Farklı kütlelerdeki yıldızların evrimi. "Yıldızlar ve evrimleri" konulu

Yıldızların evrimi fiziksel bir değişimdir. özellikler, dahili binalar ve kimya. yıldızların zaman içindeki bileşimi. E.z. teorisinin en önemli sorunları. - Yıldızların oluşumunun açıklanması, gözlemlenen özelliklerindeki değişiklikler, çeşitli yıldız gruplarının genetik ilişkilerinin incelenmesi, son durumlarının analizi.

Evrenin bizim tarafımızdan bilinen kısmından beri. E.z.'nin açıklamasına göre gözlemlenen maddenin kütlesinin %98-99'u yıldızlarda bulunuyor veya yıldız aşamasını geçmiş durumda. yavl. Astrofiziğin en önemli problemlerinden biridir.

Durağan durumdaki bir yıldız, hidrostatik durumda olan bir gaz topudur. ve termal denge (yani yer çekimi kuvvetlerinin etkisi iç basınçla dengelenir ve radyasyondan kaynaklanan enerji kayıpları yıldızın iç kısmında salınan enerji ile telafi edilir, bkz.). Bir yıldızın "doğumu", radyasyonu kendisi tarafından desteklenen hidrostatik olarak dengede bir nesnenin oluşumudur. enerji kaynakları. Bir yıldızın "ölümü", yıldızın yok olmasına veya felaketle sonuçlanan başarısızlığına yol açan geri dönüşü olmayan bir dengesizliktir. sıkıştırma.

Yer çekiminin ayrılması. Enerji, yalnızca yıldızın iç sıcaklığının nükleer enerji salınımının enerji kayıplarını telafi etmeye yetmediği ve yıldızın bir bütün olarak veya bir kısmının dengeyi korumak için büzülmesi gerektiği durumlarda belirleyici bir rol oynayabilir. Termal enerjinin aydınlatılması ancak nükleer enerji rezervlerinin tükenmesinden sonra önem kazanır. Böylece E.z. yıldızların enerji kaynaklarının ardışık değişimi olarak temsil edilebilir.

E.z.'nin karakteristik zamanı. tüm evrimi doğrudan takip edemeyecek kadar büyük. Bu nedenle ana araştırma yöntemi E.z. yavl. içteki değişiklikleri tanımlayan yıldız modelleri dizilerinin inşası. binalar ve kimya. yıldızların zaman içindeki bileşimi. Evrim. diziler daha sonra gözlemlerin sonuçlarıyla karşılaştırılır; örneğin, evrimin farklı aşamalarında çok sayıda yıldızın gözlemlerini özetleyen (G.-R.d.) ile karşılaştırılır. G.-R.d. ile karşılaştırma özellikle önemlidir. yıldız kümeleri için, tüm küme yıldızları aynı başlangıç ​​kimyasına sahip olduğundan. kompozisyon ve neredeyse aynı anda oluşturuldu. G.-R.d.'ye göre. farklı yaşlardaki kümelerden E.z.'nin yönünü belirlemek mümkün oldu. Evrimsel ayrıntı. diziler, bir yıldızdaki kütle, yoğunluk, sıcaklık ve parlaklık dağılımını tanımlayan diferansiyel denklemler sisteminin sayısal olarak çözülmesiyle hesaplanır; bunlara enerji salınımı ve yıldız maddesinin opaklığı yasaları ve kimyasal değişimleri açıklayan denklemler eklenir. zamanla yıldız kompozisyonu.

Bir yıldızın evrimi esas olarak kütlesine ve başlangıç ​​kimyasına bağlıdır. kompozisyon. Yıldızın ve onun magnisinin dönüşüyle ​​​​belirli ama temel olmayan bir rol oynanabilir. alan, ancak bu faktörlerin E.z. henüz yeterince araştırılmamıştır. Kimya Bir yıldızın bileşimi, oluştuğu zamana ve oluştuğu sırada galaksideki konumuna bağlıdır. İlk neslin yıldızları, bileşimi kozmolojik olarak belirlenen maddeden oluşmuştur. koşullar. Görünüşe göre kütlece yaklaşık %70 hidrojen, %30 helyum ve ihmal edilebilir miktarda döteryum ve lityum karışımı içeriyordu. Birinci nesil yıldızların evrimi sırasında, yıldızlardan madde çıkışının bir sonucu olarak veya yıldız patlamaları sırasında yıldızlararası uzaya fırlatılan ağır elementler (helyumdan sonra) oluştu. Sonraki nesillerin yıldızları zaten %3-4'e kadar (kütlece) ağır element içeren maddeden oluşmuştu.

Şu anda Galaksi'de yıldız oluşumunun gerçekleştiğinin en doğrudan göstergesi yavl'dır. büyük parlak yıldız spektrumunun varlığı. Ömrü ~ 10 7 yılı geçemeyen O ve B sınıfları. Modern yıldız oluşum hızı Dönemin yılda 5 olduğu tahmin edilmektedir.

2. Yıldız oluşumu, yerçekimsel daralma aşaması

En yaygın görüşe göre yıldızlar yerçekiminin etkisiyle oluşur. yıldızlararası ortamda maddenin yoğunlaşması. Yıldızlararası ortamın iki faza (yoğun soğuk bulutlar ve daha yüksek sıcaklığa sahip seyrekleştirilmiş ortam) gerekli şekilde ayrılması, yıldızlararası manyetik alandaki Rayleigh-Taylor termal kararsızlığının etkisi altında meydana gelebilir. alan. Kütleli gaz-toz kompleksleri , karakteristik boyut (10-100) adet ve parçacık konsantrasyonu N~10 2 cm-3 . aslında radyo dalgaları yaymaları nedeniyle gözlemlendi. Bu tür bulutların sıkıştırılması (çökmesi) belirli koşulları gerektirir: yerçekimi. Bulutun parçacıkları, parçacıkların termal hareketinin enerjisinin, bir bütün olarak bulutun dönme enerjisinin ve manyetik enerjinin toplamını aşmalıdır. bulut enerjisi (Jeans kriteri). Yalnızca termal hareketin enerjisi dikkate alınırsa, o zaman bir kata kadar Jeans kriteri şu şekilde yazılır: align="absmiddle" width="205" height="20">, burada bulutun kütlesi, T- K cinsinden gaz sıcaklığı, N- 1 cm3'teki parçacık sayısı. Tipik modern yıldızlararası bulutlar temp-pax K yalnızca kütlesi en az olan bulutları çökertebilir. Jeans kriteri, gerçekten gözlemlenen bir kütle spektrumuna sahip yıldızların oluşumu için, çöken bulutlardaki parçacıkların konsantrasyonunun (10 3 -10 6) cm -3'e ulaşması gerektiğini belirtir; Tipik bulutlarda gözlemlenenden 10-1000 kat daha yüksek. Ancak, halihazırda çökmeye başlamış bulutların derinliklerinde bu tür parçacık konsantrasyonlarına ulaşılabilir. Buradan çıkan sonuç, olup bitenlerin birkaç aşamada gerçekleştirilen birbirini takip eden bir süreç aracılığıyla gerçekleştiğidir. aşamalar, büyük bulutların parçalanması. Bu resim doğal olarak yıldızların gruplar halinde - kümeler halinde doğuşunu açıklıyor. Aynı zamanda buluttaki ısı dengesi, içindeki hız alanı ve parçaların kütle spektrumunu belirleyen mekanizma ile ilgili konular da hala belirsizliğini koruyor.

Yıldız kütlesine sahip çöken nesneler denir. ön yıldızlar. Manyetik olmayan, küresel simetrik, dönmeyen bir önyıldızın çöküşü. alanlar birkaç tane içerir. aşamalar. Zamanın ilk anında bulut homojen ve izotermaldir. Kamuoyuna şeffaftır. radyasyon, dolayısıyla çökme hacimsel enerji kayıpları ile meydana gelir, Ch. varış. Tozun termal radyasyonu nedeniyle sürü kinetiklerini iletir. Bir gaz parçacığının enerjisi. Homojen bir bulutta basınç gradyanı yoktur ve sıkışma, karakteristik zamanla birlikte serbest düşme rejiminde başlar. G- , - bulut yoğunluğu. Sıkıştırmanın başlamasıyla birlikte, ses hızında merkeze doğru hareket eden bir seyrekleşme dalgası ortaya çıkar ve yoğunluğun daha yüksek olduğu yerlerde çöküş daha hızlı gerçekleşir, ilk yıldız kompakt bir çekirdeğe ve maddenin yasaya göre dağıtıldığı uzatılmış bir kabuğa bölünür. Çekirdekteki parçacıkların konsantrasyonu ~ 10 · 11 cm -3'e ulaştığında, toz parçacıklarının IR radyasyonu için opak hale gelir. Çekirdekte açığa çıkan enerji, radyant ısı iletimi nedeniyle yavaşça yüzeye sızar. Sıcaklık neredeyse adyabatik olarak yükselmeye başlar, bu da basıncın artmasına neden olur ve çekirdek hidrostatik duruma girer. denge. Kabuk çekirdeğin üzerine düşmeye devam eder ve çevresinde belirir. Şu anda çekirdeğin parametreleri, protostarın toplam kütlesine zayıf bir şekilde bağlıdır: K. Çekirdeğin kütlesi birikim nedeniyle arttıkça, sıcaklığı, H2 moleküllerinin ayrışması başladığında 2000 K'ye ulaşana kadar neredeyse adyabatik olarak değişir. . Kinetikte bir artış değil, ayrışma için enerji tüketiminin bir sonucu olarak. parçacık enerjisi, adyabatik indeksin değeri 4/3'ten az olur, basınç değişiklikleri yerçekimi kuvvetlerini telafi edemez ve çekirdek tekrar çöker (bkz. ). Birinci çekirdeğin kalıntılarının biriktiği bir şok cephesi ile çevrelenmiş parametrelerle yeni bir çekirdek oluşturulur. Çekirdeğin benzer bir yeniden düzenlenmesi hidrojende meydana gelir.

Kabuğun malzemesi nedeniyle çekirdeğin daha fazla büyümesi, tüm madde yıldızın üzerine düşene veya çekirdek yeterince büyükse veya'nın etkisi altında dağılana kadar devam eder (bkz. ). Kabuk maddesinin karakteristik zamanına sahip ilk yıldızlar için t a >t biliyorum dolayısıyla parlaklıkları, büzülen çekirdeklerin enerji salınımıyla belirlenir.

Evrim. Hidrostatik aşamada sabit kütleye sahip ön yıldızların çekirdeklerinin izleri. sıkıştırma şekil 2'de gösterilmektedir. 1. Düşük kütleli yıldızlarda hidrostatik kurulduğu anda. dengede, çekirdeklerdeki koşullar enerjinin içlerine aktarılacağı şekildedir. Hesaplamalar, tamamen konvektif bir yıldızın yüzey sıcaklığının neredeyse sabit olduğunu göstermektedir. Yıldızın yarıçapı sürekli azalıyor çünkü. küçülmeye devam ediyor. Sabit bir yüzey sıcaklığı ve azalan yarıçap ile yıldızın parlaklığı da G.-R.d.'ye düşmelidir. evrimin bu aşaması rayların dikey bölümlerine karşılık gelir.

Sıkıştırma devam ettikçe yıldızın iç kısmındaki sıcaklık yükselir, madde daha şeffaf hale gelir ve align='absmiddle' width='90' height='17'>'li yıldızların radyan çekirdekleri vardır, fakat kabukları konvektif kalır. Daha az kütleli yıldızlar tamamen konvektif kalır. Parlaklıkları, fotosferdeki ince bir radyant katman tarafından düzenlenir. Yıldız ne kadar büyükse ve etkin sıcaklığı da o kadar yüksekse, ışınımlı çekirdeği de o kadar büyük olur (align=absmiddle" width=74" height=17"> olan yıldızlarda ışınımlı çekirdek hemen görünür). Sonunda, yıldızın neredeyse tamamı (kütleli yıldızlardaki yüzey konvektif bölgesi hariç), çekirdekte salınan tüm enerjinin radyasyon yoluyla aktarıldığı bir ışınımsal denge durumuna geçer.

3. Nükleer reaksiyonlara dayalı evrim

Çekirdekteki hidrojen içeriği %1'e düştüğünde, align='absmiddle' width='66' height='17'>'li yıldızların kabuklarındaki genişlemenin yerini, yıldızın genel büzülmesi alır. Enerji salınımını koruyun. Kabuğun sıkıştırılması, helyum çekirdeğine bitişik katmandaki hidrojenin termonükleer yanma sıcaklığına kadar ısıtılmasına neden olur ve bir katman enerji salınımı kaynağı ortaya çıkar. Kütlesi sıcaklığa daha az bağlı olan ve enerji salınım bölgesinin merkeze doğru çok güçlü bir şekilde yoğunlaşmadığı yıldızlar için genel bir sıkıştırma aşaması yoktur.

E.z. Hidrojen tükendikten sonra kütlelerine bağlıdır. Yavl kütleli yıldızların evrim seyrini etkileyen en önemli faktör. yüksek yoğunluklarda elektron gazının dejenerasyonu. Yüksek yoğunluk nedeniyle, Pauli prensibi nedeniyle düşük enerjili kuantum durumlarının sayısı sınırlıdır ve elektronlar, kuantum seviyelerini termal hareketlerinin enerjisinden çok daha yüksek enerjiyle doldururlar. Dejenere bir gazın en önemli özelliği, basıncının P yalnızca yoğunluğa bağlıdır: göreli olmayan yozlaşma ve göreli yozlaşma için. Elektron gaz basıncı iyon basıncından çok daha büyüktür. Bu, E.z. Sonuç: Göreceli olarak dejenere olmuş bir gazın birim hacmine etki eden yerçekimi kuvveti, basınç gradyanı ile aynı şekilde yoğunluğa bağlı olduğundan, align = "absmiddle" genişliği için bir sınırlayıcı kütle (bkz. ) olmalıdır. ="66" height ="15"> Elektronların basıncı yerçekimine karşı koyamaz ve sıkıştırma başlar. Kütle sınırı align=”absmiddle” width=”139” height=”17”>. Elektron gazının dejenere olduğu bölgenin sınırı şekil 2'de gösterilmektedir. 3. Düşük kütleli yıldızlarda dejenerasyon, helyum çekirdeklerinin oluşumu sürecinde zaten kayda değer bir rol oynamaktadır.

Belirleyen ikinci faktör E.z. sonraki aşamalarda bunlar nötrino enerji kayıplarıdır. Yıldızların derinliklerinde T~10 8 Ana ekrana. Doğumdaki rol şu şekilde oynanır: fotonötrino süreci, plazma salınımlarının (plazmonlar) kuantumunun nötrino-antinötrino çiftlerine () bozunması, elektron-pozitron çiftlerinin yok edilmesi () ve (bkz.). Nötrinoların en önemli özelliği yıldızın maddesinin onlar için pratik olarak şeffaf olması ve nötrinoların yıldızın enerjisini serbestçe taşımasıdır.

Helyumun yanması için koşulların henüz oluşmadığı helyum çekirdeği sıkıştırılır. Çekirdeğe bitişik katmanlı kaynaktaki sıcaklık artar ve hidrojenin yanma hızı artar. Artan enerji akışını aktarma ihtiyacı, enerjinin bir kısmının harcandığı kabuğun genişlemesine yol açar. Yıldızın parlaklığı değişmediğinden yüzeyinin sıcaklığı düşer ve G.-R.d. yıldız, kırmızı devlerin işgal ettiği bölgeye doğru hareket eder.Yıldızın yeniden yapılanma süresi, çekirdekteki hidrojenin tükenme süresinden iki kat daha kısadır; bu nedenle, MS bandı ile kırmızı süperdevler bölgesi arasında çok az yıldız vardır. Kabuğun sıcaklığının azalmasıyla birlikte şeffaflığı artar ve bunun sonucunda dış. konvektif bölge ve yıldızın parlaklığı artar.

Dejenere elektronların termal iletimi ve yıldızlardaki nötrino kayıpları yoluyla enerjinin çekirdekten uzaklaştırılması, helyumun tutuşma anını geciktirir. Sıcaklık ancak çekirdek neredeyse izotermal hale geldiğinde fark edilir şekilde artmaya başlar. Yanma 4 E.z.'yi belirler. enerji salınımının ısı iletimi ve nötrino radyasyonundan kaynaklanan enerji kayıplarını aştığı andan itibaren. Aynı durum sonraki tüm nükleer yakıt türlerinin yanması için de geçerlidir.

Dejenere gazdan nötrino soğutmalı yıldız çekirdeklerinin dikkate değer bir özelliği, yoğunluk ve sıcaklık oranını karakterize eden izlerin yakınsaması olan "yakınsama"dır. Tc yıldızın merkezinde (Şek. 3). Çekirdeğin sıkıştırılması sırasındaki enerji salınım hızı, belirli bir yakıt türü için yalnızca çekirdeğin kütlesine bağlı olan, maddenin bir katman kaynağı aracılığıyla kendisine bağlanma hızı ile belirlenir. Çekirdekte enerji girişi ve çıkışı arasındaki denge korunmalıdır, böylece yıldızların çekirdeklerinde aynı sıcaklık ve yoğunluk dağılımı sağlanır. 4 He'nin tutuşması sırasında çekirdeğin kütlesi, ağır elementlerin içeriğine bağlıdır. Dejenere gaz çekirdeklerinde 4 He'nin ateşlenmesi termal bir patlama karakterine sahiptir, çünkü Yanma sırasında açığa çıkan enerji, elektronların termal hareketinin enerjisini artırmaya gider, ancak elektronların termal enerjisi, elektronların dejenere gazının enerjisine eşit olana kadar sıcaklık arttıkça basınç neredeyse değişmez. Daha sonra dejenerasyon giderilir ve çekirdek hızla genişler - bir helyum parlaması meydana gelir. Helyum patlamalarına muhtemelen yıldız maddesinin kaybı eşlik ediyor. Büyük kütleli yıldızların evrimlerini çoktan tamamladığı ve kırmızı devlerin kütlelere sahip olduğu yerde, helyum yanma aşamasındaki yıldızlar G.-R.d.'nin yatay kolu üzerindedir.

align=absmiddle" width=90" height=17"> olan yıldızların helyum çekirdeklerinde gaz dejenere değildir, 4 sessizce tutuşur ancak çekirdekler de artan basınç nedeniyle genişler. Tc. En büyük yıldızlarda 4 He tutuşması yavl iken bile meydana gelir. mavi süper devler. Çekirdeğin genişlemesi bir azalmaya yol açar T Hidrojen tabakasının kaynağının bulunduğu bölgede helyum patlamasından sonra yıldızın parlaklığı azalır. Termal dengeyi korumak için kabuk büzülür ve yıldız kırmızı süperdev bölgeyi terk eder. Çekirdekteki 4 He tükendiğinde çekirdeğin sıkışması ve kabuğun genişlemesi yeniden başlar, yıldız yeniden kırmızı bir süperdev haline gelir. Enerji salınımına hakim olan katmanlı bir yanma kaynağı 4 He oluşur. Dışarısı yeniden beliriyor. konvektif bölge. Helyum ve hidrojen yandıkça katmanlı kaynakların kalınlığı azalır. İnce bir helyum yanma tabakasının termal olarak kararsız olduğu ortaya çıkıyor, çünkü Enerji salınımının sıcaklığa karşı çok güçlü bir duyarlılığı () ile, maddenin ısıl iletkenliği, yanma katmanındaki ısıl bozulmaları söndürmek için yetersizdir. Termal flaşlar sırasında katmanda konveksiyon meydana gelir. Hidrojen açısından zengin katmanlara nüfuz ederse, yavaş bir işlem sonucu ( S-proses, bkz.) atom kütleleri 22 Ne'den 209 B'ye kadar olan elementler sentezlenir.

Kırmızı süper devlerin soğuk, geniş kabuklarında oluşan toz ve moleküller üzerindeki radyasyon basıncı, yılda bir oranında sürekli madde kaybına yol açmaktadır. Sürekli kütle kaybı, katmanlı yanmanın veya titreşimlerin kararsızlığından kaynaklanan kayıplarla desteklenebilir ve bu da bir veya daha fazlasının salınmasına neden olabilir. kabuklar. Karbon-oksijen çekirdeğinin üzerindeki madde miktarı belirli bir sınırın altına düştüğünde, yanma katmanlarındaki sıcaklığı korumak için kabuk, sıkıştırma yanmayı sürdürebilene kadar büzülmeye zorlanır; G.-R.d'deki yıldız neredeyse yatay olarak sola doğru kayar. Bu aşamada yanma katmanlarının kararsızlığı da kabuğun genişlemesine ve madde kaybına neden olabilir. Yıldız yeterince sıcak olduğu sürece bir veya daha fazla çekirdekten oluşan bir çekirdek halinde gözlenir. kabuklar. Katman kaynakları, içlerindeki sıcaklık nükleer yanma için gerekenden daha düşük olacak şekilde yıldızın yüzeyine kaydırıldığında, yıldız soğur ve iyonik bileşeninin termal enerjisinin tüketimi nedeniyle yayılan beyaz bir cüceye dönüşür. madde. Beyaz cücelerin karakteristik soğuma süresi ~109 yıldır. Tek yıldızların beyaz cücelere dönüşmesine ilişkin alt sınır belirsizdir; 3-6 olarak tahmin edilmektedir. Elektron gazı bulunan yıldızlarda, karbon-oksijen (C,O-) yıldız çekirdeklerinin büyüme aşamasında dejenere olur. Yıldızların helyum çekirdeklerinde olduğu gibi, nötrino enerji kayıpları nedeniyle merkezdeki koşullarda bir "yakınlaşma" meydana gelir ve zamanla C,O çekirdeğinde karbon ateşlenir. Bu koşullar altında 12 C'nin tutuşması büyük olasılıkla patlama niteliğindedir ve yıldızın tamamen yok olmasına yol açar. Aşağıdaki durumlarda tam bir yıkım meydana gelmeyebilir: . Böyle bir yoğunluğa, çekirdek büyüme hızı, uydunun maddesinin yakın bir ikili sistem içinde birikmesiyle belirlendiğinde ulaşılabilir.

Evren, her nesnenin, maddenin veya maddenin bir dönüşüm ve değişim halinde olduğu, sürekli değişen bir makrokozmostur. Bu süreçler milyarlarca yıl sürer. Bu akıl almaz zaman aralığı, insan ömrünün süresiyle karşılaştırıldığında çok büyüktür. Kozmik ölçekte bu değişiklikler oldukça geçicidir. Şu anda gece gökyüzünde gözlemlediğimiz yıldızlar, binlerce yıl önce Mısır firavunlarının görebildikleri dönemde de aynıydı, ama aslında tüm bu zaman boyunca gök cisimlerinin fiziksel özelliklerindeki değişim bir an bile durmadı. . Yıldızlar doğar, yaşar ve kesinlikle yaşlanır; yıldızların evrimi her zamanki gibi devam eder.

Büyük Ayı takımyıldızının yıldızlarının 100.000 yıl öncesi - bizim zamanımız ve 100 bin yıl sonrası - farklı tarihsel dönemlerdeki konumu

Yıldızların evriminin sıradan kişilerin bakış açısından yorumlanması

Meslekten olmayanlar için uzay bir sakinlik ve sessizlik dünyası gibi görünüyor. Aslında Evren, yıldızların kimyasal bileşiminin, fiziksel özelliklerinin ve yapısının değiştiği görkemli dönüşümlerin gerçekleştiği devasa bir fiziksel laboratuvardır. Bir yıldızın ömrü, parladığı ve ısı yaydığı sürece devam eder. Ancak böylesine parlak bir durum ebedi değildir. Parlak bir doğumu, kaçınılmaz olarak gök cisminin yaşlanması ve ölümüyle sonuçlanan bir yıldız olgunluğu dönemi izler.

5-7 milyar yıl önce gaz ve toz bulutundan bir ön yıldızın oluşumu

Bugün yıldızlarla ilgili tüm bilgilerimiz bilimin çerçevesine uymaktadır. Termodinamik bize yıldız maddesinin bulunduğu hidrostatik ve termal denge süreçlerinin bir açıklamasını verir. Nükleer ve kuantum fiziği, bir yıldızın var olduğu, ısı yaydığı ve çevresindeki alana ışık verdiği karmaşık nükleer füzyon sürecini anlamamızı sağlar. Bir yıldızın doğuşunda, kendi enerji kaynakları tarafından korunan hidrostatik ve termal denge oluşur. Parlak bir yıldız kariyerinin günbatımında bu denge bozulur. Sonucu bir yıldızın yok olması veya çökmesi olan bir dizi geri dönüşü olmayan süreç meydana gelir - göksel bir cismin ani ve parlak ölümünün görkemli bir süreci.

Bir süpernova patlaması, Evrenin ilk yıllarında doğan bir yıldızın yaşamının parlak bir sonudur

Yıldızların fiziksel özelliklerinin değişmesi kütlelerinden kaynaklanmaktadır. Nesnelerin evrim hızı, kimyasal bileşimlerinden ve bir dereceye kadar mevcut astrofiziksel parametrelerden (dönme hızı ve manyetik alanın durumu) etkilenir. Açıklanan süreçlerin çok uzun olması nedeniyle her şeyin gerçekte nasıl gerçekleştiğini tam olarak söylemek mümkün değil. Evrimin hızı, dönüşümün aşamaları, yıldızın doğum zamanına ve doğum sırasındaki Evrendeki konumuna bağlıdır.

Bilimsel açıdan yıldızların evrimi

Herhangi bir yıldız, dış ve iç yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında bir gaz topu durumuna sıkıştırılan soğuk yıldızlararası gaz pıhtısından doğar. Gaz halindeki bir maddenin sıkıştırılma süreci, devasa bir termal enerji salınımıyla birlikte bir an bile durmaz. Yeni oluşumun sıcaklığı, termonükleer füzyon başlatılana kadar yükselir. O andan itibaren yıldız maddesinin sıkışması sona erer ve nesnenin hidrostatik ve termal durumu arasında bir dengeye ulaşılır. Evren yeni, tam teşekküllü bir yıldızla dolduruldu.

Ana yıldız yakıtı, başlatılan termonükleer reaksiyonun bir sonucu olarak bir hidrojen atomudur.

Yıldızların evriminde termal enerji kaynakları temel öneme sahiptir. Yıldızın yüzeyinden uzaya kaçan radyant ve termal enerji, gök cisminin iç katmanlarının soğuması nedeniyle yenilenir. Yıldızın iç kısmında sürekli olarak meydana gelen termonükleer reaksiyonlar ve yerçekimsel daralma bu kaybı telafi ediyor. Yıldızın derinliklerinde yeterli nükleer yakıt olduğu sürece yıldız parlak bir şekilde parlar ve ısı yayar. Termonükleer füzyon süreci yavaşladığında veya tamamen durduğunda, termal ve termodinamik dengeyi korumak için yıldızın iç sıkıştırma mekanizması başlatılır. Bu aşamada nesne zaten yalnızca kızılötesinde görülebilen termal enerji yayıyor.

Açıklanan süreçlere dayanarak, yıldızların evriminin yıldız enerjisi kaynaklarında ardışık bir değişiklik olduğu sonucuna varabiliriz. Modern astrofizikte yıldızların dönüşüm süreçleri üç ölçeğe göre düzenlenebilir:

• nükleer zaman çizelgesi;
• bir yıldızın yaşamının termal bölümü;
• armatürün ömrünün dinamik bölümü (son).

Her bir durumda yıldızın yaşını, fiziksel özelliklerini ve nesnenin ölüm türünü belirleyen süreçler dikkate alınır. Nesne kendi ısı kaynaklarından güç aldığı ve nükleer reaksiyonların ürünü olan enerjiyi yaydığı sürece nükleer zaman çizelgesi ilginçtir. Bu aşamanın süresinin tahmini, termonükleer füzyon sürecinde helyuma dönüşecek hidrojen miktarının belirlenmesiyle hesaplanır. Yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, nükleer reaksiyonların yoğunluğu da o kadar büyük olur ve buna bağlı olarak nesnenin parlaklığı da o kadar yüksek olur.

Süperdevden kırmızı cüceye kadar çeşitli yıldızların boyutları ve kütleleri

Termal zaman ölçeği, yıldızın tüm termal enerjiyi tükettiği evrim aşamasını tanımlar. Bu süreç, son hidrojen rezervlerinin tükendiği ve nükleer reaksiyonların sona erdiği andan itibaren başlar. Nesnenin dengesini korumak için sıkıştırma işlemi başlatılır. Yıldız maddesi merkeze doğru düşüyor. Bu durumda kinetik enerjinin, yıldızın içinde gerekli sıcaklık dengesini korumak için harcanan termal enerjiye dönüşümü söz konusudur. Enerjinin bir kısmı uzaya kaçar.

Yıldızların parlaklıklarının kütleleri tarafından belirlendiği gerçeği göz önüne alındığında, bir nesnenin sıkıştırıldığı anda uzaydaki parlaklığı değişmez.

Ana diziye giden yolda yıldız

Yıldız oluşumu dinamik bir zaman çizelgesine göre gerçekleşir. Yıldız gazı merkeze doğru serbestçe düşerek gelecekteki nesnenin bağırsaklarındaki yoğunluğu ve basıncı artırır. Gaz topunun merkezindeki yoğunluk ne kadar yüksek olursa, nesnenin içindeki sıcaklık da o kadar yüksek olur. Bu andan itibaren ısı gök cisminin ana enerjisi haline gelir. Yoğunluk ve sıcaklık ne kadar yüksek olursa, gelecekteki yıldızın iç kısmındaki basınç da o kadar büyük olur. Moleküllerin ve atomların serbest düşüşü durur, yıldız gazının sıkıştırılma süreci durur. Bir nesnenin bu durumuna genellikle protostar denir. Nesne %90 moleküler hidrojendir. 1800K sıcaklığa ulaştığında hidrojen atomik duruma geçer. Çürüme sürecinde enerji tüketilir, sıcaklık artışı yavaşlar.

Evrenin %75'i moleküler hidrojendir ve protostar oluşumu sürecinde yıldızın nükleer yakıtı olan atomik hidrojene dönüşür.

Böyle bir durumda gaz topunun içindeki basınç azalır ve böylece sıkıştırma kuvvetine serbestlik sağlanır. Bu dizi, hidrojenin tamamı ilk kez iyonlaştırıldığında her seferinde tekrarlanır ve ardından helyum iyonizasyonunun sırası gelir. 10⁵ K sıcaklıkta gaz tamamen iyonlaşır, yıldızın sıkışması durur ve nesnenin hidrostatik dengesi oluşur. Yıldızın daha sonraki evrimi, termal zaman ölçeğine uygun olarak, çok daha yavaş ve daha tutarlı bir şekilde gerçekleşecektir.

Bir önyıldızın yarıçapı, oluşumun başlangıcından bu yana 100 AU'dan daralıyor. ¼ a.u.'ya kadar Nesne bir gaz bulutunun ortasındadır. Yıldız gaz bulutunun dış bölgelerinden parçacıkların birikmesi sonucunda yıldızın kütlesi sürekli artacaktır. Sonuç olarak, nesnenin içindeki sıcaklık artacak ve konveksiyon sürecine eşlik edecek - enerjinin yıldızın iç katmanlarından dış kenarına aktarılması. Daha sonra, bir gök cisminin iç kısmındaki sıcaklığın artmasıyla birlikte, konveksiyonun yerini yıldızın yüzeyine doğru hareket eden ışınımsal taşınma alır. Şu anda nesnenin parlaklığı hızla artıyor ve yıldız topunun yüzey katmanlarının sıcaklığı da artıyor.

Termonükleer füzyon reaksiyonlarının başlangıcından önce yeni oluşan bir yıldızda konveksiyon süreçleri ve ışınım taşınımı

Örneğin kütlesi Güneşimizinkiyle aynı olan yıldızlar için ön yıldız bulutunun sıkışması yalnızca birkaç yüz yıl içinde gerçekleşir. Bir nesnenin oluşumunun son aşamasına gelince, yıldız maddesinin yoğunlaşması milyonlarca yıldır uzamıştır. Güneş oldukça hızlı bir şekilde ana kola doğru ilerliyor ve bu yol yüz milyon, milyarlarca yıl sürecek. Başka bir deyişle, yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, tam teşekküllü bir yıldızın oluşumu için harcanan süre de o kadar uzun olur. 15 M kütleli bir yıldız, ana diziye giden yol boyunca çok daha uzun bir süre - yaklaşık 60 bin yıl - hareket edecek.

Ana dizi aşaması

Bazı füzyon reaksiyonları daha düşük sıcaklıklarda başlasa da hidrojenin yanmasının ana aşaması 4 milyon derecede başlıyor. Bu noktadan sonra ana dizi aşaması başlıyor. Yıldız enerjisinin yeni bir üreme biçimi olan nükleer devreye giriyor. Nesnenin sıkıştırılması sırasında açığa çıkan kinetik enerji arka planda kaybolur. Elde edilen denge, anakolun başlangıç ​​aşamasında bulunan bir yıldızın uzun ve sakin bir yaşam sürmesini sağlar.

Bir yıldızın iç kısmında meydana gelen termonükleer reaksiyon sürecinde hidrojen atomlarının bölünmesi ve bozunması

Bu noktadan itibaren bir yıldızın yaşamının gözlemlenmesi, gök cisimlerinin evriminin önemli bir parçası olan ana dizi aşamasına açıkça bağlıdır. Bu aşamada yıldız enerjisinin tek kaynağı hidrojen yanmasının sonucudur. Nesne denge halindedir. Nükleer yakıt tüketildikçe nesnenin yalnızca kimyasal bileşimi değişir. Güneş'in anakol evresindeki kalışı yaklaşık 10 milyar yıl sürecektir. Yerli armatürümüzün tüm hidrojen kaynağını tüketmesi için çok fazla zamana ihtiyaç olacak. Büyük yıldızlara gelince, onların evrimi daha hızlıdır. Daha fazla enerji yayan büyük kütleli bir yıldız, ana dizi aşamasında yalnızca 10-20 milyon yıl kalır.

Daha az kütleli yıldızlar gece gökyüzünde çok daha uzun süre yanar. Yani 0,25 M kütleli bir yıldız, on milyarlarca yıl boyunca ana dizi aşamasında kalacaktır.

Yıldızların spektrumu ile parlaklıkları arasındaki ilişkiyi tahmin eden Hertzsprung-Russell diyagramı. Diyagramdaki noktalar bilinen yıldızların konumlarıdır. Oklar, yıldızların ana diziden devlerin ve beyaz cücelerin evrelerine doğru yer değiştirmesini göstermektedir.

Yıldızların evrimini hayal etmek için gök cisminin yolunu ana dizide karakterize eden şemaya bakmak yeterlidir. Büyük yıldızların yoğunlaştığı yer burası olduğundan grafiğin üst kısmı nesnelerle daha az kalabalık görünüyor. Bu konum, kısa yaşam döngüleriyle açıklanmaktadır. Bugün bilinen yıldızlardan bazılarının kütlesi 70 milyondur. Kütlesi 100M üst sınırını aşan nesneler hiç oluşmayabilir.

Kütlesi 0,08M'den küçük olan gök cisimleri, termonükleer füzyonun başlaması için gerekli olan kritik kütleyi aşma yeteneğine sahip değildir ve ömürleri boyunca soğuk kalırlar. En küçük önyıldızlar küçülür ve gezegen benzeri cüceleri oluşturur.

Normal bir yıldıza (Güneşimiz) ve Jüpiter gezegenine kıyasla gezegenimsi bir kahverengi cüce

Dizinin alt kısmında, Güneşimizin kütlesine eşit ve biraz daha fazla kütleye sahip yıldızların hakim olduğu nesneler yoğunlaşmıştır. Ana dizinin üst ve alt kısımları arasındaki hayali sınır, kütlesi -1,5M olan nesnelerdir.

Yıldız evriminin sonraki aşamaları

Bir yıldızın durumunun gelişimi için seçeneklerin her biri, kütlesine ve yıldız maddesinin dönüşümünün gerçekleştiği süreye göre belirlenir. Ancak Evren çok yönlü ve karmaşık bir mekanizmadır, dolayısıyla yıldızların evrimi başka şekillerde de gerçekleşebilir.

Ana dizi boyunca ilerleyen, kütlesi yaklaşık olarak Güneş'in kütlesine eşit olan bir yıldızın üç ana rota seçeneği vardır:

1. hayatınızı sakin bir şekilde yaşayın ve Evrenin uçsuz bucaksız alanlarında huzur içinde dinlenin;
2. kırmızı dev aşamasına geçer ve yavaş yavaş yaşlanır;
3. beyaz cüceler kategorisine girer, süpernovaya dönüşür ve nötron yıldızına dönüşür.

Zamana, nesnelerin kimyasal bileşimine ve kütlelerine bağlı olarak ön yıldızların evrimi için olası seçenekler

Ana sekansın ardından dev aşama gelir. Bu zamana kadar yıldızın içindeki hidrojen rezervleri tamamen tükenir, nesnenin merkezi bölgesi bir helyum çekirdeğidir ve termonükleer reaksiyonlar nesnenin yüzeyine kaydırılır. Termonükleer füzyonun etkisi altında kabuk genişler, ancak helyum çekirdeğinin kütlesi büyür. Sıradan bir yıldız kırmızı bir deve dönüşüyor.

Dev evre ve özellikleri

Küçük kütleli yıldızlarda çekirdek yoğunluğu muazzam hale gelir ve yıldız maddesini dejenere göreceli bir gaza dönüştürür. Yıldızın kütlesi 0,26 M'den biraz fazlaysa, basınç ve sıcaklıktaki artış, nesnenin tüm merkezi bölgesini kapsayan helyum füzyonunun başlamasına yol açar. O zamandan bu yana yıldızın sıcaklığı hızla artıyor. Prosesin temel özelliği dejenere gazın genleşme kabiliyetinin olmamasıdır. Yüksek sıcaklığın etkisi altında, patlayıcı bir reaksiyonun eşlik ettiği yalnızca helyum fisyon hızı artar. Böyle anlarda bir helyum parlaması gözlemleyebiliriz. Cismin parlaklığı yüzlerce kat artar ama yıldızın ıstırabı devam eder. Yıldızın, tüm termodinamik süreçlerin helyum çekirdeğinde ve seyrekleştirilmiş dış kabukta meydana geldiği yeni bir duruma geçişi vardır.

Güneş tipi bir ana dizi yıldızının ve izotermal helyum çekirdeğine ve katmanlı bir nükleosentez bölgesine sahip bir kırmızı devin yapısı

Bu durum geçicidir ve sürdürülemez. Yıldız maddesi sürekli olarak karışırken, önemli bir kısmı çevredeki alana fırlatılarak gezegenimsi bir bulutsu oluşturur. Merkezde beyaz cüce adı verilen sıcak bir çekirdek kalır.

Yüksek kütleli yıldızlar için bu süreçler o kadar da yıkıcı değil. Helyum yanmasının yerini karbon ve silisyumun nükleer fisyon reaksiyonu alır. Sonunda yıldız çekirdeği yıldız demirine dönüşecek. Bir devin evresi yıldızın kütlesine göre belirlenir. Bir cismin kütlesi ne kadar büyük olursa merkezindeki sıcaklık o kadar düşük olur. Bu, karbon ve diğer elementlerin nükleer fisyon reaksiyonunu başlatmak için açıkça yeterli değildir.

Beyaz bir cücenin kaderi - bir nötron yıldızı veya bir kara delik

Beyaz cüce durumuna geçtikten sonra nesne son derece kararsız bir durumdadır. Durdurulan nükleer reaksiyonlar basınçta bir düşüşe neden olur, çekirdek çökme durumuna girer. Bu durumda açığa çıkan enerji, demirin helyum atomlarına bozunması için harcanır ve bu atomlar daha sonra protonlara ve nötronlara bozunur. Başlatılan süreç hızla gelişiyor. Bir yıldızın çöküşü, ölçeğin dinamik bölümünü karakterize eder ve saniyenin çok küçük bir kısmını alır. Nükleer yakıt kalıntılarının tutuşması patlayıcı bir şekilde meydana gelir ve saniyeden çok daha kısa bir sürede muazzam miktarda enerji açığa çıkar. Bu, nesnenin üst katmanlarını havaya uçurmak için oldukça yeterlidir. Beyaz cücenin son aşaması süpernova patlamasıdır.

Yıldızın çekirdeği çökmeye başlıyor (solda). Çökme bir nötron yıldızı oluşturur ve yıldızın dış katmanlarına (merkez) doğru bir enerji akışı yaratır. Bir süpernova patlaması sırasında bir yıldızın dış katmanlarının fırlatılması sonucu açığa çıkan enerji (sağda).

Geriye kalan süper yoğun çekirdek, birbirleriyle çarpışarak nötronları oluşturan bir proton ve elektron kümesi olacaktır. Evren yeni bir nesneyle, bir nötron yıldızıyla dolduruldu. Yüksek yoğunluk nedeniyle çekirdek dejenere olur ve çekirdeğin çökme süreci durur. Yıldızın kütlesi yeterince büyük olsaydı, yıldız maddesinin kalıntıları nihayet nesnenin merkezine düşüp bir kara delik oluşturana kadar çöküş devam edebilirdi.

Yıldızların evriminin son kısmının açıklanması

Normal denge yıldızları için anlatılan evrim süreçleri olası değildir. Ancak beyaz cücelerin ve nötron yıldızlarının varlığı, yıldız maddesinin sıkıştırılma süreçlerinin gerçek varlığını kanıtlıyor. Evrende bu tür nesnelerin az sayıda olması, onların varlığının geçici olduğunu gösterir. Yıldız evriminin son aşaması iki türden ardışık bir zincir olarak temsil edilebilir:

• normal yıldız - kırmızı dev - dış katmanların fırlatılması - beyaz cüce;
• büyük yıldız - kırmızı süperdev - süpernova patlaması - nötron yıldızı veya kara delik - yokluğu.

Yıldızların evrim şeması. Yıldızların yaşamının ana dizi dışında devam etmesi için seçenekler.

Devam eden süreçleri bilim açısından açıklamak oldukça zordur. Nükleer bilimciler, yıldız evriminin son aşamasında madde yorgunluğuyla karşı karşıya olduğumuz konusunda hemfikir. Uzun süreli mekanik, termodinamik etkinin bir sonucu olarak madde fiziksel özelliklerini değiştirir. Uzun vadeli nükleer reaksiyonlarla tükenen yıldız maddesinin yorgunluğu, dejenere elektron gazının ortaya çıkışını, bunun ardından nötronizasyonunu ve yok oluşunu açıklayabilir. Yukarıdaki süreçlerin tümü baştan sona giderse, yıldız maddesi fiziksel bir madde olmaktan çıkar - yıldız, geride hiçbir şey bırakmadan uzayda kaybolur.

Yıldızların doğduğu yer olan yıldızlararası kabarcıklar ve gaz ve toz bulutları, yalnızca kaybolan ve patlayan yıldızlar pahasına yenilenemez. Evren ve galaksiler dengededir. Sürekli bir kütle kaybı var, dış uzayın bir kısmında yıldızlararası uzayın yoğunluğu azalıyor. Sonuç olarak Evrenin başka bir yerinde yeni yıldızların oluşması için koşullar yaratılıyor. Başka bir deyişle, şema işe yarıyor: Evrenin bir yerinde belirli bir miktar madde kaybolmuşsa, aynı miktarda madde farklı bir biçimde başka bir yerde ortaya çıkıyor.

Nihayet

Yıldızların evrimini inceleyerek, Evrenin, maddenin bir kısmının yıldızların yapı malzemesi olan hidrojen moleküllerine dönüştürüldüğü dev bir seyreltilmiş çözüm olduğu sonucuna varıyoruz. Diğer kısım ise maddi duyumlar alanından kaybolarak uzaya karışır. Bu anlamda kara delik, tüm maddelerin antimaddeye geçiş noktasıdır. Özellikle yıldızların evrimi incelenirken yalnızca nükleer, kuantum fiziği ve termodinamik yasalarına güveniliyorsa, olup bitenlerin anlamını tam olarak anlamak oldukça zordur. Göreceli olasılık teorisi, bir enerjinin diğerine, bir durumdan diğerine dönüştürülmesine izin veren uzayın eğriliğine izin veren bu konunun incelenmesiyle ilişkilendirilmelidir.

Bir yıldızın iç yaşamı iki kuvvetin etkisiyle düzenlenir: Yıldıza karşı gelen ve onu tutan çekim kuvveti ve çekirdekte meydana gelen nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan kuvvet. Tam tersine yıldızı uzak uzaya “itme” eğilimindedir. Oluşum aşamaları sırasında yoğun ve sıkıştırılmış bir yıldız, yerçekiminin güçlü etkisi altındadır. Sonuç olarak güçlü bir ısınma meydana gelir, sıcaklık 10-20 milyon dereceye ulaşır. Bu, hidrojenin helyuma dönüşmesi sonucunda nükleer reaksiyonları başlatmak için yeterlidir.

Daha sonra uzun bir süre boyunca iki kuvvet birbirini dengeler ve yıldız kararlı bir duruma gelir. Çekirdeğin nükleer yakıtı yavaş yavaş tükendiğinde, yıldız kararsızlık aşamasına girer, iki kuvvet karşı çıkar. Bir yıldız için kritik bir an gelir ve çeşitli faktörler devreye girer - sıcaklık, yoğunluk, kimyasal bileşim. Önce yıldızın kütlesi gelir, bu gök cisminin geleceği buna bağlıdır - ya yıldız bir süpernova gibi parlar ya da beyaz bir cüceye, bir nötron yıldızına ya da bir kara deliğe dönüşür.

Hidrojen nasıl tükenir?

Gök cisimleri arasında yalnızca çok büyük olanlar (Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 80 katı) yıldız haline gelir, daha küçük olanlar (Jüpiter'in yaklaşık 17 katı kadar küçük) gezegen olur. Ayrıca orta kütleli cisimler de vardır, bunlar gezegen sınıfına ait olamayacak kadar büyüktür ve yıldızların karakteristik nükleer reaksiyonlarının derinliklerinde gerçekleşmesi için çok küçük ve soğuktur.

Koyu renkli bu gök cisimlerinin parlaklığı zayıftır, gökyüzünde ayırt edilmeleri oldukça zordur. Onlara "kahverengi cüceler" denir.

Böylece yıldızlararası gazdan oluşan bulutlardan bir yıldız oluşur. Daha önce de belirtildiği gibi, yıldız oldukça uzun bir süre dengeli bir durumda kalır. Daha sonra istikrarsızlık dönemi gelir. Yıldızın sonraki kaderi çeşitli faktörlere bağlıdır. Kütlesi 0,1 ila 4 güneş kütlesi arasında olan varsayımsal küçük bir yıldız düşünün. Düşük kütleli yıldızların karakteristik bir özelliği, iç katmanlarda konveksiyonun olmamasıdır; Yıldızı oluşturan maddeler, büyük kütleli yıldızlarda olduğu gibi karışmaz.

Bu, çekirdekteki hidrojen bittiğinde dış katmanlara bu elementin yeni bir kaynağının olmayacağı anlamına gelir. Yanan hidrojen helyuma dönüşür. Yavaş yavaş çekirdek ısınıyor, yüzey katmanları kendi yapılarını istikrarsızlaştırıyor ve yıldız, D-R diyagramından da görülebileceği gibi yavaş yavaş Ana Dizi aşamasından çıkıyor. Yeni aşamada yıldızın içindeki madde yoğunluğu artar, çekirdeğin bileşimi “bozulur”, bunun sonucunda özel bir tutarlılık ortaya çıkar. Normal maddeden farklıdır.

Maddenin modifikasyonu

Madde değiştiğinde basınç sıcaklığa değil, yalnızca gazların yoğunluğuna bağlıdır.

Hertzsprung-Russell diyagramında yıldız sağa ve sonra yukarıya kayarak kırmızı dev bölgesine yaklaşıyor. Boyutları önemli ölçüde artar ve bu nedenle dış katmanların sıcaklığı düşer. Kırmızı devin çapı yüz milyonlarca kilometreye ulaşabilir. Bizimki bu aşamaya girdiğinde “yutacak” ya da Venüs'ü, eğer Dünya'yı ele geçiremezse o kadar ısıtacak ki gezegenimizdeki yaşam sona erecek.

Bir yıldızın evrimi sırasında çekirdeğinin sıcaklığı artar. Önce nükleer reaksiyonlar meydana gelir, ardından optimum sıcaklığa ulaşıldığında helyum erir. Bu gerçekleştiğinde çekirdek sıcaklığındaki ani artış bir patlamaya neden olur ve yıldız hızla H-R diyagramının sol tarafına doğru hareket eder. Buna "helyum flaşı" denir. Bu sırada helyum içeren çekirdek, çekirdeği çevreleyen kabuğun bir parçası olan hidrojenle birlikte yanıyor. G-P diyagramında bu kademe yatay çizgi boyunca sağa doğru gidilerek sabitlenir.

Evrimin son aşamaları

Helyumun karbona dönüşümü sırasında çekirdek değişir. Sıcaklığı, (eğer yıldız büyükse) karbon yanmaya başlayana kadar artar. Yeni bir salgın var. Her durumda, bir yıldızın evriminin son aşamalarında, kütlesinde önemli bir kayıp olduğu fark edilir. Bu, yıldızın dış katmanlarının büyük bir kabarcık gibi patladığı bir patlama sırasında yavaş yavaş veya aniden gerçekleşebilir. İkinci durumda, gezegenimsi bir bulutsu oluşur - uzayda saniyede birkaç on, hatta yüzlerce kilometre hızla yayılan küresel bir kabuk.

Bir yıldızın nihai kaderi, içinde olup biten her şeyden sonra kalan kütleye bağlıdır. Tüm dönüşümler ve patlamalar sırasında çok fazla madde fırlatırsa ve kütlesi 1,44 güneş kütlesini geçmezse yıldız beyaz cüceye dönüşür. Bu rakama Pakistanlı astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar'ın anısına "Chandra-sekara limiti" adı verilmektedir. Bu, çekirdekteki elektronların basıncı nedeniyle felaketle sonuçlanmayacak bir yıldızın maksimum kütlesidir.

Dış katmanların patlamasından sonra yıldızın çekirdeği kalır ve yüzey sıcaklığı çok yüksektir - yaklaşık 100.000 °K. Yıldız, G-R diyagramının sol kenarına doğru hareket eder ve aşağı iner. Boyutu küçüldükçe parlaklığı azalır.

Yıldız yavaş yavaş beyaz cücelerin bölgesine ulaşıyor. Bunlar küçük çaplı yıldızlardır (bizimki gibi), ancak çok yüksek yoğunlukla, suyun yoğunluğunun bir buçuk milyon katıyla karakterize edilirler. Beyaz cüceyi oluşturan malzemenin bir santimetreküpü Dünya'da yaklaşık bir ton ağırlığındadır!

Beyaz cüce, bir yıldızın evrimindeki işaret fişeklerinin olmadığı son aşamayı temsil eder. Yavaş yavaş soğuyor.

Bilim adamları, beyaz cücenin sonunun çok yavaş geçtiğine inanıyor, her halükarda, Evrenin varlığının başlangıcından bu yana, tek bir beyaz cücenin "termal ölümden" muzdarip olmadığı görülüyor.

Eğer yıldız büyükse ve kütlesi Güneş'ten büyükse süpernova gibi patlayacaktır. Patlama sırasında bir yıldız tamamen veya kısmen yok olabilir. İlk durumda yıldızın artık maddelerini içeren bir gaz bulutu bırakacaktır. İkincisinde, en yüksek yoğunluğa sahip bir gök cismi kalır - bir nötron yıldızı veya bir kara delik.

Evrenin bir yerinde yeterli miktarda madde birikirse, yoğun bir yığın halinde büzülür ve burada termonükleer bir reaksiyon başlar. Yıldızlar bu şekilde parlıyor. İlki, 13,7 milyar (13,7 * 10 9) yıl önce genç Evrenin ve Güneşimizin karanlığında - yalnızca 4,5 milyar yıl kadar önce - alevlendi. Bir yıldızın ömrü ve bu süre sonunda meydana gelen olaylar yıldızın kütlesine bağlıdır.

Yıldızda hidrojeni helyuma dönüştüren termonükleer reaksiyon devam ettiği sürece ana dizidedir. Bir yıldızın ana dizide geçirdiği süre kütleye bağlıdır: en büyük ve en ağır olanlar hızla kırmızı dev aşamasına ulaşır ve ardından bir süpernova patlaması veya beyaz cüce oluşumu sonucu ana diziyi terk eder.

Devlerin kaderi

En büyük ve en büyük yıldızlar hızla söner ve süpernova şeklinde patlar. Bir süpernova patlamasından sonra, bir nötron yıldızı veya bir kara delik kalır ve etraflarında, patlamanın muazzam enerjisi tarafından dışarı atılan ve daha sonra yeni yıldızların malzemesi haline gelen madde bulunur. En yakın yıldız komşularımızdan Betelgeuse gibi bir kader bizi bekliyor, ancak patladığında hesaplamak imkansız.

Bir süpernova patlaması sonucu maddenin dışarı fırlaması sonucu oluşan bir bulutsu. Bulutsunun merkezinde bir nötron yıldızı bulunmaktadır.

Nötron yıldızı korkunç bir fiziksel olaydır. Patlayan bir yıldızın çekirdeği, içten yanmalı bir motordaki gaza benzer şekilde sıkıştırılır, ancak çok büyük ve verimli bir motorda: yüzbinlerce kilometre çapında bir top, çapı 10 ila 20 kilometre arasında bir topa dönüşür. . Sıkıştırma kuvveti o kadar büyüktür ki elektronlar atom çekirdeğinin üzerine düşerek nötronlar oluşturur; adı da buradan gelir.

NASA Nötron yıldızı (sanatçının vizyonu)

Böyle bir sıkıştırma altında maddenin yoğunluğu yaklaşık 15 kat artar ve sıcaklık, nötron yıldızının merkezinde hayal edilemeyecek derecede 1012 K'ye, çevresinde ise 1.000.000 K'ye yükselir. Bu enerjinin bir kısmı foton radyasyonu şeklinde yayılır, bir kısmı da nötron yıldızının çekirdeğinde oluşan nötrinolar tarafından taşınır. Ancak çok etkili nötrino soğutması nedeniyle bile bir nötron yıldızı çok yavaş soğur: Enerjinin tamamen tükenmesi 10 16, hatta 10 22 yıl alır. Soğumuş bir nötron yıldızının yerinde ne kalacağını söylemek zor ama gözlemlemek imkansız: Dünya bunun için çok genç. Soğumuş bir yıldızın yerinde yeniden bir kara deliğin oluştuğu varsayımı var.

Kara delikler, süpernova patlamaları gibi çok büyük nesnelerin yerçekimsel çöküşüyle ​​yaratılır. Belki trilyonlarca yıl sonra soğuyan nötron yıldızları kara deliklere dönüşecek.

Orta ölçekli yıldızların kaderi

Diğer, daha az kütleli yıldızlar, ana dizide en büyük olanlardan daha uzun süre kalırlar, ancak oradan ayrıldıklarında nötron akrabalarından çok daha hızlı ölürler. Evrendeki yıldızların %99'undan fazlası asla patlamayacak ve kara deliklere veya nötron yıldızlarına dönüşmeyecek; çekirdekleri bu tür kozmik dramalar için çok küçük. Bunun yerine, orta kütleli yıldızlar yaşamlarının sonunda kırmızı devlere dönüşürler, onlar da kütlelerine bağlı olarak beyaz cücelere dönüşür, patlar, tamamen dağılır veya nötron yıldızlarına dönüşürler.

Beyaz cüceler artık evrendeki yıldız nüfusunun %3 ila 10'unu oluşturuyor. Sıcaklıkları çok yüksektir - 20.000 K'den fazla, Güneş yüzeyinin sıcaklığının üç katından fazla - ancak yine de nötron yıldızlarınınkinden daha düşüktür ve daha düşük sıcaklık ve daha geniş alan nedeniyle beyaz cüceler daha hızlı soğur - 10 yılda. 14 - 10 15 yıl. Bu, önümüzdeki 10 trilyon yıl içinde - evrenin şimdikinden bin kat daha yaşlı olacağı - evrende yeni bir tür nesnenin ortaya çıkacağı anlamına geliyor: beyaz cücenin soğuyan bir ürünü olan siyah cüce.

Şu ana kadar uzayda hiç siyah cüce yok. Bugüne kadar soğuyan en yaşlı yıldızlar bile enerjilerinin maksimum %0,2'sini kaybetmiştir; sıcaklığı 20.000 K olan bir beyaz cüce için bu, 19.960 K'ye kadar soğuma anlamına gelir.

Küçükler için

En yakın komşumuz kırmızı cüce Proxima Centauri gibi en küçük yıldızların soğuması durumunda ne olacağı hakkında, süpernovalar ve kara cüceler hakkında olduğundan daha az şey biliniyor. Çekirdeklerindeki termonükleer füzyon yavaştır ve ana dizide diğerlerinden daha uzun süre kalırlar - bazı hesaplamalara göre 10 12 yıla kadar ve bundan sonra muhtemelen hayatlarını beyaz cüce olarak sürdürecekler yani Kara cüceye dönüşmeden önce 10 14 - 10 15 yıl daha parlayacak.

Astronomide yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı boyunca, yani yüz binlerce, milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ışık ve ısı yayarken geçirdiği değişimlerin dizisidir. bu kadar devasa zaman dilimlerinde değişiklikler çok önemlidir.

Bir yıldızın evrimi, yıldız beşiği olarak da adlandırılan dev bir moleküler bulutta başlar. Galaksideki "boş" alanın çoğu aslında cm3 başına 0,1 ila 1 molekül içerir. Öte yandan bir moleküler bulutun yoğunluğu cm3 başına yaklaşık bir milyon moleküldür. Böyle bir bulutun kütlesi, büyüklüğü nedeniyle Güneş'in kütlesini 100.000-10.000.000 kat aşıyor: çapı 50 ila 300 ışık yılı arasında.

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

Bulut, yerel galaksinin merkezi etrafında serbestçe dolaştığı sürece hiçbir şey olmaz. Bununla birlikte, yerçekimi alanının homojen olmaması nedeniyle, içinde yerel kütle konsantrasyonlarına yol açan rahatsızlıklar ortaya çıkabilir. Bu tür tedirginlikler bulutun yerçekimsel çökmesine neden olur. Buna yol açan senaryolardan biri de iki bulutun çarpışmasıdır. Çökmeye neden olan diğer bir olay da bir bulutun sarmal gökadanın yoğun kolundan geçmesi olabilir. Ayrıca kritik bir faktör, şok dalgasının moleküler bulutla büyük bir hızla çarpışacağı yakındaki bir süpernovanın patlaması olabilir. Ek olarak, galaksilerin her birindeki gaz bulutları çarpışma nedeniyle sıkıştığından, yıldız oluşumu patlamasına neden olabilecek bir galaksi çarpışması da mümkündür. Genel olarak bulutun kütlesine etki eden kuvvetlerdeki herhangi bir homojensizlik, yıldız oluşum sürecini tetikleyebilir.

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

Bu süreçte moleküler bulutun homojen olmayan kısımları kendi yerçekiminin etkisi altında sıkışacak ve yavaş yavaş bir top şeklini alacaktır. Sıkıştırıldığında yerçekimi enerjisi ısıya dönüşür ve nesnenin sıcaklığı artar.

Merkezdeki sıcaklık 15-20 milyon K'ye ulaştığında termonükleer reaksiyonlar başlar ve sıkıştırma durur. Nesne tam teşekküllü bir yıldız haline gelir.

Bir yıldızın evriminin sonraki aşamaları neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldızın evriminin en sonunda kimyasal bileşimi rolünü oynayabilir.

Bir yıldızın yaşamının ilk aşaması güneşinkine benzer; hidrojen döngüsünün reaksiyonları hakimdir.

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

Küçük ve soğuk kırmızı cüceler, hidrojen rezervlerini yavaşça yakar ve on milyarlarca yıl boyunca ana dizide kalırken, büyük süperdevler, oluşumlarından yalnızca birkaç on milyon (ve bazıları yalnızca birkaç milyon) yıl sonra ana diziyi terk ederler.

Şu anda, içlerindeki hidrojen kaynağının tükenmesinden sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin 13,8 milyar yaşında olması, bu tür yıldızlardaki hidrojen yakıtının tükenmesi için yeterli olmadığından, mevcut teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar simülasyonlarına dayanmaktadır.

Teorik kavramlara göre, bazı hafif yıldızlar maddelerini kaybederek (yıldız rüzgarı) yavaş yavaş buharlaşacak ve giderek küçülecek. Diğerleri, yani kırmızı cüceler, milyarlarca yıl boyunca yavaş yavaş soğuyacak ve elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecek.

Güneş gibi orta büyüklükteki yıldızlar ortalama 10 milyar yıl boyunca anakolda kalırlar.

Güneş'in yaşam döngüsünün ortasında olması nedeniyle hala üzerinde olduğuna inanılıyor. Yıldız, çekirdekteki hidrojen kaynağını tükettiği anda ana diziden ayrılır.

Yıldız, çekirdekteki hidrojen kaynağını tükettiği anda ana diziden ayrılır.

İç kütle çekimini dengelemek için füzyon reaksiyonlarının yarattığı basınç olmadan, yıldız, oluşum sürecinde daha önce olduğu gibi yeniden büzülmeye başlar.

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

Çökme, yaklaşık 100 milyon K sıcaklıkta, helyumun daha ağır elementlere (helyumun karbona, karbonun oksijene, oksijenin silikona ve son olarak silikonun demire) dönüştüğü helyum içeren termonükleer reaksiyonlar başlayana kadar devam eder.

Çökme, yaklaşık 100 milyon K sıcaklıkta helyum içeren termonükleer reaksiyonlar başlayana kadar devam eder.

Yeni bir seviyede devam eden maddenin termonükleer "yanması", yıldızın korkunç bir şekilde genişlemesine neden olur. Yıldız "şişir", çok "gevşek" hale gelir ve boyutu yaklaşık 100 kat artar.

Yıldız kırmızı bir deve dönüşür ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl devam eder.

Bundan sonra ne olacağı aynı zamanda yıldızın kütlesine de bağlıdır.

Orta büyüklükteki yıldızlarda, helyumun termonükleer yanma reaksiyonu, yıldızın dış katmanlarının patlayıcı bir şekilde fırlatılmasına yol açabilir ve onlardan oluşur. gezegenimsi bulutsu. Termonükleer reaksiyonların durduğu yıldızın çekirdeği soğur ve kural olarak 0,5-0,6 güneş kütlesine kadar bir kütleye ve Dünya'nın çapı kadar bir çapa sahip bir helyum beyaz cücesine dönüşür.

Büyük ve süper kütleli yıldızlar için (kütlesi beş güneş kütlesi veya daha fazla olan), yerçekimsel sıkıştırma arttıkça çekirdeklerinde meydana gelen süreçler bir patlamaya yol açar. süpernova Muazzam bir enerjinin serbest bırakılmasıyla. Patlamaya, yıldızın maddesinin önemli bir kütlesinin yıldızlararası uzaya fırlatılması eşlik ediyor. Bu madde ayrıca yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumunda rol oynar. Süpernovalar sayesinde bir bütün olarak Evren ve özellikle de her galaksi kimyasal olarak gelişir. Patlamadan sonra kalan yıldızın çekirdeği, eğer yıldızın daha sonraki aşamalardaki kütlesi Chandrasekhar sınırını (1,44 güneş kütlesi) aşarsa, bir nötron yıldızı (pulsar) olarak evrimini sonlandırabilir veya kütle, eğer kütle Chandrasekhar sınırını (1,44 güneş kütlesi) aşarsa, bir kara delik olarak evrimini sonlandırabilir. Yıldızın Oppenheimer-Volkov sınırını aştığı (tahmini değerler 2,5-3 güneş kütlesi).

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

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