Yıldız haberleri
Yıldızların doğuşu ve evrimi: Evrenin dev fabrikası. Yıldız evrimi
Evren, her nesnenin, maddenin veya maddenin bir dönüşüm ve değişim halinde olduğu, sürekli değişen bir makrokozmostur. Bu süreçler milyarlarca yıl sürer. Süreyle karşılaştırıldığında insan hayatı bu anlaşılmaz zaman dilimi çok büyüktür. Kozmik ölçekte bu değişiklikler oldukça geçicidir. Şu anda gece gökyüzünde gördüğümüz yıldızlar, binlerce yıl önce Mısır firavunlarının görebildikleri dönemde de aynıydı, ancak aslında tüm bu zaman boyunca gök cisimlerinin fiziksel özelliklerindeki değişim bir an bile durmadı. Yıldızlar doğar, yaşar ve kesinlikle yaşlanır; yıldızların evrimi her zamanki gibi devam eder.
Büyük Ayı takımyıldızının yıldızlarının 100.000 yıl önce - bizim zamanımız ve 100 bin yıl sonra - farklı tarihsel dönemlerdeki konumu
Ortalama bir insanın bakış açısından yıldızların evriminin yorumlanması
Ortalama bir insan için uzay bir sakinlik ve sessizlik dünyası gibi görünür. Aslında Evren, yıldızların kimyasal bileşiminin, fiziksel özelliklerinin ve yapısının değiştiği, muazzam dönüşümlerin gerçekleştiği dev bir fiziksel laboratuvardır. Bir yıldızın ömrü, parladığı ve ısı yaydığı sürece devam eder. Ancak böylesine parlak bir durum sonsuza kadar sürmez. Parlak doğumu, kaçınılmaz olarak gök cisminin yaşlanması ve ölümüyle sonuçlanan bir yıldız olgunluğu dönemi izler.
5-7 milyar yıl önce gaz ve toz bulutundan bir ön yıldızın oluşumu
Bugün yıldızlarla ilgili tüm bilgilerimiz bilimin çerçevesine uymaktadır. Termodinamik bize yıldız maddesinin bulunduğu hidrostatik ve termal denge süreçlerinin bir açıklamasını verir. Nükleer ve kuantum fiziği bu konuda içgörü sağlar zor süreç nükleer füzyon, bir yıldızın var olması sayesinde ısı yayar ve çevredeki alana ışık verir. Bir yıldızın doğuşunda, kendi enerji kaynakları tarafından korunan hidrostatik ve termal denge oluşur. Parlak bir yıldız kariyerinin sonunda bu denge bozulur. Sonucu yıldızın yok olması veya çökmesi olan bir dizi geri dönüşü olmayan süreç başlar - anlık ve görkemli bir süreç. parlak ölüm göksel vücut.
Bir süpernova patlaması, Evrenin ilk yıllarında doğan bir yıldızın yaşamının parlak bir finalidir.
Yıldızların fiziksel özelliklerindeki değişiklikler kütlelerinden kaynaklanmaktadır. Nesnelerin evrim hızı, kimyasal bileşimlerinden ve bir dereceye kadar mevcut astrofizik parametrelerden (dönüş hızı ve durumu) etkilenir. manyetik alan. Anlatılan süreçlerin çok uzun sürmesi nedeniyle her şeyin aslında nasıl gerçekleştiğinden tam olarak bahsetmek mümkün değil. Evrimin hızı ve dönüşümün aşamaları, yıldızın doğum zamanına ve doğum sırasındaki Evrendeki konumuna bağlıdır.
Bilimsel açıdan yıldızların evrimi
Herhangi bir yıldız, dış ve iç çekim kuvvetlerinin etkisi altında bir gaz topu durumuna sıkıştırılan bir soğuk yıldızlararası gaz yığınından doğar. Gaz halindeki maddenin sıkıştırılma süreci, devasa bir termal enerji salınımıyla birlikte bir an bile durmaz. Yeni oluşumun sıcaklığı, termonükleer füzyon başlayana kadar artar. Bu andan itibaren yıldız maddesinin sıkışması durur ve nesnenin hidrostatik ve termal durumları arasında bir dengeye ulaşılır. Evren yeni, tam teşekküllü bir yıldızla dolduruldu.
Ana yıldız yakıtı, başlatılan termonükleer reaksiyonun bir sonucu olarak hidrojen atomudur.
Yıldızların evriminde termal enerji kaynakları temel öneme sahiptir. Yıldızın yüzeyinden uzaya kaçan radyant ve termal enerji, gök cisminin iç katmanlarının soğutulmasıyla yenilenir. Sürekli termo sızdırıyor nükleer reaksiyonlar ve yıldızın bağırsaklarındaki yerçekimsel basınç kaybı telafi ediyor. Yıldızın bağırsaklarında yeterli nükleer yakıt olduğu sürece yıldız parlak ışıkla parlar ve ısı yayar. Termonükleer füzyon süreci yavaşladığında veya tamamen durduğunda, termal ve termodinamik dengeyi korumak için yıldızın iç sıkıştırma mekanizması etkinleştirilir. Bu aşamada nesne zaten yayılıyor Termal enerji yalnızca kızılötesi aralıkta görülebilir.
Tanımlanan süreçlere dayanarak, yıldızların evriminin yıldız enerjisi kaynaklarındaki tutarlı bir değişimi temsil ettiği sonucuna varabiliriz. Modern astrofizikte yıldızların dönüşüm süreçleri üç ölçeğe göre düzenlenebilir:
- nükleer zaman çizelgesi;
- bir yıldızın yaşamının termal periyodu;
- bir armatürün ömrünün dinamik bölümü (son).
her birinde özel durum Bir yıldızın yaşını, fiziksel özelliklerini ve cismin ölüm türünü belirleyen süreçler dikkate alınır. Nesne kendi ısı kaynaklarından güç aldığı ve nükleer reaksiyonların ürünü olan enerjiyi yaydığı sürece nükleer zaman çizelgesi ilginçtir. Bu aşamanın süresi, termonükleer füzyon sırasında helyuma dönüşecek hidrojen miktarının belirlenmesiyle tahmin edilmektedir. Yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, nükleer reaksiyonların yoğunluğu da o kadar büyük olur ve buna bağlı olarak nesnenin parlaklığı da o kadar yüksek olur.
Süperdevden kırmızı cüceye kadar çeşitli yıldızların boyutları ve kütleleri
Termal zaman ölçeği, bir yıldızın tüm termal enerjisini harcadığı evrim aşamasını tanımlar. Bu süreç, son hidrojen rezervlerinin tükendiği ve nükleer reaksiyonların durduğu andan itibaren başlar. Nesnenin dengesini korumak için bir sıkıştırma işlemi başlatılır. Yıldız maddesi merkeze doğru düşüyor. Bu durumda kinetik enerji, yıldızın içinde gerekli sıcaklık dengesini korumak için harcanan termal enerjiye dönüştürülür. Enerjinin bir kısmı uzaya kaçar.
Yıldızların parlaklıklarının kütleleri tarafından belirlendiği gerçeği göz önüne alındığında, bir nesnenin sıkıştırıldığı anda uzaydaki parlaklığı değişmez.
Ana diziye doğru ilerleyen bir yıldız
Yıldız oluşumu dinamik bir zaman ölçeğine göre gerçekleşir. Yıldız gazı merkeze doğru serbestçe düşerek gelecekteki nesnenin bağırsaklarındaki yoğunluğu ve basıncı artırıyor. Gaz topunun merkezindeki yoğunluk ne kadar yüksek olursa, nesnenin içindeki sıcaklık da o kadar yüksek olur. Bu andan itibaren ısı gök cisminin ana enerjisi haline gelir. Nasıl daha yüksek yoğunluk ve sıcaklık ne kadar yüksek olursa, gelecekteki yıldızın bağırsaklarındaki basınç da o kadar büyük olur. Moleküllerin ve atomların serbest düşüşü durur ve yıldız gazının sıkıştırılma süreci durur. Bir nesnenin bu durumuna genellikle protostar denir. Nesne %90 moleküler hidrojendir. Sıcaklık 1800K'ye ulaştığında hidrojen atomik duruma geçer. Çürüme sürecinde enerji tüketilir ve sıcaklık artışı yavaşlar.
Evrenin %75'i moleküler hidrojenden oluşur ve bu, ön yıldızların oluşumu sırasında bir yıldızın nükleer yakıtı olan atomik hidrojene dönüşür.
Bu durumda gaz topunun içindeki basınç azalır ve böylece sıkıştırma kuvvetine serbestlik sağlanır. Bu dizi, önce hidrojenin tamamının iyonlaştığı, ardından helyumun iyonlaştığı her seferde tekrarlanır. 10⁵ K sıcaklıkta gaz tamamen iyonlaşır, yıldızın sıkışması durur ve nesnenin hidrostatik dengesi ortaya çıkar. Yıldızın daha sonraki evrimi, termal zaman ölçeğine göre çok daha yavaş ve daha tutarlı bir şekilde gerçekleşecektir.
Önyıldızın yarıçapı, oluşumun başlangıcından bu yana 100 AU'dan azalıyor. ¼ a.u.'ya kadar Nesne bir gaz bulutunun ortasındadır. Yıldız gaz bulutunun dış bölgelerinden parçacıkların birikmesi sonucunda yıldızın kütlesi sürekli artacaktır. Sonuç olarak, nesnenin içindeki sıcaklık artacak ve konveksiyon sürecine eşlik edecek - enerjinin yıldızın iç katmanlarından dış kenarına aktarılması. Daha sonra, gök cisminin iç kısmındaki sıcaklığın artmasıyla birlikte, konveksiyonun yerini yıldızın yüzeyine doğru hareket eden ışınım transferi alır. Bu anda nesnenin parlaklığı hızla artıyor ve yıldız topunun yüzey katmanlarının sıcaklığı da artıyor.
Termonükleer füzyon reaksiyonlarının başlangıcından önce yeni oluşan bir yıldızda konveksiyon süreçleri ve ışınım transferi
Örneğin Güneşimizin kütlesine eşit kütleye sahip yıldızlar için ön yıldız bulutunun sıkışması yalnızca birkaç yüz yıl içinde gerçekleşir. Nesnenin oluşumunun son aşamasına gelince, yıldız maddesinin yoğunlaşması milyonlarca yıldır devam ediyor. Güneş ana kola doğru oldukça hızlı bir şekilde ilerlemektedir ve bu yolculuk yüz milyonlarca, milyarlarca yıl sürecektir. Başka bir deyişle, yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, tam teşekküllü bir yıldızın oluşumu için harcanan süre de o kadar uzun olur. 15M kütleli bir yıldız, ana diziye giden yol boyunca çok daha uzun bir süre - yaklaşık 60 bin yıl - hareket edecek.
Ana dizi aşaması
Bazı termonükleer füzyon reaksiyonları daha düşük sıcaklıklarda başlasa da hidrojenin yanmasının ana aşaması 4 milyon derece sıcaklıkta başlıyor. Bu andan itibaren ana dizi aşaması başlıyor. Yıldız enerjisinin yeniden üretiminin yeni bir biçimi devreye giriyor: nükleer. Bir nesnenin sıkıştırılması sırasında açığa çıkan kinetik enerji arka planda kaybolur. Elde edilen denge uzun ve sessiz hayat ana dizinin başlangıç aşamasındaki bir yıldız.
Bir yıldızın iç kısmında meydana gelen termonükleer reaksiyon sırasında hidrojen atomlarının bölünmesi ve bozunması
Bu andan itibaren bir yıldızın yaşamının gözlemlenmesi, gök cisimlerinin evriminin önemli bir parçası olan ana dizi aşamasına açıkça bağlıdır. Bu aşamada yıldız enerjisinin tek kaynağı hidrojen yanmasının sonucudur. Nesne denge halindedir. Nükleer yakıt tüketildikçe nesnenin yalnızca kimyasal bileşimi değişir. Güneş'in ana dizi evresindeki kalışı yaklaşık 10 milyar yıl sürecek. Yerli yıldızımızın tüm hidrojen kaynağını tüketmesi bu kadar zaman alacak. Büyük yıldızların evrimi daha hızlı gerçekleşir. Büyük bir yıldız daha fazla enerji yayarak ana dizi aşamasında yalnızca 10-20 milyon yıl kalır.
Daha az kütleli yıldızlar gece gökyüzünde çok daha uzun süre yanar. Böylece 0,25 M kütleli bir yıldız, on milyarlarca yıl boyunca ana dizi aşamasında kalacaktır.
Yıldızların spektrumu ile parlaklıkları arasındaki ilişkiyi değerlendiren Hertzsprung-Russell diyagramı. Diyagramdaki noktalar bilinen yıldızların konumlarıdır. Oklar, yıldızların ana diziden dev ve beyaz cüce evrelerine doğru yer değiştirmesini göstermektedir.
Yıldızların evrimini hayal etmek için, bir gök cisminin yolunu ana dizide karakterize eden şemaya bakmanız yeterlidir. Büyük yıldızların yoğunlaştığı yer burası olduğundan grafiğin üst kısmı nesnelere daha az doymuş görünüyor. Bu konum, kısa yaşam döngüleriyle açıklanmaktadır. Bugün bilinen yıldızlardan bazılarının kütlesi 70 milyondur. Kütlesi 100M üst sınırını aşan nesneler hiç oluşmayabilir.
Kütlesi 0,08 M'den küçük olan gök cisimleri, termonükleer füzyonun başlaması için gereken kritik kütleyi aşma ve yaşamları boyunca soğuk kalma olanağına sahip değildir. En küçük ön yıldızlar çökerek gezegen benzeri cüceleri oluşturur.
Normal bir yıldıza (Güneşimiz) ve Jüpiter gezegenine kıyasla gezegen benzeri bir kahverengi cüce
Dizinin alt kısmında, Güneşimizin kütlesine eşit ve biraz daha fazla kütleye sahip yıldızların hakim olduğu konsantre nesneler yer alıyor. Ana dizinin üst ve alt kısımları arasındaki hayali sınır, kütlesi – 1,5M olan nesnelerdir.
Yıldız evriminin sonraki aşamaları
Bir yıldızın durumunun gelişimi için seçeneklerin her biri, kütlesine ve yıldız maddesinin dönüşümünün meydana geldiği süreye göre belirlenir. Ancak Evren çok yönlü ve karmaşık bir mekanizmadır, dolayısıyla yıldızların evrimi başka yollar da izleyebilir.
Anakol boyunca seyahat ederken, kütlesi yaklaşık olarak Güneş'in kütlesine eşit olan bir yıldızın üç ana rota seçeneği vardır:
- hayatınızı sakin bir şekilde yaşayın ve Evrenin uçsuz bucaksız alanlarında huzur içinde dinlenin;
- kırmızı dev aşamasına girer ve yavaş yavaş yaşlanır;
- beyaz cüceye dönüşür, süpernova olarak patlar ve nötron yıldızına dönüşür.
Zamana, nesnelerin kimyasal bileşimine ve kütlelerine bağlı olarak ön yıldızların evrimi için olası seçenekler
Ana sekansın ardından dev aşama gelir. Bu zamana kadar yıldızın bağırsaklarındaki hidrojen rezervleri tamamen tükenir, nesnenin merkezi bölgesi bir helyum çekirdeğidir ve termonükleer reaksiyonlar nesnenin yüzeyine kayar. Termonükleer füzyonun etkisi altında kabuk genişler, ancak helyum çekirdeğinin kütlesi artar. Sıradan bir yıldız kırmızı bir deve dönüşüyor.
Dev aşama ve özellikleri
Düşük kütleli yıldızlarda çekirdek yoğunluğu muazzam hale gelir ve yıldız maddesini dejenere göreceli bir gaza dönüştürür. Yıldızın kütlesi 0,26 M'den biraz fazlaysa, basınç ve sıcaklıktaki artış, nesnenin tüm merkezi bölgesini kapsayan helyum sentezinin başlamasına yol açar. Bu andan itibaren yıldızın sıcaklığı hızla artar. Prosesin temel özelliği dejenere gazın genleşme kabiliyetinin olmamasıdır. Yüksek sıcaklığın etkisi altında, patlayıcı bir reaksiyonun eşlik ettiği yalnızca helyum fisyon hızı artar. Böyle anlarda bir helyum parlaması gözlemleyebiliriz. Cismin parlaklığı yüzlerce kat artar ama yıldızın ıstırabı devam eder. Yıldız, tüm termodinamik süreçlerin helyum çekirdeğinde ve boşaltılan dış kabukta meydana geldiği yeni bir duruma geçiş yapar.
Güneş tipi bir ana dizi yıldızının ve izotermal helyum çekirdeğine ve katmanlı bir nükleosentez bölgesine sahip bir kırmızı devin yapısı
Bu durum geçicidir ve stabil değildir. Yıldız maddesi sürekli olarak karışır ve önemli bir kısmı çevredeki alana fırlatılarak gezegenimsi bir bulutsu oluşturur. Merkezde beyaz cüce adı verilen sıcak bir çekirdek kalır.
Büyük kütleli yıldızlar için yukarıda sıralanan süreçler o kadar da felaket değildir. Helyum yanmasının yerini karbon ve silisyumun nükleer fisyon reaksiyonu alır. Sonunda yıldız çekirdeği yıldız demirine dönüşecek. Dev aşamayı yıldızın kütlesi belirler. Bir cismin kütlesi ne kadar büyük olursa merkezindeki sıcaklık o kadar düşük olur. Bu açıkça karbon ve diğer elementlerin nükleer fisyon reaksiyonunu tetiklemek için yeterli değildir.
Beyaz bir cücenin kaderi - bir nötron yıldızı veya bir kara delik
Beyaz cüce durumuna geçtikten sonra nesne son derece kararsız bir durumdadır. Durdurulan nükleer reaksiyonlar basınçta bir düşüşe neden olur, çekirdek çökme durumuna girer. Bu durumda açığa çıkan enerji, demirin helyum atomlarına bozunması ve daha sonra protonlara ve nötronlara bozunması için harcanır. Koşu süreci hızla gelişiyor. Bir yıldızın çöküşü, ölçeğin dinamik bölümünü karakterize eder ve saniyenin çok küçük bir kısmını alır. Nükleer yakıt kalıntılarının yanması patlayıcı bir şekilde gerçekleşir ve bir saniyede devasa miktarda enerji açığa çıkar. Bu, nesnenin üst katmanlarını havaya uçurmak için oldukça yeterlidir. Beyaz cücenin son aşaması süpernova patlamasıdır.
Yıldızın çekirdeği çökmeye başlıyor (solda). Çökme bir nötron yıldızı oluşturur ve yıldızın dış katmanlarına (merkez) doğru bir enerji akışı yaratır. Bir süpernova patlaması sırasında bir yıldızın dış katmanları döküldüğünde açığa çıkan enerji (sağda).
Geriye kalan süper yoğun çekirdek, nötronları oluşturmak için birbirleriyle çarpışan bir proton ve elektron kümesi olacaktır. Evren yeni bir nesneyle, bir nötron yıldızıyla dolduruldu. Yüksek yoğunluk nedeniyle çekirdek dejenere olur ve çekirdek çökme süreci durur. Eğer yıldızın kütlesi yeterince büyük olsaydı, çöküş, kalan yıldız maddesi nihayet nesnenin merkezine düşüp bir kara delik oluşturana kadar devam edebilirdi.
Yıldız evriminin son kısmının açıklanması
Normal denge yıldızları için açıklanan evrim süreçleri olası değildir. Ancak beyaz cücelerin ve nötron yıldızlarının varlığı, yıldız maddesinin sıkışma süreçlerinin gerçek varlığını kanıtlıyor. Evrende bu tür nesnelerin az sayıda olması, onların varlığının geçici olduğunu gösterir. Yıldız evriminin son aşaması iki türden ardışık bir zincir olarak temsil edilebilir:
- normal yıldız - kırmızı dev - dış katmanların dökülmesi - Beyaz cüce;
- büyük yıldız – kırmızı süperdev – süpernova patlaması – nötron yıldızı veya kara delik – hiçlik.
Yıldızların evriminin şeması. Yıldızların yaşamının ana dizi dışında devam etmesi için seçenekler.
Devam eden süreçleri bilimsel açıdan açıklamak oldukça zordur. Nükleer bilimciler, yıldız evriminin son aşamasında maddenin yorgunluğuyla karşı karşıya olduğumuz konusunda hemfikirdir. Uzun süreli mekanik ve termodinamik etkinin bir sonucu olarak maddenin fiziksel özellikleri değişir. Uzun vadeli nükleer reaksiyonlarla tükenen yıldız maddesinin yorgunluğu, dejenere elektron gazının ortaya çıkışını, bunun ardından gelen nötronizasyonunu ve yok oluşunu açıklayabilir. Yukarıdaki süreçlerin tümü baştan sona gerçekleşirse, yıldız maddesi fiziksel bir madde olmaktan çıkar - yıldız, arkasında hiçbir şey bırakmadan uzayda kaybolur.
Yıldızların doğduğu yer olan yıldızlararası kabarcıklar ve gaz ve toz bulutları, yalnızca kaybolan ve patlayan yıldızlarla doldurulamaz. Evren ve galaksiler denge halindedir. Kütle kaybı sürekli meydana gelir, yıldızlararası alanın yoğunluğu bir kısımda azalır uzay. Sonuç olarak Evrenin başka bir yerinde yeni yıldızların oluşması için koşullar yaratılıyor. Başka bir deyişle, şema işliyor: Evrenin bir yerinde belirli bir miktar madde kaybolsa, başka bir yerde aynı miktarda madde farklı bir biçimde ortaya çıkıyordu.
Nihayet
Yıldızların evrimini inceleyerek, Evrenin, maddenin bir kısmının yıldızların yapı malzemesi olan hidrojen moleküllerine dönüştüğü devasa, seyreltilmiş bir çözüm olduğu sonucuna varıyoruz. Diğer kısım uzayda eriyerek maddi duyumlar alanından kaybolur. Bu anlamda kara delik, tüm maddelerin antimaddeye dönüştüğü yerdir. Özellikle yıldızların evrimini incelerken yalnızca nükleer, kuantum fiziği ve termodinamik yasalarına güveniyorsanız, olup bitenlerin anlamını tam olarak anlamak oldukça zordur. Uzayın eğriliğine izin veren, bir enerjinin diğerine, bir durumun diğerine dönüşmesine izin veren göreceli olasılık teorisi bu konunun çalışmasına dahil edilmelidir.
Farklı Kütlelerdeki Yıldızların Evrimi
Gökbilimciler bir yıldızın ömrünü başından sonuna kadar gözlemleyemezler, çünkü en kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır, yani tüm insanlığın ömründen daha uzun süre var olurlar. Yıldızların fiziksel özelliklerinde ve kimyasal bileşiminde zaman içinde meydana gelen değişiklikler; Gökbilimciler yıldızların evrimini, evrimin farklı aşamalarındaki birçok yıldızın özelliklerini karşılaştırarak inceliyorlar.
Yıldızların gözlemlenen özelliklerini birbirine bağlayan fiziksel modeller, yıldızların ayrı gruplar oluşturduğu Hertzsprung - Russell diyagramı olan renk-parlaklık diyagramında yansıtılır - diziler: yıldızların ana dizisi, süperdev dizileri, parlak ve sönük devler, altdevler, alt cüceler ve beyaz cüceler.
Yaşamının büyük bölümünde herhangi bir yıldız, renk-parlaklık diyagramının ana dizisi adı verilen bölgede yer alır. Kompakt bir kalıntının oluşmasından önce yıldızın evriminin diğer tüm aşamaları bu sürenin %10'undan fazlasını almaz. Galaksimizde gözlemlenen yıldızların çoğunun Güneş'in kütlesinde veya daha az olan mütevazı kırmızı cüceler olmasının nedeni budur. Ana dizi, gözlemlenen tüm yıldızların yaklaşık %90'ını içerir.
Bir yıldızın ömrü ve sonunda neye dönüştüğü hayat yolu tamamen kütlesi tarafından belirlenir. Kütlesi Güneş'ten daha büyük olan yıldızlar, Güneş'ten çok daha az yaşarlar ve en büyük yıldızların ömrü yalnızca milyonlarca yıldır. Yıldızların büyük çoğunluğunun ömrü yaklaşık 15 milyar yıldır. Bir yıldız enerji kaynaklarını tükettikten sonra soğumaya ve büzülmeye başlar. Yıldız evriminin son ürünü, yoğunluğu sıradan yıldızlarınkinden kat kat fazla olan kompakt, devasa nesnelerdir.
Yıldızlar farklı ağırlıklar sonuçta üç durumdan birine gelirler: beyaz cüceler, nötron yıldızları veya kara delikler. Yıldızın kütlesi küçükse, çekim kuvvetleri nispeten zayıf olur ve yıldızın sıkışması (yerçekimi çökmesi) durur. Kararlı bir beyaz cüce durumuna geçiş yapar. Kütle kritik bir değeri aşarsa sıkıştırma devam eder. Çok yüksek yoğunluklarda elektronlar protonlarla birleşerek nötronları oluşturur. Yakında, yıldızın neredeyse tamamı yalnızca nötronlardan oluşuyor ve o kadar büyük bir yoğunluğa sahip ki, büyük yıldız kütlesi birkaç kilometre yarıçaplı çok küçük bir topta yoğunlaşıyor ve sıkıştırma duruyor - bir nötron yıldızı oluşuyor. Eğer yıldızın kütlesi, nötron yıldızının oluşması bile kütleçekimsel çöküşü durduramayacak kadar büyükse, o zaman yıldızın evriminin son aşaması kara delik olacaktır.
Sağ üst köşede bir noktayı kaplar: yüksek parlaklığa sahiptir ve düşük sıcaklık. Ana radyasyon kızılötesi aralıkta meydana gelir. Soğuk toz kabuğundan gelen radyasyon bize ulaşır. Evrim sürecinde yıldızın diyagramdaki konumu değişecektir. Bu aşamadaki tek enerji kaynağı yerçekimsel sıkıştırmadır. Bu nedenle yıldız, ordinat eksenine paralel olarak oldukça hızlı hareket eder.
Yüzey sıcaklığı değişmez ancak yarıçap ve parlaklık azalır. Yıldızın merkezindeki sıcaklık yükselir ve reaksiyonların hafif elementlerle başladığı bir değere ulaşır: hızla yanan ancak sıkıştırmayı yavaşlatmayı başaran lityum, berilyum, bor. İz, ordinat eksenine paralel olarak döner, yıldızın yüzeyindeki sıcaklık artar ve parlaklık neredeyse sabit kalır. Son olarak yıldızın merkezinde hidrojenden helyum oluşumunun (hidrojenin yanması) reaksiyonları başlar. Yıldız ana diziye giriyor.
Başlangıç aşamasının süresi yıldızın kütlesine göre belirlenir. Güneş gibi yıldızlar için bu süre yaklaşık 1 milyon yıl, kütlesi 10 olan bir yıldız için ise yaklaşık 1 milyon yıldır. M☉ yaklaşık 1000 kat daha az ve kütlesi 0,1 olan bir yıldız için M☉binlerce kat daha fazla.
Genç düşük kütleli yıldızlar
Evrimin başlangıcında, düşük kütleli bir yıldızın ışıyan bir çekirdeği ve konvektif bir zarfı vardır (Şekil 82, I).
Ana dizi aşamasında yıldız, hidrojenin helyuma dönüştürülmesinin nükleer reaksiyonlarında açığa çıkan enerji nedeniyle parlıyor. Hidrojen tedariki, kütle 1 olan bir yıldızın parlaklığını sağlar M☉ yaklaşık 10 10 yıl içinde. Daha büyük kütleli yıldızlar hidrojeni daha hızlı tüketir: örneğin kütlesi 10 olan bir yıldız M☉ hidrojeni 10 7 yıldan daha kısa sürede tüketecektir (parlaklık kütlenin dördüncü kuvvetiyle orantılıdır).
Düşük kütleli yıldızlar
Hidrojen tükendikçe yıldızın merkez bölgeleri büyük oranda sıkışır.
Yüksek kütleli yıldızlar
Ana diziye ulaştıktan sonra yüksek kütleli bir yıldızın (>1,5) evrimi M☉) yıldızın bağırsaklarındaki nükleer yakıtın yanma koşulları tarafından belirlenir. Ana dizi aşamasında bu, hidrojenin yanmasıdır, ancak düşük kütleli yıldızların aksine, çekirdekte karbon-nitrojen döngüsünün reaksiyonları hakimdir. Bu döngüde C ve N atomları katalizör rolünü oynar. Böyle bir döngünün reaksiyonlarında enerji salınım hızı şu şekilde orantılıdır: T 17. Bu nedenle çekirdekte, enerji aktarımının radyasyonla gerçekleştirildiği bir bölge ile çevrelenmiş bir konvektif çekirdek oluşur.
Büyük kütleli yıldızların parlaklığı Güneş'in parlaklığından çok daha yüksektir ve hidrojen çok daha hızlı tüketilir. Bunun nedeni aynı zamanda bu tür yıldızların merkezindeki sıcaklığın da çok daha yüksek olmasıdır.
Konvektif çekirdeğin maddesindeki hidrojen oranı azaldıkça, enerji salınım hızı da azalır. Ancak salınım hızı parlaklıkla belirlendiğinden çekirdek sıkışmaya başlar ve enerji salınım hızı sabit kalır. Aynı zamanda yıldız genişleyerek kırmızı devlerin bölgesine doğru hareket ediyor.
Düşük kütleli yıldızlar
Hidrojen tamamen tükendiğinde, düşük kütleli bir yıldızın merkezinde küçük bir helyum çekirdeği oluşur. Çekirdekte madde yoğunluğu ve sıcaklık sırasıyla 10 9 kg/m ve 10 8 K değerlerine ulaşır. Hidrojen yanması çekirdeğin yüzeyinde meydana gelir. Çekirdekteki sıcaklık arttıkça hidrojenin yanma oranı artıyor ve parlaklık artıyor. Işınım bölgesi yavaş yavaş kaybolur. Ve konvektif akışların hızındaki artış nedeniyle yıldızın dış katmanları şişer. Boyutu ve parlaklığı artar - yıldız kırmızı bir deve dönüşür (Şek. 82, II).
Yüksek kütleli yıldızlar
Büyük kütleli bir yıldızdaki hidrojen tamamen tükendiğinde çekirdekte üçlü helyum reaksiyonu ve aynı zamanda oksijen oluşumu reaksiyonu (3He=>C ve C+He=>0) oluşmaya başlar. Aynı zamanda helyum çekirdeğinin yüzeyinde hidrojen yanmaya başlar. İlk katman kaynağı görünür.
Helyum kaynağı çok hızlı bir şekilde tükenir, çünkü açıklanan reaksiyonlarda her temel eylemde nispeten az enerji açığa çıkar. Resim kendini tekrarlıyor ve yıldızda iki katman kaynağı beliriyor ve çekirdekte C+C=>Mg reaksiyonu başlıyor.
Evrimsel yolun çok karmaşık olduğu ortaya çıkıyor (Şekil 84). Hertzsprung-Russell diyagramında yıldız, devler dizisi boyunca hareket eder veya (süperdev bölgesinde çok büyük bir kütle ile) periyodik olarak Cephei olur.
Eski düşük kütleli yıldızlar
Düşük kütleli bir yıldızda, sonunda belirli bir düzeydeki konvektif akışın hızı ikinci kaçış hızına ulaşır, kabuk kopar ve yıldız, gezegenimsi bir nebula ile çevrelenmiş bir beyaz cüceye dönüşür.
Düşük kütleli bir yıldızın Hertzsprung-Russell diyagramındaki evrimsel izi Şekil 83'te gösterilmektedir.
Yüksek kütleli yıldızların ölümü
Büyük kütleli bir yıldız, evriminin sonunda oldukça karmaşık bir yapıya sahiptir. Her katmanın kendi kimyasal bileşimi vardır, çeşitli katman kaynaklarında nükleer reaksiyonlar meydana gelir ve merkezde bir demir çekirdek oluşur (Şekil 85).
Demirle nükleer reaksiyonlar meydana gelmez, çünkü bunlar enerjinin harcanmasını (serbest bırakılmasını değil) gerektirir. Bu nedenle, demir çekirdek hızla büzülür, içindeki sıcaklık ve yoğunluk artar, fantastik değerlere ulaşır - 10 9 K sıcaklık ve 10 9 kg/m3 basınç. Siteden materyal
Şu anda, çekirdekte aynı anda ve çok hızlı (görünüşe göre dakikalar içinde) meydana gelen iki önemli süreç başlıyor. Birincisi, nükleer çarpışmalar sırasında demir atomlarının 14 helyum atomuna bozunması, ikincisi ise elektronların protonlara "bastırılması" ve nötronların oluşmasıdır. Her iki süreç de enerjinin emilmesiyle ilişkilidir ve çekirdekteki sıcaklık (aynı zamanda basınç) anında düşer. Yıldızın dış katmanları merkeze doğru düşmeye başlar.
Dış katmanların düşmesi, içlerindeki sıcaklıkta keskin bir artışa yol açar. Hidrojen, helyum ve karbon yanmaya başlar. Buna merkezi çekirdekten gelen güçlü bir nötron akışı eşlik ediyor. Sonuç olarak güçlü bir nükleer patlama, yıldızın zaten tüm ağır elementleri içeren dış katmanlarını kaliforniyuma kadar fırlatır. Modern görüşlere göre, ağır kimyasal elementlerin (yani helyumdan daha ağır) tüm atomları, Evrende tam olarak alevler halinde oluşmuştur.
Yıldızların evrimini yalnızca bir yıldızı gözlemleyerek incelemek imkansızdır; yıldızlardaki birçok değişiklik, yüzyıllar sonra bile fark edilemeyecek kadar yavaş gerçekleşir. Bu nedenle bilim insanları, her biri yaşam döngüsünün belirli bir aşamasında olan birçok yıldızı inceliyor. Son birkaç on yılda yıldızların yapısının bilgisayar teknolojisi kullanılarak modellenmesi astrofizikte yaygınlaştı.
Ansiklopedik YouTube
1 / 5
✪ Yıldızlar ve yıldızların evrimi (astrofizikçi Sergei Popov tarafından anlatılmıştır)
✪ Yıldızlar ve yıldızların evrimi (Sergey Popov ve Ilgonis Vilks tarafından anlatılmıştır)
✪ Yıldızların evrimi. Mavi devin 3 dakikada evrimi
✪ Surdin V.G. Yıldız Evrimi Bölüm 1
✪ S. A. Lamzin - “Yıldızların Evrimi”
Altyazılar
Yıldızların iç kısmında termonükleer füzyon
Genç yıldızlar
Yıldız oluşum süreci birleşik bir şekilde tanımlanabilir, ancak bir yıldızın evriminin sonraki aşamaları neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldızın evriminin en sonunda kimyasal bileşimi bir rol oynayabilir.
Genç düşük kütleli yıldızlar
Genç düşük kütleli yıldızlar (üç güneş kütlesine kadar) [ ], ana diziye yaklaşanlar tamamen konvektiftir - konveksiyon süreci yıldızın tüm gövdesini kapsar. Bunlar esasen merkezlerinde nükleer reaksiyonların yeni başladığı ön yıldızlardır ve tüm radyasyon esas olarak yerçekimsel sıkıştırma nedeniyle oluşur. Hidrostatik denge sağlanana kadar yıldızın parlaklığı sabit etkili sıcaklıkta azalır. Hertzsprung-Russell diyagramında bu tür yıldızlar, Hayashi yolu adı verilen neredeyse dikey bir yol oluşturur. Sıkıştırma yavaşladıkça genç yıldız ana diziye yaklaşır. Bu tür nesneler T Tauri yıldızlarıyla ilişkilidir.
Bu zamanda, kütlesi 0,8 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar için, çekirdek radyasyona karşı şeffaf hale gelir ve çekirdekteki ışınımsal enerji aktarımı baskın hale gelir, çünkü yıldız maddesinin artan sıkışması konveksiyon giderek daha fazla engellenir. Yıldızın gövdesinin dış katmanlarında konvektif enerji aktarımı hakimdir.
Bu yıldızların genç kategoride geçirdikleri süre Evrenin yaşını aştığı için, daha düşük kütleli yıldızların ana diziye girdikleri anda hangi özelliklere sahip oldukları kesin olarak bilinmemektedir. ] . Bu yıldızların evrimi hakkındaki tüm fikirler yalnızca sayısal hesaplamalara ve matematiksel modellemeye dayanmaktadır.
Yıldız büzüştükçe dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın belirli bir yarıçapına ulaşıldığında sıkışma durur, bu da yıldızın çekirdeğindeki sıcaklığın daha da artmasının durmasına neden olur. sıkıştırma ve ardından azalmasına. 0,0767 güneş kütlesinden daha küçük yıldızlar için bu gerçekleşmez: Nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji, iç basıncı ve yerçekimi sıkıştırmasını dengelemek için asla yeterli değildir. Bu tür "alt yıldızlar", termonükleer reaksiyonlar sırasında üretilenden daha fazla enerji yayar ve kahverengi cüceler olarak sınıflandırılır. Kaderleri, dejenere gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli sıkıştırma ve ardından başlayan tüm termonükleer reaksiyonların durmasıyla birlikte kademeli olarak soğumasıdır.
Genç orta kütleli yıldızlar
Orta kütleli genç yıldızlar (2 ila 8 güneş kütlesi arası) [ Ana diziye kadar konvektif bölgelere sahip olmamaları dışında, niteliksel olarak küçük kardeşleriyle tamamen aynı şekilde gelişirler.
Bu tür nesneler sözde ile ilişkilidir. Ae\Be Herbig yıldızlar, spektral sınıf B-F0'ın düzensiz değişkenlerine sahiptir. Ayrıca diskler ve bipolar jetler de sergiliyorlar. Maddenin yüzeyden çıkış hızı, parlaklık ve etkili sıcaklık, T Boğa burcuna göre önemli ölçüde daha yüksektir, bu nedenle protostellar bulutun kalıntılarını etkili bir şekilde ısıtır ve dağıtırlar.
Kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük olan genç yıldızlar
Bu tür kütlelere sahip yıldızlar, tüm ara aşamalardan geçtikleri ve çekirdeğin hidrostatik dengesini sağlamak için kütle biriktirirken radyasyon nedeniyle kaybedilen enerjiyi telafi eden nükleer reaksiyon hızını elde edebildikleri için zaten normal yıldızların özelliklerine sahiptirler. Bu yıldızlar için kütle ve parlaklık akışı o kadar büyüktür ki, moleküler bulutun henüz yıldızın bir parçası haline gelmemiş dış bölgelerinin yerçekimsel çöküşünü durdurmakla kalmaz, tam tersine onları dağıtırlar. Böylece, ortaya çıkan yıldızın kütlesi, ön yıldız bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla bu, galaksimizde yaklaşık 300 güneş kütlesinden daha büyük kütleye sahip yıldızların yokluğunu açıklıyor.
Bir yıldızın orta yaşam döngüsü
Yıldızlar çok çeşitli renk ve boyutlarda gelir. En son tahminlere göre, spektral tür olarak sıcak maviden soğuk kırmızıya ve kütle olarak 0,0767 ila yaklaşık 300 güneş kütlesi arasında değişiyorlar. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, kütlesi tarafından belirlenen yüzey sıcaklığına bağlıdır. Tüm yeni yıldızlar kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana dizide “yerlerini alırlar”. Doğal olarak, 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.
Yeni bir seviyede devam eden maddenin termonükleer "yanması", yıldızın korkunç bir şekilde genişlemesine neden olur. Yıldız "şişir", çok "gevşek" hale gelir ve boyutu yaklaşık 100 kat artar. Böylece yıldız kırmızı bir deve dönüşür ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl sürer. Kırmızı devlerin neredeyse tamamı değişen yıldızlardır.
Yıldız evriminin son aşamaları
Düşük kütleli eski yıldızlar
Şu anda, çekirdeklerindeki hidrojen tükendikten sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin yaşı 13,7 milyar yıl olduğundan bu tür yıldızlardaki hidrojen yakıtının tükenmesi için yeterli değildir. modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar modellemesine 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 cüceden bile daha küçük hale gelir. ] .
Kütlesi 0,5 güneşten daha az olan bir yıldız, çekirdeğinde hidrojenin durduğu reaksiyonlardan sonra bile helyumu dönüştüremez; böyle bir yıldızın kütlesi, "tutuşmaya" yetecek derecede yeni bir yerçekimsel sıkıştırma fazı sağlamak için çok küçüktür. helyum Bu tür yıldızlar arasında, ana dizide kalma süreleri on milyarlarca ila on trilyonlarca yıl arasında değişen Proxima Centauri gibi kırmızı cüceler de bulunur. Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecekler.
Orta büyüklükteki yıldızlar
Ulaşıldığında orta büyüklükte bir yıldız (0,4 ila 3,4 güneş kütlesi arasında) [ Kırmızı dev fazının çekirdeğinde hidrojen tükenir ve helyumdan karbon sentezi reaksiyonları başlar. Bu süreç devam ediyor daha yüksek sıcaklıklarda ve dolayısıyla çekirdekten enerji akışı artar ve bunun sonucunda yıldızın dış katmanları genişlemeye başlar. 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 salınımı da 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 "geç tip yıldızlar" (aynı zamanda "emekli yıldızlar") adı verilir. OH-IR yıldızları veya Dünya benzeri yıldızlar, kesin özellikler. Püskürtülen gaz, yıldızın iç kısmında üretilen oksijen ve karbon gibi ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz genişleyen bir kabuk oluşturur ve yıldızdan uzaklaştıkça soğur. olası eğitim toz parçacıkları ve moleküller. Kaynak yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, ideal koşullar kozmik ustaları harekete geçirmek için.
Helyumun termonükleer yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bazen bu büyük istikrarsızlığa yol açar. Güçlü titreşimler ortaya çıkar ve bunun sonucunda dış katmanların fırlatılıp gezegenimsi bir bulutsuya dönüşmesi için yeterli ivme sağlanır. Böyle bir bulutsunun merkezinde, yıldızın termonükleer reaksiyonların durduğu çıplak çekirdeği kalır ve soğudukça, genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine kadar bir kütleye ve çapa sahip bir helyum beyaz cücesine dönüşür. Dünyanın çapı sırasına göre.
Güneş de dahil olmak üzere yıldızların büyük çoğunluğu, dejenere elektronların basıncı yerçekimini dengeleyene kadar büzülerek evrimlerini tamamlarlar. 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 görünmez bir kara cüceye dönüşür.
Güneş'ten daha büyük yıldızlarda, dejenere elektronların basıncı çekirdeğin daha fazla sıkıştırılmasını durduramaz ve elektronlar, aralarında elektrostatik itme kuvvetlerinin bulunmadığı protonları nötronlara dönüştüren atom çekirdeğine "bastırılmaya" başlar. Maddenin bu nötronizasyonu, aslında devasa bir atom çekirdeği olan yıldızın boyutunun birkaç kilometreyle ölçülmesine ve yoğunluğunun suyun yoğunluğundan 100 milyon kat daha fazla olmasına yol açmaktadır. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir; dengesi dejenere nötron maddesinin basıncıyla korunur.
Süper kütleli yıldızlar
Kütlesi beş güneş kütlesinden büyük olan bir yıldız, kırmızı süperdev aşamasına girdikten sonra, yerçekiminin etkisiyle çekirdeği küçülmeye başlar. Sıkıştırma ilerledikçe 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.
Sonuç olarak 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 ekzotermik termonükleer füzyon imkansız hale gelir. Bu nedenle, bir yıldızın demir çekirdeği belirli bir boyuta ulaştığında, içindeki basınç artık yıldızın üstteki katmanlarının ağırlığına dayanamaz ve maddesinin nötronizasyonuyla çekirdeğin anında çökmesi meydana gelir.
Bundan sonra ne olacağı henüz tam olarak belli değil ama her halükarda birkaç saniye içinde gerçekleşen süreçler inanılmaz güçte bir süpernova patlamasına yol açıyor.
Güçlü nötrino jetleri ve dönen manyetik alan, yıldızda biriken malzemenin çoğunu dışarı iter. [ ] - demir ve hafif unsurlar dahil olmak üzere oturma elemanları denir. Patlayan madde, yıldız çekirdeğinden kaçan 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. Böylece süpernova patlamaları yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklamaktadır, ancak tek durum bu değildir. olası yolörneğin teknetyum yıldızları tarafından gösterilen oluşumları.
patlama dalgası Ve nötrino jetleri ölmekte olan yıldızdan maddeyi uzaklaştırıyor [ ] yıldızlararası uzaya. Daha sonra, bu süpernova malzemesi soğuyup uzayda hareket ettikçe diğer kozmik “kurtarmalarla” 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 şehrin boyutundan daha fazla değildir) ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptirler. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunumu nedeniyle) yörünge periyotları aşırı derecede kısalır. Bazı nötron yıldızları saniyede 600 kez döner. Bazıları için radyasyon vektörü ile dönme ekseni arasındaki açı, Dünya'nın bu radyasyonun oluşturduğu koninin içine düşeceği şekilde olabilir; bu durumda zaman aralıklarında tekrarlayan bir radyasyon darbesini tespit etmek mümkündür, döneme eşit yıldız dolaşımı. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.
Kara delikler
Süpernova patlama aşamasından geçen tüm yıldızlar nötron yıldızı haline gelmez. Yıldızın yeterince büyük bir kütlesi varsa, böyle bir yıldızın çöküşü devam edecek ve nötronların kendisi, yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha az olana kadar içe doğru düşmeye başlayacaktır. Bundan sonra yıldız bir kara deliğe dönüşür.
Kara deliklerin varlığı genel görelilik teorisi tarafından öngörülüyordu. Bu teoriye göre,
BİRİNCİ BÖLÜM SORUNUN ASTRONOMİK YÖNÜ
4. Yıldızların evrimi Modern astronominin, yıldızların yıldızlararası ortamda gaz ve toz bulutlarının yoğunlaşması sonucu oluştuğu iddiasını destekleyen çok sayıda argümanı vardır. Bu ortamdan yıldız oluşum süreci günümüze kadar devam etmektedir. Bu gerçeğin açıklığa kavuşturulması en büyük başarılardan biridir modern astronomi. Nispeten yakın zamana kadar, milyarlarca yıl önce tüm yıldızların neredeyse aynı anda oluştuğuna inanılıyordu. Bu metafizik fikirlerin çöküşü, her şeyden önce gözlemsel astronominin ilerlemesi ve yıldızların yapısı ve evrimi teorisinin gelişmesiyle kolaylaştırıldı. Sonuç olarak, gözlemlenen yıldızların çoğunun nispeten genç nesneler olduğu ve bazılarının insanoğlu Dünya'dayken ortaya çıktığı ortaya çıktı. Yıldızların yıldızlararası gaz ve toz ortamından oluştuğu sonucunu destekleyen önemli bir argüman, Galaksinin sarmal kollarındaki açıkça genç yıldız gruplarının ("birleşimler" olarak adlandırılan) konumlarıdır. Gerçek şu ki, radyo astronomik gözlemlere göre yıldızlararası gaz esas olarak galaksilerin sarmal kollarında yoğunlaşmıştır. Bu özellikle galaksimizde meydana gelir. Dahası, bize yakın bazı galaksilerin ayrıntılı "radyo görüntülerinden", yıldızlararası gazın en yüksek yoğunluğunun, doğal bir açıklaması olan spiralin iç (karşılık gelen galaksinin merkezine göre) kenarlarında gözlendiği sonucu çıkıyor; detaylarına burada değinemeyeceğimiz bir konu. Ancak optik astronomi yöntemleriyle "HII bölgeleri", yani iyonize yıldızlararası gaz bulutları tam da spirallerin bu kısımlarında gözlemleniyor. Ch'de. 3'te, bu tür bulutların iyonlaşmasının nedeninin yalnızca büyük sıcak yıldızlardan - tabii ki genç nesnelerden - gelen ultraviyole radyasyon olabileceği zaten söylendi (aşağıya bakın). Yıldızların evrimi sorununun merkezinde enerjilerinin kaynakları sorunu yer alıyor. Gerçekten de, örneğin Güneş'in radyasyonunu birkaç milyar yıl boyunca yaklaşık olarak gözlemlenen seviyede tutmak için gereken muazzam miktardaki enerji nereden geliyor? Güneş her saniye 4x10 33 erg yayar ve 3 milyar yıl boyunca 4x10 50 erg yamıştır. Hiç şüphe yok ki Güneş'in yaşı yaklaşık 5 milyar yıldır. Bu, en azından çeşitli radyoaktif yöntemler kullanılarak Dünya'nın yaşına ilişkin modern tahminlerden kaynaklanmaktadır. Güneş'in Dünya'dan "daha genç" olması pek olası değildir. Geçtiğimiz yüzyılda ve bu yüzyılın başında Güneş ve yıldızların enerji kaynaklarının doğası hakkında çeşitli hipotezler öne sürülmüştür. Örneğin bazı bilim adamları kaynağın olduğuna inanıyordu. Güneş enerjisi meteoroidlerin sürekli olarak yüzeyine düşmesidir; diğerleri ise kaynağı Güneş'in sürekli sıkışmasında aramıştır. Böyle bir işlem sırasında ortaya çıkan potansiyel enerji, belirli koşullar altında radyasyona dönüşebilir. Aşağıda göreceğimiz gibi bu kaynak, yıldız evriminin erken bir aşamasında oldukça etkili olabilir, ancak gerekli süre boyunca Güneş'ten gelen radyasyonu sağlayamaz. Nükleer fizikteki ilerlemeler, yüzyılımızın otuzlu yaşlarının sonlarında yıldız enerjisi kaynakları sorununu çözmeyi mümkün kıldı. Böyle bir kaynak, yıldızların derinliklerinde, orada hüküm süren çok yüksek sıcaklıkta (on milyon Kelvin civarında) meydana gelen termonükleer füzyon reaksiyonlarıdır. Hızı büyük ölçüde sıcaklığa bağlı olan bu reaksiyonların bir sonucu olarak, protonlar helyum çekirdeğine dönüşür ve açığa çıkan enerji yavaş yavaş yıldızların derinliklerinden "sızar" ve sonunda önemli ölçüde dönüşerek uzaya yayılır. Bu son derece güçlü bir kaynaktır. Başlangıçta Güneş'in yalnızca hidrojenden oluştuğunu ve termonükleer reaksiyonlar sonucunda tamamen helyuma dönüştüğünü varsayarsak, salınan enerji miktarı yaklaşık 10 52 erg olacaktır. Bu nedenle, radyasyonu milyarlarca yıl boyunca gözlemlenen seviyede tutmak için Güneş'in başlangıçtaki hidrojen kaynağının %10'undan fazlasını "kullanmaması" yeterlidir. Artık bir yıldızın evrimini şu şekilde hayal edebiliriz. Bazı nedenlerden dolayı (birçoğu belirtilebilir), yıldızlararası gaz ve toz ortamından oluşan bir bulut yoğunlaşmaya başladı. Çok yakında (tabii ki astronomik ölçekte!) kuvvetlerin etkisi altına girecek evrensel yerçekimi bu buluttan nispeten yoğun, opak bir gaz topu oluşur. Açıkçası, bu topa henüz yıldız denemez, çünkü merkezi bölgelerinde sıcaklık termonükleer reaksiyonların başlaması için yeterli değildir. Topun içindeki gaz basıncı, tek tek parçalarının çekim kuvvetlerini henüz dengeleyemediğinden sürekli olarak sıkışacaktır. Bazı gökbilimciler daha önce bu tür "önyıldızların" tek tek Nebulalarda kürecikler adı verilen çok karanlık, kompakt oluşumlar biçiminde gözlemlendiğine inanıyorlardı (Şekil 12). Ancak radyo astronomisinin başarıları bizi bu oldukça naif bakış açısını terk etmeye zorladı (aşağıya bakınız). Genellikle aynı anda tek bir protostar değil, az çok sayıda bir grup oluşur. Daha sonra bu gruplar gökbilimciler tarafından iyi bilinen yıldız birlikleri ve kümeleri haline gelir. Yıldızın evriminin bu çok erken aşamasında, etrafında daha düşük kütleli kümelerin oluşması ve bunların yavaş yavaş gezegenlere dönüşmesi çok muhtemeldir (bkz. Bölüm 9).Pirinç. 12. Yayılma bulutsusundaki kürecikler
Bir önyıldız büzüştüğünde sıcaklığı artar ve salınan enerjinin önemli bir kısmı potansiyel enerjiçevredeki alana yayılır. Çöken gaz topunun boyutları çok büyük olduğundan, yüzeyinin birim başına düşen radyasyon önemsiz olacaktır. Birim yüzey başına radyasyon akısı sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle (Stefan-Boltzmann yasası) orantılı olduğundan, yıldızın yüzey katmanlarının sıcaklığı nispeten düşüktür, parlaklık ise neredeyse sıradan bir yıldızınkiyle aynıdır. aynı kütle. Bu nedenle, spektrum-parlaklık diyagramında bu tür yıldızlar ana dizinin sağında yer alacak, yani başlangıç kütlelerinin değerlerine bağlı olarak kırmızı devler veya kırmızı cüceler bölgesine düşeceklerdir. Daha sonra ön yıldız büzülmeye devam eder. Boyutları küçülür ve yüzey sıcaklığı artar, bunun sonucunda spektrum giderek daha "erken" hale gelir. Böylece, spektrum-parlaklık diyagramı boyunca hareket eden protostar, ana diziye oldukça hızlı bir şekilde "oturacaktır". Bu dönemde yıldızın iç sıcaklığı, termonükleer reaksiyonların burada başlaması için zaten yeterlidir. Bu durumda gelecekteki yıldızın içindeki gaz basıncı çekim kuvvetini dengeler ve gaz topunun sıkışması durur. Bir ön yıldız bir yıldıza dönüşür. Önyıldızların evrimlerinin bu en erken aşamasından geçmesi nispeten az zaman alır. Örneğin, eğer önyıldızın kütlesi güneş kütlesinden daha büyükse, bu sadece birkaç milyon yıl, daha azsa da birkaç yüz milyon yıl sürer. Önyıldızların evrimsel süresi nispeten kısa olduğundan, yıldız gelişiminin bu en erken aşamasını tespit etmek zordur. Ancak yine de böyle bir aşamadaki yıldızların gözlenebildiği görülüyor. Çok demek istiyoruz ilginç yıldızlar T Tauri tipi, genellikle karanlık bulutsuların içine gömülüdür. 1966'da, beklenmedik bir şekilde, önyıldızları evrimlerinin ilk aşamalarında gözlemlemek mümkün hale geldi. Bu kitabın üçüncü bölümünde, başta hidroksil OH ve su buharı H2O olmak üzere yıldızlararası ortamda bir dizi molekülün radyo astronomi yoluyla keşfedilmesinden bahsetmiştik. Gökyüzünü OH radyo hattına karşılık gelen 18 cm dalga boyunda incelerken parlak, son derece kompakt (yani küçük açısal boyutlar) kaynaklar. Bu o kadar beklenmedik bir durumdu ki, ilk başta bu kadar parlak radyo çizgilerinin bir hidroksil molekülüne ait olabileceğine inanmayı bile reddettiler. Bu çizgilerin bilinmeyen bir maddeye ait olduğu varsayıldı ve bu maddeye hemen "uygun" adı "gizem" verildi. Bununla birlikte, "gizem" çok geçmeden optik "kardeşlerinin" - "nebulia" ve "korona" nın kaderini paylaştı. Gerçek şu ki, onlarca yıldır nebulaların ve güneş tacının parlak çizgileri bilinen herhangi bir spektral çizgiyle tanımlanamamıştır. Bu nedenle, yeryüzünde bilinmeyen bazı varsayımsal unsurlara - "nebulyum" ve "taç" atfedildiler. Yüzyılımızın başındaki gökbilimcilerin cehaletine küçümseyerek gülümsemeyelim: sonuçta atom teorisi yoktu! Fiziğin gelişimi, Mendeleev'in egzotik "gök cisimleri" için periyodik sisteminde yer bırakmadı: 1927'de, çizgileri iyonize oksijen ve nitrojenin "yasak" çizgileriyle tamamen güvenilir bir şekilde tanımlanan "nebulyum" çürütüldü ve 1939 -1941. Gizemli "koronyum" çizgilerinin çoklu iyonize demir, nikel ve kalsiyum atomlarına ait olduğu ikna edici bir şekilde gösterildi. "Nebulium" ve "codonia"nın "çürütülmesi" onlarca yıl sürdüyse de, keşiften sonraki birkaç hafta içinde "mysterium" çizgilerinin sıradan hidroksile ait olduğu, ancak yalnızca olağandışı koşullar altında olduğu ortaya çıktı. Daha sonraki gözlemler, her şeyden önce, "gizem" kaynaklarının son derece küçük açısal boyutlara sahip olduğunu ortaya çıkardı. Bu, o zamanlar yeni olan çok kullanılarak gösterildi. etkili yöntem"çok uzun taban çizgilerinde radyo interferometrisi" adı verilen araştırma. Yöntemin özü, birbirinden birkaç bin km uzaklıkta bulunan iki radyo teleskopundaki kaynakların eşzamanlı gözlemlerine dayanmaktadır. Görünüşe göre açısal çözünürlük, dalga boyunun radyo teleskopları arasındaki mesafeye oranıyla belirleniyor. Bizim durumumuzda bu değer ~3x10 -8 rad veya ark saniyenin birkaç binde biri olabilir! Optik astronomide bu tür açısal çözünürlüğün hala tamamen ulaşılamaz olduğunu unutmayın. Bu tür gözlemler şunu gösterdi: en azından"gizem" kaynaklarının üç sınıfı. Burada 1. sınıf kaynaklarla ilgileneceğiz. Hepsi ünlü Orion Bulutsusu gibi gaz halindeki iyonize bulutsuların içinde yer almaktadır. Daha önce de belirtildiği gibi boyutları son derece küçüktür; bulutsunun boyutundan binlerce kat daha küçüktür. En ilginç olanı karmaşık bir mekansal yapıya sahip olmalarıdır. Örneğin, W3 adı verilen bir bulutsuda bulunan bir kaynağı düşünün.
Pirinç. 13. Hidroksil hattının dört bileşeninin profilleri
İncirde. Şekil 13, bu kaynak tarafından yayılan OH hattının profilini göstermektedir. Gördüğümüz gibi şunlardan oluşuyor büyük miktar dar parlak çizgiler. Her çizgi, bu çizgiyi yayan bulutun görüş hattı boyunca belirli bir hareket hızına karşılık gelir. Bu hızın büyüklüğü Doppler etkisi ile belirlenir. Farklı bulutlar arasındaki hız farkı (görüş hattı boyunca) ~10 km/s'ye ulaşır. Yukarıda bahsedilen interferometrik gözlemler, her bir çizgiyi yayan bulutların uzaysal olarak hizalanmadığını gösterdi. Resim şu şekilde ortaya çıkıyor: Yaklaşık 1,5 saniyelik bir alanın içinde, yaklaşık 10 kompakt bulut farklı hızlarda hareket ediyor. Her bulut belirli bir (frekans) çizgi yayar. Bulutların açısal boyutları yay saniyenin birkaç binde biri mertebesinde çok küçüktür. W3 Bulutsusu'na olan mesafe bilindiğinden (yaklaşık 2000 pc), açısal boyutlar kolaylıkla doğrusal boyutlara dönüştürülebilir. Bulutların hareket ettiği bölgenin doğrusal boyutlarının 10-2 pc civarında olduğu ve her bir bulutun boyutlarının yalnızca Dünya'dan Güneş'e olan mesafeden daha büyük bir büyüklük sırası olduğu ortaya çıktı. Sorular ortaya çıkıyor: Bunlar ne tür bulutlar ve neden hidroksil radyo hatlarında bu kadar çok yayılıyorlar? İkinci sorunun cevabı oldukça hızlı bir şekilde alındı. Radyasyon mekanizmasının laboratuvar ustalarında ve lazerlerde gözlemlenene oldukça benzer olduğu ortaya çıktı. Yani, "gizem" kaynakları, uzunluğu 18 cm olan hidroksil hattının dalgasında çalışan dev, doğal kozmik maserlerdir.Maserlerde (ve optik ve kızılötesi frekanslarda - lazerlerde) muazzam parlaklık vardır. çizgi elde edilir ve spektral genişliği küçüktür. Bilindiği gibi radyasyonun bu etki nedeniyle hatlarda güçlendirilmesi, radyasyonun yayıldığı ortamın bir şekilde “aktive edilmesi” ile mümkündür. Bu, bazı "harici" enerji kaynaklarının ("pompalama" olarak adlandırılan) başlangıç (üst) seviyedeki atom veya molekül konsantrasyonunu anormal derecede yüksek hale getirdiği anlamına gelir. Sürekli çalışan bir "pompalama" olmadan bir maser veya lazer imkansızdır. Kozmik ustaları “pompalama” mekanizmasının doğası sorunu henüz tam olarak çözülmedi. Bununla birlikte, büyük olasılıkla "pompalama" oldukça güçlü bir sistem tarafından gerçekleştirilir. kızılötesi radyasyon. Başka bir olası pompalama mekanizması belirli kimyasal reaksiyonlar olabilir. Astronomların uzayda karşılaştığı şaşırtıcı olaylar hakkında düşünmek için kozmik ustalarla ilgili hikayemizi yarıda kesmeye değer. Yaşadığımız bilimsel ve teknolojik devrimde önemli rol oynayan çalkantılı yüzyılımızın en büyük teknik icatlarından biri, doğal koşullarda kolaylıkla ve üstelik devasa ölçekte gerçekleştiriliyor! Bazı kozmik ustalardan gelen radyo emisyon akışı o kadar büyüktür ki, 35 yıl önce, yani ustaların ve lazerlerin icadından önce bile radyo astronomisinin teknik düzeyinde bile tespit edilebilirdi! Bunu yapmak için "yalnızca" OH radyo bağlantısının tam dalga boyunu bilmeniz ve sorunla ilgilenmeniz gerekiyordu. Bu arada, insanlığın karşılaştığı en önemli bilimsel ve teknik sorunların doğal koşullarda gerçekleşmesi ilk kez değil. Güneş ve yıldızların radyasyonunu destekleyen termonükleer reaksiyonlar (aşağıya bakın), gelecekte tüm enerji sorunlarımızı çözecek olan Dünya'da nükleer "yakıt" üretmeye yönelik projelerin geliştirilmesini ve uygulanmasını teşvik etti. Ne yazık ki doğanın “kolayca” çözdüğü bu en önemli sorunu çözmekten hâlâ uzağız. Bir buçuk yüzyıl önce, ışığın dalga teorisinin kurucusu Fresnel (elbette farklı bir durumda) şunu belirtmişti: "Doğa, zorluklarımıza gülüyor." Görüldüğü gibi Fresnel'in bu sözü bugün daha da doğrudur. Ancak kozmik ustalara dönelim. Bu ustaları “pompalama” mekanizması henüz tam olarak açık olmasa da, yine de kabaca bir fikir edinilebilir. fiziksel koşullar maser mekanizması tarafından 18 cm'lik bir çizgi yayan bulutlarda Her şeyden önce, bu bulutların oldukça yoğun olduğu ortaya çıkıyor: santimetreküpte en az 10 8 -10 9 parçacık var ve önemli (ve belki de çoğu) bir kısmı moleküllerdir. Sıcaklığın iki bin Kelvin'i aşması pek mümkün değil, büyük olasılıkla 1000 Kelvin civarındadır. Bu özellikler, en yoğun yıldızlararası gaz bulutlarının özelliklerinden bile keskin bir şekilde farklıdır. Bulutların nispeten küçük boyutları göz önüne alındığında, istemeden de olsa bunların süperdev yıldızların geniş, oldukça soğuk atmosferlerine benzeme olasılıklarının daha yüksek olduğu sonucuna varıyoruz. Bu bulutların, ön yıldızların yıldızlararası ortamda yoğunlaşmasının hemen ardından gelen gelişiminin erken bir aşamasından başka bir şey olmaması çok muhtemeldir. Başka gerçekler de (bu kitabın yazarının 1966'da ifade ettiği) bu ifadeyi desteklemektedir. Kozmik ustaların gözlendiği bulutsularda genç, sıcak yıldızlar görülebilir (aşağıya bakın). Sonuç olarak, oradaki yıldız oluşum süreci yakın zamanda sona erdi ve büyük olasılıkla şu anda da devam ediyor. Belki de en merak uyandıran şey, radyo astronomi gözlemlerinin gösterdiği gibi, bu tür kozmik ustaların küçük, çok yoğun iyonize hidrojen bulutlarına "batırılmış" olmasıdır. Bu bulutlarda çok var kozmik toz bu da onları optik aralıkta gözlemlenemez hale getirir. Bu tür "kozalar", içlerinde bulunan genç, sıcak yıldız tarafından iyonize edilir. Kızılötesi astronominin yıldız oluşum süreçlerini incelemede çok faydalı olduğu kanıtlanmıştır. Aslında kızılötesi ışınlar için ışığın yıldızlararası emilimi o kadar önemli değildir. Şimdi şu resmi hayal edebiliyoruz: yıldızlararası ortamın bulutundan, yoğunlaşması yoluyla, farklı kütlelerden oluşan birkaç küme oluşuyor ve ön yıldızlara dönüşüyor. Evrimin hızı farklıdır: Daha büyük kümeler için bu oran daha büyük olacaktır (aşağıdaki Tablo 2'ye bakınız). Bu nedenle, en büyük kütle ilk önce sıcak bir yıldıza dönüşecek, geri kalanı ise önyıldız aşamasında az çok uzun süre kalacak. Bunları, "yeni doğmuş" bir sıcak yıldızın hemen yakınında, kümeler halinde yoğunlaşmayan "koza" hidrojenini iyonlaştıran maser radyasyon kaynakları olarak gözlemliyoruz. Elbette bu kaba plan daha da geliştirilecek ve elbette önemli değişiklikler yapılacak. Ancak gerçek şu ki: Beklenmedik bir şekilde, mecazi anlamda konuşursak, yeni doğmuş protostarların bir süre (büyük olasılıkla nispeten kısa bir süre) kuantum radyofiziğinin en son yöntemlerini (yani maserleri) kullanarak doğumları hakkında "çığlık attıkları" ortaya çıktı. 2 yıllar sonra, hidroksil (18 cm'lik çizgi) üzerindeki kozmik ustaların keşfinden yıllar sonra - aynı kaynakların aynı anda (yine bir maser mekanizmasıyla) dalga boyu 1,35 cm olan bir su buharı çizgisi yaydığı bulundu. “su” maseri “hidroksil”inkinden bile daha büyüktür. H2O hattını yayan bulutlar, "hidroksil" bulutlarıyla aynı küçük hacimde bulunmalarına rağmen farklı hızlarda hareket ederler ve çok daha kompakttırlar. Yakın gelecekte başka maser hatlarının* da keşfedileceği göz ardı edilemez. Böylece, oldukça beklenmedik bir şekilde, radyo astronomisi tersine döndü. klasik problem Gözlemsel astronomi dalında yıldız oluşumu**. Ana diziye girdikten sonra büzülmeyi bırakan yıldız, pratik olarak spektrum-parlaklık diyagramındaki konumunu değiştirmeden uzun bir süre ışınım yapar. Radyasyonu, merkezi bölgelerde meydana gelen termonükleer reaksiyonlarla desteklenir. Bu nedenle, ana dizi, bir yıldızın (kütlesine bağlı olarak) termonükleer reaksiyonlar nedeniyle uzun süre ve sabit bir şekilde yayılabileceği spektrum-parlaklık diyagramı üzerindeki noktaların geometrik bir konumudur. Bir yıldızın ana dizideki yeri kütlesine göre belirlenir. Denge yayan yıldızın spektrum-parlaklık diyagramındaki konumunu belirleyen bir parametrenin daha olduğuna dikkat edilmelidir. Bu parametre yıldızın başlangıç kimyasal bileşimidir. Ağır elementlerin göreceli bolluğu azalırsa, yıldız aşağıdaki diyagramda "düşecektir". Bir dizi alt cücenin varlığını açıklayan da bu durumdur. Yukarıda belirtildiği gibi, bu yıldızlardaki ağır elementlerin göreceli bolluğu, ana dizi yıldızlarına göre onlarca kat daha azdır. Bir yıldızın ana dizide kalma süresi başlangıç kütlesine göre belirlenir. Kütle büyükse, yıldızın radyasyonu muazzam bir güce sahiptir ve hidrojen “yakıt” rezervlerini hızla tüketir. Örneğin, Güneş'ten onlarca kat daha büyük bir kütleye sahip ana dizi yıldızları (bunlar spektral sınıf O'nun sıcak mavi devleridir), bu dizide yalnızca birkaç milyon yıl kalarak istikrarlı bir şekilde yayılabilirken, kütleleri Güneş'e yakın olan yıldızlar Güneş, 10-15 milyar yıldır ana dizide yer alıyor. Aşağıda tablo var. Şekil 2, farklı spektral sınıflardaki yıldızlar için hesaplanan yerçekimsel sıkıştırma ve ana dizide kalma süresini vermektedir. Aynı tablo güneş birimlerindeki yıldızların kütle, yarıçap ve parlaklık değerlerini göstermektedir.
Tablo 2
| yıllar | |||||
|
Spektral sınıf |
parlaklık |
yerçekimsel sıkıştırma |
ana dizide kalın | ||
|
G2 (Güneş) |
|||||
Pirinç. 14. Parlaklık-sıcaklık diyagramında farklı kütlelerdeki yıldızların evrimsel izleri
Pirinç. 15. NGC 2254 yıldız kümesinin Hertzsprung-Russell diyagramı
Pirinç. 16. Hertzsprung - M 3 küresel kümesi için Russell diyagramı. Dikey eksen boyunca - göreceli büyüklük
İlgili diyagram, sıcak büyük yıldızların bulunduğu sol üst kısmı da dahil olmak üzere tüm ana diziyi açıkça göstermektedir (0,2'lik bir renk indeksi, 20 bin K sıcaklığa, yani B sınıfı spektruma karşılık gelir). Küresel küme M3 “eski” bir nesnedir. Bu küme için oluşturulan ana dizi diyagramının üst kısmında neredeyse hiç yıldızın bulunmadığı açıkça görülmektedir. Ancak M3'ün kırmızı dev kolu çok zengin bir şekilde temsil edilirken, NGC 2254'te çok az sayıda kırmızı dev bulunuyor. Bu anlaşılabilir bir durumdur: Eski M 3 kümesinde çok sayıda yıldız ana diziyi zaten "terk etmiş"ken, genç NGC 2254 kümesinde bu yalnızca az sayıda nispeten büyük, hızla gelişen yıldızlarla gerçekleşti. M3 için dev kolun oldukça dik bir şekilde yukarıya doğru gitmesi dikkat çekicidir, NGC 2254 içinse neredeyse yataydır. Teorik açıdan bakıldığında, bu, M3'teki ağır elementlerin önemli ölçüde daha düşük içeriği ile açıklanabilir. Ve aslında, küresel kümelerin yıldızlarında (ve ayrıca galaktik düzleme doğru çok fazla konsantre olmayan diğer yıldızlarda) galaktik merkeze doğru), ağır elementlerin göreceli bolluğu önemsizdir. M 3'ün "renk indeksi - parlaklık" diyagramında neredeyse yatay bir dal daha görülüyor. NGC 2254 için oluşturulan diyagramda benzer bir dallanma bulunmamaktadır. Teori bu dalın görünümünü şu şekilde açıklamaktadır. Kırmızı devin büzüşen yoğun helyum çekirdeğinin sıcaklığı 100-150 milyon K'ye ulaştıktan sonra, orada yeni bir nükleer reaksiyon oluşmaya başlayacak. Bu reaksiyon, üç helyum çekirdeğinden bir karbon çekirdeğinin oluşmasından oluşur. Bu reaksiyon başlar başlamaz çekirdeğin sıkışması duracaktır. Daha sonra yüzey katmanları
yıldızların sıcaklıkları artar ve spektrum-parlaklık diyagramındaki yıldız sola doğru hareket eder. M3 için diyagramın üçüncü yatay dalı bu tür yıldızlardan oluşur.
Pirinç. 17. 11 yıldız kümesi için Özet Hertzsprung-Russell diyagramı
İncirde. 17 şematik olarak gösterilmiştir özet tablosuİkisi (M 3 ve M 92) küresel olan 11 küme için "renk - parlaklık". Farklı kümelerin ana dizilerinin daha önce tartışılan teorik kavramlarla tam bir uyum içinde sağa ve yukarıya doğru nasıl "büküldüğü" açıkça görülmektedir. Şek. 17 Hangi kümelerin genç, hangilerinin yaşlı olduğu hemen belirlenebilir. Örneğin “çift” küme X ve h Perseus gençtir. Ana dizinin önemli bir bölümünü "korudu". M 41 kümesi daha eskidir, Hyades kümesi daha da yaşlıdır ve M 67 kümesi çok eskidir; renk-parlaklık diyagramı küresel kümeler M3 ve M 92'nin benzer diyagramına çok benzer. Yalnızca dev küme Küresel kümelerin dalları daha önce tartışılan kimyasal bileşimdeki farklılıklarla uyumlu olarak daha yüksektir. Böylece gözlemsel veriler teorinin sonuçlarını tamamen doğrular ve haklı çıkarır. Büyük bir yıldız maddesi kalınlığı nedeniyle bizden gizlenen yıldız içlerindeki süreçler teorisinin gözlemsel olarak doğrulanmasını beklemek zor görünüyor. Ve yine de buradaki teori, astronomik gözlemlerin uygulanmasıyla sürekli olarak izlenmektedir. Çok sayıda renk-parlaklık diyagramının derlenmesinin, gökbilimcilerin gözlemleriyle çok büyük bir çalışma ve gözlem yöntemlerinde radikal bir gelişme gerektirdiğini belirtmek gerekir. Öte yandan teorinin başarısı iç yapı ve yüksek hızlı elektronik hesaplama makinelerinin kullanımına dayanan modern bilgi işlem teknolojisi olmasaydı yıldızların evrimi imkansız olurdu. Nükleer fizik alanındaki araştırmalar da teoriye paha biçilmez bir hizmet sağladı; bu, yıldızların içinde meydana gelen nükleer reaksiyonların niceliksel özelliklerinin elde edilmesini mümkün kıldı. Abartmadan, yıldızların yapısı ve evrimi teorisinin gelişiminin, 20. yüzyılın ikinci yarısının astronomi alanındaki en büyük başarılarından biri olduğunu söyleyebiliriz. Modern fiziğin gelişimi, yıldızların ve özellikle Güneş'in iç yapısı teorisinin doğrudan gözlemsel olarak test edilmesi olasılığını ortaya çıkarmaktadır. Derinlerinde nükleer reaksiyonlar meydana gelirse Güneş tarafından yayılması gereken güçlü bir nötrino akışını tespit etme olasılığından bahsediyoruz. Nötrinoların diğer temel parçacıklarla son derece zayıf etkileşime girdiği iyi bilinmektedir. Örneğin, bir nötrino Güneş'in tüm kalınlığı boyunca neredeyse hiç soğurulmadan uçabilirken, X-ışını radyasyonu soğurulmadan güneşin iç kısmındaki yalnızca birkaç milimetrelik maddeden geçebilir. Her parçacığın enerjisine sahip güçlü bir nötrino ışınının olduğunu hayal edersek
