نجم الكتلة تي☼ ونصف القطر R يمكن تمييزهما بطاقته الكامنة E . محتملأو طاقة الجاذبيةمن النجم يسمى العمل الذي يجب إنفاقه من أجل رش مادة النجم إلى ما لا نهاية. على العكس من ذلك ، يتم إطلاق هذه الطاقة عندما يتقلص النجم ، أي. حيث يتناقص نصف قطرها. يمكن حساب قيمة هذه الطاقة باستخدام الصيغة:

الطاقة الكامنة للشمس هي: E = 5.9 10 41 J.

أظهرت دراسة نظرية لعملية الانكماش الثقالي للنجم أن النجم يشع ما يقرب من نصف طاقته الكامنة ، بينما النصف الآخر ينفق على رفع درجة حرارة كتلته إلى ما يقرب من عشرة ملايين كلن. ومع ذلك ، فمن السهل التأكد من أن الشمس كانت ستشع هذه الطاقة خلال 23 مليون سنة. لذلك ، يمكن أن يكون الانكماش الثقالي مصدرًا للطاقة للنجوم فقط في بعض المراحل القصيرة نوعًا ما من تطورها.

تمت صياغة نظرية الاندماج النووي الحراري في عام 1938 من قبل الفيزيائيين الألمان كارل ويزساكر وهانس بيته. كان الشرط المسبق لذلك هو تحديد ف.أستون (إنجلترا) في عام 1918 لكتلة ذرة الهيليوم ، والتي تساوي 3.97 كتلة من ذرة الهيدروجين. , ثانياً ، تحديد العلاقة بين وزن الجسم عام 1905 تيوطاقته هعلى شكل صيغة آينشتاين:

حيث c هي سرعة الضوء ، ثالثًا ، الاكتشاف في عام 1929 أنه بسبب تأثير النفق ، يمكن لجسيمين مشحونين بالتساوي (بروتونين) الاقتراب من مسافة تكون فيها القوة الجذابة متفوقة ، وكذلك اكتشاف عام 1932 لـ البوزيترون e + والنيوترون p.

أول تفاعلات الاندماج النووي الحراري وأكثرها فعالية هو تكوين أربعة بروتونات p من نواة ذرة الهيليوم وفقًا للمخطط:

ما يهم هنا هو ما يحدث هنا. عيب في الكتلة:تبلغ كتلة نواة الهليوم 4.00389 صباحًا ، بينما تبلغ كتلة أربعة بروتونات 4.03252 صباحًا. باستخدام صيغة أينشتاين ، نحسب الطاقة المنبعثة أثناء تكوين نواة هيليوم واحدة:

من السهل حساب أنه إذا كانت الشمس في المرحلة الأولى من التطور تتكون من الهيدروجين فقط ، فإن تحولها إلى هيليوم سيكون كافيًا لوجود الشمس كنجم مع فقدان الطاقة الحالي لحوالي 100 مليار سنة. في الواقع ، نحن نتحدث عن "نضوب" حوالي 10٪ من الهيدروجين من أعمق باطن النجم ، حيث تكون درجة الحرارة كافية لتفاعلات الاندماج.

يمكن أن تستمر تفاعلات اندماج الهيليوم بطريقتين. أول واحد يسمى دورة ص ،ثانية - مع دورة NO.في كلتا الحالتين ، مرتين في كل نواة هيليوم ، يتحول البروتون إلى نيوترون وفقًا للمخطط:

,

أين الخامس- نيوترينو.

يوضح الجدول 1 متوسط ​​الوقت لكل تفاعل من تفاعلات الاندماج النووي الحراري ، وهي الفترة التي ينخفض ​​خلالها عدد الجسيمات الأولية بمقدار همرة واحدة.

الجدول 1. تفاعلات تركيب الهيليوم.

تتميز كفاءة تفاعلات الاندماج بقوة المصدر ، وكمية الطاقة التي يتم إطلاقها لكل وحدة كتلة من المادة لكل وحدة زمنية. يتبع من النظرية أن

, بينما . حد درجة الحرارة تي ،فوق التي سيتم لعب الدور الرئيسي لا ص- ،أ دورة CNO، تساوي 15 ∙ 10 6 K. في أحشاء الشمس ، سيتم لعب الدور الرئيسي ص-دورة. نظرًا لأن أول تفاعلاتها لها وقت مميز طويل جدًا (14 مليار سنة) ، فإن الشمس والنجوم المماثلة تمر عبر مسارها التطوري لنحو عشرة مليارات سنة. بالنسبة للنجوم البيضاء الأكثر ضخامة ، تكون هذه المرة أقصر بعشرات ومئات المرات ، لأن الوقت المميز للتفاعلات الرئيسية أقصر بكثير CNO-دورة.

إذا وصلت درجة الحرارة في باطن النجم ، بعد استنفاد الهيدروجين هناك ، إلى مئات الملايين من الكلفن ، وهذا ممكن بالنسبة للنجوم ذات الكتلة. تي> 1.2 م ☼ ، يصبح رد فعل تحويل الهيليوم إلى كربون مصدر الطاقة وفقًا للمخطط:

. يُظهر الحساب أن النجم سيستخدم احتياطيات الهليوم في حوالي 10 ملايين سنة. إذا كانت كتلتها كبيرة بما يكفي ، تستمر النواة في الانكماش ، وعند درجات حرارة أعلى من 500 مليون درجة ، تصبح تفاعلات الاندماج لنوى ذرية أكثر تعقيدًا ممكنة وفقًا للمخطط:

في درجات حرارة أعلى ، يتم إجراء التفاعلات التالية:

إلخ. حتى تكوين نوى الحديد. هذه ردود أفعال طارد للحرارةنتيجة لمسارهم ، يتم إطلاق الطاقة.

كما نعلم ، يتم إطلاق الطاقة التي يشعها النجم في الفضاء المحيط به في باطنه وتتسرب تدريجياً إلى سطح النجم. يمكن أن يتم نقل الطاقة هذا من خلال سمك مادة النجم بواسطة آليتين: نقل مشعأو الحمل.

في الحالة الأولى ، نتحدث عن الامتصاص المتعدد وإعادة الانبعاث للكميات. في الواقع ، خلال كل فعل من هذا القبيل ، يحدث انقسام الكوانتا ، لذلك ، بدلاً من الكوانتا الصلبة التي تنشأ أثناء الاندماج النووي الحراري في أحشاء النجم ، تصل ملايين الكوانت منخفضة الطاقة إلى سطحه. في هذه الحالة ، يتم استيفاء قانون الحفاظ على الطاقة.

في نظرية نقل الطاقة ، يتم تقديم مفهوم طول المسار الحر لكموم لتردد معين υ. من السهل أن نرى أنه في ظل ظروف الغلاف الجوي النجمي ، فإن طول المسار الحر للكم لا يتجاوز بضعة سنتيمترات. ويقاس وقت تسرب كمات الطاقة من مركز النجم إلى سطحه بملايين السنين ، ومع ذلك ، قد تنشأ ظروف في الأجزاء الداخلية للنجوم يتم فيها انتهاك هذا التوازن الإشعاعي. وبالمثل ، يتصرف الماء في وعاء يتم تسخينه من الأسفل. لفترة معينة ، يكون السائل في حالة توازن هنا ، لأن الجزيء ، بعد أن تلقى فائضًا من الطاقة مباشرة من قاع الوعاء ، يتمكن من نقل جزء من الطاقة بسبب الاصطدام بجزيئات أخرى أعلى. وبالتالي ، يتم إنشاء تدرج درجة حرارة معين في الوعاء من قاعه إلى الحافة العلوية. ومع ذلك ، بمرور الوقت ، فإن المعدل الذي يمكن للجزيئات أن تنقل الطاقة به لأعلى من خلال الاصطدامات يصبح أقل من معدل انتقال الحرارة من الأسفل. يحدث الغليان - انتقال الحرارة بالحركة المباشرة للمادة.

> دورة حياة النجم

وصف حياة وموت النجوم: مراحل التطور مع الصورة ، السحب الجزيئية ، النجم الأولي ، الثور ، التسلسل الرئيسي ، العملاق الأحمر ، القزم الأبيض.

كل شيء في هذا العالم يتطور. تبدأ أي دورة بالولادة والنمو وتنتهي بالموت. بالطبع ، النجوم لديها هذه الدورات بطريقة خاصة. دعونا نتذكر ، على سبيل المثال ، أن لديهم إطارًا زمنيًا أكبر ويتم قياسهم بملايين ومليارات السنين. بالإضافة إلى ذلك ، فإن موتهم يحمل عواقب معينة. كيف تبدو دورة حياة النجوم?

أول دورة حياة لنجم: السحب الجزيئية

لنبدأ بميلاد نجم. تخيل سحابة ضخمة من الغاز الجزيئي البارد يمكن أن توجد بسهولة في الكون دون أي تغييرات. ولكن فجأة ينفجر مستعر أعظم غير بعيد عنه ، أو يصطدم بسحابة أخرى. بسبب هذه الدفعة ، يتم تنشيط عملية التدمير. وهي مقسمة إلى أجزاء صغيرة ، كل منها مرسوم في نفسه. كما فهمت بالفعل ، كل هذه المجموعات تستعد لتصبح نجومًا. تعمل الجاذبية على تسخين درجة الحرارة ، ويحافظ الزخم المخزن على الدوران. يوضح الرسم البياني السفلي بوضوح دورة النجوم (الحياة ، ومراحل التطور ، وخيارات التحول وموت جرم سماوي مع صورة).

دورة الحياة الثانية للنجم:بروتستار

تتكثف المادة بشكل أكثر كثافة ، وتسخن وتتصدى بانهيار الجاذبية. يسمى هذا الكائن بالنجم الأولي ، والذي يتكون حوله قرص من مادة. ينجذب الجزء إلى الجسم ، مما يزيد من كتلته. سيتم تجميع بقية الحطام وإنشاء نظام كوكبي. مزيد من تطوير النجم كل هذا يتوقف على الكتلة.

دورة الحياة الثالثة للنجم: T برج الثور

عندما تصطدم المادة بنجم ، يتم إطلاق كمية هائلة من الطاقة. تم تسمية المرحلة النجمية الجديدة على اسم النموذج الأولي ، T Taurus. هذا نجم متغير يقع على بعد 600 سنة ضوئية (ليس بعيدًا عن).

يمكن أن تصل إلى سطوع كبير لأن المادة تتكسر وتطلق الطاقة. لكن في الجزء المركزي لا توجد درجة حرارة كافية لدعم الاندماج النووي. هذه المرحلة تدوم 100 مليون سنة.

دورة الحياة الرابعة للنجم:التسلسل الرئيسي

في لحظة معينة ، ترتفع درجة حرارة الجسم السماوي إلى المستوى المطلوب ، مما يؤدي إلى تنشيط الاندماج النووي. كل النجوم تمر بهذا. يتحول الهيدروجين إلى هيليوم ، ويطلق احتياطيًا حراريًا ضخمًا وطاقة.

يتم إطلاق الطاقة كأشعة جاما ، ولكن بسبب حركة النجم البطيئة ، فإنها تسقط بطول الموجة. يتم دفع الضوء إلى الخارج ويواجه الجاذبية. يمكننا أن نفترض أنه يتم إنشاء توازن مثالي هنا.

إلى متى ستكون في التسلسل الرئيسي؟ عليك أن تبدأ من كتلة النجم. الأقزام الحمراء (نصف الكتلة الشمسية) قادرة على إنفاق مئات المليارات (تريليونات) من السنين على إمدادات الوقود. متوسط ​​النجوم (مثل) يعيشون من 10 إلى 15 مليار. لكن أكبرها عمرها مليارات أو ملايين السنين. شاهد كيف يبدو تطور وموت النجوم من مختلف الفئات في الرسم التخطيطي.

دورة الحياة الخامسة للنجم:العملاق الأحمر

أثناء عملية الذوبان ، ينتهي الهيدروجين ويتراكم الهيليوم. عندما لا يتبقى هيدروجين على الإطلاق ، تتوقف جميع التفاعلات النووية ، ويبدأ النجم في الانكماش بسبب الجاذبية. تسخن قشرة الهيدروجين حول القلب وتشتعل ، مما يتسبب في نمو الجسم 1000-10000 مرة. في لحظة معينة ، سوف تكرر شمسنا هذا المصير ، بعد أن ارتفعت إلى مدار الأرض.

تصل درجة الحرارة والضغط إلى الحد الأقصى ، ويندمج الهيليوم في الكربون. في هذه المرحلة ، يتقلص النجم ويتوقف عن كونه عملاق أحمر. مع زيادة الكتلة ، سيحرق الجسم العناصر الثقيلة الأخرى.

دورة الحياة السادسة للنجم:قزم ابيض

لا يمتلك النجم ذو الكتلة الشمسية ضغط جاذبية كافٍ لدمج الكربون. لذلك ، يحدث الموت مع نهاية الهيليوم. يتم إخراج الطبقات الخارجية ويظهر قزم أبيض. في البداية يكون الجو حارًا ، ولكن بعد مئات المليارات من السنين سوف يبرد.

تطور النجوم هو تغيير في الفيزياء. الخصائص الداخلية المباني والصناعات الكيماوية. تكوين النجوم بمرور الوقت. أهم مشاكل نظرية إي. - شرح تكوين النجوم ، والتغيرات في خصائصها المرصودة ، ودراسة العلاقة الجينية لمجموعات مختلفة من النجوم ، وتحليل حالاتها النهائية.

منذ ذلك الحين في جزء من الكون معروف لنا تقريبًا. 98-99٪ من كتلة المادة المرصودة موجودة في النجوم أو تجاوزت مرحلة النجوم ، وفقًا لتفسير إي. يافل. من أهم المشاكل في الفيزياء الفلكية.

النجم في حالة ثبات هو كرة غاز ، وهي في حالة هيدروستاتيكية. والتوازن الحراري (أي أن عمل قوى الجاذبية يتم موازنته بالضغط الداخلي ، ويتم تعويض فقد الطاقة بسبب الإشعاع بالطاقة المنبعثة في باطن النجم ، انظر). "ولادة" النجم هي تكوين جسم متوازن هيدروستاتيكي ، يكون إشعاعه مدعومًا به. مصادر الطاقة. "موت" النجم هو خلل لا رجعة فيه يؤدي إلى تدمير النجم أو فشله الكارثي. ضغط.

فصل الجاذبية. يمكن أن تلعب الطاقة دورًا حاسمًا فقط عندما تكون درجة حرارة الجزء الداخلي من النجم غير كافية لإطلاق الطاقة النووية لتعويض فقد الطاقة ، ويجب أن يتقلص النجم ككل أو جزء منه للحفاظ على التوازن. تصبح إضاءة الطاقة الحرارية مهمة فقط بعد استنفاد احتياطيات الطاقة النووية. هكذا ، إي. يمكن تمثيلها كتغيير متتالي لمصادر طاقة النجوم.

الوقت المميز لـ E.z. كبير جدًا بحيث يتعذر عليه متابعة التطور بأكمله مباشرةً. لذلك ، الرئيسي طريقة البحث E.z. يافل. بناء تسلسلات من نماذج النجوم التي تصف التغيرات في الداخل. المباني والصناعات الكيماوية. تكوين النجوم بمرور الوقت. تطور. ثم تتم مقارنة التسلسلات مع نتائج الملاحظات ، على سبيل المثال ، مع (G.-R.d.) ، الذي يلخص ملاحظات عدد كبير من النجوم في مراحل مختلفة من التطور. من الأهمية بمكان المقارنة مع G.-R.d. بالنسبة للعناقيد النجمية ، نظرًا لأن جميع نجوم العنقود لها نفس الكيمياء الأولية. التكوين وشكلت في وقت واحد تقريبا. وفقًا لـ G.-R.d. مجموعات من مختلف الأعمار ، كان من الممكن تحديد اتجاه E.z. التفاصيل التطورية. يتم حساب التسلسلات من خلال الحل العددي لنظام المعادلات التفاضلية التي تصف توزيع الكتلة والكثافة ودرجة الحرارة واللمعان في النجم ، والتي تُضاف إليها قوانين إطلاق الطاقة وشفافية المادة النجمية والمعادلات التي تصف التغير في المواد الكيميائية. تكوين النجوم بمرور الوقت.

يعتمد تطور النجم بشكل أساسي على كتلته وكيميائه الأولية. تعبير. يمكن لعب دور معين ، ولكن ليس أساسيًا ، من خلال دوران النجم ومغناطيسه. المجال ، ولكن دور هذه العوامل في E.z. لم يتم استكشافها بعد بشكل كافٍ. تشيم. يعتمد تكوين النجم على وقت تشكله وموقعه في المجرة وقت تكوينه. تشكلت نجوم الجيل الأول من مادة ، تم تحديد تكوينها بواسطة علم الكون. شروط. على ما يبدو ، احتوت على ما يقرب من 70 ٪ من كتلة الهيدروجين ، و 30 ٪ من الهيليوم ، ومزيج ضئيل من الديوتيريوم والليثيوم. في سياق تطور نجوم الجيل الأول ، تشكلت عناصر ثقيلة (بعد الهليوم) ، والتي تم طردها في الفضاء بين النجوم نتيجة لتدفق المادة من النجوم أو أثناء انفجارات النجوم. تشكلت نجوم الأجيال اللاحقة بالفعل من مادة تحتوي على ما يصل إلى 3-4٪ (بالكتلة) من العناصر الثقيلة.

المؤشر الأكثر مباشرة على حدوث تشكل النجوم في المجرة في الوقت الحاضر هو yavl. وجود طيف ضخم من النجوم الساطعة. الفئتان O و B ، لا يمكن أن يتجاوز عمرها ~ 10 7 سنوات. معدل تشكل النجوم في العصر الحديث العصر يقدر بـ 5 في السنة.

2. تشكيل النجم ، مرحلة تقلص الجاذبية

وفقًا لوجهة النظر الأكثر شيوعًا ، تتشكل النجوم نتيجة للجاذبية. تكثيف المادة في الوسط النجمي. يمكن أن يحدث الفصل الضروري للوسط النجمي إلى مرحلتين - السحب الباردة الكثيفة والوسط المخلخل ذي درجة الحرارة المرتفعة - تحت تأثير عدم الاستقرار الحراري رايلي-تايلور في المجال المغناطيسي بين النجوم. مجال. مجمعات الغاز والغبار مع الكتلة ، الحجم المميز (10-100) جهاز كمبيوتر وتركيز الجسيمات ن~ 10 2 سم -3. لوحظت بالفعل بسبب انبعاثها من موجات الراديو. يتطلب ضغط (انهيار) هذه السحب شروطًا معينة: الجاذبية. يجب أن تتجاوز جسيمات السحابة مجموع طاقة الحركة الحرارية للجسيمات ، وطاقة دوران السحابة ككل والمغناطيسية. الطاقة السحابية (معيار الجينز). إذا تم أخذ طاقة الحركة الحرارية فقط في الاعتبار ، فعندئذٍ ، حتى عامل واحد ، تتم كتابة معيار جينز على النحو التالي: align = "absmiddle" width = "205" height = "20"> ، حيث يوجد كتلة السحابة تي- درجة حرارة الغاز في K ، ن- عدد الجسيمات في 1 سم 3. مع نموذج حديث يمكن للسحب البينجمية temp-pax K فقط انهيار السحب بكتلة لا تقل عن. يشير معيار جينز إلى أنه من أجل تكوين النجوم ذات الطيف الكتلي المرصود حقًا ، يجب أن يصل تركيز الجسيمات في السحب المنهارة إلى (10 3-10 6) سم -3 ، أي 10-1000 مرة أعلى مما لوحظ في السحب النموذجية. ومع ذلك ، يمكن تحقيق مثل هذه التركيزات من الجسيمات في أعماق السحب التي بدأت بالفعل في الانهيار. ويترتب على ذلك أن ما يحدث يتم من خلال عملية متعاقبة تنفذ في عدة جهات مراحل تفتيت السحب الضخمة. تشرح هذه الصورة بشكل طبيعي ولادة النجوم في مجموعات - عناقيد. في الوقت نفسه ، لا تزال القضايا المتعلقة بالتوازن الحراري في السحابة ، ومجال السرعة فيها ، والآلية التي تحدد الطيف الكتلي للشظايا غير واضحة.

الأجسام المنهارة ذات الكتلة النجمية تسمى. النجوم. انهيار نجم أولي متماثل كرويًا غير دوار بدون مغناطيسي. تشمل المجالات عدة. مراحل. في اللحظة الأولى من الزمن ، تكون السحابة متجانسة ومتساوية الحرارة. إنه شفاف للجمهور. الإشعاع ، لذلك يحدث الانهيار مع فقد الطاقة الحجمي ، الفصل. آر. بسبب الإشعاع الحراري للغبار ، ينقل سرب حركته. طاقة الجسيم الغازي. في سحابة متجانسة ، لا يوجد تدرج ضغط ويبدأ الضغط في نظام السقوط الحر بالوقت المميز ، حيث جي- ، - كثافة السحابة. مع بداية الانضغاط تنشأ موجة خلخلة تتحرك نحو المركز بسرعة الصوت ، ومنذ ذلك الحين يحدث الانهيار بشكل أسرع عندما تكون الكثافة أعلى ، وينقسم النجم الأولي إلى قلب مضغوط وقذيفة ممتدة ، حيث يتم توزيع المادة وفقًا للقانون. عندما يصل تركيز الجسيمات في القلب إلى ~ 10 11 سم -3 ، يصبح معتمًا لإشعاع الأشعة تحت الحمراء لجزيئات الغبار. تتسرب الطاقة المنبعثة في القلب ببطء إلى السطح بسبب التوصيل الحراري المشع. تبدأ درجة الحرارة في الارتفاع تقريبًا بشكل ثابت ، وهذا يؤدي إلى زيادة الضغط ، ويدخل اللب في حالة هيدروستاتيكية. توازن. تستمر القشرة في السقوط على النواة وتظهر على محيطها. تعتمد معلمات اللب في هذا الوقت بشكل ضعيف على الكتلة الكلية للنجم الأولي: ك. مع زيادة كتلة اللب بسبب التراكم ، تتغير درجة حرارته تقريبًا حتى تصل إلى 2000 كلفن ، عندما يبدأ تفكك جزيئات H 2 . نتيجة استهلاك الطاقة للانفصال ، وليس الزيادة الحركية. طاقة الجسيمات ، تصبح قيمة المؤشر الثابت للحرارة أقل من 4/3 ، وتغيرات الضغط غير قادرة على تعويض قوى الجاذبية ، وينهار اللب مرة أخرى (انظر). يتكون قلب جديد من معلمات محاطة بواجهة صدمية تتراكم عليها بقايا اللب الأول. يحدث إعادة ترتيب مماثلة للنواة مع الهيدروجين.

يستمر النمو الإضافي لللب بسبب مادة الغلاف حتى تسقط كل المادة على النجم أو تتناثر تحت تأثير أو ، إذا كان اللب ضخمًا بدرجة كافية (انظر). بالنسبة للنجوم الأولية ذات الوقت المميز للقذيفة ر أ> ر كن، لذلك يتم تحديد لمعانها من خلال إطلاق الطاقة من النوى الانقباضية.

نجم يتكون من قلب وقذيفة يُلاحظ كمصدر للأشعة تحت الحمراء بسبب معالجة الإشعاع في الغلاف (غبار القشرة ، يمتص فوتونات الأشعة فوق البنفسجية من القلب ، يشع في نطاق الأشعة تحت الحمراء). عندما تصبح القشرة رقيقة بصريًا ، يبدأ ملاحظة النجم الأولي ككائن عادي ذي طبيعة نجمية. في أكثر النجوم ضخامة ، يتم الحفاظ على الأصداف حتى بداية الاحتراق الحراري النووي للهيدروجين في مركز النجم. يحد ضغط الإشعاع من كتلة النجوم إلى قيمة معينة ، على الأرجح. حتى لو تم تشكيل المزيد من النجوم الضخمة ، فإنها تصبح غير مستقرة بشكل نبضي ويمكن أن تفقد قيمتها. جزء من الكتلة في مرحلة احتراق الهيدروجين في النواة. مدة مرحلة الانهيار والتشتت للغلاف الأولي هي نفس ترتيب وقت السقوط الحر للسحابة الأصلية ، أي 10 5-10 6 سنوات. يتم التعرف على كتل المادة المظلمة لبقايا القشرة التي يضيءها القلب ، والتي تسرعها الرياح النجمية ، مع كائنات Herbig-Haro (كتل على شكل نجمة مع طيف انبعاث). النجوم ذات الكتل الصغيرة ، عندما تصبح مرئية ، تكون في منطقة G.-Rd تحتلها نجوم من نوع T Taurus (قزم) ، أكثر كتلة - في المنطقة التي توجد فيها نجوم انبعاث Herbig (فئات طيفية مبكرة غير منتظمة مع خطوط انبعاث) في الأطياف).

تطور. مسارات نوى النجوم الأولية ذات الكتلة الثابتة في المرحلة الهيدروستاتيكية. يظهر الضغط في الشكل. 1. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، في لحظة تأسيس الهيدروستاتيك. التوازن ، الظروف في النوى بحيث يتم نقل الطاقة فيها. تظهر الحسابات أن درجة حرارة سطح نجم الحمل الكامل ثابتة تقريبًا. يتناقص نصف قطر النجم باستمرار بسبب. تستمر في الانكماش. مع درجة حرارة سطح ثابتة ونصف قطر متناقص ، يجب أن يقع لمعان النجم أيضًا على G.-R.d. تتوافق هذه المرحلة من التطور مع المقاطع الرأسية للمسارات.

مع استمرار الضغط ، ترتفع درجة الحرارة داخل النجم ، وتصبح المادة أكثر شفافية ، والنجوم ذات المحاذاة = "absmiddle" width = "90" height = "17"> لها نوى مشعة ، لكن الأصداف تظل محمولة. النجوم الأقل كتلة تبقى الحمل الحراري بالكامل. يتم تنظيم لمعانها بواسطة طبقة رقيقة مشعة في الغلاف الضوئي. كلما زاد حجم النجم وزادت درجة حرارته الفعالة ، زاد حجم قلبه المشع (في النجوم ذات المحاذاة = "absmiddle" width = "74" height = "17"> ، يظهر اللب المشع على الفور). في النهاية ، يمر النجم بأكمله تقريبًا (باستثناء منطقة الحمل الحراري السطحية في النجوم ذات الكتلة) في حالة من التوازن الإشعاعي ، حيث يتم نقل كل الطاقة المنبعثة في اللب عن طريق الإشعاع.

3. التطور القائم على التفاعلات النووية

عند درجة حرارة ~ 10 6 كلفن في النواة ، تبدأ التفاعلات النووية الأولى - يحترق الديوتيريوم والليثيوم والبورون. الكمية الأساسية من هذه العناصر صغيرة جدًا بحيث لا يتحمل نضوبها عمليًا الضغط. يتوقف الضغط عندما تصل درجة الحرارة في مركز النجم إلى ~ 10 6 كلفن ويشتعل الهيدروجين ، لأن الطاقة المنبعثة أثناء الاحتراق الحراري النووي للهيدروجين كافية لتعويض خسائر الإشعاع (انظر). تتشكل النجوم المتجانسة ، في النوى التي يحرق الهيدروجين منها ، على G.-R.d. التسلسل الرئيسي الأولي (NGS). تصل النجوم الضخمة إلى NGP أسرع من النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، لأن معدل فقدان الطاقة لكل وحدة كتلة ، وبالتالي معدل التطور ، أعلى من معدل النجوم ذات الكتلة المنخفضة. من لحظة دخول NGP ، أ. يحدث على أساس الاحتراق النووي ، والمراحل الرئيسية التي تم تلخيصها في الجدول. يمكن أن يحدث الاحتراق النووي قبل تكوين عناصر مجموعة الحديد ، والتي تمتلك أعلى طاقة ارتباط بين جميع النوى. تطور. مسارات النجوم على G.-R.d. هو مبين في الشكل. 2. تطور القيم المركزية لدرجة حرارة وكثافة النجوم مبين في الشكل. 3. في K main. مصدر للطاقة yavl. تفاعل دورة الهيدروجين عند ب "كبير تي- تفاعلات دورة الكربون النيتروجين (CNO) (انظر). أحد الآثار الجانبية لدورة CNO yavl. إنشاء تركيزات متوازنة للنويدات 14 ن ، 12 ج ، 13 ج - على التوالي 95٪ ، 4٪ و 1٪ بالوزن. تم تأكيد غلبة النيتروجين في الطبقات التي حدث فيها احتراق الهيدروجين من خلال نتائج الملاحظات ، حيث تظهر هذه الطبقات على السطح نتيجة لفقدان الامتداد. طبقات. النجوم ذات دورة CNO (محاذاة = "absmiddle" width = "74" height = "17">) في المركز لها قلب حمل. والسبب في ذلك هو الاعتماد الشديد لإطلاق الطاقة على درجة الحرارة:. تدفق الطاقة المشعة ~ T4(انظر) ، لذلك ، لا يمكن نقل كل الطاقة الصادرة ، ويجب أن يحدث الحمل الحراري ، وهو أكثر كفاءة من النقل الإشعاعي. في النجوم الأكثر ضخامة ، أكثر من 50٪ من الكتلة النجمية مغطاة بالحمل الحراري. يتم تحديد أهمية جوهر الحمل الحراري للتطور من خلال حقيقة أن الوقود النووي يتم استنفاده بشكل موحد في منطقة أكبر بكثير من منطقة الاحتراق الفعال ، بينما في النجوم التي لا تحتوي على قلب الحمل الحراري ، يحترق مبدئيًا فقط في منطقة صغيرة من المركز. حيث تكون درجة الحرارة عالية جدًا. يتراوح وقت احتراق الهيدروجين من ~ 10 10 سنوات إلى سنوات. لا يتجاوز وقت جميع المراحل اللاحقة من الاحتراق النووي 10٪ من وقت احتراق الهيدروجين ، لذلك تتشكل النجوم في مرحلة احتراق الهيدروجين على G.-R.d. منطقة مكتظة بالسكان - (GP). النجوم ذات درجة الحرارة في المركز لا تصل أبدًا إلى القيم اللازمة لاشتعال الهيدروجين ، فهي تتقلص إلى أجل غير مسمى ، وتتحول إلى أقزام "سوداء". يؤدي نضوب الهيدروجين إلى زيادة في المتوسط. الوزن الجزيئي للمادة الأساسية ، وبالتالي للحفاظ على الهيدروستاتيكي. التوازن ، يجب أن يزداد الضغط في المركز ، مما يستلزم زيادة في درجة الحرارة في المركز وتدرج درجة الحرارة على طول النجم ، وبالتالي اللمعان. يؤدي أيضًا انخفاض عتامة المادة مع زيادة درجة الحرارة إلى زيادة لمعانها. تتعاقد النواة للحفاظ على ظروف إطلاق الطاقة النووية مع انخفاض محتوى الهيدروجين ، ويتمدد الغلاف بسبب الحاجة إلى نقل تدفق الطاقة المتزايد من القلب. في G.-R.d. يتحرك النجم إلى يمين NGP. يؤدي انخفاض العتامة إلى موت النوى الحملية في جميع النجوم ، باستثناء النجوم الأكثر ضخامة. معدل تطور النجوم الضخمة هو الأعلى ، وهم أول من غادر MS. العمر على MS هو للنجوم من تقريبا. 10 ملايين سنة ، من كاليفورنيا. 70 مليون سنة ، ومن كاليفورنيا. 10 مليارات سنة.

عندما ينخفض ​​محتوى الهيدروجين في القلب إلى 1٪ ، يتم استبدال تمدد قذائف النجوم ذات المحاذاة = "absmiddle" width = "66" height = "17"> بالتقلص العام للنجم ، وهو أمر ضروري الحفاظ على إطلاق الطاقة. يتسبب ضغط الغلاف في تسخين الهيدروجين في الطبقة المجاورة لبؤرة الهيليوم لدرجة حرارة احتراقها النووي الحراري ، ويظهر مصدر طبقة لإطلاق الطاقة. بالنسبة للنجوم ذات الكتلة ، والتي تعتمد بدرجة أقل على درجة الحرارة ومنطقة إطلاق الطاقة ليست مركزة بقوة نحو المركز ، لا توجد مرحلة من الانضغاط العام.

إ. بعد احتراق الهيدروجين يعتمد على كتلتها. العامل الأكثر أهمية الذي يؤثر على مسار تطور النجوم ذات الكتلة yavl. تنكس غاز الإلكترون عند الكثافات العالية. نظرًا للكثافة العالية ، فإن عدد الحالات الكمومية ذات الطاقة المنخفضة محدود بسبب مبدأ باولي ، وتملأ الإلكترونات المستويات الكمومية بطاقة عالية ، أعلى بكثير من طاقة حركتها الحرارية. أهم ما يميز الغاز المنحل هو ضغطه صيعتمد فقط على الكثافة: للانحلال غير النسبي والانحلال النسبي. ضغط غاز الإلكترون أكبر بكثير من ضغط الأيونات. هذا يعني أن الأساسيات لـ E.z. الخلاصة: نظرًا لأن قوة الجاذبية التي تعمل على وحدة حجم غاز متحلل نسبيًا ، تعتمد على الكثافة بنفس طريقة تدرج الضغط ، يجب أن تكون هناك كتلة محدودة (انظر) ، مثل تلك الخاصة بالمحاذاة = عرض "أبسميدل" = "66" height = "15"> لا يمكن لضغط الإلكترونات أن يقاوم الجاذبية ويبدأ الانضغاط. محاذاة حد الكتلة = "absmiddle" width = "139" height = "17">. يظهر في الشكل حدود المنطقة التي يتحلل فيها غاز الإلكترون. 3. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة ، يلعب الانحلال دورًا ملموسًا بالفعل في عملية تكوين نوى الهيليوم.

العامل الثاني الذي يحدد E.z. في المراحل اللاحقة ، هذه هي خسائر طاقة النيوترينو. في اعماق النجوم تي~ 10 8 رئيسي. يتم لعب الدور في الولادة من خلال: عملية الفوتونوترينو ، اضمحلال كمات تذبذبات البلازما (البلازمونات) إلى أزواج نيوترينو-أنتينيوترينو () ، إبادة أزواج الإلكترون والبوزيترون () و (انظر). الميزة الأكثر أهمية للنيوترينوات هي أن مادة النجم شفافة عمليًا بالنسبة لها ، والنيوترينوات تنقل الطاقة بحرية بعيدًا عن النجم.

يتم ضغط قلب الهليوم ، الذي لم تنشأ فيه ظروف احتراق الهيليوم بعد. تزداد درجة الحرارة في المصدر ذي الطبقات المجاور للنواة ، ويزداد معدل احتراق الهيدروجين. تؤدي الحاجة إلى نقل تدفق الطاقة المتزايد إلى تمدد الغلاف ، حيث يتم إنفاق جزء من الطاقة. نظرًا لأن لمعان النجم لا يتغير ، تنخفض درجة حرارة سطحه ، وعلى G.-R.d. يتحرك النجم إلى المنطقة التي يشغلها العمالقة الحمراء ، ووقت إعادة الهيكلة للنجم أقصر بمرتين من زمن احتراق الهيدروجين في القلب ؛ لذلك ، هناك عدد قليل من النجوم بين نطاق MS ومنطقة العمالقة الحمراء. مع انخفاض درجة حرارة الغلاف ، تزداد شفافيته ، ونتيجة لذلك خارجية. منطقة الحمل الحراري ويزداد لمعان النجم.

إزالة الطاقة من القلب من خلال التوصيل الحراري للإلكترونات المنحلة وخسائر النيوترينو في النجوم يؤخر لحظة اشتعال الهيليوم. تبدأ درجة الحرارة في النمو بشكل ملحوظ فقط عندما يصبح القلب متساوي الحرارة تقريبًا. الاحتراق 4 هو الذي يحدد E.z. من اللحظة التي يتجاوز فيها إطلاق الطاقة فقد الطاقة بسبب التوصيل الحراري وإشعاع النيوترينو. ينطبق نفس الشرط على احتراق جميع أنواع الوقود النووي اللاحقة.

من السمات البارزة للنواة النجمية المبردة بالنيوترينو من الغاز المنحل "التقارب" - تقارب المسارات ، الذي يميز نسبة الكثافة ودرجة الحرارة حفي وسط النجمة (الشكل 3). يتم تحديد معدل إطلاق الطاقة أثناء ضغط النواة بمعدل ارتباط المادة بها من خلال مصدر طبقة ، والذي يعتمد فقط على كتلة النواة لنوع معين من الوقود. يجب الحفاظ على توازن تدفق الطاقة الداخلة والخارجة في القلب ، لذلك يتم تحديد نفس توزيع درجة الحرارة والكثافة في قلب النجوم. بحلول وقت الاشتعال 4 He ، تعتمد كتلة النواة على محتوى العناصر الثقيلة. في نوى الغاز المنحل ، اشتعال 4 له طابع الانفجار الحراري ، منذ ذلك الحين تذهب الطاقة المنبعثة أثناء الاحتراق إلى زيادة طاقة الحركة الحرارية للإلكترونات ، لكن الضغط تقريبًا لا يتغير مع زيادة درجة الحرارة حتى تصبح الطاقة الحرارية للإلكترونات مساوية لطاقة الغاز المنحل للإلكترونات. ثم يتم إزالة الانحطاط ويتمدد اللب بسرعة - يحدث وميض الهيليوم. من المحتمل أن تكون ومضات الهيليوم مصحوبة بفقدان المادة النجمية. في ، حيث أكملت النجوم الضخمة منذ فترة طويلة تطورها ولدى العمالقة الحمراء كتل ، فإن النجوم في مرحلة احتراق الهيليوم تقع على الفرع الأفقي من G.-R.d.

في أنوية الهيليوم للنجوم ذات المحاذاة = "absmiddle" width = "90" height = "17"> الغاز لا يتحلل ، 4 يشتعل بهدوء ، لكن النوى تتوسع أيضًا بسبب الزيادة ح. في النجوم الأكثر ضخامة ، يحدث اشتعال 4 He حتى عندما تكون yavl. العمالقة الزرقاء. توسيع القلب يؤدي إلى انخفاض تيفي منطقة مصدر طبقة الهيدروجين ، ويقل لمعان النجم بعد وميض الهيليوم. للحفاظ على التوازن الحراري ، تتقلص القشرة ، ويترك النجم منطقة العملاق الأحمر. عندما ينضب 4 هو في القلب ، يبدأ ضغط القلب وتمدد القشرة مرة أخرى ، يصبح النجم مرة أخرى عملاق أحمر عملاق. مصدر احتراق ذو طبقات 4 يتكون ، والذي يهيمن على إطلاق الطاقة. يظهر الخارج مرة أخرى. منطقة الحمل الحراري. مع احتراق الهيليوم والهيدروجين ، ينخفض ​​سمك المصادر ذات الطبقات. تبين أن طبقة رقيقة من احتراق الهيليوم غير مستقرة حرارياً ، لأن مع وجود حساسية قوية جدًا لإطلاق الطاقة إلى درجة الحرارة () ، فإن الموصلية الحرارية للمادة غير كافية لإخماد الاضطرابات الحرارية في طبقة الاحتراق. أثناء الومضات الحرارية ، يحدث الحمل الحراري في الطبقة. إذا تغلغل في طبقات غنية بالهيدروجين ، فهذا نتيجة لعملية بطيئة ( س-العملية ، انظر) يتم تصنيع العناصر ذات الكتل الذرية من 22 نيوتن إلى 209 ب.

يؤدي الضغط الإشعاعي على الغبار والجزيئات المتكونة في الأصداف الباردة الممتدة من الكواكب العملاقة الحمراء إلى فقدان المادة باستمرار بمعدل يصل إلى كل عام. يمكن أن يُستكمل فقدان الكتلة المستمر بخسائر بسبب عدم استقرار الاحتراق الطبقي أو النبضات ، مما قد يؤدي إلى إطلاق واحد أو أكثر. اصداف. عندما تصبح كمية المادة الموجودة فوق قلب الكربون والأكسجين أقل من حد معين ، فإن الغلاف ، من أجل الحفاظ على درجة الحرارة في طبقات الاحتراق ، يضطر إلى الانكماش حتى يصبح الضغط قادرًا على استمرار الاحتراق ؛ نجمة على G.-R.d. يتحول أفقيا تقريبا إلى اليسار. في هذه المرحلة ، يمكن أن يؤدي عدم استقرار طبقات الاحتراق أيضًا إلى تمدد الغلاف وفقدان المادة. طالما أن النجم ساخن بدرجة كافية ، فإنه يُلاحظ على أنه نواة ذات نواة واحدة أو أكثر. اصداف. عندما يتم إزاحة مصادر الطبقة إلى سطح النجم بحيث تصبح درجة الحرارة فيها أقل من اللازم للاحتراق النووي ، يبرد النجم ويتحول إلى قزم أبيض يشع بسبب استهلاك الطاقة الحرارية للمكون الأيوني الخاص به. مادة. وقت التبريد المميز للأقزام البيضاء هو 109 سنوات تقريبًا. الحد الأدنى لكتل ​​النجوم الفردية التي تتحول إلى أقزام بيضاء غير واضح ، ويقدر بـ 3-6. في النجوم التي تحتوي على غاز الإلكترون يتحلل في مرحلة نمو النوى النجمية من الكربون والأكسجين (C ، O-). كما هو الحال في أنوية الهيليوم للنجوم ، بسبب فقدان طاقة النيوترينو ، هناك "تقارب" للظروف في المركز وبحلول الوقت الذي يتم فيه اشتعال الكربون في نواة C ، O. من المرجح أن يكون اشتعال 12 درجة مئوية في مثل هذه الظروف له طابع الانفجار ويؤدي إلى تدمير النجم بالكامل. قد لا يحدث التدمير الكامل إذا . يمكن تحقيق مثل هذه الكثافة عندما يتم تحديد معدل النمو الأساسي من خلال تراكم مادة القمر الصناعي في نظام ثنائي قريب.

إن دراسة تطور النجوم مستحيلة من خلال مراقبة نجم واحد فقط - فالعديد من التغييرات في النجوم تسير ببطء شديد بحيث لا يمكن ملاحظتها حتى بعد عدة قرون. لذلك يدرس العلماء العديد من النجوم ، كل منها في مرحلة معينة من دورة حياتها. على مدى العقود القليلة الماضية ، أصبحت نمذجة بنية النجوم باستخدام تكنولوجيا الكمبيوتر منتشرة في الفيزياء الفلكية.

موسوعي يوتيوب

1 / 5

✪ النجوم وتطور النجوم (يقول عالم الفيزياء الفلكية سيرجي بوبوف)

✪ النجوم والتطور النجمي (رواه سيرجي بوبوف وإلغونيس فيلكس)

✪ تطور النجوم. تطور العملاق الأزرق في 3 دقائق

^ Surdin V.G. Star Evolution الجزء الأول

✪ S. A. Lamzin - "Star Evolution"

ترجمات

اندماج نووي حراري في باطن النجوم

النجوم الشباب

يمكن وصف عملية تكوين النجوم بطريقة موحدة ، لكن المراحل اللاحقة من تطور النجم تعتمد بشكل كامل تقريبًا على كتلته ، وفقط في نهاية تطور النجم يمكن أن يلعب تركيبه الكيميائي دورًا.

النجوم الشابة ذات الكتلة المنخفضة

النجوم الشابة ذات الكتلة المنخفضة (حتى ثلاث كتل شمسية) [ ] ، التي هي في طريقها إلى التسلسل الرئيسي ، هي حمل حراري تمامًا - تغطي عملية الحمل جسم النجم بالكامل. لا تزال هذه ، في الواقع ، نجومًا أولية ، في مراكزها بدأت للتو التفاعلات النووية ، وكل الإشعاع يحدث أساسًا بسبب انضغاط الجاذبية. حتى يتحقق التوازن الهيدروستاتيكي ، ينخفض ​​لمعان النجم عند درجة حرارة ثابتة فعالة. في مخطط Hertzsprung-Russell ، تشكل هذه النجوم مسارًا عموديًا تقريبًا ، يسمى مسار Hayashi. مع تباطؤ الانكماش ، يقترب النجم الشاب من التسلسل الرئيسي. ترتبط كائنات من هذا النوع بنجوم من نوع T Taurus.

في هذا الوقت ، في النجوم التي تزيد كتلتها عن 0.8 كتلة شمسية ، يصبح اللب شفافًا للإشعاع ، ويصبح نقل الطاقة الإشعاعية في اللب هو السائد ، حيث يتم إعاقة الحمل الحراري بشكل متزايد بسبب الضغط المتزايد للمادة النجمية. في الطبقات الخارجية من الجسم النجمي ، يسود نقل الطاقة بالحمل الحراري.

ليس معروفًا على وجه اليقين ما هي الخصائص التي تتمتع بها النجوم ذات الكتلة الأقل في الوقت الذي تصل فيه إلى التسلسل الرئيسي ، لأن الوقت الذي تقضيه هذه النجوم في فئة الشباب يتجاوز عمر الكون [ ]. تستند جميع الأفكار حول تطور هذه النجوم فقط على الحسابات العددية والنمذجة الرياضية.

عندما يتقلص النجم ، يبدأ ضغط غاز الإلكترون المتحلل في الزيادة ، وعندما يتم الوصول إلى نصف قطر معين من النجم ، يتوقف الانكماش ، مما يؤدي إلى توقف زيادة درجة الحرارة في لب النجم بسبب الانكماش ، ثم إلى تناقصه. بالنسبة للنجوم التي تقل كتلتها عن 0.0767 كتلة شمسية ، فإن هذا لا يحدث: فالطاقة المنبعثة أثناء التفاعلات النووية لن تكون كافية أبدًا لموازنة الضغط الداخلي وانكماش الجاذبية. مثل هذه "النجوم" تشع طاقة أكثر مما يتم إنتاجه في عملية التفاعلات النووية الحرارية ، وهي تنتمي إلى ما يسمى بالأقزام البنية. مصيرهم هو الانكماش المستمر حتى يوقفه ضغط الغاز المنحل ، ثم التبريد التدريجي مع توقف جميع تفاعلات الاندماج التي بدأت.

النجوم الشابة متوسطة الكتلة

النجوم الفتية ذات الكتلة المتوسطة (من 2 إلى 8 كتل شمسية) [ ] يتطورون نوعيًا بنفس الطريقة تمامًا مثل أخواتهم وأخواتهم الأصغر ، باستثناء أنه ليس لديهم مناطق حمل حتى التسلسل الرئيسي.

ترتبط كائنات من هذا النوع بما يسمى ب. نجوم Ae \ Be Herbig هي متغيرات غير منتظمة من الفئة الطيفية B-F0. لديهم أيضا أقراص ونفاثات ثنائية القطب. معدل تدفق المادة من السطح ، اللمعان ودرجة الحرارة الفعالة أعلى بكثير من T Taurus ، لذا فهي تسخن وتشتت بقايا السحابة النجمية بشكل فعال.

النجوم الفتية التي تزيد كتلتها عن 8 كتل شمسية

النجوم التي تمتلك مثل هذه الكتل لها بالفعل خصائص النجوم العادية ، لأنها اجتازت جميع المراحل الوسيطة وتمكنت من تحقيق مثل هذا المعدل من التفاعلات النووية التي عوضت عن فقدان الطاقة عن طريق الإشعاع ، بينما تراكمت الكتلة لتحقيق التوازن الهيدروستاتيكي لـ النواة. بالنسبة لهذه النجوم ، فإن التدفق الخارجي للكتلة واللمعان كبير جدًا لدرجة أنهما لا يوقفان فقط انهيار الجاذبية للمناطق الخارجية للسحابة الجزيئية التي لم تصبح بعد جزءًا من النجم ، بل على العكس من ذلك ، تشتتهما بعيدًا. وبالتالي ، فإن كتلة النجم المتشكل أقل بشكل ملحوظ من كتلة السحابة النجمية الأولية. على الأرجح ، هذا ما يفسر غياب النجوم التي تزيد كتلتها عن 300 كتلة شمسية في مجرتنا.

دورة منتصف العمر للنجم

تأتي النجوم في مجموعة متنوعة من الألوان والأحجام. وهي تتراوح في النوع الطيفي من الأزرق الحار إلى الأحمر البارد ، وكتلة من 0.0767 إلى حوالي 300 كتلة شمسية ، وفقًا للتقديرات الحديثة. يعتمد لمعان ولون النجم على درجة حرارة سطحه ، والتي بدورها تتحدد بكتلته. جميع النجوم الجديدة "تأخذ مكانها" في التسلسل الرئيسي وفقًا لتركيبها الكيميائي وكتلتها. هذا ، بالطبع ، لا يتعلق بالحركة المادية للنجم - فقط حول موقعه على الرسم البياني المشار إليه ، والذي يعتمد على معلمات النجم. في الواقع ، فإن حركة النجم على طول الرسم البياني تتوافق فقط مع تغيير في معلمات النجم.

استئناف "الاحتراق" النووي الحراري للمادة عند مستوى جديد يؤدي إلى توسع هائل للنجم. "يتضخم" النجم ، ويصبح "فضفاضًا" للغاية ، ويزداد حجمه بحوالي 100 مرة. لذلك يصبح النجم عملاقًا أحمر ، وتستمر مرحلة احتراق الهليوم حوالي عدة ملايين من السنين. جميع العمالقة الحمراء تقريبًا هي نجوم متغيرة.

المراحل الأخيرة من تطور النجوم

النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة

في الوقت الحاضر ، ليس معروفًا على وجه اليقين ما يحدث للنجوم الضوئية بعد استنفاد إمدادات الهيدروجين في داخلها. نظرًا لأن عمر الكون يبلغ 13.7 مليار سنة ، وهو ما لا يكفي لاستنفاد إمدادات وقود الهيدروجين في مثل هذه النجوم ، فإن النظريات الحالية تستند إلى محاكاة الكمبيوتر للعمليات التي تحدث في مثل هذه النجوم.

يمكن لبعض النجوم تصنيع الهيليوم فقط في بعض المناطق النشطة ، مما يسبب عدم استقرارها ورياح نجمية قوية. في هذه الحالة ، لا يحدث تكوين السديم الكوكبي ، ويتبخر النجم فقط ، ويصبح أصغر حتى من القزم البني [ ] .

نجم كتلته أقل من 0.5 كتلة شمسية غير قادر على تحويل الهيليوم حتى بعد توقف التفاعلات التي تنطوي على الهيدروجين في قلبه - كتلة مثل هذا النجم صغيرة جدًا لتوفير مرحلة جديدة من ضغط الجاذبية بدرجة كافية لـ " اشتعال "الهيليوم. تشمل هذه النجوم الأقزام الحمراء ، مثل Proxima Centauri ، التي يتراوح عمر تسلسلها الرئيسي من عشرات المليارات إلى عشرات التريليونات من السنين. بعد إنهاء التفاعلات النووية الحرارية في نواتها ، فإنها ، بعد أن تبرد تدريجيًا ، ستستمر في الإشعاع الضعيف في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي.

نجوم متوسطة الحجم

عند الوصول نجم متوسط ​​الحجم (من 0.4 إلى 3.4 كتلة شمسية) [ ] من مرحلة العملاق الأحمر ، ينتهي الهيدروجين في لبه ، وتبدأ تفاعلات تخليق الكربون من الهيليوم. تحدث هذه العملية في درجات حرارة أعلى ، وبالتالي يزداد تدفق الطاقة من اللب ، ونتيجة لذلك ، تبدأ الطبقات الخارجية للنجم في التوسع. تمثل بداية تخليق الكربون مرحلة جديدة في حياة النجم وتستمر لبعض الوقت. بالنسبة لنجم قريب من حجم الشمس ، يمكن أن تستغرق هذه العملية حوالي مليار سنة.

تؤدي التغييرات في كمية الطاقة المشعة إلى أن يمر النجم بفترات من عدم الاستقرار ، بما في ذلك التغيرات في الحجم ودرجة حرارة السطح وإطلاق الطاقة. يتم تحويل إطلاق الطاقة نحو إشعاع منخفض التردد. كل هذا مصحوب بخسارة متزايدة في الكتلة بسبب الرياح النجمية القوية والنبضات الشديدة. تسمى النجوم في هذه المرحلة "النجوم المتأخرة" (أيضًا "النجوم المتقاعدون") ، نجوم OH-IRأو النجوم الشبيهة بميرا ، اعتمادًا على خصائصها الدقيقة. الغاز المقذوف غني نسبيًا بالعناصر الثقيلة المنتجة في باطن النجم ، مثل الأكسجين والكربون. يشكل الغاز غلافًا متمددًا ويبرد أثناء تحركه بعيدًا عن النجم ، مما يسمح بتكوين جزيئات الغبار والجزيئات. مع الأشعة تحت الحمراء القوية من نجم المصدر ، تتشكل الظروف المثالية في مثل هذه الأصداف لتفعيل الموجات الكونية.

تفاعلات اندماج الهيليوم حساسة جدًا لدرجة الحرارة. في بعض الأحيان يؤدي هذا إلى عدم استقرار كبير. تنشأ أقوى النبضات ، مما يعطي الطبقات الخارجية تسارعًا كافيًا للتخلص منها وتحويلها إلى سديم كوكبي. في مركز مثل هذا السديم ، يبقى اللب العاري للنجم ، حيث تتوقف التفاعلات الحرارية النووية ، وعندما يبرد ، يتحول إلى قزم أبيض هيليوم ، كقاعدة عامة ، له كتلة تصل إلى 0.5-0.6 شمسي كتل وقطر بترتيب قطر الأرض.

تكمل الغالبية العظمى من النجوم ، بما في ذلك الشمس ، تطورها بالتقلص حتى يوازن ضغط الإلكترونات المتدهورة الجاذبية. في هذه الحالة ، عندما يتناقص حجم النجم بمعامل مائة وتصبح كثافته أعلى بمليون مرة من كثافة الماء ، يُطلق على النجم اسم قزم أبيض. إنه محروم من مصادر الطاقة ، ويبرد تدريجيًا ، يصبح قزمًا أسود غير مرئي.

في النجوم الأكثر ضخامة من الشمس ، لا يمكن لضغط الإلكترونات المتحللة أن يوقف الضغط الإضافي للنواة ، وتبدأ الإلكترونات في "الضغط" في نواة الذرة ، والتي تحول البروتونات إلى نيوترونات ، والتي لا توجد بينها قوة تنافر كهروستاتيكية. تؤدي هذه النيوترونات إلى حقيقة أن حجم النجم ، والذي هو في الواقع نواة ذرية ضخمة واحدة ، يقاس بعدة كيلومترات ، وكثافته أعلى بمئة مليون مرة من كثافة الماء. يسمى هذا الشيء بالنجم النيوتروني. يتم الحفاظ على توازنه عن طريق ضغط المادة النيوترونية المتحللة.

النجوم فائقة الكتلة

بعد أن يدخل نجم كتلته أكبر من خمس كتل شمسية مرحلة العملاق الأحمر ، يبدأ قلبه في الانكماش تحت تأثير قوى الجاذبية. مع زيادة الضغط ، تزداد درجة الحرارة والكثافة ، ويبدأ تسلسل جديد من التفاعلات النووية الحرارية. في مثل هذه التفاعلات ، يتم تصنيع عناصر أثقل بشكل متزايد: الهليوم والكربون والأكسجين والسيليكون والحديد ، مما يحد مؤقتًا من انهيار النواة.

نتيجة لذلك ، مع تكوين المزيد والمزيد من العناصر الثقيلة في الجدول الدوري ، يتم تصنيع الحديد -56 من السيليكون. في هذه المرحلة ، يصبح الاندماج النووي الحراري الطارد للحرارة أمرًا مستحيلًا ، نظرًا لأن نواة الحديد 56 بها عيب في الكتلة القصوى ، ويكون تكوين نوى أثقل مع إطلاق الطاقة أمرًا مستحيلًا. لذلك ، عندما يصل اللب الحديدي للنجم إلى حجم معين ، فإن الضغط الموجود فيه لم يعد قادرًا على تحمل وزن الطبقات التي تعلوه النجم ، ويحدث الانهيار الفوري لللب مع النيوترونة لمادة النجم.

ما سيحدث بعد ذلك ليس واضحًا تمامًا بعد ، ولكن على أي حال ، فإن العمليات الجارية في غضون ثوانٍ تؤدي إلى انفجار سوبر نوفا بقوة لا تصدق.

تدفع نفاثات نيوترينو قوية ومجال مغناطيسي دوار معظم المواد المتراكمة بواسطة النجم [ ] - ما يسمى بعناصر الجلوس ، بما في ذلك عناصر الحديد والأخف وزنا. يتم قصف المادة المتوسعة بالنيوترونات المنبعثة من اللب النجمي ، مما يؤدي إلى التقاطها وبالتالي تكوين مجموعة من العناصر أثقل من الحديد ، بما في ذلك العناصر المشعة ، تصل إلى اليورانيوم (وربما حتى كاليفورنيا). وهكذا ، تفسر انفجارات المستعرات الأعظمية وجود عناصر أثقل من الحديد في المادة البينجمية ، لكن هذه ليست الطريقة الوحيدة الممكنة لتكوينها ، والتي تظهر ، على سبيل المثال ، بواسطة نجوم التكنيشيوم.

موجة الانفجار و تحمل نفاثات من النيوترينوات المادة بعيدًا عن النجم المحتضر [ ] في الفضاء بين النجوم. بعد ذلك ، عندما تبرد وتنتقل عبر الفضاء ، قد تصطدم مادة المستعر الأعظم هذه بـ "خردة" فضائية أخرى ، وربما تشارك في تكوين نجوم أو كواكب أو أقمار صناعية جديدة.

لا تزال العمليات التي تحدث أثناء تكوين المستعر الأعظم قيد الدراسة ، وحتى الآن هذه المسألة غير واضحة. في السؤال أيضًا هي اللحظة التي تبقى بالفعل من النجم الأصلي. ومع ذلك ، يتم النظر في خيارين: النجوم النيوترونية والثقوب السوداء.

النجوم النيوترونية

من المعروف أنه في بعض المستعرات الأعظمية ، تؤدي الجاذبية القوية داخل العملاق الفائق إلى امتصاص نواة الذرة للإلكترونات ، حيث تندمج مع البروتونات وتشكل نيوترونات. هذه العملية تسمى النيوترونة. تختفي القوى الكهرومغناطيسية التي تفصل بين النوى القريبة. أصبح لب النجم الآن كرة كثيفة من النوى الذرية والنيوترونات الفردية.

هذه النجوم ، المعروفة باسم النجوم النيوترونية ، صغيرة للغاية - ليست أكبر من مدينة كبيرة - ولها كثافة عالية بشكل لا يمكن تصوره. تصبح الفترة المدارية قصيرة للغاية مع انخفاض حجم النجم (بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي). تقوم بعض النجوم النيوترونية بعمل 600 دورة في الثانية. بالنسبة لبعضهم ، قد تكون الزاوية بين متجه الإشعاع ومحور الدوران بحيث تسقط الأرض في المخروط الذي يشكله هذا الإشعاع ؛ في هذه الحالة ، من الممكن تسجيل نبضة إشعاع تتكرر على فترات زمنية تساوي فترة دوران النجم. كانت تسمى هذه النجوم النيوترونية "النجوم النابضة" ، وأصبحت أول النجوم النيوترونية المكتشفة.

الثقوب السوداء

ليست كل النجوم ، بعد أن اجتازت مرحلة انفجار المستعر الأعظم ، تصبح نجومًا نيوترونية. إذا كان للنجم كتلة كبيرة بما فيه الكفاية ، فسيستمر انهيار مثل هذا النجم ، وستبدأ النيوترونات نفسها في الانخفاض إلى الداخل حتى يصبح نصف قطرها أقل من نصف قطر شوارزشيلد. ثم يتحول النجم إلى ثقب أسود.

تم التنبؤ بوجود الثقوب السوداء من خلال النظرية النسبية العامة. وفقًا لهذه النظرية ،

تطور النجوم ذات الكتل المختلفة

لا يمكن لعلماء الفلك أن يرصدوا حياة نجم واحد من البداية إلى النهاية ، لأنه حتى أقصر النجوم عمرًا توجد لملايين السنين - أطول من حياة البشرية جمعاء. التغييرات بمرور الوقت في الخصائص الفيزيائية والتركيب الكيميائي للنجوم ، أي التطور النجمي ، يدرس علماء الفلك من خلال مقارنة خصائص العديد من النجوم في مراحل مختلفة من التطور.

تنعكس الأنماط الفيزيائية التي تربط الخصائص المرصودة للنجوم في مخطط لمعان الألوان - مخطط هيرتزبرونج - راسل ، حيث تشكل النجوم تجمعات منفصلة - التسلسلات: التسلسل الرئيسي للنجوم ، وتسلسل العمالقة الفائقة ، والعمالقة الساطعة والخافتة ، والعملاق الفرعي والأقزام الفرعية والأقزام البيضاء.

بالنسبة لمعظم حياته ، يكون أي نجم في ما يسمى بالتسلسل الرئيسي لمخطط لمعان اللون. جميع المراحل الأخرى لتطور النجم قبل تكوين بقايا متراصة لا تستغرق أكثر من 10٪ من هذا الوقت. هذا هو السبب في أن معظم النجوم التي لوحظت في مجرتنا هي أقزام حمراء متواضعة لها كتلة الشمس أو أقل. يتضمن التسلسل الرئيسي حوالي 90٪ من جميع النجوم المرصودة.

يتم تحديد عمر النجم وما يتحول إليه في نهاية مسار حياته تمامًا من خلال كتلته. النجوم ذات الكتلة الأكبر من كتلة الشمس تعيش أقل بكثير من الشمس ، وعمر النجوم الأكثر ضخامة هو ملايين السنين فقط. بالنسبة للغالبية العظمى من النجوم ، يبلغ العمر حوالي 15 مليار سنة. بعد أن يستنفد النجم مصادر طاقته ، يبدأ في البرودة والانكماش. الناتج النهائي لتطور النجوم هو أجسام مدمجة ضخمة ، كثافتها أكبر بعدة مرات من كثافة النجوم العادية.

ينتهي الأمر بالنجوم ذات الكتل المختلفة في واحدة من ثلاث حالات: الأقزام البيضاء أو النجوم النيوترونية أو الثقوب السوداء. إذا كانت كتلة النجم صغيرة ، فإن قوى الجاذبية تكون ضعيفة نسبيًا ويتوقف انضغاط النجم (انهيار الجاذبية). يدخل في الحالة المستقرة للقزم الأبيض. إذا تجاوزت الكتلة قيمة حرجة ، يستمر الضغط. عند كثافة عالية جدًا ، تتحد الإلكترونات مع البروتونات لتكوين النيوترونات. قريبًا ، يتكون النجم بأكمله تقريبًا من نيوترونات فقط وله كثافة هائلة لدرجة أن كتلة نجمية ضخمة تتركز في كرة صغيرة جدًا يبلغ نصف قطرها عدة كيلومترات ويتوقف الضغط - يتكون نجم نيوتروني. إذا كانت كتلة النجم كبيرة جدًا لدرجة أن تشكيل النجم النيوتروني لا يوقف الانهيار الجاذبي ، فإن المرحلة الأخيرة في تطور النجم ستكون ثقبًا أسود.