Yıldızlar nasıl gelişir? Yıldız evrimi - nasıl çalışır Yıldız evrimi nedir

Doğadaki herhangi bir cisim gibi yıldızlar da değişmeden kalamaz. Doğarlar, gelişirler ve sonunda “ölürler”. Yıldızların evrimi milyarlarca yıl sürüyor ancak oluşum zamanları konusunda tartışmalar var. Daha önce gökbilimciler yıldız tozundan "doğum" sürecinin milyonlarca yıl sürdüğüne inanıyorlardı, ancak çok uzun zaman önce Büyük Orion Bulutsusu'ndan gökyüzü bölgesinin fotoğrafları elde edildi. Birkaç yıl boyunca küçük bir

1947'deki fotoğraflar bu konumda küçük bir grup yıldız benzeri nesneyi gösteriyordu. 1954'e gelindiğinde bazıları zaten dikdörtgen hale gelmişti ve beş yıl sonra bu nesneler ayrı nesnelere bölündü. Böylece yıldızların doğuş süreci ilk kez tam anlamıyla gökbilimcilerin gözü önünde gerçekleşti.

İnsan standartlarına göre sonsuz yaşamın başladığı ve bittiği yıldızların yapısına ve evrimine ayrıntılı olarak bakalım.

Geleneksel olarak bilim adamları, yıldızların gaz ve toz bulutlarının yoğunlaşması sonucu oluştuğunu varsayarlar. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında ortaya çıkan bulutlardan opak bir bulut oluşur. gaz topu, yapı olarak yoğun. İç basıncı, kendisini sıkıştıran yer çekimi kuvvetlerini dengeleyemez. Yavaş yavaş, top o kadar büzülür ki yıldızın iç sıcaklığı yükselir ve topun içindeki sıcak gazın basıncı dış kuvvetleri dengeler. Bundan sonra sıkıştırma durur. Bu sürecin süresi yıldızın kütlesine bağlıdır ve genellikle iki ila birkaç yüz milyon yıl arasında değişir.

Yıldızların yapısı, çekirdeklerinde çok yüksek sıcaklıklar anlamına gelir, bu da sürekli termonükleer süreçlere katkıda bulunur (onları oluşturan hidrojen, helyuma dönüşür). Yıldızlardan gelen yoğun radyasyona neden olan da bu süreçlerdir. Mevcut hidrojen kaynağını tükettikleri süre, kütlelerine göre belirlenir. Radyasyonun süresi de buna bağlıdır.

Hidrojen rezervleri tükendiğinde yıldızların evrimi oluşum aşamasına yaklaşır ve bu durum şu şekilde gerçekleşir. Enerji salınımı sona erdikten sonra yerçekimi kuvvetleri çekirdeği sıkıştırmaya başlar. Aynı zamanda yıldızın boyutu da önemli ölçüde artar. İşlem devam ettikçe parlaklık da artar, ancak yalnızca çekirdek sınırında ince bir katman halinde.

Bu sürece, büzülen helyum çekirdeğinin sıcaklığındaki bir artış ve helyum çekirdeklerinin karbon çekirdeklerine dönüşümü eşlik ediyor.

Güneşimizin sekiz milyar yıl içinde kırmızı bir dev haline gelebileceği öngörülüyor. Yarıçapı onlarca kat artacak ve parlaklığı mevcut seviyelere göre yüzlerce kat artacak.

Bir yıldızın ömrü, daha önce de belirtildiği gibi, kütlesine bağlıdır. Kütlesi Güneş'ten küçük olan cisimler, rezervlerini çok ekonomik bir şekilde "tüketir" ve on milyarlarca yıl boyunca parlayabilirler.

Yıldızların evrimi oluşumu ile sona erer, bu durum kütlesi Güneş'in kütlesine yakın olanlarda yani Güneş'in kütlesine yakın olanlarda olur. 1,2'sini geçmiyor.

Dev yıldızlar nükleer yakıt kaynaklarını hızla tüketme eğilimindedir. Buna, özellikle dış kabukların dökülmesi nedeniyle önemli bir kütle kaybı eşlik eder. Sonuç olarak, nükleer reaksiyonların tamamen durduğu, yalnızca yavaş yavaş soğuyan bir orta kısım kalır. Zamanla bu tür yıldızlar yaymayı bırakır ve görünmez hale gelir.

Ancak bazen yıldızların normal evrimi ve yapısı bozulur. Çoğu zaman bu, her türlü termonükleer yakıtı tüketen devasa nesnelerle ilgilidir. Daha sonra nötronlara dönüştürülebilirler veya bilim adamları bu nesneler hakkında ne kadar çok şey öğrenirse, o kadar yeni sorular ortaya çıkar.

Yıldızlar da insanlar gibi yeni doğmuş, genç, yaşlı olabilir. Her an bazı yıldızlar ölüyor, bazıları oluşuyor. Genellikle en küçüğü Güneş'e benzer. Onlar oluşum aşamasındadırlar ve aslında ön yıldızlardır. Gökbilimciler onlara prototiplerinden dolayı T-Taurus yıldızları adını veriyor. Varlıkları henüz istikrarlı bir aşamaya girmediğinden, özellikleri (örneğin parlaklık) açısından ön yıldızlar değişkendir. Birçoğunun çevresinde büyük miktarda madde var. Güçlü rüzgar akımları T tipi yıldızlardan yayılır.

Protostarlar: yaşam döngülerinin başlangıcı

Eğer madde bir protostarın yüzeyine düşerse hızla yanar ve ısıya dönüşür. Sonuç olarak ön yıldızların sıcaklığı sürekli artıyor. Yıldızın merkezinde nükleer reaksiyonlar tetiklenecek kadar yükseğe çıktığında, önyıldız sıradan bir yıldızın statüsünü kazanır. Nükleer reaksiyonların başlamasıyla birlikte yıldız, yaşamını uzun süre destekleyecek sürekli bir enerji kaynağına sahip olur. Bir yıldızın Evrendeki yaşam döngüsünün ne kadar süreceği, onun orijinal boyutuna bağlıdır. Ancak Güneş çapındaki yıldızların yaklaşık 10 milyar yıl boyunca rahatça var olmaya yetecek enerjiye sahip olduklarına inanılıyor. Buna rağmen çok daha büyük yıldızların yalnızca birkaç milyon yıl yaşadığı da oluyor. Bunun nedeni yakıtlarını çok daha hızlı yakmalarıdır.

Normal büyüklükteki yıldızlar

Yıldızların her biri bir sıcak gaz yığınıdır. Derinliklerinde nükleer enerji üretme süreci sürekli olarak meydana gelir. Ancak tüm yıldızlar Güneş gibi değildir. Temel farklılıklardan biri renktir. Yıldızlar sadece sarı değil aynı zamanda mavimsi ve kırmızımsıdır.

Parlaklık ve Parlaklık

Ayrıca parlaklık ve parlaklık gibi özellikler bakımından da farklılık gösterirler. Dünya yüzeyinden gözlemlenen bir yıldızın ne kadar parlak olacağı, yalnızca parlaklığına değil aynı zamanda gezegenimize olan uzaklığına da bağlıdır. Dünya'ya olan uzaklıkları göz önüne alındığında yıldızlar tamamen farklı parlaklıklara sahip olabilir. Bu gösterge, Güneş'in parlaklığının on binde biri ile bir milyondan fazla Güneş'in parlaklığıyla karşılaştırılabilecek bir parlaklık arasında değişir.

Yıldızların çoğu bu spektrumun alt ucundadır ve sönüktür. Güneş birçok bakımdan ortalama, tipik bir yıldızdır. Ancak diğerleriyle karşılaştırıldığında çok daha fazla parlaklığa sahiptir. Çıplak gözle bile çok sayıda sönük yıldız gözlemlenebilir. Yıldızların parlaklıklarının değişmesinin nedeni kütlelerinden kaynaklanmaktadır. Renk, parlaklık ve parlaklığın zaman içindeki değişimi madde miktarına göre belirlenir.

Yıldızların yaşam döngüsünü açıklama girişimleri

İnsanlar uzun zamandır yıldızların yaşamının izini sürmeye çalışıyorlardı, ancak bilim adamlarının ilk girişimleri oldukça çekingendi. İlk ilerleme, Lane yasasının yerçekimsel büzülmeye ilişkin Helmholtz-Kelvin hipotezine uygulanmasıydı. Bu, astronomiye yeni bir anlayış getirdi: teorik olarak, yoğunluktaki bir artış sıkıştırma işlemlerini yavaşlatana kadar bir yıldızın sıcaklığı artmalıdır (göstergesi yıldızın yarıçapı ile ters orantılıdır). O zaman enerji tüketimi gelirinden daha yüksek olacaktır. Şu anda yıldız hızla soğumaya başlayacak.

Yıldızların yaşamı hakkında hipotezler

Bir yıldızın yaşam döngüsüyle ilgili orijinal hipotezlerden biri gökbilimci Norman Lockyer tarafından öne sürüldü. Yıldızların meteorik maddelerden doğduğuna inanıyordu. Dahası, hipotezinin hükümleri yalnızca astronomide mevcut olan teorik sonuçlara değil, aynı zamanda yıldızların spektral analizinden elde edilen verilere de dayanıyordu. Lockyer, evrimde rol oynayan kimyasal elementlerin gök cisimleri, temel parçacıklardan oluşur - “ön elementler”. Modern nötronların, protonların ve elektronların aksine, genel değil bireysel bir karaktere sahiptirler. Örneğin Lockyer'a göre hidrojen, "protohidrojen" adı verilen şeye bozunur; demir “proto-demir” haline gelir. James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle gibi diğer gökbilimciler de bir yıldızın yaşam döngüsünü tanımlamaya çalıştılar.

Dev yıldızlar ve cüce yıldızlar

Daha büyük yıldızlar en sıcak ve en parlak olanlardır. Genellikle beyaz veya mavimsi görünümdedirler. Devasa büyüklükte olmalarına rağmen içlerindeki yakıt o kadar çabuk yanar ki, birkaç milyon yıl içinde bu yakıttan mahrum kalırlar.

Dev yıldızların aksine küçük yıldızlar genellikle o kadar parlak değildir. Renkleri kırmızıdır ve milyarlarca yıl kadar uzun yaşarlar. Ancak gökyüzündeki parlak yıldızların arasında kırmızı ve turuncu olanlar da var. Bunun bir örneği, Boğa takımyıldızında bulunan ve "boğanın gözü" olarak adlandırılan yıldız Aldebaran'dır; ve ayrıca Akrep takımyıldızında. Bu soğuk yıldızlar neden parlaklık konusunda Sirius gibi sıcak yıldızlarla rekabet edebiliyor?

Bunun nedeni, bir zamanlar çok genişlemiş olmaları ve çaplarının büyük kırmızı yıldızları (süperdevler) aşmaya başlamasıdır. Devasa alan, bu yıldızların Güneş'ten çok daha fazla enerji yaymasına olanak tanıyor. Bu, sıcaklıklarının çok daha düşük olmasına rağmen. Örneğin Orion takımyıldızında bulunan Betelgeuse'nin çapı Güneş'in çapından birkaç yüz kat daha büyüktür. Ve sıradan kırmızı yıldızların çapı genellikle Güneş'in onda biri kadar bile değildir. Bu tür yıldızlara cüce denir. Her gök cismi bu tür yıldız yaşam döngülerinden geçebilir; aynı yıldız, yaşamının farklı aşamalarında hem kırmızı dev hem de cüce olabilir.

Kural olarak Güneş gibi armatürler, içinde bulunan hidrojen nedeniyle varlıklarını destekler. Yıldızın nükleer çekirdeğinde helyuma dönüşür. Güneş'in çok büyük miktarda yakıtı var, ama bu bile sonsuz değil; son beş milyar yılda, arzın yarısı tükendi.

Yıldızların ömrü. Yıldızların yaşam döngüsü

Bir yıldızın içindeki hidrojen tükendiğinde büyük değişiklikler meydana gelir. Geriye kalan hidrojen ise çekirdeğinin içinde değil yüzeyinde yanmaya başlıyor. Aynı zamanda bir yıldızın ömrü de giderek kısalıyor. Bu dönemde yıldızların döngüsü, en azından büyük bir kısmı, kırmızı dev aşamasına girer. Yıldızın boyutu büyür ve tam tersine sıcaklığı düşer. Çoğu kırmızı dev ve süper dev bu şekilde ortaya çıkar. Bu süreç, bilim adamlarının yıldız evrimi adını verdiği, yıldızlarda meydana gelen genel değişim dizisinin bir parçasıdır. Bir yıldızın yaşam döngüsü tüm aşamaları içerir: sonuçta tüm yıldızlar yaşlanır ve ölür ve varlıklarının süresi doğrudan yakıt miktarına göre belirlenir. Büyük yıldızlar, çok büyük, muhteşem bir patlamayla hayatlarına son verirler. Aksine, daha mütevazı olanlar yavaş yavaş beyaz cücelerin boyutuna küçülerek ölürler. Sonra kaybolup gidiyorlar.

Ortalama bir yıldız ne kadar yaşar? Bir yıldızın yaşam döngüsü 1,5 milyon yıldan az, 1 milyar yıl veya daha fazla sürebilir. Bütün bunlar, söylendiği gibi, bileşimine ve boyutuna bağlıdır. Güneş gibi yıldızlar 10 ile 16 milyar yıl arasında yaşarlar. Sirius gibi çok parlak yıldızların ömrü nispeten kısadır; yalnızca birkaç yüz milyon yıl. Yıldız yaşam döngüsü diyagramı aşağıdaki aşamaları içerir. Bu bir moleküler buluttur - bulutun yerçekimsel çöküşü - bir süpernovanın doğuşu - bir ön yıldızın evrimi - ön yıldız evresinin sonu. Daha sonra aşamaları takip edin: genç yıldız aşamasının başlangıcı - orta yaş - olgunluk - kırmızı dev aşaması - gezegenimsi bulutsu - beyaz cüce aşaması. Son iki aşama küçük yıldızların karakteristiğidir.

Gezegenimsi bulutsuların doğası

Böylece bir yıldızın yaşam döngüsüne kısaca baktık. Ancak büyük bir kırmızı devten beyaz cüceye dönüşen şey, bazen yıldızların dış katmanlarını dökmesi ve ardından yıldızın çekirdeğinin ortaya çıkmasıdır. Gaz kabuğu, yıldızın yaydığı enerjinin etkisiyle parlamaya başlar. Bu aşama, bu kabuktaki parlak gaz kabarcıklarının genellikle gezegenlerin etrafındaki disklere benzemesi nedeniyle adını almıştır. Fakat gerçekte bunların gezegenlerle hiçbir ilgisi yoktur. Çocuklar için yıldızların yaşam döngüsü tüm bilimsel detayları içermeyebilir. Gök cisimlerinin evriminin yalnızca ana aşamaları açıklanabilir.

Yıldız kümeleri

Gökbilimciler keşfetmeyi severler.Tüm armatürlerin bireysel olarak değil, gruplar halinde doğduğuna dair bir hipotez vardır. Aynı kümeye ait yıldızlar benzer özelliklere sahip olduğundan aralarındaki farklar doğrudur ve Dünya'ya olan uzaklığa bağlı değildir. Bu yıldızlarda ne tür değişiklikler olursa olsun, aynı anda ve eşit şartlarda meydana gelirler. Özellikle özelliklerinin kütleye bağımlılığı incelenerek pek çok bilgi elde edilebilir. Sonuçta, kümelerdeki yıldızların yaşı ve Dünya'ya olan mesafeleri yaklaşık olarak eşittir, bu nedenle yalnızca bu göstergede farklılık gösterirler. Kümeler yalnızca profesyonel gökbilimcilerin ilgisini çekmeyecek; her amatör, güzel bir fotoğraf çekmekten ve planetaryumdaki olağanüstü güzel manzaralarına hayran olmaktan mutluluk duyacaktır.

Yıldızlararası ortamın yoğunlaşmasıyla oluşur. Gözlemler yoluyla yıldızların farklı zamanlarda ortaya çıktığını ve günümüze kadar hala göründüklerini belirlemek mümkün oldu.

Yıldızların evrimindeki temel sorun, parıldadıkları ve büyük miktarda enerji yaydıkları enerjilerinin kökeni sorusudur. Daha önce yıldızların enerji kaynaklarının belirlenmesine yönelik birçok teori ortaya atılmıştı. Sürekli bir yıldız enerjisi kaynağının sürekli sıkıştırma olduğuna inanılıyordu. Bu kaynak kesinlikle iyidir ancak uygun radyasyonu uzun süre koruyamaz. 20. yüzyılın ortalarında bu sorunun cevabı bulundu. Radyasyonun kaynağı termonükleer füzyon reaksiyonlarıdır. Bu reaksiyonlar sonucunda hidrojen helyuma dönüşür ve açığa çıkan enerji yıldızın bağırsaklarından geçerek dönüşerek uzaya yayılır (sıcaklık ne kadar yüksek olursa bu reaksiyonların o kadar hızlı gerçekleştiğini belirtmekte fayda var; sıcak ve büyük kütleli yıldızların ana diziyi neden daha hızlı terk ettiği).

Şimdi bir yıldızın ortaya çıkışını hayal edin...

Yıldızlararası gaz ve toz ortamından oluşan bir bulut yoğunlaşmaya başladı. Bu buluttan oldukça yoğun bir gaz topu oluşuyor. Topun içindeki basınç henüz çekim kuvvetlerini dengeleyemediğinden küçülecek (belki de bu sırada yıldızın etrafında daha az kütleli kümeler oluşacak ve bunlar sonunda gezegenlere dönüşecek). Sıkıştırıldığında sıcaklık artar. Böylece yıldız yavaş yavaş ana diziye batıyor. Daha sonra yıldızın içindeki gazın basıncı yer çekimini dengeler ve önyıldız bir yıldıza dönüşür.

Yıldızın evriminin erken aşaması çok küçüktür ve yıldız şu anda bir nebulanın içine gömülmüştür, dolayısıyla önyıldızı tespit etmek çok zordur.

Hidrojenin helyuma dönüşümü yalnızca yıldızın merkez bölgelerinde meydana gelir. Dış katmanlarda hidrojen içeriği neredeyse hiç değişmeden kalır. Hidrojen miktarı sınırlı olduğundan er ya da geç yanar. Yıldızın merkezindeki enerji salınımı durur ve yıldızın çekirdeği küçülmeye, kabuğu ise şişmeye başlar. Ayrıca yıldızın güneş kütlesi 1,2'den azsa dış katmanını atar (gezegenimsi bir bulutsu oluşumu).

Zarf yıldızdan ayrıldıktan sonra içteki çok sıcak katmanlar açığa çıkar ve bu arada zarf giderek daha da uzaklaşır. Birkaç onbin yıl sonra kabuk parçalanacak ve geriye yalnızca çok sıcak ve yoğun bir yıldız kalacak; yavaş yavaş soğuyarak beyaz bir cüceye dönüşecek. Yavaş yavaş soğuyarak görünmez siyah cücelere dönüşürler. Siyah cüceler çok yoğun ve soğuk yıldızlardır, Dünya'dan biraz daha büyüktürler ancak kütleleri Güneş'in kütlesiyle karşılaştırılabilirdir. Beyaz cücelerin soğuma süreci birkaç yüz milyon yıl sürer.

Bir yıldızın kütlesi 1,2 ile 2,5 güneş arasında ise böyle bir yıldız patlayacaktır. Bu patlamanın adı süpernova patlaması. Parlayan yıldız, parlaklığını birkaç saniye içinde yüz milyonlarca kez artırır. Bu tür salgınlar oldukça nadir görülür. Galaksimizde yaklaşık her yüz yılda bir süpernova patlaması meydana gelir. Böyle bir salgından sonra, çok fazla radyo emisyonuna sahip olan ve aynı zamanda çok hızlı bir şekilde dağılan bir nebula ve sözde nötron yıldızı (bununla ilgili daha sonra biraz sonra) kalır. Muazzam radyo emisyonuna ek olarak, böyle bir bulutsu aynı zamanda X-ışını radyasyonunun da kaynağı olacaktır, ancak bu radyasyon dünyanın atmosferi tarafından emilir ve bu nedenle yalnızca uzaydan gözlemlenebilir.

Yıldız patlamalarının (süpernova) nedeni hakkında çeşitli hipotezler var, ancak henüz genel kabul görmüş bir teori yok. Bunun yıldızın iç katmanlarının merkeze doğru çok hızlı azalmasından kaynaklandığı varsayımı var. Yıldız hızla 10 km gibi feci derecede küçük bir boyuta küçülür ve bu durumdaki yoğunluğu 10.17 kg/m3'tür, bu da atom çekirdeğinin yoğunluğuna yakındır. Bu yıldız nötronlardan oluşur (aynı zamanda elektronlar protonlara bastırılır), bu yüzden ona denir. "NÖTRON". Başlangıçtaki sıcaklığı yaklaşık bir milyar Kelvin'dir, ancak gelecekte hızla soğuyacaktır.

Küçük boyutu ve hızlı soğuması nedeniyle bu yıldızın gözlemlenmesinin uzun süre imkansız olduğu düşünülüyordu. Ancak bir süre sonra pulsarlar keşfedildi. Bu pulsarların nötron yıldızları olduğu ortaya çıktı. Radyo darbelerinin kısa süreli emisyonu nedeniyle bu şekilde adlandırılmıştır. Onlar. yıldız "yanıp sönüyor" gibi görünüyor. Bu keşif tamamen tesadüf eseri ve çok uzun zaman önce, yani 1967'de yapıldı. Bu periyodik darbeler, çok hızlı dönüş sırasında, manyetik eksen konisinin, dönme ekseni ile bir açı oluşturan bakışımızın önünden sürekli olarak yanıp sönmesi nedeniyledir.

Bir pulsar bizim için ancak manyetik eksenin yönelimi koşullarında tespit edilebilir ve bu, toplam sayılarının yaklaşık% 5'idir. Bulutsular nispeten hızlı bir şekilde dağıldığından, bazı pulsarlar radyo bulutsularında bulunmaz. Yüz bin yıl sonra bu bulutsular artık görünmez oluyor ve pulsarların yaşı on milyonlarca yıldır.

Bir yıldızın kütlesi 2,5 güneşi aşarsa, varlığının sonunda kendi içine çökecek ve kendi ağırlığı altında ezilecek gibi görünecektir. Birkaç saniye içinde bir noktaya dönüşecek. Bu olaya "yerçekimi çökmesi" adı verildi ve bu nesneye de "kara delik" adı verildi.

Yukarıda söylenenlerin hepsinden, bir yıldızın evriminin son aşamasının kütlesine bağlı olduğu açıktır, ancak aynı zamanda bu kütlenin ve dönüşün kaçınılmaz kaybını da hesaba katmak gerekir.

Yıldızların evrimini yalnızca bir yıldızı gözlemleyerek incelemek imkansızdır; yıldızlardaki birçok değişiklik, yüzyıllar sonra bile fark edilemeyecek kadar yavaş gerçekleşir. Bu nedenle bilim insanları, her biri yaşam döngüsünün belirli bir aşamasında olan birçok yıldızı inceliyor. Son birkaç on yılda yıldızların yapısının bilgisayar teknolojisi kullanılarak modellenmesi astrofizikte yaygınlaştı.

Ansiklopedik YouTube

1 / 5

✪ Yıldızlar ve yıldızların evrimi (astrofizikçi Sergei Popov tarafından anlatılmıştır)

✪ Yıldızlar ve yıldızların evrimi (Sergey Popov ve Ilgonis Vilks tarafından anlatılmıştır)

✪ S. A. Lamzin - “Yıldızların Evrimi”

✪ Yıldızların evrimi. Mavi devin 3 dakikada evrimi

✪ Surdin V.G. Yıldız Evrimi Bölüm 1

Altyazılar

Yıldızların iç kısmında termonükleer füzyon

Genç yıldızlar

Yıldız oluşum süreci birleşik bir şekilde tanımlanabilir, ancak bir yıldızın evriminin sonraki aşamaları neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldızın evriminin en sonunda bir rol oynayabilir. kimyasal bileşim.

Genç düşük kütleli yıldızlar

Genç düşük kütleli yıldızlar (üç güneş kütlesine kadar) [ ], ana diziye yaklaşanlar tamamen konvektiftir - konveksiyon süreci yıldızın tüm gövdesini kapsar. Bunlar esasen merkezlerinde nükleer reaksiyonların yeni başladığı ön yıldızlardır ve tüm radyasyon esas olarak yerçekimsel sıkıştırma nedeniyle oluşur. Hidrostatik denge sağlanana kadar yıldızın parlaklığı sabit etkili sıcaklıkta azalır. Hertzsprung-Russell diyagramında bu tür yıldızlar, Hayashi yolu adı verilen neredeyse dikey bir yol oluşturur. Sıkıştırma yavaşladıkça genç yıldız ana diziye yaklaşır. Bu tür nesneler T Tauri yıldızlarıyla ilişkilidir.

Bu zamanda, kütlesi 0,8 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar için, çekirdek radyasyona karşı şeffaf hale gelir ve çekirdekteki ışınımsal enerji aktarımı baskın hale gelir, çünkü yıldız maddesinin artan sıkışması konveksiyon giderek daha fazla engellenir. Yıldızın gövdesinin dış katmanlarında konvektif enerji aktarımı hakimdir.

Bu yıldızların genç kategoride geçirdikleri süre Evrenin yaşını aştığı için, daha düşük kütleli yıldızların ana diziye girdikleri anda hangi özelliklere sahip oldukları kesin olarak bilinmemektedir. ] . Bu yıldızların evrimi hakkındaki tüm fikirler yalnızca sayısal hesaplamalara ve matematiksel modellemeye dayanmaktadır.

Yıldız büzüştükçe dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın belirli bir yarıçapına ulaşıldığında sıkışma durur, bu da yıldızın çekirdeğindeki sıcaklığın daha da artmasının durmasına neden olur. sıkıştırma ve ardından azalmasına. 0,0767 güneş kütlesinden daha küçük yıldızlar için bu gerçekleşmez: Nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji, iç basıncı ve yerçekimi sıkıştırmasını dengelemek için asla yeterli değildir. Bu tür "alt yıldızlar", termonükleer reaksiyonlar sırasında üretilenden daha fazla enerji yayar ve kahverengi cüceler olarak sınıflandırılır. Kaderleri, dejenere gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli sıkıştırma ve ardından başlayan tüm termonükleer reaksiyonların durmasıyla birlikte kademeli olarak soğumasıdır.

Genç orta kütleli yıldızlar

Orta kütleli genç yıldızlar (2 ila 8 güneş kütlesi arası) [ Ana diziye kadar konvektif bölgelere sahip olmamaları dışında, niteliksel olarak küçük kardeşleriyle tamamen aynı şekilde gelişirler.

Bu tür nesneler sözde ile ilişkilidir. Ae\Be Herbig yıldızlar, spektral sınıf B-F0'ın düzensiz değişkenlerine sahiptir. Ayrıca diskler ve bipolar jetler de sergiliyorlar. Maddenin yüzeyden çıkış hızı, parlaklık ve etkili sıcaklık, T Boğa burcuna göre önemli ölçüde daha yüksektir, bu nedenle protostellar bulutun kalıntılarını etkili bir şekilde ısıtır ve dağıtırlar.

Kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük olan genç yıldızlar

Bu tür kütlelere sahip yıldızlar, tüm ara aşamalardan geçtikleri ve çekirdeğin hidrostatik dengesini sağlamak için kütle biriktikçe radyasyon nedeniyle kaybedilen enerjiyi telafi edecek bir nükleer reaksiyon hızına ulaşabildikleri için zaten normal yıldızların özelliklerine sahiptirler. Bu yıldızlar için kütle ve parlaklık akışı o kadar büyüktür ki, moleküler bulutun henüz yıldızın bir parçası haline gelmemiş dış bölgelerinin yerçekimsel çöküşünü durdurmakla kalmaz, tam tersine onları dağıtırlar. Böylece, ortaya çıkan yıldızın kütlesi, ön yıldız bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla bu, galaksimizde yaklaşık 300 güneş kütlesinden daha büyük kütleye sahip yıldızların yokluğunu açıklıyor.

Bir yıldızın orta yaşam döngüsü

Yıldızlar çok çeşitli renk ve boyutlarda gelir. En son tahminlere göre, spektral tür olarak sıcak maviden soğuk kırmızıya ve kütle olarak 0,0767 ila yaklaşık 300 güneş kütlesi arasında değişiyorlar. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, kütlesi tarafından belirlenen yüzey sıcaklığına bağlıdır. Tüm yeni yıldızlar kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana dizide “yerlerini alırlar”. Doğal olarak, yıldızın fiziksel hareketinden bahsetmiyoruz - yalnızca yıldızın parametrelerine bağlı olarak belirtilen diyagramdaki konumundan bahsediyoruz. Aslında bir yıldızın diyagram boyunca hareketi yalnızca yıldızın parametrelerindeki bir değişikliğe karşılık gelir.

Yeni bir seviyede devam eden maddenin termonükleer "yanması", yıldızın korkunç bir şekilde genişlemesine neden olur. Yıldız "şişir", çok "gevşek" hale gelir ve boyutu yaklaşık 100 kat artar. Böylece yıldız kırmızı bir deve dönüşür ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl sürer. Kırmızı devlerin neredeyse tamamı değişen yıldızlardır.

Yıldız evriminin son aşamaları

Düşük kütleli eski yıldızlar

Şu anda, çekirdeklerindeki hidrojen tükendikten sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin yaşı 13,7 milyar yıl olduğundan bu tür yıldızlardaki hidrojen yakıtının tükenmesi için yeterli değildir. modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar modellemesine dayanmaktadır.

Bazı yıldızlar helyumu yalnızca belirli aktif bölgelerde sentezleyebilir, bu da istikrarsızlığa ve güçlü yıldız rüzgarlarına neden olur. Bu durumda, gezegenimsi bir bulutsu oluşumu gerçekleşmez ve yıldız yalnızca buharlaşarak kahverengi cüceden bile daha küçük hale gelir. ] .

Kütlesi 0,5 güneşten daha az olan bir yıldız, çekirdeğinde hidrojenin durduğu reaksiyonlardan sonra bile helyumu dönüştüremez; böyle bir yıldızın kütlesi, "tutuşmaya" yetecek derecede yeni bir yerçekimsel sıkıştırma fazı sağlamak için çok küçüktür. helyum Bu tür yıldızlar arasında, ana dizide kalma süreleri on milyarlarca ila on trilyonlarca yıl arasında değişen Proxima Centauri gibi kırmızı cüceler de bulunur. Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecekler.

Orta büyüklükteki yıldızlar

Ulaşıldığında orta büyüklükte bir yıldız (0,4 ila 3,4 güneş kütlesi arasında) [ Kırmızı dev fazının çekirdeğinde hidrojen tükenir ve helyumdan karbon sentezi reaksiyonları başlar. Bu işlem daha yüksek sıcaklıklarda meydana gelir ve dolayısıyla çekirdekten enerji akışı artar ve bunun sonucunda yıldızın dış katmanları genişlemeye başlar. Karbon sentezinin başlangıcı bir yıldızın yaşamında yeni bir aşamaya işaret eder ve bir süre daha devam eder. Güneş'e benzer büyüklükteki bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilir.

Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji salınımındaki değişiklikler de dahil olmak üzere istikrarsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji çıkışı düşük frekanslı radyasyona doğru kayar. Bütün bunlara güçlü yıldız rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan kütle kaybı eşlik ediyor. Bu aşamadaki yıldızlara "geç tip yıldızlar" (aynı zamanda "emekli yıldızlar") adı verilir. OH-IR yıldızları veya tam özelliklerine bağlı olarak Mira benzeri yıldızlar. Püskürtülen gaz, yıldızın iç kısmında üretilen oksijen ve karbon gibi ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz genişleyen bir kabuk oluşturur ve yıldızdan uzaklaştıkça soğuyarak toz parçacıklarının ve moleküllerin oluşmasına olanak tanır. Kaynak yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, bu tür kabuklarda kozmik ustaların aktivasyonu için ideal koşullar oluşur.

Helyumun termonükleer yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bazen bu büyük istikrarsızlığa yol açar. Güçlü titreşimler ortaya çıkar ve bunun sonucunda dış katmanların fırlatılıp gezegenimsi bir bulutsuya dönüşmesi için yeterli ivme sağlanır. Böyle bir bulutsunun merkezinde, yıldızın termonükleer reaksiyonların durduğu çıplak çekirdeği kalır ve soğudukça, genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine kadar bir kütleye ve çapa sahip bir helyum beyaz cücesine dönüşür. Dünyanın çapı sırasına göre.

Güneş de dahil olmak üzere yıldızların büyük çoğunluğu, dejenere elektronların basıncı yerçekimini dengeleyene kadar büzülerek evrimlerini tamamlarlar. Bu durumda yıldızın boyutu yüz kat azaldığında ve yoğunluğu suyun yoğunluğundan bir milyon kat daha fazla olduğunda yıldıza beyaz cüce denir. Enerji kaynaklarından mahrum kalır ve yavaş yavaş soğuyarak görünmez bir kara cüceye dönüşür.

Güneş'ten daha büyük yıldızlarda, dejenere elektronların basıncı çekirdeğin daha fazla sıkıştırılmasını durduramaz ve elektronlar, aralarında elektrostatik itme kuvvetlerinin bulunmadığı protonları nötronlara dönüştüren atom çekirdeğine "bastırılmaya" başlar. Maddenin bu nötronizasyonu, şu anda aslında devasa bir atom çekirdeği olan yıldızın boyutunun birkaç kilometreyle ölçülmesine ve yoğunluğunun suyun yoğunluğundan 100 milyon kat daha yüksek olmasına yol açmaktadır. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir; dengesi dejenere nötron maddesinin basıncıyla korunur.

Süper kütleli yıldızlar

Kütlesi beş güneş kütlesinden büyük olan bir yıldız, kırmızı süperdev aşamasına girdikten sonra, yerçekiminin etkisiyle çekirdeği küçülmeye başlar. Sıkıştırma ilerledikçe sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyonlar dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda giderek daha ağır elementler sentezlenir: çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen helyum, karbon, oksijen, silikon ve demir.

Sonuç olarak Periyodik Tablonun giderek daha ağır elementleri oluştukça silikondan demir-56 sentezlenir. Bu aşamada, demir-56 çekirdeğinin maksimum kütle kusuruna sahip olması ve enerjinin serbest bırakılmasıyla daha ağır çekirdeklerin oluşması imkansız olduğundan, daha fazla ekzotermik termonükleer füzyon imkansız hale gelir. Bu nedenle, bir yıldızın demir çekirdeği belirli bir boyuta ulaştığında, içindeki basınç artık yıldızın üstteki katmanlarının ağırlığına dayanamaz ve içindeki maddenin nötronizasyonuyla çekirdeğin anında çökmesi meydana gelir.

Bundan sonra ne olacağı henüz tam olarak belli değil ama her halükarda birkaç saniye içinde gerçekleşen süreçler inanılmaz güçte bir süpernova patlamasına yol açıyor.

Güçlü nötrino jetleri ve dönen manyetik alan, yıldızda biriken malzemenin çoğunu dışarı iter. [ ] - demir ve hafif unsurlar dahil olmak üzere oturma elemanları denir. Patlayan madde, yıldız çekirdeğinden kaçan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere, uranyuma (ve belki de kaliforniyuma) kadar demirden daha ağır bir dizi element oluşturur. Bu nedenle, süpernova patlamaları, yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklar, ancak bunların oluşumunun tek olası yolu bu değildir, örneğin teknesyum yıldızları tarafından kanıtlanmıştır.

Patlama dalgası ve nötrino jetleri ölmekte olan yıldızdan maddeyi uzaklaştırıyor [ ] yıldızlararası uzaya. Daha sonra soğuyup uzayda hareket ettikçe bu süpernova malzemesi diğer kozmik “kurtarma”larla çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılabilir.

Bir süpernovanın oluşumu sırasında meydana gelen süreçler halen araştırılmaktadır ve şu ana kadar bu konuda bir netlik yoktur. Ayrıca orijinal yıldızdan geriye ne kaldığı da şüphelidir. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor: nötron yıldızları ve kara delikler.

Nötron yıldızları

Bazı süpernovalarda, süperdevin derinliklerindeki güçlü yerçekiminin, elektronları atom çekirdeği tarafından emilmeye zorladığı ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturduğu bilinmektedir. Bu işleme nötronizasyon denir. Yakındaki çekirdekleri ayıran elektromanyetik kuvvetler kaybolur. Yıldızın çekirdeği artık atom çekirdeklerinden ve bireysel nötronlardan oluşan yoğun bir top haline geldi.

Nötron yıldızları olarak bilinen bu tür yıldızlar son derece küçüktür (büyük bir şehrin boyutundan daha fazla değildir) ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptirler. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunumu nedeniyle) yörünge periyotları aşırı derecede kısalır. Bazı nötron yıldızları saniyede 600 kez döner. Bazıları için radyasyon vektörü ile dönme ekseni arasındaki açı, Dünya'nın bu radyasyonun oluşturduğu koninin içine düşeceği şekilde olabilir; bu durumda yıldızın yörünge periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesini tespit etmek mümkündür. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.

Kara delikler

Süpernova patlama aşamasından geçen tüm yıldızlar nötron yıldızı haline gelmez. Yıldızın yeterince büyük bir kütlesi varsa, böyle bir yıldızın çöküşü devam edecek ve nötronların kendisi, yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha az olana kadar içe doğru düşmeye başlayacaktır. Bundan sonra yıldız olur Kara delik.

Kara deliklerin varlığı genel görelilik teorisi tarafından öngörülüyordu. Bu teoriye göre,

Sağ üst köşede bir noktayı kaplar: yüksek parlaklığa sahiptir ve düşük sıcaklık. Ana radyasyon kızılötesi aralıkta meydana gelir. Soğuk toz kabuğundan gelen radyasyon bize ulaşır. Evrim sürecinde yıldızın diyagramdaki konumu değişecektir. Bu aşamadaki tek enerji kaynağı yerçekimsel sıkıştırmadır. Bu nedenle yıldız, ordinat eksenine paralel olarak oldukça hızlı hareket eder.

Yüzey sıcaklığı değişmez ancak yarıçap ve parlaklık azalır. Yıldızın merkezindeki sıcaklık yükselir ve reaksiyonların hafif elementlerle başladığı bir değere ulaşır: hızla yanan ancak sıkıştırmayı yavaşlatmayı başaran lityum, berilyum, bor. İz, ordinat eksenine paralel olarak döner, yıldızın yüzeyindeki sıcaklık artar ve parlaklık neredeyse sabit kalır. Son olarak yıldızın merkezinde hidrojenden helyum oluşumunun (hidrojenin yanması) reaksiyonları başlar. Yıldız ana diziye giriyor.

Başlangıç ​​aşamasının süresi yıldızın kütlesine göre belirlenir. Güneş gibi yıldızlar için bu süre yaklaşık 1 milyon yıl, kütlesi 10 olan bir yıldız için ise yaklaşık 1 milyon yıldır. M☉ yaklaşık 1000 kat daha az ve kütlesi 0,1 olan bir yıldız için M☉binlerce kat daha fazla.

Genç düşük kütleli yıldızlar

Evrimin başlangıcında, düşük kütleli bir yıldızın ışıyan bir çekirdeği ve konvektif bir zarfı vardır (Şekil 82, I).

Ana dizi aşamasında yıldız, hidrojenin helyuma dönüştürülmesinin nükleer reaksiyonlarında açığa çıkan enerji nedeniyle parlıyor. Hidrojen tedariki, kütle 1 olan bir yıldızın parlaklığını sağlar M☉ yaklaşık 10 10 yıl içinde. Daha büyük kütleli yıldızlar hidrojeni daha hızlı tüketir: örneğin kütlesi 10 olan bir yıldız M☉ hidrojeni 10 7 yıldan daha kısa sürede tüketecektir (parlaklık kütlenin dördüncü kuvvetiyle orantılıdır).

Düşük kütleli yıldızlar

Hidrojen tükendikçe yıldızın merkez bölgeleri büyük oranda sıkışır.

Yüksek kütleli yıldızlar

Ana diziye ulaştıktan sonra yüksek kütleli bir yıldızın (>1,5) evrimi M☉) yıldızın bağırsaklarındaki nükleer yakıtın yanma koşulları tarafından belirlenir. Ana dizi aşamasında bu, hidrojenin yanmasıdır, ancak düşük kütleli yıldızların aksine, çekirdekte karbon-nitrojen döngüsünün reaksiyonları hakimdir. Bu döngüde C ve N atomları katalizör rolünü oynar. Böyle bir döngünün reaksiyonlarında enerji salınım hızı şu şekilde orantılıdır: T 17. Bu nedenle çekirdekte, enerji aktarımının radyasyonla gerçekleştirildiği bir bölge ile çevrelenmiş bir konvektif çekirdek oluşur.

Büyük kütleli yıldızların parlaklığı Güneş'in parlaklığından çok daha yüksektir ve hidrojen çok daha hızlı tüketilir. Bunun nedeni aynı zamanda bu tür yıldızların merkezindeki sıcaklığın da çok daha yüksek olmasıdır.

Konvektif çekirdeğin maddesindeki hidrojen oranı azaldıkça, enerji salınım hızı da azalır. Ancak salınım hızı parlaklıkla belirlendiğinden çekirdek sıkışmaya başlar ve enerji salınım hızı sabit kalır. Aynı zamanda yıldız genişleyerek kırmızı devlerin bölgesine doğru hareket ediyor.

Düşük kütleli yıldızlar

Hidrojen tamamen tükendiğinde, düşük kütleli bir yıldızın merkezinde küçük bir helyum çekirdeği oluşur. Çekirdekte madde yoğunluğu ve sıcaklık sırasıyla 10 9 kg/m ve 10 8 K değerlerine ulaşır. Hidrojen yanması çekirdeğin yüzeyinde meydana gelir. Çekirdekteki sıcaklık arttıkça hidrojenin yanma oranı artıyor ve parlaklık artıyor. Işınım bölgesi yavaş yavaş kaybolur. Ve konvektif akışların hızındaki artış nedeniyle yıldızın dış katmanları şişer. Boyutu ve parlaklığı artar - yıldız kırmızı bir deve dönüşür (Şek. 82, II).

Yüksek kütleli yıldızlar

Büyük kütleli bir yıldızdaki hidrojen tamamen tükendiğinde çekirdekte üçlü helyum reaksiyonu ve aynı zamanda oksijen oluşumu reaksiyonu (3He=>C ve C+He=>0) oluşmaya başlar. Aynı zamanda helyum çekirdeğinin yüzeyinde hidrojen yanmaya başlar. İlk katman kaynağı görünür.

Helyum kaynağı çok hızlı bir şekilde tükenir, çünkü açıklanan reaksiyonlarda her temel eylemde nispeten az enerji açığa çıkar. Resim kendini tekrarlıyor ve yıldızda iki katman kaynağı beliriyor ve çekirdekte C+C=>Mg reaksiyonu başlıyor.

Evrimsel yolun çok karmaşık olduğu ortaya çıkıyor (Şekil 84). Hertzsprung-Russell diyagramında yıldız, devler dizisi boyunca hareket eder veya (süperdev bölgesinde çok büyük bir kütle ile) periyodik olarak Cephei olur.

Eski düşük kütleli yıldızlar

Düşük kütleli bir yıldız için, konvektif akışın hızı belli bir seviyede en sonunda ikinciye ulaşır. kaçış hızı kabuk çıkar ve yıldız, gezegenimsi bir bulutsu ile çevrelenmiş beyaz bir cüceye dönüşür.

Düşük kütleli bir yıldızın Hertzsprung-Russell diyagramındaki evrimsel izi Şekil 83'te gösterilmektedir.

Yüksek kütleli yıldızların ölümü

Büyük kütleli bir yıldız, evriminin sonunda oldukça karmaşık bir yapıya sahiptir. Her katmanın kendi kimyasal bileşimi vardır, çeşitli katman kaynaklarında nükleer reaksiyonlar meydana gelir ve merkezde bir demir çekirdek oluşur (Şekil 85).

Demirle nükleer reaksiyonlar meydana gelmez, çünkü bunlar enerjinin harcanmasını (serbest bırakılmasını değil) gerektirir. Bu nedenle, demir çekirdek hızla büzülür, içindeki sıcaklık ve yoğunluk artar, fantastik değerlere ulaşır - 10 9 K sıcaklık ve 10 9 kg/m3 basınç. Siteden materyal

Şu anda, çekirdekte aynı anda ve çok hızlı (görünüşe göre dakikalar içinde) meydana gelen iki önemli süreç başlıyor. Birincisi, nükleer çarpışmalar sırasında demir atomlarının 14 helyum atomuna bozunması, ikincisi ise elektronların protonlara "bastırılması" ve nötronların oluşmasıdır. Her iki süreç de enerjinin emilmesiyle ilişkilidir ve çekirdekteki sıcaklık (aynı zamanda basınç) anında düşer. Yıldızın dış katmanları merkeze doğru düşmeye başlar.

Dış katmanların düşmesi, içlerindeki sıcaklıkta keskin bir artışa yol açar. Hidrojen, helyum ve karbon yanmaya başlar. Buna merkezi çekirdekten gelen güçlü bir nötron akışı eşlik ediyor. Sonuç olarak, yıldızın zaten tüm ağır elementleri içeren dış katmanlarını kaliforniyuma kadar fırlatan güçlü bir nükleer patlama meydana gelir. Modern görüşlere göre, ağır kimyasal elementlerin (yani helyumdan daha ağır) tüm atomları, Evrende tam olarak alevler halinde oluşmuştur.