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. تكوين. 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. الظروف. 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 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. الرصيد. 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 المضاءة باللب ، 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. مستوى. 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.

تشكلت عن طريق تكثيف الوسط بين النجوم. من خلال الملاحظات ، كان من الممكن تحديد أن النجوم نشأت في أوقات مختلفة وأنها نشأت حتى يومنا هذا.

المشكلة الرئيسية في تطور النجوم هي مسألة أصل طاقتها ، والتي بسببها تتوهج وتشع كمية هائلة من الطاقة. في السابق ، تم طرح العديد من النظريات التي تم تصميمها لتحديد مصادر الطاقة النجمية. كان يعتقد أن المصدر المستمر للطاقة النجمية هو الضغط المستمر. هذا المصدر جيد بالتأكيد ، لكن لا يمكنه الحفاظ على الإشعاع الكافي لفترة طويلة. في منتصف القرن العشرين ، تم العثور على إجابة لهذا السؤال. مصدر الإشعاع هو تفاعلات اندماج نووي حراري. نتيجة لهذه التفاعلات ، يتحول الهيدروجين إلى هيليوم ، وتمر الطاقة المنبعثة عبر أحشاء النجم ، وتتحول وتشع في الفضاء العالمي (تجدر الإشارة إلى أنه كلما ارتفعت درجة الحرارة ، زادت سرعة هذه التفاعلات ؛ أي لماذا تترك النجوم الضخمة الساخنة التسلسل الرئيسي بشكل أسرع).

الآن تخيلوا ظهور نجم ...

بدأت سحابة من الغاز بين النجمي ووسط الغبار بالتكثف. من هذه السحابة ، تتشكل كرة كثيفة إلى حد ما من الغاز. الضغط داخل الكرة ليس قادرًا بعد على موازنة قوى الجذب ، لذلك سوف يتقلص (ربما في هذا الوقت ، يتخثر بشكل كتلة أصغر حول النجم ، والذي يتحول في النهاية إلى كواكب). عند الضغط ، ترتفع درجة الحرارة. وهكذا ، يستقر النجم تدريجياً على التسلسل الرئيسي. ثم يوازن ضغط الغاز داخل النجم الجاذبية ويتحول النجم الأولي إلى نجم.

المرحلة المبكرة من تطور النجم صغيرة جدًا والنجم مغمور في سديم في هذا الوقت ، لذلك من الصعب جدًا اكتشاف النجم الأولي.

يحدث تحول الهيدروجين إلى هيليوم فقط في المناطق المركزية للنجم. في الطبقات الخارجية ، يظل محتوى الهيدروجين دون تغيير عمليًا. نظرًا لأن كمية الهيدروجين محدودة ، فإنها تحترق عاجلاً أم آجلاً. يتوقف إطلاق الطاقة في مركز النجم ويبدأ قلب النجم في الانكماش ، وتتضخم القشرة. علاوة على ذلك ، إذا كان النجم أقل من 1.2 كتلة شمسية ، فإنه يزيل الطبقة الخارجية (تكوين سديم كوكبي).

بعد انفصال القشرة عن النجم ، تنفتح طبقاتها الداخلية شديدة الحرارة ، وفي هذه الأثناء تتحرك القشرة بعيدًا أكثر فأكثر. بعد عدة عشرات من آلاف السنين ، ستتفكك القشرة ولن يبقى سوى نجم كثيف وساخن للغاية ، يبرد تدريجياً ، ويتحول إلى قزم أبيض. يبرد تدريجيا ، يتحولون إلى أقزام سوداء غير مرئية. الأقزام السوداء هي نجوم كثيفة جدًا وباردة ، أكبر قليلاً من الأرض ، لكن لها كتلة مماثلة لكتلة الشمس. تستغرق عملية تبريد الأقزام البيضاء مئات الملايين من السنين.

إذا كانت كتلة النجم من 1.2 إلى 2.5 من الطاقة الشمسية ، فإن مثل هذا النجم سوف ينفجر. هذا الانفجار يسمى سوبرنوفا. النجم المتفجر في بضع ثوان يزيد لمعانه مئات الملايين من المرات. مثل هذه الفاشيات نادرة للغاية. يحدث انفجار سوبرنوفا في مجرتنا مرة واحدة كل مائة عام تقريبًا. بعد هذا الوميض ، يبقى سديم ، له انبعاث راديوي كبير ، وينتشر بسرعة كبيرة ، وما يسمى بالنجم النيوتروني (المزيد حول هذا لاحقًا). بالإضافة إلى الانبعاث الراديوي الهائل ، سيكون مثل هذا السديم أيضًا مصدرًا لإشعاع الأشعة السينية ، لكن هذا الإشعاع يمتص بواسطة الغلاف الجوي للأرض ، لذلك لا يمكن ملاحظته إلا من الفضاء.

هناك العديد من الفرضيات حول سبب الانفجارات النجمية (المستعرات الأعظمية) ، ولكن لا توجد نظرية مقبولة بشكل عام حتى الآن. هناك افتراض أن هذا يرجع إلى الانخفاض السريع للغاية للطبقات الداخلية للنجم إلى المركز. يتقلص النجم بسرعة إلى حجم صغير كارثي يبلغ حوالي 10 كم ، وكثافته في هذه الحالة هي 10 17 كجم / م 3 ، وهي قريبة من كثافة نواة الذرة. يتكون هذا النجم من نيوترونات (بينما يبدو أن الإلكترونات مضغوطة في البروتونات) ، وهذا هو سبب تسميتها "نيوترون". تبلغ درجة حرارته الأولية حوالي مليار درجة كلن ، لكنه سيبرد بسرعة في المستقبل.

هذا النجم ، نظرًا لصغر حجمه وتبريده السريع ، كان يُنظر إليه منذ فترة طويلة على أنه من المستحيل ملاحظته. لكن بعد مرور بعض الوقت ، تم اكتشاف النجوم النابضة. تحولت هذه النجوم النابضة إلى نجوم نيوترونية. سميت بهذا الاسم بسبب الإشعاع قصير المدى لنبضات الراديو. أولئك. يبدو أن النجم يومض. تم هذا الاكتشاف عن طريق الصدفة وليس منذ فترة طويلة ، أي في عام 1967. ترجع هذه النبضات الدورية إلى حقيقة أنه أثناء الدوران السريع جدًا بعد أنظارنا ، تومض مخروط المحور المغناطيسي باستمرار ، مما يشكل زاوية مع محور الدوران.

لا يمكن اكتشاف النجم النابض لنا إلا في ظل ظروف اتجاه المحور المغناطيسي ، وهذا يمثل حوالي 5٪ من العدد الإجمالي. لا توجد بعض النجوم النابضة في السدم الراديوية ، لأن السدم تتبدد بسرعة نسبيًا. بعد مائة ألف سنة ، تتوقف هذه السدم عن الظهور ، ويقدر عمر النجوم النابضة بعشرات الملايين من السنين.

إذا تجاوزت كتلة النجم 2.5 كتلة شمسية ، فإنه في نهاية وجوده سينهار ، كما كان ، على نفسه وسحقه وزنه. في غضون ثوانٍ ، ستتحول إلى نقطة. هذه الظاهرة كانت تسمى "انهيار الجاذبية" ، وهذا الجسم يسمى أيضا "الثقب الأسود".

مما سبق ، يتضح أن المرحلة الأخيرة من تطور النجم تعتمد على كتلته ، ولكن من الضروري أيضًا مراعاة الخسارة الحتمية لهذه الكتلة والدوران.

مثل أي جسم في الطبيعة ، لا يمكن للنجوم أيضًا أن تبقى على حالها. يولدون ويتطورون وأخيراً "يموتون". يستغرق تطور النجوم مليارات السنين ، ولكن هناك خلافات حول وقت تكوينها. في السابق ، اعتقد علماء الفلك أن عملية "ميلادهم" من غبار النجوم تتطلب ملايين السنين ، ولكن منذ وقت ليس ببعيد ، تم الحصول على صور لمنطقة من السماء من سديم الجبار العظيم. في بضع سنوات كان هناك صغير

في صور عام 1947 ، تم تسجيل مجموعة صغيرة من الأشياء الشبيهة بالنجوم في هذا المكان. بحلول عام 1954 ، أصبح بعضها مستطيلًا بالفعل ، وبعد خمس سنوات أخرى ، انقسمت هذه الأشياء إلى أجزاء منفصلة. لذلك ولأول مرة حدثت عملية ولادة النجوم حرفيًا أمام علماء الفلك.

دعونا نلقي نظرة فاحصة على كيفية سير بنية النجوم وتطورها ، وكيف تبدأ وتنتهي حياتها التي لا نهاية لها ، وفقًا للمعايير البشرية.

تقليديًا ، يفترض العلماء أن النجوم تتشكل نتيجة لتكثف السحب في بيئة غبار الغاز. تحت تأثير قوى الجاذبية ، تتشكل كرة غاز معتمة من السحب المتكونة كثيفة الهيكل. لا يمكن لضغطه الداخلي أن يوازن قوى الجاذبية التي تضغط عليه. تتقلص الكرة تدريجيًا لدرجة أن درجة حرارة باطن النجم ترتفع ، وضغط الغاز الساخن داخل الكرة يوازن القوى الخارجية. بعد ذلك ، يتوقف الضغط. تعتمد مدة هذه العملية على كتلة النجم وتتراوح عادة من مائتي مليون إلى عدة مئات من الملايين من السنين.

تشير بنية النجوم إلى درجة حرارة عالية جدًا في أعماقها ، مما يساهم في استمرار العمليات النووية الحرارية (يتحول الهيدروجين الذي يتكون منها إلى هيليوم). هذه العمليات هي سبب الإشعاع المكثف للنجوم. يتم تحديد الوقت الذي يستهلكون فيه الإمداد المتاح من الهيدروجين من خلال كتلتهم. تعتمد مدة الإشعاع أيضًا على هذا.

عندما تنضب احتياطيات الهيدروجين ، يقترب تطور النجوم من مرحلة التكوين ، وهذا يحدث على النحو التالي. بعد توقف إطلاق الطاقة ، تبدأ قوى الجاذبية في ضغط النواة. في هذه الحالة ، يزيد حجم النجم بشكل كبير. يزداد اللمعان أيضًا مع استمرار العملية ، ولكن فقط في طبقة رقيقة عند حدود النواة.

هذه العملية مصحوبة بزيادة في درجة حرارة نواة الهليوم المتقلصة وتحويل نوى الهليوم إلى نوى كربونية.

من المتوقع أن تصبح شمسنا عملاقًا أحمر خلال ثمانية مليارات سنة. في الوقت نفسه ، سيزداد نصف قطرها عدة عشرات من المرات ، وسيزداد لمعانها مئات المرات مقارنة بالمؤشرات الحالية.

عمر النجم ، كما لوحظ بالفعل ، يعتمد على كتلته. الأشياء ذات الكتلة الأقل من الشمس "تستهلك" احتياطياتها اقتصاديًا للغاية ، لذا يمكنها أن تتألق لعشرات المليارات من السنين.

ينتهي تطور النجوم بالتشكيل ، وهذا يحدث مع النجوم التي تكون كتلتها قريبة من كتلة الشمس ، أي. لا يتجاوز 1.2 منها.

تميل النجوم العملاقة إلى استنفاد إمداداتها من الوقود النووي بسرعة. ويصاحب ذلك خسارة كبيرة في الكتلة ، على وجه الخصوص ، بسبب تساقط الأصداف الخارجية. نتيجة لذلك ، لم يتبق سوى جزء مركزي للتبريد تدريجيًا ، حيث توقفت التفاعلات النووية تمامًا. بمرور الوقت ، توقف هذه النجوم إشعاعاتها وتصبح غير مرئية.

لكن في بعض الأحيان يكون التطور الطبيعي وهيكل النجوم مضطربًا. غالبًا ما يتعلق هذا بالأجسام الضخمة التي استنفدت جميع أنواع الوقود النووي الحراري. ثم يمكن تحويلها إلى كائنات نيوترونية ، أو كلما عرف العلماء المزيد عن هذه الأشياء ، ظهرت أسئلة جديدة أكثر.

النجوم ، كما تعلم ، تحصل على طاقتها من تفاعلات الاندماج النووي الحراري ، وعاجلاً أم آجلاً ، كل نجم لديه لحظة ينتهي فيها الوقود النووي الحراري. كلما زادت كتلة النجم ، زادت سرعة حرقه لكل ما في وسعه ويذهب إلى المرحلة النهائية من وجوده. يمكن أن تسير الأحداث الأخرى وفقًا لسيناريوهات مختلفة ، والتي تعتمد أولاً وقبل كل شيء على الكتلة.
في الوقت الذي "يحترق" فيه الهيدروجين الموجود في مركز النجم ، يتم إطلاق قلب الهيليوم فيه ، والذي يتقلص ويطلق الطاقة. في المستقبل ، قد تبدأ تفاعلات احتراق الهيليوم والعناصر اللاحقة فيه (انظر أدناه). تزداد الطبقات الخارجية عدة مرات تحت تأثير الضغط المتزايد القادم من اللب الساخن ، يصبح النجم عملاقًا أحمر.
اعتمادًا على كتلة النجم ، يمكن أن تحدث ردود فعل مختلفة فيه. يحدد هذا التكوين الذي سيكون للنجم بحلول الوقت الذي يتلاشى فيه الاندماج.

الأقزام البيضاء

بالنسبة للنجوم ذات الكتل التي تصل إلى حوالي 10 MC ، يزن اللب أقل من 1.5 MC. بعد الانتهاء من التفاعلات النووية الحرارية ، يتوقف ضغط الإشعاع ، وتبدأ النواة في الانكماش تحت تأثير الجاذبية. يتم ضغطه حتى يبدأ ضغط غاز الإلكترون المتحلل ، بسبب مبدأ باولي ، في التداخل. تتساقط الطبقات الخارجية وتتبدد وتشكل سديمًا كوكبيًا. اكتشف عالم الفلك الفرنسي تشارلز ميسييه أول سديم من هذا القبيل في عام 1764 وصُنف على أنه M27.
ما خرج من القلب يسمى القزم الأبيض. الأقزام البيضاء لها كثافة أكبر من 10 7 جم / سم 3 ودرجة حرارة سطح حوالي 10.4 كلفن ، والسطوع أقل من الشمس بمقدار 2-4 مرات. الاندماج النووي الحراري لا يحدث فيه ، كل الطاقة المنبعثة منه قد تراكمت في وقت سابق ، وبالتالي ، تبرد الأقزام البيضاء ببطء وتتوقف عن الظهور.
لا يزال لدى القزم الأبيض فرصة للنشاط إذا كان جزءًا من نجم ثنائي وجذب كتلة رفيقه إلى نفسه (على سبيل المثال ، أصبح القزم عملاقًا أحمر وملأ فص روش بكتلته بالكامل). في هذه الحالة ، يمكن أن يبدأ أي من تخليق الهيدروجين في دورة CNO باستخدام الكربون الموجود في القزم الأبيض ، وينتهي بإلقاء طبقة الهيدروجين الخارجية (النجم "الجديد"). أو كتلة القزم الأبيض يمكن أن تنمو بشكل كبير بحيث يضيء مكونه من الكربون والأكسجين ، موجة من الاحتراق المتفجر قادمة من المركز. نتيجة لذلك ، تتشكل العناصر الثقيلة بإطلاق كمية كبيرة من الطاقة:

12 С + 16 O → 28 Si + 16.76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10.92 MeV

يزداد لمعان النجم بقوة لمدة أسبوعين ، ثم يتناقص بسرعة لمدة أسبوعين آخرين ، وبعد ذلك يستمر في الانخفاض بحوالي مرتين في 50 يومًا. تنبعث الطاقة الرئيسية (حوالي 90٪) في شكل كوانت جاما من سلسلة اضمحلال نظائر النيكل ، وتسمى هذه الظاهرة بالمستعر الأعظم من النوع الأول.
لا توجد أقزام بيضاء كتلتها 1.5 أو أكثر من الكتلة الشمسية. يفسر ذلك حقيقة أنه من أجل وجود قزم أبيض ، من الضروري موازنة انضغاط الجاذبية مع ضغط غاز الإلكترون ، لكن هذا يحدث عند كتل لا تزيد عن 1.4 M C ، وهذا القيد يسمى حد Chandrasekhar. يمكن الحصول على القيمة كشرط للمساواة بين قوى الضغط لقوى الانكماش الجاذبي على افتراض أن عزم الإلكترونات يتم تحديده من خلال علاقة عدم اليقين بالحجم الذي تشغله ، وتتحرك بسرعة قريبة من سرعة الضوء.

النجوم النيوترونية

في حالة النجوم الأكثر ضخامة (> 10 M C) ، تحدث الأشياء بشكل مختلف قليلاً ، حيث تنشط درجة الحرارة المرتفعة في القلب تفاعلات امتصاص الطاقة ، مثل إخراج البروتونات والنيوترونات وجزيئات ألفا من النواة ، وكذلك e- التقاط الإلكترونات عالية الطاقة التي تعوض عن فرق الكتلة قلبان. يخلق التفاعل الثاني فائضًا من النيوترونات في النواة. كلا التفاعلين يؤديان إلى تبريده وتقلصه العام للنجم. عندما تنتهي طاقة الاندماج النووي ، يتحول الانكماش إلى سقوط شبه حر للقشرة على قلب الانكماش. يؤدي هذا إلى تسريع معدل الاندماج في الطبقات الخارجية المتساقطة بشكل حاد ، مما يؤدي إلى انبعاث كمية هائلة من الطاقة في بضع دقائق (يمكن مقارنتها بالطاقة التي تنبعث منها النجوم الضوئية في وجودها بالكامل).
بسبب الكتلة العالية ، تتغلب النواة المنهارة على ضغط غاز الإلكترون وتتقلص أكثر. في هذه الحالة ، تحدث التفاعلات p + e - → n + ν e ، وبعد ذلك لا توجد إلكترونات تقريبًا تتداخل مع الضغط في النواة. يحدث الانضغاط بأحجام تتراوح من 10 إلى 30 كم ، تقابل الكثافة المحددة بضغط الغاز المتحلل النيوتروني. تستقبل المادة التي تسقط على النواة موجة الصدمة المنعكسة من نواة النيوترون وجزء من الطاقة المنبعثة أثناء انضغاطها ، مما يؤدي إلى طرد سريع للغلاف الخارجي إلى الجانبين. يسمى الجسم الناتج بالنجم النيوتروني. معظم (90٪) من الطاقة المنبعثة من انكماش الجاذبية تحملها النيوترينوات في الثواني الأولى بعد الانهيار. العملية المذكورة أعلاه تسمى انفجار مستعر أعظم من النوع الثاني. طاقة الانفجار هي أن بعضها (نادرًا) يكون مرئيًا بالعين المجردة ، حتى في وضح النهار. سجل علماء الفلك الصينيون أول مستعر أعظم عام 185 بعد الميلاد. حاليًا ، يتم تسجيل عدة مئات من الفاشيات سنويًا.
النجم النيوتروني الناتج له كثافة ρ ~ 10 14-10 15 جم / سم 3. يؤدي الحفاظ على الزخم الزاوي أثناء تقلص النجم إلى فترات دوران قصيرة جدًا ، تتراوح عادةً من 1 إلى 1000 مللي ثانية. بالنسبة للنجوم العادية ، مثل هذه الفترات مستحيلة ، لأن لن تكون جاذبيتها قادرة على مواجهة قوى الطرد المركزي لمثل هذا الدوران. يحتوي النجم النيوتروني على مجال مغناطيسي كبير جدًا ، يصل إلى 10 12-10 13 جاوس على السطح ، مما ينتج عنه إشعاع كهرومغناطيسي قوي. يؤدي المحور المغناطيسي الذي لا يتطابق مع محور الدوران إلى حقيقة أن النجم النيوتروني يرسل نبضات إشعاع دورية (مع فترة دوران) في اتجاه معين. مثل هذا النجم يسمى النجم النابض. ساعدت هذه الحقيقة في اكتشافهم التجريبي ويتم استخدامها للاكتشاف. من الأصعب بكثير اكتشاف نجم نيوتروني بالطرق البصرية نظرًا لانخفاض لمعانه. تتناقص فترة الثورة تدريجياً بسبب تحول الطاقة إلى إشعاع.
تتكون الطبقة الخارجية للنجم النيوتروني من مادة بلورية ، خاصة الحديد والعناصر المجاورة لها. معظم الكتلة المتبقية عبارة عن نيوترونات ، ويمكن أن تكون البيونات والهايبرونات في المركز ذاته. تزداد كثافة النجم باتجاه المركز ويمكن أن تصل إلى قيم أكبر بكثير من كثافة المادة النووية. إن سلوك المادة عند هذه الكثافة غير مفهوم بشكل جيد. هناك نظريات حول الكواركات الحرة ، ليس فقط الجيل الأول ، في مثل هذه الكثافة القصوى للمادة الهادرونية. حالات الموصلية الفائقة والسوائل الفائقة للمادة النيوترونية ممكنة.
هناك آليتان لتبريد نجم نيوتروني. واحد منهم هو انبعاث الفوتونات ، كما هو الحال في أي مكان آخر. الآلية الثانية هي النيوترينو. وهي سائدة طالما أن درجة الحرارة الأساسية أعلى من 10 8 كلفن ، وعادة ما تتوافق مع درجة حرارة سطح أعلى من 10 6 كلفن وتستمر 10 5 × 10 6 سنوات. هناك عدة طرق لإصدار النيوترينوات:

الثقوب السوداء

إذا تجاوزت كتلة النجم الأصلي 30 كتلة شمسية ، فإن اللب المتشكل في انفجار المستعر الأعظم سيكون أثقل من 3 م. مع هذه الكتلة ، لم يعد ضغط الغاز النيوتروني قادرًا على كبح الجاذبية ، ولا يتوقف اللب عند مرحلة النجم النيوتروني ، ولكنه يستمر في الانهيار (مع ذلك ، فإن النجوم النيوترونية المكتشفة تجريبياً لا تزيد كتلتها عن 2 كتلة شمسية ، وليس ثلاثة). هذه المرة ، لن يمنع أي شيء الانهيار ويتكون ثقب أسود. هذا الكائن له طبيعة نسبية بحتة ولا يمكن تفسيره بدون الموارد الوراثية. على الرغم من حقيقة أن المادة ، وفقًا للنظرية ، قد انهارت إلى نقطة - التفرد ، فإن الثقب الأسود له نصف قطر غير صفري ، يسمى نصف قطر شوارزشيلد:

R W \ u003d 2GM / ص 2.

يشير نصف القطر إلى حدود مجال الجاذبية للثقب الأسود ، والذي لا يمكن التغلب عليه حتى بالنسبة للفوتونات ، ويسمى أفق الحدث. على سبيل المثال ، يبلغ نصف قطر Schwarzschild للشمس 3 كم فقط. خارج أفق الحدث ، يكون مجال جاذبية الثقب الأسود هو نفسه مجال جاذبية جسم عادي من كتلته. لا يمكن ملاحظة الثقب الأسود إلا من خلال التأثيرات غير المباشرة ، لأنه في حد ذاته لا يشع أي طاقة ملحوظة.
على الرغم من حقيقة أنه لا شيء يمكن أن يترك أفق الحدث ، لا يزال بإمكان الثقب الأسود أن يخلق إشعاعًا. في الفراغ الفيزيائي الكمومي ، تولد أزواج الجسيمات-الجسيمات المضادة وتختفي باستمرار. يمكن لأقوى مجال جاذبية للثقب الأسود أن يتفاعل معها قبل أن تختفي وتمتص الجسيم المضاد. في حالة كانت الطاقة الكلية للجسيم المضاد الافتراضي سالبة ، يفقد الثقب الأسود كتلته ، ويصبح الجسيم المتبقي حقيقيًا ويتلقى طاقة كافية للطيران بعيدًا عن حقل الثقب الأسود. يسمى هذا الإشعاع بإشعاع هوكينغ وله طيف الجسم الأسود. يمكن تعيين درجة حرارة معينة لها:

إن تأثير هذه العملية على كتلة معظم الثقوب السوداء ضئيل مقارنةً بالطاقة التي تتلقاها حتى من الإشعاع CMB. الاستثناء هو بقايا الثقوب السوداء المجهرية ، والتي يمكن أن تكون قد تشكلت في المراحل الأولى من تطور الكون. تعمل الأحجام الصغيرة على تسريع عملية التبخر وإبطاء عملية اكتساب الكتلة. يجب أن تنتهي المراحل الأخيرة من تبخر هذه الثقوب السوداء بانفجار. لم يتم تسجيل أي انفجارات تطابق الوصف.
تسخن المادة التي تسقط في الثقب الأسود وتصبح مصدرًا للأشعة السينية ، والتي تعمل كإشارة غير مباشرة لوجود ثقب أسود. عندما تسقط المادة ذات الزخم الزاوي الكبير في ثقب أسود ، فإنها تشكل قرص تراكم دوار حولها ، حيث تفقد الجسيمات الطاقة والزخم الزاوي قبل أن تسقط في الثقب الأسود. في حالة وجود ثقب أسود فائق الكتلة ، هناك اتجاهان مفضلان على طول محور القرص ، حيث يعمل ضغط الإشعاع المنبعث والتأثيرات الكهرومغناطيسية على تسريع الجسيمات التي هربت من القرص. يؤدي هذا إلى إنشاء نفاثات قوية من المادة في كلا الاتجاهين ، والتي يمكن أيضًا تسجيلها. وفقًا لإحدى النظريات ، هذه هي الطريقة التي يتم بها ترتيب النوى النشطة للمجرات والكوازارات.
الثقب الأسود الدوار هو جسم أكثر تعقيدًا. مع دورانه ، "يلتقط" منطقة معينة من الفضاء وراء أفق الحدث ("تأثير لينس-ثيرينج"). تسمى هذه المنطقة بـ ergosphere ، وتسمى حدودها بالحد الثابت. الحد الثابت هو شكل بيضاوي يتزامن مع أفق الحدث عند قطبي دوران الثقب الأسود.
تحتوي الثقوب السوداء الدوارة على آلية إضافية لفقدان الطاقة من خلال نقلها إلى الجسيمات التي سقطت في الغلاف الجوي. هذا الفقد في الطاقة مصحوب بفقدان الزخم الزاوي ويبطئ الدوران.

فهرس

1. S.B. Popov ، M.E. Prokhorov "الفيزياء الفلكية للنجوم النيوترونية المفردة: النجوم النيوترونية الهادئة والمغناطيسية" SAI MSU ، 2002
2. وليام ج.كوفمان "الحدود الكونية للنسبية" 1977
3. مصادر الإنترنت الأخرى

20 ديسمبر 10 ذ.

يتم تنظيم الحياة الداخلية للنجم بفعل قوتين: قوة الجذب ، التي تعارض النجم وتحمله ، والقوة المنبعثة أثناء التفاعلات النووية التي تحدث في النواة. على العكس من ذلك ، تميل إلى "دفع" النجم إلى الفضاء البعيد. خلال مراحل التكوين ، يكون النجم الكثيف والمضغوط تحت تأثير الجاذبية القوي. نتيجة لذلك ، يحدث تسخين قوي ، تصل درجة الحرارة إلى 10-20 مليون درجة. هذا يكفي لبدء التفاعلات النووية ، ونتيجة لذلك يتحول الهيدروجين إلى هيليوم.

ثم ، على مدى فترة طويلة ، تتوازن القوتان مع بعضهما البعض ، يكون النجم في حالة مستقرة. عندما يجف الوقود النووي لللب تدريجيًا ، يدخل النجم مرحلة من عدم الاستقرار ، تعارض قوتان. تأتي اللحظة الحاسمة للنجم ، حيث تلعب مجموعة متنوعة من العوامل - درجة الحرارة ، والكثافة ، والتركيب الكيميائي. تأتي كتلة النجم أولاً ، ويعتمد عليها مستقبل هذا الجسم السماوي - إما أن يتوهج النجم مثل سوبر نوفا ، أو يتحول إلى قزم أبيض ، أو نجم نيوتروني ، أو ثقب أسود.

كيف ينفد الهيدروجين

فقط كبيرة جدًا بين الأجرام السماوية (حوالي 80 ضعف كتلة المشتري) تصبح نجوماً ، أما الأصغر (حوالي 17 مرة أصغر من كوكب المشتري) فتصبح كواكب. هناك أيضًا أجسام ذات كتلة متوسطة ، وهي كبيرة جدًا بحيث لا تنتمي إلى فئة الكواكب ، وهي صغيرة جدًا وباردة جدًا بحيث لا يمكن أن تحدث التفاعلات النووية المميزة للنجوم في أعماقها.

هذه الأجرام السماوية ذات اللون الغامق لها لمعان ضعيف ، ومن الصعب تمييزها في السماء. يطلق عليهم "الأقزام البنية".

لذلك ، يتكون النجم من سحب تتكون من غاز بين النجوم. كما لوحظ بالفعل ، يبقى النجم في حالة متوازنة لفترة طويلة. ثم تأتي فترة من عدم الاستقرار. يعتمد المصير الإضافي للنجم على عوامل مختلفة. لنتأمل في نجم افتراضي صغير كتلته بين 0.1 و 4 كتل شمسية. السمة المميزة للنجوم منخفضة الكتلة هي غياب الحمل الحراري في الطبقات الداخلية ، أي المواد المكونة للنجم لا تختلط كما يحدث في النجوم ذات الكتلة الكبيرة.

هذا يعني أنه عندما ينفد الهيدروجين في اللب ، لا يوجد مصدر جديد لهذا العنصر في الطبقات الخارجية. الهيدروجين ، المحترق ، يتحول إلى هيليوم. تدريجيًا ، يسخن اللب ، وتزعزع الطبقات السطحية هيكلها ، والنجم ، كما يتضح من الرسم التخطيطي D-R ، يتحرك ببطء خارج مرحلة التسلسل الرئيسي. في المرحلة الجديدة ، تزداد كثافة المادة داخل النجم ، ويتحلل تكوين اللب ، ونتيجة لذلك يظهر تناسق خاص. إنها تختلف عن المادة العادية.

تعديل المادة

عندما تتغير المادة ، فإن الضغط يعتمد فقط على كثافة الغازات وليس على درجة الحرارة.

في مخطط Hertzsprung-Russell ، ينتقل النجم إلى اليمين ثم إلى الأعلى ، مقتربًا من منطقة العملاق الأحمر. تزداد أبعادها بشكل كبير ، ونتيجة لذلك تنخفض درجة حرارة الطبقات الخارجية. يمكن أن يصل قطر العملاق الأحمر إلى مئات الملايين من الكيلومترات. عندما تدخل حياتنا هذه المرحلة ، فإنها "تبتلع" أو كوكب الزهرة ، وإذا لم تستطع التقاط الأرض ، فسوف تسخنها لدرجة أن الحياة على كوكبنا ستتوقف عن الوجود.

أثناء تطور النجم ، ترتفع درجة حرارة قلبه. أولاً ، تحدث التفاعلات النووية ، ثم عندما يتم الوصول إلى درجة الحرارة المثلى ، يذوب الهيليوم. عندما يحدث هذا ، يتسبب الارتفاع المفاجئ في درجة الحرارة الأساسية في حدوث انفجار ، ويتحرك النجم بسرعة إلى الجانب الأيسر من مخطط HR. هذا هو ما يسمى ب "وميض الهليوم". في هذا الوقت ، تحترق النواة المحتوية على الهيليوم مع الهيدروجين ، وهو جزء من الغلاف المحيط بالنواة. في مخطط GP ، يتم إصلاح هذه المرحلة بالانتقال إلى اليمين على طول الخط الأفقي.

مراحل التطور الأخيرة

أثناء تحول الهيليوم إلى كربون ، يتغير اللب. ترتفع درجة حرارته حتى (إذا كان النجم كبيرًا) حتى يبدأ الكربون في الاحتراق. هناك اندلاع جديد. على أي حال ، خلال المراحل الأخيرة من تطور النجم ، لوحظ خسارة كبيرة في كتلته. يمكن أن يحدث هذا تدريجيًا أو بشكل مفاجئ ، أثناء الانفجار ، عندما تنفجر الطبقات الخارجية للنجم مثل فقاعة كبيرة. في الحالة الأخيرة ، يتشكل سديم كوكبي - قشرة كروية تنتشر في الفضاء الخارجي بسرعة تصل إلى عدة عشرات أو حتى مئات الكيلومترات في الثانية.

يعتمد المصير النهائي للنجم على الكتلة المتبقية بعد كل ما يحدث فيه. إذا أطلق الكثير من المادة أثناء جميع التحولات والانفجارات ولم تتجاوز كتلته 1.44 كتلة شمسية ، يتحول النجم إلى قزم أبيض. يسمى هذا الرقم "حد شاندرا سيكارا" تكريما لعالم الفيزياء الفلكية الباكستاني سوبراهمانيان شاندراسيخار. هذه هي الكتلة القصوى للنجم التي قد لا تحدث فيها نهاية كارثية بسبب ضغط الإلكترونات في اللب.

بعد انفجار الطبقات الخارجية ، يبقى قلب النجم ، وتكون درجة حرارة سطحه عالية جدًا - حوالي 100000 درجة مئوية. يتحرك النجم إلى الحافة اليسرى من مخطط G-R وينزل. يتناقص لمعانها مع انخفاض حجمها.

يصل النجم ببطء إلى منطقة الأقزام البيضاء. هذه النجوم ذات قطر صغير (مثل نجمنا) ، لكنها تتميز بكثافة عالية جدًا ، تبلغ كثافة الماء فيها مليون ونصف المليون مرة. سنتيمتر مكعب من المادة التي يتكون منها قزم أبيض يزن حوالي طن واحد على الأرض!

يمثل القزم الأبيض المرحلة الأخيرة في تطور النجم بدون توهجات. إنها تهدأ ببطء.

يعتقد العلماء أن نهاية القزم الأبيض تمر ببطء شديد ، على أي حال ، منذ بداية وجود الكون ، يبدو أنه لا يوجد قزم أبيض واحد قد عانى من "الموت الحراري".

إذا كان النجم كبيرًا ، وكتلته أكبر من الشمس ، فسوف ينفجر مثل المستعر الأعظم. أثناء الانفجار ، يمكن أن يتدمر النجم كليًا أو جزئيًا. في الحالة الأولى ، ستترك سحابة من الغاز مع المواد المتبقية من النجم. في الثانية ، يبقى جرم سماوي ذو كثافة عالية - نجم نيوتروني أو ثقب أسود.