Yıldız kütlesi T☼ ve R yarıçapı potansiyel enerjisi E ile karakterize edilebilir . Potansiyel veya yerçekimi enerjisi yıldız, yıldızın maddesini sonsuza dağıtmak için yapılması gereken iştir. Ve tam tersi, bu enerji yıldız büzüldüğünde açığa çıkar, yani. yarıçapı azaldıkça. Bu enerjinin değeri aşağıdaki formül kullanılarak hesaplanabilir:

Güneş'in potansiyel enerjisi şuna eşittir: E ☼ = 5,9∙10 41 J.

Bir yıldızın yerçekimsel sıkıştırma sürecine ilişkin teorik bir çalışma, bir yıldızın potansiyel enerjisinin yaklaşık yarısını yaydığını, diğer yarısının ise kütlesinin sıcaklığını yaklaşık on milyon kelvin'e çıkarmak için harcandığını göstermiştir. Ancak Güneş'in bu enerjiyi 23 milyon yılda yaydığına ikna olmak hiç de zor değil. Dolayısıyla kütleçekimsel sıkıştırma, yıldızlar için gelişimlerinin yalnızca bazı, oldukça kısa aşamalarında bir enerji kaynağı olabilir.

Termonükleer füzyon teorisi, 1938'de Alman fizikçiler Karl Weizsäcker ve Hans Bethe tarafından formüle edildi. Bunun önkoşulu ilk olarak 1918 yılında F. Aston (İngiltere) tarafından helyum atomunun kütlesinin hidrojen atomunun 3,97 kütlesine eşit olduğunun belirlenmesiydi. , ikincisi, 1905'te vücut ağırlığı arasındaki bağlantının tanımlanması. T ve onun enerjisi e Einstein'ın formülü biçiminde:

c ışık hızıdır, üçüncüsü ise 1929 yılında tünel etkisi sayesinde eşit yüklü iki parçacığın (iki proton) çekim kuvvetinin üstün olduğu bir mesafeye yaklaşabileceğinin keşfi ve 1932 yılındaki keşiftir. pozitron e+ ve nötron n'nin.

Termonükleer füzyon reaksiyonlarından ilki ve en etkilisi, helyum atomunun çekirdeğinde şemaya göre dört protonun oluşmasıdır:

Burada olup bitenler çok önemli kütle kusuru: helyum çekirdeğinin kütlesi 4,00389 amu, dört protonun kütlesi ise 4,03252 amu'dur. Einstein'ın formülünü kullanarak bir helyum çekirdeğinin oluşumu sırasında açığa çıkan enerjiyi hesaplıyoruz:

Güneş, gelişiminin ilk aşamasında yalnızca hidrojenden oluşsaydı, helyuma dönüşmesinin, Güneş'in mevcut enerji kaybı yaklaşık 100 milyar yıl olan bir yıldız olarak varlığı için yeterli olacağını hesaplamak zor değil. Aslında sıcaklığın füzyon reaksiyonları için yeterli olduğu yıldızın en derin bağırsaklarındaki hidrojenin yaklaşık %10'unun "yanmasından" bahsediyoruz.

Helyum sentezi reaksiyonları iki şekilde gerçekleşebilir. İlki denir sayfa döngüsü ikinci - İLE Döngü YOK. Her iki durumda da, her helyum çekirdeğinde iki kez, bir proton aşağıdaki şemaya göre bir nötrona dönüşür:

,

Nerede V- nötrino.

Tablo 1, her bir termonükleer füzyon reaksiyonunun ortalama süresini, başlangıç ​​parçacıklarının sayısının azalacağı süreyi göstermektedir. e bir kere.

Tablo 1. Helyum sentezi reaksiyonları.

Füzyon reaksiyonlarının verimliliği, kaynağın gücü, birim zamanda bir maddenin birim kütlesi başına salınan enerji miktarı ile karakterize edilir. Teoriden şu sonuç çıkıyor

, halbuki . Sıcaklık sınırı T,üzerinde ana rol oynamayacak rr-, A CNO döngüsü, 15∙10 6 K'ya eşittir. Güneş'in derinliklerinde ana rol oynanacaktır. pp- döngü. Tam da ilk tepkimesinin karakteristik süresinin çok uzun (14 milyar yıl) olması nedeniyle, Güneş ve onun gibi yıldızlar yaklaşık on milyar yıl boyunca evrimsel süreçlerini sürdürmektedirler. Daha büyük beyaz yıldızlar için, ana reaksiyonların karakteristik süresi çok daha kısa olduğundan bu süre onlarca ve yüzlerce kat daha azdır. CNO- döngü.

Bir yıldızın içindeki hidrojen tükendikten sonra içindeki sıcaklık yüz milyonlarca kelvin'e ulaşırsa, bu kütleli yıldızlar için mümkündür. T>1,2m ☼ , daha sonra enerji kaynağı, şemaya göre helyumun karbona dönüştürülmesi reaksiyonu haline gelir:

. Hesaplamalar, yıldızın helyum rezervlerini yaklaşık 10 milyon yıl içinde tüketeceğini gösteriyor. Kütlesi yeterince büyükse çekirdek sıkışmaya devam eder ve 500 milyon derecenin üzerindeki sıcaklıklarda daha karmaşık atom çekirdeklerinin sentez reaksiyonları aşağıdaki şemaya göre mümkün hale gelir:

Daha yüksek sıcaklıklarda aşağıdaki reaksiyonlar meydana gelir:

vesaire. demir çekirdeklerinin oluşumuna kadar. Bunlar tepkiler ekzotermik,İlerlemeleri sonucunda enerji açığa çıkar.

Bildiğimiz gibi bir yıldızın çevreye yaydığı enerji, derinliklerinde salınır ve yavaş yavaş yıldızın yüzeyine sızar. Yıldızın maddesinin kalınlığı boyunca gerçekleşen bu enerji aktarımı iki mekanizma ile gerçekleştirilebilir: radyant transferi veya konveksiyon.

İlk durumda, kuantumun tekrarlanan emiliminden ve yeniden emisyonundan bahsediyoruz. Aslında, bu tür olayların her birinde kuantumlar parçalanır, dolayısıyla bir yıldızın bağırsaklarında termonükleer füzyon sırasında ortaya çıkan sert γ-kuantum yerine, milyonlarca düşük enerjili kuantum yıldızın yüzeyine ulaşır. Bu durumda enerjinin korunumu yasası yerine getirilir.

Enerji aktarımı teorisinde, belirli bir frekanstaki υ kuantumunun serbest yolu kavramı tanıtıldı. Yıldız atmosferlerinde bir kuantumun serbest yolunun birkaç santimetreyi geçmediğini anlamak zor değil. Enerji kuantumunun bir yıldızın merkezinden yüzeyine sızması için geçen süre ise milyonlarca yılla ölçülür, ancak yıldızların derinliklerinde bu ışınım dengesini bozacak koşullar ortaya çıkabilir. Su, alttan ısıtılan bir kapta da benzer şekilde davranır. Belirli bir süre için buradaki sıvı denge durumundadır, çünkü doğrudan kabın tabanından fazla enerji alan molekül, çarpışmalar nedeniyle enerjinin bir kısmını yukarıda bulunan diğer moleküllere aktarmayı başarmaktadır. Bu, kabın alt kısmından üst kenarına kadar belirli bir sıcaklık gradyanı oluşturur. Ancak zamanla moleküllerin çarpışma yoluyla enerjiyi yukarıya aktarma hızı, ısının aşağıdan aktarılma hızından daha az olur. Kaynama meydana gelir - maddenin doğrudan hareketiyle ısı transferi.

> Bir yıldızın yaşam döngüsü

Tanım yıldızların yaşamı ve ölümü: fotoğraflarla gelişim aşamaları, moleküler bulutlar, ilk yıldız, T Boğa, ana dizi, kırmızı dev, beyaz cüce.

Bu dünyadaki her şey gelişiyor. Her döngü doğumla başlar, büyümeyle başlar ve ölümle biter. Elbette yıldızların bu döngüleri özel bir şekilde vardır. En azından zaman dilimlerinin daha büyük olduğunu ve milyonlarca, milyarlarca yılla ölçüldüğünü hatırlayalım. Ayrıca ölümleri de bazı sonuçlar doğurur. Nasıl görünüyor yıldızların yaşam döngüsü?

Bir yıldızın ilk yaşam döngüsü: Moleküler bulutlar

Bir yıldızın doğuşuyla başlayalım. Evrende herhangi bir değişiklik olmadan sessizce var olabilen devasa bir soğuk moleküler gaz bulutunu hayal edin. Ancak birdenbire çok uzakta olmayan bir süpernova patlıyor ya da başka bir bulutla çarpışıyor. Böyle bir itme nedeniyle imha süreci devreye girer. Her biri kendi içine çekilen küçük parçalara bölünmüştür. Zaten anladığınız gibi tüm bu gruplar yıldız olmaya hazırlanıyor. Yerçekimi sıcaklığı ısıtır ve depolanan momentum, dönme sürecini sürdürür. Alttaki diyagram, yıldızların döngüsünü (yaşamı, gelişim aşamaları, dönüşüm seçenekleri ve bir gök cisminin ölümü) bir fotoğrafla açıkça göstermektedir.

Bir yıldızın ikinci yaşam döngüsü:Önyıldız

Malzeme daha yoğun bir şekilde yoğunlaşır, ısınır ve yerçekimsel çöküşle itilir. Böyle bir nesneye, çevresinde bir malzeme diskinin oluştuğu ön yıldız denir. Parça nesneye çekilerek kütlesi artar. Geriye kalan enkaz gruplanıp bir gezegen sistemi oluşturacak. Yıldızın daha da gelişmesi tamamen kütleye bağlıdır.

Bir yıldızın üçüncü yaşam döngüsü: T Boğa

Malzeme bir yıldıza çarptığında büyük miktarda enerji açığa çıkar. Yeni yıldız aşamasına prototipin adı verildi - T Tauri. 600 ışıkyılı uzaklıkta (yakın) bulunan değişken bir yıldızdır.

Malzeme parçalanıp enerji açığa çıkardığı için büyük parlaklığa ulaşabiliyor. Ancak orta kısım nükleer füzyonu destekleyecek yeterli sıcaklığa sahip değil. Bu aşama 100 milyon yıl sürer.

Bir yıldızın dördüncü yaşam döngüsü:Ana sıra

Belirli bir anda gök cisminin sıcaklığı gerekli seviyeye yükselerek nükleer füzyonu harekete geçirir. Bütün yıldızlar bundan geçer. Hidrojen helyuma dönüşerek muazzam ısı ve enerji açığa çıkar.

Enerji gama ışınları olarak salınır, ancak yıldızın yavaş hareketi nedeniyle aynı dalga boyunda düşer. Işık dışarı doğru itilir ve yerçekimi ile çatışmaya girer. Burada ideal bir dengenin oluştuğunu varsayabiliriz.

Ana dizide ne kadar süre kalacak? Yıldızın kütlesinden başlamanız gerekiyor. Kırmızı cüceler (güneşin yarısı kadar kütle) yakıt kaynaklarını yüz milyarlarca (trilyonlarca) yıl boyunca yakabilirler. Ortalama yıldızlar (gibi) 10-15 milyar yaşar. Ancak en büyükleri milyarlarca veya milyonlarca yaşındadır. Diyagramda farklı sınıflardaki yıldızların evriminin ve ölümünün nasıl göründüğünü görün.

Bir yıldızın beşinci yaşam döngüsü: kırmızı dev

Erime işlemi sırasında hidrojen tükenir ve helyum birikir. Hiç hidrojen kalmadığında tüm nükleer reaksiyonlar durur ve yıldız, yerçekimi nedeniyle küçülmeye başlar. Çekirdeğin etrafındaki hidrojen kabuğu ısınıp tutuşarak nesnenin 1.000 ila 10.000 kat büyümesine neden olur. Belli bir anda Güneşimiz de aynı kaderi tekrarlayacak ve Dünya'nın yörüngesine çıkacak.

Sıcaklık ve basınç maksimuma ulaşır ve helyum birleşerek karbona dönüşür. Bu noktada yıldız küçülür ve kırmızı dev olmaktan çıkar. Kütlesi arttıkça nesne diğer ağır elementleri yakacaktır.

Bir yıldızın altıncı yaşam döngüsü: Beyaz cüce

Güneş kütleli bir yıldız, karbonu eritmeye yetecek kadar çekimsel basınca sahip değildir. Dolayısıyla helyumun bitmesiyle ölüm meydana gelir. Dış katmanlar dışarı atılır ve beyaz bir cüce ortaya çıkar. Başlangıçta sıcaktır ama yüz milyarlarca yıl sonra soğur.

Yıldızların evrimi fiziksellikteki bir değişikliktir. özellikler, dahili yapılar ve kimya yıldızların zaman içindeki bileşimi. E.Z. teorisinin en önemli görevleri. - Yıldızların oluşumunun açıklanması, gözlemlenebilir özelliklerindeki değişiklikler, çeşitli yıldız gruplarının genetik bağlantısının incelenmesi, son durumlarının analizi.

Evrenin bizim tarafımızdan bilinen kısmından beri, yakl. E.Z.'nin açıklamasına göre gözlemlenen maddenin kütlesinin %98-99'u yıldızlarda bulunur veya yıldız aşamasını geçmiştir. yavl. Astrofiziğin en önemli problemlerinden biridir.

Durağan durumdaki bir yıldız, hidrostatik durumda olan bir gaz topudur. ve termal denge (yani yerçekimi kuvvetlerinin etkisi iç basınçla dengelenir ve radyasyona bağlı enerji kayıpları yıldızın bağırsaklarında salınan enerji ile telafi edilir, bkz.). Bir yıldızın “doğumu”, radyasyonu kendisi tarafından desteklenen hidrostatik olarak dengede bir nesnenin oluşumudur. enerji kaynakları. Bir yıldızın “ölümü”, yıldızın yok olmasına veya onun felaketine yol açan geri dönüşü olmayan bir dengesizliktir. sıkıştırma.

Yerçekiminin izolasyonu Enerji, yalnızca yıldızın iç sıcaklığının, enerji kayıplarını telafi edecek nükleer enerji salınımı için yeterli olmadığı ve yıldızın bir bütün olarak veya bir kısmının dengeyi korumak için büzülmesi gerektiği durumlarda belirleyici bir rol oynayabilir. Termal enerjinin serbest bırakılması ancak nükleer enerji rezervleri tükendikten sonra önem kazanır. T.o., E.z. yıldızların enerji kaynaklarındaki tutarlı bir değişiklik olarak temsil edilebilir.

Karakteristik zaman E.z. tüm evrimin doğrudan izlenebilmesi için çok büyük. Bu nedenle ana E.Z. araştırma yöntemi yavl. içsel değişiklikleri tanımlayan yıldız modelleri dizilerinin oluşturulması yapılar ve kimya yıldızların zaman içindeki bileşimi. Evrim. Daha sonra diziler gözlemsel sonuçlarla, örneğin evrimin farklı aşamalarındaki çok sayıda yıldızın gözlemlerini özetleyen (G.-R.D.) ile karşılaştırılır. G.-R.d. ile karşılaştırıldığında özellikle önemli bir rol oynanır. yıldız kümeleri için, çünkü bir kümedeki tüm yıldızlar aynı başlangıç ​​kimyasalına sahiptir. kompozisyon ve neredeyse aynı anda oluşturuldu. G.-R.d.'ye göre. farklı yaşlardaki kümeler, E.Z.'nin yönünü belirlemek mümkündü. Ayrıntılı olarak evrim. diziler, bir yıldız üzerindeki kütle, yoğunluk, sıcaklık ve parlaklık dağılımını tanımlayan bir diferansiyel denklemler sisteminin sayısal olarak çözülmesiyle hesaplanır; bunlara enerji salınımı ve yıldız maddesinin opaklığı yasaları ve kimyasal özelliklerdeki değişiklikleri açıklayan denklemler eklenir. zamanla yıldız kompozisyonu.

Bir yıldızın evriminin seyri esas olarak kütlesine ve başlangıç ​​kimyasına bağlıdır. kompozisyon. Yıldızın dönüşü ve manyetik alanı belirli ancak temel olmayan bir rol oynayabilir. Ancak bu faktörlerin E.Z. henüz yeterince araştırılmamıştır. Kimya Bir yıldızın bileşimi, oluştuğu zamana ve oluştuğu sırada Galaksideki konumuna bağlıdır. İlk neslin yıldızları, bileşimi kozmoloji tarafından belirlenen maddeden oluşmuştur. koşullar. Görünüşe göre kütle olarak yaklaşık% 70 hidrojen,% 30 helyum ve önemsiz bir döteryum ve lityum karışımı içeriyordu. Birinci nesil yıldızların evrimi sırasında, yıldızlardan madde çıkışının bir sonucu olarak veya yıldız patlamaları sırasında yıldızlararası boşluğa fırlatılan ağır elementler (helyumdan sonra) oluşmuştur. Sonraki nesillerin yıldızları, %3-4'e kadar (kütlece) ağır element içeren maddeden oluşmuştur.

Galakside yıldız oluşumunun halen devam ettiğinin en doğrudan göstergesi bu olaydır. büyük parlak yıldız spektrumunun varlığı. Ömrü ~ 10 7 yılı geçemeyen O ve B sınıfları. Modern zamanlarda yıldız oluşum hızı. Dönemin yılda 5 olduğu tahmin edilmektedir.

2. Yıldız oluşumu, yerçekimsel sıkıştırma aşaması

En yaygın görüşe göre yıldızlar çekim kuvvetlerinin etkisiyle oluşur. yıldızlararası ortamda maddenin yoğunlaşması. Yıldızlararası ortamın iki faza (yoğun soğuk bulutlar ve daha yüksek sıcaklığa sahip seyrekleştirilmiş ortam) gerekli bölünmesi, yıldızlararası manyetik alandaki Rayleigh-Taylor termal kararsızlığının etkisi altında meydana gelebilir. alan. Kütleli gaz-toz kompleksleri , karakteristik boyut (10-100) adet ve parçacık konsantrasyonu N~10 2 cm-3 . aslında radyo dalgaları yaymaları nedeniyle gözlemlenmektedir. Bu tür bulutların sıkıştırılması (çökmesi) belirli koşulları gerektirir: yerçekimi. Bulutun parçacıkları, parçacıkların termal hareket enerjisinin, bir bütün olarak bulutun dönme enerjisinin ve manyetik alanın toplamını aşmalıdır. bulut enerjisi (Jeans kriteri). Yalnızca termal hareketin enerjisi dikkate alınırsa, o zaman birlik mertebesi faktörüne göre Jeans kriteri şu şekilde yazılır: align="absmiddle" width="205" height="20">, bulutun kütlesi nerede, T- K cinsinden gaz sıcaklığı, N- 1 cm3 başına parçacık sayısı. Tipik modern yıldızlararası bulutların sıcaklığı K yalnızca kütlesi en az olan bulutları çökertebilir. Jeans kriteri, gerçekte gözlemlenen kütle spektrumunda yıldızların oluşması için, çöken bulutlardaki parçacıkların konsantrasyonunun (10 3 -10 6) cm -3'e ulaşması gerektiğini belirtir; Tipik bulutlarda gözlemlenenden 10-1000 kat daha yüksek. Ancak, halihazırda çökmeye başlamış bulutların derinliklerinde bu tür parçacık konsantrasyonlarına ulaşılabilir. Bundan, bunun birkaç adımda gerçekleştirilen sıralı bir süreçle gerçekleştiği sonucu çıkar. aşamalar, büyük bulutların parçalanması. Bu resim doğal olarak yıldızların gruplar halinde - kümeler halinde doğuşunu açıklıyor. Aynı zamanda buluttaki termal denge, içindeki hız alanı ve parçaların kütle spektrumunu belirleyen mekanizma ile ilgili sorular da hala belirsizliğini koruyor.

Çöken yıldız kütleli nesnelere denir önyıldızlar. Manyetik alan olmadan küresel simetrik, dönmeyen bir önyıldızın çöküşü. alanlar birkaçını içerir. aşamalar. Zamanın ilk anında bulut homojen ve izotermaldir. Kendi kendine şeffaftır. radyasyon, dolayısıyla çöküş hacimsel enerji kayıpları ile birlikte gelir, Ch. varış. tozun termal radyasyonu nedeniyle kesim kinetiğini iletir. Bir gaz parçacığının enerjisi. Homojen bir bulutta basınç gradyanı yoktur ve sıkışma karakteristik bir zamanla serbest düşüşte başlar. G- , - bulut yoğunluğu. Sıkıştırmanın başlamasıyla birlikte, ses hızıyla merkeze doğru hareket eden bir seyrekleşme dalgası belirir ve yoğunluğun daha yüksek olduğu yerlerde çöküş daha hızlı gerçekleşir, ilk yıldız kompakt bir çekirdeğe ve maddenin yasaya göre dağıtıldığı uzatılmış bir kabuğa bölünür. Çekirdekteki parçacıkların konsantrasyonu ~ 10 · 11 cm -3'e ulaştığında, toz taneciklerinin IR radyasyonuna karşı opak hale gelir. Çekirdekte açığa çıkan enerji, ışınımsal termal iletim nedeniyle yavaş yavaş yüzeye sızar. Sıcaklık neredeyse adyabatik olarak artmaya başlar, bu da basıncın artmasına neden olur ve çekirdek hidrostatik hale gelir. denge. Kabuk çekirdeğin üzerine düşmeye devam ediyor ve çevresinde beliriyor. Şu anda çekirdeğin parametreleri, protostarın toplam kütlesine zayıf bir şekilde bağlıdır: K. Çekirdeğin kütlesi birikim nedeniyle arttıkça, sıcaklığı, H2 moleküllerinin ayrışması başladığında 2000 K'ye ulaşana kadar neredeyse adyabatik olarak değişir. . Kinetikte bir artış değil, ayrışma için enerji tüketiminin bir sonucu olarak. parçacık enerjisi, adyabatik indeks değeri 4/3'ün altına düşer, basınç değişiklikleri yerçekimi kuvvetlerini telafi edemez ve çekirdek tekrar çöker (bkz.). Üzerine ilk çekirdeğin kalıntılarının biriktiği bir şok cephesi ile çevrelenmiş, parametrelere sahip yeni bir çekirdek oluşturulur. Çekirdeğin benzer bir yeniden düzenlenmesi hidrojende meydana gelir.

Çekirdek maddesinin pahasına çekirdeğin daha fazla büyümesi, tüm madde yıldızın üzerine düşene veya çekirdek yeterince büyükse veya etkisi altında dağılıncaya kadar devam eder (bkz.). Karakteristik kabuk maddesi zamanına sahip ön yıldızlar t a >t biliyorum bu nedenle parlaklıkları, çöken çekirdeklerin enerji salınımıyla belirlenir.

Bir çekirdek ve bir zarftan oluşan bir yıldız, radyasyonun zarf içinde işlenmesi nedeniyle bir IR kaynağı olarak gözlenir (çekirdekten UV radyasyonunun fotonlarını emen zarfın tozu, IR aralığında yayılır). Kabuk optik olarak inceltildiğinde, önyıldız, yıldız niteliğindeki sıradan bir nesne olarak gözlemlenmeye başlar. En büyük yıldızlar, yıldızın merkezinde hidrojenin termonükleer yanması başlayana kadar kabuklarını korurlar. Radyasyon basıncı yıldızların kütlesini muhtemelen . Daha büyük yıldızlar oluşsa bile, bunların titreşimsel olarak kararsız olduğu ortaya çıkıyor ve güçlerini kaybedebiliyorlar. çekirdekte hidrojenin yanması aşamasında kütlenin bir kısmı. Protostellar kabuğun çökme ve saçılma aşamasının süresi, ana bulutun serbest düşme süresiyle aynı düzendedir; 10 5 -10 6 yıl. Çekirdek tarafından aydınlatılan, kabuğun kalıntılarından gelen ve yıldız rüzgarı tarafından hızlandırılan karanlık madde yığınları, Herbig-Haro nesneleri (emisyon spektrumuna sahip yıldız kümeleri) ile tanımlanır. Düşük kütleli yıldızlar görünür hale geldiklerinde T Tauri yıldızlarının (cüce) işgal ettiği G.-R.D. bölgesindedir, daha büyük kütleli yıldızlar ise Herbig emisyon yıldızlarının bulunduğu bölgededir (tayflarında emisyon çizgileri olan düzensiz erken spektral sınıflar). ).

Evrim. hidrostatik aşamada sabit kütleli önyıldız çekirdeklerinin izleri. sıkıştırmalar Şekil 2'de gösterilmektedir. 1. Hidrostatik kurulduğu anda düşük kütleli yıldızlar için. dengede, çekirdeklerdeki koşullar enerjinin onlara aktarılacağı şekildedir. Hesaplamalar, tamamen konvektif bir yıldızın yüzey sıcaklığının neredeyse sabit olduğunu göstermektedir. Yıldızın yarıçapı sürekli olarak azalmaktadır çünkü küçülmeye devam ediyor. Sabit bir yüzey sıcaklığı ve azalan yarıçap ile yıldızın parlaklığı da G.-R.D.'ye düşmelidir. Gelişimin bu aşaması rayların dikey bölümlerine karşılık gelir.

Sıkıştırma devam ettikçe yıldızın iç kısmındaki sıcaklık artar, madde daha şeffaf hale gelir ve align='absmiddle' width='90' height='17'> yıldızların radyan çekirdekleri vardır, fakat kabukları konvektif kalır. Daha az kütleli yıldızlar tamamen konvektif kalır. Parlaklıkları, fotosferdeki ince bir radyant katman tarafından kontrol edilir. Yıldız ne kadar büyükse ve etkili sıcaklığı da o kadar yüksekse, ışınımsal çekirdeği de o kadar büyük olur (align=absmiddle" width=74" height=17"> olan yıldızlarda ışınımsal çekirdek hemen görünür). Sonunda, yıldızın neredeyse tamamı (kütleli yıldızlar için yüzey konvektif bölgesi hariç), çekirdekte salınan tüm enerjinin radyasyon yoluyla aktarıldığı bir ışınımsal denge durumuna girer.

3. Nükleer reaksiyonlara dayalı evrim

Çekirdeklerdeki ~ 10 6 K sıcaklıkta, ilk nükleer reaksiyonlar başlar - döteryum, lityum, bor yanar. Bu elemanların birincil miktarı o kadar küçüktür ki yanmaları pratik olarak sıkıştırmaya dayanmaz. Yıldızın merkezindeki sıcaklık ~ 10 6 K'ye ulaştığında ve hidrojen ateşlendiğinde sıkıştırma durur, çünkü Hidrojenin termonükleer yanması sırasında açığa çıkan enerji, radyasyon kayıplarını telafi etmek için yeterlidir (bkz.). G.-R.D.'de çekirdeklerinde hidrojenin yandığı homojen yıldızlar oluşur. başlangıç ​​ana dizisi (IMS). Büyük yıldızlar NGP'ye düşük kütleli yıldızlardan daha hızlı ulaşır çünkü birim kütle başına enerji kaybı oranları ve dolayısıyla evrim hızları, düşük kütleli yıldızlara göre daha yüksektir. NGP'ye girdiğinden beri E.z. Ana aşamaları tabloda özetlenen nükleer yanma temelinde gerçekleşir. Nükleer yanma, tüm çekirdekler arasında en yüksek bağlanma enerjisine sahip olan demir grubu elementlerinin oluşumundan önce gerçekleşebilir. Evrim. G.-R.D.'deki yıldızların izleri Şekil 2'de gösterilmektedir. 2. Yıldızların sıcaklığının ve yoğunluğunun merkezi değerlerinin gelişimi, Şekil 2'de gösterilmektedir. 3. K ana'da. enerji kaynağı yavl. hidrojen döngüsünün reaksiyonu, genel olarak T- karbon-azot (CNO) döngüsünün reaksiyonları (bkz.). CNO döngüsünün bir yan etkisi. 14 N, 12 C, 13 C nüklidlerinin denge konsantrasyonlarının oluşturulması - ağırlıkça sırasıyla %95, %4 ve %1. Hidrojen yanmasının meydana geldiği katmanlarda nitrojenin baskınlığı, bu katmanların dış kaybın bir sonucu olarak yüzeyde göründüğü gözlem sonuçlarıyla doğrulanmaktadır. katmanlar. Merkezinde CNO döngüsünün gerçekleştiği yıldızlarda ( align='absmiddle' width='74' height='17'>), konvektif bir çekirdek belirir. Bunun nedeni enerji salınımının sıcaklığa çok güçlü bir şekilde bağlı olmasıdır: . Radyant enerjinin akışı ~ T4(bkz.), bu nedenle açığa çıkan enerjinin tamamını aktaramaz ve ışınım aktarımından daha verimli olan konveksiyonun gerçekleşmesi gerekir. En büyük yıldızlarda yıldız kütlesinin %50'den fazlası konveksiyonla kaplıdır. Konvektif çekirdeğin evrim açısından önemi, nükleer yakıtın etkili yanma bölgesinden çok daha büyük bir bölgede eşit şekilde tükenmesi, konvektif çekirdeği olmayan yıldızlarda ise başlangıçta merkezin yalnızca küçük bir yakınında yanması gerçeğiyle belirlenir. sıcaklığın oldukça yüksek olduğu yer. Hidrojenin tükenme süresi ~10 ila 10 yıl ila yıl arasında değişmektedir. Nükleer yanmanın sonraki tüm aşamalarının süresi, hidrojen yanma süresinin% 10'unu geçmez, bu nedenle G.-R.D.'de hidrojen yanma aşamasındaki yıldızlar oluşur. yoğun nüfuslu bölge - (GP). Merkezinde hidrojenin yanması için gerekli değerlere asla ulaşmayan bir sıcaklığa sahip yıldızlarda süresiz olarak küçülerek “siyah” cücelere dönüşürler. Hidrojenin tükenmesi ortalamanın artmasına neden olur. çekirdek maddenin moleküler ağırlığı ve dolayısıyla hidrostatikliği korumak için. Dengenin sağlanması için merkezdeki basıncın artması gerekir, bu da merkezdeki sıcaklığın ve yıldızın karşısındaki sıcaklık gradyanının ve dolayısıyla parlaklığın artmasını gerektirir. Parlaklıktaki artış aynı zamanda artan sıcaklıkla maddenin opaklığının azalmasından da kaynaklanır. Çekirdek, hidrojen içeriğinde bir azalma ile nükleer enerji salınım koşullarını korumak için büzülür ve artan enerji akışını çekirdekten aktarma ihtiyacı nedeniyle kabuk genişler. G.-R.d.'de. yıldız NGP'nin sağına doğru hareket eder. Opaklığın azalması, en büyük yıldızlar dışındaki tüm yıldızlarda konvektif çekirdeklerin ölümüne yol açar. Büyük yıldızların evrim hızı en yüksektir ve MS'yi ilk terk edenler onlardır. MS'deki ömür ca. 10 milyon yıl, ca. 70 milyon yıl ve yaklaşık olarak M.Ö. 10 milyar yıl.

Çekirdekteki hidrojen içeriği %1'e düştüğünde, align='absmiddle' width='66' height='17'>'li yıldızların kabuklarındaki genişlemenin yerini, enerji salınımını sürdürmek için gerekli olan yıldızın genel büzülmesi alır. . Kabuğun sıkıştırılması, helyum çekirdeğine bitişik katmandaki hidrojenin termonükleer yanma sıcaklığına kadar ısıtılmasına neden olur ve bir katman enerji salınımı kaynağı ortaya çıkar. Sıcaklığa daha az bağlı olan ve enerji salınım bölgesinin merkeze doğru çok güçlü bir şekilde yoğunlaşmadığı kütleli yıldızlarda, genel bir sıkıştırma aşaması yoktur.

E.z. Hidrojen yandıktan sonra kütlelerine bağlıdır. Kütlesi olan yıldızların evrim seyrini etkileyen en önemli faktör. Yüksek yoğunluklarda elektron gazının dejenerasyonu. Yüksek yoğunluk nedeniyle, Pauli ilkesi nedeniyle düşük enerjili kuantum durumlarının sayısı sınırlıdır ve elektronlar, termal hareketlerinin enerjisini önemli ölçüde aşarak kuantum seviyelerini yüksek enerjiyle doldururlar. Dejenere bir gazın en önemli özelliği, basıncının P yalnızca yoğunluğa bağlıdır: göreli olmayan yozlaşma ve göreli yozlaşma için. Elektronların gaz basıncı iyonların basıncından çok daha büyüktür. Bu, E.Z. için temel olanı takip ediyor. Sonuç: Göreceli olarak dejenere olmuş bir gazın birim hacmine etki eden yerçekimi kuvveti, basınç gradyanı ile aynı şekilde yoğunluğa bağlı olduğundan, align=absmiddle=width=66 şeklinde bir sınırlayıcı kütle olmalıdır (bkz.). " height ="15"> Elektron basıncı yerçekimine karşı koyamaz ve sıkıştırma başlar. Ağırlığı sınırlayın align=”absmiddle” width=”139” height=”17”>. Elektron gazının dejenere olduğu bölgenin sınırı Şekil 2'de gösterilmektedir. 3. Düşük kütleli yıldızlarda dejenerasyon, helyum çekirdeklerinin oluşumu sürecinde zaten gözle görülür bir rol oynamaktadır.

Belirleyen ikinci faktör E.z. daha sonraki aşamalarda bunlar nötrino enerji kayıplarıdır. Yıldızların derinliklerinde T~10 8K ana. Doğumda şu rol oynar: fotonötrino süreci, plazma salınım kuantumunun (plazmonlar) nötrino-antinötrino çiftlerine () bozunması, elektron-pozitron çiftlerinin yok edilmesi () ve (bkz.). Nötrinoların en önemli özelliği yıldızın maddesinin onlar için neredeyse şeffaf olması ve nötrinoların enerjiyi serbestçe yıldızdan uzağa taşımasıdır.

Helyumun yanması için koşulların henüz oluşmadığı helyum çekirdeği sıkıştırılır. Çekirdeğe bitişik katmanlı kaynaktaki sıcaklık artar ve hidrojenin yanma hızı artar. Artan enerji akışını aktarma ihtiyacı, enerjinin bir kısmının boşa harcandığı kabuğun genişlemesine yol açar. Yıldızın parlaklığı değişmediğinden yüzeyinin sıcaklığı düşer ve G.-R.D. yıldız kırmızı devlerin işgal ettiği bölgeye doğru hareket eder.Yıldızın yeniden yapılanma süresi, çekirdekteki hidrojenin yanması için gereken süreden iki kat daha azdır, bu nedenle MS şeridi ile kırmızı süperdevler bölgesi arasında çok az yıldız vardır. . Kabuğun sıcaklığının düşmesiyle şeffaflığı artar ve bunun sonucunda dış görünüm ortaya çıkar. konvektif bölge ve yıldızın parlaklığı artar.

Dejenere elektronların termal iletkenliği ve yıldızlardaki nötrino kayıpları yoluyla enerjinin çekirdekten uzaklaştırılması, helyumun yanma anını geciktirir. Sıcaklık ancak çekirdek neredeyse izotermal hale geldiğinde gözle görülür şekilde artmaya başlar. 4'ün yanmasını E.Z.'yi belirler. enerji salınımının termal iletkenlik ve nötrino radyasyonu yoluyla enerji kaybını aştığı andan itibaren. Aynı durum sonraki tüm nükleer yakıt türlerinin yanması için de geçerlidir.

Nötrinolar tarafından soğutulan, dejenere gazdan oluşan yıldız çekirdeklerinin dikkate değer bir özelliği, yoğunluk ve sıcaklık arasındaki ilişkiyi karakterize eden izlerin yakınsaması olan "yakınsama"dır. Tc yıldızın merkezinde (Şek. 3). Çekirdeğin sıkıştırılması sırasındaki enerji salınım hızı, bir katman kaynağı aracılığıyla ona madde ekleme hızına göre belirlenir ve yalnızca belirli bir yakıt türü için çekirdeğin kütlesine bağlıdır. Çekirdekte enerji girişi ve çıkışı dengesi korunmalıdır, bu nedenle yıldızların çekirdeklerinde aynı sıcaklık ve yoğunluk dağılımı sağlanır. 4 He tutuştuğunda çekirdeğin kütlesi ağır elementlerin içeriğine bağlıdır. Dejenere gaz çekirdeklerinde 4 He'nin yanması termal bir patlama karakterine sahiptir, çünkü Yanma sırasında açığa çıkan enerji, elektronların termal hareketinin enerjisini artırmaya gider, ancak elektronların termal enerjisi, elektronların dejenere gazının enerjisine eşit olana kadar sıcaklık arttıkça basınç neredeyse değişmeden kalır. Daha sonra dejenerasyon giderilir ve çekirdek hızla genişler - bir helyum parlaması meydana gelir. Helyum patlamalarına muhtemelen yıldız maddesinin kaybı eşlik ediyor. Devasa yıldızların evrimini çoktan tamamlamış olduğu ve kırmızı devlerin kütlelere sahip olduğu Dünya'da, helyum yanma aşamasındaki yıldızlar G.-R.D.'nin yatay kolu üzerindedir.

align=absmiddle" width=90" height=17"> olan yıldızların helyum çekirdeklerinde gaz dejenere değildir, 4 sessizce tutuşur ancak çekirdekler de artan basınçtan dolayı genişler. Tc. En büyük yıldızlarda 4 He'nin yanması aktif haldeyken bile meydana gelir. mavi süper devler. Çekirdeğin genişlemesi bir azalmaya yol açar T Hidrojen katmanı kaynağı bölgesinde helyum patlamasından sonra yıldızın parlaklığı azalır. Termal dengeyi korumak için kabuk büzülür ve yıldız kırmızı süperdevlerin bölgesinden ayrılır. Çekirdekteki 4 He tükendiğinde çekirdeğin sıkışması ve kabuğun genişlemesi yeniden başlar, yıldız yeniden kırmızı bir süperdev haline gelir. Enerji salınımına hakim olan 4 He katmanlı bir yanma kaynağı oluşur. Dış tekrar belirir. konvektif bölge. Helyum ve hidrojen tükendikçe katman kaynaklarının kalınlığı azalır. İnce bir helyum yanma tabakasının termal olarak kararsız olduğu ortaya çıkıyor, çünkü Enerji salınımının sıcaklığa karşı çok güçlü bir duyarlılığı () ile, maddenin ısıl iletkenliği, yanma tabakasındaki ısıl bozuklukları söndürmek için yetersizdir. Termal salgınlar sırasında katmanda konveksiyon meydana gelir. Hidrojen açısından zengin katmanlara nüfuz ederse, yavaş bir işlem sonucu ( S-proses, bkz.) atom kütleleri 22 Ne'den 209 B'ye kadar olan elementler sentezlenir.

Kırmızı süper devlerin soğuk, geniş kabuklarında oluşan toz ve moleküller üzerindeki radyasyon basıncı, bir yıla kadar sürekli madde kaybına yol açar. Sürekli kütle kaybı, katman yanmasının veya titreşimlerin dengesizliğinden kaynaklanan kayıplarla desteklenebilir ve bu da bir veya daha fazlasının salınmasına neden olabilir. kabuklar. Karbon-oksijen çekirdeğinin üzerindeki madde miktarı belirli bir sınırın altına düştüğünde, sıkıştırma yanmayı sürdürene kadar yanma katmanlarındaki sıcaklığı korumak için kabuk sıkıştırmaya zorlanır; G.-R.D.'deki yıldız neredeyse yatay olarak sola doğru hareket eder. Bu aşamada yanma katmanlarının kararsızlığı da kabuğun genişlemesine ve madde kaybına neden olabilir. Yıldız yeterince sıcakken bir veya daha fazla çekirdekten oluşan bir çekirdek halinde gözlenir. kabuklar. Katman kaynakları, içlerindeki sıcaklık nükleer yanma için gerekenden daha düşük olacak kadar yıldızın yüzeyine doğru kaydığında, yıldız soğur ve iyonik bileşenin termal enerjisinin tüketimi nedeniyle yayılan bir beyaz cüceye dönüşür. onun meselesi. Beyaz cücelerin karakteristik soğuma süresi ~ 10 9 yıldır. Tek yıldızların beyaz cücelere dönüşmesinin alt sınırı belli değil, 3-6 arasında olduğu tahmin ediliyor. C yıldızlarında elektron gazı, karbon-oksijen (C,O-) yıldız çekirdeklerinin büyüme aşamasında dejenere olur. Yıldızların helyum çekirdeklerinde olduğu gibi, nötrino enerji kayıpları nedeniyle merkezde ve C,O çekirdeğindeki karbonun yanması anında koşulların “yakınlaşması” meydana gelir. Bu koşullar altında 12 C'nin yanması büyük olasılıkla patlama niteliğindedir ve yıldızın tamamen yok olmasına yol açar. Aşağıdaki durumlarda tam bir yıkım meydana gelmeyebilir: . Böyle bir yoğunluğa, çekirdek büyüme hızı, yakın bir ikili sistemdeki uydu maddesinin birikmesiyle belirlendiğinde ulaşılabilir.

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)

✪ Yıldızların evrimi. Mavi devin 3 dakikada evrimi

✪ Surdin V.G. Yıldız Evrimi Bölüm 1

✪ S. A. Lamzin - “Yıldızların Evrimi”

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 kimyasal bileşimi bir rol oynayabilir.

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 Tauri'ye 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 yıldızlardaki hidrojen yakıtının tükenmesi için yeterli değildir, modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar simülasyonlarına 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 fazla 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 bir kara deliğe dönüşür.

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

Farklı Kütlelerdeki Yıldızların Evrimi

Gökbilimciler bir yıldızın ömrünü başından sonuna kadar gözlemleyemezler, çünkü en kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır, yani tüm insanlığın ömründen daha uzun süre var olurlar. Yıldızların fiziksel özelliklerinde ve kimyasal bileşiminde zaman içinde meydana gelen değişiklikler; Gökbilimciler yıldızların evrimini, evrimin farklı aşamalarındaki birçok yıldızın özelliklerini karşılaştırarak inceliyorlar.

Yıldızların gözlemlenen özelliklerini birbirine bağlayan fiziksel modeller, yıldızların ayrı gruplar oluşturduğu Hertzsprung - Russell diyagramı olan renk-parlaklık diyagramında yansıtılır - diziler: yıldızların ana dizisi, süperdev dizileri, parlak ve sönük devler, altdevler, alt cüceler ve beyaz cüceler.

Yaşamının büyük bölümünde herhangi bir yıldız, renk-parlaklık diyagramının ana dizisi adı verilen bölgede yer alır. Kompakt bir kalıntının oluşmasından önce yıldızın evriminin diğer tüm aşamaları bu sürenin %10'undan fazlasını almaz. Galaksimizde gözlemlenen yıldızların çoğunun Güneş'in kütlesinde veya daha az olan mütevazı kırmızı cüceler olmasının nedeni budur. Ana dizi, gözlemlenen tüm yıldızların yaklaşık %90'ını içerir.

Bir yıldızın ömrü ve ömrünün sonunda neye dönüşeceği tamamıyla kütlesiyle belirlenir. Kütlesi Güneş'ten daha büyük olan yıldızlar, Güneş'ten çok daha az yaşarlar ve en büyük yıldızların ömrü yalnızca milyonlarca yıldır. Yıldızların büyük çoğunluğunun ömrü yaklaşık 15 milyar yıldır. Bir yıldız enerji kaynaklarını tükettikten sonra soğumaya ve büzülmeye başlar. Yıldız evriminin son ürünü, yoğunluğu sıradan yıldızlarınkinden kat kat fazla olan kompakt, devasa nesnelerdir.

Farklı kütlelerdeki yıldızlar üç durumdan birinde bulunur: beyaz cüceler, nötron yıldızları veya kara delikler. Yıldızın kütlesi küçükse, çekim kuvvetleri nispeten zayıf olur ve yıldızın sıkışması (yerçekimi çökmesi) durur. Kararlı bir beyaz cüce durumuna geçiş yapar. Kütle kritik bir değeri aşarsa sıkıştırma devam eder. Çok yüksek yoğunluklarda elektronlar protonlarla birleşerek nötronları oluşturur. Yakında, yıldızın neredeyse tamamı yalnızca nötronlardan oluşuyor ve o kadar büyük bir yoğunluğa sahip ki, büyük yıldız kütlesi birkaç kilometre yarıçaplı çok küçük bir topta yoğunlaşıyor ve sıkıştırma duruyor - bir nötron yıldızı oluşuyor. Eğer yıldızın kütlesi, nötron yıldızının oluşması bile kütleçekimsel çöküşü durduramayacak kadar büyükse, o zaman yıldızın evriminin son aşaması kara delik olacaktır.