Yıldızların doğuşu ve evrimi: Evrenin dev fabrikası. Kesin bilim ve görelilik teorisi açısından yıldızların evrimi

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

Gezegenimiz ve hepimiz armatürümüze bağlıyız. Güneş, sıcaklığıyla bizi ne kadar memnun edecek, güneş sistemine hayat verecek? Milyonlarca, milyarlarca yıl sonra gelecekte bizi neler bekliyor? Bu bakımdan astronomik nesnelerin evrim aşamalarının neler olduğu, yıldızların nereden geldiği ve bu harika armatürlerin gece gökyüzündeki ömrünün nasıl sona erdiği hakkında daha fazla bilgi edinmek merak ediliyor.

Yıldızların kökeni, doğuşu ve evrimi

Samanyolu galaksimizde ve tüm Evrende yaşayan yıldızların ve gezegenlerin evrimi çoğunlukla iyi anlaşılmıştır. Uzayda, uzay nesnelerinin kökenini anlamaya yardımcı olan fizik yasaları sarsılmazdır. 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. Büyük mesafeler evrenin sabit olduğu yanılsamasını yaratır. Uzaklarda parıldayan bir yıldız milyarlarca yıldır bizim için parlıyor, o zaman artık var olmayabilir.

Galaksinin ve yıldızların evrimi teorisi, Büyük Patlama 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 inceleyerek 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 dizildiklerini, bu dev ısı kaynaklarının ne kadar çabuk tükendiğini, yıldız gelişim aşamalarının neler olduğunu ve bu parlak yaşamın sonunun sessiz ve loş mu yoksa ışıltılı mı olacağını detaylı bir şekilde anlamamızı sağlayacak. patlayıcı.

Büyük Patlama'dan sonra en küçük parçacıklar, trilyonlarca yıldızın "doğum hastanesi" haline gelen yıldızlararası bulutları oluşturdu. Tüm yıldızların aynı anda daralma ve genişleme sonucu doğması karakteristiktir. Kozmik gaz bulutlarındaki sıkışma, kendi yerçekiminin etkisi altında ve civardaki yeni yıldızlarda benzer süreçlerin etkisi altında ortaya çıktı. Genişleme, yıldızlararası gazın iç basıncından ve gaz bulutunun içindeki manyetik alanlardan kaynaklandı. Bu durumda bulut, kütle merkezinin etrafında serbestçe dönmektedir.

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

Fiziksel güçlerin karşılaşmasında, enerjinin salınmasından kaynaklanan ışık gaz bulutuna nüfuz etmediği için 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 sıkıştırılır, yerçekimi çekim kuvvetlerinin etkisi parçacıkların yıldız maddesi oluşturmaya başlamasına yol açar. Gaz birikimi yoğun olduğunda yoğun sıkıştırma yıldız kümelerinin oluşmasına neden olur. Gaz bulutunun boyutu küçük olduğunda, sıkıştırma tek bir yıldızın oluşmasına yol açar.

Olan bitenin kısa bir açıklaması, gelecekteki armatürün iki aşamadan geçmesidir - bir protostar durumuna hızlı ve yavaş sıkıştırma. Basit ve anlaşılır bir dille ifade etmek gerekirse hızlı büzülme, yıldız maddesinin önyıldızın merkezine doğru düşmesidir. Yavaş kasılma, protostarın oluşan merkezinin arka planında zaten meydana geliyor. Sonraki yüzbinlerce yıl boyunca yeni oluşumun boyutu küçülür ve yoğunluğu milyonlarca kat artar. Yavaş yavaş, yıldız maddesinin yüksek yoğunluğu nedeniyle ön yıldız opak hale gelir ve devam eden sıkıştırma, iç reaksiyon mekanizmasını tetikler. İç basınç ve sıcaklıkların artması, kendi ağırlık merkezinin gelecekteki yıldızının oluşmasına yol açar.

Bu durumda, önyıldız milyonlarca yıl boyunca kalır, yavaş yavaş ısı yayar ve giderek küçülerek boyutu küçülür. Sonuç olarak, yeni bir yıldızın hatları ortaya çıkıyor ve maddesinin yoğunluğu, suyun yoğunluğuyla karşılaştırılabilir 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 değil, plazma formundadır.

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. O andan itibaren enerji yayan yeni yıldız kütle kaybetmeye başlar.

Bir yıldızın oluşumunun yukarıdaki versiyonu, evrimin ilk aşamasını ve bir yıldızın doğuşunu tanımlayan sadece ilkel bir şemadır. Bugün galaksimizdeki ve Evrendeki bu tür süreçler, yıldız malzemesinin yoğun tükenmesi nedeniyle neredeyse farkedilemez. Galaksimizin tüm bilinçli gözlem tarihi boyunca, yalnızca yeni yıldızların tek tek ortaya çıkışı kaydedildi. Evren ölçeğinde bu rakam yüzlerce, binlerce kat arttırılabilir.

Yaşamlarının büyük bölümünde ön yıldızlar bir toz kabuğu tarafından insan gözünden gizlenir. Çekirdekten gelen radyasyon yalnızca kızılötesi aralıkta gözlemlenebilir; bu, 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 bizden uzak diğer köşelerinde de mevcut olan kompakt kaynaklar olduğu ortaya çıktı. Kızılötesi radyasyona ek olarak, yeni yıldızların doğum yerleri yoğun radyo sinyalleriyle işaretlenir.

Çalışma süreci ve yıldızların evrim şeması

Yıldızları tanıma sürecinin tamamı birkaç aşamaya ayrılabilir. Başlangıçta yıldıza olan mesafeyi belirlemelisiniz. Yıldızın bizden ne kadar uzakta olduğu, ışığın ondan ne kadar süre geldiği hakkındaki bilgiler, bunca zaman zarfında yıldızın başına neler geldiğine dair fikir veriyor. Bir kişi uzak yıldızlara olan mesafeyi ölçmeyi öğrendikten sonra, yıldızların aynı güneşler olduğu, yalnızca farklı boyutlarda ve farklı kaderlere sahip olduğu ortaya çıktı. Yıldıza olan mesafe bilindiğinde, yıldızın termonükleer füzyon süreci, ışık seviyesi ve yayılan enerji miktarı ile takip edilebilir.

Yıldıza olan mesafeyi belirledikten sonra spektral analiz kullanarak yıldızın kimyasal bileşimini hesaplamak, yapısını ve yaşını öğrenmek mümkündür. Spektrografın ortaya çıkışı sayesinde bilim adamları yıldızların ışığının doğasını inceleme fırsatı buldular. Bu cihaz, bir yıldızın varlığının farklı aşamalarında sahip olduğu yıldız maddesinin gaz bileşimini belirleyebilir ve ölçebilir.

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

Yıldız maddesi gezegenimizle aynı kimyasal elementlerden (demire kadar) oluşur. Fark yalnızca belirli elementlerin sayısında ve Güneş'te ve Dünya'nın gökkubbesinin içinde meydana gelen süreçlerdedir. Yıldızları evrendeki diğer nesnelerden ayıran şey budur. Yıldızların kökeni de başka bir fiziksel disiplin olan kuantum mekaniği bağlamında ele alınmalıdır. 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 büyük bir kısmı yalnızca iki elementten oluşuyor: hidrojen ve helyum. Bir yıldızın yapısını açıklayan teorik bir model, onların yapısını ve diğer uzay nesnelerinden temel farkını anlamayı mümkün kılacaktır.

Ana özellik, Evrendeki birçok nesnenin belirli bir boyuta ve şekle sahip olması, buna karşın bir yıldızın geliştikçe boyutunu değiştirebilmesidir. Sıcak gaz, birbirine zayıf bağlı atomların birleşimidir. Bir yıldızın oluşumundan milyonlarca yıl sonra yıldız maddesinin yüzey tabakası soğumaya başlar. Bir yıldız, enerjisinin çoğunu, boyutu azalarak veya artarak uzaya verir. Isı ve enerjinin transferi yıldızın iç bölgelerinden yüzeye doğru meydana gelir ve bu da radyasyonun yoğunluğunu etkiler. Başka bir deyişle, aynı yıldız varlığının farklı dönemlerinde farklı görünür. Hidrojen döngüsü reaksiyonlarına dayanan termonükleer süreçler, hafif hidrojen atomlarının daha ağır elementlere (helyum ve karbon) dönüştürülmesine katkıda bulunur. Astrofizikçiler ve nükleer bilim adamlarına göre böyle bir termonükleer reaksiyon, açığa çıkan ısı miktarı açısından en verimli olanıdır.

Böyle bir reaktörün patlamasıyla çekirdeğin nükleer füzyonu neden bitmiyor? Mesele şu ki, içindeki yerçekimi alanının kuvvetleri yıldız maddesini sabit 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, gezegenimizi şimdi olduğu gibi ısıtıyordu. Sonuç olarak, yayılan ısı ve güneş enerjisinin ölçeği devasa olmasına rağmen (saniyede 3-4 milyon tondan fazla) yıldızımız pek değişmedi.

Yıldızımızın var olduğu yıllar içerisinde ne kadar ağırlık kaybettiğini hesaplamak kolaydır. Bu çok büyük bir rakam olacak, ancak devasa 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. Gök cisminin dönüşümünün uzun son yolculuğu başladı.

Evrende oluşan armatürler başlangıçta en yaygın üç türe ayrılır:

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

Kütlesi düşük yıldızlar (cüceler) hidrojen rezervlerini yavaş yavaş yakarlar ve hayatlarını oldukça sakin yaşarlar.

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

Yıldızların kökeni teorisine göre evrende yıldızların oluşum süreci henüz sona ermemiştir. Galaksimizin en parlak yıldızları Güneş'e kıyasla sadece en büyük değil aynı zamanda en genç yıldızlardır. Astrofizikçiler ve gökbilimciler bu tür yıldızlara mavi süperdevler adını verirler. Sonunda trilyonlarca yıldızın yaşadığı kaderin aynısıyla karşılaşacaklar. Önce hızlı bir doğum, parlak ve coşkulu bir yaşam, ardından yavaş yavaş bir zayıflama dönemi gelir. Güneş büyüklüğündeki yıldızların ana dizide (ortasında) yer almaları nedeniyle uzun bir yaşam döngüsü vardır.

Bir yıldızın kütlesine ilişkin verileri kullanarak onun evrimsel gelişim yolunu varsayabiliriz. Bu teorinin açık bir örneği yıldızımızın evrimidir. Hiçbir şey kalıcı değil. Termonükleer füzyon sonucunda hidrojen helyuma dönüştürülür, dolayısıyla başlangıç ​​rezervleri tüketilir ve azalır. Bir gün, çok yakında bu rezervler tükenecek. Güneşimizin boyutunu değiştirmeden 5 milyar yıldan fazla bir süre boyunca parlamaya devam ettiği gerçeğine bakılırsa, bir yıldızın olgun yaşı hala yaklaşık aynı süre devam edebilir.

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. Böyle bir duruma, yıldızın üst katmanlarındaki termonükleer reaksiyonların geçişinden kaynaklanabilecek bir çöküş denir. Yüksek basıncın bir sonucu olarak helyum içeren termonükleer reaksiyonlar başlatılır.

Yıldızın bu kısmındaki hidrojen ve helyum rezervleri milyonlarca yıl yetecek. Hidrojen rezervlerinin tükenmesi, radyasyon yoğunluğunun artmasına, zarfın boyutunun ve yıldızın kendisinin boyutunun artmasına yol açması çok uzun sürmeyecek. Sonuç olarak Güneşimiz çok büyüyecek. Bu resmi on milyarlarca yıl sonra hayal edersek, 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.

Böyle bir dönüşümün sonucunda 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 ve patlayıcı reaksiyonlar olmadan sakin bir şekilde gerçekleşecektir. Beyaz cüce uzun bir süre yanarak yanarak ölecek.

Yıldızın başlangıçta güneş kütlesinden 1,4 kat daha büyük bir kütleye sahip olduğu durumlarda beyaz cüce son aşama olmayacak. Yıldızın içindeki büyük kütle ile yıldız maddesinin sıkışma süreçleri atomik, 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 büyük kütleli bir yıldızla ilgilenirsek, evrimin son aşaması başka biçimlere bürünür. Devasa bir yıldızın kaderi, keşfedilmemiş doğası ve öngörülemeyen davranışı olan bir nesne olan bir kara deliktir. Yıldızın devasa kütlesi, yerçekimi kuvvetlerinde artışa katkıda bulunarak sıkıştırma kuvvetlerini harekete geçirir. Bu süreci durdurmak mümkün değil. Maddenin yoğunluğu sonsuzluğa dönüşene kadar büyür ve tekil bir uzay oluşturur (Einstein'ın görelilik teorisi). Böyle bir yıldızın yarıçapı sonunda sıfır olacak ve uzayda bir kara delik haline gelecektir. Uzayda alanın büyük bir kısmı büyük ve süper kütleli yıldızlar tarafından işgal edilmiş olsaydı, çok daha fazla kara delik olurdu.

Kırmızı bir devin bir nötron yıldızına veya bir kara deliğe dönüşümü sırasında, Evrenin benzersiz bir fenomeni - yeni bir kozmik nesnenin doğuşunu - deneyimleyebileceğini belirtmekte fayda var.

Bir süpernovanın doğuşu, yıldızların evrimindeki en etkileyici 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. Harcanan hidrojen rezervleri, helyum ve karbonun termonükleer füzyon sürecine dahil olmasına yol açmaktadır. Bu reaksiyon sonucunda basınç yeniden yükselir ve yıldızın merkezinde demir bir çekirdek oluşur. En güçlü yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında kütle merkezi yıldızın orta kısmına kayar. Çekirdek o kadar ağırlaşır ki kendi yerçekimine karşı koyamaz. Sonuç olarak çekirdekte hızlı bir genişleme başlar ve bu da ani bir patlamaya yol açar. Bir süpernovanın doğuşu bir patlamadır, canavarca bir kuvvetin şok dalgasıdır, Evrenin uçsuz bucaksız alanlarında parlak bir parıltıdır.

Unutulmamalıdır ki Güneşimiz çok büyük bir yıldız değil, dolayısıyla böyle bir kader onu tehdit etmiyor ve gezegenimiz böyle bir finalden korkmamalı. Çoğu durumda, süpernova patlamaları uzak galaksilerde meydana gelir ve bu onların oldukça nadir tespit edilmesinin nedenidir.

Nihayet

Yıldızların evrimi on milyarlarca yıla yayılan bir süreçtir. Devam eden süreçlere dair anlayışımız sadece matematiksel ve fiziksel bir model, bir teoridir. Dünya zamanı, Evrenimizin yaşadığı devasa bir zaman döngüsünün yalnızca bir anıdır. Biz ancak milyarlarca yıl önce olanları gözlemleyebilir ve gelecek nesil dünyalıların nelerle karşılaşabileceğini tahmin edebiliriz.

Herhangi bir sorunuz varsa - bunları makalenin altındaki yorumlara bırakın. Biz veya ziyaretçilerimiz bunlara cevap vermekten mutluluk duyacağız.

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 dönmesi belirli fakat temel olmayan bir rol oynayabilir. 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 düzgün 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. T c 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. T c. 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 olarak 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 olan 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.

> Bir yıldızın yaşam döngüsü

Tanım yıldızların yaşamı ve ölümü: fotoğraflı evrim aşamaları, moleküler bulutlar, ilk yıldız, T Boğa, ana dizi, kırmızı dev, beyaz cüce.

Bu dünyadaki her şey gelişiyor. Her döngü doğumla başlar, büyümeyle başlar ve ölümle biter. Elbette yıldızların bu döngüleri özel bir şekilde vardır. Örneğin daha geniş bir zaman dilimine sahip olduklarını ve milyonlarca, milyarlarca yılla ölçüldüğünü hatırlayalım. Ayrıca ölümleri de bazı sonuçlar doğurur. Nasıl görünüyor yıldızların yaşam döngüsü?

Bir yıldızın ilk yaşam döngüsü: Moleküler bulutlar

Bir yıldızın doğuşuyla başlayalım. Evrende hiçbir değişime uğramadan kolayca var olabilen devasa bir soğuk moleküler gaz bulutu hayal edin. Fakat birdenbire çok uzakta olmayan bir süpernova patlıyor ya da başka bir bulutla çarpışıyor. Bu itme nedeniyle yıkım süreci devreye girer. Her biri kendi içine çekilen küçük parçalara bölünmüştür. Zaten anladığınız gibi tüm bu gruplar yıldız olmaya hazırlanıyor. Yerçekimi sıcaklığı ısıtır ve depolanan momentum dönüşün devam etmesini sağlar. Alttaki diyagram, yıldızların döngüsünü (yaşamı, gelişim aşamaları, dönüşüm seçenekleri ve bir gök cisminin ölümü) bir fotoğrafla açıkça göstermektedir.

Bir yıldızın ikinci yaşam döngüsü: ilk yıldız

Malzeme daha yoğun bir şekilde yoğunlaşır, ısınır ve yerçekimsel çöküşle itilir. Böyle bir nesneye protostar adı verilir ve çevresinde bir malzeme diski oluşturulur. Parça nesneye çekilerek kütlesi artar. Enkazın geri kalanı gruplandırılacak ve bir gezegen sistemi oluşturulacak. Yıldızın daha da gelişmesi tamamen kütleye bağlıdır.

Bir yıldızın üçüncü yaşam döngüsü: T Boğa

Malzeme bir yıldıza çarptığında büyük miktarda enerji açığa çıkar. Yeni yıldız aşamasına prototip T Taurus'un adı verildi. Bu, 600 ışıkyılı uzaklıkta (çok uzak olmayan) bulunan değişken bir yıldızdır.

Malzeme parçalanıp enerji açığa çıkardığı için büyük parlaklığa ulaşabiliyor. Ancak orta kısımda nükleer füzyonu destekleyecek yeterli sıcaklık yok. Bu aşama 100 milyon yıl sürer.

Bir yıldızın dördüncü yaşam döngüsü:Ana sıra

Belirli bir anda gök cisminin sıcaklığı gerekli seviyeye yükselerek nükleer füzyonu harekete geçirir. Bütün yıldızlar bundan geçer. Hidrojen helyuma dönüştürülerek büyük bir termal rezerv ve enerji açığa çıkar.

Enerji gama ışınları olarak salınır, ancak yıldızın yavaş hareketi nedeniyle dalga boyu azalır. Işık dışarı doğru itilir ve yerçekimiyle yüzleşir. Burada mükemmel bir dengenin oluştuğunu varsayabiliriz.

Ana dizide ne kadar süre kalacak? Yıldızın kütlesinden başlamanız gerekiyor. Kırmızı cüceler (güneş kütlesinin yarısı) yakıt tedarikine yüz milyarlarca (trilyonlarca) yıl harcayabilirler. Ortalama yıldızlar (gibi) 10-15 milyar yaşar. Ancak en büyükleri milyarlarca veya milyonlarca yaşındadır. Çeşitli sınıflardaki yıldızların evriminin ve ölümünün şemada nasıl göründüğünü görün.

Bir yıldızın beşinci yaşam döngüsü: kırmızı dev

Erime işlemi sırasında hidrojen biter ve helyum birikir. Hiç hidrojen kalmadığında tüm nükleer reaksiyonlar durur ve yıldız, yerçekimi nedeniyle küçülmeye başlar. Çekirdeğin etrafındaki hidrojen kabuğu ısınıp tutuşarak cismin 1000-10000 kat büyümesine neden olur. Belli bir anda Güneşimiz, dünyanın yörüngesine çıkarak bu kaderi tekrarlayacak.

Sıcaklık ve basınç maksimuma ulaşır ve helyum karbona dönüşür. Bu noktada yıldız büzülür ve kırmızı dev olmaktan çıkar. Kütlesi arttıkça nesne diğer ağır elementleri yakacaktır.

Bir yıldızın altıncı yaşam döngüsü: Beyaz cüce

Güneş kütleli bir yıldızın karbonu eritmeye yetecek çekimsel basıncı yoktur. Dolayısıyla helyumun bitmesiyle ölüm meydana gelir. Dış katmanlar dışarı atılır ve beyaz bir cüce ortaya çıkar. İlk başta sıcaktır, ancak yüz milyarlarca yıl sonra soğuyacaktır.

Yıldızlar da insanlar gibi yeni doğmuş, genç, yaşlı olabilir. Her an bazı yıldızlar ölüyor, bazıları oluşuyor. Genellikle en küçüğü Güneş'e benzer. Onlar oluşum aşamasındadırlar ve aslında protostarları temsil ederler. Gökbilimciler onlara prototiplerinden dolayı T-Taurus yıldızları adını veriyor. Varlıkları henüz istikrarlı bir aşamaya girmediğinden, ön yıldızlar, özelliklerine (örneğin parlaklık) göre değişkendir. Birçoğunun etrafında büyük miktarda madde var. Güçlü rüzgar akımları T tipi yıldızlardan yayılır.

Protostarlar: yaşam döngüsünün başlangıcı

Bir önyıldızın yüzeyine madde düşerse hızla yanar ve ısıya dönüşür. Sonuç olarak ön yıldızların sıcaklığı sürekli artıyor. Yıldızın merkezinde nükleer reaksiyonlar tetiklenecek kadar yükseldiğinde, önyıldız sıradan bir yıldızın statüsünü kazanır. Nükleer reaksiyonların başlamasıyla birlikte yıldız, yaşamsal aktivitesini uzun süre destekleyen sabit bir enerji kaynağına sahip olur. Evrendeki bir yıldızın yaşam döngüsünün ne kadar süreceği başlangıç ​​büyüklüğüne bağlıdır. Ancak Güneş çapına sahip yıldızların yaklaşık 10 milyar yıl boyunca rahatça var olmaya yetecek enerjiye sahip olduğuna inanılıyor. Buna rağmen çok daha büyük yıldızların yalnızca birkaç milyon yıl yaşadığı da oluyor. Bunun nedeni yakıtlarını çok daha hızlı yakmalarıdır.

Normal büyüklükteki yıldızlar

Yıldızların her biri bir grup sıcak gazdır. Derinliklerinde nükleer enerji üretme süreci sürekli devam ediyor. Ancak tüm yıldızlar Güneş gibi değildir. Temel farklılıklardan biri renktir. Yıldızlar sadece sarı değil aynı zamanda mavimsi, kırmızımsıdır.

Parlaklık ve parlaklık

Ayrıca parlaklık, parlaklık gibi özelliklerde de farklılık gösterirler. Dünya yüzeyinden gözlemlenen bir yıldızın ne kadar parlak olacağı sadece parlaklığına değil aynı zamanda gezegenimize olan uzaklığa da bağlıdır. Dünya'ya olan mesafe göz önüne alındığında yıldızlar tamamen farklı parlaklıklara sahip olabilir. Bu gösterge, Güneş'in parlaklığının on binde biri ile bir milyondan fazla Güneş'in parlaklığıyla karşılaştırılabilecek bir parlaklık arasında değişir.

Yıldızların çoğu bu spektrumun alt segmentindedir ve sönüktür. Güneş birçok bakımdan ortalama, tipik bir yıldızdır. Ancak diğerlerine göre çok daha fazla parlaklığa sahiptir. Çıplak gözle bile çok sayıda sönük yıldız gözlemlenebilir. Yıldızların parlaklıklarının farklı olmasının nedeni kütlelerinden kaynaklanmaktadır. Renk, parlaklık ve parlaklığın zaman içindeki değişimi madde miktarına göre belirlenir.

Yıldızların yaşam döngüsünü açıklama girişimleri

İnsanlar uzun zamandır yıldızların yaşamının izini sürmeye çalışıyorlardı, ancak bilim adamlarının ilk girişimleri oldukça çekingendi. İlk ilerleme, Lane yasasının yerçekimsel büzülmeye ilişkin Helmholtz-Kelvin hipotezine uygulanmasıydı. Bu, astronomiye yeni bir anlayış getirdi: teorik olarak, yoğunluktaki artış büzülme süreçlerini yavaşlatana kadar bir yıldızın sıcaklığı artmalıdır (sıcaklığı yıldızın yarıçapıyla ters orantılıdır). O zaman enerji tüketimi gelirinden daha yüksek olacaktır. Bu noktada yıldız hızla soğumaya başlayacak.

Yıldızların yaşamı hakkında hipotezler

Bir yıldızın yaşam döngüsüyle ilgili orijinal hipotezlerden biri gökbilimci Norman Lockyer tarafından öne sürüldü. Yıldızların meteorik maddelerden doğduğuna inanıyordu. Aynı zamanda, hipotezinin hükümleri yalnızca astronomide mevcut olan teorik sonuçlara değil, aynı zamanda yıldızların spektral analizi verilerine de dayanıyordu. Lockyer, gök cisimlerinin evriminde yer alan kimyasal elementlerin temel parçacıklardan - "ön elementlerden" oluştuğuna ikna olmuştu. Modern nötronların, protonların ve elektronların aksine, genel değil bireysel bir karaktere sahiptirler. Örneğin Lockyer'a göre hidrojen, "protohidrojen" adı verilen şeye ayrışır; demir "proto-demir" haline gelir. James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle gibi diğer gökbilimciler de bir yıldızın yaşam döngüsünü tanımlamaya çalıştılar.

Dev ve cüce yıldızlar

Daha büyük yıldızlar en sıcak ve en parlak olanlardır. Genellikle beyaz veya mavimsi görünümdedirler. Devasa boyutlara sahip olmalarına rağmen içlerindeki yakıt o kadar çabuk tükenir ki, birkaç milyon yıl içinde onu kaybederler.

Küçük yıldızlar devlerin aksine genellikle o kadar parlak değildir. Kırmızı bir renge sahipler, milyarlarca yıl boyunca yeterince uzun yaşıyorlar. Ancak gökyüzündeki en parlak yıldızlar arasında kırmızı ve turuncu olanlar da vardır. Bunun bir örneği, Boğa takımyıldızında bulunan ve "boğa gözü" olarak adlandırılan yıldız Aldebaran'dır; Akrep takımyıldızında olduğu gibi. Bu soğuk yıldızlar neden parlaklık konusunda Sirius gibi sıcak yıldızlarla rekabet edebiliyor?

Bunun nedeni, bir kez çok genişledikleri ve çaplarının devasa kırmızı yıldızları (süperdevler) aşmaya başlamasıdır. Devasa alan, bu yıldızların Güneş'ten çok daha fazla enerji yaymasına olanak tanıyor. Ve bu, sıcaklıklarının çok daha düşük olmasına rağmen. Örneğin Orion takımyıldızında bulunan Betelgeuse'nin çapı Güneş'in çapından birkaç yüz kat daha büyüktür. Ve sıradan kırmızı yıldızların çapı genellikle Güneş'in boyutunun onda biri bile değildir. Bu tür yıldızlara cüce denir. Her gök cismi yıldızların bu tür yaşam döngülerinden geçebilir; aynı yıldız, yaşamının farklı bölümlerinde hem kırmızı dev hem de cüce olabilir.

Kural olarak Güneş gibi armatürler, içindeki hidrojen nedeniyle varlığını destekler. Yıldızın nükleer çekirdeğinde helyuma dönüşür. Güneş'in çok büyük miktarda yakıtı var ama bu bile sonsuz değil; son beş milyar yılda rezervin yarısı tükendi.

Yıldızların ömrü. Yıldızların yaşam döngüsü

Yıldızın içindeki hidrojen rezervleri tükendikten sonra ciddi değişiklikler meydana gelir. Geriye kalan hidrojen ise çekirdeğinin içinde değil yüzeyinde yanmaya başlıyor. Bu durumda yıldızın ömrü giderek azalmaktadır. Bu segmentteki yıldızların döngüsü, en azından çoğunun, kırmızı dev aşamasına geçer. Yıldızın boyutu büyür, aksine sıcaklığı küçülür. Çoğu kırmızı dev ve süper devler bu şekilde ortaya çıkar. Bu süreç, bilim adamlarının yıldızların evrimi adını verdiği, yıldızlarda meydana gelen genel değişim dizisinin bir parçasıdır. Bir yıldızın yaşam döngüsü tüm aşamalarını içerir: Sonunda tüm yıldızlar yaşlanır ve ölür ve varlıklarının süresi doğrudan yakıt miktarına göre belirlenir. Büyük yıldızlar, çok büyük, muhteşem bir patlamayla hayatlarına son verirler. Aksine, daha mütevazı olanlar yavaş yavaş beyaz cücelerin boyutuna küçülerek ölürler. Sonra kaybolup gidiyorlar.

Ortalama bir yıldız ne kadar yaşar? Bir yıldızın yaşam döngüsü 1,5 milyon yıldan az, 1 milyar yıl veya daha fazla sürebilir. Bütün bunlar söylendiği gibi bileşimine ve boyutuna bağlıdır. Güneş gibi yıldızlar 10 ile 16 milyar yıl arasında yaşarlar. Sirius gibi çok parlak yıldızlar nispeten kısa bir süre, yalnızca birkaç yüz milyon yıl yaşarlar. Bir yıldızın yaşam döngüsü diyagramı aşağıdaki aşamaları içerir. Bu moleküler bir buluttur - bulutun yerçekimsel çöküşü - bir süpernovanın doğuşu - bir ön yıldızın evrimi - ön yıldız evresinin sonu. Daha sonra aşamalar takip eder: Genç bir yıldızın aşamasının başlangıcı - yaşamın ortası - olgunluk - kırmızı devin aşaması - gezegenimsi bulutsu - beyaz cücenin aşaması. Son iki aşama küçük yıldızların karakteristiğidir.

Gezegenimsi bulutsuların doğası

Böylece bir yıldızın yaşam döngüsünü kısaca ele aldık. Ama nedir bu: Devasa bir kırmızı devden beyaz cüceye dönüşen yıldızlar bazen dış katmanlarını döker ve daha sonra yıldızın çekirdeği çıplak hale gelir. Gaz zarfı, yıldızın yaydığı enerjinin etkisi altında parlamaya başlar. Bu aşama, bu kabuktaki parlak gaz kabarcıklarının genellikle gezegenlerin etrafındaki disklere benzemesi nedeniyle adını almıştır. Ama aslında gezegenlerle hiçbir ilgileri yok. Çocuklar için yıldızların yaşam döngüsü tüm bilimsel detayları içermeyebilir. Gök cisimlerinin evriminin yalnızca ana aşamaları anlatılabilir.

yıldız kümeleri

Gökbilimciler keşfetmeyi çok severler.Tüm armatürlerin tek tek değil, tam olarak gruplar halinde doğduğuna dair bir hipotez vardır. Aynı kümeye ait yıldızlar benzer özelliklere sahip olduğundan aralarındaki farklar doğrudur ve Dünya'ya olan uzaklığa bağlı değildir. Bu yıldızların yaptığı değişiklikler ne olursa olsun, aynı anda ve eşit koşullar altında başlıyorlar. Özellikle özelliklerinin kütleye bağımlılığı incelenerek pek çok bilgi elde edilebilir. Sonuçta, kümelerdeki yıldızların yaşı ve Dünya'ya olan mesafeleri yaklaşık olarak eşittir, bu nedenle yalnızca bu göstergede farklılık gösterirler. Kümeler yalnızca profesyonel gökbilimcilerin ilgisini çekmeyecek - her amatör, güzel bir fotoğraf çekmekten, planetaryumdaki olağanüstü güzel manzaralarına hayran olmaktan mutluluk duyacaktır.

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 büzülmedir. Bu nedenle yıldız y 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. Yol y eksenine paralel döner, yıldızın yüzeyindeki sıcaklık artar ve parlaklık neredeyse sabit kalır. Son olarak yıldızın merkezinde hidrojenden helyum oluşumu (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 küçük 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 dönüşmesinin nükleer reaksiyonlarında enerji açığa çıkması 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 güçlü bir şekilde sıkıştırılır.

Yüksek kütleli yıldızlar

Ana diziye girdikten sonra büyük kütleli bir yıldızın (>1,5) evrimi M☉) yıldızın iç kısmındaki nükleer yakıtın yanma koşullarına göre 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, bu tür yıldızların merkezindeki sıcaklığın da çok daha yüksek olmasıdır.

Konvektif çekirdeğin maddesindeki hidrojen oranı azaldıkça, enerji salınım hızı da azalır. Ancak salınım hızı parlaklık tarafından belirlendiğinden çekirdek küçülmeye başlar ve enerji salınım hızı sabit kalır. Aynı zamanda yıldız genişleyerek kırmızı devler bölgesine geçer.

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/m3 ve 10 8 K'ya ulaşır. Hidrojen yanması çekirdeğin yüzeyinde meydana gelir. Çekirdekteki sıcaklık arttıkça hidrojenin yanma hızı artar ve parlaklık artar. Işınım bölgesi yavaş yavaş kaybolur. Ve konvektif akış hızının artması nedeniyle yıldızın dış katmanları şişer. Boyutu ve parlaklığı artar - yıldız kırmızı bir deve dönüşür (Şek. 82, II).

Yüksek kütleli yıldızlar

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

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

Bu durumda 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 bir cephe haline gelir.

Eski düşük kütleli yıldızlar

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

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

Büyük kütleli yıldızların ölümü

Evrimin sonunda büyük kütleli bir yıldız 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, enerjinin harcanmasını (ve salınmasını değil) gerektirdiğinden ilerlemez. Bu nedenle demir çekirdek hızla sıkıştırılır, 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 birkaç dakika içinde) gerçekleşen en önemli iki süreç başlıyor. Birincisi, çekirdeklerin çarpışması 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, 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.