancak düşük kütleli yıldızların aksine, çekirdekte karbon-nitrojen döngüsünün reaksiyonları hakimdir. Bu döngüde C ve N atomları katalizör rolünü oynar. Böyle bir döngünün reaksiyonlarında enerji salınım hızı şu şekilde orantılıdır: T 17. Bu nedenle çekirdekte, enerji aktarımının radyasyonla gerçekleştirildiği bir bölge ile çevrelenmiş bir konvektif çekirdek oluşur.

Büyük kütleli yıldızların parlaklığı Güneş'in parlaklığından çok daha yüksektir ve hidrojen çok daha hızlı tüketilir. Bunun nedeni aynı zamanda bu tür yıldızların merkezindeki sıcaklığın da çok daha yüksek olmasıdır.

Konvektif çekirdeğin maddesindeki hidrojen oranı azaldıkça, enerji salınım hızı da azalır. Ancak salınım hızı parlaklıkla belirlendiğinden çekirdek sıkışmaya başlar ve enerji salınım hızı sabit kalır. Aynı zamanda yıldız genişleyerek kırmızı devlerin bölgesine doğru hareket ediyor.

Düşük kütleli yıldızlar

Hidrojen tamamen tükendiğinde, düşük kütleli bir yıldızın merkezinde küçük bir helyum çekirdeği oluşur. Çekirdekte madde yoğunluğu ve sıcaklık sırasıyla 10 9 kg/m ve 10 8 K değerlerine ulaşır. Hidrojen yanması çekirdeğin yüzeyinde meydana gelir. Çekirdekteki sıcaklık arttıkça hidrojenin yanma oranı artıyor ve parlaklık artıyor. Işınım bölgesi yavaş yavaş kaybolur. Ve konvektif akışların hızındaki artış nedeniyle yıldızın dış katmanları şişer. Boyutu ve parlaklığı artar - yıldız kırmızı bir deve dönüşür (Şek. 82, II).

Yüksek kütleli yıldızlar

Büyük kütleli bir yıldızdaki hidrojen tamamen tükendiğinde çekirdekte üçlü helyum reaksiyonu ve aynı zamanda oksijen oluşumu reaksiyonu (3He=>C ve C+He=>0) oluşmaya başlar. Aynı zamanda helyum çekirdeğinin yüzeyinde hidrojen yanmaya başlar. İlk katman kaynağı görünür.

Helyum kaynağı çok hızlı bir şekilde tükenir, çünkü açıklanan reaksiyonlarda her temel eylemde nispeten az enerji açığa çıkar. Resim kendini tekrarlıyor ve yıldızda iki katman kaynağı beliriyor ve çekirdekte C+C=>Mg reaksiyonu başlıyor.

Evrimsel yolun çok karmaşık olduğu ortaya çıkıyor (Şekil 84). Hertzsprung-Russell diyagramında yıldız, devler dizisi boyunca hareket eder veya (süperdev bölgesinde çok büyük bir kütle ile) periyodik olarak Cephei olur.

Eski düşük kütleli yıldızlar

Düşük kütleli bir yıldızda, sonunda belirli bir düzeydeki konvektif akışın hızı ikinci kaçış hızına ulaşır, kabuk kopar ve yıldız, gezegenimsi bir nebula ile çevrelenmiş bir beyaz cüceye dönüşür.

Düşük kütleli bir yıldızın Hertzsprung-Russell diyagramındaki evrimsel izi Şekil 83'te gösterilmektedir.

Yüksek kütleli yıldızların ölümü

Büyük kütleli bir yıldız, evriminin sonunda oldukça karmaşık bir yapıya sahiptir. Her katmanın kendi kimyasal bileşimi vardır, çeşitli katman kaynaklarında nükleer reaksiyonlar meydana gelir ve merkezde bir demir çekirdek oluşur (Şekil 85).

Demirle nükleer reaksiyonlar meydana gelmez, çünkü bunlar enerjinin harcanmasını (serbest bırakılmasını değil) gerektirir. Bu nedenle, demir çekirdek hızla büzülür, içindeki sıcaklık ve yoğunluk artar, fantastik değerlere ulaşır - 10 9 K sıcaklık ve 10 9 kg/m3 basınç. Siteden materyal

Şu anda, çekirdekte aynı anda ve çok hızlı (görünüşe göre dakikalar içinde) meydana gelen iki önemli süreç başlıyor. Birincisi, nükleer çarpışmalar sırasında demir atomlarının 14 helyum atomuna bozunması, ikincisi ise elektronların protonlara "bastırılması" ve nötronların oluşmasıdır. Her iki süreç de enerjinin emilmesiyle ilişkilidir ve çekirdekteki sıcaklık (aynı zamanda basınç) anında düşer. Yıldızın dış katmanları merkeze doğru düşmeye başlar.

Dış katmanların düşmesi, içlerindeki sıcaklıkta keskin bir artışa yol açar. Hidrojen, helyum ve karbon yanmaya başlar. Buna merkezi çekirdekten gelen güçlü bir nötron akışı eşlik ediyor. Sonuç olarak, yıldızın zaten tüm ağır elementleri içeren dış katmanlarını kaliforniyuma kadar fırlatan güçlü bir nükleer patlama meydana gelir. Modern görüşlere göre, ağır kimyasal elementlerin (yani helyumdan daha ağır) tüm atomları, Evrende tam olarak alevler halinde oluşmuştur.

Yıldızlar insan zaman ölçeğinde sonsuz gibi görünse de doğadaki her şey gibi doğar, yaşar ve ölürler. Genel olarak kabul edilen gaz-toz bulutu hipotezine göre, yıldızlararası bir gaz-toz bulutunun yerçekimsel sıkıştırması sonucu bir yıldız doğar. Böyle bir bulut kalınlaştıkça ilk önce oluşur ilk yıldız, merkezdeki sıcaklık, parçacıkların termal hareket hızının eşiği aşması için gerekli sınıra ulaşana kadar sürekli olarak artar; bundan sonra protonlar, karşılıklı elektrostatik itmenin makroskobik kuvvetlerinin üstesinden gelebilirler ( santimetre. Coulomb Yasası) ve termonükleer füzyon reaksiyonuna girer ( santimetre. Nükleer bozunma ve füzyon).

Çok aşamalı termonükleer füzyon reaksiyonunun bir sonucu olarak, dört proton sonunda bir helyum çekirdeği (2 proton + 2 nötron) oluşturur ve çeşitli temel parçacıklardan oluşan bir çeşme açığa çıkar. Son durumda, oluşan parçacıkların toplam kütlesi az dört başlangıç ​​protonunun kütleleri, yani reaksiyon sırasında serbest enerji açığa çıkar ( santimetre. Görecelilik teorisi). Bu nedenle, yeni doğan yıldızın iç çekirdeği hızla aşırı yüksek sıcaklıklara kadar ısınır ve fazla enerjisi daha az sıcak olan yüzeyine doğru ve dışarı doğru sıçramaya başlar. Aynı zamanda yıldızın merkezindeki basınç da artmaya başlar ( santimetre.İdeal bir gazın durum denklemi). Böylece, bir termonükleer reaksiyon sürecinde hidrojeni "yakarak" yıldız, yerçekimsel çekim kuvvetlerinin kendisini süper yoğun bir duruma sıkıştırmasına izin vermez, sürekli olarak yenilenen iç termal basınçla yerçekimsel çöküşe karşı koyar ve sonuçta kararlı bir durum oluşur. enerji dengesi. Aktif olarak hidrojen yakan yıldızların yaşam döngülerinin veya evrimlerinin "birincil aşamasında" oldukları söylenir ( santimetre. Hertzsprung-Russell diyagramı). Bir yıldızın içindeki bir kimyasal elementin diğerine dönüşmesine ne ad verilir? nükleer füzyon veya nükleosentez.

Özellikle Güneş, yaklaşık 5 milyar yıldır aktif nükleosentez sürecinde hidrojeni yakmanın aktif aşamasındadır ve bunun devamı için çekirdekteki hidrojen rezervleri, armatürümüz için 5,5 milyar yıl daha yeterli olmalıdır. Yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, sahip olduğu hidrojen yakıtı da o kadar fazla olur, ancak yerçekimsel çöküş kuvvetlerine karşı koymak için, yıldızın kütlesi arttıkça hidrojen rezervlerinin büyüme oranını aşan bir yoğunlukta hidrojeni yakması gerekir. Böylece, yıldız ne kadar büyük olursa, hidrojen rezervlerinin tükenmesiyle belirlenen ömrü o kadar kısa olur ve en büyük yıldızlar kelimenin tam anlamıyla "bazı" on milyonlarca yıl içinde tükenir. En küçük yıldızlar ise yüz milyarlarca yıl rahatça yaşarlar. Yani bu ölçekte Güneşimiz “güçlü orta sınıfa” ait.

Ancak er ya da geç herhangi bir yıldız, termonükleer fırında yanmaya uygun hidrojenin tamamını tüketecektir. Sıradaki ne? Bu aynı zamanda yıldızın kütlesine de bağlıdır. Güneş (ve kütlesinin sekiz katından fazla aşmayan tüm yıldızlar) hayatımı çok sıradan bir şekilde sonlandırıyor. Yıldızın bağırsaklarındaki hidrojen rezervleri tükendikçe, yıldızın doğduğu andan itibaren sabırla bu saati bekleyen yerçekimsel sıkıştırma kuvvetleri üstünlük sağlamaya ve onların etkisi altına girmeye başlar. yıldız küçülmeye ve yoğunlaşmaya başlar. Bu sürecin iki yönlü bir etkisi vardır: Yıldızın çekirdeğinin hemen etrafındaki katmanlardaki sıcaklık, orada bulunan hidrojenin sonunda termonükleer füzyona uğrayarak helyuma dönüştüğü bir seviyeye yükselir. Aynı zamanda, artık neredeyse tamamen helyumdan oluşan çekirdeğin kendi içindeki sıcaklık o kadar yükselir ki, helyumun kendisi - solan birincil nükleosentez reaksiyonunun bir tür "külü" - yeni bir termonükleer füzyon reaksiyonuna girer: üçten helyum çekirdeği bir karbon çekirdeği oluşur. Birincil reaksiyonun ürünleriyle beslenen bu ikincil termonükleer füzyon reaksiyonu süreci, yıldızların yaşam döngüsündeki en önemli anlardan biridir.

Yıldızın çekirdeğindeki helyumun ikincil yanması sırasında o kadar çok enerji açığa çıkar ki yıldız kelimenin tam anlamıyla şişmeye başlar. Özellikle yaşamın bu aşamasında Güneş'in kabuğu Venüs'ün yörüngesinin ötesine genişleyecektir. Bu durumda yıldızın radyasyonunun toplam enerjisi, ömrünün ana evresindeki ile yaklaşık olarak aynı seviyede kalır, ancak bu enerji artık çok daha geniş bir yüzey alanından yayıldığı için yıldızın dış katmanı soğur. Spektrumun kırmızı kısmı. Yıldız dönüşür kırmızı dev.

Güneş sınıfı yıldızlar için, ikincil nükleosentez reaksiyonunu besleyen yakıt tükendikten sonra, kütleçekimsel çöküş aşaması yeniden başlar; bu sefer sonuncudur. Çekirdeğin içindeki sıcaklık artık bir sonraki termonükleer reaksiyon seviyesini başlatmak için gerekli seviyeye yükselemiyor. Bu nedenle yıldız, yerçekimsel çekim kuvvetleri bir sonraki kuvvet bariyeri tarafından dengelenene kadar büzülür. Onun rolü şu kişi tarafından oynanır: dejenere elektron gaz basıncı(santimetre. Chandrasekhar sınırı). Bu aşamaya kadar yıldızın evriminde işsiz figüran rolü oynayan, nükleer füzyon reaksiyonlarına katılmayan ve füzyon sürecinde çekirdekler arasında serbestçe hareket eden elektronlar, sıkışmanın belirli bir aşamasında kendilerini “yaşam alanı”ndan mahrum buluyorlar. ve yıldızın daha fazla yerçekimsel sıkışmasına "direnmeye" başlarlar. Yıldızın durumu istikrara kavuşuyor ve dejenere oluyor Beyaz cüce, tamamen soğuyuncaya kadar kalan ısıyı uzaya yayacak.

Güneş'ten daha büyük yıldızlar çok daha muhteşem bir sonla karşı karşıyadır. Helyumun yanmasından sonra, sıkıştırma sırasındaki kütlelerinin, çekirdeği ve kabuğu, nükleer kütleler büyüdükçe bir sonraki nükleosentez reaksiyonlarını (karbon, ardından silikon, magnezyum vb.) başlatmak için gerekli sıcaklıklara ısıtmak için yeterli olduğu ortaya çıkar. Üstelik yıldızın çekirdeğinde her yeni reaksiyonun başlamasıyla birlikte, bir önceki reaksiyon kabuğunda devam ediyor. Aslında demir de dahil olmak üzere Evreni oluşturan tüm kimyasal elementler, bu türden ölmekte olan yıldızların derinliklerinde tam olarak nükleosentez sonucu oluşmuştur. Ancak sınır demirdir; hem bozunması hem de ona ek nükleonların eklenmesi bir dış enerji akışı gerektirdiğinden, herhangi bir sıcaklık veya basınçta nükleer füzyon veya bozunma reaksiyonları için yakıt görevi göremez. Sonuç olarak, büyük bir yıldız yavaş yavaş kendi içinde bir demir çekirdek biriktirir ve bu, daha sonraki nükleer reaksiyonlar için yakıt görevi göremez.

Çekirdeğin içindeki sıcaklık ve basınç belirli bir seviyeye ulaştığında elektronlar demir çekirdekteki protonlarla etkileşime girmeye başlar ve bunun sonucunda nötronlar oluşur. Ve çok kısa bir süre içinde - bazı teorisyenler bunun birkaç saniye sürdüğüne inanıyor - yıldızın önceki evrimi boyunca serbest kalan elektronlar, demir çekirdeğinin protonları içinde kelimenin tam anlamıyla çözülür, yıldızın çekirdeğinin tüm maddesi bir şeye dönüşür. Katı nötron demeti ve dejenere elektron gazının karşı basıncı sıfıra düştüğü için yerçekimsel çöküşte hızla sıkışmaya başlar. Altından tüm desteğin devre dışı bırakıldığı yıldızın dış kabuğu merkeze doğru çöküyor. Çöken dış kabuğun nötron çekirdeği ile çarpışmasının enerjisi o kadar yüksektir ki, muazzam bir hızla geri döner ve çekirdekten her yöne dağılır - ve yıldız tam anlamıyla kör edici bir flaşla patlar. süpernova yıldızlar. Birkaç saniye içinde bir süpernova patlaması, galaksideki tüm yıldızların aynı anda toplamından daha fazla enerjiyi uzaya salabilir.

Bir süpernova patlaması ve yaklaşık 10-30 güneş kütlesi kütleye sahip yıldız kabuğunun genişlemesinden sonra, devam eden yerçekimsel çöküş, maddesi kendini hissettirmeye başlayana kadar sıkıştırılan bir nötron yıldızının oluşumuna yol açar. dejenere nötronların basıncı - başka bir deyişle, artık nötronlar (tıpkı elektronların daha önce yaptığı gibi) daha fazla sıkıştırmaya direnmeye başlıyor ve bu da kendime yaşam alanı. Bu genellikle yıldızın çapı yaklaşık 15 km'ye ulaştığında meydana gelir. Sonuç, dönüş frekansında elektromanyetik darbeler yayan, hızla dönen bir nötron yıldızıdır; böyle yıldızlara denir pulsarlar. Son olarak, eğer yıldızın çekirdek kütlesi 30 güneş kütlesini aşarsa, hiçbir şey onun kütleçekimsel çöküşünü durduramaz ve bir süpernova patlamasıyla sonuçlanır.

Yıldız evriminin ana aşamalarını kısaca ele alalım.

Bir yıldızın fiziksel özelliklerinde, iç yapısında ve kimyasal bileşiminde zamanla meydana gelen değişiklikler.

Maddenin parçalanması. .

Yıldızların, gaz ve toz bulutu parçalarının yerçekimsel sıkıştırması sırasında oluştuğu varsayılmaktadır. Yani sözde kürecikler yıldız oluşum yerleri olabilir.

Bir kürecik, koyu yuvarlak bir oluşum şeklinde parlak gaz ve toz bulutlarının arka planında gözlenen yoğun, opak bir moleküler toz (gaz-toz) yıldızlararası buluttur. Ağırlıklı olarak moleküler hidrojen (H2) ve helyumdan oluşur ( O ) diğer gaz moleküllerinin ve katı yıldızlararası toz taneciklerinin karışımıyla. Kürecikteki gaz sıcaklığı (esas olarak moleküler hidrojenin sıcaklığı) T≈ 10 ÷ 50K, ortalama yoğunluk n~ 10 5 parçacık/cm3, en yoğun geleneksel gaz ve toz bulutlarından birkaç kat daha büyüktür, çap D~ 0,1 ÷ 1. Küreciklerin kütlesi M≤ 10 2 × E ⊙ . Bazı küreciklerde genç tip T Boğa.

Bulut, kendiliğinden veya bulutun yakındaki başka bir yıldız oluşumu kaynağından gelen süpersonik yıldız rüzgarı akışından gelen bir şok dalgasıyla etkileşimi sonucu ortaya çıkabilen yerçekimsel dengesizlik nedeniyle kendi yerçekimi tarafından sıkıştırılır. Yerçekimi dengesizliğinin başka olası nedenleri de vardır.

Teorik çalışmalar, sıradan moleküler bulutlarda var olan koşullar altında (T≈ 10 ÷ 30K ve n ~ 10 2 parçacık/cm3), ilki M kütleli bulut hacimlerinde meydana gelebilir≥ 10 3 × E ⊙ . Böyle çöken bir bulutta, her biri kendi yerçekiminin etkisi altında da sıkıştırılacak olan daha az kütleli parçalara daha fazla parçalanma mümkündür. Gözlemler, Galakside yıldız oluşumu sürecinde bir değil, farklı kütlelere sahip bir grup yıldızın, örneğin açık bir yıldız kümesinin doğduğunu göstermektedir.

Bulutun merkez bölgelerinde sıkıştırıldığında yoğunluk artar, bu da bulutun bu kısmının maddesinin kendi radyasyonuna karşı opak hale gelmesiyle sonuçlanır. Bulutun derinliklerinde gökbilimcilerin oh dediği sabit, yoğun bir yoğunlaşma ortaya çıkıyor.

Maddenin parçalanması, moleküler bir toz bulutunun daha küçük parçalara ayrılmasıdır, bunun ileri kısmı görünüme yol açar.

- bir süre sonra (bu sefer güneş kütlesi için) aşamada olan astronomik bir nesne T~ 10 8 yaş) normal oluşur.

Maddenin gaz kabuğundan çekirdeğe daha fazla düşmesiyle (birikme), ikincisinin kütlesi ve dolayısıyla sıcaklık o kadar artar ki, gaz ve ışıma basıncı kuvvetlerle karşılaştırılır. Çekirdek sıkıştırması durur. Formasyon, optik radyasyona karşı opak olan ve yalnızca kızılötesi ve daha uzun dalga boylu radyasyonun geçmesine izin veren bir gaz ve toz kabuğuyla çevrelenmiştir. Böyle bir nesne (-koza), güçlü bir radyo ve kızılötesi radyasyon kaynağı olarak gözlemlenir.

Çekirdeğin kütlesinin ve sıcaklığının daha da artmasıyla birlikte, hafif basınç birikimi durdurur ve kabuğun kalıntıları uzaya dağılır. Fiziksel özellikleri kütlesine ve ilk kimyasal bileşimine bağlı olan genç bir tane ortaya çıkar.

Yeni oluşan bir yıldızın ana enerji kaynağı, görünüşe göre, kütleçekimsel sıkıştırma sırasında açığa çıkan enerjidir. Bu varsayım viral teoremden kaynaklanmaktadır: sabit bir sistemde potansiyel enerjinin toplamı E p sistemin tüm üyeleri ve çift kinetik enerji 2 E'ye bu terimlerin sayısı sıfıra eşittir:

E p + 2 E k = 0. (39)

Teorem, büyüklüğü parçacıklar arasındaki mesafenin karesiyle ters orantılı olan kuvvetlerin etkisi altında uzayın sınırlı bir bölgesinde hareket eden parçacık sistemleri için geçerlidir. Buradan termal (kinetik) enerjinin yerçekimi (potansiyel) enerjinin yarısına eşit olduğu sonucu çıkar. Bir yıldız büzüldüğünde yıldızın toplam enerjisi azalırken, çekim enerjisi azalır: Çekim enerjisindeki değişimin yarısı radyasyon yoluyla yıldızı terk eder, ikinci yarıdan dolayı da yıldızın termal enerjisi artar.

Genç düşük kütleli yıldızlarAna kola yaklaşanlar (üç güneş kütlesine kadar) tamamen konvektiftir; konveksiyon süreci yıldızın tüm alanlarını kapsar. Bunlar esasen, merkezinde nükleer reaksiyonların yeni başladığı ve tüm radyasyonun esas olarak bu nedenle meydana geldiği protostarlardır. Yıldızın sabit bir etkili sıcaklıkta söndüğü henüz belirlenmemiştir. Hertzsprung-Russell diyagramında bu tür yıldızlar, Hayashi yolu adı verilen neredeyse dikey bir yol oluşturur. Sıkıştırma yavaşladıkça genç ana diziye yaklaşır.

Yıldız büzüldükçe dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın belirli bir yarıçapına ulaşıldığında sıkıştırma durur, bu da sıkıştırmanın neden olduğu merkezi sıcaklığın daha da büyümesinin durmasına yol açar ve sonra azalmasına. Güneş kütlesi 0,0767'den küçük yıldızlar için bu gerçekleşmez: Nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji, iç basıncı dengelemek için asla yeterli değildir. Bu tür "alt yıldızlar", nükleer reaksiyonlar sırasında üretilenden daha fazla enerji yayar ve sözde "yıldızlar" olarak sınıflandırılır; kaderleri, dejenere gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli sıkıştırma ve ardından başlayan tüm nükleer reaksiyonların durmasıyla kademeli olarak soğumadır..

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.

Kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük olan yıldızlarzaten normal yıldızların özelliklerine sahiptirler, çünkü tüm ara aşamalardan geçmişler ve çekirdek kütle birikirken radyasyon nedeniyle kaybedilen enerjiyi telafi edecek kadar nükleer reaksiyon hızına ulaşabilmişlerdir. Bu yıldızlardan kütle akışı o kadar büyüktür ki, moleküler bulutun henüz yıldızın parçası haline gelmemiş dış bölgelerinin çökmesini durdurmakla kalmaz, tam tersine onları eritir. Böylece, ortaya çıkan yıldızın kütlesi, ön yıldız bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır.

Ana sıra

Yıldızın sıcaklığı, merkezi bölgelerde termonükleer reaksiyonları mümkün kılacak yeterli değerlere ulaşana kadar artar ve bu değerler daha sonra yıldızın ana enerji kaynağı haline gelir. Büyük yıldızlar için ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) karbon döngüsünde hidrojenin “yanması”dır; Kütlesi Güneş'in kütlesine eşit veya daha az olan yıldızlar için proton-proton reaksiyonunda enerji açığa çıkar. denge aşamasına girer ve Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisindeki yerini alır: büyük kütleli bir yıldızın çekirdek sıcaklığı çok yüksektir ( T ≥ 3 × 10 7 K ), enerji üretimi çok yoğundur, - anakolda Güneş'in üzerinde erken (erken) bölgede yer alır. O … A , (F )); küçük kütleli bir yıldızın çekirdek sıcaklığı nispeten düşüktür ( T ≤ 1,5 × 10 7 K ), enerji üretimi o kadar yoğun değildir, - ana kolda geç bölgede Güneş'in yanında veya altında bir yer kaplar (( F), G, K, M).

Doğanın varlığı için ayırdığı zamanın %90'ını anakolda geçirir. Bir yıldızın ana dizi aşamasında harcadığı süre aynı zamanda kütlesine de bağlıdır. Evet, kütle ile M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O veya B yaklaşık 10 7 yıldır ana dizi aşamasındadır, kırmızı cüce ise K 5 kütlesi M ≈ 0,5 × M ⊙ yaklaşık 10 11 yıldır, yani Galaksinin yaşıyla karşılaştırılabilecek bir süre boyunca ana dizi aşamasındadır. Büyük sıcak yıldızlar hızla evrimin sonraki aşamalarına geçer, soğuk cüceler ise Galaksinin varlığı boyunca ana sıra aşamasındadır. Kırmızı cücelerin Galaksinin ana popülasyon türü olduğu varsayılabilir.

Kırmızı dev (süperdev).

Büyük yıldızların merkez bölgelerinde hidrojenin hızla yanması, helyum çekirdeğinin ortaya çıkmasına neden olur. Çekirdekte hidrojen kütlesinin yüzde birkaçı kadar bir kısım varken, hidrojeni helyuma dönüştüren karbon reaksiyonu neredeyse tamamen durur. Çekirdek büzülür ve sıcaklığının artmasına neden olur. Helyum çekirdeğinin yerçekimsel sıkıştırmasının neden olduğu ısınmanın bir sonucu olarak, hidrojen "ateşler" ve yıldızın çekirdeği ile uzatılmış kabuğu arasında bulunan ince bir tabakada enerji salınımı başlar. Kabuk genişler, yıldızın yarıçapı artar, etkin sıcaklık azalır ve artar. ana diziyi “terk eder” ve evrimin bir sonraki aşamasına geçer - kırmızı dev aşamasına veya yıldızın kütlesi ise M > 10 × M ⊙ , kırmızı süperdev aşamasına.

Artan sıcaklık ve yoğunlukla birlikte helyum çekirdekte "yanmaya" başlar. Şu tarihte: T ~ 2 × 10 8 K ve r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm3 üçlü reaksiyon adı verilen termonükleer bir reaksiyon başlar A -süreç: üç A -partiküller (helyum çekirdeği 4 O ) bir kararlı karbon 12C çekirdeği oluşur. Yıldızın çekirdeğinin kütlesinde M< 1,4 × M ⊙ тройной a Süreç, belirli bir yıldız için birkaç kez tekrarlanabilen bir helyum patlaması gibi patlayıcı bir enerji salınımına yol açar.

Dev veya süperdev evredeki büyük yıldızların merkez bölgelerinde sıcaklıktaki artış, karbon, karbon-oksijen ve oksijen çekirdeklerinin sıralı oluşumuna yol açar. Karbon yandıktan sonra, daha ağır kimyasal elementlerin, muhtemelen demir çekirdeklerinin oluşmasıyla sonuçlanan reaksiyonlar meydana gelir. Devasa bir yıldızın daha fazla evrimi, kabuğun fırlatılmasına, bir yıldızın nova olarak patlamasına veya ardından yıldızların evriminin son aşaması olan beyaz cüce, nötron yıldızı veya bir nötron yıldızı gibi nesnelerin oluşumuna yol açabilir. bir kara delik.

Evrimin son aşaması, tüm normal yıldızların termonükleer yakıtlarını tükettikten sonraki evrim aşamasıdır; yıldız enerjisi kaynağı olarak termonükleer reaksiyonların durdurulması; bir yıldızın kütlesine bağlı olarak beyaz cüce veya kara delik aşamasına geçişi.

Beyaz cüceler, M kütleli tüm normal yıldızların evriminin son aşamasıdır.< 3 ÷ 5 × E ⊙ bunlar termonükleer yakıtlarını tükettikten sonra. Kırmızı dev (veya alt dev) aşamasını geçtikten sonra kabuğunu bırakır ve soğudukça beyaz cüceye dönüşen çekirdeği açığa çıkarır. Küçük yarıçap (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) ve beyaz veya beyaz-mavi renk (T b.k ~ 10 4 K) bu astronomik cisimler sınıfının adını belirledi. Beyaz cücenin kütlesi her zaman 1,4'ten azdır×M⊙ - Büyük kütleli beyaz cücelerin var olamayacağı kanıtlandı. Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilecek bir kütleye ve Güneş Sistemi'ndeki büyük gezegenlerin boyutlarıyla karşılaştırılabilecek boyutlara sahip beyaz cüceler, çok büyük bir ortalama yoğunluğa sahiptir: ρ b.k ~ 10 6 g/cm3 yani 1 cm3 hacimli beyaz cüce maddesinin ağırlığı bir tondur! g yüzeyinde yer çekimi ivmesi b.k ~ 10 8 cm/s 2 (Dünya yüzeyindeki ivme ile karşılaştırın - g ≈980 cm/s2). Yıldızın iç bölgelerindeki böyle bir yerçekimi yüküyle, beyaz cücenin denge durumu, dejenere gazın (iyon bileşeninin katkısı küçük olduğundan esas olarak dejenere elektron gazı) basıncıyla korunur. Maxwell hız dağılımına sahip olmayan bir gaza dejenere gaz denildiğini hatırlayalım. Böyle bir gazda, belirli sıcaklık ve yoğunluk değerlerinde, v = 0 ila v = vmax aralığında herhangi bir hıza sahip parçacıkların (elektronların) sayısı aynı olacaktır. vmax, gazın yoğunluğu ve sıcaklığına göre belirlenir. Beyaz cüce kütlesi M olan b.k > 1,4 × M ⊙ gazdaki elektronların maksimum hızı ışık hızıyla karşılaştırılabilir düzeydedir, dejenere gaz göreceli hale gelir ve basıncı artık yerçekimsel sıkıştırmaya dayanamaz. Cücenin yarıçapı sıfıra yaklaşır - bir noktaya “çöker”.

Beyaz cücelerin ince, sıcak atmosferleri ya hidrojenden oluşur ki atmosferde neredeyse başka hiçbir element saptanamaz; veya helyumdan, atmosferdeki hidrojen ise normal yıldızların atmosferindekinden yüzbinlerce kat daha azdır. Spektrum türüne göre beyaz cüceler O, B, A, F spektral sınıflarına aittir. Beyaz cüceleri normal yıldızlardan “ayırmak” için, D harfi atamanın önüne yerleştirilir (DOVII, DBVII, vb. D) İngilizce Dejenere - dejenere kelimesinin ilk harfi). Beyaz cüceden gelen radyasyonun kaynağı, beyaz cücenin ana yıldızın çekirdeği olarak aldığı termal enerji rezervidir. Pek çok beyaz cüce, ebeveynlerinden güçlü bir manyetik alan miras almıştır; bu alanın yoğunluğu H ~ 10 8 E. Beyaz cücelerin sayısının Galaksideki toplam yıldız sayısının yaklaşık %10'u olduğuna inanılmaktadır.

İncirde. Şekil 15, gökyüzündeki en parlak yıldız olan Sirius'un bir fotoğrafını göstermektedir (α Canis Majoris; m v = -1 m 0,46; A1V sınıfı). Görüntüde görünen disk, fotografik ışınlamanın ve ışığın teleskop merceği üzerindeki kırınımının bir sonucudur, yani yıldızın diski fotoğrafta çözülmemiştir. Sirius'un fotoğraf diskinden gelen ışınlar, teleskop optik elemanları üzerindeki ışık akısının dalga cephesindeki bozulmanın izleridir. Sirius, Güneş'e 2,64 uzaklıkta yer alır ve Sirius'tan gelen ışığın Dünya'ya ulaşması 8,6 yıl sürer; dolayısıyla Güneş'e en yakın yıldızlardan biridir. Sirius, Güneş'ten 2,2 kat daha büyüktür; bu M v = +1 m .43, yani komşumuz Güneş'ten 23 kat daha fazla enerji yayıyor.

Fotoğrafın benzersizliği, Sirius'un görüntüsüyle birlikte uydusunun bir görüntüsünü elde etmenin mümkün olması gerçeğinde yatmaktadır - uydu, Sirius'un solunda parlak bir noktayla "parlıyor". Sirius - teleskopik olarak: Sirius'un kendisi A harfiyle ve uydusu B harfiyle gösterilir. Sirius'un görünen büyüklüğü B m'dir. v = +8 m .43, yani Sirius A'dan neredeyse 10.000 kat daha zayıftır. Sirius B'nin kütlesi neredeyse Güneş'in kütlesine eşittir, yarıçapı Güneş'in yarıçapının yaklaşık 0,01'i kadardır, yüzey sıcaklık yaklaşık 12000K'dır, ancak Sirius B Güneş'ten 400 kat daha az ışık yayar. Sirius B tipik bir beyaz cücedir. Üstelik bu, Alfven Clarke tarafından 1862'de teleskopla görsel gözlem sırasında keşfedilen ilk beyaz cücedir.

Sirius A ve Sirius B 50 yıllık bir süre boyunca aynı yörüngede dönerler; A ve B bileşenleri arasındaki mesafe yalnızca 20 AU'dur.

V.M. Lipunov'un yerinde ifadesine göre, büyük yıldızların içinde (kütlesi 10'dan fazla) "olgunlaşırlar"×M⊙ )". Nötron yıldızına dönüşen yıldızların çekirdekleri 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; Termonükleer reaksiyonların kaynakları kuruduktan ve ana madde maddenin önemli bir kısmını bir parlamayla dışarı attıktan sonra, bu çekirdekler, çok spesifik özelliklere sahip, yıldız dünyasının bağımsız nesneleri haline gelecektir. Ana yıldızın çekirdeğinin sıkıştırılması, nükleer yoğunluk (ρ n) ile karşılaştırılabilir bir yoğunlukta durur.. sa ~ 10 14 ÷ 10 15 g/cm3). Bu kadar kütle ve yoğunlukla doğumun yarıçapı sadece 10'dur ve üç katmandan oluşur. Dış katman (veya dış kabuk), demir atom çekirdeğinin kristal kafesinden oluşur ( Fe ) diğer metallerin atom çekirdeklerinin olası küçük bir karışımı ile; Dış kabuğun kalınlığı sadece 600 m, yarıçapı ise 10 km'dir. Dış kabuğun altında demir atomlarından oluşan başka bir iç sert kabuk vardır ( Fe ), ancak bu atomlar nötronlarla aşırı zenginleştirilmiştir. Bu kabuğun kalınlığı≈ 2 km. İç kabuk, nötron sıvısının dikkat çekici özellikleri - süper akışkanlık ve serbest elektron ve protonların varlığında süper iletkenlik - tarafından belirlenen fiziksel süreçler olan sıvı nötron çekirdeğinin sınırlarıdır. Maddenin tam merkezinde mezonlar ve hiperonlar içermesi mümkündür.

Saniyede birden yüzlerce devire kadar bir eksen etrafında hızla dönerler. Manyetik bir alanın varlığında böyle bir dönüş ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) genellikle farklı elektromanyetik dalga aralıklarında yıldız radyasyonunun titreşiminin gözlemlenen etkisine yol açar. Bu pulsarlardan birini Yengeç Bulutsusu'nun içinde gördük.

Toplam sayısı Dönüş hızı artık parçacık fırlatması için yeterli olmadığından radyo pulsarı olamaz. Ancak yine de büyüktür ve manyetik alan tarafından yakalanan çevredeki nötron yıldızı düşemez, yani madde birikmesi meydana gelmez.

Toplayıcı (X-ışını pulsarı). Dönüş hızı o kadar azalıyor ki artık maddenin böyle bir nötron yıldızının üzerine düşmesini engelleyen hiçbir şey kalmıyor. Düşen plazma, manyetik alan çizgileri boyunca hareket ederek kutup bölgesindeki katı bir yüzeye çarparak on milyonlarca dereceye kadar ısınır. Bu kadar yüksek sıcaklıklara ısıtılan madde X-ışını aralığında parlıyor. Düşen maddenin yıldızın yüzeyiyle etkileşime girdiği bölge çok küçük; yalnızca 100 metre civarında. Yıldızın dönmesi nedeniyle, gözlemcinin titreşim olarak algıladığı bu sıcak nokta periyodik olarak gözden kaybolur. Bu tür nesnelere X-ışını pulsarları denir.

Georotatör. Bu tür nötron yıldızlarının dönüş hızı düşüktür ve birikime engel olmaz. Ancak manyetosferin boyutu öyledir ki, plazma yerçekimi tarafından yakalanmadan önce manyetik alan tarafından durdurulur.

Yakın bir ikili sistemin bir bileşeni ise, o zaman madde normal yıldızdan (ikinci bileşen) nötron yıldızına "pompalanır". Kütle kritik değeri aşabilir (M > 3×M⊙ ), o zaman yıldızın yerçekimsel stabilitesi ihlal edilir, hiçbir şey yerçekimsel sıkıştırmaya direnemez ve onun yerçekimsel yarıçapının altına "gider"

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

bir “kara deliğe” dönüşüyor. r g için verilen formülde: M yıldızın kütlesi, c ışık hızı, G yer çekimi sabitidir.

Kara delik, çekim alanı ne bir parçacığın, ne bir fotonun, ne de herhangi bir maddi cismin ikinci kozmik hıza ulaşıp uzaya kaçamayacağı kadar güçlü olan bir cisimdir.

Kara delik, içindeki fiziksel süreçlerin doğasının henüz teorik olarak açıklanamaması anlamında tekil bir nesnedir. Kara deliklerin varlığı teorik düşüncelerden kaynaklanmaktadır; gerçekte galaksimizin merkezi de dahil olmak üzere küresel kümelerin, kuasarların, dev galaksilerin merkezi bölgelerinde bulunabilirler.

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

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

Yıldızların kökeni, doğuşu ve evrimi

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Çalışma süreci ve yıldızların evrimi

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

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

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

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

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

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

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

Yıldız evriminin aşamaları

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

Evrende oluşan armatürler başlangıçta en yaygın üç türe ayrılır:

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

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

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

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

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

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

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

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

Yıldız evriminin son aşamaları

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

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

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

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

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

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

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

Nihayet

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

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

Yıldız kütlesi T☼ ve R yarıçapı potansiyel enerjisi E ile karakterize edilebilir . Potansiyel veya yerçekimi enerjisi yıldız, yıldızın maddesini sonsuza dağıtmak için yapılması gereken iştir. Ve tam tersi, bu enerji yıldız büzüldüğünde açığa çıkar, yani. yarıçapı azaldıkça. Bu enerjinin değeri aşağıdaki formül kullanılarak hesaplanabilir:

Güneş'in potansiyel enerjisi şuna eşittir: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Bir yıldızın yerçekimsel sıkıştırma sürecine ilişkin teorik bir çalışma, bir yıldızın potansiyel enerjisinin yaklaşık yarısını yaydığını, diğer yarısının ise kütlesinin sıcaklığını yaklaşık on milyon kelvin'e çıkarmak için harcandığını göstermiştir. Ancak Güneş'in bu enerjiyi 23 milyon yılda yaydığına ikna olmak hiç de zor değil. Dolayısıyla kütleçekimsel sıkıştırma, yıldızlar için gelişimlerinin yalnızca bazı, oldukça kısa aşamalarında bir enerji kaynağı olabilir.

Termonükleer füzyon teorisi, 1938'de Alman fizikçiler Karl Weizsäcker ve Hans Bethe tarafından formüle edildi. Bunun önkoşulu ilk olarak 1918 yılında F. Aston (İngiltere) tarafından helyum atomunun kütlesinin hidrojen atomunun 3,97 kütlesine eşit olduğunun belirlenmesiydi. , ikincisi, 1905'te vücut ağırlığı arasındaki bağlantının tanımlanması. T ve onun enerjisi e Einstein'ın formülü biçiminde:

c ışık hızıdır, üçüncüsü ise 1929 yılında tünel etkisi sayesinde eşit yüklü iki parçacığın (iki proton) çekim kuvvetinin üstün olduğu bir mesafeye yaklaşabileceğinin keşfi ve 1932 yılındaki keşiftir. pozitron e+ ve nötron n'nin.

Termonükleer füzyon reaksiyonlarından ilki ve en etkilisi, helyum atomunun çekirdeğinde şemaya göre dört protonun oluşmasıdır:

Burada olup bitenler çok önemli kütle kusuru: helyum çekirdeğinin kütlesi 4,00389 amu, dört protonun kütlesi ise 4,03252 amu'dur. Einstein'ın formülünü kullanarak bir helyum çekirdeğinin oluşumu sırasında açığa çıkan enerjiyi hesaplıyoruz:

Güneş, gelişiminin ilk aşamasında yalnızca hidrojenden oluşsaydı, helyuma dönüşmesinin, Güneş'in mevcut enerji kaybı yaklaşık 100 milyar yıl olan bir yıldız olarak varlığı için yeterli olacağını hesaplamak zor değil. Aslında sıcaklığın füzyon reaksiyonları için yeterli olduğu yıldızın en derin bağırsaklarındaki hidrojenin yaklaşık %10'unun "yanmasından" bahsediyoruz.

Helyum sentezi reaksiyonları iki şekilde gerçekleşebilir. İlki denir sayfa döngüsü ikinci - İLE NO döngüsü. Her iki durumda da, her helyum çekirdeğinde iki kez, bir proton aşağıdaki şemaya göre bir nötrona dönüşür:

Nerede V- nötrino.

Tablo 1, her bir termonükleer füzyon reaksiyonunun ortalama süresini, başlangıç ​​parçacıklarının sayısının azalacağı süreyi göstermektedir. e bir kere.

Tablo 1. Helyum sentezi reaksiyonları.

Füzyon reaksiyonlarının verimliliği, kaynağın gücü, birim zamanda bir maddenin birim kütlesi başına salınan enerji miktarı ile karakterize edilir. Teoriden şu sonuç çıkıyor

Bir yıldızın içindeki hidrojen tükendikten sonra içindeki sıcaklık yüz milyonlarca kelvin'e ulaşırsa, bu kütleli yıldızlar için mümkündür. T>1,2 m ☼ , daha sonra enerji kaynağı, şemaya göre helyumun karbona dönüştürülmesi reaksiyonu haline gelir:

Daha yüksek sıcaklıklarda aşağıdaki reaksiyonlar meydana gelir:

vesaire. demir çekirdeklerinin oluşumuna kadar. Bunlar tepkiler ekzotermik,İlerlemeleri sonucunda enerji açığa çıkar.

Bildiğimiz gibi bir yıldızın çevreye yaydığı enerji, derinliklerinde salınır ve yavaş yavaş yıldızın yüzeyine sızar. Yıldızın maddesinin kalınlığı boyunca gerçekleşen bu enerji aktarımı iki mekanizma ile gerçekleştirilebilir: radyant transferi veya konveksiyon.

İlk durumda, kuantumun tekrarlanan emiliminden ve yeniden emisyonundan bahsediyoruz. Aslında, bu tür olayların her birinde kuantumlar parçalanır, dolayısıyla bir yıldızın bağırsaklarında termonükleer füzyon sırasında ortaya çıkan sert γ-kuantum yerine, milyonlarca düşük enerjili kuantum yıldızın yüzeyine ulaşır. Bu durumda enerjinin korunumu yasası yerine getirilir.

Enerji aktarımı teorisinde, belirli bir frekanstaki υ kuantumunun serbest yolu kavramı tanıtıldı. Yıldız atmosferlerinde bir kuantumun serbest yolunun birkaç santimetreyi geçmediğini anlamak zor değil. Enerji kuantumunun bir yıldızın merkezinden yüzeyine sızması için geçen süre ise milyonlarca yılla ölçülür. Ancak yıldızların derinliklerinde bu ışınım dengesinin bozulabileceği koşullar ortaya çıkabilir. Su, alttan ısıtılan bir kapta da benzer şekilde davranır. Belirli bir süre için buradaki sıvı denge durumundadır, çünkü doğrudan kabın tabanından fazla enerji alan molekül, çarpışmalar nedeniyle enerjinin bir kısmını yukarıda bulunan diğer moleküllere aktarmayı başarmaktadır. Bu, kabın alt kısmından üst kenarına kadar belirli bir sıcaklık gradyanı oluşturur. Ancak zamanla moleküllerin çarpışma yoluyla enerjiyi yukarıya aktarma hızı, ısının aşağıdan aktarma hızından daha az olur. Kaynama meydana gelir - maddenin doğrudan hareketiyle ısı transferi.