Yıldızlar nasıl ölür? Bir yıldızın yaşam döngüsü

Yıldızların ve tüm galaksilerin doğuşu, ölümleri gibi kalıcı olarak gerçekleşir. Bir yıldızın kaybolması diğerinin ortaya çıkmasını telafi ediyor, bu yüzden bize öyle geliyor ki aynı ışıklar sürekli olarak gökyüzünde.

Yıldızlar, doğumlarını, gaz basıncındaki güçlü bir düşüşten etkilenen yıldızlararası bulutun sıkışma sürecine borçludur. Sıkıştırılmış gazın kütlesine bağlı olarak doğan yıldızların sayısı değişir: küçükse bir yıldız doğar, büyükse bütün bir kümenin oluşumu mümkündür.

Bir yıldızın ortaya çıkış aşamaları

Burada iki ana aşamayı ayırt etmek gerekir - protostarın hızlı sıkıştırılması ve yavaş olan. İlk durumda ayırt edici özellik yerçekimidir: önyıldızın maddesi, merkezine doğru neredeyse serbest bir düşüşe uğrar. Bu aşamada gazın sıcaklığı değişmeden kalır, süresi yaklaşık 100 bin yıldır ve bu süre zarfında protostarın boyutu çok önemli ölçüde azalır.

Ve eğer ilk aşamada aşırı ısı sürekli olarak ayrılıyorsa, protostar yoğunlaşır. Artık ısının uzaklaştırılması bu kadar yüksek bir hızda gerçekleşmiyor; gaz hızla sıkışmaya ve ısınmaya devam ediyor. Önyıldızın yavaş daralması daha da uzun sürüyor; on milyon yıldan fazla. Ultra yüksek bir sıcaklığa (bir milyon dereceden fazla) ulaşıldığında, termonükleer reaksiyonlar olumsuz etki yapar ve sıkıştırmanın durmasına yol açar. Bundan sonra protostardan yeni bir yıldız oluşur.

Bir yıldızın yaşam döngüsü

Yıldızlar canlı organizmalar gibidir; doğarlar, gelişimlerinin zirvesine ulaşırlar ve sonra ölürler. Büyük değişiklikler yıldızın orta kısmındaki hidrojen tükendiğinde başlar. Zaten kabuğun içinde yanmaya başlar, yavaş yavaş boyutu artar ve yıldız kırmızı bir deve, hatta bir süper deve dönüşebilir.

Tüm yıldızların tamamen farklı yaşam döngüleri vardır, hepsi kütlelerine bağlıdır. Sahip olanlar ağır ağırlık, daha uzun yaşar ve sonunda patlar. Güneşimiz çok büyük bir yıldız olmadığından bu tür gök cisimleri farklı bir sonla karşı karşıyadır: Yavaş yavaş sönerek beyaz cüce adı verilen yoğun bir yapıya dönüşürler.

Kırmızı dev

Hidrojen kaynaklarını tüketen yıldızlar devasa boyutlara ulaşabilir. Bu tür armatürlere kırmızı devler denir. Boyutlarına ek olarak onların ayırt edici özelliği geniş atmosferleri ve çok düşük sıcaklık yüzeyler. Araştırmalar, tüm yıldızların bu gelişim aşamasından geçmediğini göstermiştir. Yalnızca önemli kütleye sahip yıldızlar kırmızı dev haline gelir.

En çarpıcı temsilciler, görünür katmanları nispeten düşük bir sıcaklığa sahip olan ve boşaltılan kabuğun önemli bir boyutuna sahip olan Arcturus ve Antare'dir. Parlaklıkta keskin dalgalanmaların olmaması ile karakterize edilen, gövdelerin içinde bir helyum tutuşma süreci meydana gelir.

Beyaz cüce

Boyut ve kütle bakımından küçük yıldızlar beyaz cücelere dönüşür. Yoğunlukları son derece yüksektir (suyun yoğunluğundan yaklaşık bir milyon kat daha fazla), bu nedenle yıldızın maddesi "yozlaşmış gaz" adı verilen bir duruma geçer. Beyaz cücenin içinde herhangi bir termal etki gözlenmemektedir. nükleer reaksiyonlar ve ona yalnızca soğutma nedeniyle ışık verilir. Bu durumdaki yıldızın boyutu son derece küçüktür. Örneğin birçok beyaz cücenin boyutu Dünya'ya benzer.

Yıldız evriminin ana aşamalarını kısaca ele alalım.

Fiziksel özelliklerde değişiklik, iç yapı ve yıldızın zaman içindeki kimyasal bileşimi.

Maddenin parçalanması. .

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

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

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

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

Sıkıştırıldığında merkezi bölgeler Bulutun yoğunluğu artar, bunun sonucunda bulutun bu kısmının maddesinin kendi radyasyonuna karşı opak hale geldiği bir an gelir. Bulutun derinliklerinde gökbilimcilerin oh dediği sabit, yoğun bir yoğunlaşma ortaya çıkıyor.

Maddenin parçalanması, moleküler bir toz bulutunun daha küçük parçalara ayrılmasıdır, bu da daha da ortaya çıkmasına neden olur.

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

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

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

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

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

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

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

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

Orta kütleli genç yıldızlar (Güneş kütlesinin 2 ila 8 katı), ana diziye kadar konvektif bölgelere sahip olmamaları dışında, niteliksel olarak küçük kardeşleriyle tamamen aynı şekilde gelişirler.

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

Ana dizi

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

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

Kırmızı dev (süperdev).

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

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

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

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

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

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

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

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

Sirius A ve Sirius B, 50 yıllık bir periyotla ortak bir uzayın etrafında dönüyorlar; A ve B bileşenleri arasındaki mesafe yalnızca 20 AU'dur.

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

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

Toplam sayı Dönüş hızı artık parçacık fırlatması için yeterli olmadığından radyo pulsarı olamaz. Ancak yine de harika ve yakalanmış manyetik alançevredeki nötron yıldızı düşemez, yani madde birikmesi meydana gelmez.

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

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

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

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

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

Kara delik, çekim alanı ne bir parçacığın, ne bir fotonun, ne de herhangi bir maddi cismin ikinciye ulaşamayacağı kadar güçlü olan bir cisimdir. kaçış hızı ve uzaya kaçmak.

Bir kara delik, akışının doğası gereği tekil bir nesnedir. fiziksel süreçlerİçerisi henüz teorik tanımlamaya açık değildir. Kara deliklerin varlığı teorik düşüncelerden kaynaklanmaktadır; gerçekte galaksimizin merkezi de dahil olmak üzere küresel kümelerin, kuasarların, dev galaksilerin merkezi bölgelerinde bulunabilirler.

Yıldızların ömrü, milyonlarca ve milyarlarca yıl boyunca armatürlerin kaçınılmaz sona doğru istikrarlı bir şekilde çabaladığı, parlak işaret fişeklerine veya kasvetli kara deliklere dönüştüğü birkaç aşamadan oluşur.

Her tür yıldızın ömrü inanılmaz derecede uzundur ve karmaşık süreç kozmik ölçekte fenomenler eşlik ediyor. Çok yönlülüğünün tamamını izlemek ve incelemek, tüm cephaneliği kullansanız bile imkansızdır. modern bilim. Ama bunlara dayanarak benzersiz bilgi Dünyevi astronominin tüm varlığı boyunca biriken ve işlenen en değerli bilgilerin tüm katmanları bizim için kullanılabilir hale gelir. Bu, bir dizi bölüm arasında bağlantı kurmanıza olanak tanır. yaşam döngüsü Armatürleri nispeten tutarlı teorilere dönüştürün ve gelişimlerini modelleyin. Bu aşamalar nelerdir?

Görsel, interaktif "" uygulamasını kaçırmayın!

Bölüm I. Protostarlar

Makrokozmosun ve mikrokozmosun tüm nesneleri gibi yıldızların yaşam yolu da doğumla başlar. Bu olay, içinde ilk moleküllerin ortaya çıktığı inanılmaz derecede büyük bir bulutun oluşmasından kaynaklanır, dolayısıyla bu oluşuma moleküler denir. Bazen sürecin özünü doğrudan ortaya çıkaran başka bir terim kullanılır - yıldızların beşiği.

Aslında ancak böyle bir bulutun içindeyken mücbir sebep Kütlesi olan bileşen parçacıklarının son derece hızlı bir şekilde sıkıştırılması, yani yerçekimsel çöküş meydana gelir ve gelecekteki bir yıldız oluşmaya başlar. Bunun nedeni, bir kısmı gaz moleküllerini sıkıştıran ve ana bulutu ısıtan yerçekimi enerjisinin artmasıdır. Daha sonra oluşumun şeffaflığı yavaş yavaş kaybolmaya başlar, bu da daha fazla ısınmaya ve merkezindeki basınçta artışa katkıda bulunur. Ön-yıldız evresindeki son bölüm, çekirdeğe düşen maddenin birikmesidir; bu sırada yeni oluşan yıldız büyür ve yayılan ışığın basıncı tüm tozu dış mahallelere doğru süpürdükten sonra görünür hale gelir.

Orion Bulutsusu'ndaki ön yıldızları bulun!

Orion Bulutsusu'nun bu devasa panoraması görüntülerden geliyor. Bu bulutsu bize en büyük ve en yakın yıldız beşiklerinden biridir. Bu panoramanın çözünürlüğü bunu yapmanıza izin verdiğinden, bu bulutsudaki ön yıldızları bulmaya çalışın.

Bölüm II. Genç yıldızlar

Fomalhaut, DSS kataloğundan resim. Bu yıldızın etrafında hala bir proto-gezegen diski var.

Bir yıldızın yaşamının bir sonraki aşaması veya döngüsü, kozmik çocukluğunun dönemidir ve bu da üç aşamaya ayrılır: küçük genç yıldızlar (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.

Bölüm III. Bir yıldızın hayatının en parlak dönemi

Güneş H alfa çizgisinde fotoğraflandı. Yıldızımız en iyi dönemini yaşıyor.

Yaşamlarının ortasında kozmik armatürler çok çeşitli renk, kütle ve boyutlara sahip olabilir. Renk paleti mavimsi tonlardan kırmızıya kadar değişir ve kütleleri Güneş'inkinden önemli ölçüde daha az veya üç yüz kat daha fazla olabilir. Yıldızların yaşam döngüsünün ana dizisi yaklaşık on milyar yıl sürer. Bundan sonra kozmik bedenin çekirdeğindeki hidrojen biter. Bu an, nesnenin yaşamının bir sonraki aşamaya geçişi olarak kabul edilir. Çekirdekteki hidrojen kaynaklarının tükenmesi nedeniyle termonükleer reaksiyonlar durur. Bununla birlikte, yıldızın yeniden sıkıştırıldığı dönemde, helyumun katılımıyla termonükleer reaksiyonların ortaya çıkmasına yol açan çöküş başlar. Bu süreç yıldızın inanılmaz bir şekilde genişlemesini teşvik eder. Ve şimdi kırmızı dev olarak kabul ediliyor.

Bölüm IV. Yıldızların varlığının sonu ve ölümü

Genç yıldızlar gibi yaşlı yıldızlar da çeşitli türlere ayrılır: düşük kütleli, orta büyüklükte, süper kütleli yıldızlar ve. Düşük kütleli nesnelere gelince, varoluşun son aşamalarında onlarda tam olarak hangi süreçlerin meydana geldiğini söylemek hala mümkün değil. Bu tür olayların tümü, bilgisayar simülasyonları kullanılarak varsayımsal olarak tanımlanır ve bunların dikkatli gözlemlerine dayanmaz. Karbon ve oksijenin son tükenmesinden sonra yıldızın atmosferik zarfı artar ve gaz bileşeni hızla kaybolur. Evrimsel yollarının sonunda yıldızlar birçok kez sıkıştırılır ve tam tersine yoğunlukları önemli ölçüde artar. Böyle bir yıldızın beyaz cüce olduğu düşünülür. Yaşam evresini daha sonra kırmızı bir süperdev dönemi takip eder. Bir yıldızın yaşam döngüsündeki son şey, çok güçlü bir sıkıştırma sonucunda nötron yıldızına dönüşmesidir. Ancak bu tür kozmik bedenlerin tümü bu şekilde olmaz. Bazıları, çoğunlukla parametreler açısından en büyüğü (20-30 güneş kütlesinden fazla), çöküşün bir sonucu olarak kara delik haline gelir.

Yıldızların yaşam döngüleri hakkında ilginç gerçekler

Uzayın yıldız yaşamına ilişkin en tuhaf ve dikkat çekici bilgilerden biri, bizim gezegenimizdeki armatürlerin büyük çoğunluğunun kırmızı cüce aşamasında olmasıdır. Bu tür nesnelerin kütlesi Güneş'inkinden çok daha azdır.

Nötron yıldızlarının manyetik çekiciliğinin, dünya yıldızının benzer radyasyonundan milyarlarca kat daha fazla olması da oldukça ilginçtir.

Kütlenin bir yıldız üzerindeki etkisi

Aynı derecede ilginç olan bir diğer gerçek, bilinen en büyük yıldız türlerinin varoluş süresidir. Kütleleri güneşten yüzlerce kat daha büyük olabildiği için enerji salınımları da kat kat, hatta bazen milyonlarca kat daha fazladır. Bu nedenle ömürleri çok daha kısadır. Bazı durumlarda, düşük kütleli yıldızların milyarlarca yıllık ömrüne kıyasla onların varlığı yalnızca birkaç milyon yıl sürer.

İlginç bir gerçek de kara delikler ile beyaz cüceler arasındaki karşıtlıktır. Birincisinin kütle açısından en devasa yıldızlardan, ikincisinin ise tam tersine en küçüğünden ortaya çıkması dikkat çekicidir.

Evrende sonsuza kadar konuşabileceğimiz çok sayıda benzersiz fenomen var çünkü uzay son derece az çalışılmış ve keşfedilmiştir. Modern bilimin yıldızlara ve onların yaşam döngülerine ilişkin sahip olduğu tüm insan bilgisi, esas olarak gözlemlerden ve teorik hesaplamalardan elde edilir. Bu kadar az çalışılmış fenomen ve nesneler binlerce araştırmacı ve bilim insanına sürekli çalışma sağlar: gökbilimciler, fizikçiler, matematikçiler ve kimyacılar. Sürekli çalışmaları sayesinde bu bilgi sürekli olarak birikir, tamamlanır ve değiştirilir, böylece daha doğru, güvenilir ve kapsamlı hale gelir.

Şehir ışıklarından uzakta, berrak gece gökyüzüne bakıldığında Evrenin yıldızlarla dolu olduğunu fark etmek kolaydır. Doğa bu sayısız nesneyi nasıl yaratmayı başardı? Sonuçta sadece Samanyolu'nda 100 milyara yakın yıldız olduğu tahmin ediliyor. Ayrıca, Evren'in oluşumundan 10-20 milyar yıl sonra, bugün hala yıldızlar doğuyor. Yıldızlar nasıl oluşur? Bir yıldız, Güneşimiz gibi sabit bir duruma ulaşmadan önce ne gibi değişikliklere uğrar?

Fizik açısından bakıldığında yıldız bir gaz topudur

Fizik açısından bakıldığında bu bir gaz topudur. Nükleer reaksiyonlarda (esas olarak helyumun hidrojenden füzyonu) üretilen ısı ve basınç, yıldızın kendi yerçekimi altında çökmesini önler. Bu nispeten basit nesnenin ömrü çok özel bir senaryoyu takip ediyor. Önce dağınık bir yıldızlararası gaz bulutundan bir yıldız doğar, ardından uzun bir kıyamet gelir. Ancak eninde sonunda nükleer yakıtın tamamı tükendiğinde hafif parlak bir beyaz cüceye, nötron yıldızına veya kara deliğe dönüşecektir.

Bu açıklama, yıldız oluşumunun ve yıldız evriminin erken aşamalarının ayrıntılı bir analizinin önemli zorluklar yaratmaması gerektiği izlenimini verebilir. Ancak yerçekimi ve termal basıncın etkileşimi, yıldızların öngörülemeyen şekillerde davranmasına neden olur.
Örneğin parlaklığın evrimini, yani yıldız yüzeyinin birim zamanda yaydığı enerji miktarındaki değişimi düşünün. Genç yıldızın iç sıcaklığı, hidrojen atomlarının birbirine kaynaşması için çok düşük, dolayısıyla parlaklığı da nispeten düşük olmalı. Nükleer reaksiyonlar başladığında artabilir ve ancak o zaman yavaş yavaş düşebilir. Aslında çok genç olan bu yıldız son derece parlaktır. Parlaklığı yaşla birlikte azalır ve hidrojenin yanması sırasında geçici bir minimuma ulaşır.

Evrimin ilk aşamalarında yıldızlarda çeşitli fiziksel süreçler meydana gelir.

Evrimin ilk aşamalarında yıldızlar, bazıları hala tam olarak anlaşılamayan çeşitli fiziksel işlemlerden geçer. Gökbilimciler, teori ve gözlemlerdeki ilerlemelere dayanarak yıldız evriminin ayrıntılı bir resmini ancak son yirmi yılda oluşturmaya başladılar.
Yıldızlar, spiral galaksilerin disklerinde bulunan, görünür ışıkta görülemeyen büyük bulutlardan doğar. Gökbilimciler bu nesnelere dev moleküler kompleksler adını veriyor. "Moleküler" terimi, komplekslerdeki gazın öncelikle moleküler formda hidrojenden oluştuğu gerçeğini yansıtmaktadır. Bu tür bulutlar Galaksideki en büyük oluşumlardır ve bazen 300 ışıkyılı aşkın bir mesafeye ulaşırlar. yıl çapındadır.

Yıldızın evriminin daha yakından incelenmesi üzerine

Daha dikkatli bir analiz, yıldızların dev bir moleküler buluttaki bireysel yoğunlaşmalardan (sıkışık bölgelerden) oluştuğunu ortaya koyuyor. Gökbilimciler, soluk milimo bulutlarını tespit edebilen tek cihaz olan büyük radyo teleskoplarını kullanarak kompakt bölgelerin özelliklerini incelediler. Bu radyasyonun gözlemlerinden, tipik bir kompakt bölgenin birkaç ışık ayı çapında bir çapa, cm2 başına 30.000 hidrojen molekülü yoğunluğa ve 10 Kelvin sıcaklığa sahip olduğu anlaşılmaktadır.
Bu değerlere dayanarak, kompakt bölgelerdeki gaz basıncının, kendi yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında sıkışmaya direnebilecek şekilde olduğu sonucuna varılmıştır.

Bu nedenle, bir yıldızın oluşması için, kompakt bölgenin kararsız bir durumdan sıkıştırılması ve yerçekimi kuvvetlerinin iç gaz basıncını aşacak şekilde sıkıştırılması gerekir.
Kompakt bölgelerin ilk moleküler buluttan nasıl yoğunlaşıp böylesine kararsız bir duruma nasıl ulaştığı henüz belli değil. Bununla birlikte, kompakt bölgelerin keşfinden önce bile astrofizikçiler yıldız oluşum sürecini simüle etme fırsatına sahipti. Daha 1960'larda teorisyenler kararsız bulutların nasıl çöktüğünü belirlemek için bilgisayar simülasyonlarını kullandılar.
Teorik hesaplamalar için çok çeşitli başlangıç ​​koşulları kullanılmış olsa da elde edilen sonuçlar aynıydı: Çok kararsız bir bulutta önce iç kısım sıkıştırılır, yani merkezdeki madde ilk önce serbest düşüşe uğrarken, bulutun iç kısmı sıkıştırılır. çevre bölgeler sabit kalır. Sıkıştırma alanı yavaş yavaş dışarıya doğru yayılarak bulutun tamamını kaplar.

Büzülme bölgesinin derinliklerinde yıldızların evrimi başlıyor

Büzülme bölgesinin derinliklerinde yıldız oluşumu başlıyor. Yıldızın çapı yalnızca bir ışık saniyesidir, yani kompakt bölgenin çapının milyonda biri kadardır. Bu kadar küçük boyutlar için, bulut sıkışmasının genel tablosu önemli değildir ve buradaki ana rol, yıldızın üzerine düşen maddenin hızı tarafından oynanır.

Maddenin düşme hızı değişebilir ancak bu doğrudan bulutun sıcaklığına bağlıdır. Sıcaklık ne kadar yüksek olursa hız da o kadar yüksek olur. Hesaplamalar, çökmekte olan bir kompakt bölgenin merkezinde, Güneş'in kütlesi kadar bir kütlenin, 100 bin ile 1 milyon yıl arasında bir sürede birikebileceğini göstermektedir. Çöken bir bulutun merkezinde oluşan cisme, önyıldız adı verilmektedir. Gökbilimciler, bilgisayar simülasyonlarını kullanarak önyıldızın yapısını açıklayan bir model geliştirdiler.
Düşen gazın protostarın yüzeyine çok yüksek bir hızla çarptığı ortaya çıktı. Bu nedenle güçlü bir şok cephesi oluşur (çok yüksek basınca ani bir geçiş). Şok cephesinde gaz neredeyse 1 milyon Kelvin'e kadar ısınır, daha sonra yüzeydeki radyasyon sırasında hızla yaklaşık 10.000 K'ye soğuyarak katman katman bir protostar oluşturur.

Şok cephesinin varlığı genç yıldızların yüksek parlaklığını açıklıyor

Şok cephesinin varlığı genç yıldızların yüksek parlaklığını açıklamaktadır. Tek hücrelinin kütlesi bir güneşe eşitse, parlaklığı güneşi on kat aşabilir. Ancak bu durum sıradan yıldızlarda olduğu gibi termonükleer füzyon reaksiyonlarından değil, maddenin çekim alanında elde edilen kinetik enerjisinden kaynaklanmaktadır.
Önyıldızlar gözlemlenebilir ancak geleneksel optik teleskoplarla gözlemlenemez.
Yıldızların oluşturulduğu gaz da dahil olmak üzere tüm yıldızlararası gaz, mikron altı boyuttaki katı parçacıkların bir karışımı olan "toz" içerir. Şok cephesinden gelen radyasyon, yolu boyunca çok sayıda bu parçacıkla karşılaşır ve gazla birlikte ön yıldızın yüzeyine düşer.
Soğuk toz parçacıkları şok cephesi tarafından yayılan fotonları emer ve bunları daha uzun dalga boylarında yeniden yayar. Bu uzun dalga radyasyonu daha uzaktaki toz tarafından emilir ve daha sonra yeniden yayılır. Bu nedenle, bir foton toz ve gaz bulutlarının içinden geçerken dalga boyu elektromanyetik spektrumun kızılötesi bölgesinde son bulur. Ancak önyıldızdan yalnızca birkaç ışık saati uzakta olan fotonun dalga boyu, tozun onu ememeyeceği kadar uzun hale gelir ve sonunda engellenmeden Dünya'nın kızılötesine duyarlı teleskoplarına doğru ilerleyebilir.
Modern dedektörlerin geniş yeteneklerine rağmen gökbilimciler teleskopların aslında önyıldızların radyasyonunu kaydettiğini iddia edemezler. Görünüşe göre radyo aralığında kayıtlı kompakt bölgelerin derinliklerinde derin bir şekilde gizlenmişler. Tespitteki belirsizlik, dedektörlerin bir ön yıldızı gaz ve toza gömülü daha yaşlı yıldızlardan ayırt edememesinden kaynaklanmaktadır.
Güvenilir bir tanımlama için, bir kızılötesi veya radyo teleskopun, önyıldızın spektral emisyon çizgilerindeki Doppler kaymasını tespit etmesi gerekir. Doppler kayması, yüzeyine düşen gazın gerçek hareketini ortaya çıkaracaktır.
Maddenin düşmesi sonucunda protostarın kütlesi Güneş kütlesinin onda birine ulaştığında, merkezdeki sıcaklık termonükleer füzyon reaksiyonlarının başlaması için yeterli hale gelir. Ancak ön yıldızlardaki termonükleer reaksiyonlar temel olarak orta yaşlı yıldızlardaki reaksiyonlardan farklıdır. Bu tür yıldızların enerji kaynağı, helyumun hidrojenden termonükleer füzyon reaksiyonlarıdır.

Hidrojen evrende en bol bulunan kimyasal elementtir

Hidrojen evrende en bol bulunan kimyasal elementtir. Evrenin doğuşunda (Büyük Patlama), bu element her zamanki haliyle bir protondan oluşan bir çekirdekle oluşmuştur. Ancak her 100.000 çekirdekten ikisi, bir proton ve bir nötrondan oluşan döteryum çekirdeğidir. Hidrojenin bu izotopu modern zamanlarda yıldızlara giren yıldızlararası gazda mevcuttur.
Bu küçük safsızlığın önyıldızların yaşamında baskın bir rol oynaması dikkat çekicidir. Derinliklerindeki sıcaklık, sıradan hidrojenin 10 milyon Kelvin'de meydana gelen reaksiyonları için yetersizdir. Ancak yerçekimsel sıkıştırmanın bir sonucu olarak, döteryum çekirdeklerinin füzyonu başladığında bir protostarın merkezindeki sıcaklık kolaylıkla 1 milyon Kelvin'e ulaşabilir ve bu da devasa bir enerji açığa çıkarır.

Protostellar maddenin opaklığı çok büyük

Önyıldız maddesinin opaklığı, bu enerjinin ışınım aktarımıyla aktarılamayacak kadar büyüktür. Bu nedenle yıldız konvektif olarak kararsız hale gelir: “Nükleer ateş” tarafından ısıtılan gaz kabarcıkları yüzeye çıkar. Bu yukarı doğru akışlar, soğuk gazın merkeze doğru aşağı doğru akışıyla dengelenir. Benzer konvektif hareketler, ancak çok daha küçük ölçekte, buharla ısıtılan bir odada meydana gelir. Bir önyıldızda, konvektif girdaplar döteryumu yüzeyden iç kısmına taşır. Bu sayede termonükleer reaksiyonlar için ihtiyaç duyulan yakıt yıldızın çekirdeğine ulaşır.
Döteryum çekirdeklerinin çok düşük konsantrasyonuna rağmen, bunların füzyonu sırasında açığa çıkan ısının protostar üzerinde güçlü bir etkisi vardır. Döteryum yanma reaksiyonlarının ana sonucu protostarın "şişmesidir". Döteryumun "yanması" sonucunda ısının konveksiyon yoluyla etkili bir şekilde aktarılması nedeniyle, protostarın kütlesine bağlı olarak boyutu artar. Bir güneş kütlesine sahip bir protostarın yarıçapı beş güneş kütlesine eşittir. Üç güneşe eşit bir kütleye sahip olan ilk yıldız, 10 güneşe eşit bir yarıçapa kadar şişer.
Tipik bir kompakt bölgenin kütlesi, ürettiği yıldızın kütlesinden daha büyüktür. Bu nedenle fazla kütleyi ortadan kaldıracak ve maddenin düşüşünü durduracak bir mekanizmanın olması gerekir. Çoğu gökbilimci, bunun sorumlusunun protostarın yüzeyinden kaçan güçlü bir yıldız rüzgarı olduğuna inanıyor. Yıldız rüzgarı düşen gazı ters yönde üfler ve sonunda kompakt bölgeyi dağıtır.

Yıldız rüzgarı fikri

"Yıldız rüzgarı fikri" teorik hesaplamalardan kaynaklanmıyor. Ve şaşıran teorisyenlere bu olgunun kanıtları sunuldu: kızılötesi radyasyon kaynaklarından hareket eden moleküler gaz akışlarının gözlemleri. Bu akışlar protostellar rüzgarla ilişkilidir. Kökeni genç yıldızların en derin gizemlerinden biridir.
Sıkışık bölge dağıldığında, optik aralıkta gözlemlenebilen bir nesne, genç bir yıldız açığa çıkar. Bir önyıldız gibi, termonükleer füzyondan ziyade yerçekimi tarafından belirlenen yüksek bir parlaklığa sahiptir. Bir yıldızın iç kısmındaki basınç, yıkıcı kütleçekimsel çöküşü önler. Ancak bu basınca neden olan ısı yıldızın yüzeyinden yayılır, dolayısıyla yıldız çok parlak bir şekilde parlar ve yavaş yavaş büzülür.
Büzüştükçe iç sıcaklığı giderek artar ve sonunda 10 milyon Kelvin'e ulaşır. Daha sonra hidrojen çekirdeklerinin füzyon reaksiyonları helyumu oluşturmaya başlar. Üretilen ısı, sıkışmayı önleyen bir basınç oluşturur ve yıldız, derinliklerindeki nükleer yakıt bitene kadar uzun süre parlayacaktır.
Tipik bir yıldız olan Güneşimizin ilk yıldız boyutundan modern boyutlara ulaşması yaklaşık 30 milyon yıl sürdü. Termonükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan ısı sayesinde yaklaşık 5 milyar yıl boyunca bu boyutlarını korumuştur.
Yıldızlar böyle doğuyor. Ancak bilim adamlarının evrenin birçok sırrından birini öğrenmemizi sağlayan bu kadar bariz başarılarına rağmen, genç yıldızların bilinen daha birçok özelliği henüz tam olarak anlaşılmış değil. Bu onların düzensiz değişkenliklerine, devasa yıldız rüzgarlarına ve beklenmedik parlak işaret fişeklerine işaret eder. Bu soruların henüz kesin bir cevabı yok. Ancak bu çözülmemiş sorunlar, ana halkaları zaten birbirine kaynaklanmış olan bir zincirdeki kopuşlar olarak değerlendirilmelidir. Ve doğanın yarattığı anahtarı bulursak bu zinciri kapatabilir ve genç yıldızların biyografisini tamamlayabiliriz. Ve bu anahtar üzerimizdeki berrak gökyüzünde titreşiyor.

Bir yıldız doğuyor videosu:

Yıldız-- termonükleer reaksiyonların meydana geldiği, meydana geldiği veya meydana geleceği bir gök cismi. Yıldızlar devasa, parlak gaz toplarıdır (plazma). Yerçekimi sıkıştırması sonucu gaz-toz ortamından (hidrojen ve helyum) oluşmuştur. Yıldızların içindeki maddenin sıcaklığı milyonlarca kelvin ve yüzeylerinde binlerce kelvin cinsinden ölçülür. Yıldızların büyük çoğunluğunun enerjisi, iç bölgelerde yüksek sıcaklıklarda meydana gelen, hidrojeni helyuma dönüştüren termonükleer reaksiyonlar sonucunda açığa çıkar. Doğadaki parlak maddenin büyük bir kısmını içerdikleri için yıldızlara genellikle Evrenin ana cisimleri denir. Yıldızlar, helyum ve hidrojenin yanı sıra diğer gazlardan oluşan devasa, küresel nesnelerdir. Bir yıldızın enerjisi, helyumun her saniye hidrojenle etkileşime girdiği çekirdeğinde bulunur. Evrenimizdeki organik her şey gibi yıldızlar da doğar, gelişir, değişir ve kaybolur; bu süreç milyarlarca yıl sürer ve "Yıldız Evrimi" süreci olarak adlandırılır.

1. Yıldızların evrimi

Yıldızların evrimi-- bir yıldızın yaşamı boyunca, yani yüzbinlerce, milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ışık ve ısı yayarken geçirdiği değişimlerin dizisi. Bir yıldız, yaşamına soğuk, seyrekleştirilmiş bir yıldızlararası gaz bulutu (yıldızlar arasındaki tüm boşluğu dolduran, seyrekleştirilmiş bir gaz ortamı) olarak başlar, kendi yerçekiminin etkisi altında sıkışır ve yavaş yavaş bir top şeklini alır. Sıkıştırıldığında yerçekimi enerjisi (tüm maddi cisimler arasındaki evrensel temel etkileşim) ısıya dönüşür ve nesnenin sıcaklığı artar. Merkezdeki sıcaklık 15-20 milyon K'ye ulaştığında termonükleer reaksiyonlar başlar ve sıkıştırma durur. Nesne tam teşekküllü bir yıldız haline gelir. Bir yıldızın yaşamının ilk aşaması güneşinkine benzer; hidrojen döngüsünün reaksiyonları hakimdir. Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisinde yer alan (Şekil 1) (yıldızın mutlak büyüklüğü, parlaklığı, tayf tipi ve yüzey sıcaklığı arasındaki ilişkiyi gösteren, 1910), ömrünün büyük bir kısmı boyunca bu durumda kalır, ta ki 1910 yılına kadar. yakıt rezervleri özünde tükeniyor. Yıldızın merkezindeki hidrojenin tamamı helyuma dönüştüğünde bir helyum çekirdeği oluşur ve çevresinde hidrojenin termonükleer yanması devam eder. Bu dönemde yıldızın yapısı değişmeye başlar. Parlaklığı artar, dış katmanları genişler ve yüzey sıcaklığı düşer; yıldız, Hertzsprung-Russell diyagramında bir dal oluşturan kırmızı bir dev haline gelir. Yıldız bu dalda ana kola göre önemli ölçüde daha az zaman harcıyor. Helyum çekirdeğinin biriken kütlesi ciddi boyutlara ulaştığında kendi ağırlığını taşıyamaz ve küçülmeye başlar; yıldız yeterince büyükse, artan sıcaklık helyumun daha ağır elementlere (helyumun karbona, karbonun oksijene, oksijenin silikona ve son olarak silikonun demire) termonükleer dönüşümüne neden olabilir.

2. Yıldızların iç kısmındaki termonükleer füzyon

1939 yılına gelindiğinde yıldız enerjisinin kaynağının yıldızların bağırsaklarında meydana gelen termonükleer füzyon olduğu tespit edildi. Yıldızların çoğu, çekirdeklerindeki dört protonun bir dizi ara adımla birleşerek tek bir alfa parçacığına dönüşmesi nedeniyle ışık saçar. Bu dönüşüm, proton-proton veya p-p döngüsü ve karbon-nitrojen veya CN döngüsü adı verilen iki ana yolla gerçekleşebilir. Düşük kütleli yıldızlarda enerji salınımı esas olarak ilk döngü tarafından, ağır yıldızlarda ise ikinci döngü tarafından sağlanır. Bir yıldızdaki nükleer yakıt arzı sınırlıdır ve sürekli olarak radyasyona harcanmaktadır. Enerjiyi serbest bırakan ve yıldızın maddesinin bileşimini değiştiren termonükleer füzyon süreci, yıldızı sıkıştırma eğiliminde olan ve aynı zamanda enerjiyi serbest bırakan yerçekiminin yanı sıra serbest bırakılan enerjiyi taşıyan yüzeyden gelen radyasyonla birlikte kullanılır. yıldız evriminin ana itici güçleri. Bir yıldızın evrimi, yıldız beşiği olarak da adlandırılan dev bir moleküler bulutta başlar. Bir galaksideki "boş" alanın çoğu aslında cm² başına 0,1 ile 1 arasında molekül içerir. Moleküler bulutun yoğunluğu cm2 başına yaklaşık bir milyon moleküldür. Böyle bir bulutun kütlesi, büyüklüğü nedeniyle Güneş'in kütlesini 100.000-10.000.000 kat aşıyor: çapı 50 ila 300 ışıkyılı arasında. Bulut, kendi galaksisinin merkezi etrafında serbestçe dönerken hiçbir şey olmuyor. Bununla birlikte, yerçekimi alanının homojen olmaması nedeniyle, yerel kütle konsantrasyonlarına yol açan rahatsızlıklar ortaya çıkabilir. Bu tür rahatsızlıklar bulutun yerçekimsel çökmesine neden olur. Buna yol açan senaryolardan biri de iki bulutun çarpışmasıdır. Çökmeye neden olan bir diğer olay da bir bulutun sarmal gökadanın yoğun kolundan geçmesi olabilir. Ayrıca kritik bir faktör, şok dalgasının moleküler bulutla muazzam bir hızla çarpışacağı yakındaki bir süpernovanın patlaması olabilir. Galaksilerin çarpışması da mümkündür; bu, her galaksideki gaz bulutlarının çarpışma nedeniyle sıkıştırılması nedeniyle yıldız oluşumunda bir patlamaya neden olabilir. Genel olarak bulutun kütlesine etki eden kuvvetlerdeki herhangi bir homojensizlik, yıldız oluşum sürecini başlatabilir. Ortaya çıkan homojensizlikler nedeniyle, moleküler gazın basıncı artık daha fazla sıkışmayı engelleyemez ve gaz, yerçekimsel çekim kuvvetlerinin etkisi altında gelecekteki yıldızın merkezi etrafında toplanmaya başlar. Açığa çıkan yerçekimi enerjisinin yarısı bulutu ısıtmaya, yarısı da ışık radyasyonuna gider. Bulutlarda merkeze doğru basınç ve yoğunluk artar ve orta kısmın çökmesi çevreye göre daha hızlı gerçekleşir. Büzüldükçe fotonların ortalama serbest yolu azalır ve bulut kendi radyasyonuna karşı giderek daha az şeffaf hale gelir. Bu, sıcaklığın daha hızlı artmasına ve basıncın daha da hızlı yükselmesine neden olur. Sonuç olarak, basınç gradyanı yerçekimi kuvvetini dengeler ve bulut kütlesinin yaklaşık %1'i kadar bir kütleye sahip bir hidrostatik çekirdek oluşur. Bu an görünmez. Protostarın daha da gelişmesi, çekirdeğin "yüzeyine" düşmeye devam eden maddenin birikmesidir ve bu nedenle boyut olarak büyür. Bulutta serbestçe hareket eden madde kütlesi tükenir ve yıldız, optik aralıkta görünür hale gelir. Bu an, ön yıldız evresinin sonu ve genç yıldız evresinin başlangıcı olarak kabul edilir. Yıldız oluşum süreci birleşik bir şekilde tanımlanabilir, ancak bir yıldızın gelişiminin sonraki aşamaları neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldız evriminin en sonunda kimyasal bileşim bir rol oynayabilir.

3. Bir yıldızın orta yaşam döngüsü

Yıldızlar çok çeşitli renk ve boyutlarda gelir. Spektral sınıfları sıcak maviden soğuk kırmızıya kadar değişir ve kütleleri 0,0767'den 200 güneş kütlesine kadar değişir. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır ve bu da kütlesi tarafından belirlenir. Tüm yeni yıldızlar kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana dizide “yerlerini alırlar”. Yıldızın fiziksel hareketinden bahsetmiyoruz - yalnızca yıldızın parametrelerine bağlı olarak belirtilen diyagramdaki konumundan bahsediyoruz. Aslında bir yıldızın diyagram boyunca hareketi yalnızca yıldızın parametrelerindeki bir değişikliğe karşılık gelir. Küçük, soğuk kırmızı cüceler yavaş yavaş hidrojen rezervlerini yakıp yüz milyarlarca yıl boyunca ana dizide kalırken, büyük süper devler oluşumlarından birkaç milyon yıl sonra ana diziyi terk edecekler. Güneş gibi orta büyüklükteki yıldızlar ortalama 10 milyar yıl boyunca ana dizide kalırlar. Güneş'in yaşam döngüsünün ortasında olması nedeniyle hala üzerinde olduğuna inanılıyor. Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen bittiğinde ana diziden ayrılır. Belirli bir süre sonra (başlangıçtaki kütleye bağlı olarak bir milyondan on milyarlarca yıla kadar) yıldız, çekirdeğin hidrojen kaynaklarını tüketir. Büyük ve sıcak yıldızlarda bu durum, küçük ve soğuk yıldızlara göre çok daha hızlı gerçekleşir. Hidrojen kaynağının tükenmesi termonükleer reaksiyonların durmasına yol açar. Yıldızın kendi çekim kuvvetini dengelemek için bu reaksiyonların yarattığı basınç olmadığında, yıldız, oluşumu sırasında daha önce olduğu gibi yeniden büzülmeye başlar. Sıcaklık ve basınç tekrar yükselir, ancak önyıldız aşamasından farklı olarak daha yüksek bir seviyeye çıkar. Çökme, helyum içeren termonükleer reaksiyonlar yaklaşık 100 milyon K sıcaklıkta başlayana kadar devam eder. Yeni bir seviyede devam eden maddenin termonükleer yanması, yıldızın korkunç bir şekilde genişlemesine neden olur. Yıldız “gevşetir” ve boyutu yaklaşık 100 kat artar. Böylece yıldız kırmızı bir dev haline gelir ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl sürer. Kırmızı devlerin neredeyse tamamı değişen yıldızlardır. Bundan sonra ne olacağı yine yıldızın kütlesine bağlıdır.

4. Sonraki yıllar ve yıldızların ölümü

Düşük kütleli eski yıldızlar

Bugüne kadar, hidrojen kaynakları tükendikten sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin yaşı 13,7 milyar yıl olduğundan, bu yıldızlardaki hidrojen yakıtının tükenmesi için yeterli değildir, modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar simülasyonlarına dayanmaktadır. Bazı yıldızlar helyumu yalnızca belirli aktif bölgelerde sentezleyebilir, bu da istikrarsızlığa ve güçlü yıldız rüzgarlarına neden olur. Bu durumda, gezegenimsi bir bulutsu oluşumu gerçekleşmez ve yıldız yalnızca buharlaşarak kahverengi bir cüceden bile daha küçük hale gelir. Kütlesi 0,5 güneşten daha az olan yıldızlar, çekirdekte hidrojen içeren reaksiyonlar sona erdikten sonra bile helyumu dönüştüremezler; kütleleri, helyumun "tutuşmasını" başlatacak ölçüde yeni bir yerçekimsel sıkıştırma aşaması sağlamak için çok küçüktür. Bu yıldızlar, ana dizide on milyarlarca ila on trilyonlarca yıla sahip olan Proxima Centauri gibi kırmızı cüceleri içerir. Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecekler.

Orta büyüklükteki yıldızlar

Ortalama büyüklükteki bir yıldız (0,4 ila 3,4 güneş kütlesi) kırmızı dev aşamasına ulaştığında, çekirdeğindeki hidrojen biter ve helyumdan karbon sentezi reaksiyonları başlar. Bu işlem daha yüksek sıcaklıklarda meydana gelir ve dolayısıyla çekirdekten enerji akışı artar, bu da yıldızın dış katmanlarının genişlemeye başlamasına neden olur. Karbon sentezinin başlangıcı bir yıldızın yaşamında yeni bir aşamaya işaret eder ve bir süre daha devam eder. Güneş'e benzer büyüklükteki bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilir. Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji çıkışındaki değişiklikler de dahil olmak üzere istikrarsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji çıkışı düşük frekanslı radyasyona doğru kayar. Bütün bunlara güçlü yıldız rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan kütle kaybı eşlik ediyor. Bu aşamadaki yıldızlara kesin özelliklerine bağlı olarak geç tip yıldızlar, OH-IR yıldızları veya Mira benzeri yıldızlar adı verilir. Püskürtülen gaz, yıldızın iç kısmında üretilen oksijen ve karbon gibi ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz genişleyen bir kabuk oluşturur ve yıldızdan uzaklaştıkça soğuyarak toz parçacıklarının ve moleküllerin oluşmasına olanak tanır. Merkezi yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, bu tür kabuklarda ustaların aktivasyonu için ideal koşullar oluşur. Helyum yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bazen bu büyük istikrarsızlığa yol açar. Güçlü titreşimler ortaya çıkıyor ve bu titreşimler, sonuçta dış katmanlara fırlatılıp gezegenimsi bir bulutsuya dönüşmeleri için yeterli ivme kazandırıyor. Bulutsunun merkezinde, yıldızın termonükleer reaksiyonların durduğu çıplak çekirdeği kalır ve soğudukça genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine ve çapına sahip bir helyum beyaz cücesine dönüşür. Dünyanın çapına göre sıralanır.

Beyaz cüceler

Helyum patlamasından kısa bir süre sonra karbon ve oksijen “tutuşur”; bu olayların her biri yıldızın ciddi şekilde yeniden yapılanmasına ve Hertzsprung-Russell diyagramı boyunca hızlı hareketine neden olur. Yıldızın atmosferinin boyutu daha da artar ve yıldız rüzgarının saçılma akışları şeklinde hızla gaz kaybetmeye başlar. Bir yıldızın merkez kısmının kaderi tamamıyla başlangıç ​​kütlesine bağlıdır: Bir yıldızın çekirdeği, evrimini beyaz cüce (düşük kütleli yıldızlar) olarak sonlandırabilir; evrimin sonraki aşamalarındaki kütlesi Chandrasekhar sınırını aşarsa - bir nötron yıldızı (pulsar) gibi; kütle Oppenheimer sınırını - Volkov - bir kara delik gibi aşarsa. Son iki durumda, yıldızların evriminin tamamlanmasına, süpernova patlamaları gibi felaket olayları eşlik ediyor. Güneş de dahil olmak üzere yıldızların büyük çoğunluğu, yozlaşmış elektronların basıncı yerçekimini dengeleyene kadar büzülerek evrimlerini sonlandırırlar. Bu durumda yıldızın boyutu yüz kat azaldığında ve yoğunluğu suyun yoğunluğundan bir milyon kat daha fazla olduğunda yıldıza beyaz cüce denir. Enerji kaynaklarından mahrum kalır ve yavaş yavaş soğuyarak karanlık ve görünmez hale gelir. Güneş'ten daha büyük yıldızlarda, dejenere elektronların basıncı çekirdeğin daha fazla sıkıştırılmasını durduramaz ve elektronlar atom çekirdeğine "bastırılmaya" başlar, bu da protonların aralarında elektrostatik itme olmayan nötronlara dönüşmesine yol açar. kuvvetler. Maddenin bu tür nötronizasyonu, aslında şu anda devasa bir atom çekirdeğini temsil eden yıldızın boyutunun birkaç kilometre olarak ölçülmesine ve yoğunluğun suyun yoğunluğundan 100 milyon kat daha fazla olmasına yol açmaktadır. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir.

Süper kütleli yıldızlar

Kütlesi Güneş'in beş katından büyük olan bir yıldız, kırmızı üstdev aşamasına girdikten sonra, yerçekiminin etkisiyle çekirdeği küçülmeye başlar. Sıkıştırma arttıkça sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyonlar dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda giderek daha ağır elementler sentezlenir: çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen helyum, karbon, oksijen, silikon ve demir. Sonuçta periyodik tablonun giderek daha ağır elementleri oluştukça silikondan demir-56 sentezlenir. Bu aşamada, demir-56 çekirdeğinin maksimum kütle kusuruna sahip olması ve enerjinin serbest bırakılmasıyla daha ağır çekirdeklerin oluşması imkansız olduğundan, daha fazla termonükleer füzyon imkansız hale gelir. Dolayısıyla bir yıldızın demir çekirdeği belli bir büyüklüğe ulaştığında içindeki basınç artık yıldızın dış katmanlarının çekim kuvvetine dayanamaz ve içindeki maddenin nötronizasyonuyla çekirdeğin anında çökmesi meydana gelir. Bundan sonra ne olacağı henüz tam olarak belli değil, ancak her halükarda birkaç saniye içinde gerçekleşen süreçler inanılmaz güçte bir süpernovanın patlamasına yol açıyor. Eşlik eden nötrino patlaması bir şok dalgasına neden olur. Güçlü nötrino jetleri ve dönen bir manyetik alan, yıldızın birikmiş malzemelerinin (demir ve hafif elementler de dahil olmak üzere tohum elementler olarak adlandırılan) çoğunu dışarı iter. Patlayan madde, çekirdekten yayılan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere, uranyuma (ve hatta belki de kaliforniyuma) kadar demirden daha ağır bir dizi element oluşturur. Dolayısıyla süpernova patlamaları, yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklamaktadır; ancak bu, bunların oluşmasının tek olası yolu değildir; örneğin, teknesyum yıldızları bunu kanıtlamaktadır. Patlama dalgası ve nötrino jetleri, maddeyi ölmekte olan yıldızdan yıldızlararası uzaya taşıyor. Daha sonra, soğuyup uzayda hareket ettikçe, bu süpernova malzemesi diğer uzay “çöplüğü” ile çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılabilir. Bir süpernovanın oluşumu sırasında meydana gelen süreçler halen araştırılmaktadır ve şu ana kadar bu konuda bir netlik yoktur. Ayrıca orijinal yıldızdan geriye ne kaldığı da şüphelidir. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor: nötron yıldızları ve kara delikler.

Nötron yıldızları

Bazı süpernovalarda, süperdevin derinliklerindeki güçlü yerçekiminin, elektronları atom çekirdeği tarafından emilmeye zorladığı ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturduğu bilinmektedir. Bu işleme nötronizasyon denir. Yakındaki çekirdekleri ayıran elektromanyetik kuvvetler kaybolur. Yıldızın çekirdeği artık atom çekirdeklerinden ve bireysel nötronlardan oluşan yoğun bir top haline geldi. Nötron yıldızları olarak bilinen bu tür yıldızlar son derece küçüktür (büyük bir şehirden daha büyük değildir) ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptirler. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunumu nedeniyle) yörünge periyotları aşırı derecede kısalır. Bazıları saniyede 600 devir yapar. Bazıları için radyasyon vektörü ile dönme ekseni arasındaki açı, Dünya'nın bu radyasyonun oluşturduğu koninin içine düşeceği şekilde olabilir; bu durumda yıldızın yörünge periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesini tespit etmek mümkündür. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.

Kara delikler

Tüm süpernovalar nötron yıldızı haline gelmez. Eğer yıldızın yeterince büyük bir kütlesi varsa, o zaman yıldızın çöküşü devam edecek ve nötronlar, yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha az olana kadar içeriye doğru düşmeye başlayacaklardır. Bundan sonra yıldız bir kara deliğe dönüşür. Kara deliklerin varlığı genel görelilik teorisi tarafından öngörülüyordu. Bu teoriye göre madde ve bilgi hiçbir koşulda kara delikten ayrılamaz. Ancak kuantum mekaniği muhtemelen bu kuralın istisnalarını mümkün kılmaktadır. Geriye bir takım açık sorular kalıyor. Bunlardan en önemlisi: "Kara delikler var mı?" Sonuçta belirli bir nesnenin kara delik olduğundan emin olmak için olay ufkunu gözlemlemek gerekir. Bu yalnızca ufku tanımlayarak imkansızdır, ancak ultra uzun taban çizgisi radyo interferometrisi kullanılarak bir nesnenin yakınındaki ölçüyü belirlemek ve hızlı, milisaniyelik değişkenliği kaydetmek mümkündür. Tek bir cisimde gözlenen bu özellikler, kara deliklerin varlığını kesin olarak kanıtlamalıdır.