Ulduzlar necə inkişaf edir. Ulduzların təkamülü - necə işləyir Ulduzların təkamülü nədir

Təbiətdəki hər hansı bir cisim kimi, ulduzlar da dəyişməz qala bilməzlər. Onlar doğulur, inkişaf edir və nəhayət “ölürlər”. Ulduzların təkamülü milyardlarla il çəkir, lakin onların yaranma vaxtı ilə bağlı mübahisələr var. Əvvəllər astronomlar hesab edirdilər ki, onların ulduz tozundan “doğulması” prosesi milyonlarla il tələb edir, lakin bir müddət əvvəl Böyük Orion Dumanlığından səma bölgəsinin fotoşəkilləri əldə edilmişdir. Bir neçə il içində kiçik oldu

1947-ci ildə çəkilmiş fotoşəkillərdə bu yerdə ulduza bənzər cisimlərin kiçik bir qrupu qeydə alınıb. 1954-cü ilə qədər onlardan bəziləri artıq uzunsov olmuşdu və daha beş ildən sonra bu obyektlər ayrı-ayrılıqda parçalandı. Beləliklə, ilk dəfə olaraq ulduzların doğulması prosesi astronomların gözü qarşısında baş verdi.

Gəlin ulduzların quruluşu və təkamülünün necə getdiyinə, insan standartlarına görə sonsuz həyatlarının necə başladığına və bitməsinə daha yaxından nəzər salaq.

Ənənəvi olaraq, alimlər ulduzların qaz-toz mühitinin buludlarının kondensasiyası nəticəsində əmələ gəldiyini güman edirlər. Qravitasiya qüvvələrinin təsiri altında əmələ gələn buludlardan qeyri-şəffaf təbəqə əmələ gəlir. qaz topu, quruluşca sıxdır. Onun daxili təzyiqi onu sıxan cazibə qüvvələrini tarazlaya bilmir. Tədricən top o qədər kiçilir ki, ulduzun daxili hissəsinin temperaturu yüksəlir və topun içindəki isti qazın təzyiqi xarici qüvvələri tarazlaşdırır. Bundan sonra sıxılma dayanır. Bu prosesin müddəti ulduzun kütləsindən asılıdır və adətən iki ilə bir neçə yüz milyon il arasında dəyişir.

Ulduzların quruluşu onların dərinliklərində çox yüksək temperaturu nəzərdə tutur ki, bu da davamlı termonüvə proseslərinə kömək edir (onları əmələ gətirən hidrogen heliuma çevrilir). Ulduzların intensiv şüalanmasının səbəbi məhz bu proseslərdir. Mövcud hidrogen ehtiyatını istehlak etdikləri vaxt kütlələri ilə müəyyən edilir. Radiasiyanın müddəti də bundan asılıdır.

Hidrogen ehtiyatları tükəndikdə ulduzların təkamülü əmələ gəlmə mərhələsinə yaxınlaşır.Bu, aşağıdakı kimi baş verir. Enerjinin sərbəst buraxılması dayandırıldıqdan sonra cazibə qüvvələri nüvəni sıxmağa başlayır. Bu vəziyyətdə ulduzun ölçüsü əhəmiyyətli dərəcədə artır. Proses davam etdikcə parlaqlıq da artır, ancaq nüvə sərhədində nazik təbəqədə.

Bu proses kiçilən helium nüvəsinin temperaturunun artması və helium nüvələrinin karbon nüvələrinə çevrilməsi ilə müşayiət olunur.

Günəşimizin səkkiz milyard ildən sonra qırmızı nəhəngə çevriləcəyi proqnozlaşdırılır. Eyni zamanda, onun radiusu indiki göstəricilərlə müqayisədə bir neçə on dəfə, parlaqlığı isə yüzlərlə dəfə artacaq.

Bir ulduzun ömrü, artıq qeyd edildiyi kimi, kütləsindən asılıdır. Kütləsi günəşdən az olan cisimlər ehtiyatlarını çox qənaətlə “xərcləyir” və buna görə də on milyardlarla il parlaya bilirlər.

Ulduzların təkamülü əmələ gəlməsi ilə başa çatır.Bu, onların kütləsi Günəşin kütləsinə yaxın olanlarda, yəni. 1,2-dən çox deyil.

Nəhəng ulduzlar nüvə yanacağını tez bir zamanda tükətməyə meyllidirlər. Bu, xüsusilə xarici qabıqların tökülməsi səbəbindən əhəmiyyətli bir kütlə itkisi ilə müşayiət olunur. Nəticədə, nüvə reaksiyalarının tamamilə dayandığı yalnız tədricən soyuyan mərkəzi hissə qalır. Zamanla belə ulduzlar şüalanmalarını dayandırır və görünməz olurlar.

Ancaq bəzən ulduzların normal təkamülü və quruluşu pozulur. Çox vaxt bu, bütün növ termonüvə yanacağını tükənmiş kütləvi obyektlərə aiddir. Sonra onlar neytronlara çevrilə bilər və ya elm adamları bu obyektlər haqqında nə qədər çox məlumat əldə etsə, bir o qədər yeni suallar yaranır.

Ulduzlar da insanlar kimi yeni doğulmuş, gənc, yaşlı ola bilər. Hər an bəzi ulduzlar ölür, bəziləri isə yaranır. Adətən onların ən gənci Günəşə bənzəyir. Onlar formalaşma mərhələsindədirlər və əslində protostarları təmsil edirlər. Astronomlar onları prototipinə görə T-Buğa ulduzları adlandırırlar. Xüsusiyyətlərinə görə - məsələn, parlaqlıq - proto-ulduzlar dəyişkəndir, çünki onların mövcudluğu hələ sabit bir fazaya daxil olmayıb. Onların bir çoxunun ətrafında böyük miqdarda maddə var. T tipli ulduzlardan güclü külək axınları çıxır.

Protostars: həyat dövrünün başlanğıcı

Əgər maddə protostarın səthinə düşərsə, o, tez yanır və istiliyə çevrilir. Nəticədə proto-ulduzların temperaturu durmadan artır. Ulduzun mərkəzində nüvə reaksiyaları başlayacaq qədər yüksəldikdə, protostar adi bir ulduz statusunu alır. Nüvə reaksiyalarının başlaması ilə ulduz uzun müddət həyat fəaliyyətini dəstəkləyən daimi enerji mənbəyinə malikdir. Kainatdakı ulduzun həyat dövrünün nə qədər davam edəcəyi onun ilkin ölçüsündən asılıdır. Bununla belə, Günəşin diametrinə malik ulduzların təxminən 10 milyard il rahat yaşamaq üçün kifayət qədər enerjiyə malik olduğuna inanılır. Buna baxmayaraq, daha böyük ulduzların cəmi bir neçə milyon il yaşadığı da olur. Bu, onların yanacaqlarını daha tez yandırmaları ilə bağlıdır.

Normal ölçülü ulduzlar

Ulduzların hər biri bir dəstə isti qazdır. Onların dərinliklərində nüvə enerjisinin yaradılması prosesi davamlı olaraq gedir. Ancaq bütün ulduzlar Günəş kimi deyil. Əsas fərqlərdən biri rəngdədir. Ulduzlar yalnız sarı deyil, həm də mavi, qırmızımtıldır.

Parlaqlıq və parlaqlıq

Parlaqlıq, parlaqlıq kimi xüsusiyyətlərə görə də fərqlənirlər. Yerin səthindən müşahidə edilən ulduzun nə qədər parlaq olacağı təkcə onun parlaqlığından deyil, həm də planetimizdən uzaqlığından asılıdır. Yerə olan məsafəni nəzərə alsaq, ulduzlar tamamilə fərqli parlaqlığa malik ola bilər. Bu göstərici Günəşin parlaqlığının on mində birindən bir milyon Günəşlə müqayisə edilə bilən parlaqlığa qədər dəyişir.

Ulduzların çoxu bu spektrin aşağı seqmentindədir, sönükdür. Bir çox cəhətdən Günəş orta, tipik bir ulduzdur. Bununla belə, digərləri ilə müqayisədə daha böyük parlaqlığa malikdir. Çox sayda sönük ulduz hətta çılpaq gözlə müşahidə edilə bilər. Ulduzların parlaqlıq baxımından fərqli olmasının səbəbi onların kütləsidir. Zamanla rəng, parlaqlıq və parlaqlığın dəyişməsi maddənin miqdarı ilə müəyyən edilir.

Ulduzların həyat dövrünü izah etməyə cəhdlər

İnsanlar uzun müddət ulduzların həyatını izləməyə çalışdılar, lakin alimlərin ilk cəhdləri olduqca qorxaq idi. İlk irəliləyiş Leyn qanununun Helmholtz-Kelvin qravitasiya daralması fərziyyəsinə tətbiqi oldu. Bu, astronomiyaya yeni bir anlayış gətirdi: nəzəri olaraq, sıxlığın artması daralma proseslərini ləngidənə qədər ulduzun temperaturu artmalıdır (onun temperaturu ulduzun radiusu ilə tərs mütənasibdir). Onda enerji istehlakı onun gəlirindən çox olacaq. Bu zaman ulduz sürətlə soyumağa başlayacaq.

Ulduzların həyatı haqqında fərziyyələr

Ulduzun həyat dövrü ilə bağlı ilkin fərziyyələrdən biri astronom Norman Lokyer tərəfindən irəli sürülüb. Ulduzların meteorik maddədən əmələ gəldiyinə inanırdı. Eyni zamanda, onun fərziyyəsinin müddəaları təkcə astronomiyada mövcud olan nəzəri nəticələrə deyil, həm də ulduzların spektral analizinin məlumatlarına əsaslanırdı. Lokyer təkamüldə iştirak edən kimyəvi elementlərin olduğuna əmin idi göy cisimləri, elementar hissəciklərdən - "protoelementlərdən" ibarətdir. Müasir neytronlar, protonlar və elektronlardan fərqli olaraq, onlar ümumi deyil, fərdi xarakter daşıyır. Məsələn, Lockyerə görə, hidrogen "protohidrogen" deyilən şeyə parçalanır; dəmir "proto-dəmir" olur. Digər astronomlar da ulduzun həyat dövrünü təsvir etməyə çalışdılar, məsələn, Ceyms Hopvud, Yakov Zeldoviç, Fred Hoyl.

Nəhəng və cırtdan ulduzlar

Böyük ulduzlar ən isti və parlaqdır. Onlar adətən ağ və ya mavi rəngdədirlər. Nəhəng ölçülərə sahib olmalarına baxmayaraq, içindəki yanacaq o qədər tez yanır ki, bir neçə milyon il ərzində onu itirirlər.

Kiçik ulduzlar, nəhəng ulduzlardan fərqli olaraq, adətən o qədər də parlaq deyillər. Onların qırmızı rəngi var, kifayət qədər uzun yaşayırlar - milyardlarla ildir. Ancaq göydəki ən parlaq ulduzlar arasında qırmızı və narıncı olanlar da var. Buna misal olaraq Aldebaran ulduzunu göstərmək olar - Buğa bürcündə yerləşən "öküz gözü" adlanan ulduz; eləcə də Əqrəb bürcündə. Niyə bu sərin ulduzlar Sirius kimi isti ulduzlarla parlaqlıqda rəqabət apara bilirlər?

Bunun səbəbi, bir dəfə çox genişləndilər və diametrində nəhəng qırmızı ulduzları (supergiantları) aşmağa başladılar. Nəhəng sahə bu ulduzlara Günəşdən daha çox enerji yaymağa imkan verir. Və bu, onların temperaturu daha aşağı olmasına baxmayaraq. Məsələn, Orion bürcündə yerləşən Betelqeyzenin diametri Günəşin diametrindən bir neçə yüz dəfə böyükdür. Və adi qırmızı ulduzların diametri adətən Günəşin ölçüsünün onda biri belə deyil. Belə ulduzlara cırtdanlar deyilir. Hər bir göy cismi ulduzların həyat dövrünün bu növlərindən keçə bilər - həyatının müxtəlif seqmentlərində eyni ulduz həm qırmızı nəhəng, həm də cırtdan ola bilər.

Bir qayda olaraq, Günəş kimi nurçular içindəki hidrogen sayəsində varlıqlarını dəstəkləyirlər. Ulduzun nüvə nüvəsinin içərisində heliuma çevrilir. Günəşin çox böyük yanacağı var, lakin o, sonsuz deyil - son beş milyard il ərzində ehtiyatın yarısı tükənib.

Ulduzların ömrü. Ulduzların həyat dövrü

Ulduzun içindəki hidrogen ehtiyatları tükəndikdən sonra ciddi dəyişikliklər baş verir. Qalan hidrogen öz nüvəsində deyil, səthində yanmağa başlayır. Bu vəziyyətdə ulduzun ömrü getdikcə azalır. Bu seqmentdə ulduzların dövrü, ən azı, əksəriyyəti qırmızı nəhəng mərhələsinə keçir. Ulduzun ölçüsü böyüyür və temperaturu, əksinə, kiçik olur. Qırmızı nəhənglərin, eləcə də super nəhənglərin əksəriyyəti belə görünür. Bu proses elm adamlarının ulduzların təkamülü adlandırdıqları ulduzlarla baş verən dəyişikliklərin ümumi ardıcıllığının bir hissəsidir. Ulduzun həyat dövrü onun bütün mərhələlərini əhatə edir: sonda bütün ulduzlar qocalır və ölür və onların mövcud olma müddəti birbaşa yanacağın miqdarı ilə müəyyən edilir. Böyük ulduzlar həyatlarını nəhəng, möhtəşəm bir partlayışla bitirirlər. Daha təvazökar olanlar, əksinə, ölürlər, tədricən ağ cırtdanların ölçüsünə qədər kiçilirlər. Sonra onlar sadəcə yox olurlar.

Orta hesabla bir ulduz nə qədər yaşayır? Ulduzun həyat dövrü 1,5 milyon ildən az, 1 milyard il və ya daha çox davam edə bilər. Bütün bunlar, deyildiyi kimi, onun tərkibindən və ölçüsündən asılıdır. Günəş kimi ulduzlar 10-16 milyard il yaşayırlar. Sirius kimi çox parlaq ulduzlar nisbətən qısa müddət yaşayır - cəmi bir neçə yüz milyon il. Ulduzun həyat dövrü diaqramı aşağıdakı mərhələləri əhatə edir. Bu, molekulyar buluddur - buludun qravitasiya nəticəsində çökməsi - fövqəlnovanın doğulması - proto-ulduzun təkamülü - protostular fazanın sonu. Sonra mərhələlər gəlir: gənc ulduz mərhələsinin başlanğıcı - həyatın ortası - yetkinlik - qırmızı nəhəng mərhələsi - planetar dumanlıq - ağ cırtdan mərhələsi. Son iki faza kiçik ulduzlar üçün xarakterikdir.

Planet dumanlarının təbiəti

Beləliklə, bir ulduzun həyat dövrünü qısaca nəzərdən keçirdik. Bəs nədir, nəhəng qırmızı nəhəngdən ağ cırtdana çevrilən ulduzlar bəzən öz xarici təbəqələrini tökür, sonra isə ulduzun nüvəsi çılpaqlaşır. Qaz zərfi ulduzun yaydığı enerjinin təsiri altında parlamağa başlayır. Bu mərhələ, bu qabıqdakı parlaq qaz baloncuklarının çox vaxt planetlərin ətrafındakı disklərə bənzəməsi səbəbindən adını almışdır. Amma əslində onların planetlərlə heç bir əlaqəsi yoxdur. Uşaqlar üçün ulduzların həyat dövrü bütün elmi detalları ehtiva etməyə bilər. Yalnız səma cisimlərinin təkamülünün əsas mərhələlərini təsvir etmək olar.

ulduz klasterləri

Astronomlar kəşfiyyatı çox sevirlər.Belə bir fərziyyə var ki, bütün korifeylər bir-bir deyil, dəqiq qruplar şəklində doğulur. Eyni klasterə aid olan ulduzlar oxşar xüsusiyyətlərə malik olduğundan, aralarındakı fərqlər doğrudur, Yerə olan məsafəyə görə deyil. Bu ulduzlar hansı dəyişiklikləri etsələr də, eyni vaxtda və bərabər şəraitdə başlayırlar. Xüsusilə onların xassələrinin kütlədən asılılığını öyrənməklə çoxlu biliklər əldə etmək olar. Axı, çoxluqlardakı ulduzların yaşı və Yerdən məsafəsi təxminən bərabərdir, buna görə də yalnız bu göstərici ilə fərqlənirlər. Klasterlər təkcə peşəkar astronomları maraqlandırmayacaq - hər bir həvəskar gözəl foto çəkdirməkdən, planetariumda onların müstəsna gözəl mənzərəsinə heyran olmaqdan məmnun olacaq.

Ulduzlararası mühitin kondensasiyası nəticəsində əmələ gəlir. Müşahidələr vasitəsilə ulduzların müxtəlif vaxtlarda yarandığını və bu günə qədər yarandığını müəyyən etmək mümkün olub.

Ulduzların təkamülünün əsas problemi onların enerjisinin mənşəyi məsələsidir, buna görə də onlar parlayır və böyük miqdarda enerji yayırlar. Əvvəllər ulduz enerjisinin mənbələrini müəyyən etmək üçün nəzərdə tutulmuş bir çox nəzəriyyə irəli sürülüb. Ulduz enerjisinin davamlı mənbəyinin davamlı sıxılma olduğuna inanılırdı. Bu mənbə, şübhəsiz ki, yaxşıdır, lakin adekvat radiasiyanı uzun müddət saxlaya bilməz. 20-ci əsrin ortalarında bu sualın cavabı tapıldı. Radiasiya mənbəyi termonüvə birləşmə reaksiyalarıdır. Bu reaksiyalar nəticəsində hidrogen heliuma çevrilir və ayrılan enerji ulduzun bağırsaqlarından keçərək çevrilir və dünya fəzasına şüalanır (qeyd etmək lazımdır ki, temperatur nə qədər yüksək olsa, bu reaksiyalar bir o qədər sürətlə gedir; yəni niyə isti kütləvi ulduzlar əsas ardıcıllığı daha tez tərk edirlər).

İndi bir ulduzun ortaya çıxmasını təsəvvür edin...

Ulduzlararası qaz və toz mühitinin buludu sıxlaşmağa başladı. Bu buluddan kifayət qədər sıx bir qaz topu əmələ gəlir. Topun içindəki təzyiq hələ cazibə qüvvələrini tarazlaşdıra bilmir, ona görə də kiçilir (bəlkə də bu zaman ulduzun ətrafında daha kiçik kütləyə malik laxtalar əmələ gəlir və nəticədə onlar planetlərə çevrilir). Sıxıldıqda temperatur yüksəlir. Beləliklə, ulduz tədricən əsas ardıcıllığa yerləşir. Sonra ulduzun içindəki qazın təzyiqi cazibə qüvvəsini tarazlayır və ilk ulduz ulduza çevrilir.

Ulduzun təkamülünün ilkin mərhələsi çox kiçikdir və ulduz bu zaman dumanlığa batırılır, ona görə də proto ulduzu aşkar etmək çox çətindir.

Hidrogenin heliuma çevrilməsi yalnız ulduzun mərkəzi bölgələrində baş verir. Xarici təbəqələrdə hidrogen tərkibi praktiki olaraq dəyişməz qalır. Hidrogenin miqdarı məhdud olduğundan gec-tez yanıb sönür. Ulduzun mərkəzində enerjinin sərbəst buraxılması dayanır və ulduzun nüvəsi kiçilməyə, qabıq isə şişməyə başlayır. Bundan əlavə, əgər ulduz 1,2 günəş kütləsindən azdırsa, o, xarici təbəqəni (planet dumanlığının əmələ gəlməsi) tökür.

Qabıq ulduzdan ayrıldıqdan sonra onun daxili çox isti təbəqələri açılır və bu arada qabıq daha da uzaqlaşır. Bir neçə on minlərlə ildən sonra qabıq parçalanacaq və yalnız çox isti və sıx bir ulduz qalacaq, tədricən soyuyaraq ağ cırtdana çevriləcək. Tədricən soyuyaraq, görünməz qara cırtdanlara çevrilirlər. Qara cırtdanlar çox sıx və soyuq ulduzlardır, Yer kürəsindən bir qədər böyükdür, lakin kütləsi günəşinkinə bərabərdir. Ağ cırtdanların soyuma prosesi bir neçə yüz milyon il davam edir.

Bir ulduzun kütləsi 1,2 ilə 2,5 günəş arasındadırsa, belə bir ulduz partlayacaq. Bu partlayış deyilir fövqəlnova. Bir neçə saniyə ərzində partlayan ulduz öz parlaqlığını yüz milyonlarla dəfə artırır. Belə alovlanmalar olduqca nadirdir. Qalaktikamızda təxminən yüz ildə bir dəfə fövqəlnova partlayışı baş verir. Belə bir parıltıdan sonra böyük bir radio emissiyası olan, eyni zamanda çox tez səpilən bir dumanlıq və sözdə neytron ulduzu qalır (bu barədə daha sonra). Nəhəng radio emissiyasından əlavə, belə bir dumanlıq həm də rentgen şüalanma mənbəyi olacaq, lakin bu şüalanma yer atmosferi tərəfindən udulduğu üçün onu yalnız kosmosdan müşahidə etmək olar.

Ulduz partlayışlarının (supernovalar) səbəbi ilə bağlı bir neçə fərziyyə var, lakin hələlik ümumi qəbul edilmiş bir nəzəriyyə yoxdur. Belə bir fərziyyə var ki, bu, ulduzun daxili təbəqələrinin mərkəzə çox sürətlə aşağı düşməsi ilə bağlıdır. Ulduz sürətlə kiçilir, təxminən 10 km-lik fəlakətli kiçik ölçüyə çatır və onun bu vəziyyətdə sıxlığı 10 17 kq/m 3 təşkil edir ki, bu da atom nüvəsinin sıxlığına yaxındır. Bu ulduz neytronlardan ibarətdir (elektronlar protonlara sıxılmış kimi görünür), buna görə də ona deyilir. "NEYTRON". Onun ilkin temperaturu təxminən bir milyard kelvindir, lakin gələcəkdə tez soyuyacaq.

Bu ulduz kiçik ölçüləri və sürətli soyuması səbəbindən uzun müddətdir müşahidə edilməsi qeyri-mümkün hesab olunurdu. Ancaq bir müddət sonra pulsarlar kəşf edildi. Bu pulsarların neytron ulduzları olduğu ortaya çıxdı. Onlar radio impulslarının qısamüddətli şüalanmasına görə belə adlandırılmışlar. Bunlar. ulduz sanki yanıb-sönür. Bu kəşf tamamilə təsadüfən və çox keçmədən, yəni 1967-ci ildə edildi. Bu dövri impulslar, baxışımızdan çox sürətli fırlanma zamanı maqnit oxunun konusunun daim titrəməsi ilə əlaqədardır ki, bu da fırlanma oxu ilə bucaq əmələ gətirir.

Pulsar bizim üçün yalnız maqnit oxu oriyentasiyası şəraitində aşkar edilə bilər və bu, onların ümumi sayının təxminən 5%-ni təşkil edir. Bəzi pulsarlar radio dumanlıqlarında tapılmır, çünki dumanlıqlar nisbətən tez dağılır. Yüz min ildən sonra bu dumanlıqlar görünməyi dayandırır və pulsarların yaşı on milyonlarla il qiymətləndirilir.

Əgər ulduzun kütləsi 2,5 günəş kütləsindən çox olarsa, o, öz mövcudluğunun sonunda sanki öz içinə çökəcək və öz çəkisi ilə əziləcək. Bir neçə saniyə ərzində o, nöqtəyə çevriləcək. Bu hadisəyə “qravitasiya çöküşü” və bu obyektə də “qara dəlik” deyirdilər.

Bütün yuxarıda deyilənlərdən aydın olur ki, ulduzun təkamülünün son mərhələsi onun kütləsindən asılıdır, lakin bu kütlənin və fırlanmanın qaçılmaz itkisini də nəzərə almaq lazımdır.

Yalnız bir ulduzu müşahidə etməklə ulduzların təkamülünü öyrənmək qeyri-mümkündür - ulduzlardakı bir çox dəyişikliklər çox ləng gedir, hətta əsrlər keçsə də, fərqinə varmaq olmaz. Buna görə də elm adamları hər biri öz həyat dövrünün müəyyən mərhələsində olan bir çox ulduzları öyrənirlər. Son bir neçə onillikdə kompüter texnologiyasından istifadə edərək ulduzların quruluşunun modelləşdirilməsi astrofizikada geniş yayılmışdır.

Ensiklopedik YouTube

1 / 5

✪ Ulduzlar və ulduzların təkamülü (astrofizik Sergey Popov deyir)

✪ Ulduzlar və ulduzların təkamülü (Sergey Popov və İlqonis Vilks tərəfindən rəvayət olunur)

✪ S. A. Lamzin - "Ulduzların təkamülü"

✪ Ulduz təkamülü. Mavi nəhəngin 3 dəqiqədə təkamülü

✪ Surdin V.G. Ulduzların təkamülü 1 hissə

Altyazılar

Ulduzların daxili hissəsində termonüvə sintezi

gənc ulduzlar

Ulduzların əmələ gəlməsi prosesi vahid şəkildə təsvir edilə bilər, lakin ulduzun təkamülünün sonrakı mərhələləri demək olar ki, tamamilə onun kütləsindən asılıdır və yalnız ulduzun təkamülünün ən sonunda onun kimyəvi tərkibi rol oynaya bilər.

Kiçik kütləli gənc ulduzlar

Kiçik kütləli gənc ulduzlar (üç günəş kütləsinə qədər) [ ] , əsas ardıcıllığa gedən yolda olan , tamamilə konvektivdir, - konveksiya prosesi ulduzun bütün gövdəsini əhatə edir. Bunlar hələ də, əslində, mərkəzlərində nüvə reaksiyalarının yeni başladığı proto-ulduzlardır və bütün radiasiya əsasən qravitasiya sıxılması nəticəsində baş verir. Hidrostatik tarazlıq yaranana qədər ulduzun parlaqlığı sabit effektiv temperaturda azalır. Hertzsprung-Russell diaqramında bu cür ulduzlar Hayashi treki adlanan demək olar ki, şaquli yol əmələ gətirir. Büzülmə yavaşladıqca gənc ulduz əsas ardıcıllığa yaxınlaşır. Bu tip obyektlər  T Buğa tipli ulduzlarla əlaqələndirilir.

Bu zaman kütləsi 0,8 günəş kütləsindən çox olan ulduzlarda nüvə radiasiyaya qarşı şəffaf olur və nüvədə radiasiya enerjisinin ötürülməsi üstünlük təşkil edir, çünki konveksiya ulduz maddənin artan sıxlaşması ilə getdikcə daha çox maneə törədir. Ulduz bədəninin xarici təbəqələrində konvektiv enerji ötürülməsi üstünlük təşkil edir.

Aşağı kütləli ulduzların əsas ardıcıllığa çatdıqları zaman hansı xüsusiyyətlərə malik olduqları dəqiq bilinmir, çünki bu ulduzların gənc kateqoriyada keçirdikləri vaxt Kainatın yaşını üstələyir. ]. Bu ulduzların təkamülü ilə bağlı bütün fikirlər yalnız ədədi hesablamalara və riyazi modelləşdirməyə əsaslanır.

Ulduz büzüldükcə pozulmuş elektron qazının təzyiqi artmağa başlayır və ulduzun müəyyən radiusuna çatdıqda büzülmə dayanır ki, bu da ulduzun nüvəsində büzülmə nəticəsində yaranan daha da temperatur artımının dayanmasına səbəb olur. və sonra onun azalmasına. Günəş kütləsi 0,0767-dən az olan ulduzlar üçün bu baş vermir: nüvə reaksiyaları zamanı ayrılan enerji heç vaxt daxili təzyiqi və cazibə qüvvəsinin daralmasını tarazlaşdırmaq üçün kifayət etməyəcək. Belə "alt ulduzlar" termonüvə reaksiyaları prosesində istehsal olunandan daha çox enerji yayır və qondarma cırtdanlara aiddir. Onların taleyi degenerasiya edilmiş qazın təzyiqi onu dayandırana qədər daimi daralma və sonra başlayan bütün birləşmə reaksiyalarının dayandırılması ilə tədricən soyumadır.

Ara kütləli gənc ulduzlar

Ara kütləli gənc ulduzlar (2 ilə 8 günəş kütləsi arasında) [ ] əsas ardıcıllığa qədər konvektiv zonaların olmaması istisna olmaqla, onların kiçik bacı və qardaşları ilə eyni şəkildə keyfiyyətcə təkamül edirlər.

Bu tip obyektlər sözdə olanlarla əlaqələndirilir. Ae\Be Herbig ulduzları B-F0 spektral tipli nizamsız dəyişənlərdir. Onların da diskləri və bipolyar reaktivləri var. Maddənin səthdən çıxma sürəti, parlaqlıq və effektiv temperatur T Buğa ilə müqayisədə xeyli yüksəkdir, buna görə də protostellar buludunun qalıqlarını effektiv şəkildə qızdırır və səpələyir.

Kütləsi 8 günəş kütləsindən çox olan gənc ulduzlar

Bu cür kütlələri olan ulduzlar artıq normal ulduzların xüsusiyyətlərinə malikdirlər, çünki onlar bütün aralıq mərhələləri keçərək enerji itkisini radiasiya ilə kompensasiya edən nüvə reaksiyalarının belə sürətinə nail ola bilmişlər, kütlə isə hidrostatik tarazlığa nail olmaq üçün toplanmışdır. özək. Bu ulduzlar üçün kütlə və parlaqlıq axını o qədər böyükdür ki, onlar molekulyar buludun hələ ulduzun bir hissəsinə çevrilməmiş xarici bölgələrinin cazibə qüvvəsinin dağılmasını dayandırmaqla yanaşı, əksinə, onları səpələyirlər. Beləliklə, əmələ gələn ulduzun kütləsi proto-ulduz buludunun kütləsindən nəzərəçarpacaq dərəcədə azdır. Çox güman ki, bu, qalaktikamızda təxminən 300 günəş kütləsindən çox kütləsi olan ulduzların olmamasını izah edir.

ulduzun orta həyat dövrü

Ulduzlar müxtəlif rəng və ölçülərdə olur. Son hesablamalara görə, onlar spektral tipdə isti mavidən soyuq qırmızıya qədər, kütləsi isə 0,0767-dən təxminən 300 günəş kütləsinə qədər dəyişir. Ulduzun parlaqlığı və rəngi səthinin temperaturundan asılıdır, bu da öz növbəsində kütləsi ilə müəyyən edilir. Bütün yeni ulduzlar kimyəvi tərkibinə və kütləsinə görə əsas ardıcıllıqda “yerlərini tuturlar”. Bu, əlbəttə ki, ulduzun fiziki hərəkəti ilə bağlı deyil - yalnız ulduzun parametrlərindən asılı olan göstərilən diaqramdakı mövqeyi haqqında. Əslində, ulduzun diaqram boyu hərəkəti yalnız ulduzun parametrlərindəki dəyişikliyə uyğun gəlir.

Yeni səviyyədə yenidən başlayan maddənin termonüvə "yanması" ulduzun dəhşətli genişlənməsinə səbəb olur. Ulduz "şişir", çox "boşalır" və ölçüsü təxminən 100 dəfə artır. Beləliklə, ulduz qırmızı nəhəngə çevrilir və heliumun yanma mərhələsi təxminən bir neçə milyon il davam edir. Demək olar ki, bütün qırmızı nəhənglər dəyişən ulduzlardır.

Ulduzların təkamülünün son mərhələləri

Kütləsi az olan köhnə ulduzlar

Hal-hazırda, işıq ulduzlarının interyerlərində hidrogen ehtiyatı tükəndikdən sonra onlara nə olacağı məlum deyil. Kainatın yaşı 13,7 milyard il olduğundan, bu belə ulduzlardakı hidrogen yanacağının tükənməsi üçün kifayət deyil. müasir nəzəriyyələr belə ulduzlarda baş verən proseslərin kompüter simulyasiyasına əsaslanır.

Bəzi ulduzlar yalnız bəzi aktiv zonalarda heliumu sintez edə bilirlər ki, bu da onların qeyri-sabitliyinə və güclü ulduz küləklərinə səbəb olur. Bu zaman planetar dumanlığın əmələ gəlməsi baş vermir və ulduz yalnız buxarlanır, hətta qəhvəyi cırtdandan da kiçik olur. ] .

Kütləsi 0,5 günəş kütləsindən az olan bir ulduz, nüvəsində hidrogenin iştirak etdiyi reaksiyalar dayandırıldıqdan sonra belə heliumu çevirə bilmir - belə bir ulduzun kütləsi cazibə sıxlığının yeni mərhələsini təmin etmək üçün kifayət qədər kiçikdir. alovlanma" helium. Bu ulduzlara Proxima Centauri kimi qırmızı cırtdanlar daxildir ki, onların əsas ardıcıllıq müddəti on milyardlarla on trilyonlarla il arasında dəyişir. Nüvələrində termonüvə reaksiyaları dayandırıldıqdan sonra, onlar tədricən soyuyaraq, elektromaqnit spektrinin infraqırmızı və mikrodalğalı diapazonlarında zəif şüalanmaya davam edəcəklər.

orta ölçülü ulduzlar

Çatdıqda orta ölçülü ulduz (0,4 ilə 3,4 günəş kütləsi arasında) [ ] qırmızı nəhəng fazasının nüvəsində hidrogen bitir və heliumdan karbon sintezi reaksiyaları başlayır. Bu proses daha yüksək temperaturda baş verir və buna görə də nüvədən gələn enerji axını artır və nəticədə ulduzun xarici təbəqələri genişlənməyə başlayır. Karbon sintezinin başlanğıcı bir ulduzun həyatında yeni bir mərhələni qeyd edir və bir müddət davam edir. Günəş ölçüsünə yaxın bir ulduz üçün bu proses təxminən bir milyard il çəkə bilər.

Şüalanan enerjinin miqdarının dəyişməsi ulduzun qeyri-sabitlik dövrlərindən keçməsinə səbəb olur, o cümlədən ölçüsündə, səthinin temperaturunda və enerji buraxılışında dəyişikliklər. Enerjinin sərbəst buraxılması aşağı tezlikli radiasiyaya doğru keçirilir. Bütün bunlar güclü ulduz küləkləri və güclü pulsasiyalar səbəbindən artan kütlə itkisi ilə müşayiət olunur. Bu fazadakı ulduzlara "gec tipli ulduzlar" (həmçinin "təqaüdə çıxmış ulduzlar") deyilir. OH-IR ulduzları və ya Miraya bənzər ulduzlar, dəqiq xüsusiyyətlərindən asılı olaraq. Atılan qaz ulduzun daxili hissəsində əmələ gələn oksigen və karbon kimi ağır elementlərlə nisbətən zəngindir. Qaz genişlənən qabıq əmələ gətirir və ulduzdan uzaqlaşdıqca soyuyaraq toz hissəciklərinin və molekullarının əmələ gəlməsinə şərait yaradır. Mənbə ulduzundan güclü infraqırmızı şüalanma ilə belə qabıqlarda kosmik maserlərin aktivləşməsi üçün ideal şərait yaranır.

Helium birləşmə reaksiyaları temperatura çox həssasdır. Bəzən bu, böyük qeyri-sabitliyə gətirib çıxarır. Ən güclü pulsasiyalar yaranır ki, bu da nəticədə xarici təbəqələrə atılmaq və planetar dumanlığa çevrilmək üçün kifayət qədər sürət verir. Belə bir dumanlığın mərkəzində, termonüvə reaksiyalarının dayandığı ulduzun çılpaq nüvəsi qalır və soyuduqca, bir qayda olaraq, 0,5-0,6 günəşə qədər kütləsi olan helium ağ cırtdanına çevrilir. kütlələri və Yerin diametri sırasının diametri.

Günəş də daxil olmaqla ulduzların böyük əksəriyyəti degenerasiya olunmuş elektronların təzyiqi cazibə qüvvəsini tarazlayana qədər büzülərək təkamülünü tamamlayır. Bu vəziyyətdə ulduzun ölçüsü yüz dəfə azaldıqda və sıxlığı sudan milyon dəfə çox olduqda, ulduza ağ cırtdan deyilir. Enerji mənbələrindən məhrum olur və tədricən soyuyaraq görünməz qara cırtdana çevrilir.

Günəşdən daha kütləsi olan ulduzlarda tənəzzülə uğramış elektronların təzyiqi nüvənin daha da sıxılmasını dayandıra bilmir və elektronlar atom nüvələrinə “basmağa” başlayır, bu da protonları neytronlara çevirir, onların arasında elektrostatik itələmə qüvvəsi yoxdur. Maddənin bu cür neytronlaşması ona gətirib çıxarır ki, indi əslində bir nəhəng atom nüvəsi olan ulduzun ölçüsü bir neçə kilometrlə ölçülür və sıxlığı suyun sıxlığından 100 milyon dəfə yüksəkdir. Belə bir obyekt neytron ulduzu adlanır; onun tarazlığı pozulmuş neytron maddənin təzyiqi ilə saxlanılır.

superkütləli ulduzlar

Kütləsi beş günəş kütləsindən çox olan ulduz qırmızı supernəhəng mərhələsinə daxil olduqdan sonra onun nüvəsi cazibə qüvvələrinin təsiri altında kiçilməyə başlayır. Sıxılma artdıqca temperatur və sıxlıq artır və termonüvə reaksiyalarının yeni ardıcıllığı başlayır. Belə reaksiyalarda getdikcə daha ağır elementlər sintez olunur: helium, karbon, oksigen, silikon və dəmir, nüvənin dağılmasını müvəqqəti dayandırır.

Nəticədə, Dövri Cədvəlin getdikcə daha çox ağır elementləri əmələ gəldikcə, dəmir-56 silikondan sintez edilir. Bu mərhələdə daha da ekzotermik termonüvə sintezi qeyri-mümkün olur, çünki dəmir-56 nüvəsi maksimum kütlə qüsuruna malikdir və enerjinin ayrılması ilə daha ağır nüvələrin əmələ gəlməsi mümkün deyil. Odur ki, ulduzun dəmir nüvəsi müəyyən ölçüyə çatdıqda, onun içindəki təzyiq artıq ulduzun üstündəki təbəqələrinin ağırlığına tab gətirə bilmir və onun maddəsinin neytronlaşması ilə nüvənin dərhal çökməsi baş verir.

Bundan sonra nə olacağı hələ tam aydın deyil, lakin hər halda, bir neçə saniyə ərzində gedən proseslər inanılmaz gücə malik fövqəlnova partlayışına səbəb olur.

Güclü neytrino reaktivləri və fırlanan maqnit sahəsi ulduzun topladığı materialın çoxunu itələyir. [ ] - dəmir və yüngül elementlər daxil olmaqla, oturma elementləri adlanır. Genişlənən maddə ulduz nüvəsindən yayılan neytronlar tərəfindən bombalanır, onları tutur və bununla da urana (və bəlkə də Kaliforniyaya) qədər radioaktiv elementlər də daxil olmaqla dəmirdən daha ağır elementlər toplusunu yaradır. Beləliklə, fövqəlnova partlayışları ulduzlararası maddədə dəmirdən daha ağır elementlərin mövcudluğunu izah edir, lakin bu, onların əmələ gəlməsinin yeganə mümkün yolu deyil, məsələn, texnetium ulduzları tərəfindən nümayiş etdirilir.

partlayış dalğası və neytrinoların reaktivləri maddəni ölməkdə olan ulduzdan uzaqlaşdırır [ ] ulduzlararası fəzaya. Sonradan, soyuduqca və kosmosda səyahət edərkən, bu fövqəlnova materialı digər kosmos “qırıntıları” ilə toqquşa və bəlkə də yeni ulduzların, planetlərin və ya peyklərin yaranmasında iştirak edə bilər.

Fövqəlnovanın əmələ gəlməsi zamanı baş verən proseslər hələ də tədqiq olunur və hələlik bu məsələ aydın deyil. Orijinal ulduzdan əslində nəyin qaldığı da sual altındadır. Bununla belə, iki variant nəzərdən keçirilir: neytron ulduzları və qara dəliklər.

neytron ulduzları

Məlumdur ki, bəzi fövqəlnovalarda supernəhəngin daxili hissəsində güclü cazibə qüvvəsi elektronların atom nüvəsi tərəfindən udulmasına səbəb olur və burada onlar protonlarla birləşərək neytronlar əmələ gətirirlər. Bu proses neytronlaşma adlanır. Yaxınlıqdakı nüvələri ayıran elektromaqnit qüvvələr yox olur. Bir ulduzun nüvəsi indi atom nüvələrindən və fərdi neytronlardan ibarət sıx bir topdur.

Neytron ulduzları kimi tanınan belə ulduzlar olduqca kiçikdir - böyük bir şəhərdən böyük deyil - və ağlasığmaz dərəcədə yüksək sıxlığa malikdir. Ulduzun ölçüsü azaldıqca (bucaq momentumunun saxlanması səbəbindən) onların orbital dövrü son dərəcə qısa olur. Bəzi neytron ulduzları saniyədə 600 dövrə vurur. Onlardan bəziləri üçün radiasiya vektoru ilə fırlanma oxu arasındakı bucaq elə ola bilər ki, Yer bu şüalanmanın yaratdığı konusa düşsün; bu halda ulduzun fırlanma müddətinə bərabər zaman intervallarında təkrarlanan şüalanma impulsunu qeyd etmək mümkündür. Belə neytron ulduzları "pulsar" adlandırdılar və ilk kəşf edilmiş neytron ulduzları oldular.

Qara dəliklər

Fövqəlnova partlayışının fazasını keçən bütün ulduzlar neytron ulduzuna çevrilmir. Əgər ulduz kifayət qədər böyük kütləyə malikdirsə, onda belə bir ulduzun çökməsi davam edəcək və onun radiusu Schwarzschild radiusundan az olana qədər neytronlar özləri içəriyə doğru düşməyə başlayacaqlar. Bundan sonra ulduz olur qara dəlik.

Qara dəliklərin mövcudluğu ümumi nisbilik nəzəriyyəsi ilə proqnozlaşdırılırdı. Bu nəzəriyyəyə görə,

Yuxarı sağ küncdə bir nöqtəni tutur: böyük parlaqlığa malikdir və aşağı temperatur. Əsas şüalanma infraqırmızı diapazonda baş verir. Soyuq toz qabığından gələn radiasiya bizə çatır. Təkamül prosesində ulduzun diaqramdakı mövqeyi dəyişəcək. Bu mərhələdə yeganə enerji mənbəyi qravitasiya daralmasıdır. Beləliklə, ulduz y oxuna paralel olaraq kifayət qədər sürətlə hərəkət edir.

Səthin temperaturu dəyişmir, lakin radius və parlaqlıq azalır. Ulduzun mərkəzindəki temperatur yüksəlir, reaksiyaların yüngül elementlərlə başladığı bir dəyərə çatır: litium, berilyum, bor, tez yanar, lakin sıxılmanı yavaşlatmağı bacarır. Tras y oxuna paralel fırlanır, ulduzun səthində temperatur yüksəlir və parlaqlıq demək olar ki, sabit qalır. Nəhayət, ulduzun mərkəzində hidrogendən helium əmələ gəlməsi (hidrogenin yanması) reaksiyaları başlayır. Ulduz əsas ardıcıllığa daxil olur.

İlkin mərhələnin müddəti ulduzun kütləsi ilə müəyyən edilir. Günəş kimi ulduzlar üçün təxminən 1 milyon il, kütləsi 10 olan ulduz üçün M☉ təxminən 1000 dəfə kiçik və kütləsi 0,1 olan ulduz üçün M☉ minlərlə dəfə çox.

Kiçik kütləli gənc ulduzlar

Təkamülünün başlanğıcında az kütləli bir ulduzun parlaq nüvəsi və konvektiv zərfi var (şək. 82, I).

Əsas ardıcıllıq mərhələsində, ulduz hidrogenin heliuma çevrilməsinin nüvə reaksiyalarında enerjinin sərbəst buraxılması səbəbindən parlayır. Hidrogen tədarükü kütləsi 1 olan ulduzun parlaqlığını təmin edir M☉ Təxminən 10 10 il ərzində. Kütləsi daha böyük olan ulduzlar hidrogeni daha tez istehlak edirlər: məsələn, kütləsi 10 olan ulduz M☉ hidrogeni 10 7 ildən az müddətdə istifadə edəcək (parlaqlıq kütlənin dördüncü gücünə mütənasibdir).

az kütləli ulduzlar

Hidrogen yandıqca ulduzun mərkəzi bölgələri güclü şəkildə sıxılır.

Yüksək kütləli ulduzlar

Əsas ardıcıllığa daxil olduqdan sonra böyük kütləli ulduzun təkamülü (>1,5 M☉) ulduzun daxili hissəsində nüvə yanacağının yanma şəraiti ilə müəyyən edilir. Əsas ardıcıllıq mərhələsində bu, hidrogenin yanmasıdır, lakin aşağı kütləli ulduzlardan fərqli olaraq, nüvədə karbon-azot dövrünün reaksiyaları üstünlük təşkil edir. Bu dövrədə C və N atomları katalizator rolunu oynayır. Belə bir dövrün reaksiyalarında enerjinin sərbəst buraxılma sürəti ilə mütənasibdir T 17. Buna görə də nüvədə enerji ötürülməsinin radiasiya ilə həyata keçirildiyi zona ilə əhatə olunmuş konvektiv nüvə yaranır.

Böyük kütləli ulduzların parlaqlığı Günəşin parlaqlığından qat-qat yüksəkdir və hidrogen daha sürətli istehlak olunur. Bu, belə ulduzların mərkəzində temperaturun da xeyli yüksək olması ilə bağlıdır.

Konvektiv nüvənin maddəsində hidrogenin nisbəti azaldıqca enerjinin buraxılma sürəti də azalır. Lakin sərbəst buraxılma sürəti parlaqlıqla müəyyən edildiyi üçün nüvə kiçilməyə başlayır və enerjinin buraxılma sürəti sabit qalır. Eyni zamanda, ulduz genişlənir və qırmızı nəhənglər bölgəsinə keçir.

az kütləli ulduzlar

Hidrogen tamamilə yandıqda, az kütləli bir ulduzun mərkəzində kiçik bir helium nüvəsi meydana gəlir. Nüvədə maddənin sıxlığı və temperaturu müvafiq olaraq 10 9 kq/m və 10 8 K-ə çatır. Hidrogenin yanması nüvənin səthində baş verir. Nüvədəki temperatur yüksəldikcə hidrogenin yanma sürəti artır və parlaqlıq artır. Parlaq zona tədricən yox olur. Və konvektiv axınların sürətinin artması səbəbindən ulduzun xarici təbəqələri şişir. Onun ölçüsü və parlaqlığı artır - ulduz qırmızı nəhəngə çevrilir (şək. 82, II).

Yüksək kütləli ulduzlar

Böyük kütləli bir ulduzun hidrogeni tamamilə tükəndikdə, nüvədə üçlü helium reaksiyası və eyni zamanda oksigen əmələ gəlməsi reaksiyası başlayır (3He => C və C + He => 0). Eyni zamanda, hidrogen helium nüvəsinin səthində yanmağa başlayır. Birinci təbəqə mənbəyi görünür.

Helium tədarükü çox tez tükənir, çünki hər elementar aktda təsvir olunan reaksiyalarda nisbətən az enerji ayrılır. Şəkil təkrarlanır və ulduzda iki təbəqə mənbəyi görünür və nüvədə C + C => Mg reaksiyası başlayır.

Bu vəziyyətdə təkamül yolu çox mürəkkəbdir (şək. 84). Hertzsprung-Russell diaqramında ulduz nəhənglərin ardıcıllığı boyunca hərəkət edir və ya (super nəhəng bölgədə çox böyük kütlə ilə) vaxtaşırı bir sefeyə çevrilir.

Köhnə aşağı kütləli ulduzlar

Kütləsi az olan bir ulduzda nəhayət, müəyyən səviyyədə konvektiv axının sürəti ikinciyə çatır. kosmik sürət, qabıq qopur və ulduz planetar dumanlıqla əhatə olunmuş ağ cırtdana çevrilir.

Hertzsprung-Russell diaqramında aşağı kütləli ulduzun təkamül yolu Şəkil 83-də göstərilmişdir.

Yüksək kütləli ulduzların ölümü

Təkamülün sonunda böyük kütləli ulduz çox mürəkkəb bir quruluşa malikdir. Hər təbəqənin özünəməxsus kimyəvi tərkibi var, bir neçə təbəqə mənbəyində nüvə reaksiyaları baş verir və mərkəzdə dəmir nüvəsi əmələ gəlir (şək. 85).

Dəmirlə nüvə reaksiyaları getmir, çünki onlar enerjinin xərclənməsini (və buraxılmamasını) tələb edir. Buna görə də, dəmir nüvəsi sürətlə sıxılır, içindəki temperatur və sıxlıq artır, fantastik dəyərlərə çatır - 10 9 K temperatur və 10 9 kq / m 3 təzyiq. saytdan material

Bu anda nüvədə eyni vaxtda və çox sürətlə (görünür, dəqiqələrlə) gedən iki ən mühüm proses başlayır. Birincisi, nüvələrin toqquşması zamanı dəmir atomlarının 14 helium atomuna parçalanması, ikincisi, elektronların protonlara "sıxılması" və neytronların əmələ gəlməsidir. Hər iki proses enerjinin udulması ilə bağlıdır və nüvədəki temperatur (həmçinin təzyiq) dərhal aşağı düşür. Ulduzun xarici təbəqələri mərkəzə doğru enməyə başlayır.

Xarici təbəqələrin düşməsi onlarda temperaturun kəskin artmasına səbəb olur. Hidrogen, helium, karbon yanmağa başlayır. Bu, mərkəzi nüvədən gələn güclü neytron axını ilə müşayiət olunur. Nəticədə, ulduzun kaliforniuma qədər bütün ağır elementləri ehtiva edən xarici təbəqələrini ataraq güclü nüvə partlayışı baş verir. Müasir baxışlara görə, ağır kimyəvi elementlərin bütün atomları (yəni heliumdan daha ağır) Kainatda məhz alovlarda əmələ gəlmişdir.