വ്യത്യസ്ത പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം. നക്ഷത്രങ്ങൾ എങ്ങനെ മരിക്കുന്നു

നമ്മുടെ സൂര്യൻ 4.5 ബില്യൺ വർഷത്തിലേറെയായി പ്രകാശിക്കുന്നു. അതേ സമയം, അത് നിരന്തരം ഹൈഡ്രജൻ ഉപയോഗിക്കുന്നു. അതിൻ്റെ കരുതൽ ശേഖരം എത്ര വലുതാണെങ്കിലും എന്നെങ്കിലും അവ തീർന്നുപോകുമെന്നത് തികച്ചും വ്യക്തമാണ്. ലുമിനറിക്ക് എന്ത് സംഭവിക്കും? ഈ ചോദ്യത്തിന് ഒരു ഉത്തരമുണ്ട്. സമാനമായ മറ്റ് കോസ്മിക് രൂപീകരണങ്ങളിൽ നിന്ന് ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജീവിതചക്രം പഠിക്കാൻ കഴിയും. എല്ലാത്തിനുമുപരി, ബഹിരാകാശത്ത് യഥാർത്ഥ ഗോത്രപിതാക്കന്മാരുണ്ട്, അവരുടെ പ്രായം 9-10 ബില്യൺ വർഷമാണ്. ഒപ്പം വളരെ യുവതാരങ്ങളും ഉണ്ട്. അവയ്ക്ക് ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ പഴക്കമില്ല.

തത്ഫലമായി, പ്രപഞ്ചം "ചിതറിക്കിടക്കുന്ന" വിവിധ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അവസ്ഥ നിരീക്ഷിക്കുന്നതിലൂടെ, കാലക്രമേണ അവ എങ്ങനെ പ്രവർത്തിക്കുന്നുവെന്ന് മനസ്സിലാക്കാൻ കഴിയും. ഇവിടെ നമുക്ക് ഒരു അന്യഗ്രഹ നിരീക്ഷകനുമായി ഒരു സാമ്യം വരയ്ക്കാം. അവൻ ഭൂമിയിലേക്ക് പറന്നു, ആളുകളെ പഠിക്കാൻ തുടങ്ങി: കുട്ടികൾ, മുതിർന്നവർ, വൃദ്ധർ. അങ്ങനെ, വളരെ ചുരുങ്ങിയ സമയത്തിനുള്ളിൽ, ജീവിതത്തിലുടനീളം ആളുകൾക്ക് എന്ത് മാറ്റങ്ങളാണ് സംഭവിക്കുന്നതെന്ന് അദ്ദേഹം മനസ്സിലാക്കി.

സൂര്യൻ നിലവിൽ ഒരു മഞ്ഞ കുള്ളനാണ് - 1
കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ കടന്നുപോകും, ​​അത് ഒരു ചുവന്ന ഭീമനായി മാറും - 2
എന്നിട്ട് അത് ഒരു വെളുത്ത കുള്ളനായി മാറും - 3

അതുകൊണ്ട് തന്നെ നമുക്ക് ആത്മവിശ്വാസത്തോടെ പറയാൻ കഴിയും സൂര്യൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തുള്ള ഹൈഡ്രജൻ ശേഖരം തീർന്നുപോകുമ്പോൾ, തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതികരണം നിലയ്ക്കില്ല.. ഈ പ്രക്രിയ തുടരുന്ന മേഖല നമ്മുടെ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് മാറാൻ തുടങ്ങും. എന്നാൽ അതേ സമയം, തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്ന മർദ്ദത്തെ സ്വാധീനിക്കാൻ ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികൾക്ക് ഇനി കഴിയില്ല.

തൽഫലമായി, നക്ഷത്രം വളരാൻ തുടങ്ങുകയും ക്രമേണ ഒരു ചുവന്ന ഭീമനായി മാറുകയും ചെയ്യും. പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാന ഘട്ടത്തിലെ ഒരു ബഹിരാകാശ വസ്തുവാണിത്. എന്നാൽ നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിൻ്റെ പ്രാരംഭ ഘട്ടത്തിലും ഇത് സംഭവിക്കുന്നു. രണ്ടാമത്തെ കേസിൽ മാത്രമാണ് ചുവന്ന ഭീമൻ ചുരുങ്ങുകയും മാറുകയും ചെയ്യുന്നത് പ്രധാന സീക്വൻസ് താരം. അതായത്, ഹൈഡ്രജനിൽ നിന്നുള്ള ഹീലിയത്തിൻ്റെ സമന്വയത്തിൻ്റെ പ്രതിപ്രവർത്തനം നടക്കുന്ന ഒന്ന്. ഒറ്റവാക്കിൽ പറഞ്ഞാൽ, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജീവിതചക്രം എവിടെ തുടങ്ങുന്നുവോ അവിടെ അവസാനിക്കുന്നു.

നമ്മുടെ സൂര്യൻ വലിപ്പം കൂടുകയും അത് അടുത്തുള്ള ഗ്രഹങ്ങളെ വിഴുങ്ങുകയും ചെയ്യും. ബുധൻ, ശുക്രൻ, ഭൂമി എന്നിവയാണ് ഇവ. പക്ഷേ പേടിക്കേണ്ട. ഏതാനും ബില്യൺ വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ നക്ഷത്രം മരിക്കാൻ തുടങ്ങും. ഈ സമയത്ത്, ഡസൻ കണക്കിന്, ഒരുപക്ഷേ നൂറുകണക്കിന് നാഗരികതകൾ മാറും. ഒരു വ്യക്തി ഒന്നിലധികം തവണ ക്ലബ് എടുക്കും, ആയിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം അവൻ വീണ്ടും കമ്പ്യൂട്ടറിൽ ഇരിക്കും. പ്രപഞ്ചം മുഴുവനും അധിഷ്ഠിതമായ സാധാരണ ചാക്രികതയാണിത്.

എന്നാൽ ഒരു ചുവന്ന ഭീമൻ ആകുന്നത് അവസാനത്തെ അർത്ഥമാക്കുന്നില്ല. തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതികരണം ബാഹ്യ ഷെല്ലിനെ ബഹിരാകാശത്തേക്ക് എറിയുന്നു. കേന്ദ്രത്തിൽ ഊർജമില്ലാത്ത ഹീലിയം കോർ നിലനിൽക്കും. ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളുടെ സ്വാധീനത്തിൽ, അത് കംപ്രസ്സുചെയ്യുകയും ആത്യന്തികമായി, ഒരു വലിയ പിണ്ഡമുള്ള വളരെ സാന്ദ്രമായ കോസ്മിക് രൂപീകരണമായി മാറുകയും ചെയ്യും. വംശനാശം സംഭവിച്ചതും പതുക്കെ തണുപ്പിക്കുന്നതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അത്തരം അവശിഷ്ടങ്ങളെ വിളിക്കുന്നു വെളുത്ത കുള്ളന്മാർ.

നമ്മുടെ വെളുത്ത കുള്ളന് സൂര്യൻ്റെ ദൂരത്തേക്കാൾ 100 മടങ്ങ് ചെറു ആരം ഉണ്ടായിരിക്കും, അതിൻ്റെ പ്രകാശം 10 ആയിരം മടങ്ങ് കുറയും. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, പിണ്ഡം നിലവിലെ സോളാർ ഒന്നുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതാണ്, സാന്ദ്രത ഒരു ദശലക്ഷം മടങ്ങ് കൂടുതലായിരിക്കും. നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ ഇത്തരം വെള്ളക്കുള്ളന്മാർ ധാരാളം ഉണ്ട്. അവരുടെ എണ്ണം 10% ആണ് മൊത്തം എണ്ണംനക്ഷത്രങ്ങൾ

വെളുത്ത കുള്ളൻ ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയവും ആണെന്നത് ശ്രദ്ധിക്കേണ്ടതാണ്. എന്നാൽ ഞങ്ങൾ കാട്ടിലേക്ക് പോകില്ല, പക്ഷേ ശക്തമായ കംപ്രഷൻ ഉപയോഗിച്ച് ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ച സംഭവിക്കുമെന്ന് മാത്രം ശ്രദ്ധിക്കും. ഇത് ഒരു വലിയ സ്ഫോടനം കൊണ്ട് നിറഞ്ഞതാണ്. അതേ സമയം, ഒരു ഫ്ലാഷ് നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു സൂപ്പർനോവ. "സൂപ്പർനോവ" എന്ന പദം പ്രായത്തെയല്ല, ഫ്ലാഷിൻ്റെ തെളിച്ചത്തെയാണ് വിവരിക്കുന്നത്. വെളുത്ത കുള്ളൻ കോസ്മിക് അഗാധത്തിൽ വളരെക്കാലം ദൃശ്യമായിരുന്നില്ല, പെട്ടെന്ന് ഒരു തിളക്കം പ്രത്യക്ഷപ്പെട്ടു.

പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന സൂപ്പർനോവകളിൽ ഭൂരിഭാഗവും അതിശക്തമായ വേഗതയിൽ ബഹിരാകാശത്ത് ചിതറുന്നു. ശേഷിക്കുന്ന മധ്യഭാഗം കൂടുതൽ സാന്ദ്രമായ രൂപീകരണത്തിലേക്ക് കംപ്രസ് ചെയ്യുകയും വിളിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം. ഇത് നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിൻ്റെ അന്തിമഫലമാണ്. അതിൻ്റെ പിണ്ഡം സൂര്യനുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്താവുന്നതാണ്, അതിൻ്റെ ദൂരം ഏതാനും പതിനായിരക്കണക്കിന് കിലോമീറ്ററുകൾ മാത്രമാണ്. ഒരു ക്യൂബ് സെൻ്റീമീറ്റർ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിന് ദശലക്ഷക്കണക്കിന് ടൺ ഭാരമുണ്ടാകും. ബഹിരാകാശത്ത് അത്തരം നിരവധി രൂപങ്ങൾ ഉണ്ട്. അവരുടെ എണ്ണം ഏകദേശം ആയിരം മടങ്ങ് കുറവാണ് സാധാരണ സൂര്യന്മാർ, ഭൂമിയുടെ രാത്രി ആകാശം ചിതറിക്കിടക്കുന്നു.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജീവിതചക്രം അതിൻ്റെ പിണ്ഡവുമായി നേരിട്ട് ബന്ധപ്പെട്ടിരിക്കുന്നുവെന്ന് പറയണം. അത് നമ്മുടെ സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡവുമായി പൊരുത്തപ്പെടുകയോ അല്ലെങ്കിൽ അതിനെക്കാൾ കുറവോ ആണെങ്കിൽ, ജീവിതാവസാനം അത് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു വെളുത്ത കുള്ളൻ. എന്നിരുന്നാലും, സൂര്യനേക്കാൾ പത്തിരട്ടിയും നൂറുകണക്കിന് മടങ്ങും വലിപ്പമുള്ള ലുമിനറികളുണ്ട്.

അത്തരം ഭീമന്മാർ പ്രായമാകുമ്പോൾ ചുരുങ്ങുമ്പോൾ, അവർ സ്ഥലത്തെയും സമയത്തെയും വളരെയധികം വളച്ചൊടിക്കുന്നു, വെളുത്ത കുള്ളന് പകരം ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു. തമോദ്വാരം. അതിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ ആകർഷണം വളരെ ശക്തമാണ്, പ്രകാശവേഗതയിൽ സഞ്ചരിക്കുന്ന വസ്തുക്കൾക്ക് പോലും അതിനെ മറികടക്കാൻ കഴിയില്ല. ദ്വാരത്തിൻ്റെ അളവുകൾ സ്വഭാവ സവിശേഷതയാണ് ഗുരുത്വാകർഷണ ആരം. ഇതാണ് ഗോളത്തിൻ്റെ പരിധി ഇവൻ്റ് ചക്രവാളം. ഇത് ഒരു സ്ഥല-സമയ പരിധിയെ പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നു. ഏതൊരു പ്രാപഞ്ചിക ശരീരവും, അതിനെ മറികടന്ന്, എന്നെന്നേക്കുമായി അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു, ഒരിക്കലും തിരിച്ചുവരില്ല.

തമോദ്വാരങ്ങളെക്കുറിച്ച് നിരവധി സിദ്ധാന്തങ്ങളുണ്ട്. ഗുരുത്വാകർഷണം പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട ശക്തികളിലൊന്നായതിനാൽ അവയെല്ലാം ഗുരുത്വാകർഷണ സിദ്ധാന്തത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ്. കൂടാതെ അതിൻ്റെ പ്രധാന ഗുണം ബഹുസ്വരത. മുഖേന- ഇത്രയെങ്കിലും, ഇന്ന് ഗുരുത്വാകർഷണ ഇടപെടൽ ഇല്ലാത്ത ഒരു ബഹിരാകാശ വസ്തു പോലും കണ്ടെത്തിയിട്ടില്ല.

ഒരു തമോദ്വാരത്തിലൂടെ നിങ്ങൾക്ക് ഒരു സമാന്തര ലോകത്തിലേക്ക് പ്രവേശിക്കാൻ കഴിയുമെന്ന് ഒരു അനുമാനമുണ്ട്. അതായത്, അത് മറ്റൊരു മാനത്തിലേക്കുള്ള ഒരു ചാനലാണ്. എന്തും സാധ്യമാണ്, എന്നാൽ ഏത് പ്രസ്താവനയ്ക്കും പ്രായോഗിക തെളിവുകൾ ആവശ്യമാണ്. എന്നിരുന്നാലും, ഇത്തരമൊരു പരീക്ഷണം നടത്താൻ ഇതുവരെ ഒരു മനുഷ്യനും കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല.

അങ്ങനെ, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജീവിതചക്രം നിരവധി ഘട്ടങ്ങൾ ഉൾക്കൊള്ളുന്നു. അവയിൽ ഓരോന്നിലും, ലുമിനറി ഒരു നിശ്ചിത ശേഷിയിൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു, ഇത് മുമ്പത്തേതും ഭാവിയിൽ നിന്നും തികച്ചും വ്യത്യസ്തമാണ്. ഇതാണ് ബഹിരാകാശത്തിൻ്റെ പ്രത്യേകതയും നിഗൂഢതയും. അവനെ അറിയുന്നതിലൂടെ, ഒരു വ്യക്തിയും അവൻ്റെ വികസനത്തിൽ നിരവധി ഘട്ടങ്ങളിലൂടെ കടന്നുപോകുന്നുണ്ടെന്ന് നിങ്ങൾ സ്വമേധയാ ചിന്തിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. നമ്മൾ ഇപ്പോൾ നിലനിൽക്കുന്ന ഷെൽ മറ്റേതെങ്കിലും സംസ്ഥാനത്തിലേക്കുള്ള ഒരു പരിവർത്തന ഘട്ടം മാത്രമാണ്. എന്നാൽ ഈ നിഗമനത്തിന് വീണ്ടും പ്രായോഗിക സ്ഥിരീകരണം ആവശ്യമാണ്..

മനുഷ്യൻ്റെ സമയ സ്കെയിലിൽ നക്ഷത്രങ്ങൾ ശാശ്വതമാണെന്ന് തോന്നുമെങ്കിലും, അവയും പ്രകൃതിയിലെ എല്ലാ കാര്യങ്ങളെയും പോലെ ജനിക്കുകയും ജീവിക്കുകയും മരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. പൊതുവായി അംഗീകരിക്കപ്പെട്ട വാതക-പൊടി മേഘ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച്, ഒരു നക്ഷത്രാന്തര വാതക-പൊടി മേഘത്തിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ ഫലമായാണ് ഒരു നക്ഷത്രം ജനിക്കുന്നത്. അത്തരം ഒരു മേഘം കട്ടിയാകുമ്പോൾ, അത് ആദ്യം രൂപം കൊള്ളുന്നു പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ,കണങ്ങളുടെ താപ ചലനത്തിൻ്റെ വേഗത പരിധി കവിയുന്നതിന് ആവശ്യമായ പരിധിയിലെത്തുന്നതുവരെ അതിൻ്റെ കേന്ദ്രത്തിലെ താപനില ക്രമാനുഗതമായി വർദ്ധിക്കുന്നു, അതിനുശേഷം പരസ്പര ഇലക്ട്രോസ്റ്റാറ്റിക് വികർഷണത്തിൻ്റെ മാക്രോസ്കോപ്പിക് ശക്തികളെ മറികടക്കാൻ പ്രോട്ടോണുകൾക്ക് കഴിയും ( സെമി.കൂലോംബിൻ്റെ നിയമം) ഒരു തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതികരണത്തിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുക ( സെമി.ന്യൂക്ലിയർ ക്ഷയവും സംയോജനവും).

ഒരു മൾട്ടി-സ്റ്റേജ് തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതികരണത്തിൻ്റെ ഫലമായി, നാല് പ്രോട്ടോണുകൾ ആത്യന്തികമായി ഒരു ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസ് (2 പ്രോട്ടോണുകൾ + 2 ന്യൂട്രോണുകൾ) രൂപപ്പെടുത്തുകയും വിവിധ പ്രാഥമിക കണങ്ങളുടെ മുഴുവൻ ജലധാരയും പുറത്തുവിടുകയും ചെയ്യുന്നു. അന്തിമ അവസ്ഥയിൽ, രൂപംകൊണ്ട കണങ്ങളുടെ ആകെ പിണ്ഡം കുറവ്നാല് പ്രാരംഭ പ്രോട്ടോണുകളുടെ പിണ്ഡം, അതായത് പ്രതികരണ സമയത്ത് സ്വതന്ത്ര ഊർജ്ജം പുറത്തുവരുന്നു ( സെമി.ആപേക്ഷിക സിദ്ധാന്തം). ഇക്കാരണത്താൽ, നവജാത നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആന്തരിക കാമ്പ് വളരെ ഉയർന്ന താപനിലയിലേക്ക് വേഗത്തിൽ ചൂടാകുന്നു, കൂടാതെ അതിൻ്റെ അധിക ഊർജ്ജം ചൂട് കുറഞ്ഞ പ്രതലത്തിലേക്ക് - പുറത്തേക്കും തെറിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. അതേ സമയം, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തുള്ള മർദ്ദം വർദ്ധിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു ( സെമി.ഒരു ആദർശ വാതകത്തിൻ്റെ അവസ്ഥയുടെ സമവാക്യം). അങ്ങനെ, ഒരു തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ പ്രക്രിയയിൽ ഹൈഡ്രജനെ "കത്തിച്ചുകൊണ്ട്", ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളെ ഒരു അതിസാന്ദ്രമായ അവസ്ഥയിലേക്ക് കംപ്രസ് ചെയ്യാൻ നക്ഷത്രം അനുവദിക്കുന്നില്ല, തുടർച്ചയായ പുതുക്കിയ ആന്തരിക താപ മർദ്ദം ഉപയോഗിച്ച് ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയെ നേരിടുകയും സ്ഥിരത കൈവരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഊർജ്ജ സന്തുലിതാവസ്ഥ. ഹൈഡ്രജൻ സജീവമായി കത്തുന്ന ഘട്ടത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ "പ്രധാന ഘട്ടത്തിൽ" ആണെന്ന് പറയപ്പെടുന്നു ജീവിത ചക്രംഅല്ലെങ്കിൽ പരിണാമം ( സെമി.ഹെർട്സ്പ്രംഗ്-റസ്സൽ ഡയഗ്രം). ഒരു നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിൽ ഒരു രാസ മൂലകം മറ്റൊന്നായി മാറുന്നതിനെ വിളിക്കുന്നു ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻഅഥവാ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ്.

പ്രത്യേകിച്ചും, ഏകദേശം 5 ബില്യൺ വർഷങ്ങളായി സജീവമായ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് പ്രക്രിയയിൽ ഹൈഡ്രജൻ കത്തുന്ന സജീവ ഘട്ടത്തിലാണ് സൂര്യൻ, അതിൻ്റെ തുടർച്ചയ്ക്ക് കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ്റെ കരുതൽ 5.5 ബില്യൺ വർഷത്തേക്ക് നമ്മുടെ പ്രകാശത്തിന് മതിയാകും. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം കൂടുന്തോറും കരുതൽ ശേഖരം വർദ്ധിക്കും ഹൈഡ്രജൻ ഇന്ധനംഅത് ഉണ്ട്, എന്നാൽ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയുടെ ശക്തികളെ ചെറുക്കുന്നതിന്, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം വർദ്ധിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച് വളർച്ചാ നിരക്കിൽ ഹൈഡ്രജൻ കരുതൽ വളർച്ചാ നിരക്ക് കവിയുന്ന തീവ്രതയോടെ ഹൈഡ്രജനെ കത്തിച്ചുകളയണം. അങ്ങനെ, നക്ഷത്രം കൂടുതൽ പിണ്ഡം, അതിൻ്റെ ആയുസ്സ് കുറയുന്നു, ഹൈഡ്രജൻ കരുതൽ ശോഷണത്താൽ നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുന്നു, ഏറ്റവും വലിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ അക്ഷരാർത്ഥത്തിൽ "ചില" ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളിൽ കത്തുന്നു. മറുവശത്ത്, ഏറ്റവും ചെറിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ നൂറുകണക്കിന് കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ സുഖമായി ജീവിക്കുന്നു. അതിനാൽ, ഈ സ്കെയിലിൽ, നമ്മുടെ സൂര്യൻ "ശക്തമായ മധ്യവർഗത്തിൽ" പെടുന്നു.

എന്നിരുന്നാലും, താമസിയാതെ അല്ലെങ്കിൽ പിന്നീട്, ഏതൊരു നക്ഷത്രവും അതിൻ്റെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫർണസിൽ ജ്വലനത്തിന് അനുയോജ്യമായ എല്ലാ ഹൈഡ്രജനും ഉപയോഗിക്കും. അടുത്തത് എന്താണ്? ഇത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. സൂര്യൻ (എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും അതിൻ്റെ പിണ്ഡം എട്ട് മടങ്ങ് കവിയാത്തവ) വളരെ നിന്ദ്യമായ രീതിയിൽ എൻ്റെ ജീവിതം അവസാനിപ്പിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കുടലിലെ ഹൈഡ്രജൻ്റെ ശേഖരം കുറയുന്നതിനാൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജനന നിമിഷം മുതൽ ഈ മണിക്കൂറിനായി ക്ഷമയോടെ കാത്തിരിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ ശക്തികൾ മേൽക്കൈ നേടാൻ തുടങ്ങുന്നു - അവരുടെ സ്വാധീനത്തിൽ. നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങാനും സാന്ദ്രമാകാനും തുടങ്ങുന്നു. ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് രണ്ട് മടങ്ങ് ഫലമുണ്ട്: നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിന് ചുറ്റുമുള്ള പാളികളിലെ താപനില ഒരു തലത്തിലേക്ക് ഉയരുന്നു, അവിടെ അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജൻ ഒടുവിൽ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ സംയോജനത്തിന് വിധേയമായി ഹീലിയം രൂപപ്പെടുന്നു. അതേസമയം, കാമ്പിലെ താപനില, ഇപ്പോൾ ഏതാണ്ട് പൂർണ്ണമായും ഹീലിയം ഉൾക്കൊള്ളുന്നു, വളരെയധികം ഉയരുന്നു, ഹീലിയം തന്നെ - മങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന പ്രാഥമിക ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ ഒരുതരം "ചാരം" - ഒരു പുതിയ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതികരണത്തിലേക്ക് പ്രവേശിക്കുന്നു: മൂന്ന് മുതൽ ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസ് ഒരു കാർബൺ ന്യൂക്ലിയസ് രൂപപ്പെടുന്നു. ദ്വിതീയ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ ഈ പ്രക്രിയ, പ്രാഥമിക പ്രതിപ്രവർത്തനത്തിൻ്റെ ഉൽപന്നങ്ങളാൽ ഊർജ്ജം പകരുന്നത്, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജീവിത ചക്രത്തിലെ പ്രധാന നിമിഷങ്ങളിൽ ഒന്നാണ്.

നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിലെ ഹീലിയത്തിൻ്റെ ദ്വിതീയ ജ്വലന സമയത്ത്, വളരെയധികം ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുന്നു, നക്ഷത്രം അക്ഷരാർത്ഥത്തിൽ വീർക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. പ്രത്യേകിച്ചും, ജീവിതത്തിൻ്റെ ഈ ഘട്ടത്തിൽ സൂര്യൻ്റെ ഷെൽ ശുക്രൻ്റെ ഭ്രമണപഥത്തിനപ്പുറം വികസിക്കും. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വികിരണത്തിൻ്റെ മൊത്തം ഊർജ്ജം അതിൻ്റെ ജീവിതത്തിൻ്റെ പ്രധാന ഘട്ടത്തിലെ അതേ തലത്തിൽ തന്നെ തുടരുന്നു, എന്നാൽ ഈ ഊർജ്ജം ഇപ്പോൾ വളരെ വലിയ ഉപരിതല വിസ്തൃതിയിലൂടെ പുറത്തുവിടുന്നതിനാൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുറം പാളി തണുക്കുന്നു. സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ ചുവന്ന ഭാഗം. നക്ഷത്രം മാറുന്നു ചുവന്ന ഭീമൻ.

സോളാർ ക്ലാസ് നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക്, ഇന്ധനം നൽകുന്ന ദ്വിതീയ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് പ്രതികരണത്തിന് ശേഷം, ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയുടെ ഘട്ടം വീണ്ടും ആരംഭിക്കുന്നു-ഇത്തവണ അന്തിമമാണ്. അടുത്ത തലത്തിലുള്ള തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനം ആരംഭിക്കുന്നതിന് ആവശ്യമായ തലത്തിലേക്ക് കാമ്പിനുള്ളിലെ താപനില ഉയരാൻ കഴിയില്ല. അതിനാൽ, ഗുരുത്വാകർഷണ ബലങ്ങൾ അടുത്ത ബല തടസ്സത്താൽ സന്തുലിതമാകുന്നതുവരെ നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുന്നു. അദ്ദേഹത്തിൻ്റെ പങ്ക് വഹിക്കുന്നത് ഡീജനറേറ്റ് ഇലക്ട്രോൺ വാതക മർദ്ദം(സെമി.ചന്ദ്രശേഖർ പരിധി). ഈ ഘട്ടം വരെ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൽ തൊഴിലില്ലാത്ത എക്സ്ട്രാകളുടെ പങ്ക് വഹിച്ച ഇലക്ട്രോണുകൾ, ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ പങ്കെടുക്കാതെ, സംയോജന പ്രക്രിയയിൽ അണുകേന്ദ്രങ്ങൾക്കിടയിൽ സ്വതന്ത്രമായി നീങ്ങുന്നു, ഒരു നിശ്ചിത ഘട്ടത്തിൽ കംപ്രഷൻ "ജീവനുള്ള ഇടം" നഷ്ടപ്പെടുന്നതായി കാണുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കൂടുതൽ ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ "എതിർക്കാൻ" തുടങ്ങുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അവസ്ഥ സുസ്ഥിരമാകുന്നു, അത് ഒരു അപചയത്തിലേക്ക് മാറുന്നു വെളുത്ത കുള്ളൻ,അത് പൂർണ്ണമായും തണുക്കുന്നതുവരെ ശേഷിക്കുന്ന താപം ബഹിരാകാശത്തേക്ക് പ്രസരിപ്പിക്കും.

സൂര്യനേക്കാൾ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ മനോഹരമായ ഒരു അന്ത്യത്തെ അഭിമുഖീകരിക്കുന്നു. ഹീലിയത്തിൻ്റെ ജ്വലനത്തിനുശേഷം, കംപ്രഷൻ സമയത്ത് അവയുടെ പിണ്ഡം, അടുത്ത ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസ് പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്നതിന് ആവശ്യമായ താപനിലയിലേക്ക് കാമ്പും ഷെല്ലും ചൂടാക്കാൻ പര്യാപ്തമാണ് - കാർബൺ, പിന്നെ സിലിക്കൺ, മഗ്നീഷ്യം - അങ്ങനെ, ന്യൂക്ലിയർ പിണ്ഡം വളരുമ്പോൾ. മാത്രമല്ല, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിൽ ഓരോ പുതിയ പ്രതികരണവും ആരംഭിക്കുമ്പോൾ, മുമ്പത്തേത് അതിൻ്റെ ഷെല്ലിൽ തുടരുന്നു. വാസ്തവത്തിൽ, പ്രപഞ്ചം നിർമ്മിക്കുന്ന ഇരുമ്പ് ഉൾപ്പെടെയുള്ള എല്ലാ രാസ ഘടകങ്ങളും ഈ തരത്തിലുള്ള മരിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആഴത്തിൽ ന്യൂക്ലിയോസിന്തസിസിൻ്റെ ഫലമായാണ് രൂപപ്പെട്ടത്. എന്നാൽ ഇരുമ്പാണ് പരിധി; ഏതെങ്കിലും താപനിലയിലോ മർദ്ദത്തിലോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ അല്ലെങ്കിൽ ശോഷണ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾക്കുള്ള ഇന്ധനമായി ഇത് പ്രവർത്തിക്കില്ല, കാരണം അതിൻ്റെ ക്ഷയത്തിനും അധിക ന്യൂക്ലിയോണുകൾ ചേർക്കുന്നതിനും ബാഹ്യ energy ർജ്ജത്തിൻ്റെ ഒഴുക്ക് ആവശ്യമാണ്. തൽഫലമായി, ഒരു കൂറ്റൻ നക്ഷത്രം ക്രമേണ അതിനുള്ളിൽ ഒരു ഇരുമ്പ് കോർ ശേഖരിക്കുന്നു, അത് തുടർന്നുള്ള ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾക്ക് ഇന്ധനമായി പ്രവർത്തിക്കില്ല.

ന്യൂക്ലിയസിനുള്ളിലെ താപനിലയും മർദ്ദവും ഒരു നിശ്ചിത തലത്തിൽ എത്തിക്കഴിഞ്ഞാൽ, ഇലക്ട്രോണുകൾ ഇരുമ്പ് ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ പ്രോട്ടോണുകളുമായി ഇടപഴകാൻ തുടങ്ങുന്നു, അതിൻ്റെ ഫലമായി ന്യൂട്രോണുകൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു. വളരെ ചുരുങ്ങിയ സമയത്തിനുള്ളിൽ - ഇതിന് കുറച്ച് നിമിഷങ്ങൾ എടുക്കുമെന്ന് ചില സൈദ്ധാന്തികർ വിശ്വസിക്കുന്നു - നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മുൻ പരിണാമത്തിലുടനീളം സ്വതന്ത്രമായ ഇലക്ട്രോണുകൾ അക്ഷരാർത്ഥത്തിൽ ഇരുമ്പ് ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ പ്രോട്ടോണുകളിൽ ലയിക്കുന്നു, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിൻ്റെ മുഴുവൻ പദാർത്ഥവും ന്യൂട്രോണുകളുടെ ദൃഢമായ ഒരു കൂട്ടം ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയിൽ അതിവേഗം കംപ്രസ് ചെയ്യാൻ തുടങ്ങുന്നു, കാരണം ഡീജനറേറ്റ് ഇലക്ട്രോൺ വാതകത്തിൻ്റെ പ്രതിരോധ മർദ്ദം പൂജ്യത്തിലേക്ക് താഴുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുറംതോട്, അതിനടിയിൽ നിന്ന് എല്ലാ പിന്തുണയും തട്ടി, മധ്യഭാഗത്തേക്ക് വീഴുന്നു. ന്യൂട്രോൺ കാമ്പുമായി തകർന്ന ബാഹ്യ ഷെല്ലിൻ്റെ കൂട്ടിയിടിയുടെ ഊർജ്ജം വളരെ ഉയർന്നതാണ്, അത് അമിത വേഗതയിൽ വീണ്ടെടുത്ത് കാമ്പിൽ നിന്ന് എല്ലാ ദിശകളിലേക്കും ചിതറുന്നു - കൂടാതെ നക്ഷത്രം അക്ഷരാർത്ഥത്തിൽ അന്ധമായ മിന്നലിൽ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്നു. സൂപ്പർനോവ നക്ഷത്രങ്ങൾ. നിമിഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ, ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിന് ഒരേ സമയം ഗാലക്സിയിലെ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ഒരുമിച്ച് ചേർക്കുന്നതിനേക്കാൾ കൂടുതൽ ഊർജ്ജം ബഹിരാകാശത്തേക്ക് പുറപ്പെടുവിക്കാൻ കഴിയും.

ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനത്തിനും ഏകദേശം 10-30 സൗര പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഷെല്ലിൻ്റെ വികാസത്തിനും ശേഷം, നടന്നുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ച ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ രൂപീകരണത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്നു, അത് സ്വയം അനുഭവപ്പെടാൻ തുടങ്ങുന്നതുവരെ കംപ്രസ്സുചെയ്യുന്നു. ജീർണിച്ച ന്യൂട്രോണുകളുടെ മർദ്ദം -മറ്റൊരു വിധത്തിൽ പറഞ്ഞാൽ, ഇപ്പോൾ ന്യൂട്രോണുകൾ (ഇലക്ട്രോണുകൾ നേരത്തെ ചെയ്തതുപോലെ) കൂടുതൽ കംപ്രഷനെ പ്രതിരോധിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു, അത് ആവശ്യമാണ് എന്നോട് തന്നെവാസസ്ഥലം. നക്ഷത്രം ഏകദേശം 15 കിലോമീറ്റർ വ്യാസത്തിൽ എത്തുമ്പോഴാണ് സാധാരണയായി ഇത് സംഭവിക്കുന്നത്. ഭ്രമണത്തിൻ്റെ ആവൃത്തിയിൽ വൈദ്യുതകാന്തിക പൾസുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന അതിവേഗം കറങ്ങുന്ന ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രമാണ് ഫലം; അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളെ വിളിക്കുന്നു പൾസാറുകൾ.അവസാനമായി, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കോർ പിണ്ഡം 30 സൗരപിണ്ഡം കവിയുന്നുവെങ്കിൽ, അതിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയെ തടയാൻ യാതൊന്നിനും കഴിയില്ല, കൂടാതെ ഒരു സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനം ഉണ്ടാകുന്നു.

20. വിവിധ ഗ്രഹവ്യവസ്ഥകളിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന നാഗരികതകൾ തമ്മിലുള്ള റേഡിയോ ആശയവിനിമയം

21. ഒപ്റ്റിക്കൽ രീതികൾ ഉപയോഗിച്ച് ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ ആശയവിനിമയത്തിനുള്ള സാധ്യത

22. ഓട്ടോമാറ്റിക് പ്രോബുകൾ ഉപയോഗിച്ച് അന്യഗ്രഹ നാഗരികതകളുമായുള്ള ആശയവിനിമയം

23. ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ റേഡിയോ ആശയവിനിമയങ്ങളുടെ പ്രോബബിലിറ്റി-സൈദ്ധാന്തിക വിശകലനം. സിഗ്നലുകളുടെ സ്വഭാവം

24. അന്യഗ്രഹ നാഗരികതകൾ തമ്മിലുള്ള നേരിട്ടുള്ള ബന്ധത്തിൻ്റെ സാധ്യതയെക്കുറിച്ച്

25. മനുഷ്യരാശിയുടെ സാങ്കേതിക വികാസത്തിൻ്റെ ഗതിയെയും സ്വഭാവത്തെയും കുറിച്ചുള്ള പരാമർശങ്ങൾ

II. മറ്റ് ഗ്രഹങ്ങളിലെ ബുദ്ധിജീവികളുമായി ആശയവിനിമയം സാധ്യമാണോ?

ഭാഗം ഒന്ന് പ്രശ്നത്തിൻ്റെ ജ്യോതിശാസ്ത്ര വശം

4. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തിൽ വാതകത്തിൻ്റെയും പൊടിയുടെയും മേഘങ്ങൾ ഘനീഭവിച്ചാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ ഉണ്ടാകുന്നത് എന്ന വാദത്തിന് അനുകൂലമായി ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിന് ധാരാളം വാദങ്ങളുണ്ട്. ഈ പരിതസ്ഥിതിയിൽ നിന്നുള്ള നക്ഷത്ര രൂപീകരണ പ്രക്രിയ ഇന്നും തുടരുന്നു. ഈ വസ്തുത വ്യക്തമാക്കുന്നത് ഏറ്റവും വലിയ നേട്ടങ്ങളിലൊന്നാണ് ആധുനിക ജ്യോതിശാസ്ത്രം . താരതമ്യേന അടുത്ത കാലം വരെ, എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങളും ഒരേസമയം നിരവധി കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾക്ക് മുമ്പ് രൂപപ്പെട്ടതായി വിശ്വസിക്കപ്പെട്ടു. ഈ മെറ്റാഫിസിക്കൽ ആശയങ്ങളുടെ തകർച്ച, ഒന്നാമതായി, നിരീക്ഷണ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ പുരോഗതിയും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടനയുടെയും പരിണാമത്തിൻ്റെയും സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ വികാസവും സുഗമമാക്കി. തൽഫലമായി, നിരീക്ഷിച്ച നക്ഷത്രങ്ങളിൽ പലതും താരതമ്യേന ഇളം വസ്തുക്കളാണെന്നും അവയിൽ ചിലത് മനുഷ്യൻ ഭൂമിയിലായിരിക്കുമ്പോൾ തന്നെ ഉയർന്നുവന്നുവെന്നും വ്യക്തമായി. നക്ഷത്രാന്തരീയ വാതകം, പൊടിപടലം എന്നിവയിൽ നിന്നാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നത് എന്ന നിഗമനത്തിന് അനുകൂലമായ ഒരു പ്രധാന വാദം ഗാലക്സിയുടെ സർപ്പിള കൈകളിലെ യുവ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ("അസോസിയേഷനുകൾ" എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ) ഗ്രൂപ്പുകളുടെ സ്ഥാനമാണ്. റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങൾ അനുസരിച്ച്, നക്ഷത്രാന്തര വാതകം പ്രധാനമായും ഗാലക്സികളുടെ സർപ്പിള കൈകളിലാണ് കേന്ദ്രീകരിച്ചിരിക്കുന്നത് എന്നതാണ് വസ്തുത. പ്രത്യേകിച്ചും, ഇത് നമ്മുടെ ഗാലക്സിയിൽ സംഭവിക്കുന്നു. മാത്രമല്ല, നമുക്ക് അടുത്തുള്ള ചില താരാപഥങ്ങളുടെ വിശദമായ “റേഡിയോ ഇമേജുകളിൽ” നിന്ന്, ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ വാതകത്തിൻ്റെ ഏറ്റവും ഉയർന്ന സാന്ദ്രത സർപ്പിളത്തിൻ്റെ ആന്തരിക (അനുബന്ധ ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രവുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ) അരികുകളിൽ കാണപ്പെടുന്നു, ഇതിന് സ്വാഭാവിക വിശദീകരണമുണ്ട്, നമുക്ക് ഇവിടെ താമസിക്കാൻ കഴിയാത്ത വിശദാംശങ്ങൾ. എന്നാൽ സർപ്പിളുകളുടെ ഈ ഭാഗങ്ങളിൽ കൃത്യമായി "HII സോണുകൾ", അതായത്, അയോണൈസ്ഡ് ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ വാതകത്തിൻ്റെ മേഘങ്ങൾ, ഒപ്റ്റിക്കൽ ജ്യോതിശാസ്ത്ര രീതികൾ നിരീക്ഷിക്കുന്നു. in ch. 3 അത്തരം മേഘങ്ങളുടെ അയോണൈസേഷൻ്റെ കാരണം ഭീമാകാരമായ ചൂടുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള അൾട്രാവയലറ്റ് വികിരണം മാത്രമാണെന്ന് ഇതിനകം പറഞ്ഞിട്ടുണ്ട് - വ്യക്തമായും ഇളം വസ്തുക്കളിൽ (താഴെ കാണുക). നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ പ്രശ്നത്തിൻ്റെ കേന്ദ്രം അവയുടെ ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സുകളെക്കുറിച്ചുള്ള ചോദ്യമാണ്. വാസ്തവത്തിൽ, ഉദാഹരണത്തിന്, സൂര്യൻ്റെ വികിരണം, ഏതാനും ബില്യൺ വർഷങ്ങളായി നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ട തലത്തിൽ നിലനിർത്താൻ ആവശ്യമായ ഭീമമായ ഊർജ്ജം എവിടെ നിന്ന് വരുന്നു? ഓരോ സെക്കൻഡിലും സൂര്യൻ 4x10 33 എർഗുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു, 3 ബില്യൺ വർഷങ്ങളിൽ അത് 4x10 50 എർഗുകൾ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. സൂര്യൻ്റെ പ്രായം ഏകദേശം 5 ബില്യൺ വർഷമാണെന്നതിൽ സംശയമില്ല. വിവിധ റേഡിയോ ആക്ടീവ് രീതികൾ ഉപയോഗിച്ച് ഭൂമിയുടെ പ്രായം സംബന്ധിച്ച ആധുനിക കണക്കുകൂട്ടലുകളിൽ നിന്നെങ്കിലും ഇത് പിന്തുടരുന്നു. സൂര്യൻ ഭൂമിയേക്കാൾ "ചെറുപ്പമാണ്" എന്നത് അസംഭവ്യമാണ്. കഴിഞ്ഞ നൂറ്റാണ്ടിലും ഈ നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ തുടക്കത്തിലും, സൂര്യൻ്റെയും നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സുകളുടെ സ്വഭാവത്തെക്കുറിച്ച് വിവിധ അനുമാനങ്ങൾ നിർദ്ദേശിക്കപ്പെട്ടു. ചില ശാസ്ത്രജ്ഞർ, ഉദാഹരണത്തിന്, സൗരോർജ്ജത്തിൻ്റെ ഉറവിടം അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൽ ഉൽക്കാശിലകളുടെ തുടർച്ചയായ വീഴ്ചയാണെന്ന് വിശ്വസിച്ചു, മറ്റുള്ളവർ സൂര്യൻ്റെ തുടർച്ചയായ കംപ്രഷനിൽ ഉറവിടം തേടി. അത്തരം ഒരു പ്രക്രിയയിൽ പുറത്തുവിടുന്ന പൊട്ടൻഷ്യൽ ഊർജ്ജം, ചില വ്യവസ്ഥകളിൽ, വികിരണമായി മാറും. നമ്മൾ താഴെ കാണുന്നത് പോലെ, നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിൻ്റെ പ്രാരംഭ ഘട്ടത്തിൽ ഈ ഉറവിടം വളരെ ഫലപ്രദമാണ്, പക്ഷേ സൂര്യനിൽ നിന്നുള്ള വികിരണം ആവശ്യമായ സമയത്തേക്ക് നൽകാൻ ഇതിന് കഴിയില്ല. ന്യൂക്ലിയർ ഫിസിക്സിലെ പുരോഗതി നമ്മുടെ നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ മുപ്പതുകളുടെ അവസാനത്തിൽ നക്ഷത്ര ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സുകളുടെ പ്രശ്നം പരിഹരിക്കാൻ സാധ്യമാക്കി. അത്തരമൊരു ഉറവിടം തെർമോ ആണ് ആണവ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾനക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉൾഭാഗത്ത് (ഏകദേശം പത്തുലക്ഷം കെൽവിൻ) നിലനിൽക്കുന്ന ഉയർന്ന താപനിലയിൽ സിന്തസിസ് സംഭവിക്കുന്നു. ഈ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായി, താപനിലയെ ശക്തമായി ആശ്രയിക്കുന്ന വേഗത, പ്രോട്ടോണുകൾ ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസുകളായി മാറുന്നു, കൂടാതെ പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആഴങ്ങളിലൂടെ സാവധാനം "ചോർച്ച" ചെയ്യുകയും അവസാനം, ഗണ്യമായി രൂപാന്തരപ്പെടുകയും, ബഹിരാകാശത്തേക്ക് പുറന്തള്ളപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇത് വളരെ ശക്തമായ ഒരു ഉറവിടമാണ്. തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായി പൂർണ്ണമായും ഹീലിയമായി രൂപാന്തരപ്പെട്ട ഹൈഡ്രജൻ മാത്രമേ സൂര്യനിൽ ഉണ്ടായിരുന്നുള്ളൂ എന്ന് ഞങ്ങൾ അനുമാനിക്കുകയാണെങ്കിൽ, പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ അളവ് ഏകദേശം 10 52 എർജി ആയിരിക്കും. അങ്ങനെ, ശതകോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങളായി നിരീക്ഷിച്ച തലത്തിൽ വികിരണം നിലനിർത്താൻ, സൂര്യൻ അതിൻ്റെ പ്രാരംഭ ഹൈഡ്രജൻ്റെ 10% ത്തിൽ കൂടുതൽ "ഉപയോഗിക്കാൻ" മതിയാകും. ഇനി നമുക്ക് ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമം ഇങ്ങനെ സങ്കൽപ്പിക്കാം. ചില കാരണങ്ങളാൽ (അവയിൽ പലതും വ്യക്തമാക്കാം), ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ വാതകത്തിൻ്റെയും പൊടി മാധ്യമത്തിൻ്റെയും ഒരു മേഘം ഘനീഭവിക്കാൻ തുടങ്ങി. സാർവത്രിക ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളുടെ സ്വാധീനത്തിൽ വളരെ വേഗം (ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്ര സ്കെയിലിൽ, തീർച്ചയായും!), ഈ മേഘത്തിൽ നിന്ന് താരതമ്യേന സാന്ദ്രമായ അതാര്യമായ വാതക പന്ത് രൂപം കൊള്ളും. കൃത്യമായി പറഞ്ഞാൽ, ഈ പന്തിനെ ഇതുവരെ ഒരു നക്ഷത്രം എന്ന് വിളിക്കാൻ കഴിയില്ല, കാരണം അതിൻ്റെ കേന്ദ്ര പ്രദേശങ്ങളിൽ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതികരണങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്നതിന് താപനില പര്യാപ്തമല്ല. പന്തിനുള്ളിലെ വാതക മർദ്ദത്തിന് അതിൻ്റെ വ്യക്തിഗത ഭാഗങ്ങളുടെ ആകർഷണ ശക്തികളെ സന്തുലിതമാക്കാൻ ഇതുവരെ കഴിഞ്ഞിട്ടില്ല, അതിനാൽ അത് തുടർച്ചയായി കംപ്രസ് ചെയ്യും. ചില ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ മുമ്പ് വിശ്വസിച്ചിരുന്നത് അത്തരം "പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകൾ" വ്യക്തിഗത നെബുലകളിൽ വളരെ ഇരുണ്ട കോംപാക്റ്റ് രൂപീകരണങ്ങളുടെ രൂപത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു, ഗ്ലോബ്യൂൾസ് എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവയാണ് (ചിത്രം 12). എന്നിരുന്നാലും, റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ വിജയങ്ങൾ, ഈ നിഷ്കളങ്കമായ കാഴ്ചപ്പാട് ഉപേക്ഷിക്കാൻ ഞങ്ങളെ നിർബന്ധിച്ചു (താഴെ കാണുക). സാധാരണയായി, ഒരേ സമയം ഒരു പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ രൂപപ്പെടുന്നില്ല, എന്നാൽ അവയിൽ കൂടുതലോ കുറവോ ഒരു കൂട്ടം. തുടർന്ന്, ഈ ഗ്രൂപ്പുകൾ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർക്ക് നന്നായി അറിയാവുന്ന നക്ഷത്ര അസോസിയേഷനുകളും ക്ലസ്റ്ററുകളും ആയിത്തീരുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൻ്റെ ഈ പ്രാരംഭ ഘട്ടത്തിൽ തന്നെ അതിനുചുറ്റും താഴ്ന്ന പിണ്ഡത്തിൻ്റെ കൂട്ടങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു, അത് ക്രമേണ ഗ്രഹങ്ങളായി മാറുന്നു (അദ്ധ്യായം 9 കാണുക).

അരി. 12. ഒരു ഡിഫ്യൂഷൻ നെബുലയിലെ ഗ്ലോബ്യൂളുകൾ

ഒരു പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ ചുരുങ്ങുമ്പോൾ, അതിൻ്റെ താപനില ഉയരുകയും പുറത്തുവിടുന്ന പൊട്ടൻഷ്യൽ എനർജിയുടെ ഗണ്യമായ ഭാഗം ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥലത്തേക്ക് പ്രസരിപ്പിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. തകരുന്ന ഗ്യാസ് ബോളിൻ്റെ അളവുകൾ വളരെ വലുതായതിനാൽ, അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൻ്റെ യൂണിറ്റിന് വികിരണം അപ്രധാനമായിരിക്കും. ഒരു യൂണിറ്റ് പ്രതലത്തിലെ റേഡിയേഷൻ ഫ്ലക്സ് താപനിലയുടെ നാലാമത്തെ ശക്തിക്ക് (സ്റ്റെഫാൻ-ബോൾട്ട്സ്മാൻ നിയമം) ആനുപാതികമായതിനാൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതല പാളികളുടെ താപനില താരതമ്യേന കുറവാണ്, അതേസമയം അതിൻ്റെ പ്രകാശം ഒരു സാധാരണ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശത്തിന് തുല്യമാണ്. ഒരേ പിണ്ഡം. അതിനാൽ, സ്പെക്ട്രം-ലുമിനോസിറ്റി ഡയഗ്രാമിൽ, അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രധാന ശ്രേണിയുടെ വലതുവശത്ത് സ്ഥിതിചെയ്യും, അതായത്, അവയുടെ പ്രാരംഭ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ മൂല്യങ്ങളെ ആശ്രയിച്ച് അവ ചുവന്ന ഭീമൻമാരുടെയോ ചുവന്ന കുള്ളന്മാരുടെയോ മേഖലയിലേക്ക് വീഴും. തുടർന്ന്, പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ ചുരുങ്ങുന്നത് തുടരുന്നു. അതിൻ്റെ അളവുകൾ ചെറുതായിത്തീരുന്നു, ഉപരിതല താപനില വർദ്ധിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ ഫലമായി സ്പെക്ട്രം കൂടുതൽ കൂടുതൽ "നേരത്തേ" മാറുന്നു. അങ്ങനെ, സ്പെക്ട്രം-ലുമിനോസിറ്റി ഡയഗ്രാമിലൂടെ നീങ്ങുമ്പോൾ, പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ വേഗത്തിൽ "ഇരുന്നു". ഈ കാലയളവിൽ, തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്നതിന് നക്ഷത്ര ഇൻ്റീരിയറിൻ്റെ താപനില ഇതിനകം തന്നെ മതിയാകും. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, ഭാവി നക്ഷത്രത്തിനുള്ളിലെ വാതക സമ്മർദ്ദം ആകർഷണത്തെ സന്തുലിതമാക്കുകയും ഗ്യാസ് ബോൾ കംപ്രസ് ചെയ്യുന്നത് നിർത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. ഒരു പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ ഒരു നക്ഷത്രമായി മാറുന്നു. പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകൾക്ക് അവയുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ ഈ ആദ്യഘട്ടത്തിലൂടെ കടന്നുപോകാൻ താരതമ്യേന കുറച്ച് സമയമേ എടുക്കൂ. ഉദാഹരണത്തിന്, പ്രോട്ടോസ്റ്റാറിൻ്റെ പിണ്ഡം സൗരയൂഥത്തേക്കാൾ കൂടുതലാണെങ്കിൽ, അതിന് കുറച്ച് ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ മാത്രമേ എടുക്കൂ, കുറവാണെങ്കിൽ നൂറുകണക്കിന് ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ. പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകളുടെ പരിണാമ സമയം താരതമ്യേന ചെറുതായതിനാൽ, നക്ഷത്രവികസനത്തിൻ്റെ ഈ ആദ്യഘട്ടം കണ്ടെത്താൻ പ്രയാസമാണ്. എന്നിരുന്നാലും, അത്തരമൊരു ഘട്ടത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ പ്രത്യക്ഷത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു. നമ്മൾ സംസാരിക്കുന്നത് വളരെ രസകരമായ ടി ടൗറി നക്ഷത്രങ്ങളെക്കുറിച്ചാണ്, സാധാരണയായി ഇരുണ്ട നെബുലകളിൽ ഉൾച്ചേർന്നിരിക്കുന്നു. 1966-ൽ, തികച്ചും അപ്രതീക്ഷിതമായി, അവയുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ ആദ്യഘട്ടത്തിൽ പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകളെ നിരീക്ഷിക്കാൻ സാധിച്ചു. ഈ പുസ്തകത്തിൻ്റെ മൂന്നാം അധ്യായത്തിൽ, നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിൽ, പ്രാഥമികമായി ഹൈഡ്രോക്‌സിൽ OH, ജലബാഷ്പം H2O എന്നിവയിലെ നിരവധി തന്മാത്രകളുടെ റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രം കണ്ടെത്തിയതിനെക്കുറിച്ച് ഞങ്ങൾ ഇതിനകം സൂചിപ്പിച്ചിട്ടുണ്ട്. OH റേഡിയോ ലൈനിന് അനുസൃതമായി 18 സെൻ്റീമീറ്റർ തരംഗദൈർഘ്യത്തിൽ ആകാശത്തെ സർവേ ചെയ്യുമ്പോൾ, തെളിച്ചമുള്ളതും വളരെ ഒതുക്കമുള്ളതുമായ (അതായത്, ചെറിയ കോണീയ അളവുകളുള്ള) ഉറവിടങ്ങൾ കണ്ടെത്തിയപ്പോൾ റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ വളരെ ആശ്ചര്യപ്പെട്ടു. ഇത് വളരെ അപ്രതീക്ഷിതമായിരുന്നു, അത്തരം ശോഭയുള്ള റേഡിയോ ലൈനുകൾ ഒരു ഹൈഡ്രോക്സൈൽ തന്മാത്രയുടേതാണെന്ന് വിശ്വസിക്കാൻ പോലും അവർ ആദ്യം വിസമ്മതിച്ചു. ഈ വരികൾ ചില അജ്ഞാത പദാർത്ഥങ്ങളുടേതാണെന്ന് അനുമാനിക്കപ്പെട്ടു, അതിന് ഉടൻ തന്നെ "ഉചിതമായ" പേര് "മിസ്റ്റീരിയം" നൽകി. എന്നിരുന്നാലും, "മിസ്റ്റീരിയം" വളരെ വേഗം അതിൻ്റെ ഒപ്റ്റിക്കൽ "സഹോദരന്മാരുടെ" - "നെബുലിയ", "കൊറോണ" എന്നിവയുടെ വിധി പങ്കിട്ടു. പതിറ്റാണ്ടുകളായി നെബുലകളുടെയും സൗര കൊറോണയുടെയും തിളക്കമുള്ള ലൈനുകൾ അറിയപ്പെടുന്ന സ്പെക്ട്രൽ ലൈനുകളുമായി തിരിച്ചറിയാൻ കഴിഞ്ഞില്ല എന്നതാണ് വസ്തുത. അതിനാൽ, ഭൂമിയിൽ അജ്ഞാതമായ ചില സാങ്കൽപ്പിക ഘടകങ്ങളാണ് അവയ്ക്ക് കാരണമായത് - “നെബുലിയം”, “കിരീടം”. നമ്മുടെ നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ തുടക്കത്തിൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ അജ്ഞതയെ ഓർത്ത് നമുക്ക് പുഞ്ചിരിക്കരുത്: എല്ലാത്തിനുമുപരി, അന്ന് ആറ്റോമിക് സിദ്ധാന്തം ഉണ്ടായിരുന്നില്ല! ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ വികസനം മെൻഡലീവിൻ്റെ ആനുകാലിക വ്യവസ്ഥയിൽ വിചിത്രമായ "ആകാശ" പദാർത്ഥങ്ങൾക്ക് ഇടം നൽകിയില്ല: 1927-ൽ "നെബുലിയം" പൊളിച്ചുമാറ്റി, അയോണൈസ്ഡ് ഓക്സിജൻ്റെയും നൈട്രജൻ്റെയും "നിരോധിത" ലൈനുകൾ ഉപയോഗിച്ച് അതിൻ്റെ വരികൾ പൂർണ്ണമായും വിശ്വസനീയമായി തിരിച്ചറിഞ്ഞു. 1939 -1941. നിഗൂഢമായ "കൊറോണിയം" ലൈനുകൾ ഇരുമ്പ്, നിക്കൽ, കാൽസ്യം എന്നിവയുടെ അയോണൈസ്ഡ് ആറ്റങ്ങളുടേതാണെന്ന് ബോധ്യപ്പെടുത്തുന്ന രീതിയിൽ തെളിയിക്കപ്പെട്ടു. "നെബുലിയം", "കോഡോണിയ" എന്നിവ "ഡീബങ്ക്" ചെയ്യാൻ പതിറ്റാണ്ടുകൾ എടുത്തുവെങ്കിൽ, കണ്ടെത്തൽ കഴിഞ്ഞ് ഏതാനും ആഴ്ചകൾക്കുള്ളിൽ "മിസ്റ്റീരിയം" ലൈനുകൾ സാധാരണ ഹൈഡ്രോക്സൈലിൻ്റേതാണെന്ന് വ്യക്തമായി, പക്ഷേ അസാധാരണമായ സാഹചര്യങ്ങളിൽ മാത്രം. കൂടുതൽ നിരീക്ഷണങ്ങൾ, ഒന്നാമതായി, "മിസ്റ്റീരിയം" ൻ്റെ ഉറവിടങ്ങൾക്ക് വളരെ ചെറിയ കോണീയ അളവുകൾ ഉണ്ടെന്ന് വെളിപ്പെടുത്തി. അന്നത്തെ പുതിയ, വളരെ ഉപയോഗിച്ചാണ് ഇത് കാണിച്ചത് ഫലപ്രദമായ രീതി"റേഡിയോ ഇൻ്റർഫെറോമെട്രി അറ്റ് വളരെ ലോംഗ് ബേസ്‌ലൈനുകൾ" എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്ന ഗവേഷണം. പരസ്പരം ആയിരക്കണക്കിന് കിലോമീറ്റർ അകലെ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന രണ്ട് റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പുകളിലെ സ്രോതസ്സുകളുടെ ഒരേസമയം നിരീക്ഷണങ്ങളിലേക്ക് ഈ രീതിയുടെ സാരം വരുന്നു. ഇത് മാറുന്നതുപോലെ, റേഡിയോ ടെലിസ്കോപ്പുകൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരത്തിൻ്റെ തരംഗദൈർഘ്യത്തിൻ്റെ അനുപാതമാണ് കോണീയ റെസലൂഷൻ നിർണ്ണയിക്കുന്നത്. ഞങ്ങളുടെ കാര്യത്തിൽ, ഈ മൂല്യം ~3x10 -8 റാഡ് അല്ലെങ്കിൽ ഒരു ആർക്ക്സെക്കൻഡിൻ്റെ ആയിരത്തിലൊന്ന് ആകാം! ഒപ്റ്റിക്കൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൽ അത്തരം കോണീയ റെസല്യൂഷൻ ഇപ്പോഴും പൂർണ്ണമായും അപ്രാപ്യമാണെന്ന കാര്യം ശ്രദ്ധിക്കുക. അത്തരം നിരീക്ഷണങ്ങൾ കാണിക്കുന്നത് "മിസ്റ്റീരിയം" സ്രോതസ്സുകളിൽ കുറഞ്ഞത് മൂന്ന് വിഭാഗങ്ങളെങ്കിലും ഉണ്ടെന്നാണ്. ഇവിടെ നമുക്ക് ഒന്നാം ക്ലാസ് ഉറവിടങ്ങളിൽ താൽപ്പര്യമുണ്ടാകും. അവയെല്ലാം പ്രസിദ്ധമായ ഓറിയോൺ നെബുല പോലെയുള്ള വാതക അയോണൈസ്ഡ് നെബുലകൾക്കുള്ളിലാണ് സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. ഇതിനകം സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ, അവയുടെ വലുപ്പങ്ങൾ വളരെ ചെറുതാണ്, നെബുലയുടെ വലുപ്പത്തേക്കാൾ ആയിരക്കണക്കിന് മടങ്ങ് ചെറുതാണ്. ഏറ്റവും രസകരമായ കാര്യം അവർക്ക് സങ്കീർണ്ണമായ ഒരു സ്പേഷ്യൽ ഘടനയുണ്ട് എന്നതാണ്. ഉദാഹരണത്തിന്, W3 എന്ന നെബുലയിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന ഒരു ഉറവിടം പരിഗണിക്കുക.

അരി. 13. ഹൈഡ്രോക്സൈൽ ലൈനിൻ്റെ നാല് ഘടകങ്ങളുടെ പ്രൊഫൈലുകൾ

ചിത്രത്തിൽ. ഈ ഉറവിടം പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന OH ലൈനിൻ്റെ പ്രൊഫൈൽ ചിത്രം 13 കാണിക്കുന്നു. നമുക്ക് കാണാനാകുന്നതുപോലെ, അതിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു വലിയ അളവ്ഇടുങ്ങിയ തെളിച്ചമുള്ള വരകൾ. ഓരോ വരിയും ഈ രേഖ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന മേഘത്തിൻ്റെ കാഴ്ച രേഖയിൽ ചലനത്തിൻ്റെ ഒരു നിശ്ചിത വേഗതയുമായി പൊരുത്തപ്പെടുന്നു. ഈ വേഗതയുടെ വ്യാപ്തി നിർണ്ണയിക്കുന്നത് ഡോപ്ലർ ഇഫക്റ്റാണ്. വ്യത്യസ്ത മേഘങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള വേഗതയിലെ വ്യത്യാസം (കാഴ്ചയുടെ രേഖയിൽ) ~10 km/s എത്തുന്നു. മുകളിൽ സൂചിപ്പിച്ച ഇൻ്റർഫെറോമെട്രിക് നിരീക്ഷണങ്ങൾ കാണിക്കുന്നത്, ഓരോ വരയും പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന മേഘങ്ങൾ സ്ഥലപരമായി വിന്യസിച്ചിട്ടില്ല എന്നാണ്. ചിത്രം ഇതുപോലെ മാറുന്നു: ഏകദേശം 1.5 സെക്കൻഡ് വലുപ്പമുള്ള ഒരു പ്രദേശത്തിനുള്ളിൽ, കമാനങ്ങൾ നീങ്ങുന്നു വ്യത്യസ്ത വേഗതയിൽ ഏകദേശം 10 ഒതുക്കമുള്ള മേഘങ്ങൾ. ഓരോ ക്ലൗഡും ഒരു പ്രത്യേക (ഫ്രീക്വൻസി) ലൈൻ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. മേഘങ്ങളുടെ കോണീയ അളവുകൾ വളരെ ചെറുതാണ്, ഒരു ആർക്ക് സെക്കൻഡിൻ്റെ ആയിരക്കണക്കിന് ഭാഗങ്ങളുടെ ക്രമത്തിൽ. W3 നെബുലയിലേക്കുള്ള ദൂരം (ഏകദേശം 2000 pc) അറിയപ്പെടുന്നതിനാൽ, കോണീയ അളവുകൾ എളുപ്പത്തിൽ രേഖീയമായവയിലേക്ക് പരിവർത്തനം ചെയ്യാൻ കഴിയും. മേഘങ്ങൾ നീങ്ങുന്ന പ്രദേശത്തിൻ്റെ രേഖീയ അളവുകൾ 10 -2 പിസി ക്രമത്തിലാണെന്നും ഓരോ മേഘത്തിൻ്റെയും അളവുകൾ ഭൂമിയിൽ നിന്ന് സൂര്യനിലേക്കുള്ള ദൂരത്തേക്കാൾ വലിയ അളവിലുള്ള ക്രമം മാത്രമാണെന്നും ഇത് മാറുന്നു. ചോദ്യങ്ങൾ ഉയർന്നുവരുന്നു: ഇവ ഏതുതരം മേഘങ്ങളാണ്, എന്തുകൊണ്ടാണ് അവ ഹൈഡ്രോക്‌സിൽ റേഡിയോ ലൈനുകളിൽ ഇത്രയധികം പുറന്തള്ളുന്നത്? രണ്ടാമത്തെ ചോദ്യത്തിനുള്ള ഉത്തരം വളരെ വേഗത്തിൽ ലഭിച്ചു. റേഡിയേഷൻ സംവിധാനം ലബോറട്ടറി മേസറുകളിലും ലേസറുകളിലും കാണപ്പെടുന്നതിന് സമാനമാണെന്ന് ഇത് മാറി. അതിനാൽ, ഹൈഡ്രോക്‌സിൽ ലൈനിൻ്റെ തരംഗത്തിൽ പ്രവർത്തിക്കുന്ന ഭീമാകാരവും പ്രകൃതിദത്തവുമായ കോസ്മിക് മേസറുകളാണ് "മിസ്റ്റീരിയം" ൻ്റെ ഉറവിടങ്ങൾ, അതിൻ്റെ നീളം 18 സെൻ്റിമീറ്ററാണ്. ഇത് മേസറുകളിൽ (ഒപ്റ്റിക്കൽ, ഇൻഫ്രാറെഡ് ഫ്രീക്വൻസികളിൽ - ലേസറുകളിൽ) ആണ്. രേഖ കൈവരിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ സ്പെക്ട്രൽ വീതി ചെറുതാണ്. അറിയപ്പെടുന്നതുപോലെ, വികിരണം പ്രചരിപ്പിക്കുന്ന മാധ്യമം ഏതെങ്കിലും വിധത്തിൽ "സജീവമാക്കുമ്പോൾ" ഈ പ്രഭാവം മൂലം ലൈനുകളിൽ വികിരണത്തിൻ്റെ വർദ്ധനവ് സാധ്യമാണ്. ഇതിനർത്ഥം ചില "ബാഹ്യ" ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സ് ("പമ്പിംഗ്" എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ) പ്രാരംഭ (മുകളിൽ) തലത്തിൽ ആറ്റങ്ങളുടെയോ തന്മാത്രകളുടെയോ സാന്ദ്രത അസാധാരണമായി ഉയർന്നതാക്കുന്നു എന്നാണ്. നിരന്തരം പ്രവർത്തിക്കുന്ന "പമ്പിംഗ്" ഇല്ലാതെ ഒരു മേസർ അല്ലെങ്കിൽ ലേസർ അസാധ്യമാണ്. "പമ്പിംഗ്" കോസ്മിക് മേസറുകൾക്കുള്ള മെക്കാനിസത്തിൻ്റെ സ്വഭാവത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ചോദ്യം ഇതുവരെ പൂർണ്ണമായും പരിഹരിച്ചിട്ടില്ല. എന്നിരുന്നാലും, മിക്കവാറും "പമ്പിംഗ്" നൽകുന്നത് വളരെ ശക്തമായ ഇൻഫ്രാറെഡ് വികിരണമാണ്. സാധ്യമായ മറ്റൊരു പമ്പിംഗ് സംവിധാനം ചില രാസപ്രവർത്തനങ്ങളായിരിക്കാം. ബഹിരാകാശത്ത് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞർ നേരിടുന്ന അത്ഭുതകരമായ പ്രതിഭാസങ്ങളെക്കുറിച്ച് ചിന്തിക്കാൻ കോസ്മിക് മേസറുകളെക്കുറിച്ചുള്ള ഞങ്ങളുടെ കഥ തടസ്സപ്പെടുത്തുന്നത് മൂല്യവത്താണ്. നമ്മുടെ പ്രക്ഷുബ്ധമായ നൂറ്റാണ്ടിലെ ഏറ്റവും വലിയ സാങ്കേതിക കണ്ടുപിടിത്തങ്ങളിലൊന്ന്, നമ്മൾ ഇപ്പോൾ അനുഭവിക്കുന്ന ശാസ്ത്ര സാങ്കേതിക വിപ്ലവത്തിൽ ഒരു പ്രധാന പങ്ക് വഹിക്കുന്നു, അത് സ്വാഭാവിക സാഹചര്യങ്ങളിൽ എളുപ്പത്തിൽ സാക്ഷാത്കരിക്കപ്പെടുന്നു, അതിലുപരി വലിയ തോതിലും! ചില കോസ്മിക് മേസറുകളിൽ നിന്നുള്ള റേഡിയോ ഉദ്വമനത്തിൻ്റെ പ്രവാഹം വളരെ വലുതാണ്, അത് റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ സാങ്കേതിക തലത്തിൽ പോലും 35 വർഷം മുമ്പ്, അതായത് മേസറുകളും ലേസറുകളും കണ്ടുപിടിക്കുന്നതിന് മുമ്പുതന്നെ കണ്ടെത്താമായിരുന്നു! ഇത് ചെയ്യുന്നതിന്, നിങ്ങൾ "മാത്രം" OH റേഡിയോ ലിങ്കിൻ്റെ കൃത്യമായ തരംഗദൈർഘ്യം അറിയുകയും പ്രശ്നത്തിൽ താൽപ്പര്യപ്പെടുകയും വേണം. വഴിയിൽ, മനുഷ്യരാശി നേരിടുന്ന ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട ശാസ്ത്ര-സാങ്കേതിക പ്രശ്നങ്ങൾ സ്വാഭാവിക സാഹചര്യങ്ങളിൽ സാക്ഷാത്കരിക്കപ്പെടുന്നത് ഇതാദ്യമല്ല. സൂര്യൻ്റെയും നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും വികിരണത്തെ പിന്തുണയ്ക്കുന്ന തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതികരണങ്ങൾ (കാണുക. താഴെ), ഭൂമിയിൽ ആണവ "ഇന്ധനം" ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കുന്നതിനുള്ള പ്രോജക്ടുകളുടെ വികസനവും നടപ്പാക്കലും ഉത്തേജിപ്പിച്ചു, അത് ഭാവിയിൽ നമ്മുടെ എല്ലാ ഊർജ്ജ പ്രശ്നങ്ങളും പരിഹരിക്കും. അയ്യോ, പ്രകൃതി "എളുപ്പത്തിൽ" പരിഹരിച്ച ഈ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട പ്രശ്നം പരിഹരിക്കുന്നതിൽ നിന്ന് ഞങ്ങൾ ഇപ്പോഴും വളരെ അകലെയാണ്. ഒന്നര നൂറ്റാണ്ട് മുമ്പ്, പ്രകാശത്തിൻ്റെ തരംഗ സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ സ്ഥാപകൻ ഫ്രെസ്നെൽ അഭിപ്രായപ്പെട്ടു (വ്യത്യസ്തമായ ഒരു അവസരത്തിൽ, തീർച്ചയായും): "പ്രകൃതി നമ്മുടെ ബുദ്ധിമുട്ടുകൾ കണ്ട് ചിരിക്കുന്നു." നമ്മൾ കാണുന്നതുപോലെ, ഫ്രെസ്നെലിൻ്റെ പരാമർശം ഇന്ന് കൂടുതൽ ശരിയാണ്. എന്നിരുന്നാലും നമുക്ക് കോസ്മിക് മേസറുകളിലേക്ക് മടങ്ങാം. ഈ മേസറുകൾ "പമ്പിംഗ്" ചെയ്യുന്നതിനുള്ള സംവിധാനം ഇതുവരെ പൂർണ്ണമായും വ്യക്തമല്ലെങ്കിലും, ഒരാൾക്ക് ഇപ്പോഴും ഒരു ഏകദേശ ധാരണ ലഭിക്കും ശാരീരിക അവസ്ഥകൾഒരു മേസർ മെക്കാനിസം വഴി 18 സെൻ്റീമീറ്റർ രേഖ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന മേഘങ്ങളിൽ, ഒന്നാമതായി, ഈ മേഘങ്ങൾ വളരെ സാന്ദ്രമാണെന്ന് മാറുന്നു: ഒരു ക്യൂബിക് സെൻ്റിമീറ്ററിൽ കുറഞ്ഞത് 10 8 -10 9 കണങ്ങൾ ഉണ്ട്, കൂടാതെ ഒരു പ്രധാനവും (ഒരുപക്ഷേ മിക്കതും) അവയിൽ ഒരു ഭാഗം തന്മാത്രകളാണ്. താപനില രണ്ടായിരം കെൽവിൻ കവിയാൻ സാധ്യതയില്ല, മിക്കവാറും അത് ഏകദേശം 1000 കെൽവിൻ ആയിരിക്കും. ഈ ഗുണങ്ങൾ നക്ഷത്രാന്തര വാതകത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രമായ മേഘങ്ങളുടെ ഗുണങ്ങളിൽ നിന്ന് വളരെ വ്യത്യസ്തമാണ്. ഇപ്പോഴും താരതമ്യേന പരിഗണിക്കുന്നു ചെറിയ വലിപ്പങ്ങൾമേഘങ്ങൾ, അതിഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിപുലീകൃതവും പകരം തണുത്തതുമായ അന്തരീക്ഷവുമായി അവ സാമ്യമുള്ളതാണ് എന്ന നിഗമനത്തിൽ നാം സ്വമേധയാ എത്തിച്ചേരുന്നു. ഈ മേഘങ്ങൾ പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകളുടെ വികാസത്തിൻ്റെ ഒരു പ്രാരംഭ ഘട്ടമല്ലാതെ മറ്റൊന്നുമല്ല, നക്ഷത്രാന്തര മാധ്യമത്തിൽ നിന്നുള്ള ഘനീഭവിച്ചതിന് തൊട്ടുപിന്നാലെ. മറ്റ് വസ്തുതകളും ഈ പ്രസ്താവനയെ പിന്തുണയ്ക്കുന്നു (ഈ പുസ്തകത്തിൻ്റെ രചയിതാവ് 1966 ൽ ഇത് പ്രകടിപ്പിച്ചു). കോസ്മിക് മേസറുകൾ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന നെബുലകളിൽ, ഇളം ചൂടുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ദൃശ്യമാണ് (താഴെ കാണുക). തൽഫലമായി, അവിടെ നക്ഷത്ര രൂപീകരണ പ്രക്രിയ അടുത്തിടെ അവസാനിച്ചു, മിക്കവാറും, ഇപ്പോൾ തുടരുന്നു. ഒരുപക്ഷേ ഏറ്റവും കൗതുകകരമായ കാര്യം, റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങൾ കാണിക്കുന്നത് പോലെ, ഈ തരത്തിലുള്ള കോസ്മിക് മേസർമാർ, അയോണൈസ്ഡ് ഹൈഡ്രജൻ്റെ ചെറിയ, വളരെ സാന്ദ്രമായ മേഘങ്ങളിൽ "മുങ്ങി" എന്നതാണ്. ഈ മേഘങ്ങളിൽ ധാരാളം ഉണ്ട് കോസ്മിക് പൊടി, ഇത് അവരെ ഒപ്റ്റിക്കൽ ശ്രേണിയിൽ നിരീക്ഷിക്കാൻ കഴിയാത്തതാക്കുന്നു. അത്തരം "കൊക്കൂണുകൾ" അവയുടെ ഉള്ളിൽ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന ഇളം ചൂടുള്ള നക്ഷത്രത്താൽ അയോണീകരിക്കപ്പെടുന്നു. നക്ഷത്ര രൂപീകരണ പ്രക്രിയകൾ പഠിക്കാൻ ഇൻഫ്രാറെഡ് ജ്യോതിശാസ്ത്രം വളരെ ഉപയോഗപ്രദമാണെന്ന് തെളിയിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്. വാസ്തവത്തിൽ, ഇൻഫ്രാറെഡ് രശ്മികൾക്ക്, പ്രകാശത്തിൻ്റെ ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ ആഗിരണത്തിന് അത്ര പ്രാധാന്യമില്ല. നമുക്ക് ഇപ്പോൾ ഇനിപ്പറയുന്ന ചിത്രം സങ്കൽപ്പിക്കാൻ കഴിയും: ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയത്തിൻ്റെ മേഘത്തിൽ നിന്ന്, അതിൻ്റെ ഘനീഭവനത്തിലൂടെ, വിവിധ പിണ്ഡങ്ങളുടെ നിരവധി കൂട്ടങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു, ഇത് പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകളായി പരിണമിക്കുന്നു. പരിണാമത്തിൻ്റെ നിരക്ക് വ്യത്യസ്തമാണ്: കൂടുതൽ കൂറ്റൻ കൂട്ടങ്ങൾക്ക് ഇത് കൂടുതലായിരിക്കും (ചുവടെയുള്ള പട്ടിക 2 കാണുക). അതിനാൽ, ഏറ്റവും വലിയ കൂട്ടം ആദ്യം ഒരു ചൂടുള്ള നക്ഷത്രമായി മാറും, ബാക്കിയുള്ളവ പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ ഘട്ടത്തിൽ ഏറെക്കുറെ നീണ്ടുനിൽക്കും. ഒരു "നവജാത" ചൂടുള്ള നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ തൊട്ടടുത്ത്, കൂട്ടങ്ങളായി ഘനീഭവിക്കാത്ത "കൊക്കൂൺ" ഹൈഡ്രജനെ അയോണൈസ് ചെയ്തുകൊണ്ട് ഞങ്ങൾ അവയെ മേസർ റേഡിയേഷൻ്റെ ഉറവിടങ്ങളായി നിരീക്ഷിക്കുന്നു. തീർച്ചയായും, ഈ പരുക്കൻ സ്കീം കൂടുതൽ പരിഷ്കരിക്കപ്പെടും, തീർച്ചയായും, അതിൽ കാര്യമായ മാറ്റങ്ങൾ വരുത്തും. എന്നാൽ വസ്‌തുത നിലനിൽക്കുന്നു: അൽപ്പസമയത്തേക്ക് (മിക്കവാറും താരതമ്യേന ചുരുങ്ങിയ സമയത്തേക്ക്) നവജാത പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകൾ, ആലങ്കാരികമായി പറഞ്ഞാൽ, ക്വാണ്ടം റേഡിയോഫിസിക്‌സിൻ്റെ ഏറ്റവും പുതിയ രീതികൾ (അതായത്, മാസേഴ്‌സ്) ഉപയോഗിച്ച് അവരുടെ ജനനത്തെക്കുറിച്ച് “അലറുന്നു”... 2 വർഷങ്ങൾക്ക് ശേഷം ഹൈഡ്രോക്‌സിൽ (18 സെ.മീ ലൈൻ) കോസ്മിക് മേസറുകൾ കണ്ടെത്തിയതിന് ശേഷം - അതേ സ്രോതസ്സുകൾ ഒരേസമയം ജലബാഷ്പത്തിൻ്റെ ഒരു രേഖ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നതായി കണ്ടെത്തി, അതിൻ്റെ തരംഗദൈർഘ്യം 1.35 സെൻ്റിമീറ്ററാണ്, അതിൻ്റെ തീവ്രത "വാട്ടർ" മേസർ "ഹൈഡ്രോക്സൈൽ" എന്നതിനേക്കാൾ വലുതാണ്. H2O ലൈൻ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന മേഘങ്ങൾ, "ഹൈഡ്രോക്‌സിൽ" മേഘങ്ങളുടെ അതേ ചെറിയ വോള്യത്തിൽ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നുണ്ടെങ്കിലും, വ്യത്യസ്ത വേഗതയിൽ നീങ്ങുകയും കൂടുതൽ ഒതുക്കമുള്ളവയുമാണ്. സമീപഭാവിയിൽ മറ്റ് മസർ ലൈനുകൾ* കണ്ടെത്തുമെന്നത് തള്ളിക്കളയാനാവില്ല. അങ്ങനെ, തികച്ചും അപ്രതീക്ഷിതമായി, റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രം തിരിഞ്ഞു ക്ലാസിക് പ്രശ്നംനിരീക്ഷണ ജ്യോതിശാസ്ത്ര ശാഖയിൽ നക്ഷത്ര രൂപീകരണം**. പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ പ്രവേശിച്ച് സങ്കോചം നിർത്തിയ ശേഷം, നക്ഷത്രം ദീർഘനേരം വികിരണം ചെയ്യുന്നു, പ്രായോഗികമായി സ്പെക്ട്രം-ലുമിനോസിറ്റി ഡയഗ്രാമിൽ അതിൻ്റെ സ്ഥാനം മാറ്റാതെ. അതിൻ്റെ വികിരണം കേന്ദ്ര പ്രദേശങ്ങളിൽ സംഭവിക്കുന്ന തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ പിന്തുണയ്ക്കുന്നു. അതിനാൽ, പ്രധാന ക്രമം, സ്പെക്ട്രം-ലുമിനോസിറ്റി ഡയഗ്രാമിലെ പോയിൻ്റുകളുടെ ജ്യാമിതീയ സ്ഥാനമാണ്, അവിടെ ഒരു നക്ഷത്രത്തിന് (അതിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ച്) വളരെക്കാലം തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ കാരണം സ്ഥിരമായി പുറപ്പെടുവിക്കാൻ കഴിയും. പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സ്ഥാനം നിർണ്ണയിക്കുന്നത് അതിൻ്റെ പിണ്ഡം അനുസരിച്ചാണ്. സ്പെക്ട്രം-ലുമിനോസിറ്റി ഡയഗ്രാമിൽ സന്തുലിതാവസ്ഥ പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സ്ഥാനം നിർണ്ണയിക്കുന്ന ഒരു പരാമീറ്റർ കൂടി ഉണ്ടെന്നത് ശ്രദ്ധിക്കേണ്ടതാണ്. ഈ പരാമീറ്റർ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രാരംഭ രാസഘടനയാണ്. കനത്ത മൂലകങ്ങളുടെ ആപേക്ഷിക സമൃദ്ധി കുറയുകയാണെങ്കിൽ, താഴെയുള്ള ഡയഗ്രാമിൽ നക്ഷത്രം "വീഴും". ഈ സാഹചര്യമാണ് സബ്ഡ്വാർഫുകളുടെ ഒരു ശ്രേണിയുടെ സാന്നിധ്യം വിശദീകരിക്കുന്നത്. മുകളിൽ സൂചിപ്പിച്ചതുപോലെ, ഈ നക്ഷത്രങ്ങളിലെ കനത്ത മൂലകങ്ങളുടെ ആപേക്ഷിക സമൃദ്ധി പ്രധാന ശ്രേണിയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ പതിനായിരത്തിരട്ടി കുറവാണ്. ഒരു നക്ഷത്രം പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ നിൽക്കുന്ന സമയം നിർണ്ണയിക്കുന്നത് അതിൻ്റെ പ്രാരംഭ പിണ്ഡമാണ്. പിണ്ഡം വലുതാണെങ്കിൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വികിരണത്തിന് വലിയ ശക്തിയുണ്ട്, അത് ഹൈഡ്രജൻ "ഇന്ധന" ശേഖരം വേഗത്തിൽ ഉപയോഗിക്കുന്നു. ഉദാഹരണത്തിന്, സൂര്യനേക്കാൾ പതിനായിരക്കണക്കിന് മടങ്ങ് പിണ്ഡമുള്ള പ്രധാന ശ്രേണി നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് (ഇവ സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസ് O യുടെ ചൂടുള്ള നീല ഭീമന്മാരാണ്) ഏതാനും ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ മാത്രം ഈ ശ്രേണിയിൽ തുടരുമ്പോൾ സ്ഥിരമായി പുറത്തുവിടാൻ കഴിയും, അതേസമയം പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് 10-15 ബില്യൺ വർഷങ്ങളായി സോളാർ പ്രധാന ശ്രേണിയിലാണ്. താഴെ പട്ടികയാണ്. 2, ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ്റെ കണക്കാക്കിയ ദൈർഘ്യം നൽകുകയും വ്യത്യസ്ത സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസുകളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ തുടരുകയും ചെയ്യുന്നു. സോളാർ യൂണിറ്റുകളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡം, ദൂരങ്ങൾ, പ്രകാശം എന്നിവയുടെ മൂല്യങ്ങൾ അതേ പട്ടിക കാണിക്കുന്നു.

പട്ടിക 2

				വർഷങ്ങൾ
സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസ്			തിളക്കം	ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ	പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ തുടരുക
G2 (സൂര്യൻ)

പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ KO നേക്കാൾ "പിന്നീട്" നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താമസ സമയം ഗാലക്സിയുടെ പ്രായത്തേക്കാൾ വളരെ കൂടുതലാണെന്ന് പട്ടികയിൽ നിന്ന് പിന്തുടരുന്നു, ഇത് നിലവിലുള്ള കണക്കുകൾ പ്രകാരം 15-20 ബില്യൺ വർഷത്തിന് അടുത്താണ്. ഹൈഡ്രജൻ്റെ "കത്തുന്നത്" (അതായത്, തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ ഹീലിയമായി മാറുന്നത്) നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗങ്ങളിൽ മാത്രമാണ് സംഭവിക്കുന്നത്. ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ നടക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗങ്ങളിൽ മാത്രമേ നക്ഷത്ര ദ്രവ്യം കലരുകയുള്ളൂ, പുറം പാളികൾ ആപേക്ഷിക ഹൈഡ്രജൻ്റെ ഉള്ളടക്കം മാറ്റമില്ലാതെ നിലനിർത്തുന്നു എന്ന വസ്തുത ഇത് വിശദീകരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗങ്ങളിൽ ഹൈഡ്രജൻ്റെ അളവ് പരിമിതമായതിനാൽ, താമസിയാതെ അല്ലെങ്കിൽ പിന്നീട് (നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ച്) മിക്കവാറും എല്ലാം അവിടെ "കത്തിപ്പോകും". സ്പെക്ട്രം-ലുമിനോസിറ്റി ഡയഗ്രാമിൽ നക്ഷത്രം സാവധാനം വലത്തേക്ക് നീങ്ങുമ്പോൾ, ആണവ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ നടക്കുന്ന അതിൻ്റെ മധ്യമേഖലയുടെ പിണ്ഡവും ആരവും ക്രമേണ കുറയുന്നതായി കണക്കുകൂട്ടലുകൾ കാണിക്കുന്നു. താരതമ്യേന പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഈ പ്രക്രിയ വളരെ വേഗത്തിൽ സംഭവിക്കുന്നു. ഒരേസമയം രൂപംകൊണ്ട വികസിക്കുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഒരു കൂട്ടം നമ്മൾ സങ്കൽപ്പിക്കുകയാണെങ്കിൽ, കാലക്രമേണ ഈ ഗ്രൂപ്പിനായി നിർമ്മിച്ച സ്പെക്ട്രം-ലുമിനോസിറ്റി ഡയഗ്രാമിലെ പ്രധാന ശ്രേണി വലതുവശത്തേക്ക് വളയുന്നതായി തോന്നും. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പിലുള്ള ഹൈഡ്രജൻ്റെ മുഴുവൻ (അല്ലെങ്കിൽ മിക്കവാറും എല്ലാം) "കത്തുമ്പോൾ" അതിന് എന്ത് സംഭവിക്കും? നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗങ്ങളിൽ ഊർജത്തിൻ്റെ പ്രകാശനം നിലച്ചതിനാൽ, നക്ഷത്രത്തെ ഞെരുക്കുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണബലത്തെ പ്രതിരോധിക്കാൻ ആവശ്യമായ തലത്തിൽ താപനിലയും മർദ്ദവും നിലനിർത്താൻ കഴിയില്ല. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പ് ചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങും, അതിൻ്റെ താപനില വർദ്ധിക്കും. വളരെ സാന്ദ്രമായ ഒരു ചൂടുള്ള പ്രദേശം രൂപം കൊള്ളുന്നു, അതിൽ ഹീലിയം (ഹൈഡ്രജൻ ആയി മാറിയത്) ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെ ഒരു ചെറിയ മിശ്രിതം അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ഈ അവസ്ഥയിലുള്ള വാതകത്തെ "ഡീജനറേറ്റ്" എന്ന് വിളിക്കുന്നു. നമുക്ക് ഇവിടെ താമസിക്കാൻ കഴിയാത്ത രസകരമായ നിരവധി ഗുണങ്ങളുണ്ട്. ഈ ഇടതൂർന്ന ചൂടുള്ള പ്രദേശത്ത്, ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ഉണ്ടാകില്ല, പക്ഷേ അവ ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ ചുറ്റളവിൽ താരതമ്യേന നേർത്ത പാളിയിൽ വളരെ തീവ്രമായി തുടരും. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ തിളക്കവും വലിപ്പവും കൂടാൻ തുടങ്ങുമെന്നാണ് കണക്കുകൂട്ടലുകൾ. നക്ഷത്രം, അത് പോലെ, "വീർക്കുകയും" പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ നിന്ന് "ഇറങ്ങാൻ" തുടങ്ങുകയും, ചുവന്ന ഭീമൻമാരുടെ മേഖലയിലേക്ക് നീങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു. കൂടാതെ, ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെ കുറഞ്ഞ ഉള്ളടക്കമുള്ള ഭീമാകാരമായ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ഒരേ വലുപ്പത്തിന് ഉയർന്ന പ്രകാശം ഉണ്ടായിരിക്കുമെന്ന് ഇത് മാറുന്നു. ചിത്രത്തിൽ. വ്യത്യസ്‌ത പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്കായുള്ള “പ്രകാശം - ഉപരിതല താപനില” ഡയഗ്രാമിൽ സൈദ്ധാന്തികമായി കണക്കാക്കിയ പരിണാമ ട്രാക്കുകൾ ചിത്രം 14 കാണിക്കുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം ചുവന്ന ഭീമൻ ഘട്ടത്തിലേക്ക് മാറുമ്പോൾ, അതിൻ്റെ പരിണാമത്തിൻ്റെ നിരക്ക് ഗണ്യമായി വർദ്ധിക്കുന്നു. സിദ്ധാന്തം പരീക്ഷിക്കാൻ വലിയ പ്രാധാന്യംവ്യക്തിക്ക് വേണ്ടി ഒരു "സ്പെക്ട്രം - ലുമിനോസിറ്റി" ഡയഗ്രം നിർമ്മിക്കുന്നു നക്ഷത്ര കൂട്ടങ്ങൾ. ഒരേ ക്ലസ്റ്ററിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് (ഉദാഹരണത്തിന്, പ്ലിയേഡ്സ്) വ്യക്തമായും ഒരേ പ്രായമുണ്ട് എന്നതാണ് വസ്തുത. വ്യത്യസ്‌ത ക്ലസ്റ്ററുകൾക്കായുള്ള സ്പെക്‌ട്രം-ലുമിനോസിറ്റി ഡയഗ്രമുകൾ താരതമ്യം ചെയ്യുന്നതിലൂടെ - "പഴയ", "യുവ", നക്ഷത്രങ്ങൾ എങ്ങനെ പരിണമിക്കുന്നുവെന്ന് കണ്ടെത്താനാകും. ചിത്രത്തിൽ. 15-ഉം 16-ഉം രണ്ട് വ്യത്യസ്‌ത നക്ഷത്ര ക്ലസ്റ്ററുകൾക്കായുള്ള വർണ്ണ സൂചിക-കാന്തി ഡയഗ്രമുകൾ കാണിക്കുന്നു. NGC 2254 ക്ലസ്റ്റർ താരതമ്യേന ചെറുപ്പമാണ്.

അരി. 14. പ്രകാശമാന-താപനില ഡയഗ്രാമിൽ വ്യത്യസ്ത പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്കായുള്ള പരിണാമ ട്രാക്കുകൾ

അരി. 15. NGC 2254 എന്ന നക്ഷത്ര ക്ലസ്റ്ററിനായുള്ള ഹെർട്സ്പ്രംഗ്-റസ്സൽ ഡയഗ്രം

അരി. 16. ഹെർട്സ്പ്രംഗ് - ഗ്ലോബുലാർ ക്ലസ്റ്ററിനായുള്ള റസ്സൽ ഡയഗ്രം M 3. ലംബമായ അക്ഷത്തിൽ - ആപേക്ഷിക കാന്തിമാനം

അനുബന്ധ ഡയഗ്രം അതിൻ്റെ മുകളിൽ ഇടത് ഭാഗം ഉൾപ്പെടെ മുഴുവൻ പ്രധാന ശ്രേണിയും വ്യക്തമായി കാണിക്കുന്നു, അവിടെ ചൂടുള്ള കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു (0.2 ൻ്റെ വർണ്ണ സൂചിക 20 ആയിരം കെ താപനിലയുമായി യോജിക്കുന്നു, അതായത് ക്ലാസ് ബി സ്പെക്ട്രം). ഗ്ലോബുലാർ ക്ലസ്റ്റർ M3 ഒരു "പഴയ" വസ്തുവാണ്. ഈ ക്ലസ്റ്ററിനായി നിർമ്മിച്ച പ്രധാന ക്രമരേഖയുടെ മുകൾ ഭാഗത്ത് മിക്കവാറും നക്ഷത്രങ്ങളൊന്നുമില്ലെന്ന് വ്യക്തമായി കാണാം. എന്നാൽ M 3 ൻ്റെ ചുവന്ന ഭീമൻ ശാഖ വളരെ സമൃദ്ധമായി പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നു, അതേസമയം NGC 2254 ന് വളരെ കുറച്ച് ചുവന്ന ഭീമന്മാർ മാത്രമേയുള്ളൂ. ഇത് മനസ്സിലാക്കാവുന്നതേയുള്ളൂ: പഴയ ക്ലസ്റ്റർ എം 3 ൽ, ധാരാളം നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇതിനകം തന്നെ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ നിന്ന് "വിട്ടുപോയി", അതേസമയം യുവ ക്ലസ്റ്ററായ NGC 2254 ൽ ഇത് സംഭവിച്ചത് താരതമ്യേന ഭീമമായതും അതിവേഗം വികസിക്കുന്നതുമായ ചെറിയ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ മാത്രമാണ്. M 3-നുള്ള ഭീമൻ ശാഖ കുത്തനെ മുകളിലേക്ക് പോകുന്നു എന്നത് ശ്രദ്ധേയമാണ്, അതേസമയം NGC 2254 ന് ഇത് ഏതാണ്ട് തിരശ്ചീനമാണ്. ഒരു സൈദ്ധാന്തിക വീക്ഷണകോണിൽ നിന്ന്, M 3 ലെ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെ ഗണ്യമായ താഴ്ന്ന ഉള്ളടക്കത്താൽ ഇത് വിശദീകരിക്കാം. തീർച്ചയായും, ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകളുടെ നക്ഷത്രങ്ങളിലും (അതുപോലെ തന്നെ ഗാലക്‌സിയുടെ തലത്തിലേക്ക് കൂടുതൽ ശ്രദ്ധ കേന്ദ്രീകരിക്കാത്ത മറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങളിലും. ഗാലക്സിയുടെ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക്), ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെ ആപേക്ഷിക സമൃദ്ധി നിസ്സാരമാണ്. M 3 നായുള്ള "വർണ്ണ സൂചിക - തിളക്കം" ഡയഗ്രാമിൽ, ഏതാണ്ട് തിരശ്ചീനമായ മറ്റൊരു ശാഖ ദൃശ്യമാണ്. NGC 2254-ന് വേണ്ടി നിർമ്മിച്ച ഡയഗ്രാമിൽ സമാനമായ ഒരു ശാഖയില്ല. ഈ ശാഖയുടെ രൂപഭാവത്തെ സിദ്ധാന്തം ഇനിപ്പറയുന്ന രീതിയിൽ വിശദീകരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ചുരുങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്ന സാന്ദ്രമായ ഹീലിയം കാമ്പിൻ്റെ താപനില - ഒരു ചുവന്ന ഭീമൻ - 100-150 ദശലക്ഷം കെയിൽ എത്തിയതിനുശേഷം, ഒരു പുതിയ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതികരണം അവിടെ സംഭവിക്കാൻ തുടങ്ങും. മൂന്ന് ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസുകളിൽ നിന്ന് ഒരു കാർബൺ ന്യൂക്ലിയസ് രൂപപ്പെടുന്നതാണ് ഈ പ്രതികരണം. ഈ പ്രതികരണം ആരംഭിക്കുമ്പോൾ, ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ കംപ്രഷൻ നിർത്തും. തുടർന്ന്, ഉപരിതല പാളികൾ

നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ താപനില വർദ്ധിപ്പിക്കുകയും സ്പെക്ട്രം-ലുമിനോസിറ്റി ഡയഗ്രാമിലെ നക്ഷത്രം ഇടത്തോട്ട് നീങ്ങുകയും ചെയ്യും. അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നാണ് M 3 ൻ്റെ ഡയഗ്രാമിൻ്റെ മൂന്നാമത്തെ തിരശ്ചീന ശാഖ രൂപപ്പെടുന്നത്.

അരി. 17. 11 സ്റ്റാർ ക്ലസ്റ്ററുകൾക്കുള്ള ഹെർട്സ്പ്രംഗ്-റസ്സൽ ഡയഗ്രം സംഗ്രഹം

ചിത്രത്തിൽ. 17 സ്കീമാറ്റിക് ആയി കാണിച്ചിരിക്കുന്നു സംഗ്രഹ ചാർട്ട് 11 ക്ലസ്റ്ററുകൾക്ക് "നിറം - പ്രകാശം", അതിൽ രണ്ടെണ്ണം (M 3, M 92) ഗോളാകൃതിയിലാണ്. വിവിധ ക്ലസ്റ്ററുകളുടെ പ്രധാന ശ്രേണികൾ ഇതിനകം ചർച്ച ചെയ്ത സൈദ്ധാന്തിക ആശയങ്ങളുമായി പൂർണ്ണമായ യോജിപ്പിൽ വലത്തോട്ടും മുകളിലേക്കും “വളയുന്നത്” എങ്ങനെയെന്ന് വ്യക്തമായി കാണാം. ചിത്രത്തിൽ നിന്ന്. 17 ഏതൊക്കെ ക്ലസ്റ്ററുകൾ ചെറുപ്പമാണെന്നും ഏതാണ് പ്രായമായതെന്നും പെട്ടെന്ന് നിർണ്ണയിക്കാനാകും. ഉദാഹരണത്തിന്, "ഇരട്ട" ക്ലസ്റ്റർ X ഉം h Perseus ഉം ചെറുപ്പമാണ്. ഇത് പ്രധാന ശ്രേണിയുടെ ഒരു പ്രധാന ഭാഗം "സംരക്ഷിച്ചു". M 41 ക്ലസ്റ്റർ പഴയതാണ്, Hyades ക്ലസ്റ്റർ ഇതിലും പഴയതാണ്, M 67 ക്ലസ്റ്റർ വളരെ പഴക്കമുള്ളതാണ്, Globular ക്ലസ്റ്ററുകളായ M 3, M 92 എന്നിവയ്‌ക്കുള്ള സമാന ഡയഗ്രാമുമായി വളരെ സാമ്യമുള്ള വർണ്ണ-കാന്തി ഡയഗ്രം. ഭീമൻ മാത്രം നേരത്തെ ചർച്ച ചെയ്ത രാസഘടനയിലെ വ്യത്യാസങ്ങളുമായി യോജിച്ച് ഗോളാകൃതിയിലുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകളുടെ ശാഖ ഉയർന്നതാണ്. അങ്ങനെ, നിരീക്ഷണ ഡാറ്റ പൂർണ്ണമായും സ്ഥിരീകരിക്കുകയും സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ നിഗമനങ്ങളെ ന്യായീകരിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. സ്റ്റെല്ലാർ ഇൻ്റീരിയറിലെ പ്രക്രിയകളുടെ സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ നിരീക്ഷണ പരിശോധന പ്രതീക്ഷിക്കുന്നത് ബുദ്ധിമുട്ടാണെന്ന് തോന്നുന്നു, അവ നക്ഷത്ര ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ വലിയ കനം കൊണ്ട് നമ്മിൽ നിന്ന് മറഞ്ഞിരിക്കുന്നു. എന്നിട്ടും ജ്യോതിശാസ്ത്ര നിരീക്ഷണങ്ങളുടെ പരിശീലനത്തിലൂടെ ഇവിടെ സിദ്ധാന്തം നിരന്തരം നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു. ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞരെ നിരീക്ഷിച്ചുകൊണ്ട് ധാരാളം വർണ്ണ-തിളക്കമുള്ള ഡയഗ്രമുകളുടെ സമാഹാരത്തിന് വളരെയധികം പരിശ്രമവും നിരീക്ഷണ രീതികളിൽ സമൂലമായ പുരോഗതിയും ആവശ്യമായിരുന്നു എന്നത് ശ്രദ്ധിക്കേണ്ടതാണ്. മറുവശത്ത്, സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ വിജയം ആന്തരിക ഘടനഹൈ-സ്പീഡ് ഇലക്ട്രോണിക് കണക്കുകൂട്ടൽ യന്ത്രങ്ങളുടെ ഉപയോഗത്തെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള ആധുനിക കമ്പ്യൂട്ടിംഗ് സാങ്കേതികവിദ്യ കൂടാതെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം അസാധ്യമാകുമായിരുന്നു. ന്യൂക്ലിയർ ഫിസിക്‌സ് മേഖലയിലെ ഗവേഷണങ്ങളും ഈ സിദ്ധാന്തത്തിന് വിലമതിക്കാനാവാത്ത സേവനം നൽകി, ഇത് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉൾഭാഗത്ത് സംഭവിക്കുന്ന ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളുടെ അളവ് സവിശേഷതകൾ നേടുന്നത് സാധ്യമാക്കി. അതിശയോക്തി കൂടാതെ, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടനയുടെയും പരിണാമത്തിൻ്റെയും സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ വികസനം ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിൻ്റെ രണ്ടാം പകുതിയിലെ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ ഏറ്റവും വലിയ നേട്ടങ്ങളിലൊന്നാണെന്ന് നമുക്ക് പറയാൻ കഴിയും. ആധുനിക ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിൻ്റെ വികസനം നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും പ്രത്യേകിച്ച് സൂര്യൻ്റെയും ആന്തരിക ഘടനയെക്കുറിച്ചുള്ള സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ നേരിട്ടുള്ള നിരീക്ഷണ പരിശോധനയ്ക്കുള്ള സാധ്യത തുറക്കുന്നു. അത് ഏകദേശംന്യൂട്രിനോകളുടെ ശക്തമായ ഒരു സ്ട്രീം കണ്ടെത്താനുള്ള സാധ്യതയെക്കുറിച്ച്, അതിൻ്റെ ആഴത്തിൽ ആണവ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ നടക്കുകയാണെങ്കിൽ സൂര്യൻ പുറന്തള്ളണം. ന്യൂട്രിനോകൾ മറ്റ് പ്രാഥമിക കണങ്ങളുമായി വളരെ ദുർബലമായി ഇടപെടുന്നുവെന്ന് എല്ലാവർക്കും അറിയാം. ഉദാഹരണത്തിന്, ഒരു ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് സൂര്യൻ്റെ മുഴുവൻ കനത്തിലൂടെയും ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടാതെ പറക്കാൻ കഴിയും, അതേസമയം എക്സ്-റേ വികിരണത്തിന് സൗര ആന്തരികത്തിലെ ഏതാനും മില്ലിമീറ്റർ ദ്രവ്യത്തിലൂടെ മാത്രമേ ആഗിരണം ചെയ്യപ്പെടാതെ കടന്നുപോകാൻ കഴിയൂ. ഓരോ കണത്തിൻ്റെയും ഊർജ്ജം ഉള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ ശക്തമായ ഒരു ബീം എന്ന് നമ്മൾ സങ്കൽപ്പിക്കുകയാണെങ്കിൽ

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം ഭൗതികതയുടെ മാറ്റമാണ്. സവിശേഷതകൾ, ആന്തരിക ഘടനകളും രസതന്ത്രവും കാലക്രമേണ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടന. E.Z സിദ്ധാന്തത്തിൻ്റെ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട ജോലികൾ. - നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തെക്കുറിച്ചുള്ള വിശദീകരണം, അവയുടെ നിരീക്ഷിക്കാവുന്ന സ്വഭാവസവിശേഷതകളിലെ മാറ്റങ്ങൾ, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ വിവിധ ഗ്രൂപ്പുകളുടെ ജനിതക ബന്ധത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനം, അവയുടെ അന്തിമ അവസ്ഥകളുടെ വിശകലനം.

നമുക്ക് അറിയാവുന്ന പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ ഭാഗത്ത്, ഏകദേശം. നിരീക്ഷിച്ച ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 98-99% നക്ഷത്രങ്ങളിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു അല്ലെങ്കിൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘട്ടം കടന്നിരിക്കുന്നു, വിശദീകരണം E.Z. യാവൽ ജ്യോതിശാസ്ത്രത്തിലെ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട പ്രശ്നങ്ങളിലൊന്ന്.

ഒരു നിശ്ചലാവസ്ഥയിലുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം ഒരു വാതക പന്താണ്, അത് ഒരു ഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക് അവസ്ഥയിലാണ്. താപ സന്തുലിതാവസ്ഥയും (അതായത്, ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളുടെ പ്രവർത്തനം ആന്തരിക മർദ്ദം കൊണ്ട് സന്തുലിതമാണ്, കൂടാതെ വികിരണം മൂലമുള്ള ഊർജ്ജ നഷ്ടം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കുടലിൽ പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജത്താൽ നികത്തപ്പെടുന്നു, കാണുക). ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ "ജനനം" എന്നത് ഒരു ഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക് സന്തുലിത വസ്തുവിൻ്റെ രൂപവത്കരണമാണ്, അതിൻ്റെ വികിരണം അതിൻ്റേതായ പിന്തുണയോടെയാണ്. ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സുകൾ. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ "മരണം" എന്നത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ നാശത്തിലേക്കോ അതിൻ്റെ ദുരന്തത്തിലേക്കോ നയിക്കുന്ന മാറ്റാനാവാത്ത അസന്തുലിതാവസ്ഥയാണ്. കംപ്രഷൻ.

ഗുരുത്വാകർഷണത്തിൻ്റെ ഒറ്റപ്പെടൽ ഊർജനഷ്ടം നികത്താൻ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉൾഭാഗത്തെ താപനില ന്യൂക്ലിയർ എനർജി റിലീസിന് അപര്യാപ്തമാകുമ്പോൾ മാത്രമേ ഊർജത്തിന് നിർണായക പങ്ക് വഹിക്കാനാവൂ, കൂടാതെ നക്ഷത്രം മൊത്തത്തിലോ ഭാഗികമായോ സന്തുലിതാവസ്ഥ നിലനിർത്താൻ ചുരുങ്ങണം. ന്യൂക്ലിയർ എനർജി ശേഖരം തീർന്നതിനുശേഷം മാത്രമേ താപ ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ പ്രകാശനം പ്രധാനമാകൂ. ടി.ഒ., ഇ.സെഡ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സുകളിലെ സ്ഥിരമായ മാറ്റമായി പ്രതിനിധീകരിക്കാം.

സ്വഭാവ സമയം E.z. എല്ലാ പരിണാമങ്ങളും നേരിട്ട് കണ്ടെത്താൻ കഴിയാത്തത്ര വലുതാണ്. അതിനാൽ പ്രധാനം E.Z. ഗവേഷണ രീതി യാവൽ ആന്തരികത്തിലെ മാറ്റങ്ങൾ വിവരിക്കുന്ന നക്ഷത്ര മോഡലുകളുടെ സീക്വൻസുകളുടെ നിർമ്മാണം ഘടനകളും രസതന്ത്രവും കാലക്രമേണ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഘടന. പരിണാമം. ഈ ശ്രേണികൾ പിന്നീട് നിരീക്ഷണ ഫലങ്ങളുമായി താരതമ്യം ചെയ്യുന്നു, ഉദാഹരണത്തിന്, (G.-R.D.), ഇത് പരിണാമത്തിൻ്റെ വിവിധ ഘട്ടങ്ങളിൽ ധാരാളം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ നിരീക്ഷണങ്ങൾ സംഗ്രഹിക്കുന്നു. G.-R.d യുമായി താരതമ്യപ്പെടുത്തുമ്പോൾ ഒരു പ്രധാന പങ്ക് വഹിക്കുന്നു. നക്ഷത്രസമൂഹങ്ങൾക്ക്, ഒരു ക്ലസ്റ്ററിലെ എല്ലാ നക്ഷത്രങ്ങൾക്കും ഒരേ പ്രാരംഭ രാസവസ്തു ഉള്ളതിനാൽ. രചനയും ഏതാണ്ട് ഒരേസമയം രൂപീകരിച്ചു. G.-R.d അനുസരിച്ച്. വ്യത്യസ്ത പ്രായത്തിലുള്ള ക്ലസ്റ്ററുകൾ, E.Z ൻ്റെ ദിശ സ്ഥാപിക്കാൻ സാധിച്ചു. വിശദമായി പരിണാമം. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം, സാന്ദ്രത, താപനില, പ്രകാശം എന്നിവയുടെ വിതരണം വിവരിക്കുന്ന ഡിഫറൻഷ്യൽ സമവാക്യങ്ങളുടെ ഒരു സിസ്റ്റം സംഖ്യാപരമായി പരിഹരിച്ചാണ് സീക്വൻസുകൾ കണക്കാക്കുന്നത്, അതിൽ ഊർജ്ജ പ്രകാശന നിയമങ്ങളും നക്ഷത്ര ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അതാര്യതയും രാസ ഗുണങ്ങളിലെ മാറ്റങ്ങളെ വിവരിക്കുന്ന സമവാക്യങ്ങളും ചേർക്കുന്നു. കാലക്രമേണ നക്ഷത്ര രചന.

ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമത്തിൻ്റെ ഗതി പ്രധാനമായും അതിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെയും പ്രാരംഭ രസതന്ത്രത്തെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. രചന. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭ്രമണവും അതിൻ്റെ കാന്തികക്ഷേത്രവും ഒരു നിശ്ചിത പങ്ക് വഹിക്കും, പക്ഷേ അടിസ്ഥാനപരമല്ല. ഫീൽഡ്, എന്നിരുന്നാലും, ഈ ഘടകങ്ങളുടെ പങ്ക് E.Z. ഇതുവരെ വേണ്ടത്ര ഗവേഷണം നടത്തിയിട്ടില്ല. ചെം. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഘടന അത് രൂപപ്പെട്ട സമയത്തെയും രൂപീകരണ സമയത്ത് ഗാലക്സിയിലെ അതിൻ്റെ സ്ഥാനത്തെയും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ആദ്യ തലമുറയിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ ദ്രവ്യത്തിൽ നിന്നാണ് രൂപപ്പെട്ടത്, അവയുടെ ഘടന പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്താൽ നിർണ്ണയിക്കപ്പെട്ടു. വ്യവസ്ഥകൾ. പ്രത്യക്ഷത്തിൽ, അതിൽ ഏകദേശം 70% ഹൈഡ്രജൻ, 30% ഹീലിയം, ഡ്യൂറ്റീരിയം, ലിഥിയം എന്നിവയുടെ അപ്രധാനമായ മിശ്രിതം അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. ആദ്യ തലമുറയിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമസമയത്ത്, ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങൾ (ഹീലിയത്തെ പിന്തുടർന്ന്) രൂപപ്പെട്ടു, അവ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഒഴുക്കിൻ്റെ ഫലമായി അല്ലെങ്കിൽ നക്ഷത്ര സ്ഫോടനങ്ങളുടെ ഫലമായി നക്ഷത്രാന്തര ബഹിരാകാശത്തേക്ക് പുറന്തള്ളപ്പെട്ടു. ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളുടെ 3-4% വരെ (പിണ്ഡം അനുസരിച്ച്) അടങ്ങിയിരിക്കുന്ന ദ്രവ്യത്തിൽ നിന്നാണ് തുടർന്നുള്ള തലമുറകളിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടത്.

ഗാലക്സിയിലെ നക്ഷത്രരൂപീകരണം ഇപ്പോഴും തുടരുന്നു എന്നതിൻ്റെ ഏറ്റവും നേരിട്ടുള്ള സൂചന ഈ പ്രതിഭാസമാണ്. വൻതോതിലുള്ള അസ്തിത്വം തിളങ്ങുന്ന നക്ഷത്രങ്ങൾപരിധി. O, B ക്ലാസുകൾ, ആയുസ്സ് ~ 10 7 വർഷത്തിൽ കൂടരുത്. ആധുനിക കാലത്തെ നക്ഷത്ര രൂപീകരണ നിരക്ക്. യുഗം പ്രതിവർഷം 5 ആയി കണക്കാക്കുന്നു.

2. നക്ഷത്ര രൂപീകരണം, ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ ഘട്ടം

ഏറ്റവും സാധാരണമായ വീക്ഷണമനുസരിച്ച്, ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികളുടെ ഫലമായാണ് നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്നത്. ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയത്തിലെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ഘനീഭവിക്കൽ. ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ മീഡിയത്തിൻ്റെ ആവശ്യമായ വിഭജനം രണ്ട് ഘട്ടങ്ങളായി - ഇടതൂർന്ന തണുത്ത മേഘങ്ങളും ഉയർന്ന താപനിലയുള്ള അപൂർവ മാധ്യമവും - ഇൻ്റർസ്റ്റെല്ലാർ കാന്തികക്ഷേത്രത്തിലെ റെയ്‌ലീ-ടെയ്‌ലർ താപ അസ്ഥിരതയുടെ സ്വാധീനത്തിൽ സംഭവിക്കാം. വയൽ. പിണ്ഡമുള്ള ഗ്യാസ്-പൊടി കോംപ്ലക്സുകൾ , സ്വഭാവ വലുപ്പം (10-100) പിസി, കണികാ സാന്ദ്രത എൻ~10 2 സെ.മീ -3 . റേഡിയോ തരംഗങ്ങളുടെ ഉദ്വമനം കാരണം യഥാർത്ഥത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു. അത്തരം മേഘങ്ങളുടെ കംപ്രഷൻ (തകർച്ച) ചില വ്യവസ്ഥകൾ ആവശ്യമാണ്: ഗുരുത്വാകർഷണം. മേഘത്തിൻ്റെ കണികകൾ കണങ്ങളുടെ താപ ചലനത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം, മേഘത്തിൻ്റെ മൊത്തത്തിലുള്ള ഭ്രമണ ഊർജ്ജം, കാന്തികക്ഷേത്രം എന്നിവയുടെ ആകെത്തുക കവിയണം. ക്ലൗഡ് എനർജി (ജീൻസ് മാനദണ്ഡം). താപ ചലനത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം മാത്രം കണക്കിലെടുക്കുകയാണെങ്കിൽ, ഏകത്വ ക്രമത്തിൻ്റെ ഒരു ഘടകത്തിന് കൃത്യതയോടെ, ജീൻസ് മാനദണ്ഡം ഈ രൂപത്തിൽ എഴുതിയിരിക്കുന്നു: align="absmiddle" width="205" height="20">, മേഘത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം എവിടെയാണ് ടി- കെയിലെ വാതക താപനില, എൻ- 1 സെൻ്റീമീറ്റർ 3 കണങ്ങളുടെ എണ്ണം. സാധാരണ ആധുനികതയോടെ നക്ഷത്രാന്തര മേഘങ്ങളുടെ താപനില K-യിൽ കുറയാത്ത പിണ്ഡമുള്ള മേഘങ്ങളെ മാത്രമേ തകർക്കാൻ കഴിയൂ. ജീൻസ് മാനദണ്ഡം സൂചിപ്പിക്കുന്നത്, യഥാർത്ഥത്തിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന മാസ് സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന്, തകരുന്ന മേഘങ്ങളിലെ കണങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത (10 3 -10 6) cm -3 ൽ എത്തണം, അതായത്. സാധാരണ മേഘങ്ങളിൽ കാണുന്നതിനേക്കാൾ 10-1000 മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. എന്നിരുന്നാലും, ഇതിനകം തകരാൻ തുടങ്ങിയ മേഘങ്ങളുടെ ആഴത്തിൽ അത്തരം കണങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത കൈവരിക്കാൻ കഴിയും. പല ഘട്ടങ്ങളിലായി നടത്തുന്ന ഒരു തുടർച്ചയായ പ്രക്രിയയിലൂടെയാണ് ഇത് സംഭവിക്കുന്നതെന്ന് ഇതിൽ നിന്ന് പിന്തുടരുന്നു. ഘട്ടങ്ങൾ, കൂറ്റൻ മേഘങ്ങളുടെ വിഘടനം. ഈ ചിത്രം സ്വാഭാവികമായും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ജനനത്തെ ഗ്രൂപ്പുകളായി വിശദീകരിക്കുന്നു - ക്ലസ്റ്ററുകൾ. അതേ സമയം, ക്ലൗഡിലെ താപ ബാലൻസ്, അതിലെ പ്രവേഗ മണ്ഡലം, ശകലങ്ങളുടെ മാസ് സ്പെക്ട്രം നിർണ്ണയിക്കുന്ന സംവിധാനം എന്നിവയുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ചോദ്യങ്ങൾ ഇപ്പോഴും അവ്യക്തമാണ്.

തകർന്ന നക്ഷത്ര പിണ്ഡമുള്ള വസ്തുക്കളെ വിളിക്കുന്നു പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകൾ. കാന്തികക്ഷേത്രമില്ലാതെ ഗോളാകൃതിയിലുള്ള സമമിതിയുള്ള കറങ്ങാത്ത പ്രോട്ടോസ്റ്റാറിൻ്റെ തകർച്ച. നിരവധി ഫീൽഡുകൾ ഉൾപ്പെടുന്നു. ഘട്ടങ്ങൾ. സമയത്തിൻ്റെ പ്രാരംഭ നിമിഷത്തിൽ, മേഘം ഏകതാനവും സമതാപവുമാണ്. അത് സ്വന്തം നിലയിൽ സുതാര്യമാണ്. വികിരണം, അതിനാൽ തകർച്ച വോള്യൂമെട്രിക് ഊർജ്ജ നഷ്ടങ്ങൾക്കൊപ്പം വരുന്നു, Ch. അർ. പൊടിയുടെ താപ വികിരണം കാരണം, കട്ട് അതിൻ്റെ ചലനാത്മകത പ്രക്ഷേപണം ചെയ്യുന്നു. ഒരു വാതക കണത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം. ഒരു ഏകീകൃത മേഘത്തിൽ മർദ്ദം ഗ്രേഡിയൻ്റ് ഇല്ല, കൂടാതെ കംപ്രഷൻ ഫ്രീ ഫാൾ സമയത്ത് ഒരു സ്വഭാവസമയത്ത് ആരംഭിക്കുന്നു. ജി- , - മേഘസാന്ദ്രത. കംപ്രഷൻ ആരംഭിക്കുമ്പോൾ, ഒരു അപൂർവ തരംഗം പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു, ശബ്ദത്തിൻ്റെ വേഗതയിൽ മധ്യഭാഗത്തേക്ക് നീങ്ങുന്നു. സാന്ദ്രത കൂടുതലുള്ളിടത്ത് തകർച്ച വേഗത്തിൽ സംഭവിക്കുന്നു, പ്രോട്ടോസ്റ്റാറിനെ ഒരു കോംപാക്റ്റ് കോർ, വിപുലീകൃത ഷെൽ എന്നിങ്ങനെ തിരിച്ചിരിക്കുന്നു, അതിൽ നിയമം അനുസരിച്ച് മെറ്റീരിയൽ വിതരണം ചെയ്യുന്നു. കാമ്പിലെ കണങ്ങളുടെ സാന്ദ്രത ~ 10 11 സെൻ്റീമീറ്റർ -3 ൽ എത്തുമ്പോൾ അത് പൊടിപടലങ്ങളുടെ ഐആർ വികിരണത്തിന് അതാര്യമാകും. വികിരണ താപ ചാലകം മൂലം കാമ്പിൽ പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജം സാവധാനം ഉപരിതലത്തിലേക്ക് ഒഴുകുന്നു. താപനില ഏതാണ്ട് അഡിയാബാറ്റിക്കായി വർദ്ധിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു, ഇത് മർദ്ദം വർദ്ധിക്കുന്നതിലേക്ക് നയിക്കുന്നു, കോർ ഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക് ആയി മാറുന്നു. ബാലൻസ്. ഷെൽ കാമ്പിലേക്ക് വീഴുന്നത് തുടരുന്നു, അത് അതിൻ്റെ ചുറ്റളവിൽ ദൃശ്യമാകുന്നു. ഈ സമയത്ത് കാമ്പിൻ്റെ പാരാമീറ്ററുകൾ പ്രോട്ടോസ്റ്റാറിൻ്റെ മൊത്തം പിണ്ഡത്തെ ദുർബലമായി ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു: കെ. അക്രിഷൻ കാരണം കാമ്പിൻ്റെ പിണ്ഡം വർദ്ധിക്കുന്നതിനാൽ, എച്ച് 2 തന്മാത്രകളുടെ വിഘടനം ആരംഭിക്കുമ്പോൾ 2000 കെയിൽ എത്തുന്നതുവരെ അതിൻ്റെ താപനില ഏതാണ്ട് അഡാബാറ്റിക്കലായി മാറുന്നു. . വിച്ഛേദിക്കുന്നതിനുള്ള ഊർജ്ജ ഉപഭോഗത്തിൻ്റെ ഫലമായി, ചലനാത്മകതയുടെ വർദ്ധനവല്ല. കണികാ ഊർജ്ജം, അഡിയാബാറ്റിക് സൂചിക മൂല്യം 4/3 ൽ കുറയുന്നു, മർദ്ദത്തിലെ മാറ്റങ്ങൾക്ക് ഗുരുത്വാകർഷണ ശക്തികൾക്ക് നഷ്ടപരിഹാരം നൽകാൻ കഴിയില്ല, കാമ്പ് വീണ്ടും തകരുന്നു (കാണുക). പാരാമീറ്ററുകളുള്ള ഒരു പുതിയ കോർ രൂപം കൊള്ളുന്നു, ഒരു ഷോക്ക് ഫ്രണ്ട് കൊണ്ട് ചുറ്റപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു, അതിൽ ആദ്യത്തെ കാമ്പിൻ്റെ അവശിഷ്ടങ്ങൾ കൂട്ടിച്ചേർക്കപ്പെടുന്നു. ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ സമാനമായ പുനഃക്രമീകരണം ഹൈഡ്രജനുമായി സംഭവിക്കുന്നു.

ഷെൽ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ചെലവിൽ കാമ്പിൻ്റെ കൂടുതൽ വളർച്ച, എല്ലാ ദ്രവ്യങ്ങളും നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് വീഴുന്നതുവരെ അല്ലെങ്കിൽ അതിൻ്റെ സ്വാധീനത്തിൽ ചിതറിക്കിടക്കുന്നതുവരെ അല്ലെങ്കിൽ കാമ്പ് മതിയായ അളവിൽ വലുതാണെങ്കിൽ (കാണുക). ഷെൽ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ സ്വഭാവസമയമുള്ള പ്രോട്ടോസ്റ്റാറുകൾ t a >t knഅതിനാൽ, തകരുന്ന ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ ഊർജ്ജ പ്രകാശനമാണ് അവയുടെ പ്രകാശം നിർണ്ണയിക്കുന്നത്.

ഒരു കാമ്പും ഒരു കവറും അടങ്ങുന്ന ഒരു നക്ഷത്രം, ആവരണത്തിലെ വികിരണത്തിൻ്റെ പ്രോസസ്സിംഗ് കാരണം ഒരു ഐആർ ഉറവിടമായി നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു (കവറിൻ്റെ പൊടി, കാമ്പിൽ നിന്നുള്ള യുവി വികിരണത്തിൻ്റെ ഫോട്ടോണുകൾ ആഗിരണം ചെയ്യുന്നു, ഐആർ ശ്രേണിയിൽ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു). ഷെൽ ഒപ്റ്റിക്കൽ നേർത്തതായിത്തീരുമ്പോൾ, നക്ഷത്ര സ്വഭാവമുള്ള ഒരു സാധാരണ വസ്തുവായി പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ നിരീക്ഷിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്ത് ഹൈഡ്രജൻ്റെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനം ആരംഭിക്കുന്നത് വരെ ഏറ്റവും വലിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ അവയുടെ ഷെല്ലുകൾ നിലനിർത്തുന്നു. റേഡിയേഷൻ മർദ്ദം നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തെ പരിമിതപ്പെടുത്തുന്നു. കൂടുതൽ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെട്ടാലും, അവ സ്പന്ദനപരമായി അസ്ഥിരമായി മാറുകയും അവയുടെ ശക്തി നഷ്ടപ്പെടുകയും ചെയ്യും. കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ ജ്വലന ഘട്ടത്തിൽ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ ഭാഗം. പ്രോട്ടോസ്റ്റെല്ലാർ ഷെല്ലിൻ്റെ തകർച്ചയുടെയും ചിതറിക്കിടക്കലിൻ്റെയും ഘട്ടത്തിൻ്റെ ദൈർഘ്യം, പാരൻ്റ് ക്ലൗഡിൻ്റെ ഫ്രീ ഫാൾ സമയത്തിൻ്റെ അതേ ക്രമത്തിലാണ്, അതായത്. 10 5-10 6 വർഷം. കാമ്പിൽ പ്രകാശിക്കുന്ന, നക്ഷത്രക്കാറ്റ് ത്വരിതപ്പെടുത്തുന്ന ഷെല്ലിൻ്റെ അവശിഷ്ടങ്ങളിൽ നിന്നുള്ള ഇരുണ്ട ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ കൂട്ടങ്ങൾ, ഹെർബിഗ്-ഹാരോ വസ്തുക്കളുമായി (എമിഷൻ സ്പെക്ട്രമുള്ള സ്റ്റെല്ലാർ ക്ലമ്പുകൾ) തിരിച്ചറിയുന്നു. കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ, അവ ദൃശ്യമാകുമ്പോൾ, ടി ടൗറി നക്ഷത്രങ്ങൾ (കുള്ളൻ) കൈവശപ്പെടുത്തിയിരിക്കുന്ന G.-R.D. മേഖലയിലാണ്, കൂടുതൽ ഭീമാകാരമായവ ഹെർബിഗ് എമിഷൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്ന പ്രദേശത്താണ് (സ്പെക്ട്രയിൽ എമിഷൻ ലൈനുകളുള്ള ക്രമരഹിതമായ ആദ്യകാല സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസുകൾ. ).

പരിണാമം. പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ കോറുകളുടെ ട്രാക്കുകൾ സ്ഥിരമായ പിണ്ഡംഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക് ഘട്ടത്തിൽ. കംപ്രഷനുകൾ ചിത്രത്തിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. 1. കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക്, ഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക് സ്ഥാപിക്കുന്ന നിമിഷത്തിൽ. സന്തുലിതാവസ്ഥ, അണുകേന്ദ്രങ്ങളിലെ അവസ്ഥകൾ അവയിലേക്ക് ഊർജ്ജം കൈമാറ്റം ചെയ്യപ്പെടുന്നതാണ്. പൂർണ്ണ സംവഹന നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതല താപനില ഏതാണ്ട് സ്ഥിരമാണെന്ന് കണക്കുകൂട്ടലുകൾ കാണിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ആരം തുടർച്ചയായി കുറയുന്നു, കാരണം അവൾ ചുരുങ്ങുന്നത് തുടരുന്നു. സ്ഥിരമായ ഉപരിതല താപനിലയും കുറയുന്ന ആരവും ഉള്ളതിനാൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശം G.-R.D യിലും വീഴണം. പരിണാമത്തിൻ്റെ ഈ ഘട്ടം പൊരുത്തപ്പെടുന്നു ലംബ ഭാഗങ്ങൾട്രാക്കുകൾ.

കംപ്രഷൻ തുടരുമ്പോൾ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അന്തർഭാഗത്ത് താപനില വർദ്ധിക്കുകയും, ദ്രവ്യം കൂടുതൽ സുതാര്യമാവുകയും, align="absmiddle" width="90" height="17"> ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് വികിരണ കാമ്പുകൾ ഉണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്നു, എന്നാൽ ഷെല്ലുകൾ സംവഹനാത്മകമായി തുടരുന്നു. പിണ്ഡം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങൾ പൂർണ്ണമായും സംവഹനാവസ്ഥയിൽ തുടരുന്നു. ഫോട്ടോസ്ഫിയറിലെ ഒരു നേർത്ത വികിരണ പാളിയാണ് അവയുടെ പ്രകാശം നിയന്ത്രിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രം കൂടുതൽ പിണ്ഡവും അതിൻ്റെ ഫലപ്രാപ്തിയുള്ള താപനിലയും കൂടുന്തോറും അതിൻ്റെ വികിരണ കാമ്പ് വലുതായിരിക്കും (അലൈൻ="absmiddle" width="74" height="17"> ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ വികിരണ കാമ്പ് ഉടനടി ദൃശ്യമാകും). അവസാനം, മിക്കവാറും മുഴുവൻ നക്ഷത്രവും (പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉപരിതല സംവഹന മേഖല ഒഴികെ) വികിരണ സന്തുലിതാവസ്ഥയിലേക്ക് പോകുന്നു, അതിൽ കാമ്പിൽ പുറത്തുവിടുന്ന എല്ലാ energy ർജ്ജവും വികിരണം വഴി കൈമാറ്റം ചെയ്യപ്പെടുന്നു.

3. ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള പരിണാമം

~ 10 6 കെ ന്യൂക്ലിയസുകളിലെ താപനിലയിൽ, ആദ്യത്തെ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്നു - ഡ്യൂട്ടീരിയം, ലിഥിയം, ബോറോൺ എന്നിവ കത്തുന്നു. ഈ മൂലകങ്ങളുടെ പ്രാഥമിക അളവ് വളരെ ചെറുതാണ്, അവയുടെ പൊള്ളൽ പ്രായോഗികമായി കംപ്രഷനെ നേരിടുന്നില്ല. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്ത് താപനില ~ 10 6 K എത്തുമ്പോൾ കംപ്രഷൻ നിലയ്ക്കുകയും ഹൈഡ്രജൻ കത്തിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു, കാരണം ഹൈഡ്രജൻ്റെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലന സമയത്ത് പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജം റേഡിയേഷൻ നഷ്ടം നികത്താൻ പര്യാപ്തമാണ് (കാണുക). ഹൈഡ്രജൻ കത്തുന്ന കോറുകളിൽ ഏകതാനമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ G.-R.D-യിൽ രൂപം കൊള്ളുന്നു. പ്രാരംഭ പ്രധാന ശ്രേണി (IMS). പിണ്ഡം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ വേഗത്തിലാണ് ഭീമൻ നക്ഷത്രങ്ങൾ എൻജിപിയിലെത്തുന്നത് ഒരു യൂണിറ്റ് പിണ്ഡത്തിന് അവയുടെ ഊർജ്ജനഷ്ടത്തിൻ്റെ നിരക്ക്, അതിനാൽ പരിണാമ നിരക്ക്, കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ കൂടുതലാണ്. എൻജിപിയിൽ പ്രവേശിച്ചതുമുതൽ ഇ.സെഡ്. ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനത്തിൻ്റെ അടിസ്ഥാനത്തിലാണ് സംഭവിക്കുന്നത്, അതിൻ്റെ പ്രധാന ഘട്ടങ്ങൾ പട്ടികയിൽ സംഗ്രഹിച്ചിരിക്കുന്നു. ഇരുമ്പ് ഗ്രൂപ്പ് മൂലകങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന് മുമ്പ് ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനം സംഭവിക്കാം, എല്ലാ അണുകേന്ദ്രങ്ങളിലും ഏറ്റവും ഉയർന്ന ബൈൻഡിംഗ് ഊർജ്ജം ഉണ്ട്. പരിണാമം. G.-R.D-യിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ട്രാക്കുകൾ ചിത്രത്തിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. 2. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ താപനിലയുടെയും സാന്ദ്രതയുടെയും കേന്ദ്ര മൂല്യങ്ങളുടെ പരിണാമം ചിത്രത്തിൽ കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. 3. കെ മെയിൻ. ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സ് yavl. ഹൈഡ്രജൻ ചക്രത്തിൻ്റെ പ്രതികരണം, വലിയ അളവിൽ ടി- കാർബൺ-നൈട്രജൻ (CNO) സൈക്കിളിൻ്റെ പ്രതികരണങ്ങൾ (കാണുക). പാർശ്വഫലങ്ങൾ CNO സൈക്കിൾ പ്രതിഭാസം യഥാക്രമം ഭാരമനുസരിച്ച് 14 N, 12 C, 13 C - 95%, 4%, 1% എന്നീ ന്യൂക്ലൈഡുകളുടെ സന്തുലിത സാന്ദ്രത സ്ഥാപിക്കുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ ജ്വലനം നടന്ന പാളികളിൽ നൈട്രജൻ്റെ ആധിപത്യം നിരീക്ഷണ ഫലങ്ങളാൽ സ്ഥിരീകരിക്കപ്പെടുന്നു, ഈ പാളികൾ ബാഹ്യമായ നഷ്ടത്തിൻ്റെ ഫലമായി ഉപരിതലത്തിൽ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു. പാളികൾ. CNO ചക്രം സാക്ഷാത്കരിക്കപ്പെടുന്ന നക്ഷത്രങ്ങളിൽ (align="absmiddle" width="74" height="17">), ഒരു സംവഹന കാമ്പ് പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു. ഊഷ്മാവിൽ ഊർജ്ജ റിലീസിൻറെ ശക്തമായ ആശ്രിതത്വമാണ് ഇതിന് കാരണം: . വികിരണ ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ ഒഴുക്ക് ~ ടി 4(കാണുക), അതിനാൽ, അത് പുറത്തുവിടുന്ന എല്ലാ ഊർജ്ജവും കൈമാറാൻ കഴിയില്ല, കൂടാതെ സംവഹനം സംഭവിക്കണം, ഇത് വികിരണ കൈമാറ്റത്തേക്കാൾ കൂടുതൽ കാര്യക്ഷമമാണ്. ഏറ്റവും പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, നക്ഷത്ര പിണ്ഡത്തിൻ്റെ 50% ത്തിലധികം സംവഹനത്താൽ മൂടപ്പെട്ടിരിക്കുന്നു. പരിണാമത്തിനുള്ള സംവഹന കാമ്പിൻ്റെ പ്രാധാന്യം നിർണ്ണയിക്കുന്നത് ഫലപ്രദമായ ജ്വലന മേഖലയേക്കാൾ വളരെ വലിയ ഒരു പ്രദേശത്ത് ആണവ ഇന്ധനം ഒരേപോലെ കുറയുന്നു എന്ന വസ്തുതയാണ്, അതേസമയം സംവഹന കാമ്പില്ലാത്ത നക്ഷത്രങ്ങളിൽ അത് തുടക്കത്തിൽ കേന്ദ്രത്തിൻ്റെ ഒരു ചെറിയ പരിസരത്ത് മാത്രമേ കത്തുന്നുള്ളൂ. , അവിടെ താപനില വളരെ ഉയർന്നതാണ്. ഹൈഡ്രജൻ ബേൺഔട്ട് സമയം ~ 10 10 വർഷം മുതൽ വർഷങ്ങൾ വരെ . ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനത്തിൻ്റെ എല്ലാ തുടർന്നുള്ള ഘട്ടങ്ങളുടെയും സമയം ഹൈഡ്രജൻ ജ്വലന സമയത്തിൻ്റെ 10% കവിയരുത്, അതിനാൽ ഹൈഡ്രജൻ ജ്വലന ഘട്ടത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങൾ ജി.-ആർ.ഡിയിൽ രൂപം കൊള്ളുന്നു. ജനസാന്ദ്രതയുള്ള പ്രദേശം - (GP). ഹൈഡ്രജൻ്റെ ജ്വലനത്തിന് ആവശ്യമായ മൂല്യങ്ങളിൽ ഒരിക്കലും എത്താത്ത മധ്യഭാഗത്ത് താപനിലയുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, അവ അനിശ്ചിതമായി ചുരുങ്ങുകയും "കറുത്ത" കുള്ളന്മാരായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ്റെ ബേൺഔട്ട് ശരാശരി വർദ്ധനവിന് കാരണമാകുന്നു. കോർ പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ തന്മാത്രാ ഭാരം, അതിനാൽ ഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക് നിലനിർത്താൻ. സന്തുലിതാവസ്ഥയിൽ, കേന്ദ്രത്തിലെ മർദ്ദം വർദ്ധിക്കണം, ഇത് കേന്ദ്രത്തിലെ താപനിലയിലും നക്ഷത്രത്തിലുടനീളമുള്ള താപനില ഗ്രേഡിയൻ്റിലും വർദ്ധനവിന് കാരണമാകുന്നു, തൽഫലമായി, പ്രകാശം. ഊഷ്മാവ് കൂടുന്നതിനനുസരിച്ച് ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അതാര്യത കുറയുന്നതിൻ്റെ ഫലമായും പ്രകാശം വർദ്ധിക്കുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ്റെ അളവ് കുറയുന്നതോടെ ന്യൂക്ലിയർ എനർജി റിലീസിംഗ് അവസ്ഥകൾ നിലനിർത്താൻ കോർ കരാർ ചെയ്യുന്നു, കാമ്പിൽ നിന്ന് വർദ്ധിച്ച ഊർജ്ജ പ്രവാഹം കൈമാറേണ്ടതിൻ്റെ ആവശ്യകത കാരണം ഷെൽ വികസിക്കുന്നു. ജി.-ആർ.ഡി. നക്ഷത്രം എൻജിപിയുടെ വലതുവശത്തേക്ക് നീങ്ങുന്നു. അതാര്യത കുറയുന്നത് ഏറ്റവും വലിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ ഒഴികെ മറ്റെല്ലായിടത്തും സംവഹന കോറുകളുടെ മരണത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. കൂറ്റൻ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമ നിരക്ക് ഏറ്റവും ഉയർന്നതാണ്, അവയാണ് MS-ൽ നിന്ന് ആദ്യം വിടുന്നത്. MS-ലെ ലൈഫ് ടൈം താരങ്ങൾക്കുള്ളതാണ്. ഏകദേശം 10 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ 70 ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾ, ഏകദേശം മുതൽ. 10 ബില്യൺ വർഷങ്ങൾ.

കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ്റെ അളവ് 1% ആയി കുറയുമ്പോൾ, align="absmiddle" width="66" height="17"> ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഷെല്ലുകളുടെ വികാസം ഊർജ്ജം പ്രകാശനം നിലനിർത്താൻ ആവശ്യമായ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പൊതുവായ സങ്കോചത്താൽ മാറ്റിസ്ഥാപിക്കുന്നു. . ഷെല്ലിൻ്റെ കംപ്രഷൻ ഹീലിയം കോറിനോട് ചേർന്നുള്ള പാളിയിലെ ഹൈഡ്രജനെ അതിൻ്റെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനത്തിൻ്റെ താപനിലയിലേക്ക് ചൂടാക്കുകയും energy ർജ്ജ പ്രകാശനത്തിൻ്റെ ഒരു പാളി സ്രോതസ്സ് ഉണ്ടാകുകയും ചെയ്യുന്നു. പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, താപനിലയെ ആശ്രയിക്കുന്നതും ഊർജ്ജം പ്രകാശനം ചെയ്യുന്ന പ്രദേശം കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് അത്ര ശക്തമായി കേന്ദ്രീകരിക്കാത്തതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, പൊതുവായ കംപ്രഷൻ ഘട്ടമില്ല.

ഇ.സെഡ്. ഹൈഡ്രജൻ കത്തിച്ചതിനുശേഷം അവയുടെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട ഘടകം, പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമ ഗതിയെ സ്വാധീനിക്കുന്നു , yavl. ഇലക്ട്രോൺ വാതകത്തിൻ്റെ അപചയം ഉയർന്ന സാന്ദ്രത. കാരണം ഉയർന്ന സാന്ദ്രതപോളി തത്വം കാരണം കുറഞ്ഞ ഊർജ്ജമുള്ള ക്വാണ്ടം അവസ്ഥകളുടെ എണ്ണം പരിമിതമാണ്, കൂടാതെ ഇലക്ട്രോണുകൾ ക്വാണ്ടം ലെവലുകൾ ഉയർന്ന ഊർജ്ജം കൊണ്ട് നിറയ്ക്കുന്നു, ഇത് അവയുടെ താപ ചലനത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജത്തെ ഗണ്യമായി കവിയുന്നു. പ്രധാന സവിശേഷതഡീജനറേറ്റ് ഗ്യാസ് അതിൻ്റെ മർദ്ദമാണ് പിസാന്ദ്രതയെ മാത്രം ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു: ആപേക്ഷികമല്ലാത്ത അപചയത്തിനും ആപേക്ഷിക ജീർണതയ്ക്കും. ഇലക്ട്രോണുകളുടെ വാതക മർദ്ദം അയോണുകളുടെ മർദ്ദത്തേക്കാൾ വളരെ കൂടുതലാണ്. ഇത് E.Z-ൻ്റെ അടിസ്ഥാനപരമായ കാര്യങ്ങളെ പിന്തുടരുന്നു. ഉപസംഹാരം: ആപേക്ഷികമായി ഡീജനറേറ്റ് ചെയ്ത വാതകത്തിൻ്റെ യൂണിറ്റ് വോള്യത്തിൽ പ്രവർത്തിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണബലം മർദ്ദം ഗ്രേഡിയൻ്റ് പോലെ സാന്ദ്രതയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നതിനാൽ, പരിമിതപ്പെടുത്തുന്ന പിണ്ഡം ഉണ്ടായിരിക്കണം (കാണുക), അതായത് വിന്യസിക്കുക = "അബ്സ്മിഡിൽ" വീതി = "66 " ഉയരം = "15"> ഇലക്ട്രോൺ മർദ്ദത്തിന് ഗുരുത്വാകർഷണത്തെ പ്രതിരോധിക്കാൻ കഴിയില്ല, കംപ്രഷൻ ആരംഭിക്കുന്നു. പരിമിത ഭാരം അലൈൻ="absmiddle" width="139" height="17">. ഇലക്ട്രോൺ വാതകം ശോഷിച്ച പ്രദേശത്തിൻ്റെ അതിർത്തി ചിത്രം കാണിച്ചിരിക്കുന്നു. 3. കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, ഹീലിയം ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ രൂപീകരണ പ്രക്രിയയിൽ ഇതിനകം തന്നെ അപചയം ഒരു ശ്രദ്ധേയമായ പങ്ക് വഹിക്കുന്നു.

E.z നിർണ്ണയിക്കുന്ന രണ്ടാമത്തെ ഘടകം. പിന്നീടുള്ള ഘട്ടങ്ങളിൽ, ഇവ ന്യൂട്രിനോ ഊർജ്ജ നഷ്ടമാണ്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആഴങ്ങളിൽ ടി~10 8 കെ മെയിൻ. ജനനത്തിൽ ഒരു പങ്ക് വഹിക്കുന്നത്: ഫോട്ടോന്യൂട്രിനോ പ്രക്രിയ, പ്ലാസ്മ ആന്ദോളനം ക്വാണ്ടയുടെ (പ്ലാസ്മോണുകൾ) ന്യൂട്രിനോ-ആൻ്റി ന്യൂട്രിനോ ജോഡികളായി (), ഇലക്ട്രോൺ-പോസിട്രോൺ ജോഡികളുടെ ഉന്മൂലനം () കൂടാതെ (കാണുക). ന്യൂട്രിനോകളുടെ ഏറ്റവും പ്രധാനപ്പെട്ട സവിശേഷത, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ദ്രവ്യം അവർക്ക് ഏതാണ്ട് സുതാര്യവും ന്യൂട്രിനോകൾ നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് ഊർജം സ്വതന്ത്രമായി കൊണ്ടുപോകുന്നു എന്നതാണ്.

ഹീലിയം ജ്വലനത്തിനുള്ള സാഹചര്യങ്ങൾ ഇതുവരെ ഉണ്ടായിട്ടില്ലാത്ത ഹീലിയം കോർ കംപ്രസ് ചെയ്യുന്നു. കാമ്പിനോട് ചേർന്നുള്ള ലേയേർഡ് സ്രോതസ്സിലെ താപനില വർദ്ധിക്കുകയും ഹൈഡ്രജൻ ജ്വലന നിരക്ക് വർദ്ധിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. വർദ്ധിച്ച ഊർജ്ജ പ്രവാഹം കൈമാറേണ്ടതിൻ്റെ ആവശ്യകത ഷെല്ലിൻ്റെ വികാസത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്നു, അതിനായി ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ ഭാഗം പാഴാകുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശം മാറാത്തതിനാൽ, അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൻ്റെ താപനില കുറയുന്നു, കൂടാതെ G.-R.D. നക്ഷത്രം ചുവന്ന ഭീമൻമാരുടെ അധിനിവേശ പ്രദേശത്തേക്ക് നീങ്ങുന്നു.നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുനർനിർമ്മാണ സമയം കാമ്പിൽ ഹൈഡ്രജൻ കത്തിക്കാൻ എടുക്കുന്ന സമയത്തേക്കാൾ രണ്ട് ഓർഡറുകൾ കുറവാണ്, അതിനാൽ MS സ്ട്രിപ്പിനും ചുവന്ന സൂപ്പർജയൻ്റുകളുടെ മേഖലയ്ക്കും ഇടയിൽ കുറച്ച് നക്ഷത്രങ്ങളുണ്ട്. . ഷെല്ലിൻ്റെ താപനില കുറയുമ്പോൾ, അതിൻ്റെ സുതാര്യത വർദ്ധിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ ഫലമായി ഒരു ബാഹ്യ രൂപം പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നു. സംവഹന മേഖലയും നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശവും വർദ്ധിക്കുന്നു.

ഡീജനറേറ്റ് ഇലക്ട്രോണുകളുടെ താപ ചാലകതയിലൂടെയും നക്ഷത്രങ്ങളിലെ ന്യൂട്രിനോ നഷ്ടങ്ങളിലൂടെയും കാമ്പിൽ നിന്ന് ഊർജം നീക്കം ചെയ്യുന്നത് ഹീലിയം ജ്വലനത്തിൻ്റെ നിമിഷം വൈകിപ്പിക്കുന്നു. കാമ്പ് ഏതാണ്ട് ഐസോതെർമൽ ആകുമ്പോൾ മാത്രമേ താപനില ഗണ്യമായി വർദ്ധിക്കാൻ തുടങ്ങുകയുള്ളൂ. 4 ൻ്റെ ജ്വലനം അവൻ E.Z നിർണ്ണയിക്കുന്നു. താപ ചാലകത, ന്യൂട്രിനോ വികിരണം എന്നിവയിലൂടെ ഊർജ്ജ നഷ്ടം കവിയുന്ന നിമിഷം മുതൽ. തുടർന്നുള്ള എല്ലാത്തരം ആണവ ഇന്ധനങ്ങളുടെയും ജ്വലനത്തിനും ഇതേ വ്യവസ്ഥ ബാധകമാണ്.

ന്യൂട്രിനോകൾ തണുപ്പിച്ച, ഡീജനറേറ്റ് ഗ്യാസ് കൊണ്ട് നിർമ്മിച്ച സ്റ്റെല്ലാർ കോറുകളുടെ ശ്രദ്ധേയമായ സവിശേഷത "കൺവെർജൻസ്" ആണ് - സാന്ദ്രതയും താപനിലയും തമ്മിലുള്ള ബന്ധത്തിൻ്റെ സവിശേഷതയായ ട്രാക്കുകളുടെ സംയോജനമാണ്. ടിസിനക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യത്തിൽ (ചിത്രം 3). കാമ്പിൻ്റെ കംപ്രഷൻ സമയത്ത് ഊർജ്ജ റിലീസിൻ്റെ നിരക്ക് നിർണ്ണയിക്കുന്നത് ഒരു ലെയർ സ്രോതസ്സിലൂടെ അതിലേക്ക് ദ്രവ്യം കൂട്ടിച്ചേർക്കുന്നതിൻ്റെ നിരക്ക് അനുസരിച്ചാണ്, ഇത് ഒരു നിശ്ചിത തരം ഇന്ധനത്തിന് കാമ്പിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെ മാത്രം ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ഊർജത്തിൻ്റെ ഒഴുക്കിൻ്റെയും ഒഴുക്കിൻ്റെയും സന്തുലിതാവസ്ഥ കാമ്പിൽ നിലനിർത്തണം, അതിനാൽ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കാമ്പുകളിൽ താപനിലയുടെയും സാന്ദ്രതയുടെയും ഒരേ വിതരണം സ്ഥാപിക്കപ്പെടുന്നു. 4 അവൻ ജ്വലിക്കുന്ന സമയം, ന്യൂക്ലിയസിൻ്റെ പിണ്ഡം കനത്ത മൂലകങ്ങളുടെ ഉള്ളടക്കത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. ഡീജനറേറ്റ് വാതകത്തിൻ്റെ ന്യൂക്ലിയസുകളിൽ, 4 ൻ്റെ ജ്വലനം അദ്ദേഹത്തിന് ഒരു താപ സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ സ്വഭാവമുണ്ട്, കാരണം ജ്വലന സമയത്ത് പുറത്തുവിടുന്ന ഊർജ്ജം ഇലക്ട്രോണുകളുടെ താപ ചലനത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം വർദ്ധിപ്പിക്കും, എന്നാൽ ഇലക്ട്രോണുകളുടെ താപ ഊർജ്ജം ഇലക്ട്രോണുകളുടെ ഡീജനറേറ്റ് വാതകത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജത്തിന് തുല്യമാകുന്നതുവരെ മർദ്ദം വർദ്ധിക്കുന്ന താപനിലയിൽ മാറ്റമില്ലാതെ തുടരുന്നു. അപ്പോൾ അപചയം നീക്കം ചെയ്യുകയും കോർ അതിവേഗം വികസിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു - ഒരു ഹീലിയം ഫ്ലാഷ് സംഭവിക്കുന്നു. ഹീലിയം ജ്വാലകൾ നക്ഷത്ര ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ നഷ്ടത്തോടൊപ്പം ഉണ്ടാകാം. പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ പരിണാമം പൂർത്തിയാകുകയും ചുവന്ന ഭീമന്മാർക്ക് പിണ്ഡം ഉണ്ടാവുകയും ചെയ്യുന്ന സ്ഥലങ്ങളിൽ, ഹീലിയം കത്തുന്ന ഘട്ടത്തിലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ തിരശ്ചീന ശാഖജി.-ആർ.ഡി.

align="absmiddle" width="90" height="17"> ഉള്ള നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഹീലിയം കോറുകളിൽ വാതകം ജീർണിക്കുന്നില്ല, 4 അവൻ നിശബ്ദമായി ജ്വലിക്കുന്നു, എന്നാൽ വർദ്ധിക്കുന്നത് കാരണം കാമ്പുകളും വികസിക്കുന്നു. ടിസി. ഏറ്റവും പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, 4 ൻ്റെ ജ്വലനം അവ സജീവമായിരിക്കുമ്പോൾ പോലും സംഭവിക്കുന്നു. നീല സൂപ്പർജയൻ്റ്സ്. കാമ്പിൻ്റെ വികാസം കുറയുന്നതിലേക്ക് നയിക്കുന്നു ടിഹൈഡ്രജൻ പാളി സ്രോതസ്സുള്ള മേഖലയിൽ, ഹീലിയം പൊട്ടിത്തെറിച്ചതിനുശേഷം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശം കുറയുന്നു. താപ സന്തുലിതാവസ്ഥ നിലനിർത്താൻ, ഷെൽ ചുരുങ്ങുന്നു, നക്ഷത്രം ചുവന്ന സൂപ്പർജയൻ്റുകളുടെ പ്രദേശം വിടുന്നു. കാമ്പിലുള്ള 4 അവൻ കുറയുമ്പോൾ, കാമ്പിൻ്റെ കംപ്രഷനും ഷെല്ലിൻ്റെ വികാസവും വീണ്ടും ആരംഭിക്കുമ്പോൾ, നക്ഷത്രം വീണ്ടും ഒരു ചുവന്ന സൂപ്പർജയൻ്റ് ആയി മാറുന്നു. ഒരു ലേയേർഡ് ജ്വലന സ്രോതസ്സ് 4 അവൻ രൂപംകൊള്ളുന്നു, അത് ഊർജ്ജ പ്രകാശനത്തിൽ ആധിപത്യം പുലർത്തുന്നു. ബാഹ്യഭാഗം വീണ്ടും ദൃശ്യമാകുന്നു. സംവഹന മേഖല. ഹീലിയവും ഹൈഡ്രജനും കത്തുന്നതിനാൽ, പാളി സ്രോതസ്സുകളുടെ കനം കുറയുന്നു. നേരിയ പാളിഹീലിയം ജ്വലനം താപ അസ്ഥിരമായി മാറുന്നു, കാരണം ഊഷ്മാവ് () യിലേക്കുള്ള ഊർജ്ജ പ്രകാശനത്തിൻ്റെ വളരെ ശക്തമായ സംവേദനക്ഷമതയോടെ, ജ്വലന പാളിയിലെ താപ തകരാറുകൾ ഇല്ലാതാക്കാൻ വസ്തുവിൻ്റെ താപ ചാലകത അപര്യാപ്തമാണ്. താപ പൊട്ടിപ്പുറപ്പെടുമ്പോൾ, പാളിയിൽ സംവഹനം സംഭവിക്കുന്നു. ഇത് ഹൈഡ്രജൻ സമ്പന്നമായ പാളികളിലേക്ക് തുളച്ചുകയറുകയാണെങ്കിൽ, മന്ദഗതിയിലുള്ള പ്രക്രിയയുടെ ഫലമായി ( എസ്-പ്രക്രിയ, കാണുക) 22 Ne മുതൽ 209 B വരെയുള്ള ആറ്റോമിക് പിണ്ഡമുള്ള മൂലകങ്ങൾ സമന്വയിപ്പിക്കപ്പെടുന്നു.

ചുവന്ന സൂപ്പർജയൻ്റുകളുടെ തണുത്ത, വിപുലീകൃത ഷെല്ലുകളിൽ രൂപം കൊള്ളുന്ന പൊടിയിലും തന്മാത്രകളിലും ഉണ്ടാകുന്ന റേഡിയേഷൻ സമ്മർദ്ദം ഒരു വർഷം വരെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ തുടർച്ചയായ നഷ്ടത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. ലെയർ ജ്വലനത്തിൻ്റെ അസ്ഥിരത അല്ലെങ്കിൽ പൾസേഷനുകൾ മൂലമുണ്ടാകുന്ന നഷ്ടം തുടർച്ചയായ പിണ്ഡം നഷ്ടപ്പെടുത്തുന്നു, ഇത് ഒന്നോ അതിലധികമോ പ്രകാശനത്തിലേക്ക് നയിച്ചേക്കാം. ഷെല്ലുകൾ. കാർബൺ-ഓക്‌സിജൻ കാമ്പിനു മുകളിലുള്ള പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ അളവ് ഒരു നിശ്ചിത പരിധിയേക്കാൾ കുറവാണെങ്കിൽ, ജ്വലന പാളികളിലെ താപനില നിലനിർത്തുന്നതിന്, കംപ്രഷൻ ജ്വലനം നിലനിർത്താൻ പ്രാപ്തമാകുന്നതുവരെ കംപ്രസ് ചെയ്യാൻ ഷെൽ നിർബന്ധിതരാകുന്നു; ജി.-ആർ.ഡിയിലെ താരം ഏതാണ്ട് തിരശ്ചീനമായി ഇടതുവശത്തേക്ക് നീങ്ങുന്നു. ഈ ഘട്ടത്തിൽ, ജ്വലന പാളികളുടെ അസ്ഥിരത ഷെല്ലിൻ്റെ വികാസത്തിനും പദാർത്ഥത്തിൻ്റെ നഷ്ടത്തിനും ഇടയാക്കും. നക്ഷത്രം ആവശ്യത്തിന് ചൂടായിരിക്കുമ്പോൾ, ഒന്നോ അതിലധികമോ ഉള്ള കാമ്പായി അത് നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്നു. ഷെല്ലുകൾ. പാളി സ്രോതസ്സുകൾ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിലേക്ക് മാറുമ്പോൾ, അവയിലെ താപനില ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനത്തിന് ആവശ്യമായതിനേക്കാൾ കുറവായി മാറുമ്പോൾ, നക്ഷത്രം തണുക്കുകയും അയോണിക് ഘടകത്തിൻ്റെ താപ energy ർജ്ജ ഉപഭോഗം കാരണം വികിരണം ചെയ്യുകയും ഒരു വെളുത്ത കുള്ളനായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. അതിൻ്റെ കാര്യം. വെളുത്ത കുള്ളന്മാരുടെ സ്വഭാവം തണുപ്പിക്കുന്ന സമയം ~ 10 9 വർഷമാണ്. വെളുത്ത കുള്ളന്മാരായി മാറുന്ന ഒറ്റ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ താഴ്ന്ന പരിധി വ്യക്തമല്ല, ഇത് 3-6 ആയി കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. സി നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, കാർബൺ-ഓക്സിജൻ (C,O-) നക്ഷത്ര കോറുകളുടെ വളർച്ചയുടെ ഘട്ടത്തിൽ ഇലക്ട്രോൺ വാതകം ജീർണിക്കുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഹീലിയം കോറുകളിലേതുപോലെ, ന്യൂട്രിനോ ഊർജ്ജ നഷ്ടം മൂലം, C,O കാമ്പിലെ കാർബൺ ജ്വലനത്തിൻ്റെ മധ്യത്തിലും ജ്വലന നിമിഷത്തിലും അവസ്ഥകളുടെ ഒരു "കൺവേർജൻസ്" സംഭവിക്കുന്നു. അത്തരം സാഹചര്യങ്ങളിൽ 12 C യുടെ ജ്വലനം മിക്കവാറും ഒരു സ്ഫോടനത്തിൻ്റെ സ്വഭാവമാണ്, അത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പൂർണ്ണമായ നാശത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. എങ്കിൽ പൂർണ്ണമായ നാശം സംഭവിക്കാനിടയില്ല . ഒരു ക്ലോസ് ബൈനറി സിസ്റ്റത്തിൽ സാറ്റലൈറ്റ് ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അക്രിഷൻ വഴി കോർ വളർച്ചാ നിരക്ക് നിർണ്ണയിക്കപ്പെടുമ്പോൾ അത്തരമൊരു സാന്ദ്രത കൈവരിക്കാനാകും.

നക്ഷത്രം-- തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ സംഭവിക്കുന്നതോ സംഭവിച്ചതോ സംഭവിക്കുന്നതോ ആയ ഒരു ആകാശഗോളമാണ്. നക്ഷത്രങ്ങൾ വാതകത്തിൻ്റെ (പ്ലാസ്മ) കൂറ്റൻ തിളങ്ങുന്ന പന്തുകളാണ്. ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ്റെ ഫലമായി വാതക-പൊടി പരിതസ്ഥിതിയിൽ നിന്ന് (ഹൈഡ്രജൻ, ഹീലിയം) രൂപം കൊള്ളുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉൾഭാഗത്തെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ താപനില ദശലക്ഷക്കണക്കിന് കെൽവിനുകളിലും അവയുടെ ഉപരിതലത്തിൽ - ആയിരക്കണക്കിന് കെൽവിനുകളിലും അളക്കുന്നു. ആന്തരിക പ്രദേശങ്ങളിൽ ഉയർന്ന താപനിലയിൽ സംഭവിക്കുന്ന ഹൈഡ്രജനെ ഹീലിയമാക്കി മാറ്റുന്ന തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളുടെ ഫലമായി ബഹുഭൂരിപക്ഷം നക്ഷത്രങ്ങളുടെയും ഊർജ്ജം പുറത്തുവരുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങളെ പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ പ്രധാന ശരീരങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കാറുണ്ട്, കാരണം അവയിൽ ഭൂരിഭാഗവും തിളങ്ങുന്ന പദാർത്ഥങ്ങൾ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു. നക്ഷത്രങ്ങൾ ഹീലിയവും ഹൈഡ്രജനും മറ്റ് വാതകങ്ങളും കൊണ്ട് നിർമ്മിച്ച വലിയ, ഗോളാകൃതിയിലുള്ള വസ്തുക്കളാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഊർജ്ജം അതിൻ്റെ കാമ്പിൽ അടങ്ങിയിരിക്കുന്നു, അവിടെ ഹീലിയം ഓരോ സെക്കൻഡിലും ഹൈഡ്രജനുമായി ഇടപഴകുന്നു. നമ്മുടെ പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഓർഗാനിക് എല്ലാം പോലെ, നക്ഷത്രങ്ങളും ഉണ്ടാകുന്നു, വികസിക്കുന്നു, മാറുന്നു, അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു - ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ എടുക്കും, അതിനെ "നക്ഷത്ര പരിണാമം" എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

1. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം

നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമം-- ഒരു നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ ജീവിതത്തിൽ സംഭവിക്കുന്ന മാറ്റങ്ങളുടെ ക്രമം, അതായത്, അത് പ്രകാശവും താപവും പുറപ്പെടുവിക്കുമ്പോൾ, ലക്ഷക്കണക്കിന്, ദശലക്ഷക്കണക്കിന് അല്ലെങ്കിൽ ബില്യൺ കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ. ഒരു നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ ജീവിതം ആരംഭിക്കുന്നത് നക്ഷത്രാന്തര വാതകത്തിൻ്റെ തണുത്തതും അപൂർവവുമായ മേഘമായി (നക്ഷത്രങ്ങൾക്കിടയിലുള്ള എല്ലാ ഇടവും നിറയ്ക്കുന്ന ഒരു അപൂർവ വാതക മാധ്യമം), സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണത്താൽ കംപ്രസ്സുചെയ്യുകയും ക്രമേണ ഒരു പന്തിൻ്റെ ആകൃതി എടുക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. കംപ്രസ്സുചെയ്യുമ്പോൾ, ഗുരുത്വാകർഷണ ഊർജ്ജം (എല്ലാ ഭൗതിക വസ്തുക്കളും തമ്മിലുള്ള സാർവത്രിക അടിസ്ഥാന ഇടപെടൽ) താപമായി മാറുകയും വസ്തുവിൻ്റെ താപനില വർദ്ധിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. കേന്ദ്രത്തിലെ താപനില 15-20 ദശലക്ഷം കെയിൽ എത്തുമ്പോൾ, തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ആരംഭിക്കുകയും കംപ്രഷൻ നിർത്തുകയും ചെയ്യുന്നു. വസ്തു ഒരു പൂർണ്ണ നക്ഷത്രമായി മാറുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജീവിതത്തിൻ്റെ ആദ്യ ഘട്ടം സൂര്യൻ്റേതിന് സമാനമാണ് - അത് ഹൈഡ്രജൻ ചക്രത്തിൻ്റെ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളാൽ ആധിപത്യം പുലർത്തുന്നു. ഹെർട്സ്പ്രംഗ്-റസ്സൽ ഡയഗ്രാമിൻ്റെ (ചിത്രം 1) (ചിത്രം 1) (നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കേവല കാന്തിമാനം, പ്രകാശം, സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസ്, ഉപരിതല താപനില എന്നിവ തമ്മിലുള്ള ബന്ധം കാണിക്കുന്നു, 1910) എന്നതിൻ്റെ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ, ഇത് ജീവിതത്തിൻ്റെ ഭൂരിഭാഗവും ഈ അവസ്ഥയിൽ തുടരുന്നു. അതിൻ്റെ കാമ്പിൽ ഇന്ധന ശേഖരം തീർന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തുള്ള എല്ലാ ഹൈഡ്രജനും ഹീലിയമായി പരിവർത്തനം ചെയ്യുമ്പോൾ, ഒരു ഹീലിയം കോർ രൂപം കൊള്ളുന്നു, കൂടാതെ ഹൈഡ്രജൻ്റെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനം അതിൻ്റെ ചുറ്റളവിൽ തുടരുന്നു. ഈ കാലയളവിൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഘടന മാറാൻ തുടങ്ങുന്നു. അതിൻ്റെ പ്രകാശം വർദ്ധിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ പുറം പാളികൾ വികസിക്കുന്നു, അതിൻ്റെ ഉപരിതല താപനില കുറയുന്നു-നക്ഷത്രം ഒരു ചുവന്ന ഭീമൻ ആയി മാറുന്നു, ഇത് ഹെർട്സ്പ്രംഗ്-റസ്സൽ ഡയഗ്രാമിൽ ഒരു ശാഖയായി മാറുന്നു. പ്രധാന ശ്രേണിയെ അപേക്ഷിച്ച് നക്ഷത്രം ഈ ശാഖയിൽ വളരെ കുറച്ച് സമയം ചെലവഴിക്കുന്നു. ഹീലിയം കാമ്പിൻ്റെ അടിഞ്ഞുകൂടിയ പിണ്ഡം ഗണ്യമായി മാറുമ്പോൾ, അതിന് സ്വന്തം ഭാരം താങ്ങാൻ കഴിയാതെ ചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങുന്നു; നക്ഷത്രം ആവശ്യത്തിന് വലുതാണെങ്കിൽ, വർദ്ധിച്ചുവരുന്ന താപനില ഹീലിയത്തെ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളായി (ഹീലിയം കാർബണായി, കാർബൺ ഓക്സിജനായി, ഓക്സിജൻ സിലിക്കണായി, ഒടുവിൽ സിലിക്കൺ ഇരുമ്പായി) കൂടുതൽ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പരിവർത്തനത്തിന് കാരണമാകും.

2. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഉൾഭാഗത്ത് തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ

1939 ആയപ്പോഴേക്കും, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കുടലിൽ സംഭവിക്കുന്ന തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷനാണ് നക്ഷത്ര ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ ഉറവിടം എന്ന് സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടു. മിക്ക നക്ഷത്രങ്ങളും വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു, കാരണം അവയുടെ കാമ്പിലെ നാല് പ്രോട്ടോണുകൾ ഒരു ഇൻ്റർമീഡിയറ്റ് ഘട്ടങ്ങളിലൂടെ ഒരു ആൽഫ കണികയായി സംയോജിക്കുന്നു. പ്രോട്ടോൺ-പ്രോട്ടോൺ, അല്ലെങ്കിൽ പി-പി, സൈക്കിൾ, കാർബൺ-നൈട്രജൻ അല്ലെങ്കിൽ സിഎൻ സൈക്കിൾ എന്നിങ്ങനെ രണ്ട് പ്രധാന രീതികളിൽ ഈ പരിവർത്തനം സംഭവിക്കാം. കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, ഊർജ്ജം പ്രകാശനം പ്രധാനമായും നൽകുന്നത് ആദ്യ ചക്രം, കനത്ത നക്ഷത്രങ്ങളിൽ - രണ്ടാമത്തേത്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിലെ ആണവ ഇന്ധനത്തിൻ്റെ വിതരണം പരിമിതമാണ്, അത് നിരന്തരം വികിരണത്തിനായി ചെലവഴിക്കുന്നു. ഗുരുത്വാകർഷണവുമായി ചേർന്ന് ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുകയും നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഘടന മാറ്റുകയും ചെയ്യുന്ന തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ പ്രക്രിയയാണ്, ഇത് നക്ഷത്രത്തെ കംപ്രസ്സുചെയ്യുകയും ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുകയും ചെയ്യുന്നു. നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിൻ്റെ പ്രധാന ചാലകശക്തികൾ. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പരിണാമം ആരംഭിക്കുന്നത് ഒരു ഭീമാകാരമായ തന്മാത്രാ മേഘത്തിലാണ്, ഇതിനെ ഒരു നക്ഷത്ര തൊട്ടിൽ എന്നും വിളിക്കുന്നു. ഒരു ഗാലക്സിയിലെ "ശൂന്യമായ" സ്ഥലത്തിൻ്റെ ഭൂരിഭാഗവും യഥാർത്ഥത്തിൽ ഒരു സെൻ്റിമീറ്ററിൽ 0.1 മുതൽ 1 വരെ തന്മാത്രകൾ ഉൾക്കൊള്ളുന്നു? തന്മാത്രാ മേഘത്തിന് ഒരു സെൻ്റിമീറ്ററിൽ ഒരു ദശലക്ഷം തന്മാത്രകളുടെ സാന്ദ്രതയുണ്ടോ?. അത്തരമൊരു മേഘത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം അതിൻ്റെ വലിപ്പം കാരണം സൂര്യൻ്റെ പിണ്ഡത്തെ 100,000-10,000,000 മടങ്ങ് കവിയുന്നു: വ്യാസം 50 മുതൽ 300 വരെ പ്രകാശവർഷം. മേഘം അതിൻ്റെ ഹോം ഗാലക്സിയുടെ മധ്യഭാഗത്ത് സ്വതന്ത്രമായി കറങ്ങുമ്പോൾ, ഒന്നും സംഭവിക്കുന്നില്ല. എന്നിരുന്നാലും, ഗുരുത്വാകർഷണ മണ്ഡലത്തിൻ്റെ അസന്തുലിതാവസ്ഥ കാരണം, അതിൽ അസ്വസ്ഥതകൾ ഉണ്ടാകാം, ഇത് പിണ്ഡത്തിൻ്റെ പ്രാദേശിക സാന്ദ്രതയിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. അത്തരം അസ്വസ്ഥതകൾ മേഘത്തിൻ്റെ ഗുരുത്വാകർഷണ തകർച്ചയ്ക്ക് കാരണമാകുന്നു. ഇതിലേക്ക് നയിക്കുന്ന ഒരു സാഹചര്യം രണ്ട് മേഘങ്ങളുടെ കൂട്ടിയിടിയാണ്. ഒരു സർപ്പിള ഗാലക്സിയുടെ ഇടതൂർന്ന കൈയിലൂടെ ഒരു മേഘം കടന്നുപോകുന്നതാണ് തകർച്ചയ്ക്ക് കാരണമാകുന്ന മറ്റൊരു സംഭവം. അടുത്തുള്ള ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ സ്‌ഫോടനവും ഒരു നിർണായക ഘടകമാകാം, അതിൻ്റെ ഷോക്ക് വേവ് തന്മാത്രാ മേഘവുമായി വളരെ വേഗത്തിൽ കൂട്ടിയിടിക്കും. ഗാലക്സികൾ കൂട്ടിമുട്ടാനും സാധ്യതയുണ്ട്, ഇത് ഓരോ ഗാലക്സിയിലെയും വാതക മേഘങ്ങൾ കൂട്ടിയിടിയിൽ ഞെരുക്കപ്പെടുന്നതിനാൽ നക്ഷത്ര രൂപീകരണത്തിൻ്റെ ഒരു പൊട്ടിത്തെറിക്ക് കാരണമാകും. പൊതുവേ, മേഘത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൽ പ്രവർത്തിക്കുന്ന ശക്തികളിലെ ഏതെങ്കിലും അസന്തുലിതാവസ്ഥയ്ക്ക് നക്ഷത്ര രൂപീകരണ പ്രക്രിയ ആരംഭിക്കാൻ കഴിയും. ഉയർന്നുവന്ന അസന്തുലിതാവസ്ഥ കാരണം, തന്മാത്രാ വാതകത്തിൻ്റെ മർദ്ദത്തിന് കൂടുതൽ കംപ്രഷൻ തടയാൻ കഴിയില്ല, കൂടാതെ ഗുരുത്വാകർഷണ ആകർഷണ ശക്തികളുടെ സ്വാധീനത്തിൽ വാതകം ഭാവി നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്ത് ശേഖരിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു. പുറത്തുവിടുന്ന ഗുരുത്വാകർഷണ ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ പകുതി മേഘത്തെ ചൂടാക്കാനും പകുതി പ്രകാശ വികിരണത്തിലേക്കും പോകുന്നു. മേഘങ്ങളിൽ, മർദ്ദവും സാന്ദ്രതയും മധ്യഭാഗത്തേക്ക് വർദ്ധിക്കുന്നു, കേന്ദ്രഭാഗത്തിൻ്റെ തകർച്ച പെരിഫറിയേക്കാൾ വേഗത്തിൽ സംഭവിക്കുന്നു. ചുരുങ്ങുമ്പോൾ, ഫോട്ടോണുകളുടെ ശരാശരി സ്വതന്ത്ര പാത കുറയുന്നു, മേഘം അതിൻ്റെ വികിരണത്തിന് സുതാര്യത കുറയുന്നു. ഇത് താപനിലയിൽ വേഗത്തിലുള്ള വർദ്ധനവിനും മർദ്ദം കൂടുതൽ വേഗത്തിൽ ഉയരുന്നതിനും ഇടയാക്കുന്നു. തൽഫലമായി, മർദ്ദം ഗ്രേഡിയൻ്റ് ഗുരുത്വാകർഷണബലത്തെ സന്തുലിതമാക്കുകയും മേഘത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തിൻ്റെ ഏകദേശം 1% പിണ്ഡമുള്ള ഒരു ഹൈഡ്രോസ്റ്റാറ്റിക് കോർ രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ നിമിഷം അദൃശ്യമാണ്. പ്രോട്ടോസ്റ്റാറിൻ്റെ കൂടുതൽ പരിണാമം കാമ്പിൻ്റെ “ഉപരിതലത്തിലേക്ക്” പതിക്കുന്നത് തുടരുന്ന ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ശേഖരണമാണ്, ഇത് കാരണം വലുപ്പത്തിൽ വളരുന്നു. മേഘത്തിൽ സ്വതന്ത്രമായി ചലിക്കുന്ന ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ പിണ്ഡം തീർന്നു, നക്ഷത്രം ഒപ്റ്റിക്കൽ ശ്രേണിയിൽ ദൃശ്യമാകും. ഈ നിമിഷം പ്രോട്ടോസ്റ്റെല്ലാർ ഘട്ടത്തിൻ്റെ അവസാനമായും യുവ നക്ഷത്ര ഘട്ടത്തിൻ്റെ തുടക്കമായും കണക്കാക്കപ്പെടുന്നു. നക്ഷത്ര രൂപീകരണ പ്രക്രിയയെ ഒരു ഏകീകൃത രീതിയിൽ വിവരിക്കാം, എന്നാൽ ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വികാസത്തിൻ്റെ തുടർന്നുള്ള ഘട്ടങ്ങൾ അതിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെ പൂർണ്ണമായും ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു, മാത്രമല്ല നക്ഷത്ര പരിണാമത്തിൻ്റെ അവസാനത്തിൽ മാത്രമേ രാസഘടനയ്ക്ക് ഒരു പങ്കു വഹിക്കാൻ കഴിയൂ.

3. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യകാല ചക്രം

നക്ഷത്രങ്ങൾ വൈവിധ്യമാർന്ന നിറങ്ങളിലും വലിപ്പത്തിലും വരുന്നു. അവയുടെ സ്പെക്ട്രൽ ക്ലാസ് ചൂടുള്ള നീല മുതൽ തണുത്ത ചുവപ്പ് വരെയാണ്, അവയുടെ പിണ്ഡം 0.0767 മുതൽ 200-ലധികം സോളാർ പിണ്ഡങ്ങൾ വരെയാണ്. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പ്രകാശവും നിറവും അതിൻ്റെ ഉപരിതലത്തിൻ്റെ താപനിലയെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു, അത് അതിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു. എല്ലാ പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങളും അവയുടെ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ "അവരുടെ സ്ഥാനം" എടുക്കുന്നു രാസഘടനപിണ്ഡവും. ഞങ്ങൾ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ശാരീരിക ചലനത്തെക്കുറിച്ചല്ല സംസാരിക്കുന്നത് - നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പാരാമീറ്ററുകളെ ആശ്രയിച്ച് സൂചിപ്പിച്ച ഡയഗ്രാമിലെ അതിൻ്റെ സ്ഥാനത്തെക്കുറിച്ച് മാത്രം. വാസ്തവത്തിൽ, ഡയഗ്രാമിനൊപ്പം ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ചലനം നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പാരാമീറ്ററുകളിലെ മാറ്റത്തിന് മാത്രമേ അനുയോജ്യമാകൂ. ചെറുതും തണുത്തതുമായ ചുവന്ന കുള്ളന്മാർ അവരുടെ ഹൈഡ്രജൻ കരുതൽ സാവധാനം കത്തിക്കുകയും നൂറുകണക്കിന് കോടിക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ തുടരുകയും ചെയ്യുന്നു, അതേസമയം ഭീമൻ സൂപ്പർജയൻറുകൾ രൂപീകരിച്ച് ഏതാനും ദശലക്ഷം വർഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ നിന്ന് പുറത്തുപോകും. സൂര്യനെപ്പോലുള്ള ഇടത്തരം വലിപ്പമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ ശരാശരി 10 ബില്യൺ വർഷങ്ങളായി പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ തുടരുന്നു. സൂര്യൻ അതിൻ്റെ ജീവിതചക്രത്തിൻ്റെ മധ്യത്തിലായതിനാൽ ഇപ്പോഴും അതിൽ ഉണ്ടെന്ന് വിശ്വസിക്കപ്പെടുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ തീർന്നാൽ, അത് പ്രധാന ശ്രേണിയിൽ നിന്ന് പുറത്തുപോകുന്നു. ഒരു നിശ്ചിത സമയത്തിന് ശേഷം - ഒരു ദശലക്ഷം മുതൽ പതിനായിരക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ വരെ, പ്രാരംഭ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ച് - നക്ഷത്രം കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ വിഭവങ്ങൾ ഇല്ലാതാക്കുന്നു. വലുതും ചൂടുള്ളതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ ഇത് ചെറുതും തണുപ്പുള്ളതുമായ നക്ഷത്രങ്ങളേക്കാൾ വളരെ വേഗത്തിൽ സംഭവിക്കുന്നു. ഹൈഡ്രജൻ വിതരണം കുറയുന്നത് തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ നിർത്തുന്നതിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ സ്വന്തം ഗുരുത്വാകർഷണം സന്തുലിതമാക്കാൻ ഈ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കുന്ന സമ്മർദ്ദം കൂടാതെ, നക്ഷത്രം അതിൻ്റെ രൂപീകരണ സമയത്ത് മുമ്പ് ചെയ്തതുപോലെ വീണ്ടും ചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങുന്നു. താപനിലയും മർദ്ദവും വീണ്ടും ഉയരുന്നു, പക്ഷേ, പ്രോട്ടോസ്റ്റാർ ഘട്ടത്തിൽ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായി, കൂടുതൽ ഉയർന്ന തലം. ഏകദേശം 100 ദശലക്ഷം കെ താപനിലയിൽ ഹീലിയം ഉൾപ്പെടുന്ന തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ ആരംഭിക്കുന്നത് വരെ തകർച്ച തുടരുന്നു. ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ജ്വലനം ഒരു പുതിയ തലത്തിൽ പുനരാരംഭിക്കുന്നത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഭീകരമായ വികാസത്തിന് കാരണമാകുന്നു. നക്ഷത്രം "അഴിഞ്ഞുപോകുന്നു", അതിൻ്റെ വലിപ്പം ഏകദേശം 100 മടങ്ങ് വർദ്ധിക്കുന്നു. അങ്ങനെ, നക്ഷത്രം ഒരു ചുവന്ന ഭീമൻ ആയിത്തീരുന്നു, ഹീലിയം കത്തുന്ന ഘട്ടം ദശലക്ഷക്കണക്കിന് വർഷങ്ങൾ നീണ്ടുനിൽക്കും. മിക്കവാറും എല്ലാ ചുവന്ന ഭീമന്മാരും വേരിയബിൾ നക്ഷത്രങ്ങളാണ്. അടുത്തതായി സംഭവിക്കുന്നത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു.

4. പിന്നീടുള്ള വർഷങ്ങളും നക്ഷത്രങ്ങളുടെ മരണവും

കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള പഴയ നക്ഷത്രങ്ങൾ

ഇന്നുവരെ, പ്രകാശനക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് അവയുടെ ഹൈഡ്രജൻ വിതരണം കുറഞ്ഞതിനുശേഷം എന്ത് സംഭവിക്കുമെന്ന് കൃത്യമായി അറിയില്ല. പ്രപഞ്ചത്തിൻ്റെ പ്രായം 13.7 ബില്യൺ വർഷങ്ങളായതിനാൽ, അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിലെ ഹൈഡ്രജൻ ഇന്ധനത്തിൻ്റെ വിതരണം കുറയ്ക്കാൻ പര്യാപ്തമല്ല, ആധുനിക സിദ്ധാന്തങ്ങൾ അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങളിൽ സംഭവിക്കുന്ന പ്രക്രിയകളുടെ കമ്പ്യൂട്ടർ സിമുലേഷനുകളെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളതാണ്. ചില നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് ചില സജീവ മേഖലകളിൽ മാത്രമേ ഹീലിയം സമന്വയിപ്പിക്കാൻ കഴിയൂ, ഇത് അസ്ഥിരതയ്ക്കും ശക്തമായ നക്ഷത്ര കാറ്റിനും കാരണമാകുന്നു. ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, ഒരു ഗ്രഹ നെബുലയുടെ രൂപീകരണം സംഭവിക്കുന്നില്ല, മാത്രമല്ല നക്ഷത്രം ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുകയും ഒരു തവിട്ട് കുള്ളനെക്കാൾ ചെറുതായിത്തീരുകയും ചെയ്യുന്നു. 0.5 സൗരയൂഥത്തിൽ താഴെ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾക്ക് കാമ്പിലെ ഹൈഡ്രജൻ നിലച്ച പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾക്ക് ശേഷവും ഹീലിയം പരിവർത്തനം ചെയ്യാൻ കഴിയില്ല - ഹീലിയത്തിൻ്റെ "ജ്വലനം" ആരംഭിക്കുന്ന പരിധി വരെ ഗുരുത്വാകർഷണ കംപ്രഷൻ്റെ ഒരു പുതിയ ഘട്ടം നൽകാൻ അവയുടെ പിണ്ഡം വളരെ ചെറുതാണ്. ഈ നക്ഷത്രങ്ങളിൽ പ്രോക്സിമ സെൻ്റൗറി പോലുള്ള ചുവന്ന കുള്ളന്മാരും ഉൾപ്പെടുന്നു, അവയ്ക്ക് പതിനായിരക്കണക്കിന് കോടികൾ മുതൽ പതിനായിരക്കണക്കിന് ട്രില്യൺ വർഷങ്ങൾ വരെ ആയുസ്സ് ഉണ്ട്. അവയുടെ കാമ്പിലെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ അവസാനിച്ചതിനുശേഷം, അവ ക്രമേണ തണുക്കുന്നു, വൈദ്യുതകാന്തിക സ്പെക്ട്രത്തിൻ്റെ ഇൻഫ്രാറെഡ്, മൈക്രോവേവ് ശ്രേണികളിൽ ദുർബലമായി പുറന്തള്ളുന്നത് തുടരും.

ഇടത്തരം വലിപ്പമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ

ശരാശരി വലിപ്പമുള്ള (0.4 മുതൽ 3.4 സൗരപിണ്ഡം വരെ) ഒരു നക്ഷത്രം ചുവന്ന ഭീമൻ ഘട്ടത്തിൽ എത്തുമ്പോൾ, അതിൻ്റെ കാമ്പിൽ ഹൈഡ്രജൻ തീരുകയും ഹീലിയത്തിൽ നിന്ന് കാർബൺ സമന്വയിപ്പിക്കുന്നതിനുള്ള പ്രതികരണങ്ങൾ ആരംഭിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ പ്രക്രിയ ഉയർന്ന താപനിലയിൽ സംഭവിക്കുന്നു, അതിനാൽ കാമ്പിൽ നിന്നുള്ള ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ ഒഴുക്ക് വർദ്ധിക്കുന്നു, ഇത് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുറം പാളികൾ വികസിക്കാൻ തുടങ്ങുന്നു എന്ന വസ്തുതയിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. കാർബൺ സിന്തസിസിൻ്റെ ആരംഭം ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ജീവിതത്തിൽ ഒരു പുതിയ ഘട്ടം അടയാളപ്പെടുത്തുകയും കുറച്ച് സമയത്തേക്ക് തുടരുകയും ചെയ്യുന്നു. സൂര്യനോട് സമാനമായ വലിപ്പമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രത്തിന്, ഈ പ്രക്രിയയ്ക്ക് ഏകദേശം ഒരു ബില്യൺ വർഷമെടുക്കും. പുറന്തള്ളുന്ന ഊർജ്ജത്തിൻ്റെ അളവിലെ മാറ്റങ്ങൾ നക്ഷത്രത്തെ അസ്ഥിരതയുടെ കാലഘട്ടങ്ങളിലൂടെ കടന്നുപോകാൻ കാരണമാകുന്നു, വലിപ്പം, ഉപരിതല താപനില, ഊർജ്ജ ഉൽപ്പാദനം എന്നിവയിലെ മാറ്റങ്ങൾ ഉൾപ്പെടെ. കുറഞ്ഞ ഫ്രീക്വൻസി റേഡിയേഷനിലേക്ക് ഊർജ്ജ ഉൽപ്പാദനം മാറുന്നു. ശക്തമായ നക്ഷത്രക്കാറ്റും തീവ്രമായ സ്പന്ദനവും കാരണം വൻതോതിലുള്ള നഷ്ടം ഇതിനോടൊപ്പമുണ്ട്. ഈ ഘട്ടത്തിലെ നക്ഷത്രങ്ങളെ അവയുടെ കൃത്യമായ സ്വഭാവസവിശേഷതകൾ അനുസരിച്ച് വൈകി-തരം നക്ഷത്രങ്ങൾ, OH-IR നക്ഷത്രങ്ങൾ അല്ലെങ്കിൽ മീര പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. പുറന്തള്ളപ്പെട്ട വാതകം താരതമ്യേന നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഉൾഭാഗത്ത് ഉൽപ്പാദിപ്പിക്കുന്ന ഓക്സിജൻ, കാർബൺ തുടങ്ങിയ ഭാരമേറിയ മൂലകങ്ങളാൽ സമ്പുഷ്ടമാണ്. വാതകം ഒരു വികസിക്കുന്ന ഷെൽ രൂപപ്പെടുത്തുകയും നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് അകന്നുപോകുമ്പോൾ തണുക്കുകയും പൊടിപടലങ്ങളും തന്മാത്രകളും രൂപപ്പെടുകയും ചെയ്യുന്നു. കേന്ദ്ര നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്നുള്ള ശക്തമായ ഇൻഫ്രാറെഡ് വികിരണം കൊണ്ട്, അത്തരം ഷെല്ലുകളിൽ മേസറുകൾ സജീവമാക്കുന്നതിന് അനുയോജ്യമായ സാഹചര്യങ്ങൾ രൂപം കൊള്ളുന്നു. ഹീലിയം ജ്വലന പ്രതികരണങ്ങൾ വളരെ താപനില സെൻസിറ്റീവ് ആണ്. ചിലപ്പോൾ ഇത് വലിയ അസ്ഥിരതയിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. ശക്തമായ സ്പന്ദനങ്ങൾ ഉയർന്നുവരുന്നു, ഇത് ആത്യന്തികമായി പുറം പാളികൾക്ക് മതിയായ ത്വരണം നൽകുകയും ഗ്രഹ നെബുലയായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു. നെബുലയുടെ മധ്യഭാഗത്ത്, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ നഗ്നമായ കാമ്പ് അവശേഷിക്കുന്നു, അതിൽ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങൾ നിർത്തുന്നു, അത് തണുക്കുമ്പോൾ, അത് ഒരു ഹീലിയം വെളുത്ത കുള്ളനായി മാറുന്നു, സാധാരണയായി 0.5-0.6 സൗരപിണ്ഡവും വ്യാസവും ഉണ്ടായിരിക്കും. ഭൂമിയുടെ വ്യാസത്തിൻ്റെ ക്രമം.

വെളുത്ത കുള്ളന്മാർ

ഹീലിയം ഫ്ലാഷിനുശേഷം ഉടൻ തന്നെ കാർബണും ഓക്സിജനും "ജ്വലിക്കുന്നു"; ഈ സംഭവങ്ങളിൽ ഓരോന്നും നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഗുരുതരമായ പുനർനിർമ്മാണത്തിനും ഹെർട്സ്പ്രംഗ്-റസ്സൽ ഡയഗ്രാമിലൂടെയുള്ള അതിൻ്റെ ദ്രുതഗതിയിലുള്ള ചലനത്തിനും കാരണമാകുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അന്തരീക്ഷത്തിൻ്റെ വലിപ്പം കൂടുതൽ വർദ്ധിക്കുകയും നക്ഷത്ര കാറ്റിൻ്റെ ചിതറിക്കിടക്കുന്ന സ്ട്രീമുകളുടെ രൂപത്തിൽ വാതകം തീവ്രമായി നഷ്ടപ്പെടാൻ തുടങ്ങുകയും ചെയ്യുന്നു. ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ മധ്യഭാഗത്തിൻ്റെ വിധി പൂർണ്ണമായും അതിൻ്റെ പ്രാരംഭ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കുന്നു: ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പ് അതിൻ്റെ പരിണാമം ഒരു വെളുത്ത കുള്ളൻ (കുറഞ്ഞ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങൾ) ആയി അവസാനിപ്പിക്കാം; പരിണാമത്തിൻ്റെ പിന്നീടുള്ള ഘട്ടങ്ങളിൽ അതിൻ്റെ പിണ്ഡം ചന്ദ്രശേഖറിൻ്റെ പരിധി കവിയുന്നുവെങ്കിൽ - ഒരു ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം (പൾസർ) പോലെ; പിണ്ഡം ഓപ്പൺഹൈമർ പരിധി കവിഞ്ഞാൽ - വോൾക്കോവ് - ഒരു തമോദ്വാരം പോലെ. അവസാന രണ്ട് സന്ദർഭങ്ങളിൽ, നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പരിണാമത്തിൻ്റെ പൂർത്തീകരണം ദുരന്തകരമായ സംഭവങ്ങൾക്കൊപ്പമാണ് - സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ. ക്ഷയിച്ച ഇലക്ട്രോണുകളുടെ മർദ്ദം ഗുരുത്വാകർഷണത്തെ സന്തുലിതമാക്കുന്നത് വരെ ചുരുങ്ങിക്കൊണ്ടാണ് സൂര്യൻ ഉൾപ്പെടെയുള്ള ബഹുഭൂരിപക്ഷം നക്ഷത്രങ്ങളും അവയുടെ പരിണാമം അവസാനിപ്പിക്കുന്നത്. ഈ അവസ്ഥയിൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വലിപ്പം നൂറ് മടങ്ങ് കുറയുകയും സാന്ദ്രത ജലത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ ഒരു ദശലക്ഷം മടങ്ങ് വർദ്ധിക്കുകയും ചെയ്യുമ്പോൾ, നക്ഷത്രത്തെ വെളുത്ത കുള്ളൻ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. ഇത് ഊർജ്ജ സ്രോതസ്സുകൾ നഷ്ടപ്പെടുകയും ക്രമേണ തണുക്കുകയും ഇരുണ്ടതും അദൃശ്യവുമാകുകയും ചെയ്യുന്നു. സൂര്യനേക്കാൾ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളിൽ, ഡീജനറേറ്റ് ഇലക്ട്രോണുകളുടെ മർദ്ദത്തിന് കാമ്പിൻ്റെ കൂടുതൽ കംപ്രഷൻ തടയാൻ കഴിയില്ല, കൂടാതെ ഇലക്ട്രോണുകൾ ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസുകളായി "അമർത്താൻ" തുടങ്ങുന്നു, ഇത് പ്രോട്ടോണുകളെ ന്യൂട്രോണുകളാക്കി മാറ്റുന്നതിലേക്ക് നയിക്കുന്നു, അവയ്ക്കിടയിൽ ഇലക്ട്രോസ്റ്റാറ്റിക് വികർഷണം ഇല്ല. ശക്തികൾ. ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ അത്തരം ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വലുപ്പം, വാസ്തവത്തിൽ, ഇപ്പോൾ ഒരു വലിയ ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസിനെ പ്രതിനിധീകരിക്കുന്നു, ഇത് നിരവധി കിലോമീറ്ററുകളിൽ അളക്കുന്നു, സാന്ദ്രത ജലത്തിൻ്റെ സാന്ദ്രതയേക്കാൾ 100 ദശലക്ഷം മടങ്ങ് കൂടുതലാണ്. അത്തരമൊരു വസ്തുവിനെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രം എന്ന് വിളിക്കുന്നു.

അതിമനോഹരമായ നക്ഷത്രങ്ങൾ

സൂര്യൻ്റെ അഞ്ചിരട്ടിയിലധികം പിണ്ഡമുള്ള ഒരു നക്ഷത്രം ചുവന്ന സൂപ്പർജയൻ്റ് ഘട്ടത്തിൽ പ്രവേശിച്ചതിനുശേഷം, ഗുരുത്വാകർഷണത്തിൻ്റെ സ്വാധീനത്തിൽ അതിൻ്റെ കാമ്പ് ചുരുങ്ങാൻ തുടങ്ങുന്നു. കംപ്രഷൻ വർദ്ധിക്കുന്നതിനനുസരിച്ച്, താപനിലയും സാന്ദ്രതയും വർദ്ധിക്കുന്നു, കൂടാതെ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളുടെ ഒരു പുതിയ ശ്രേണി ആരംഭിക്കുന്നു. അത്തരം പ്രതിപ്രവർത്തനങ്ങളിൽ, കൂടുതൽ ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങൾ സമന്വയിപ്പിക്കപ്പെടുന്നു: ഹീലിയം, കാർബൺ, ഓക്സിജൻ, സിലിക്കൺ, ഇരുമ്പ്, ഇത് കാമ്പിൻ്റെ തകർച്ചയെ താൽക്കാലികമായി തടയുന്നു. ആത്യന്തികമായി, ആവർത്തനപ്പട്ടികയുടെ ഭാരമേറിയതും ഭാരമേറിയതുമായ മൂലകങ്ങൾ രൂപപ്പെടുമ്പോൾ, ഇരുമ്പ്-56 സിലിക്കണിൽ നിന്ന് സമന്വയിപ്പിക്കപ്പെടുന്നു. ഈ ഘട്ടത്തിൽ, കൂടുതൽ തെർമോ ന്യൂക്ലിയർ ഫ്യൂഷൻ അസാധ്യമാണ്, കാരണം ഇരുമ്പ് -56 ന്യൂക്ലിയസിന് പരമാവധി പിണ്ഡമുള്ള വൈകല്യമുണ്ട്, കൂടാതെ ഊർജ്ജം പുറത്തുവിടുന്നതോടെ ഭാരമേറിയ ന്യൂക്ലിയസുകളുടെ രൂപീകരണം അസാധ്യമാണ്. അതിനാൽ, ഒരു നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ ഇരുമ്പ് കാമ്പ് ഒരു നിശ്ചിത വലുപ്പത്തിൽ എത്തുമ്പോൾ, അതിലെ മർദ്ദത്തിന് നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ പുറം പാളികളുടെ ഗുരുത്വാകർഷണത്തെ നേരിടാൻ കഴിയില്ല, മാത്രമല്ല കാമ്പിൻ്റെ പെട്ടെന്നുള്ള തകർച്ച അതിൻ്റെ ദ്രവ്യത്തിൻ്റെ ന്യൂട്രോണൈസേഷനിലൂടെ സംഭവിക്കുന്നു. അടുത്തതായി എന്താണ് സംഭവിക്കുന്നതെന്ന് ഇതുവരെ പൂർണ്ണമായും വ്യക്തമല്ല, എന്തായാലും, നിമിഷങ്ങൾക്കുള്ളിൽ നടക്കുന്ന പ്രക്രിയകൾ അവിശ്വസനീയമായ ശക്തിയുടെ ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ സ്ഫോടനത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്നു. അതിനോടൊപ്പമുള്ള ന്യൂട്രിനോ സ്ഫോടനം ഒരു ഞെട്ടൽ തരംഗത്തെ പ്രകോപിപ്പിക്കുന്നു. ന്യൂട്രിനോകളുടെ ശക്തമായ ജെറ്റുകളും കറങ്ങുന്ന കാന്തികക്ഷേത്രവും നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ അടിഞ്ഞുകൂടിയ വസ്തുക്കളിൽ ഭൂരിഭാഗവും പുറത്തേക്ക് തള്ളുന്നു - ഇരുമ്പ്, ഭാരം കുറഞ്ഞ മൂലകങ്ങൾ എന്നിവയുൾപ്പെടെ വിത്ത് മൂലകങ്ങൾ എന്ന് വിളിക്കപ്പെടുന്നവ. ന്യൂക്ലിയസിൽ നിന്ന് പുറപ്പെടുവിക്കുന്ന ന്യൂട്രോണുകളാൽ പൊട്ടിത്തെറിക്കുന്ന ദ്രവ്യം, അവയെ പിടിച്ചെടുക്കുകയും അതുവഴി യുറേനിയം (ഒരുപക്ഷേ കാലിഫോർണിയം പോലും) വരെയുള്ള റേഡിയോ ആക്ടീവ് ഉൾപ്പെടെ ഇരുമ്പിനെക്കാൾ ഭാരമുള്ള ഒരു കൂട്ടം മൂലകങ്ങൾ സൃഷ്ടിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. അങ്ങനെ, സൂപ്പർനോവ സ്ഫോടനങ്ങൾ നക്ഷത്രാന്തര ദ്രവ്യത്തിൽ ഇരുമ്പിനെക്കാൾ ഭാരമുള്ള മൂലകങ്ങളുടെ സാന്നിധ്യം വിശദീകരിക്കുന്നു, എന്നിരുന്നാലും, അവയുടെ രൂപീകരണത്തിന് സാധ്യമായ ഒരേയൊരു മാർഗ്ഗമല്ല ഇത്; ഉദാഹരണത്തിന്, ടെക്നീഷ്യം നക്ഷത്രങ്ങൾ ഇത് പ്രകടമാക്കുന്നു. സ്ഫോടന തരംഗവും ന്യൂട്രിനോ ജെറ്റുകളും മരിക്കുന്ന നക്ഷത്രത്തിൽ നിന്ന് പദാർത്ഥത്തെ നക്ഷത്രാന്തര ബഹിരാകാശത്തേക്ക് കൊണ്ടുപോകുന്നു. തുടർന്ന്, അത് തണുക്കുകയും ബഹിരാകാശത്തിലൂടെ സഞ്ചരിക്കുകയും ചെയ്യുമ്പോൾ, ഈ സൂപ്പർനോവ പദാർത്ഥത്തിന് മറ്റ് ബഹിരാകാശ "ജങ്ക്" മായി കൂട്ടിമുട്ടാനും പുതിയ നക്ഷത്രങ്ങൾ, ഗ്രഹങ്ങൾ അല്ലെങ്കിൽ ഉപഗ്രഹങ്ങൾ എന്നിവയുടെ രൂപീകരണത്തിൽ പങ്കെടുക്കാനും കഴിയും. ഒരു സൂപ്പർനോവയുടെ രൂപീകരണ സമയത്ത് സംഭവിക്കുന്ന പ്രക്രിയകൾ ഇപ്പോഴും പഠിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുകയാണ്, ഇതുവരെ ഈ വിഷയത്തിൽ വ്യക്തതയില്ല. യഥാർത്ഥ നക്ഷത്രത്തിൽ എന്താണ് അവശേഷിക്കുന്നത് എന്നതും സംശയാസ്പദമാണ്. എന്നിരുന്നാലും, രണ്ട് ഓപ്ഷനുകൾ പരിഗണിക്കുന്നു: ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളും തമോദ്വാരങ്ങളും.

ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ

ചില സൂപ്പർനോവകളിൽ, സൂപ്പർജയൻ്റുകളുടെ ആഴത്തിലുള്ള ശക്തമായ ഗുരുത്വാകർഷണം ഇലക്ട്രോണുകളെ ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസ് ആഗിരണം ചെയ്യാൻ നിർബന്ധിക്കുന്നു, അവിടെ അവ പ്രോട്ടോണുകളുമായി ലയിച്ച് ന്യൂട്രോണുകൾ ഉണ്ടാക്കുന്നു. ഈ പ്രക്രിയയെ ന്യൂട്രോണൈസേഷൻ എന്ന് വിളിക്കുന്നു. അടുത്തുള്ള ന്യൂക്ലിയസുകളെ വേർതിരിക്കുന്ന വൈദ്യുതകാന്തിക ശക്തികൾ അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ കാമ്പ് ഇപ്പോൾ ആറ്റോമിക് ന്യൂക്ലിയസ്സുകളുടെയും വ്യക്തിഗത ന്യൂട്രോണുകളുടെയും ഇടതൂർന്ന പന്താണ്. ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ എന്നറിയപ്പെടുന്ന അത്തരം നക്ഷത്രങ്ങൾ വളരെ ചെറുതാണ് - ഒരു വലിയ നഗരത്തേക്കാൾ വലുതല്ല - സങ്കൽപ്പിക്കാനാവാത്തത്ര ഉയർന്ന സാന്ദ്രതയുണ്ട്. നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ വലിപ്പം കുറയുന്നതിനനുസരിച്ച് അവയുടെ പരിക്രമണ കാലയളവ് വളരെ ചെറുതായി മാറുന്നു (കോണീയ ആവേഗത്തിൻ്റെ സംരക്ഷണം കാരണം). ചിലർ സെക്കൻഡിൽ 600 വിപ്ലവങ്ങൾ ഉണ്ടാക്കുന്നു. അവയിൽ ചിലതിന്, റേഡിയേഷൻ വെക്റ്ററും ഭ്രമണത്തിൻ്റെ അച്ചുതണ്ടും തമ്മിലുള്ള കോൺ ഈ വികിരണം മൂലമുണ്ടാകുന്ന കോണിലേക്ക് ഭൂമി വീഴുന്ന തരത്തിലായിരിക്കാം; ഈ സാഹചര്യത്തിൽ, ഇടവേളകളിൽ ആവർത്തിക്കുന്ന ഒരു റേഡിയേഷൻ പൾസ് കണ്ടുപിടിക്കാൻ കഴിയും, കാലഘട്ടത്തിന് തുല്യമാണ്നക്ഷത്ര രക്തചംക്രമണം. അത്തരം ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളെ "പൾസാറുകൾ" എന്ന് വിളിക്കുകയും ആദ്യത്തെ ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങൾ കണ്ടെത്തുകയും ചെയ്തു.

തമോഗർത്തങ്ങൾ

എല്ലാ സൂപ്പർനോവകളും ന്യൂട്രോൺ നക്ഷത്രങ്ങളായി മാറുന്നില്ല. നക്ഷത്രത്തിന് ആവശ്യത്തിന് വലിയ പിണ്ഡമുണ്ടെങ്കിൽ, നക്ഷത്രത്തിൻ്റെ തകർച്ച തുടരും, കൂടാതെ ന്യൂട്രോണുകൾ തന്നെ അതിൻ്റെ ആരം ഷ്വാർസ്‌ചൈൽഡ് റേഡിയസിനേക്കാൾ കുറവാകുന്നതുവരെ ഉള്ളിലേക്ക് വീഴാൻ തുടങ്ങും. ഇതിനുശേഷം, നക്ഷത്രം ഒരു തമോദ്വാരമായി മാറുന്നു. സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാ സിദ്ധാന്തമാണ് തമോദ്വാരങ്ങളുടെ അസ്തിത്വം പ്രവചിച്ചത്. ഈ സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച്, ദ്രവ്യത്തിനും വിവരങ്ങൾക്കും ഒരു തമോദ്വാരം വിട്ടുപോകാൻ കഴിയില്ല. എന്നിരുന്നാലും, ക്വാണ്ടം മെക്കാനിക്സ് ഈ നിയമത്തിന് ഒഴിവാക്കലുകൾ സാധ്യമാക്കുന്നു. നിരവധി തുറന്ന ചോദ്യങ്ങൾ അവശേഷിക്കുന്നു. അവയിൽ പ്രധാനം: "തമോഗർത്തങ്ങൾ ഉണ്ടോ?" എല്ലാത്തിനുമുപരി, തന്നിരിക്കുന്ന ഒരു വസ്തു ഒരു തമോദ്വാരമാണെന്ന് ഉറപ്പിച്ച് പറയുന്നതിന്, അതിൻ്റെ ഇവൻ്റ് ചക്രവാളം നിരീക്ഷിക്കേണ്ടത് ആവശ്യമാണ്. ചക്രവാളം നിർവചിക്കുന്നതിലൂടെ ഇത് പൂർണ്ണമായും അസാധ്യമാണ്, എന്നാൽ അൾട്രാ-ലോംഗ് ബേസ്‌ലൈൻ റേഡിയോ ഇൻ്റർഫെറോമെട്രി ഉപയോഗിച്ച്, ഒരു വസ്തുവിന് സമീപമുള്ള മെട്രിക് നിർണ്ണയിക്കാനും വേഗതയുള്ള, മില്ലിസെക്കൻഡ് വേരിയബിലിറ്റി രേഖപ്പെടുത്താനും കഴിയും. ഒരു വസ്തുവിൽ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന ഈ ഗുണങ്ങൾ, തമോദ്വാരങ്ങളുടെ അസ്തിത്വം കൃത്യമായി തെളിയിക്കണം.