තරු පරිණාමය වන්නේ කෙසේද? තාරකා පරිණාමය - එය ක්‍රියා කරන ආකාරය තාරකා පරිණාමය යනු කුමක්ද?

ස්වභාවධර්මයේ ඇති ඕනෑම ශරීරයක් මෙන් තාරකාවලටද නොවෙනස්ව පැවතිය නොහැක. ඔවුන් ඉපදී, වර්ධනය වී අවසානයේ "මැරෙනවා". තාරකාවන්ගේ පරිණාමය වසර බිලියන ගණනක් ගත වන නමුත් ඒවා නිර්මාණය වූ කාලය පිළිබඳ විවාදයක් පවතී. මීට පෙර, තාරකා විද්‍යාඥයින් විශ්වාස කළේ තරු දූවිලි වලින් ඔවුන්ගේ “උපතේ” ක්‍රියාවලිය වසර මිලියන ගණනක් ගත වූ නමුත් බොහෝ කලකට පෙර මහා ඔරියන් නිහාරිකාවෙන් අහස කලාපයේ ඡායාරූප ලබා ගත් බවයි. වසර ගණනාවක් පුරා, කුඩා

1947 ඡායාරුප මගින් මෙම ස්ථානයේ තරු වැනි කුඩා වස්තූන් සමූහයක් පෙන්නුම් කරන ලදී. 1954 වන විට, ඒවායින් සමහරක් දැනටමත් දිගටි වී ඇති අතර, වසර පහකට පසු මෙම වස්තූන් වෙන් වෙන් වශයෙන් කැඩී ගියේය. මේ අනුව, ප්රථම වතාවට, තාරකා විද්යාඥයින්ගේ ඇස් ඉදිරිපිට තරු උපත ක්රියාවලිය වචනාර්ථයෙන් සිදු විය.

තාරකාවල ව්‍යුහය සහ පරිණාමය විස්තරාත්මකව බලමු, ඒවායේ නිමක් නැති, මානව ප්‍රමිතීන්ට අනුව, ජීවිතය ආරම්භ වී අවසන් වේ.

සාම්ප්‍රදායිකව, විද්‍යාඥයින් උපකල්පනය කරන්නේ වායු හා දූවිලි වලාකුළු ඝනීභවනය වීමේ ප්‍රතිඵලයක් ලෙස තාරකා සෑදී ඇති බවයි. ගුරුත්වාකර්ෂණ බලයේ බලපෑම යටතේ, ප්රතිඵලයක් ලෙස වලාකුළු වලින් විනිවිද නොපෙනෙන වලාකුළක් සෑදී ඇත. ගෑස් බෝලය, ව්යුහය තුළ ඝන. එහි අභ්‍යන්තර පීඩනයට එය සම්පීඩනය කරන ගුරුත්වාකර්ෂණ බලය සමතුලිත කළ නොහැක. ක්‍රමක්‍රමයෙන් බෝලය සංකෝචනය වන තරමට තාරකා අභ්‍යන්තරයේ උෂ්ණත්වය ඉහළ යන අතර පන්දුව ඇතුළත ඇති උණුසුම් වායුවේ පීඩනය බාහිර බලවේග සමතුලිත කරයි. මෙයින් පසු, සම්පීඩනය නතර වේ. මෙම ක්‍රියාවලියේ කාලසීමාව තාරකාවේ ස්කන්ධය මත රඳා පවතින අතර සාමාන්‍යයෙන් වසර මිලියන දෙකේ සිට සිය ගණනක් දක්වා පරාසයක පවතී.

තරු වල ව්‍යුහය මගින් ඒවායේ මධ්‍යයේ ඉතා ඉහළ උෂ්ණත්වයන් ඇඟවුම් කරයි, එය අඛණ්ඩ තාප න්‍යෂ්ටික ක්‍රියාවලීන් සඳහා දායක වේ (ඒවා සාදන හයිඩ්‍රජන් හීලියම් බවට හැරේ). තරු වලින් තීව්‍ර විකිරණ ඇති කරන්නේ මෙම ක්‍රියාවලීන් ය. ඔවුන් පවතින හයිඩ්‍රජන් සැපයුම පරිභෝජනය කරන කාලය තීරණය වන්නේ ඒවායේ ස්කන්ධයෙනි. විකිරණ කාලසීමාව ද මේ මත රඳා පවතී.

හයිඩ්‍රජන් සංචිත ක්ෂය වූ විට තරු වල පරිණාමය ගොඩනැගීමේ අවස්ථාවට ළඟා වේ.මෙය සිදු වන්නේ පහත පරිදිය. ශක්තිය මුදා හැරීම නැවැත්වීමෙන් පසු ගුරුත්වාකර්ෂණ බලය හරය සම්පීඩනය කිරීමට පටන් ගනී. ඒ සමගම, තාරකාව ප්රමාණයෙන් සැලකිය යුතු ලෙස වැඩි වේ. ක්‍රියාවලිය අඛණ්ඩව සිදුවන විට දීප්තිය ද වැඩි වේ, නමුත් හරයේ මායිමේ තුනී ස්ථරයක පමණි.

මෙම ක්‍රියාවලිය සමඟ සංකෝචනය වන හීලියම් හරයේ උෂ්ණත්වය ඉහළ යාම සහ හීලියම් න්‍යෂ්ටි කාබන් න්‍යෂ්ටි බවට පරිවර්තනය වේ.

අපේ සූර්යයා වසර බිලියන අටකින් රතු යෝධයෙකු බවට පත් විය හැකි බවට අනාවැකි පළ කර ඇත. එහි අරය දස ගුණයකින් වැඩි වන අතර එහි දීප්තිය වත්මන් මට්ටමට සාපේක්ෂව සිය ගුණයකින් වැඩි වනු ඇත.

තාරකාවක ආයු කාලය, දැනටමත් සඳහන් කර ඇති පරිදි, එහි ස්කන්ධය මත රඳා පවතී. සූර්යයාට වඩා අඩු ස්කන්ධයක් ඇති වස්තූන් ඔවුන්ගේ සංචිත ඉතා ආර්ථික වශයෙන් "භාවිතා කරයි", එබැවින් ඒවා වසර බිලියන දස දහස් ගණනක් බැබළෙන්නට පුළුවන.

තාරකාවන්ගේ පරිණාමය අවසන් වන්නේ තාරකා ගොඩනැගීමත් සමඟය.මෙය සිදුවන්නේ සූර්යයාගේ ස්කන්ධයට ආසන්න ස්කන්ධයක් ඇති අයටයි. එය 1.2 නොඉක්මවයි.

යෝධ තරු ඔවුන්ගේ න්‍යෂ්ටික ඉන්ධන සැපයුම ඉක්මනින් ක්ෂය කිරීමට නැඹුරු වේ. මෙය විශේෂයෙන් පිටත කවච වැගිරීම හේතුවෙන් සැලකිය යුතු ස්කන්ධයක් අහිමි වේ. එහි ප්‍රතිඵලයක් ලෙස න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා සම්පූර්ණයෙන්ම නතර වූ ක්‍රමයෙන් සිසිල් වන මධ්‍යම කොටසක් පමණක් ඉතිරි වේ. කාලයත් සමඟ එවැනි තාරකා විමෝචනය නතර කර නොපෙනී යයි.

නමුත් සමහර විට තරු වල සාමාන්‍ය පරිණාමය සහ ව්‍යුහය කඩාකප්පල් වේ. බොහෝ විට මෙය සියලු වර්ගවල තාප න්යෂ්ටික ඉන්ධන අවසන් කර ඇති දැවැන්ත වස්තූන් ගැන සැලකිලිමත් වේ. එවිට ඒවා නියුට්‍රෝන බවට පරිවර්තනය කළ හැකිය, නැතහොත් විද්‍යාඥයන් මෙම වස්තූන් ගැන වැඩි වැඩියෙන් ඉගෙන ගන්නා තරමට නව ප්‍රශ්න මතු වේ.

තරු, මිනිසුන් මෙන්, අලුත උපන්, තරුණ, මහලු විය හැක. සෑම මොහොතකම සමහර තරු මිය යන අතර අනෙක් ඒවා සෑදී ඇත. සාමාන්යයෙන් ඔවුන්ගෙන් බාලයා සූර්යයාට සමාන වේ. ඒවා සෑදීමේ අවධියේ පවතින අතර ඇත්ත වශයෙන්ම ප්‍රෝටෝස්ටාර් වේ. තාරකා විද්‍යාඥයින් ඒවා හඳුන්වන්නේ T-Taurus තරු ලෙසයි. ඒවායේ ගුණාංග අනුව - උදාහරණයක් ලෙස, දීප්තිය - ප්‍රොටෝස්ටාර්ස් විචල්‍ය වේ, මන්ද ඒවායේ පැවැත්ම තවමත් ස්ථාවර අවධියකට පැමිණ නැත. ඔවුන්ගෙන් බොහෝ දෙනෙක් වටා විශාල ද්රව්ය ප්රමාණයක් ඇත. T වර්ගයේ තරු වලින් බලවත් සුළං ධාරා නිකුත් වේ.

ප්‍රෝටෝස්ටාර්ස්: ඔවුන්ගේ ජීවන චක්‍රයේ ආරම්භය

ප්‍රෝටෝස්ටාර් මතුපිටට පදාර්ථය වැටුනහොත් එය ඉක්මනින් දැවී තාපය බවට පත් වේ. එහි ප්‍රතිඵලයක් ලෙස ප්‍රෝටෝස්ටාර්වල උෂ්ණත්වය නිරන්තරයෙන් වැඩි වේ. තාරකාවේ මධ්‍යයේ න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා ක්‍රියාත්මක වන තරමට එය ඉහළ යන විට, ප්‍රෝටෝස්ටාර් සාමාන්‍ය එකක තත්ත්වය ලබා ගනී. න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා ආරම්භයත් සමඟ තාරකාවට දිගු කාලයක් එහි ජීවයට ආධාර කරන නියත ශක්ති ප්‍රභවයක් ඇත. විශ්වයේ තාරකාවක ජීව චක්‍රය කොපමණ කාලයක් පවතින්නේද යන්න එහි මුල් ප්‍රමාණය මත රඳා පවතී. කෙසේ වෙතත්, සූර්යයාගේ විෂ්කම්භය සහිත තාරකාවලට වසර බිලියන 10 ක් පමණ සුවපහසු ලෙස පැවතීමට ප්රමාණවත් ශක්තියක් ඇති බව විශ්වාස කෙරේ. එසේ තිබියදීත්, ඊටත් වඩා දැවැන්ත තාරකා ජීවත් වන්නේ වසර මිලියන කිහිපයක් පමණක් බව ද සිදු වේ. මෙයට හේතුව ඔවුන් තම ඉන්ධන ඉතා වේගයෙන් දහනය කිරීමයි.

සාමාන්‍ය ප්‍රමාණයේ තරු

සෑම තාරකාවක්ම උණුසුම් වායු පොකුරක් වේ. ඔවුන්ගේ ගැඹුරේ, න්යෂ්ටික ශක්තිය උත්පාදනය කිරීමේ ක්රියාවලිය නිරන්තරයෙන් සිදු වේ. කෙසේ වෙතත්, සියලුම තරු සූර්යයා මෙන් නොවේ. ප්රධාන වෙනස්කම් වලින් එකක් වන්නේ වර්ණයයි. තරු කහ පමණක් නොව, නිල් සහ රතු පාටයි.

දීප්තිය සහ දීප්තිය

ඔවුන් බැබළීම සහ දීප්තිය වැනි ලක්ෂණ වලින් ද වෙනස් වේ. පෘථිවි පෘෂ්ඨයෙන් නිරීක්ෂණය කරන ලද තාරකාවක් කෙතරම් දීප්තිමත් වේද යන්න රඳා පවතින්නේ එහි දීප්තිය මත පමණක් නොව, අපගේ ග්රහලෝකයෙන් ඇති දුර මතය. පෘථිවියේ සිට ඇති දුර අනුව, තාරකාවලට සම්පූර්ණයෙන්ම වෙනස් දීප්තියක් තිබිය හැකිය. මෙම දර්ශකය සූර්යයාගේ දීප්තියෙන් දසදහසෙන් එකක සිට සූර්යයන් මිලියනයකට වඩා සැසඳිය හැකි දීප්තිය දක්වා විහිදේ.

බොහෝ තරු මෙම වර්ණාවලියේ පහළ කෙළවරේ, අඳුරු වේ. බොහෝ ආකාරවලින්, සූර්යයා සාමාන්ය, සාමාන්ය තරුවකි. කෙසේ වෙතත්, අනෙක් ඒවාට සාපේක්ෂව, එය වඩා විශාල දීප්තියකින් යුක්ත වේ. පියවි ඇසින් පවා අඳුරු තාරකා විශාල සංඛ්යාවක් නිරීක්ෂණය කළ හැකිය. තාරකාවල දීප්තිය වෙනස් වීමට හේතුව ඒවායේ ස්කන්ධයයි. කාලයත් සමඟ වර්ණය, බැබළීම සහ දීප්තිය වෙනස් වීම ද්‍රව්‍ය ප්‍රමාණය අනුව තීරණය වේ.

තරු වල ජීවන චක්‍රය පැහැදිලි කිරීමට උත්සාහ කරයි

මිනිසුන් බොහෝ කලක සිට තාරකාවල ජීවය සොයා ගැනීමට උත්සාහ කර ඇත, නමුත් විද්යාඥයින්ගේ පළමු උත්සාහයන් තරමක් භයානක විය. පළමු අත්තිකාරම වූයේ ගුරුත්වාකර්ෂණ සංකෝචනය පිළිබඳ Helmholtz-Kelvin කල්පිතයට ලේන් නියමය යෙදීමයි. මෙය තාරකා විද්‍යාවට නව අවබෝධයක් ගෙන ආවේය: න්‍යායාත්මකව, ඝනත්වය වැඩිවීම සම්පීඩන ක්‍රියාවලීන් මන්දගාමී වන තෙක් තාරකාවක උෂ්ණත්වය වැඩි විය යුතුය (එහි දර්ශකය තරුවේ අරයට ප්‍රතිලෝමව සමානුපාතික වේ). එවිට බලශක්ති පරිභෝජනය එහි ආදායමට වඩා වැඩි වනු ඇත. මේ මොහොතේ, තාරකාව වේගයෙන් සිසිල් වීමට පටන් ගනී.

තාරකාවල ජීවිතය පිළිබඳ උපකල්පන

තාරකාවක ජීවන චක්‍රය පිළිබඳ මුල් උපකල්පනයක් ඉදිරිපත් කරන ලද්දේ තාරකා විද්‍යාඥ නෝමන් ලොක්යර් විසිනි. ඔහු විශ්වාස කළේ තාරකා ඇතිවන්නේ උල්කාපාත පදාර්ථ වලින් බවයි. එපමණක් නොව, ඔහුගේ කල්පිතයේ විධිවිධාන පදනම් වූයේ තාරකා විද්‍යාවේ පවතින න්‍යායික නිගමන මත පමණක් නොව, තාරකා පිළිබඳ වර්ණාවලි විශ්ලේෂණයේ දත්ත මත ය. පරිණාමයට සහභාගී වන රසායනික මූලද්‍රව්‍ය බව ලොක්යර්ට ඒත්තු ගියේය ආකාශ වස්තූන්, මූලික අංශු වලින් සමන්විත වේ - "ප්රෝටෝලමන්ට්". නූතන නියුට්‍රෝන, ප්‍රෝටෝන සහ ඉලෙක්ට්‍රෝන මෙන් නොව ඒවාට සාමාන්‍යයක් නොව තනි චරිතයක් ඇත. උදාහරණයක් ලෙස, Lockyer ට අනුව, හයිඩ්‍රජන් "ප්‍රෝටෝහයිඩ්‍රජන්" ලෙස හඳුන්වන දේ බවට ක්ෂය වේ; යකඩ "ප්රෝටෝ-යකඩ" බවට පත් වේ. වෙනත් තාරකා විද්‍යාඥයින් ද තාරකාවක ජීවන චක්‍රය විස්තර කිරීමට උත්සාහ කළහ, උදාහරණයක් ලෙස ජේම්ස් හොප්වුඩ්, යාකොව් සෙල්ඩොවිච්, ෆ්‍රෙඩ් හොයිල්.

යෝධ තරු සහ වාමන තරු

විශාල තරු උණුසුම්ම හා දීප්තිමත්ම වේ. ඒවා සාමාන්යයෙන් සුදු හෝ නිල් පැහැති පෙනුමකි. ඒවා ප්‍රමාණයෙන් යෝධ වුවද, ඒවා තුළ ඇති ඉන්ධන ඉතා ඉක්මණින් දහනය වන අතර එය වසර මිලියන කිහිපයකින් ඔවුන්ට අහිමි වේ.

යෝධ තරු වලට වඩා කුඩා තරු සාමාන්‍යයෙන් එතරම් දීප්තිමත් නොවේ. ඔවුන් රතු පැහැයෙන් යුක්ත වන අතර දිගු කාලයක් ජීවත් වේ - වසර බිලියන ගණනක්. නමුත් අහසේ දීප්තිමත් තරු අතර රතු සහ තැඹිලි ද ඇත. උදාහරණයක් ලෙස ඇල්ඩෙබරන් තාරකාව - ටෝරස් තාරකා මණ්ඩලයේ පිහිටා ඇති ඊනියා “ගොනාගේ ඇස”; ඒ වගේම වෘශ්චික රාශියේ. Sirius වැනි උණුසුම් තරු සමග දීප්තියෙන් තරඟ කිරීමට මෙම සිසිල් තරු සමත් වන්නේ ඇයි?

මෙයට හේතුව ඒවා වරක් විශාල ලෙස ප්‍රසාරණය වූ අතර ඒවායේ විෂ්කම්භය විශාල රතු තරු (සුපිරි යෝධයන්) ඉක්මවා යාමට පටන් ගැනීමයි. විශාල ප්‍රදේශය මෙම තාරකාවලට සූර්යයාට වඩා විශාල ශක්තියක් විමෝචනය කිරීමට ඉඩ සලසයි. මෙය ඔවුන්ගේ උෂ්ණත්වය බෙහෙවින් අඩු බව නොතකා ය. නිදසුනක් ලෙස, ඔරියන් තාරකා මණ්ඩලයේ පිහිටා ඇති Betelgeuse හි විෂ්කම්භය සූර්යයාගේ විෂ්කම්භයට වඩා සිය ගුණයකින් විශාල වේ. සාමාන්‍ය රතු තරු වල විෂ්කම්භය සාමාන්‍යයෙන් සූර්යයාගේ ප්‍රමාණයෙන් දශමයක්වත් නොවේ. එවැනි තරු වාමන ලෙස හැඳින්වේ. සෑම ආකාශ වස්තුවකටම මේ ආකාරයේ තරු ජීවන චක්‍ර හරහා යා හැකිය - එකම තාරකාව එහි ජීවිතයේ විවිධ අවස්ථා වලදී රතු යෝධයෙකු සහ වාමනයෙකු විය හැකිය.

රීතියක් ලෙස, සූර්යයා වැනි දීප්තිමත් ඒවායේ පැවැත්මට සහාය වන්නේ ඇතුළත ඇති හයිඩ්‍රජන් නිසාය. එය තාරකාවේ න්‍යෂ්ටික හරය තුළ හීලියම් බවට හැරේ. සූර්යයා සතුව විශාල ඉන්ධන ප්‍රමාණයක් ඇත, නමුත් එය පවා අසීමිත නොවේ - පසුගිය වසර බිලියන පහ තුළ, සැපයුමෙන් අඩක් භාවිතා කර ඇත.

තරු වල ආයු කාලය. තරු වල ජීවන චක්‍රය

තාරකාවක් තුළ ඇති හයිඩ්‍රජන් සැපයුම ක්ෂය වූ පසු විශාල වෙනස්කම් සිදුවේ. ඉතිරි හයිඩ්‍රජන් දහනය වීමට පටන් ගන්නේ එහි හරය තුළ නොව මතුපිටින් ය. ඒ අතරම, තාරකාවක ආයු කාලය එන්න එන්නම කෙටි වේ. මෙම කාල පරිච්ෙඡ්දය තුළ, තරු චක්රය, අවම වශයෙන් ඔවුන්ගෙන් බොහෝ දෙනෙක්, රතු යෝධ වේදිකාවට ඇතුල් වේ. තාරකාවේ විශාලත්වය විශාල වන අතර, එහි උෂ්ණත්වය, ඊට පටහැනිව, අඩු වේ. බොහෝ රතු යෝධයන් සහ සුපිරි යෝධයන් පෙනී සිටින්නේ එලෙස ය. මෙම ක්‍රියාවලිය විද්‍යාඥයින් තාරකා පරිණාමය ලෙස හඳුන්වන තාරකා වල සිදුවන සාමාන්‍ය වෙනස්කම් අනුපිළිවෙලෙහි කොටසකි. තාරකාවක ජීවන චක්‍රයට එහි සියලු අවධීන් ඇතුළත් වේ: අවසානයේදී, සියලුම තරු වයසට ගොස් මිය යන අතර, ඒවායේ පැවැත්මේ කාලසීමාව ඉන්ධන ප්‍රමාණයෙන් කෙලින්ම තීරණය වේ. විශාල තරු සිය ජීවිතය අවසන් කරන්නේ දැවැන්ත, දර්ශනීය පිපිරීමකින්. වඩා නිහතමානී අය, ඊට පටහැනිව, මිය යන අතර, ක්‍රමයෙන් සුදු වාමන ප්‍රමාණයට හැකිලී යයි. එවිට ඒවා නිකම්ම මැකී යයි.

සාමාන්‍ය තරුවක් කොපමණ කාලයක් ජීවත් වේද? තාරකාවක ජීවන චක්‍රය වසර මිලියන 1.5කට අඩු සිට වසර බිලියන 1ක් හෝ ඊට වැඩි කාලයක් පැවතිය හැක. මේ සියල්ල, පවසා ඇති පරිදි, එහි සංයුතිය හා ප්රමාණය මත රඳා පවතී. සූර්යයා වැනි තාරකා වසර බිලියන 10ත් 16ත් අතර කාලයක් ජීවත් වෙනවා. Sirius වැනි ඉතා දීප්තිමත් තරු, සාපේක්ෂව කෙටි ආයු කාලයක් ඇත - වසර මිලියන සිය ගණනක් පමණි. තරු ජීවන චක්‍ර සටහනට පහත අදියර ඇතුළත් වේ. මෙය අණුක වලාකුළකි - වලාකුළේ ගුරුත්වාකර්ෂණ බිඳවැටීම - සුපර්නෝවා උපත - ප්‍රාග් තාරකාවක පරිණාමය - ප්‍රෝටෝස්ටෙලර් අවධියේ අවසානය. ඉන්පසු අදියර අනුගමනය කරන්න: තරුණ තරු අවධියේ ආරම්භය - මැද-ජීවිතය - පරිණතභාවය - රතු යෝධ වේදිකාව - ග්රහලෝක නිහාරිකාව - සුදු වාමන අවධිය. අවසාන අදියර දෙක කුඩා තරු වල ලක්ෂණයකි.

ග්‍රහලෝක නිහාරිකා වල ස්වභාවය

ඉතින් අපි තරුවක ජීවන චක්‍රය ගැන කෙටියෙන් බැලුවා. නමුත් විශාල රතු යෝධයෙකුගේ සිට සුදු වාමනෙකු බවට පරිවර්තනය වන්නේ කුමක්ද, සමහර විට තරු ඔවුන්ගේ පිටත ස්ථර වැගිරෙන අතර පසුව තාරකාවේ හරය නිරාවරණය වේ. තාරකාව විමෝචනය කරන ශක්තියේ බලපෑම යටතේ ගෑස් කවචය දිලිසෙන්නට පටන් ගනී. මෙම කවචයේ දීප්තිමත් වායු බුබුලු බොහෝ විට ග්‍රහලෝක වටා තැටි මෙන් පෙනෙන නිසා මෙම අදියර එහි නම ලැබුණි. නමුත් ඇත්ත වශයෙන්ම ඔවුන් ග්රහලෝක සමඟ කිසිදු සම්බන්ධයක් නැත. ළමුන් සඳහා තරු වල ජීවන චක්‍රයට සියලුම විද්‍යාත්මක තොරතුරු ඇතුළත් නොවිය හැකිය. කෙනෙකුට විස්තර කළ හැක්කේ ආකාශ වස්තූන්ගේ පරිණාමයේ ප්‍රධාන අවධීන් පමණි.

තරු පොකුරු

තාරකා විද්‍යාඥයින් ගවේෂණය කිරීමට ප්‍රිය කරයි.සියලුම ප්‍රදීපයන් තනි තනිව නොව කණ්ඩායම් වශයෙන් උපදින බවට උපකල්පනයක් ඇත. එකම පොකුරට අයත් තාරකාවලට සමාන ගුණ ඇති බැවින් ඒවා අතර ඇති වෙනස්කම් සත්‍ය මිස පෘථිවියට ඇති දුර නිසා නොවේ. මෙම තාරකා වල කුමන වෙනස්කම් සිදු වුවද, ඒවා එකම වේලාවක සහ සමාන තත්වයන් යටතේ ආරම්භ වේ. විශේෂයෙන්ම ස්කන්ධය මත ඒවායේ ගුණාංගවල යැපීම අධ්යයනය කිරීමෙන් බොහෝ දැනුමක් ලබා ගත හැකිය. සියල්ලට පසු, පොකුරු වල තරු වල වයස සහ පෘථිවියේ සිට ඔවුන්ගේ දුර ආසන්න වශයෙන් සමාන වේ, එබැවින් ඒවා මෙම දර්ශකයේ පමණක් වෙනස් වේ. පොකුරු වෘත්තීය තාරකා විද්‍යාඥයින්ට පමණක් උනන්දුවක් දක්වනු ඇත - සෑම ආධුනිකයෙක්ම ලස්සන ඡායාරූපයක් ගැනීමටත් ග්‍රහලෝකාගාරයේ ඔවුන්ගේ සුවිශේෂී සුන්දර දසුන අගය කිරීමටත් සතුටු වනු ඇත.

අන්තර් තාරකා මාධ්‍යයේ ඝනීභවනය මගින් සෑදී ඇත. නිරීක්ෂණ හරහා, තාරකා විවිධ කාලවලදී මතු වූ බවත් අද දක්වාම පෙනෙන බවත් තීරණය කළ හැකිය.

තාරකාවන්ගේ පරිණාමයේ ප්‍රධාන ගැටළුව වන්නේ ඒවායේ ශක්තියේ මූලාරම්භය පිළිබඳ ප්‍රශ්නය වන අතර එයට ස්තූතිවන්ත වන අතර ඒවා දිලිසෙන අතර විශාල ශක්ති ප්‍රමාණයක් විමෝචනය කරයි. මීට පෙර, තාරකාවල ශක්ති ප්රභවයන් හඳුනා ගැනීම සඳහා නිර්මාණය කරන ලද බොහෝ න්යායන් ඉදිරිපත් කරන ලදී. තාරකා ශක්තියේ අඛණ්ඩ මූලාශ්රයක් අඛණ්ඩ සම්පීඩනය බව විශ්වාස කෙරිණි. මෙම මූලාශ්රය නිසැකවම හොඳයි, නමුත් දිගු කාලයක් සඳහා සුදුසු විකිරණ පවත්වා ගත නොහැක. 20 වන සියවසේ මැද භාගයේදී මෙම ප්රශ්නයට පිළිතුර සොයා ගන්නා ලදී. විකිරණ ප්රභවය තාප න්යෂ්ටික විලයන ප්රතික්රියා වේ. මෙම ප්‍රතික්‍රියා වල ප්‍රතිඵලයක් ලෙස, හයිඩ්‍රජන් හීලියම් බවට පත්වන අතර, මුදා හරින ලද ශක්තිය තාරකාවේ බඩවැල් හරහා ගමන් කරයි, පරිවර්තනය වී අභ්‍යවකාශයට විමෝචනය වේ (උෂ්ණත්වය වැඩි වන තරමට මෙම ප්‍රතික්‍රියා වේගවත් වන බව සඳහන් කිරීම වටී; මෙය උණුසුම් දැවැන්ත තරු ප්‍රධාන අනුපිළිවෙලින් වේගයෙන් පිටවන්නේ ඇයි).

දැන් තරුවක් මතුවීම ගැන සිතන්න...

අන්තර් තාරකා වායුව සහ දූවිලි මාධ්‍ය වලාකුළක් ඝනීභවනය වීමට පටන් ගත්තේය. මෙම වලාකුළෙන් තරමක් ඝන වායු බෝලයක් සෑදී ඇත. බෝලය තුළ ඇති පීඩනයට තවමත් ආකර්ශනීය බලවේග සමතුලිත කිරීමට නොහැකි වී ඇත, එබැවින් එය හැකිලෙනු ඇත (සමහර විට මෙම අවස්ථාවේදී තරුව වටා අඩු ස්කන්ධයක් සහිත පොකුරු සෑදෙනු ඇත, එය අවසානයේ ග්‍රහලෝක බවට පත්වනු ඇත). සම්පීඩනය කරන විට උෂ්ණත්වය ඉහළ යයි. මේ අනුව, තාරකාව ක්රමයෙන් ප්රධාන අනුපිළිවෙල මත පිහිටයි. එවිට තාරකාව තුළ ඇති වායුවේ පීඩනය ගුරුත්වාකර්ෂණය සමතුලිත වන අතර ප්‍රෝටෝස්ටාර් තරුවක් බවට පත්වේ.

තාරකාවේ පරිණාමයේ මුල් අවධිය ඉතා කුඩා වන අතර මෙම අවස්ථාවේදී තාරකාව නිහාරිකාවක ගිලී ඇති බැවින් ප්‍රෝටෝස්ටාර් හඳුනා ගැනීම ඉතා අපහසු වේ.

හයිඩ්‍රජන් හීලියම් බවට පරිවර්තනය වීම සිදුවන්නේ තාරකාවේ මධ්‍යම ප්‍රදේශ වල පමණි. පිටත ස්ථර වලදී, හයිඩ්රජන් අන්තර්ගතය ප්රායෝගිකව නොවෙනස්ව පවතී. හයිඩ්‍රජන් ප්‍රමාණය සීමිත බැවින් ඉක්මනින් හෝ පසුව එය දැවී යයි. තාරකාවේ මධ්‍යයේ ශක්තිය මුදා හැරීම නතර වන අතර තාරකාවේ හරය හැකිලීමට පටන් ගන්නා අතර කවචය ඉදිමීමට පටන් ගනී. තවද, තාරකාව සූර්ය ස්කන්ධ 1.2 ට වඩා අඩු නම්, එය එහි පිටත ස්ථරය (ග්‍රහලෝක නිහාරිකාවක් සෑදීම) වැගිරෙයි.

ලියුම් කවරය තාරකාවෙන් වෙන් වූ පසු, එහි අභ්‍යන්තර, ඉතා උණුසුම් ස්ථර නිරාවරණය වන අතර, ඒ අතරතුර ලියුම් කවරය තව තවත් ඈතට ගමන් කරයි. වසර දස දහස් ගණනකට පසු, කවචය විසුරුවා හරිනු ඇති අතර ඉතා උණුසුම් හා ඝන තාරකාවක් පමණක් ඉතිරි වනු ඇත; ක්රමයෙන් සිසිල් වන අතර, එය සුදු වාමන බවට පත්වේ. ක්‍රමයෙන් සිසිලනය වන ඔවුන් අදෘශ්‍යමාන කළු වාමන බවට පත් වේ. කළු වාමන ඉතා ඝන සහ සිසිල් තාරකා වන අතර පෘථිවියට වඩා තරමක් විශාල නමුත් සූර්යයාගේ ස්කන්ධයට සාපේක්ෂව ස්කන්ධයක් ඇත. සුදු වාමන සිසිලන ක්‍රියාවලිය වසර මිලියන සිය ගණනක් පවතී.

තාරකාවක ස්කන්ධය සූර්ය 1.2 සිට 2.5 දක්වා නම්, එවැනි තාරකාවක් පුපුරා යයි. මෙම පිපිරීම හැඳින්වේ සුපර්නෝවා පිපිරීම. දිලිසෙන තරුව තත්පර කිහිපයකදී සිය දීප්තිය මිලියන සිය ගුණයකින් වැඩි කරයි. එවැනි පිපිරීම් අතිශයින් කලාතුරකින් සිදු වේ. අපේ ගැලැක්සියේ, සුපර්නෝවා පිපිරුමක් ආසන්න වශයෙන් වසර සියයකට වරක් සිදුවේ. එවැනි පුපුරා යාමකින් පසුව, නිහාරිකාවක් ඉතිරිව ඇති අතර, එය ගුවන්විදුලි විමෝචන විශාල ප්‍රමාණයක් ඇති අතර එය ඉතා ඉක්මනින් විසිරී යයි, සහ ඊනියා නියුට්‍රෝන තාරකාවක් (මේ ගැන වැඩි විස්තර ටිකක් පසුව). අතිවිශාල ගුවන්විදුලි විමෝචනයට අමතරව, එවැනි නිහාරිකාවක් X-ray විකිරණ ප්රභවයක් වනු ඇත, නමුත් මෙම විකිරණ පෘථිවි වායුගෝලය විසින් අවශෝෂණය කර ඇති අතර, එම නිසා අභ්යවකාශයේ සිට පමණක් නිරීක්ෂණය කළ හැකිය.

තරු පිපිරීමට හේතුව (සුපර්නෝවා) පිළිබඳ උපකල්පන කිහිපයක් ඇත, නමුත් තවමත් සාමාන්‍යයෙන් පිළිගත් න්‍යායක් නොමැත. මෙයට හේතුව තාරකාවේ අභ්‍යන්තර ස්ථර කේන්ද්‍රය දෙසට ඉතා ශීඝ්‍රයෙන් පිරිහීම නිසා බවට උපකල්පනයක් පවතී. තාරකාව ඉක්මනින් කිලෝමීටර 10 ක අනුපිළිවෙලෙහි ව්යසනකාරී කුඩා ප්රමාණයකට හැකිලෙන අතර, මෙම තත්වයේ එහි ඝනත්වය පරමාණුක න්යෂ්ටියේ ඝනත්වයට ආසන්න වන 10 17 kg / m 3 වේ. මෙම තාරකාව නියුට්‍රෝන වලින් සමන්විත වේ (ඒ සමඟම ඉලෙක්ට්‍රෝන ප්‍රෝටෝන වලට තද කරනු ලැබේ), එම නිසා එය හැඳින්වේ. "නියුට්‍රෝන". එහි ආරම්භක උෂ්ණත්වය කෙල්වින් බිලියනයක් පමණ වන නමුත් අනාගතයේදී එය ඉක්මනින් සිසිල් වනු ඇත.

මෙම තාරකාව එහි කුඩා ප්‍රමාණය සහ වේගවත් සිසිලනය හේතුවෙන් දිගු කලක් තිස්සේ නිරීක්ෂණය කළ නොහැකි යැයි සැලකේ. නමුත් ටික වේලාවකට පසු පල්සර් සොයා ගන්නා ලදී. මෙම පල්සර් නියුට්‍රෝන තරු බවට පත් විය. කෙටිකාලීන රේඩියෝ ස්පන්දන විමෝචනය වීම නිසා ඒවා එසේ නම් කර ඇත. එම. තරුව "ඇස්වැටෙනවා" වගේ. මෙම සොයා ගැනීම සම්පූර්ණයෙන්ම අහම්බෙන් සිදු වූ අතර බොහෝ කලකට පෙර නොවේ, එනම් 1967 දී. මෙම ආවර්තිතා ආවේගයන්ට හේතුව ඉතා වේගවත් භ්‍රමණයකදී, චුම්බක අක්ෂයේ කේතුව නිරන්තරයෙන් අපගේ බැල්ම පසුකර යන අතර එය භ්‍රමණ අක්ෂය සමඟ කෝණයක් සාදයි.

චුම්බක අක්ෂයේ දිශානතියේ කොන්දේසි යටතේ පමණක් අපට පල්සරයක් හඳුනාගත හැකි අතර මෙය ඔවුන්ගේ මුළු සංඛ්යාවෙන් 5% ක් පමණ වේ. නිහාරිකා සාපේක්ෂව ඉක්මනින් විසුරුවා හරින බැවින් සමහර පල්සර් රේඩියෝ නිහාරිකා තුළ පිහිටා නොමැත. වසර ලක්ෂයකට පසු, මෙම නිහාරිකා දෘශ්‍යමාන වීම නවත්වන අතර, පල්සර් වල වයස අවුරුදු කෝටි ගණනක් වේ.

තාරකාවක ස්කන්ධය සූර්ය 2.5 ඉක්මවන්නේ නම්, එහි පැවැත්ම අවසානයේ එය තමා තුළම කඩා වැටෙනු ඇති අතර එහි බරින් තලා දමනු ඇත. තත්පර කිහිපයකින් එය තිතක් බවට පත්වේ. මෙම සංසිද්ධිය "ගුරුත්වාකර්ෂණ බිඳවැටීම" ලෙස හැඳින්වූ අතර, මෙම වස්තුව "කළු කුහරය" ලෙසද හැඳින්වේ.

ඉහත කී සියල්ලෙන් පැහැදිලි වන්නේ තාරකාවක පරිණාමයේ අවසාන අදියර එහි ස්කන්ධය මත රඳා පවතින නමුත් මෙම ස්කන්ධයේ සහ භ්‍රමණයේ නොවැළැක්විය හැකි පාඩුව ද සැලකිල්ලට ගැනීම අවශ්‍ය වේ.

තාරකා පරිණාමය අධ්‍යයනය කිරීම එක් තරුවක් පමණක් නිරීක්ෂණය කිරීමෙන් කළ නොහැක්කකි - තරු වල බොහෝ වෙනස්කම් සියවස් ගණනාවකට පසුව පවා දැකීමට නොහැකි තරම් සෙමින් සිදුවේ. එමනිසා, විද්‍යාඥයන් බොහෝ තරු අධ්‍යයනය කරන අතර, ඒ සෑම එකක්ම එහි ජීවන චක්‍රයේ නිශ්චිත අවධියක පවතී. පසුගිය දශක කිහිපය තුළ තාරකා භෞතික විද්‍යාවේ පරිගණක තාක්ෂණය භාවිතයෙන් තාරකාවල ව්‍යුහය ආකෘති නිර්මාණය කිරීම පුළුල් ලෙස ව්‍යාප්ත වී ඇත.

විශ්වකෝෂ YouTube

1 / 5

✪ තරු සහ තාරකා පරිණාමය (තාරකා භෞතික විද්‍යාඥ සර්ජි පොපොව් විසින් විස්තර කරන ලදී)

✪ තරු සහ තාරකා පරිණාමය (Sergey Popov සහ Ilgonis Vilks විසින් විස්තර කරන ලදී)

✪ S. A. Lamzin - "තාරකා පරිණාමය"

✪ තරු පරිණාමය. මිනිත්තු 3 කින් නිල් යෝධයෙකුගේ පරිණාමය

✪ Surdin V.G. තාරකා පරිණාමය 1 කොටස

උපසිරැසි

තරු අභ්යන්තරයේ තාප න්යෂ්ටික විලයනය

තරුණ තරු

තරු සෑදීමේ ක්‍රියාවලිය ඒකාබද්ධ ආකාරයකින් විස්තර කළ හැකි නමුත් තරුවක පරිණාමයේ පසු අවධීන් සම්පූර්ණයෙන්ම පාහේ එහි ස්කන්ධය මත රඳා පවතින අතර තාරකාවේ පරිණාමයේ අවසානයේ දී පමණක් එයට භූමිකාවක් ඉටු කළ හැකිය. රසායනික සංයුතිය.

තරුණ අඩු ස්කන්ධ තරු

තරුණ අඩු ස්කන්ධ තරු (සූර්ය ස්කන්ධ තුනක් දක්වා) [ ], ප්‍රධාන අනුපිළිවෙලට ළඟා වන, සම්පූර්ණයෙන්ම සංවහන වේ - සංවහන ක්‍රියාවලිය තාරකාවේ මුළු සිරුරම ආවරණය කරයි. මේවා අත්‍යවශ්‍යයෙන්ම ප්‍රෝටෝස්ටාර් වන අතර, මධ්‍යස්ථානවල න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා දැන් ආරම්භ වී ඇති අතර, සියලුම විකිරණ ප්‍රධාන වශයෙන් ගුරුත්වාකර්ෂණ සම්පීඩනය හේතුවෙන් සිදු වේ. ජල ස්ථිතික සමතුලිතතාවය ස්ථාපිත වන තුරු, තාරකාවේ දීප්තිය නියත ඵලදායී උෂ්ණත්වයකදී අඩු වේ. Hertzsprung-Russell රූප සටහනේ, එවැනි තරු Hayashi ධාවන පථය ලෙස හැඳින්වෙන සිරස් මාර්ගයක් සාදයි. සම්පීඩනය මන්දගාමී වන විට, තරුණ තරුව ප්රධාන අනුපිළිවෙලට ළඟා වේ. මෙම වර්ගයේ වස්තූන් T Tauri තරු සමඟ සම්බන්ධ වේ.

මෙම අවස්ථාවේදී, සූර්ය ස්කන්ධ 0.8 ට වඩා වැඩි ස්කන්ධයක් ඇති තරු සඳහා, හරය විකිරණයට විනිවිද පෙනෙන අතර, තාරකා පදාර්ථයේ වැඩි වන සංයුක්තතාවයෙන් සංවහනය වඩ වඩාත් බාධා වන බැවින් හරය තුළ විකිරණ ශක්ති හුවමාරුව ප්‍රමුඛ වේ. තාරකාවේ ශරීරයේ පිටත ස්ථර වල, සංවහන ශක්ති හුවමාරුව පවතී.

මෙම තරු තරුණ කාණ්ඩයේ ගත කරන කාලය විශ්වයේ වයස ඉක්මවන බැවින් අඩු ස්කන්ධයක් ඇති තරු ප්‍රධාන අනුක්‍රමයට ඇතුළු වන මොහොතේ කුමන ලක්ෂණ ඇතිදැයි නිශ්චිතවම නොදනී. ] . මෙම තාරකාවල පරිණාමය පිළිබඳ සියලු අදහස් පදනම් වී ඇත්තේ සංඛ්‍යාත්මක ගණනය කිරීම් සහ ගණිතමය ආකෘති නිර්මාණය මත පමණි.

තාරකාව සංකෝචනය වන විට, පිරිහුණු ඉලෙක්ට්‍රෝන වායුවේ පීඩනය වැඩි වීමට පටන් ගන්නා අතර තාරකාවේ යම් අරයක් ළඟා වූ විට, සම්පීඩනය නතර වන අතර, එමඟින් තාරකාවේ හරයේ උෂ්ණත්වය තවදුරටත් වැඩිවීම නතර වේ. සම්පීඩනය, පසුව එහි අඩු වීම. සූර්ය ස්කන්ධ 0.0767 ට වඩා කුඩා තරු සඳහා, මෙය සිදු නොවේ: න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා වලදී නිකුත් වන ශක්තිය අභ්‍යන්තර පීඩනය සහ ගුරුත්වාකර්ෂණ සම්පීඩනය සමතුලිත කිරීමට කිසි විටෙකත් ප්‍රමාණවත් නොවේ. එවැනි "යටි තරු" තාප න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා වලදී නිපදවීමට වඩා වැඩි ශක්තියක් විමෝචනය කරන අතර ඒවා ඊනියා දුඹුරු වාමන ලෙස වර්ගීකරණය කර ඇත. ඔවුන්ගේ ඉරණම පිරිහුණු වායුවේ පීඩනය එය නතර වන තෙක් නිරන්තර සම්පීඩනය වන අතර, පසුව ආරම්භ වී ඇති සියලුම තාප න්යෂ්ටික ප්රතික්රියා නතර කිරීමත් සමග ක්රමයෙන් සිසිලනය වේ.

තරුණ අතරමැදි ස්කන්ධ තරු

අතරමැදි ස්කන්ධයේ තරුණ තරු (සූර්ය ස්කන්ධ 2 සිට 8 දක්වා) [ ] ප්‍රධාන අනුපිළිවෙල දක්වා සංවහන කලාප නොමැති වීම හැර, ඔවුන්ගේ කුඩා සහෝදරියන් සහ සහෝදරයන් මෙන් ගුණාත්මකව පරිණාමය වේ.

මෙම වර්ගයේ වස්තූන් ඊනියා සමඟ සම්බන්ධ වේ. වර්ණාවලි පන්තියේ B-F0 හි අක්‍රමවත් විචල්‍ය සහිත Ae\Be Herbig තරු. ඔවුන් තැටි සහ බයිපෝලර් ජෙට් ද ප්‍රදර්ශනය කරයි. මතුපිටින් ද්‍රව්‍ය පිටතට ගලා යාමේ වේගය, දීප්තිය සහ ඵලදායි උෂ්ණත්වය ටී ටෝරස්ට වඩා සැලකිය යුතු ලෙස වැඩි බැවින් ඒවා ප්‍රොටෝස්ටෙලර් වලාකුළේ අවශේෂ ඵලදායි ලෙස රත් කර විසුරුවා හරියි.

සූර්ය ස්කන්ධ 8 ට වඩා වැඩි ස්කන්ධයක් සහිත තරුණ තරු

එවැනි ස්කන්ධ ඇති තරු වලට දැනටමත් සාමාන්‍ය තරු වල ලක්ෂණ ඇත, මන්ද ඒවා සියලු අතරමැදි අවධීන් පසු කර එවැනි න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා අනුපාතයක් ලබා ගැනීමට සමත් වූ අතර හරයේ ජල ස්ථිතික සමතුලිතතාවය ලබා ගැනීම සඳහා ස්කන්ධය සමුච්චය වන අතරතුර විකිරණයට අහිමි වන ශක්තියට වන්දි ලබා දේ. මෙම තාරකා සඳහා, ස්කන්ධය සහ දීප්තිය පිටතට ගලායාම කොතරම් විශාලද යත්, තවමත් තාරකාවේ කොටසක් බවට පත් නොවූ අණුක වලාකුළේ පිටත ප්‍රදේශ වල ගුරුත්වාකර්ෂණ බිඳවැටීම නැවැත්වීම පමණක් නොව, ඊට ප්‍රතිවිරුද්ධව, ඒවා ඉවතට විසිරී යයි. මේ අනුව, ප්‍රතිඵලයක් ලෙස ලැබෙන තාරකාවේ ස්කන්ධය ප්‍රොටෝස්ටෙලර් වලාවේ ස්කන්ධයට වඩා සැලකිය යුතු ලෙස අඩුය. බොහෝ දුරට, මෙය සූර්ය ස්කන්ධ 300 කට වඩා වැඩි ස්කන්ධයක් සහිත අපගේ මන්දාකිනියේ නොමැතිකම පැහැදිලි කරයි.

තරුවක මැද ජීවන චක්‍රය

තරු විවිධ වර්ණ හා ප්රමාණවලින් පැමිණේ. වර්ණාවලි වර්ගය අනුව ඒවා උණුසුම් නිල් සිට සිසිල් රතු දක්වා සහ ස්කන්ධයෙන් - නවතම ඇස්තමේන්තු වලට අනුව සූර්ය ස්කන්ධ 0.0767 සිට 300 දක්වා පරාසයක පවතී. තාරකාවක දීප්තිය සහ වර්ණය එහි මතුපිට උෂ්ණත්වය මත රඳා පවතින අතර එය එහි ස්කන්ධය අනුව තීරණය වේ. සියලුම නව තාරකා ඒවායේ රසායනික සංයුතිය හා ස්කන්ධය අනුව ප්‍රධාන අනුපිළිවෙලෙහි "තමන්ගේ ස්ථානය" ගනී. ස්වාභාවිකවම, අපි කතා කරන්නේ තාරකාවේ භෞතික චලනය ගැන නොවේ - තාරකාවේ පරාමිතීන් මත පදනම්ව, දක්වා ඇති රූප සටහනේ එහි පිහිටීම ගැන පමණි. ඇත්ත වශයෙන්ම, රූප සටහන දිගේ තරු චලනය අනුරූප වන්නේ තාරකාවේ පරාමිතීන් වෙනස් කිරීමකට පමණි.

පදාර්ථයේ තාප න්යෂ්ටික "පිළිස්සීම", නව මට්ටමකින් නැවත ආරම්භ වීම, තාරකාවේ බිහිසුණු ප්රසාරණයක් ඇති කරයි. තාරකාව "ඉදිමීම", ඉතා "ලිහිල්" බවට පත් වන අතර එහි විශාලත්වය ආසන්න වශයෙන් 100 ගුණයකින් වැඩි වේ. එබැවින් තාරකාව රතු යෝධයෙකු බවට පත් වන අතර හීලියම් දහනය කිරීමේ අදියර වසර මිලියන කිහිපයක් පමණ පවතී. සියලුම රතු යෝධයන් පාහේ විචල්‍ය තරු වේ.

තාරකා පරිණාමයේ අවසාන අදියර

අඩු ස්කන්ධයක් සහිත පැරණි තරු

දැනට, සැහැල්ලු තාරකාවලට ඒවායේ මධ්‍යයේ ඇති හයිඩ්‍රජන් සැපයුම ක්ෂය වීමෙන් පසු ඒවාට කුමක් සිදුවේද යන්න නිශ්චිතවම නොදනී. විශ්වයේ වයස අවුරුදු බිලියන 13.7 ක් වන බැවින්, එවැනි තාරකාවල හයිඩ්‍රජන් ඉන්ධන සැපයුම ක්ෂය වීමට ප්‍රමාණවත් නොවන බැවින්, නවීන න්යායන්එවැනි තරු වල සිදුවන ක්‍රියාවලීන්ගේ පරිගණක ආකෘති නිර්මාණය මත පදනම් වේ.

සමහර තරු වලට හීලියම් සංස්ලේෂණය කළ හැක්කේ ඇතැම් ක්‍රියාකාරී කලාපවල පමණක් වන අතර එමඟින් අස්ථාවරත්වය සහ තද සුළං ඇති කරයි. මෙම අවස්ථාවේ දී, ග්‍රහලෝක නිහාරිකාවක් සෑදීම සිදු නොවන අතර, තාරකාව වාෂ්ප වී දුඹුරු වාමනයෙකුට වඩා කුඩා වේ. ] .

සූර්ය 0.5 ට වඩා අඩු ස්කන්ධයක් ඇති තරුවකට එහි හරය තුළ හයිඩ්‍රජන් නැවතුම සම්බන්ධ ප්‍රතික්‍රියා වලින් පසුව පවා හීලියම් පරිවර්තනය කිරීමට නොහැකි වේ - එවැනි තාරකාවක ස්කන්ධය “දැල්වීමට” ප්‍රමාණවත් තරම් ගුරුත්වාකර්ෂණ සම්පීඩනයේ නව අවධියක් සැපයීමට කුඩා වැඩිය. හීලියම් එවැනි තාරකාවලට ප්‍රොක්සිමා සෙන්ටෝරි වැනි රතු වාමන අයත් වන අතර ඔවුන්ගේ ප්‍රධාන අනුපිළිවෙලෙහි පදිංචි කාලය වසර බිලියන දස බිලියන සිට ට්‍රිලියන දස ගණන් දක්වා විහිදේ. ඒවායේ කේන්ද්‍රයේ තාප න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා නැවැත්වීමෙන් පසුව, ඒවා ක්‍රමයෙන් සිසිලනය වෙමින්, විද්‍යුත් චුම්භක වර්ණාවලියේ අධෝරක්ත සහ ක්ෂුද්‍ර තරංග පරාසයන්හි දුර්වල ලෙස විමෝචනය වේ.

මධ්‍යම ප්‍රමාණයේ තරු

ළඟා වූ පසු මධ්‍යම ප්‍රමාණයේ තරුවක් (සූර්ය ස්කන්ධ 0.4 සිට 3.4 දක්වා) [ ] රතු යෝධ අවධියේ, එහි හරය තුළ හයිඩ්‍රජන් අවසන් වන අතර හීලියම් වලින් කාබන් සංස්ලේෂණය කිරීමේ ප්‍රතික්‍රියා ආරම්භ වේ. මෙම ක්‍රියාවලිය ඉහළ උෂ්ණත්වවලදී සිදුවන අතර එම නිසා හරයෙන් ශක්ති ප්‍රවාහය වැඩි වන අතර එහි ප්‍රතිඵලයක් ලෙස තාරකාවේ පිටත ස්ථර ප්‍රසාරණය වීමට පටන් ගනී. කාබන් සංශ්ලේෂණයේ ආරම්භය තාරකාවක ජීවිතයේ නව අවධියක් සලකුණු කරන අතර එය යම් කාලයක් සඳහා දිගටම පවතී. සූර්යයාගේ ප්‍රමාණයට සමාන තාරකාවක් සඳහා, මෙම ක්‍රියාවලිය වසර බිලියනයක් පමණ ගත විය හැකිය.

විමෝචනය වන ශක්ති ප්‍රමාණයේ වෙනස්වීම් තාරකාව ප්‍රමාණයේ වෙනස්වීම්, මතුපිට උෂ්ණත්වය සහ ශක්තිය මුදා හැරීම ඇතුළුව අස්ථාවර කාල පරිච්ඡේද හරහා ගමන් කරයි. බලශක්ති ප්රතිදානය අඩු සංඛ්යාත විකිරණ දෙසට මාරු වේ. මේ සියල්ල ශක්තිමත් තාරකා සුළං සහ දැඩි ස්පන්දන හේතුවෙන් වැඩි වන ස්කන්ධ අලාභය සමඟ ඇත. මෙම අදියරේ තරු හඳුන්වනු ලබන්නේ "පමා වූ ආකාරයේ තරු" ("විශ්‍රාමික තරු") ලෙසිනි. OH -IR තරුහෝ මිරා වැනි තරු, ඒවායේ නිශ්චිත ලක්ෂණ අනුව. පිටකරන වායුව, තාරකාවේ අභ්‍යන්තරයේ නිපදවන ඔක්සිජන් සහ කාබන් වැනි බර මූලද්‍රව්‍ය වලින් සාපේක්ෂ වශයෙන් පොහොසත් වේ. වායුව ප්‍රසාරණය වන කවචයක් සාදන අතර එය තාරකාවෙන් ඉවතට යන විට සිසිල් වන අතර දූවිලි අංශු සහ අණු සෑදීමට ඉඩ සලසයි. ප්‍රභව තාරකාවෙන් ලැබෙන ප්‍රබල අධෝරක්ත කිරණ සමඟ, කොස්මික් මේසර් සක්‍රීය කිරීම සඳහා සුදුසු තත්වයන් එවැනි කවචවල පිහිටුවා ඇත.

හීලියම්වල තාප න්යෂ්ටික දහන ප්රතික්රියා උෂ්ණත්වයට ඉතා සංවේදී වේ. සමහර විට මෙය විශාල අස්ථාවරත්වයක් ඇති කරයි. ප්‍රබල ස්පන්දන ඇති වන අතර, එහි ප්‍රතිඵලයක් ලෙස පිටත ස්ථරවලට ප්‍රමාණවත් ත්වරණයක් ලබා දෙන අතර එය ඉවතට විසි කර ග්‍රහලෝක නිහාරිකාවක් බවට පත් වේ. එවැනි නිහාරිකාවක මධ්‍යයේ, තාරකාවේ හිස් හරය ඉතිරිව ඇති අතර, තාප න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා නතර වන අතර, එය සිසිල් වන විට, එය හීලියම් සුදු වාමන බවට හැරේ, සාමාන්‍යයෙන් සූර්ය ස්කන්ධ 0.5-0.6 දක්වා ස්කන්ධයක් සහ විෂ්කම්භයක් ඇත. පෘථිවියේ විෂ්කම්භය අනුපිළිවෙල මත.

පරිහානියට පත් ඉලෙක්ට්‍රෝනවල පීඩනය ගුරුත්වාකර්ෂණය සමතුලිත වන තෙක් හැකිලීමෙන් සූර්යයා ඇතුළු තාරකාවලින් අතිමහත් බහුතරයක් තම පරිණාමය සම්පූර්ණ කරයි. මෙම අවස්ථාවේ දී, තාරකාවේ විශාලත්වය සිය ගුණයකින් අඩු වන විට සහ ඝනත්වය ජල ඝනත්වයට වඩා මිලියන ගුණයකින් වැඩි වන විට, තාරකාව සුදු වාමන ලෙස හැඳින්වේ. එය බලශක්ති ප්රභවයන් අහිමි වන අතර, ක්රමයෙන් සිසිල් වී, නොපෙනෙන කළු වාමන බවට පත් වේ.

සූර්යයාට වඩා විශාල තාරකා වල, පිරිහුණු ඉලෙක්ට්‍රෝනවල පීඩනයට හරය තවදුරටත් සම්පීඩනය කිරීම නැවැත්විය නොහැකි අතර ඉලෙක්ට්‍රෝන පරමාණුක න්‍යෂ්ටීන් බවට “පීඩනය” කිරීමට පටන් ගනී, එමඟින් ප්‍රෝටෝන නියුට්‍රෝන බවට පත් කරයි, ඒවා අතර විද්‍යුත් ස්ථිතික විකර්ෂණ බලවේග නොමැත. පදාර්ථයේ මෙම නියුට්‍රොනීකරණය මගින් තරුවේ විශාලත්වය, ඇත්ත වශයෙන්ම, එක් විශාල පරමාණුක න්‍යෂ්ටියක්, කිලෝමීටර කිහිපයකින් මනිනු ලබන අතර, ඝනත්වය ජල ඝනත්වයට වඩා මිලියන 100 ගුණයකින් වැඩි වේ. එවැනි වස්තුවක් නියුට්‍රෝන තාරකාවක් ලෙස හැඳින්වේ; එහි සමතුලිතතාවය පරිහානියට පත් වූ නියුට්‍රෝන ද්‍රව්‍යයේ පීඩනය මගින් පවත්වාගෙන යනු ලැබේ.

සුපිරි තරු

සූර්ය ස්කන්ධ පහකට වඩා වැඩි ස්කන්ධයක් ඇති තාරකාවක් රතු සුපිරි යෝධ අවධියට ඇතුළු වූ පසු, එහි හරය ගුරුත්වාකර්ෂණ බලපෑම යටතේ හැකිලීමට පටන් ගනී. සම්පීඩනය ඉදිරියට යන විට, උෂ්ණත්වය සහ ඝනත්වය වැඩි වන අතර, තාප න්යෂ්ටික ප්රතික්රියා වල නව අනුපිළිවෙලක් ආරම්භ වේ. එවැනි ප්‍රතික්‍රියා වලදී, වැඩි වැඩියෙන් බර මූලද්‍රව්‍ය සංස්ලේෂණය වේ: හීලියම්, කාබන්, ඔක්සිජන්, සිලිකන් සහ යකඩ, හරයේ බිඳවැටීම තාවකාලිකව වළක්වයි.

එහි ප්‍රතිඵලයක් වශයෙන්, ආවර්තිතා වගුවේ වැඩි වැඩියෙන් බර මූලද්‍රව්‍ය සෑදෙන බැවින්, යකඩ-56 සිලිකන් වලින් සංස්ලේෂණය වේ. මෙම අවස්ථාවෙහිදී, යකඩ-56 න්‍යෂ්ටියේ උපරිම ස්කන්ධ දෝෂයක් ඇති බැවින් සහ ශක්තිය මුදා හැරීමත් සමඟ බර න්‍යෂ්ටීන් සෑදීම කළ නොහැකි බැවින්, තවදුරටත් තාප න්‍යෂ්ටික විලයනය කළ නොහැක. එමනිසා, තාරකාවක යකඩ හරය නිශ්චිත ප්‍රමාණයකට ළඟා වූ විට, එහි ඇති පීඩනයට තවදුරටත් තාරකාවේ ඉහළ ස්ථරවල බරට ඔරොත්තු නොදෙන අතර හරයේ ක්ෂණික බිඳවැටීම එහි පදාර්ථය නියුට්‍රොනීකරණය වීමත් සමඟ සිදු වේ.

ඊළඟට කුමක් සිදුවේද යන්න තවමත් සම්පූර්ණයෙන්ම පැහැදිලි නැත, නමුත්, ඕනෑම අවස්ථාවක, තත්පර කිහිපයකින් සිදුවන ක්රියාවලීන් ඇදහිය නොහැකි බලයේ සුපර්නෝවා පිපිරීමකට තුඩු දෙයි.

ප්‍රබල නියුට්‍රිනෝ ජෙට් සහ භ්‍රමණය වන චුම්බක ක්ෂේත්‍රයක් තාරකාවේ සමුච්චිත ද්‍රව්‍ය බොහොමයක් පිටතට තල්ලු කරයි. [ ] - යකඩ සහ සැහැල්ලු මූලද්රව්ය ඇතුළු ඊනියා ආසන මූලද්රව්ය. පුපුරන ද්‍රව්‍ය තාරකා හරයෙන් පිටවන නියුට්‍රෝන මගින් බෝම්බ හෙලන අතර, ඒවා ග්‍රහණය කර එමගින් යුරේනියම් (සහ සමහරවිට කැලිෆෝනියම් පවා) දක්වා විකිරණශීලී ඒවා ඇතුළුව යකඩවලට වඩා බර මූලද්‍රව්‍ය සමූහයක් නිර්මාණය කරයි. මේ අනුව, සුපර්නෝවා පිපිරුම් මගින් අන්තර් තාරකා ද්‍රව්‍යවල යකඩවලට වඩා බර මූලද්‍රව්‍ය පවතින බව පැහැදිලි කරයි, නමුත් ඒවා සෑදීමේ එකම ක්‍රමය මෙය නොවේ, උදාහරණයක් ලෙස ටෙක්නීටම් තරු මගින් පෙන්නුම් කෙරේ.

පිපිරුම් තරංග සහ නියුට්‍රිනෝ ජෙට් යානා මිය යන තාරකාවෙන් පදාර්ථ රැගෙන යයි [ ] අන්තර් තාරකා අවකාශයට. පසුව, එය සිසිල් වී අභ්‍යවකාශය හරහා ගමන් කරන විට, මෙම සුපර්නෝවා ද්‍රව්‍ය වෙනත් කොස්මික් “ගැලවීම” සමඟ ගැටිය හැකි අතර, සමහර විට, නව තාරකා, ග්‍රහලෝක හෝ චන්ද්‍රිකා සෑදීමට සහභාගී විය හැකිය.

සුපර්නෝවා සෑදීමේදී සිදුවන ක්‍රියාවලීන් තවමත් අධ්‍යයනය කරමින් පවතින අතර මේ දක්වා මෙම ගැටළුව පිළිබඳව පැහැදිලි බවක් නොමැත. මුල් තාරකාවේ ඇත්තටම ඉතිරිව ඇත්තේ කුමක්ද යන්න ද ප්‍රශ්නාර්ථයකි. කෙසේ වෙතත්, විකල්ප දෙකක් සලකා බලයි: නියුට්‍රෝන තරු සහ කළු කුහර.

නියුට්‍රෝන තරු

සමහර සුපිරි නෝවා වල, සුපිරි යෝධයේ ගැඹුරේ ඇති ප්‍රබල ගුරුත්වාකර්ෂණය මගින් ඉලෙක්ට්‍රෝන පරමාණුක න්‍යෂ්ටිය මගින් අවශෝෂණය කර ගැනීමට බල කරන බවත්, එහිදී ඒවා ප්‍රෝටෝන සමඟ ඒකාබද්ධ වී නියුට්‍රෝන සාදන බවත් දන්නා කරුණකි. මෙම ක්රියාවලිය නියුට්රෝනීකරණය ලෙස හැඳින්වේ. අසල ඇති න්යෂ්ටීන් වෙන් කරන විද්යුත් චුම්භක බලවේග අතුරුදහන් වේ. තාරකාවේ හරය දැන් පරමාණුක න්‍යෂ්ටීන් සහ තනි නියුට්‍රෝන ඝන බෝලයකි.

නියුට්‍රෝන තරු ලෙස හඳුන්වන එවැනි තරු අතිශයින් කුඩා - විශාල නගරයක ප්‍රමාණයට වඩා වැඩි නොවන - සිතාගත නොහැකි තරම් ඉහළ ඝනත්වයක් ඇත. තාරකාවේ විශාලත්වය අඩු වන විට (කෝණික ගම්‍යතාවයේ සංරක්ෂණය හේතුවෙන්) ඔවුන්ගේ කක්ෂීය කාලය අතිශයින් කෙටි වේ. සමහර නියුට්‍රෝන තරු තත්පරයට 600 වතාවක් භ්‍රමණය වේ. ඒවායින් සමහරක් සඳහා, විකිරණ දෛශිකය සහ භ්‍රමණ අක්ෂය අතර කෝණය පෘථිවිය මෙම විකිරණයෙන් සාදන ලද කේතුවට වැටෙන පරිදි විය හැකිය; මෙම අවස්ථාවෙහිදී, තාරකාවේ කක්ෂීය කාලපරිච්ඡේදයට සමාන කාල පරතරයකින් පුනරාවර්තනය වන විකිරණ ස්පන්දනයක් හඳුනාගත හැකිය. එවැනි නියුට්‍රෝන තරු "පල්සර්" ලෙස හඳුන්වනු ලැබූ අතර, එය සොයාගත් පළමු නියුට්‍රෝන තරු බවට පත් විය.

කළු කුහර

සියලුම තරු, සුපර්නෝවා පිපිරුම් අවධිය පසුකර නියුට්‍රෝන තරු බවට පත් නොවේ. තාරකාවට ප්‍රමාණවත් තරම් විශාල ස්කන්ධයක් තිබේ නම්, එවැනි තාරකාවක බිඳවැටීම අඛණ්ඩව සිදුවනු ඇති අතර, එහි අරය Schwarzschild අරයට වඩා අඩු වන තෙක් නියුට්‍රෝන අභ්‍යන්තරයට වැටීමට පටන් ගනී. මෙයින් පසු තරුව බවට පත් වේ කළු කුහරය.

කළු කුහරවල පැවැත්ම පුරෝකථනය කරන ලද්දේ සාපේක්ෂතාවාදයේ සාමාන්‍ය න්‍යාය මගිනි. මෙම න්‍යායට අනුව,

ඉහළ දකුණු කෙළවරේ ලක්ෂ්යයක් අල්ලා ගනී: එය ඉහළ දීප්තිය සහ අඩු උෂ්ණත්වය. ප්රධාන විකිරණ අධෝරක්ත පරාසය තුළ සිදු වේ. සීතල දූවිලි කවචයේ විකිරණ අප වෙත ළඟා වේ. පරිණාමයේ ක්‍රියාවලියේදී, රූප සටහනේ තාරකාවේ පිහිටීම වෙනස් වේ. මෙම අදියරේදී එකම බලශක්ති ප්රභවය ගුරුත්වාකර්ෂණ සම්පීඩනයයි. එමනිසා, තාරකාව ඉතා ඉක්මනින් විකාශන අක්ෂයට සමාන්තරව ගමන් කරයි.

මතුපිට උෂ්ණත්වය වෙනස් නොවේ, නමුත් අරය සහ දීප්තිය අඩු වේ. තාරකාවේ මධ්‍යයේ උෂ්ණත්වය ඉහළ යන අතර, ප්‍රතික්‍රියා ආලෝක මූලද්‍රව්‍ය වලින් ආරම්භ වන අගයකට ළඟා වේ: ලිතියම්, බෙරිලියම්, බෝරෝන්, ඉක්මනින් දැවී ගිය නමුත් සම්පීඩනය මන්දගාමී කිරීමට සමත් වේ. ධාවන පථය ඕඩිනේට් අක්ෂයට සමාන්තරව භ්‍රමණය වන අතර, තාරකාවේ මතුපිට උෂ්ණත්වය වැඩි වන අතර දීප්තිය පාහේ නියතව පවතී. අවසාන වශයෙන්, තාරකාවේ මධ්යයේ, හයිඩ්රජන් (හයිඩ්රජන් දහනය) සිට හීලියම් සෑදීමේ ප්රතික්රියා ආරම්භ වේ. තාරකාව ප්රධාන අනුපිළිවෙලට ඇතුල් වේ.

ආරම්භක අදියරේ කාලසීමාව තීරණය වන්නේ තාරකාවේ ස්කන්ධයෙනි. සූර්යයා වැනි තාරකා සඳහා එය වසර මිලියන 1 ක් පමණ වන අතර, 10 ක ස්කන්ධයක් සහිත තාරකාවකට එම්☉ 1000 ගුණයකින් පමණ අඩු, සහ 0.1 ස්කන්ධයක් සහිත තරුවක් සඳහා එම්☉ දහස් ගුණයකින් වැඩි.

තරුණ අඩු ස්කන්ධ තරු

පරිණාමයේ ආරම්භයේ දී, අඩු ස්කන්ධ තරුවක විකිරණශීලී හරයක් සහ සංවහන ලියුම් කවරයක් ඇත (රූපය 82, I).

ප්‍රධාන අනුක්‍රමික අවධියේදී, හයිඩ්‍රජන් හීලියම් බවට පරිවර්තනය කිරීමේ න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා වල ශක්තිය මුදා හැරීම හේතුවෙන් තාරකාව බැබළේ. හයිඩ්‍රජන් සැපයුම ස්කන්ධ 1 තරුවක දීප්තිය සහතික කරයි එම්☉ ආසන්න වශයෙන් අවුරුදු 10 10ක් ඇතුළත. වැඩි ස්කන්ධයක් ඇති තරු හයිඩ්‍රජන් වේගයෙන් පරිභෝජනය කරයි: උදාහරණයක් ලෙස, 10 ස්කන්ධයක් සහිත තරුවක් එම්☉ වසර 10 7කට අඩු කාලයකදී හයිඩ්‍රජන් පරිභෝජනය කරයි (දීප්තිය ස්කන්ධ හතරවන බලයට සමානුපාතික වේ).

අඩු ස්කන්ධ තරු

හයිඩ්‍රජන් දහනය වන විට තාරකාවේ මධ්‍යම ප්‍රදේශ විශාල ලෙස සම්පීඩිත වේ.

අධික ස්කන්ධ තරු

ප්‍රධාන අනුපිළිවෙලට ළඟා වූ පසු, අධි ස්කන්ධ තරුවක පරිණාමය (>1.5 එම්☉) තාරකාවේ බඩවැල්වල ඇති න්යෂ්ටික ඉන්ධන දහන තත්ත්වයන් මගින් තීරණය වේ. ප්‍රධාන අනුක්‍රමික අවධියේදී, මෙය හයිඩ්‍රජන් දහනය වේ, නමුත් අඩු ස්කන්ධ තරු මෙන් නොව, කාබන්-නයිට්‍රජන් චක්‍රයේ ප්‍රතික්‍රියා හරය තුළ ආධිපත්‍යය දරයි. මෙම චක්රයේ දී C සහ N පරමාණු උත්ප්රේරක භූමිකාව ඉටු කරයි. එවැනි චක්‍රයක ප්‍රතික්‍රියා වල ශක්තිය මුදා හැරීමේ වේගය සමානුපාතික වේ ටී 17. එබැවින්, විකිරණ මගින් බලශක්ති හුවමාරුව සිදු කරන කලාපයකින් වට වූ හරය තුළ සංවහන හරයක් සෑදී ඇත.

විශාල ස්කන්ධ තාරකාවල දීප්තිය සූර්යයාගේ දීප්තියට වඩා බෙහෙවින් වැඩි වන අතර හයිඩ්‍රජන් ඉතා වේගයෙන් පරිභෝජනය කරයි. එවැනි තාරකාවල මධ්‍යයේ උෂ්ණත්වය ද බෙහෙවින් වැඩි වීම මෙයට හේතුවයි.

සංවහන හරයේ ද්‍රව්‍යයේ හයිඩ්‍රජන් අනුපාතය අඩු වන විට, ශක්තිය මුදා හැරීමේ වේගය අඩු වේ. නමුත් මුදා හැරීමේ වේගය තීරණය වන්නේ දීප්තියෙන් බැවින්, හරය සම්පීඩනය වීමට පටන් ගනී, බලශක්ති මුදා හැරීමේ වේගය නියතව පවතී. ඒ සමගම, තාරකාව පුළුල් වී රතු යෝධයන්ගේ කලාපයට ගමන් කරයි.

අඩු ස්කන්ධ තරු

හයිඩ්‍රජන් සම්පූර්ණයෙන්ම දැවී යන විට අඩු ස්කන්ධ තාරකාවක මධ්‍යයේ කුඩා හීලියම් හරයක් සෑදේ. හරය තුළ, පදාර්ථයේ ඝනත්වය සහ උෂ්ණත්වය පිළිවෙලින් 10 9 kg/m සහ 10 8 K අගයන් කරා ළඟා වේ. හයිඩ්රජන් දහනය මධ්යයේ මතුපිට සිදු වේ. හරයේ උෂ්ණත්වය ඉහළ යන විට, හයිඩ්‍රජන් දහනය වීමේ වේගය වැඩි වන අතර දීප්තිය වැඩි වේ. විකිරණ කලාපය ක්රමයෙන් අතුරුදහන් වේ. තවද සංවහන ප්‍රවාහවල වේගය වැඩිවීම නිසා තාරකාවේ පිටත ස්ථර පිම්බේ. එහි විශාලත්වය සහ දීප්තිය වැඩි වීම - තරුව රතු යෝධයෙකු බවට පත් වේ (රූපය 82, II).

අධික ස්කන්ධ තරු

විශාල ස්කන්ධ තාරකාවක හයිඩ්‍රජන් සම්පූර්ණයෙන්ම අවසන් වූ විට, හරය තුළ ත්‍රිත්ව හීලියම් ප්‍රතික්‍රියාවක් ආරම්භ වන අතර ඒ සමඟම ඔක්සිජන් සෑදීමේ ප්‍රතික්‍රියාව (3He=>C සහ C+He=>0). ඒ සමගම, හයිඩ්රජන් හීලියම් හරයේ මතුපිට ගිනි තැබීමට පටන් ගනී. පළමු ස්ථරයේ මූලාශ්රය දිස්වේ.

විස්තර කරන ලද ප්‍රතික්‍රියා වලදී, එක් එක් ප්‍රාථමික ක්‍රියාව තුළ සාපේක්ෂව කුඩා ශක්තියක් නිකුත් වන බැවින් හීලියම් සැපයුම ඉතා ඉක්මනින් අවසන් වේ. පින්තූරය පුනරාවර්තනය වන අතර, තරුව තුළ ස්ථර මූලාශ්‍ර දෙකක් දිස්වන අතර C+C=>Mg ප්‍රතික්‍රියාව හරයෙන් ආරම්භ වේ.

පරිණාමීය මාර්ගය ඉතා සංකීර්ණ බවට හැරෙනවා (රූපය 84). Hertzsprung-Russell රූප සටහනේ, තාරකාව යෝධයන්ගේ අනුපිළිවෙල ඔස්සේ ගමන් කරයි හෝ (සුපිරියෝධ කලාපයේ ඉතා විශාල ස්කන්ධයක් සහිත) වරින් වර Cephei බවට පත් වේ.

පැරණි අඩු ස්කන්ධ තරු

අඩු ස්කන්ධයක් ඇති තාරකාවක් සඳහා, අවසානයේ යම් මට්ටමක සංවහන ප්රවාහයේ වේගය දෙවන ස්ථානයට ළඟා වේ ගැලවීමේ වේගය, කවචය ගැලවී යන අතර තාරකාව ග්‍රහලෝක නිහාරිකාවකින් වට වූ සුදු වාමන බවට පත් වේ.

Hertzsprung-Russell රූප සටහනේ අඩු ස්කන්ධ තරුවක පරිණාමීය පථය රූප සටහන 83 හි දැක්වේ.

අධික ස්කන්ධයෙන් යුත් තාරකාවල මරණය

එහි පරිණාමය අවසානයේ දී විශාල ස්කන්ධ තාරකාවක් ඉතා සංකීර්ණ ව්යුහයක් ඇත. සෑම ස්ථරයක්ම තමන්ගේම රසායනික සංයුතියක් ඇත, න්යෂ්ටික ප්රතික්රියා කිහිපයක් ස්ථර මූලාශ්රවල සිදු වන අතර, මධ්යයේ යකඩ හරයක් සෑදී ඇත (රූපය 85).

යකඩ සමඟ න්‍යෂ්ටික ප්‍රතික්‍රියා සිදු නොවේ, මන්ද ඒවාට ශක්තියේ වියදම් (සහ මුදා හැරීම නොවේ) අවශ්‍ය වේ. එමනිසා, යකඩ හරය ඉක්මනින් හැකිලී, එහි උෂ්ණත්වය හා ඝනත්වය වැඩි වන අතර, එය විශ්මයජනක අගයන් කරා ළඟා වේ - 10 9 K උෂ්ණත්වය සහ 10 9 kg / m 3 පීඩනය. අඩවියෙන් ද්රව්ය

මේ මොහොතේ, වැදගත් ක්‍රියාවලීන් දෙකක් ආරම්භ වේ, න්‍යෂ්ටිය තුළ එකවර හා ඉතා ඉක්මනින් (පෙනෙන විදිහට, මිනිත්තු කිහිපයකින්). පළමුවැන්න නම්, න්‍යෂ්ටික ඝට්ටනයකදී යකඩ පරමාණු හීලියම් පරමාණු 14ක් බවට ක්ෂය වීම, දෙවැන්න ඉලෙක්ට්‍රෝන ප්‍රෝටෝනවලට “පීඩනය” කර නියුට්‍රෝන සෑදීමයි. ක්‍රියාවලි දෙකම ශක්තිය අවශෝෂණය හා සම්බන්ධ වන අතර හරයේ උෂ්ණත්වය (පීඩනයද) ක්ෂණිකව පහත වැටේ. තාරකාවේ පිටත ස්ථර මධ්යය දෙසට වැටීමට පටන් ගනී.

පිටත ස්ථර වල වැටීම ඔවුන් තුළ උෂ්ණත්වයේ තියුණු වැඩිවීමක් ඇති කරයි. හයිඩ්‍රජන්, හීලියම් සහ කාබන් දහනය වීමට පටන් ගනී. මෙය මධ්‍යම හරයෙන් එන ප්‍රබල නියුට්‍රෝන ප්‍රවාහයක් සමඟ ඇත. එහි ප්රතිඵලයක් වශයෙන්, බලවත් න්යෂ්ටික පිපිරීමක් සිදු වන අතර, තාරකාවේ පිටත ස්ථර ඉවතට විසි කිරීම, දැනටමත් කැලිෆෝනියම් දක්වා සියලුම බර මූලද්රව්ය අඩංගු වේ. නූතන මතයන්ට අනුව, බර රසායනික මූලද්‍රව්‍යවල සියලුම පරමාණු (එනම්, හීලියම් වලට වඩා බර) විශ්වයේ නිශ්චිතවම ගිනිදැල් වලින් සෑදී ඇත.