Ինչպե՞ս են աստղերը զարգանում: Աստղային էվոլյուցիա - ինչպես է այն աշխատում Ինչ է աստղային էվոլյուցիան

Ինչպես բնության ցանկացած մարմին, աստղերը նույնպես չեն կարող անփոփոխ մնալ: Նրանք ծնվում են, զարգանում եւ վերջապես «մեռնում»: Աստղերի էվոլյուցիան տևում է միլիարդավոր տարիներ, սակայն վեճեր կան դրանց ձևավորման ժամանակի մասին: Նախկինում աստղագետները կարծում էին, որ աստղային փոշուց իրենց «ծննդյան» գործընթացը տևում է միլիոնավոր տարիներ, բայց ոչ այնքան վաղուց երկնքի շրջանի լուսանկարներ են ստացվել Մեծ Օրիոնի միգամածությունից: Մի քանի տարվա ընթացքում, մի փոքր

1947 թվականի լուսանկարները ցույց են տվել աստղանման առարկաների փոքր խումբ այս վայրում: 1954 թվականին դրանցից մի քանիսն արդեն դարձել էին երկարավուն, իսկ հինգ տարի անց այդ առարկաները բաժանվեցին առանձինների։ Այսպիսով, առաջին անգամ աստղերի ծննդյան գործընթացը տեղի է ունեցել բառացիորեն աստղագետների աչքի առաջ։

Եկեք մանրամասն դիտարկենք աստղերի կառուցվածքն ու էվոլյուցիան, որտեղ սկսվում և ավարտվում է նրանց անվերջ, մարդկային չափանիշներով կյանքը։

Ավանդաբար, գիտնականները ենթադրում են, որ աստղերը ձևավորվում են գազի և փոշու ամպերի խտացման արդյունքում: Գրավիտացիոն ուժերի ազդեցության տակ առաջացած ամպերից գոյանում է անթափանց ամպ։ գազի գնդակ, կառուցվածքով խիտ։ Նրա ներքին ճնշումը չի կարող հավասարակշռել այն սեղմող գրավիտացիոն ուժերը։ Աստիճանաբար գնդակն այնքան է կծկվում, որ աստղի ներսի ջերմաստիճանը բարձրանում է, իսկ գնդակի ներսում տաք գազի ճնշումը հավասարակշռում է արտաքին ուժերը։ Դրանից հետո սեղմումը դադարում է: Այս գործընթացի տևողությունը կախված է աստղի զանգվածից և սովորաբար տատանվում է երկուից մինչև մի քանի հարյուր միլիոն տարի:

Աստղերի կառուցվածքը ենթադրում է շատ բարձր ջերմաստիճան նրանց միջուկներում, ինչը նպաստում է շարունակական ջերմամիջուկային գործընթացներին (դրանց ձևավորող ջրածինը վերածվում է հելիումի)։ Հենց այս գործընթացներն էլ աստղերի ինտենսիվ ճառագայթում են առաջացնում: Ժամանակը, որի ընթացքում նրանք սպառում են ջրածնի առկա պաշարը, որոշվում է դրանց զանգվածով: Դրանից կախված է նաեւ ճառագայթման տեւողությունը:

Երբ ջրածնի պաշարները սպառվում են, աստղերի էվոլյուցիան մոտենում է ձևավորման փուլին, ինչը տեղի է ունենում հետևյալ կերպ. Էներգիայի արտազատման դադարեցումից հետո գրավիտացիոն ուժերը սկսում են սեղմել միջուկը: Միաժամանակ աստղը զգալիորեն մեծանում է չափերով։ Պայծառությունը նույնպես մեծանում է, երբ գործընթացը շարունակվում է, բայց միայն բարակ շերտով միջուկի սահմանին:

Այս պրոցեսն ուղեկցվում է կծկվող հելիումի միջուկի ջերմաստիճանի բարձրացմամբ և հելիումի միջուկների վերափոխմամբ ածխածնի միջուկների։

Կանխատեսվում է, որ մեր արեւը կարող է դառնալ կարմիր հսկա ութ միլիարդ տարվա ընթացքում: Դրա շառավղը կբարձրանա մի քանի տասնյակ անգամ, եւ դրա լուսավորությունը կավելանա հարյուրավոր անգամներ `համեմատած ընթացիկ մակարդակների հետ:

Աստղի կյանքի տևողությունը, ինչպես արդեն նշվեց, կախված է նրա զանգվածից: Արեգակից փոքր զանգված ունեցող օբյեկտները շատ տնտեսապես «օգտագործում են» իրենց պաշարները, ուստի կարող են փայլել տասնյակ միլիարդավոր տարիներ։

Աստղերի էվոլյուցիան ավարտվում է ձևավորմամբ: Դա տեղի է ունենում նրանց հետ, որոնց զանգվածը մոտ է Արեգակի զանգվածին, այսինքն. չի գերազանցում դրա 1.2-ը:

Հսկա աստղերը հակված են արագ սպառել միջուկային վառելիքի իրենց պաշարը: Սա ուղեկցվում է զանգվածի զգալի կորստով, մասնավորապես՝ արտաքին պատյանների թափվելու պատճառով։ Արդյունքում մնում է միայն աստիճանաբար սառչող կենտրոնական հատվածը, որում միջուկային ռեակցիաները լիովին դադարել են։ Ժամանակի ընթացքում նման աստղերը դադարում են արտանետվել և դառնում անտեսանելի։

Բայց երբեմն աստղերի բնականոն էվոլյուցիան և կառուցվածքը խախտվում է: Ամենից հաճախ դա վերաբերում է զանգվածային օբյեկտներին, որոնք սպառել են բոլոր տեսակի ջերմամիջուկային վառելիքը: Հետո դրանք կարող են վերածվել նեյտրոնների, կամ Եվ որքան շատ գիտնականներն իմանան այս օբյեկտների մասին, այնքան նոր հարցեր են առաջանում։

Աստղերը, ինչպես մարդիկ, կարող են լինել նորածին, երիտասարդ, ծեր: Ամեն վայրկյան որոշ աստղեր մահանում են, իսկ մյուսները ձևավորվում են: Սովորաբար նրանցից ամենաերիտասարդները նման են Արեգակին։ Նրանք գտնվում են ձևավորման փուլում և իրականում նախաստղեր են։ Աստղագետները նրանց անվանում են T-Taurus աստղեր՝ իրենց նախատիպի անունով: Իրենց հատկություններով, օրինակ՝ լուսավորությամբ, նախաստղերը փոփոխական են, քանի որ նրանց գոյությունը դեռ կայուն փուլ չի մտել: Նրանցից շատերը շրջապատում են մեծ քանակությամբ նյութ: Հզոր քամու հոսանքները բխում են T տիպի աստղերից:

Նախաստղեր. նրանց կյանքի ցիկլի սկիզբը

Եթե ​​նյութը ընկնում է նախաստղի մակերեսին, այն արագ այրվում է և վերածվում ջերմության։ Արդյունքում, նախաստղերի ջերմաստիճանը անընդհատ աճում է։ Երբ այն այնքան բարձրանում է, որ աստղի կենտրոնում միջուկային ռեակցիաներ են սկսվում, նախաստղը ստանում է սովորականի կարգավիճակ։ Միջուկային ռեակցիաների մեկնարկով աստղն ունի էներգիայի մշտական ​​աղբյուր, որը երկար ժամանակ պահպանում է նրա կյանքը: Թե որքան երկար կլինի աստղի կյանքի ցիկլը Տիեզերքում, կախված է նրա սկզբնական չափից: Այնուամենայնիվ, ենթադրվում է, որ Արեգակի տրամագծով աստղերը բավականաչափ էներգիա ունեն մոտ 10 միլիարդ տարի հարմարավետ գոյության համար: Չնայած դրան, պատահում է նաև, որ նույնիսկ ավելի զանգվածային աստղերն ապրում են ընդամենը մի քանի միլիոն տարի: Դա պայմանավորված է նրանով, որ նրանք շատ ավելի արագ են այրում իրենց վառելիքը։

Սովորական չափի աստղեր

Աստղերից յուրաքանչյուրը տաք գազի մի կույտ է: Նրանց խորքերում անընդհատ տեղի է ունենում միջուկային էներգիայի գեներացման գործընթացը։ Այնուամենայնիվ, ոչ բոլոր աստղերն են նման Արեգակին: Հիմնական տարբերություններից մեկը գույնն է: Աստղերը ոչ միայն դեղին են, այլեւ կապտավուն ու կարմրավուն։

Պայծառություն և պայծառություն

Նրանք նաև տարբերվում են այնպիսի հատկանիշներով, ինչպիսիք են փայլը և պայծառությունը: Թե որքան պայծառ կլինի Երկրի մակերեւույթից դիտվող աստղը, կախված է ոչ միայն նրա պայծառությունից, այլեւ մեր մոլորակից հեռավորությունից: Հաշվի առնելով նրանց հեռավորությունը Երկրից՝ աստղերը կարող են ունենալ բոլորովին այլ պայծառություն: Այս ցուցանիշը տատանվում է Արեգակի պայծառության տասը հազարերորդականից մինչև ավելի քան մեկ միլիոն Արեգակի հետ համեմատելի պայծառություն:

Աստղերի մեծ մասը գտնվում է այս սպեկտրի ստորին ծայրում՝ լինելով մութ: Շատ առումներով Արևը միջին, տիպիկ աստղ է: Այնուամենայնիվ, համեմատած մյուսների հետ, այն ունի շատ ավելի մեծ պայծառություն: Մեծ թվով աղոտ աստղեր կարելի է դիտել նույնիսկ անզեն աչքով։ Աստղերի պայծառության տարբերության պատճառը նրանց զանգվածն է: Գույնը, փայլը և պայծառության փոփոխությունը ժամանակի ընթացքում որոշվում են նյութի քանակով:

Աստղերի կյանքի ցիկլը բացատրելու փորձեր

Մարդիկ երկար ժամանակ փորձել են հետևել աստղերի կյանքին, սակայն գիտնականների առաջին փորձերը բավականին երկչոտ էին: Առաջին առաջընթացը Լեյնի օրենքի կիրառումն էր գրավիտացիոն կծկման Հելմհոլց-Քելվինի վարկածին։ Սա աստղագիտության մեջ նոր ըմբռնում բերեց. տեսականորեն աստղի ջերմաստիճանը պետք է բարձրանա (նրա ցուցիչը հակադարձ համեմատական ​​է աստղի շառավղին), մինչև խտության աճը չդանդաղեցնի սեղմման գործընթացները։ Այդ դեպքում էներգիայի սպառումը ավելի բարձր կլինի, քան նրա եկամուտը։ Այս պահին աստղը կսկսի արագ սառչել:

Վարկածներ աստղերի կյանքի մասին

Աստղի կյանքի ցիկլի մասին սկզբնական վարկածներից մեկն առաջարկել է աստղագետ Նորման Լոքերը։ Նա կարծում էր, որ աստղերն առաջանում են երկնաքարային նյութից։ Ավելին, նրա վարկածի դրույթները հիմնված էին ոչ միայն աստղագիտության մեջ առկա տեսական եզրակացությունների, այլև աստղերի սպեկտրային վերլուծության տվյալների վրա։ Լոկյերը համոզված էր, որ քիմիական տարրերը, որոնք մասնակցում են էվոլյուցիայի երկնային մարմիններ, կազմված են տարրական մասնիկներից՝ «նախաէլեմենտներից»։ Ի տարբերություն ժամանակակից նեյտրոնների, պրոտոնների և էլեկտրոնների, նրանք ունեն ոչ թե ընդհանուր, այլ անհատական ​​բնույթ։ Օրինակ, ըստ Lockyer-ի, ջրածինը քայքայվում է այն, ինչ կոչվում է «պրոտաջրածին». երկաթը դառնում է «պրոտո-երկաթ»: Այլ աստղագետներ նույնպես փորձել են նկարագրել աստղի կյանքի ցիկլը, օրինակ՝ Ջեյմս Հոփվուդը, Յակով Զելդովիչը, Ֆրեդ Հոյլը։

Հսկա աստղեր և գաճաճ աստղեր

Ավելի մեծ աստղերը ամենաշոգն ու ամենապայծառն են: Նրանք սովորաբար սպիտակ կամ կապտավուն են արտաքին տեսքով։ Չնայած այն հանգամանքին, որ դրանք հսկայական են չափերով, վառելիքը նրանց ներսում այնքան արագ է այրվում, որ նրանք զրկվում են դրանից ընդամենը մի քանի միլիոն տարում:

Փոքր աստղերը, ի տարբերություն հսկաների, սովորաբար այնքան էլ պայծառ չեն։ Նրանք կարմիր գույն ունեն և բավական երկար են ապրում՝ միլիարդավոր տարիներ: Բայց երկնքի պայծառ աստղերի մեջ կան նաև կարմիր և նարնջագույն աստղեր: Օրինակ՝ Ալդեբարան աստղը, այսպես կոչված, «ցուլի աչքը», որը գտնվում է Ցուլ համաստեղությունում. և նաև Կարիճի համաստեղությունում: Ինչո՞ւ են այս սառը աստղերը կարողանում պայծառությամբ մրցել Սիրիուսի նման տաք աստղերի հետ:

Դա պայմանավորված է նրանով, որ նրանք ժամանակին շատ են ընդարձակվել, և դրանց տրամագիծը սկսել է գերազանցել հսկայական կարմիր աստղերը (գերհսկաներ): Հսկայական տարածքը թույլ է տալիս այս աստղերին արձակել մի կարգի մեծության ավելի շատ էներգիա, քան Արեգակը: Սա այն դեպքում, երբ նրանց ջերմաստիճանը շատ ավելի ցածր է: Օրինակ՝ Օրիոն համաստեղությունում գտնվող Բետելգեյզի տրամագիծը մի քանի հարյուր անգամ մեծ է Արեգակի տրամագծից։ Իսկ սովորական կարմիր աստղերի տրամագիծը սովորաբար Արեգակի չափի նույնիսկ տասներորդ անգամ չէ։ Նման աստղերը կոչվում են թզուկներ: Յուրաքանչյուր երկնային մարմին կարող է անցնել այս տեսակի աստղերի կյանքի ցիկլերի միջով. նույն աստղն իր կյանքի տարբեր փուլերում կարող է լինել և՛ կարմիր հսկա, և՛ թզուկ:

Որպես կանոն, Արեգակի նման լուսատուներն իրենց գոյությունն ապահովում են ներսում հայտնաբերված ջրածնի շնորհիվ: Այն վերածվում է հելիումի աստղի միջուկային միջուկի ներսում։ Արևը վառելիքի հսկայական քանակություն ունի, բայց նույնիսկ այն անսահման չէ. վերջին հինգ միլիարդ տարիների ընթացքում պաշարի կեսը սպառվել է:

Աստղերի կյանքը. Աստղերի կյանքի ցիկլը

Երբ աստղի ներսում ջրածնի պաշարը սպառվում է, լուրջ փոփոխություններ են տեղի ունենում: Մնացած ջրածինը սկսում է այրվել ոչ թե իր միջուկի ներսում, այլ մակերեսի վրա։ Միևնույն ժամանակ աստղի կյանքի տևողությունը գնալով կրճատվում է։ Այս ժամանակահատվածում աստղերի ցիկլը, համենայն դեպս նրանց մեծ մասը, մտնում է կարմիր հսկայի փուլ։ Աստղի չափը մեծանում է, իսկ ջերմաստիճանը, ընդհակառակը, նվազում է։ Այսպես են հայտնվում կարմիր հսկաների և գերհսկաների մեծ մասը։ Այս գործընթացը աստղերում տեղի ունեցող փոփոխությունների ընդհանուր հաջորդականության մի մասն է, որը գիտնականներն անվանում են աստղային էվոլյուցիա։ Աստղի կյանքի ցիկլը ներառում է նրա բոլոր փուլերը. ի վերջո, բոլոր աստղերը ծերանում և մահանում են, և դրանց գոյության տևողությունը ուղղակիորեն որոշվում է վառելիքի քանակով: Մեծ աստղերն ավարտում են իրենց կյանքը հսկայական, դիտարժան պայթյունով։ Ավելի համեստները, ընդհակառակը, մահանում են՝ աստիճանաբար փոքրանալով սպիտակ թզուկների չափի։ Հետո նրանք պարզապես մարում են:

Որքա՞ն է ապրում միջին աստղը: Աստղի կյանքի ցիկլը կարող է տևել 1,5 միլիոն տարուց պակաս մինչև 1 միլիարդ տարի կամ ավելի: Այս ամենը, ինչպես ասվեց, կախված է դրա կազմից և չափից։ Արեգակի նման աստղերն ապրում են 10-ից 16 միլիարդ տարի: Շատ պայծառ աստղերը, ինչպես Սիրիուսը, ունեն համեմատաբար կարճ կյանք՝ ընդամենը մի քանի հարյուր միլիոն տարի: Աստղերի կյանքի ցիկլի դիագրամը ներառում է հետևյալ փուլերը. Սա մոլեկուլային ամպ է - ամպի գրավիտացիոն փլուզում - գերնոր աստղի ծնունդ - նախաստղի էվոլյուցիա - նախաստղային փուլի ավարտ: Այնուհետև հետևեք փուլերին՝ երիտասարդ աստղային փուլի սկիզբ - միջին տարիք - հասունություն - կարմիր հսկա փուլ - մոլորակային միգամածություն - սպիտակ գաճաճ փուլ: Վերջին երկու փուլերը բնորոշ են փոքր աստղերին։

Մոլորակային միգամածությունների բնույթը

Այսպիսով, մենք հակիրճ նայեցինք աստղի կյանքի ցիկլին: Բայց այն, ինչ հսկայական կարմիր հսկայից վերածվում է սպիտակ թզուկի, երբեմն աստղերը թափում են իրենց արտաքին շերտերը, իսկ հետո աստղի միջուկը բացահայտվում է: Գազի կեղևը սկսում է փայլել աստղի արձակած էներգիայի ազդեցության տակ: Այս փուլն իր անունը ստացել է շնորհիվ այն բանի, որ այս կեղևի լուսավոր գազի փուչիկները հաճախ նման են մոլորակների շուրջ սկավառակների: Բայց իրականում դրանք մոլորակների հետ կապ չունեն։ Երեխաների համար աստղերի կյանքի ցիկլը չի ​​կարող ներառել բոլոր գիտական ​​մանրամասները: Կարելի է միայն նկարագրել երկնային մարմինների էվոլյուցիայի հիմնական փուլերը:

Աստղային կուտակումներ

Աստղագետները սիրում են ուսումնասիրել: Կա վարկած, որ բոլոր լուսատուները ծնվում են խմբերով, այլ ոչ թե առանձին: Քանի որ միևնույն կլաստերին պատկանող աստղերն ունեն նմանատիպ հատկություններ, նրանց միջև եղած տարբերությունները ճշմարիտ են և պայմանավորված չեն Երկիր հեռավորությունից: Ինչ փոփոխություններ էլ լինեն այս աստղերի հետ, դրանք ծագում են միաժամանակ և հավասար պայմաններում: Հատկապես շատ գիտելիքներ կարելի է ձեռք բերել՝ ուսումնասիրելով դրանց հատկությունների կախվածությունը զանգվածից։ Ի վերջո, կլաստերների աստղերի տարիքը և նրանց հեռավորությունը Երկրից մոտավորապես հավասար են, ուստի դրանք տարբերվում են միայն այս ցուցանիշով: Կլաստերները կհետաքրքրեն ոչ միայն պրոֆեսիոնալ աստղագետներին. յուրաքանչյուր սիրողական հաճույքով կկատարի գեղեցիկ լուսանկար և կհիանա նրանց բացառիկ գեղեցիկ տեսարանով պլանետարիումում:

Ձևավորվել է միջաստղային միջավայրի խտացումից։ Դիտարկումների միջոցով հնարավոր եղավ պարզել, որ աստղերն առաջացել են տարբեր ժամանակներում և առաջանում են մինչ օրս։

Աստղերի էվոլյուցիայի հիմնական խնդիրը նրանց էներգիայի ծագման հարցն է, որի շնորհիվ նրանք փայլում են և հսկայական քանակությամբ էներգիա արտանետում: Նախկինում առաջ են քաշվել բազմաթիվ տեսություններ, որոնք նախատեսված էին աստղերի էներգիայի աղբյուրները բացահայտելու համար։ Համարվում էր, որ աստղային էներգիայի շարունակական աղբյուրը շարունակական սեղմումն է։ Այս աղբյուրը, իհարկե, լավ է, բայց չի կարող երկար ժամանակ պահպանել համապատասխան ճառագայթումը: 20-րդ դարի կեսերին այս հարցի պատասխանը գտնվեց. Ճառագայթման աղբյուրը ջերմամիջուկային միաձուլման ռեակցիաներն են։ Այս ռեակցիաների արդյունքում ջրածինը վերածվում է հելիումի, իսկ արձակված էներգիան անցնում է աստղի աղիքներով, փոխակերպվում և արտանետվում արտաքին տարածություն (հարկ է նշել, որ որքան բարձր է ջերմաստիճանը, այնքան ավելի արագ են տեղի ունենում այդ ռեակցիաները. Ինչու տաք զանգվածային աստղերը ավելի արագ են թողնում հիմնական հաջորդականությունը):

Հիմա պատկերացրեք աստղի առաջացումը...

Միջագետքի գազի եւ փոշու միջավայրի ամպը սկսեց խտացնել: Այս ամպից ձեւավորվում է բավականին խիտ գազի գազ: Գնդակի ներսում ճնշումը դեռևս ի վիճակի չէ հավասարակշռելու ձգողական ուժերը, ուստի այն կփոքրանա (գուցե այս պահին աստղի շուրջ ավելի քիչ զանգվածով կուտակումներ կստեղծվեն, որոնք ի վերջո կվերածվեն մոլորակների): Երբ սեղմվում է, ջերմաստիճանը բարձրանում է: Այսպիսով, աստղը աստիճանաբար հավաքվում է հիմնական հաջորդականության վրա: Այնուհետեւ աստղի ներսում գազի ճնշումը հավասարակշռում է ծանրությունը, եւ պրոտոստարը վերածվում է աստղի:

Աստղի էվոլյուցիայի վաղ փուլը շատ փոքր է, և աստղն այս պահին ընկղմված է միգամածության մեջ, ուստի նախաստղը շատ դժվար է հայտնաբերել:

Hyd րածնի վերածումը հելիումի է տեղի ունենում միայն աստղի կենտրոնական շրջաններում: Արտաքին շերտերում ջրածնի պարունակությունը շարունակում է մնալ գործնականում անփոփոխ: Քանի որ ջրածնի քանակը սահմանափակ է, վաղ թե ուշ այն այրվում է: Ստանդարտ կանգառի կենտրոնում էներգիայի թողարկումը եւ աստղի առանցքը սկսում է նեղանալ, եւ կեղեւը սկսում է այտուցվել: Ավելին, եթե աստղը 1.2 արեւի զանգված է, այն թափում է իր արտաքին շերտը (մոլորակային միգամածության ձեւավորում):

Նախագիծը աստղից առանձնանալուց հետո, նրա ներքին, շատ տաք շերտերը ենթարկվում են, եւ մինչդեռ ծրարը շարժվում է ավելի ու ավելի հեռու: Մի քանի տասնյակ հազար տարի անց կեղևը կքայքայվի և կմնա միայն շատ տաք և խիտ աստղ, որը աստիճանաբար սառչելով՝ կվերածվի սպիտակ թզուկի։ Աստիճանաբար սառչելով՝ նրանք վերածվում են անտեսանելի սև թզուկների։ Սև թզուկները շատ խիտ և սառը աստղեր են, մի փոքր ավելի մեծ, քան Երկիրը, բայց Արեգակի զանգվածին համեմատելի զանգվածով: Սպիտակ թզուկների սառեցման գործընթացը տևում է մի քանի հարյուր միլիոն տարի:

Եթե ​​աստղի զանգվածը 1,2-ից 2,5 արեգակնային է, ապա այդպիսի աստղը կպայթի։ Այս պայթյունը կոչվում է գերնոր աստղի պայթյուն. Բռնկվող աստղը մի քանի վայրկյանում մեծացնում է իր պայծառությունը հարյուր միլիոնավոր անգամներ: Նման բռնկումները տեղի են ունենում չափազանց հազվադեպ: Մեր Գալակտիկայում գերնոր աստղի պայթյուն տեղի է ունենում մոտավորապես հարյուր տարին մեկ անգամ: Նման բռնկումից հետո մնում է միգամածություն, որն ունի շատ ռադիո արտանետումներ և նույնպես շատ արագ ցրվում է, և այսպես կոչված նեյտրոնային աստղը (այս մասին մի փոքր ավելի ուշ): Ի հավելումն ահռելի ռադիո արտանետումների, նման միգամածությունը կլինի նաև ռենտգենյան ճառագայթման աղբյուր, բայց այդ ճառագայթումը կլանում է երկրագնդի մթնոլորտը և, հետևաբար, կարելի է դիտարկել միայն տիեզերքից:

Աստղերի պայթյունների (գերնորաձևերի) պատճառների մասին մի քանի վարկած կա, բայց ընդհանուր առմամբ ընդունված տեսություն դեռ չկա։ Ենթադրություն կա, որ դա պայմանավորված է աստղի ներքին շերտերի չափազանց արագ անկմամբ դեպի կենտրոն։ Աստղը արագորեն կծկվում է մինչև 10 կմ-ի աղետալիորեն փոքր չափս, և նրա խտությունը այս վիճակում կազմում է 10 17 կգ/մ 3, որը մոտ է ատոմային միջուկի խտությանը: Այս աստղը բաղկացած է նեյտրոններից (միաժամանակ էլեկտրոնները սեղմվում են պրոտոնների մեջ), ինչի պատճառով էլ կոչվում է. «ՆԵՅՏՐՈՆ». Նրա սկզբնական ջերմաստիճանը մոտ միլիարդ Կելվին է, բայց ապագայում այն ​​արագ կսառչի։

Այս աստղը իր փոքր չափերի և արագ սառեցման պատճառով երկար ժամանակ համարվում էր, որ անհնար է դիտարկել: Սակայն որոշ ժամանակ անց պուլսարները հայտնաբերվեցին։ Պարզվեց, որ այս պուլսարները նեյտրոնային աստղեր են։ Նրանք այդպես են անվանվել ռադիոիմպուլսների կարճաժամկետ արտանետումների պատճառով: Նրանք. աստղը կարծես «թարթում է»: Այս հայտնագործությունն արվել է բոլորովին պատահաբար և ոչ վաղ անցյալում, մասնավորապես 1967 թ. Այս պարբերական իմպուլսները պայմանավորված են նրանով, որ շատ արագ պտույտի ժամանակ մագնիսական առանցքի կոնը անընդհատ փայլում է մեր հայացքի կողքով, որը անկյուն է կազմում պտտման առանցքի հետ։

Պուլսարը մեզ համար կարող է հայտնաբերվել միայն մագնիսական առանցքի կողմնորոշման պայմաններում, և դա նրանց ընդհանուր թվի մոտավորապես 5%-ն է։ Որոշ պուլսարներ չեն գտնվում ռադիոմիգամածություններում, քանի որ միգամածությունները համեմատաբար արագ են ցրվում: Հարյուր հազար տարի անց այս միգամածությունները դադարում են տեսանելի լինել, իսկ պուլսարների տարիքը տասնյակ միլիոնավոր տարի է:

Եթե ​​աստղի զանգվածը գերազանցում է 2,5 արեգակը, ապա իր գոյության վերջում այն ​​կթվա, թե ինքն իրեն կփլուզվի և կփշրվի իր իսկ քաշով: Վայրկյանների ընթացքում այն ​​կվերածվի կետի։ Այս երևույթը կոչվում էր «գրավիտացիոն փլուզում», իսկ այս օբյեկտը կոչվում էր նաև «սև անցք»:

Այն ամենից, ինչ ասվեց վերևում, պարզ է դառնում, որ աստղի էվոլյուցիայի վերջնական փուլը կախված է նրա զանգվածից, սակայն անհրաժեշտ է նաև հաշվի առնել հենց այս զանգվածի և պտույտի անխուսափելի կորուստը։

Աստղերի էվոլյուցիան ուսումնասիրելն անհնար է միայն մեկ աստղի դիտարկմամբ. աստղերի շատ փոփոխություններ տեղի են ունենում չափազանց դանդաղ, որ նույնիսկ շատ դարեր անց նկատելի չեն: Ուստի գիտնականներն ուսումնասիրում են բազմաթիվ աստղեր, որոնցից յուրաքանչյուրն իր կյանքի ցիկլի որոշակի փուլում է։ Վերջին մի քանի տասնամյակների ընթացքում աստղաֆիզիկայի մեջ լայն տարածում է գտել համակարգչային տեխնոլոգիայի միջոցով աստղերի կառուցվածքի մոդելավորումը:

Հանրագիտարան YouTube

1 / 5

✪ Աստղեր և աստղային էվոլյուցիա (պատմում է աստղաֆիզիկոս Սերգեյ Պոպովը)

✪ Աստղեր և աստղային էվոլյուցիա (պատմում են Սերգեյ Պոպովը և Իլգոնիս Վիլքսը)

✪ S. A. Lamzin - «Աստղային էվոլյուցիա»

✪ Աստղերի էվոլյուցիա: Կապույտ հսկայի էվոլյուցիան 3 րոպեում

✪ Սուրդին Վ.Գ. Աստղային էվոլյուցիա Մաս 1

սուբտիտրեր

Ջերմամիջուկային միաձուլումը աստղերի ինտերիերում

Երիտասարդ աստղեր

Աստղի ձևավորման գործընթացը կարելի է նկարագրել միասնական ձևով, սակայն աստղի էվոլյուցիայի հետագա փուլերը գրեթե ամբողջությամբ կախված են նրա զանգվածից, և միայն աստղի էվոլյուցիայի վերջում այն ​​կարող է դեր խաղալ։ քիմիական բաղադրությունը.

Երիտասարդ ցածր զանգվածի աստղեր

Երիտասարդ ցածր զանգվածային աստղեր (մինչեւ երեք արեւային զանգված) [ ], որոնք մոտենում են հիմնական հաջորդականությանը, ամբողջովին կոնվեկցիոն են՝ կոնվեկցիոն պրոցեսն ընդգրկում է աստղի ամբողջ մարմինը։ Սրանք ըստ էության նախաստղեր են, որոնց կենտրոններում միջուկային ռեակցիաները նոր են սկսվում, և ամբողջ ճառագայթումը տեղի է ունենում հիմնականում գրավիտացիոն սեղմման պատճառով: Քանի դեռ հիդրոստատիկ հավասարակշռությունը չի հաստատվել, աստղի պայծառությունը նվազում է կայուն արդյունավետ ջերմաստիճանում։ Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամում նման աստղերը կազմում են գրեթե ուղղահայաց հետագիծ, որը կոչվում է Հայաշիի հետք: Երբ սեղմումը դանդաղում է, երիտասարդ աստղը մոտենում է հիմնական հաջորդականությանը: Այս տեսակի առարկաները կապված են T Tauri աստղերի հետ:

Այս պահին, 0,8 արեգակնային զանգվածից մեծ զանգված ունեցող աստղերի համար միջուկը դառնում է թափանցիկ ճառագայթման համար, և ճառագայթային էներգիայի փոխանցումը միջուկում դառնում է գերակշռող, քանի որ կոնվեկցիան ավելի ու ավելի է խոչընդոտվում աստղային նյութի աճող խտացման պատճառով: Աստղի մարմնի արտաքին շերտերում գերակշռում է կոնվեկտիվ էներգիայի փոխանցումը։

Հստակ հայտնի չէ, թե ինչ հատկանիշներ ունեն ավելի ցածր զանգվածի աստղերը հիմնական հաջորդականության մեջ մտնելու պահին, քանի որ երիտասարդ կատեգորիայում այս աստղերի անցկացրած ժամանակը գերազանցում է Տիեզերքի տարիքը [ ] . Այս աստղերի էվոլյուցիայի մասին բոլոր պատկերացումները հիմնված են միայն թվային հաշվարկների և մաթեմատիկական մոդելավորման վրա:

Երբ աստղը կծկվում է, դեգեներացված էլեկտրոնային գազի ճնշումը սկսում է մեծանալ, և երբ հասնում է աստղի որոշակի շառավիղ, սեղմումը դադարում է, ինչը հանգեցնում է աստղի միջուկում ջերմաստիճանի հետագա աճի դադարեցմանը, որն առաջանում է աստղի հետևանքով: սեղմում, եւ այնուհետեւ դրա նվազմանը: 0,0767 արեգակնային զանգվածից փոքր աստղերի համար դա տեղի չի ունենում. միջուկային ռեակցիաների ժամանակ արձակված էներգիան երբեք բավարար չէ ներքին ճնշումը և գրավիտացիոն սեղմումը հավասարակշռելու համար: Նման «աստղերը» ավելի շատ էներգիա են արտանետում, քան արտադրվում է ջերմամիջուկային ռեակցիաների ժամանակ և դասակարգվում են այսպես կոչված շագանակագույն թզուկների շարքում։ Նրանց ճակատագիրը մշտական ​​սեղմումն է, մինչև դեգեներացված գազի ճնշումը դադարեցնի այն, իսկ հետո աստիճանական սառեցումը՝ սկսած բոլոր ջերմամիջուկային ռեակցիաների դադարեցմամբ։

Երիտասարդ միջանկյալ զանգվածային աստղեր

Միջանկյալ զանգվածի երիտասարդ աստղեր (2-ից 8 արեգակնային զանգված) [ ] որակապես զարգանում են ճիշտ այնպես, ինչպես իրենց փոքր քույրերն ու եղբայրները, բացառությամբ, որ նրանք չունեն կոնվեկտիվ գոտիներ մինչև հիմնական հաջորդականությունը:

Այս տեսակի օբյեկտները կապված են այսպես կոչված. Ae\Be Herbig աստղեր՝ B-F0 սպեկտրային դասի անկանոն փոփոխականներով: Նրանք նաև ցուցադրում են սկավառակներ և երկբևեռ շիթեր: Մակերեւույթից նյութի արտահոսքի արագությունը, պայծառությունը և արդյունավետ ջերմաստիճանը զգալիորեն ավելի բարձր են, քան T Ցուլի դեպքում, ուստի դրանք արդյունավետորեն տաքացնում և ցրում են նախաստղային ամպի մնացորդները:

Արեգակի 8 զանգվածից մեծ զանգված ունեցող երիտասարդ աստղեր

Նման զանգված ունեցող աստղերն արդեն ունեն սովորական աստղերի բնութագրերը, քանի որ նրանք անցել են բոլոր միջանկյալ փուլերը և կարողացել են հասնել միջուկային ռեակցիաների այնպիսի արագության, որը փոխհատուցում է ճառագայթման կորցրած էներգիան, մինչդեռ զանգվածը կուտակվում է միջուկի հիդրոստատիկ հավասարակշռության հասնելու համար: Այս աստղերի համար զանգվածի և պայծառության արտահոսքն այնքան մեծ է, որ նրանք ոչ միայն դադարեցնում են մոլեկուլային ամպի արտաքին տարածքների գրավիտացիոն փլուզումը, որոնք դեռ չեն դարձել աստղի մաս, այլ, ընդհակառակը, ցրում են դրանք: Այսպիսով, ստացված աստղի զանգվածը նկատելիորեն փոքր է նախաստղային ամպի զանգվածից։ Ամենայն հավանականությամբ, դա բացատրում է մոտ 300 արեգակնային զանգվածից մեծ զանգված ունեցող աստղերի բացակայությունը մեր գալակտիկայում:

Աստղի միջին կյանքի ցիկլը

Աստղերը գալիս են տարբեր գույների և չափերի: Ըստ սպեկտրային տիպի՝ դրանք տատանվում են տաք կապույտից մինչև սառը կարմիր, իսկ զանգվածով՝ 0,0767-ից մինչև մոտ 300 արեգակնային զանգված, ըստ վերջին գնահատումների։ Աստղի պայծառությունն ու գույնը կախված են նրա մակերեսի ջերմաստիճանից, որն իր հերթին որոշվում է նրա զանգվածով։ Բոլոր նոր աստղերը «իրենց տեղն են զբաղեցնում» հիմնական հաջորդականության վրա՝ ըստ իրենց քիմիական կազմի և զանգվածի։ Բնականաբար, խոսքը աստղի ֆիզիկական շարժման մասին չէ, այլ միայն նշված դիագրամի վրա նրա դիրքի մասին՝ կախված աստղի պարամետրերից։ Փաստորեն, աստղի շարժումը դիագրամի երկայնքով համապատասխանում է միայն աստղի պարամետրերի փոփոխությանը։

Նյութի ջերմամիջուկային «այրումը», որը վերսկսվել է նոր մակարդակի վրա, առաջացնում է աստղի հրեշավոր ընդլայնում։ Աստղը «ուռչում է»՝ դառնալով շատ «թուլացած», և նրա չափերը մեծանում են մոտավորապես 100 անգամ։ Այսպիսով, աստղը դառնում է կարմիր հսկա, և հելիումի այրման փուլը տևում է մոտ մի քանի միլիոն տարի: Գրեթե բոլոր կարմիր հսկաները փոփոխական աստղեր են:

Աստղերի էվոլյուցիայի վերջին փուլերը

Հին աստղեր ցածր զանգվածով

Ներկայումս հստակ հայտնի չէ, թե ինչ է տեղի ունենում լուսաստղերի հետ, երբ նրանց միջուկներում ջրածնի պաշարը սպառվում է։ Քանի որ Տիեզերքի տարիքը 13,7 միլիարդ տարի է, ինչը բավարար չէ նման աստղերի ջրածնի վառելիքի պաշարը սպառելու համար, ժամանակակից տեսություններհիմնված են նման աստղերում տեղի ունեցող գործընթացների համակարգչային մոդելավորման վրա:

Որոշ աստղեր կարող են սինթեզել հելիում միայն որոշակի ակտիվ գոտիներում՝ առաջացնելով անկայունություն և ուժեղ աստղային քամիներ։ Այս դեպքում մոլորակային միգամածության ձևավորումը տեղի չի ունենում, և աստղը միայն գոլորշիանում է՝ դառնալով նույնիսկ ավելի փոքր, քան շագանակագույն թզուկը [ ] .

Արեգակնային 0,5-ից պակաս զանգված ունեցող աստղն ի վիճակի չէ փոխակերպել հելիումը նույնիսկ այն բանից հետո, երբ իր միջուկում ջրածնի հետ կապված ռեակցիաները դադարում են. նման աստղի զանգվածը չափազանց փոքր է գրավիտացիոն սեղմման նոր փուլ ապահովելու համար, որը բավարար է «բռնկվելու» համար: հելիում Այդպիսի աստղերի թվում են կարմիր թզուկները, ինչպիսիք են Պրոքսիմա Կենտավուրը, որոնց բնակության ժամանակը հիմնական հաջորդականության վրա տատանվում է տասնյակ միլիարդներից մինչև տասնյակ տրիլիոն տարիներ: Նրանց միջուկներում ջերմամիջուկային ռեակցիաների դադարեցումից հետո դրանք, աստիճանաբար սառչելով, կշարունակեն թույլ արտանետվել էլեկտրամագնիսական սպեկտրի ինֆրակարմիր և միկրոալիքային տիրույթներում։

Միջին չափի աստղեր

Հասնելով միջին չափի աստղ (0,4-ից մինչև 3,4 արեգակնային զանգված) [ Կարմիր հսկայի փուլի միջուկում ջրածինը վերջանում է, և սկսվում են հելիումից ածխածնի սինթեզի ռեակցիաները։ Այս գործընթացը տեղի է ունենում ավելի բարձր ջերմաստիճանների դեպքում, և հետևաբար միջուկից էներգիայի հոսքը մեծանում է, և արդյունքում աստղի արտաքին շերտերը սկսում են ընդլայնվել: Ածխածնի սինթեզի սկիզբը նշանավորում է աստղի կյանքում նոր փուլ և շարունակվում է որոշ ժամանակ։ Արեգակի չափերով նման աստղի համար այս գործընթացը կարող է տևել մոտ մեկ միլիարդ տարի:

Արտանետվող էներգիայի քանակի փոփոխությունները հանգեցնում են նրան, որ աստղն անցնում է անկայունության շրջաններ, ներառյալ չափի, մակերևույթի ջերմաստիճանի և էներգիայի արտազատման փոփոխությունները: Էներգիայի արտադրությունը տեղափոխվում է դեպի ցածր հաճախականության ճառագայթում: Այս ամենն ուղեկցվում է աստղային ուժեղ քամիների և ինտենսիվ պուլսացիաների պատճառով զանգվածի աճող կորստով։ Այս փուլում աստղերը կոչվում են «ուշ տիպի աստղեր» (նաև «թոշակի անցած աստղեր»), OH -IR աստղերկամ Միրա նման աստղեր՝ կախված դրանց ճշգրիտ բնութագրերից։ Արտանետվող գազը համեմատաբար հարուստ է աստղի ինտերիերում արտադրվող ծանր տարրերով, ինչպիսիք են թթվածինը և ածխածինը: Գազը կազմում է ընդարձակվող թաղանթ և սառչում է աստղից հեռանալիս՝ թույլ տալով փոշու մասնիկների և մոլեկուլների ձևավորում: Աղբյուրի աստղից ստացվող ուժեղ ինֆրակարմիր ճառագայթման դեպքում նման խեցիներում գոյանում են տիեզերական մասերների ակտիվացման իդեալական պայմաններ։

Հելիումի ջերմամիջուկային այրման ռեակցիաները շատ զգայուն են ջերմաստիճանի նկատմամբ։ Երբեմն դա հանգեցնում է մեծ անկայունության: Ուժեղ իմպուլսացիաներ են առաջանում, որոնք արդյունքում բավականաչափ արագացում են հաղորդում արտաքին շերտերին, որպեսզի դրանք դուրս գցվեն և վերածվեն մոլորակային միգամածության։ Նման միգամածության կենտրոնում մնում է աստղի մերկ միջուկը, որում դադարում են ջերմամիջուկային ռեակցիաները, և երբ սառչում է, այն վերածվում է հելիումի սպիտակ թզուկի՝ սովորաբար ունենալով մինչև 0,5-0,6 արեգակնային զանգված և տրամագիծ։ Երկրի տրամագծի հերթականությամբ։

Աստղերի ճնշող մեծամասնությունը, ներառյալ Արեգակը, ավարտում են իրենց էվոլյուցիան՝ կծկվելով այնքան ժամանակ, մինչև դեգեներատիվ էլեկտրոնների ճնշումը հավասարակշռի ձգողականությունը: Այս վիճակում, երբ աստղի չափը նվազում է հարյուր անգամ, և խտությունը դառնում է մեկ միլիոն անգամ ավելի մեծ, քան ջրի խտությունը, աստղը կոչվում է սպիտակ թզուկ։ Այն զրկվում է էներգիայի աղբյուրներից և աստիճանաբար սառչելով՝ դառնում է անտեսանելի սև թզուկ։

Արեգակից ավելի զանգվածային աստղերում, այլասերված էլեկտրոնների ճնշումը չի կարող դադարեցնել միջուկի հետագա սեղմումը, և էլեկտրոնները սկսում են «սեղմվել» ատոմային միջուկների մեջ, ինչը պրոտոնները վերածում է նեյտրոնների, որոնց միջև չկան էլեկտրաստատիկ վանող ուժեր: Նյութի այս նեյտրոնացումը հանգեցնում է նրան, որ աստղի չափը, որն այժմ, փաստորեն, մեկ հսկայական ատոմային միջուկ է, չափվում է մի քանի կիլոմետրով, իսկ խտությունը 100 միլիոն անգամ ավելի մեծ է, քան ջրի խտությունը: Նման օբյեկտը կոչվում է նեյտրոնային աստղ; նրա հավասարակշռությունը պահպանվում է այլասերված նեյտրոնային նյութի ճնշմամբ։

Գերզանգվածային աստղեր

Այն բանից հետո, երբ հինգ արեգակնային զանգվածից ավելի զանգված ունեցող աստղը մտնում է կարմիր գերհսկայի փուլ, նրա միջուկը սկսում է փոքրանալ ձգողականության ազդեցության տակ: Սեղմման ընթացքում ջերմաստիճանը և խտությունը մեծանում են, և սկսվում է ջերմամիջուկային ռեակցիաների նոր հաջորդականություն: Նման ռեակցիաների ժամանակ սինթեզվում են ավելի ծանր տարրեր՝ հելիում, ածխածին, թթվածին, սիլիցիում և երկաթ, ինչը ժամանակավորապես զսպում է միջուկի փլուզումը։

Արդյունքում, քանի որ Պարբերական աղյուսակի ավելի ու ավելի ծանր տարրեր են ձևավորվում, երկաթ-56-ը սինթեզվում է սիլիցիումից։ Այս փուլում հետագա էկզոթերմային ջերմամիջուկային միաձուլումը դառնում է անհնար, քանի որ երկաթ-56 միջուկն ունի առավելագույն զանգվածային թերություն, և էներգիայի արտազատմամբ ավելի ծանր միջուկների ձևավորումն անհնար է: Հետևաբար, երբ աստղի երկաթի միջուկը հասնում է որոշակի չափի, նրա մեջ ճնշումն այլևս չի կարող դիմակայել աստղի ծածկող շերտերի ծանրությանը, և միջուկի անմիջական փլուզումը տեղի է ունենում նրա նյութի նեյտրոնացումով:

Թե ինչ կլինի հետո, դեռ լիովին պարզ չէ, բայց, ամեն դեպքում, վայրկյանների ընթացքում տեղի ունեցող գործընթացները հանգեցնում են անհավանական ուժի գերնոր պայթյունի։

Ուժեղ նեյտրինո շիթերը և պտտվող մագնիսական դաշտը դուրս են մղում աստղի կուտակված նյութի մեծ մասը: [ ] - այսպես կոչված նստատեղերի տարրեր, ներառյալ երկաթե և ավելի թեթեւ տարրեր: Պայթող նյութը ռմբակոծվում է աստղային միջուկից փախչող նեյտրոնների կողմից՝ գրավելով դրանք և դրանով իսկ ստեղծելով երկաթից ավելի ծանր տարրեր, ներառյալ ռադիոակտիվները, մինչև ուրան (և գուցե նույնիսկ կալիֆորնիում): Այսպիսով, գերնոր աստղերի պայթյունները բացատրում են միջաստղային նյութում երկաթից ավելի ծանր տարրերի առկայությունը, բայց դա դրանց ձևավորման միակ հնարավոր ձևը չէ, ինչը, օրինակ, ցույց են տալիս տեխնեցիումի աստղերը։

Պայթյունի ալիք և նեյտրինոների շիթերը նյութը հեռացնում են մահացող աստղից [ ] միջաստղային տարածություն։ Հետագայում, երբ այն սառչում է և շարժվում տիեզերքում, այս գերնոր նյութը կարող է բախվել այլ տիեզերական «փրկության» հետ և, հնարավոր է, մասնակցել նոր աստղերի, մոլորակների կամ արբանյակների ձևավորմանը:

Դեռևս ուսումնասիրվում են գերնոր աստղի ձևավորման ընթացքում տեղի ունեցող գործընթացները, և առայժմ այս հարցում հստակություն չկա։ Նաև կասկածելի է, թե իրականում ինչ է մնացել սկզբնական աստղից: Այնուամենայնիվ, դիտարկվում է երկու տարբերակ՝ նեյտրոնային աստղեր և սև խոռոչներ:

Նեյտրոնային աստղեր

Հայտնի է, որ որոշ գերնոր աստղերի մեջ ուժեղ ձգողականությունը գերհսկայի խորքերում ստիպում է էլեկտրոններին կլանել ատոմային միջուկը, որտեղ նրանք միաձուլվելով պրոտոնների հետ՝ ձևավորում են նեյտրոններ։ Այս գործընթացը կոչվում է նեյտրոնացում: Մոտակա միջուկները բաժանող էլեկտրամագնիսական ուժերը անհետանում են։ Աստղի միջուկն այժմ ատոմային միջուկներից և առանձին նեյտրոններից բաղկացած խիտ գնդակ է:

Նման աստղերը, որոնք հայտնի են որպես նեյտրոնային աստղեր, չափազանց փոքր են՝ ոչ ավելի, քան մեծ քաղաքի չափը, և ունեն աներևակայելի բարձր խտություն: Նրանց ուղեծրային շրջանը դառնում է չափազանց կարճ, քանի որ աստղի չափը նվազում է (անկյունային իմպուլսի պահպանման պատճառով)։ Որոշ նեյտրոնային աստղեր պտտվում են վայրկյանում 600 անգամ։ Նրանցից ոմանց համար ճառագայթման վեկտորի և պտտման առանցքի միջև անկյունը կարող է այնպիսին լինել, որ Երկիրն ընկնի այս ճառագայթումից առաջացած կոնի մեջ. այս դեպքում հնարավոր է հայտնաբերել ճառագայթման զարկերակ, որը կրկնվում է աստղի ուղեծրի շրջանին հավասար ընդմիջումներով: Նման նեյտրոնային աստղերը կոչվեցին «պուլսարներ» և դարձան հայտնաբերված առաջին նեյտրոնային աստղերը:

Սև անցքեր

Ոչ բոլոր աստղերը, գերնոր աստղերի պայթյունի փուլն անցնելուց հետո, դառնում են նեյտրոնային աստղեր։ Եթե ​​աստղը բավականաչափ մեծ զանգված ունի, ապա այդպիսի աստղի փլուզումը կշարունակվի, և նեյտրոններն իրենք կսկսեն ընկնել դեպի ներս, մինչև որ նրա շառավիղը դառնա Շվարցշիլդի շառավղից փոքր։ Դրանից հետո աստղը դառնում է Սեւ անցք.

Սև խոռոչների գոյությունը կանխատեսել էր հարաբերականության ընդհանուր տեսությունը։ Ըստ այս տեսության՝

Վերևի աջ անկյունում մի կետ է զբաղեցնում՝ ունի բարձր լուսավորություն և ցածր ջերմաստիճան. Հիմնական ճառագայթումը տեղի է ունենում ինֆրակարմիր տիրույթում: Սառը փոշու պատյանից ճառագայթումը հասնում է մեզ։ Էվոլյուցիայի ընթացքում աստղի դիրքը դիագրամի վրա կփոխվի։ Այս փուլում էներգիայի միակ աղբյուրը գրավիտացիոն սեղմումն է։ Ուստի աստղը բավական արագ է շարժվում օրդինատների առանցքին զուգահեռ։

Մակերեւույթի ջերմաստիճանը չի փոխվում, բայց շառավիղն ու պայծառությունը նվազում են։ Աստղի կենտրոնում ջերմաստիճանը բարձրանում է՝ հասնելով այն արժեքի, որով ռեակցիաները սկսվում են թեթև տարրերով՝ լիթիում, բերիլիում, բոր, որոնք արագ այրվում են, բայց կարողանում են դանդաղեցնել սեղմումը։ Հետքը պտտվում է օրդինատների առանցքին զուգահեռ, աստղի մակերևույթի ջերմաստիճանը մեծանում է, իսկ պայծառությունը մնում է գրեթե հաստատուն։ Վերջապես աստղի կենտրոնում սկսվում են ջրածնից հելիումի առաջացման ռեակցիաները (ջրածնի այրումը)։ Աստղը մտնում է հիմնական հաջորդականությունը։

Սկզբնական փուլի տեւողությունը որոշվում է աստղի զանգվածով։ Արեգակի նման աստղերի համար դա մոտավորապես 1 միլիոն տարի է, 10 զանգված ունեցող աստղի համար Մ☉ մոտ 1000 անգամ պակաս, իսկ 0,1 զանգված ունեցող աստղի համար Մ☉ հազարավոր անգամ ավելի:

Երիտասարդ ցածր զանգվածի աստղեր

Էվոլյուցիայի սկզբում ցածր զանգված ունեցող աստղն ունի շողացող միջուկ և կոնվեկտիվ ծրար (նկ. 82, I):

Հիմնական հաջորդականության փուլում աստղը փայլում է ջրածինը հելիումի վերածելու միջուկային ռեակցիաներում էներգիայի ազատման շնորհիվ: Ջրածնի մատակարարումն ապահովում է 1 զանգվածով աստղի պայծառությունը Մ☉ մոտավորապես 10 10 տարվա ընթացքում: Ավելի մեծ զանգված ունեցող աստղերն ավելի արագ են սպառում ջրածինը, օրինակ՝ 10 զանգված ունեցող աստղը Մ☉ ջրածինը կսպառի 10 7 տարուց պակաս ժամանակում (լուսավորությունը համաչափ է զանգվածի չորրորդ ուժին):

Ցածր զանգվածի աստղեր

Երբ ջրածինը այրվում է, աստղի կենտրոնական շրջանները մեծապես սեղմվում են:

Բարձր զանգվածի աստղեր

Հիմնական հաջորդականությանը հասնելուց հետո մեծ զանգվածով աստղի էվոլյուցիան (>1.5 Մ☉) որոշվում է աստղի աղիքներում միջուկային վառելիքի այրման պայմաններով։ Հիմնական հաջորդականության փուլում սա ջրածնի այրումն է, սակայն, ի տարբերություն ցածր զանգվածի աստղերի, միջուկում գերակշռում են ածխածին-ազոտ ցիկլի ռեակցիաները։ Այս ցիկլում C և N ատոմները խաղում են կատալիզատորների դեր։ Նման ցիկլի ռեակցիաներում էներգիայի արտանետման արագությունը համաչափ է Տ 17. Հետևաբար միջուկում ձևավորվում է կոնվեկտիվ միջուկ՝ շրջապատված գոտիով, որտեղ էներգիայի փոխանցումն իրականացվում է ճառագայթման միջոցով։

Մեծ զանգվածով աստղերի պայծառությունը շատ ավելի բարձր է, քան Արեգակի պայծառությունը, իսկ ջրածինը շատ ավելի արագ է սպառվում։ Դա պայմանավորված է նաև նրանով, որ նման աստղերի կենտրոնում նույնպես շատ ավելի բարձր է ջերմաստիճանը։

Քանի որ ջրածնի մասնաբաժինը կոնվեկտիվ միջուկի նյութում նվազում է, էներգիայի արտազատման արագությունը նվազում է: Բայց քանի որ արձակման արագությունը որոշվում է լուսավորությամբ, միջուկը սկսում է սեղմվել, և էներգիայի արտազատման արագությունը մնում է անփոփոխ։ Միևնույն ժամանակ աստղը ընդլայնվում է և տեղափոխվում կարմիր հսկաների շրջան։

Ցածր զանգվածի աստղեր

Մինչ ջրածինը ամբողջությամբ այրվում է, փոքր զանգվածի աստղի կենտրոնում ձևավորվում է հելիումի փոքր միջուկ։ Միջուկում նյութի խտությունը և ջերմաստիճանը հասնում են համապատասխանաբար 10 9 կգ/մ և 10 8 Կ արժեքների: Ջրածնի այրումը տեղի է ունենում միջուկի մակերեսին: Քանի որ միջուկում ջերմաստիճանը բարձրանում է, ջրածնի այրման արագությունը մեծանում է, իսկ պայծառությունը՝ մեծանում: Պայծառ գոտին աստիճանաբար անհետանում է։ Իսկ կոնվեկտիվ հոսքերի արագության մեծացման պատճառով աստղի արտաքին շերտերը փքվում են։ Նրա չափերն ու պայծառությունը մեծանում են - աստղը վերածվում է կարմիր հսկայի (նկ. 82, II):

Բարձր զանգվածի աստղեր

Երբ մեծ զանգվածով աստղի ջրածինը լիովին սպառվում է, միջուկում սկսում է տեղի ունենալ հելիումի եռակի ռեակցիա և միաժամանակ թթվածնի առաջացման ռեակցիա (3He=>C և C+He=>0): Միաժամանակ ջրածինը սկսում է այրվել հելիումի միջուկի մակերեսին։ Առաջին շերտի աղբյուրը հայտնվում է:

Հելիումի պաշարը սպառվում է շատ արագ, քանի որ նկարագրված ռեակցիաներում համեմատաբար քիչ էներգիա է թողարկվում յուրաքանչյուր տարրական գործողության մեջ: Նկարը կրկնվում է, և աստղի մեջ հայտնվում են երկու շերտ աղբյուրներ, իսկ միջուկում սկսվում է C+C=>Mg ռեակցիան։

Էվոլյուցիոն ուղին շատ բարդ է ստացվում (նկ. 84): Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամում աստղը շարժվում է հսկաների հաջորդականությամբ կամ (գերհսկա շրջանում շատ մեծ զանգվածով) պարբերաբար դառնում է Ցեֆեյ։

Հին ցածր զանգվածի աստղեր

Ցածր զանգվածի աստղի համար, ի վերջո, կոնվեկտիվ հոսքի արագությունը որոշ մակարդակում հասնում է երկրորդի փախուստի արագություն, պատյանը դուրս է գալիս, և աստղը վերածվում է սպիտակ թզուկի, որը շրջապատված է մոլորակային միգամածությամբ։

Ցածր զանգվածով աստղի էվոլյուցիոն հետքը Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի վրա ներկայացված է Նկար 83-ում:

Բարձր զանգվածային աստղերի մահը

Իր էվոլյուցիայի վերջում մեծ զանգված ունեցող աստղը շատ բարդ կառուցվածք ունի։ Յուրաքանչյուր շերտ ունի իր քիմիական բաղադրությունը, միջուկային ռեակցիաները տեղի են ունենում մի քանի շերտերի աղբյուրներում, իսկ կենտրոնում ձևավորվում է երկաթե միջուկ (նկ. 85):

Երկաթի հետ միջուկային ռեակցիաները տեղի չեն ունենում, քանի որ դրանք պահանջում են էներգիայի ծախս (և ոչ արտազատում): Հետևաբար, երկաթի միջուկը արագորեն կծկվում է, դրանում ջերմաստիճանն ու խտությունը մեծանում են՝ հասնելով ֆանտաստիկ արժեքների՝ 10 9 Կ ջերմաստիճան և 10 9 կգ/մ 3 ճնշում: Նյութը՝ կայքից

Այս պահին սկսվում են երկու կարևոր գործընթացներ, որոնք տեղի են ունենում միջուկում միաժամանակ և շատ արագ (ըստ երևույթին, րոպեների ընթացքում): Առաջինն այն է, որ միջուկային բախումների ժամանակ երկաթի ատոմները քայքայվում են հելիումի 14 ատոմների, երկրորդն այն է, որ էլեկտրոնները «սեղմվում են» պրոտոնների մեջ՝ առաջացնելով նեյտրոններ։ Երկու գործընթացներն էլ կապված են էներգիայի կլանման հետ, և միջուկում ջերմաստիճանը (նաև ճնշումը) ակնթարթորեն նվազում է: Աստղի արտաքին շերտերը սկսում են ընկնել դեպի կենտրոն։

Արտաքին շերտերի անկումը հանգեցնում է դրանցում ջերմաստիճանի կտրուկ բարձրացման։ Ջրածինը, հելիումը և ածխածինը սկսում են այրվել։ Սա ուղեկցվում է նեյտրոնների հզոր հոսքով, որը գալիս է կենտրոնական միջուկից: Արդյունքում տեղի է ունենում հզոր միջուկային պայթյուն, որը դուրս է նետում աստղի արտաքին շերտերը, որոնք արդեն պարունակում են բոլոր ծանր տարրերը, մինչև կալիֆորնիում: Ըստ ժամանակակից տեսակետների՝ ծանր քիմիական տարրերի բոլոր ատոմները (այսինքն՝ ավելի ծանր, քան հելիումը) Տիեզերքում ձևավորվել են հենց բռնկումների ժամանակ։