Yıldızların evrimi fiziksel bir değişimdir. özellikler, dahili binalar ve kimya. zaman içinde yıldızların bileşimi. E.z. teorisinin en önemli sorunları. - yıldızların oluşumunun açıklanması, gözlenen özelliklerindeki değişiklikler, çeşitli yıldız gruplarının genetik ilişkilerinin incelenmesi, son durumlarının analizi.

Evrenin bizim tarafımızdan bilinen kısmından beri. Gözlenen maddenin kütlesinin %98-99'u yıldızlarda bulunur veya yıldız aşamasını geçmiştir, E.z. yavl. astrofizikteki en önemli problemlerden biridir.

Sabit durumdaki bir yıldız, hidrostatik durumda olan bir gaz topudur. ve termal denge (yani, yerçekimi kuvvetlerinin etkisi iç basınçla dengelenir ve radyasyondan kaynaklanan enerji kayıpları, yıldızın iç kısmında salınan enerjiyle dengelenir, bkz.). Bir yıldızın "doğumu", radyasyonu kendi başına desteklenen hidrostatik olarak dengeli bir nesnenin oluşumudur. enerji kaynakları. Bir yıldızın "ölümü", yıldızın yok olmasına veya feci şekilde başarısız olmasına yol açan geri dönüşü olmayan bir dengesizliktir. sıkıştırma.

Yerçekimi ayrımı. enerji, ancak yıldızın iç sıcaklığı, nükleer enerji salınımının enerji kayıplarını telafi etmesi için yetersiz olduğunda belirleyici bir rol oynayabilir ve yıldızın bir bütün olarak veya bir kısmı dengeyi korumak için büzülmelidir. Termal enerjinin aydınlatılması ancak nükleer enerji rezervlerinin tükenmesinden sonra önem kazanır. Böylece, E.z. yıldızların enerji kaynaklarının art arda değişmesi olarak temsil edilebilir.

E.z.'nin karakteristik zamanı. tüm evrimi doğrudan takip edemeyecek kadar büyük. Bu nedenle, ana araştırma yöntemi E.z. yavl. içteki değişiklikleri tanımlayan yıldız modellerinin dizilerinin yapımı. binalar ve kimya. zaman içinde yıldızların bileşimi. Evrim. diziler daha sonra gözlemlerin sonuçlarıyla, örneğin, farklı evrim aşamalarında çok sayıda yıldızın gözlemlerini özetleyen (G.-R.d.) ile karşılaştırılır. Özellikle önemli olan, G.-R.d. yıldız kümeleri için, çünkü tüm küme yıldızları aynı başlangıç ​​kimyasına sahiptir. kompozisyon ve neredeyse aynı anda oluşur. G.-R.d.'ye göre. farklı yaşlardaki kümeler, E.z.'nin yönünü belirlemek mümkün olmuştur. Evrimsel detay. diziler, eklenen bir yıldızdaki kütle, yoğunluk, sıcaklık ve parlaklık dağılımını, enerji salınımı yasalarını ve yıldız maddesinin opaklığını ve kimyasaldaki değişimi tanımlayan denklemleri tanımlayan bir diferansiyel denklemler sisteminin sayısal olarak çözülmesiyle hesaplanır. zamanla yıldız kompozisyonu.

Bir yıldızın evrimi, esas olarak kütlesine ve başlangıç ​​kimyasalına bağlıdır. kompozisyon. Yıldızın dönüşü ve büyüklüğü ile kesin, ancak temel olmayan bir rol oynayabilir. alan, ancak bu faktörlerin E.z. henüz yeterince araştırılmamıştır. Kimya Bir yıldızın bileşimi, oluştuğu zamana ve oluşum anında galaksideki konumuna bağlıdır. İlk neslin yıldızları, bileşimi kozmolojik tarafından belirlenen maddeden oluşmuştur. koşullar. Görünüşe göre, kütlece yaklaşık %70 hidrojen, %30 helyum ve ihmal edilebilir bir döteryum ve lityum karışımı içeriyordu. İlk neslin yıldızlarının evrimi sırasında, maddenin yıldızlardan dışarı çıkması veya yıldız patlamaları sırasında yıldızlararası uzaya fırlatılan ağır elementler (helyumdan sonra) oluştu. Sonraki nesillerin yıldızları zaten %3-4 (kütlece) ağır elementler içeren maddeden oluşmuştu.

Şu anda Galaksi'de yıldız oluşumunun gerçekleştiğinin en doğrudan göstergesi yavl'dir. büyük parlak yıldız spektrumunun varlığı. ömrü ~ 10 7 yılı geçemeyen O ve B sınıfları. Modern dünyada yıldız oluşum hızı dönem yılda 5 olarak tahmin edilmektedir.

2. Yıldız oluşumu, yerçekimi kasılma aşaması

En yaygın görüşe göre yıldızlar yerçekimi sonucu oluşur. maddenin yıldızlararası ortamda yoğunlaşması. Yıldızlararası ortamın iki faza gerekli ayrılması - yoğun soğuk bulutlar ve daha yüksek sıcaklığa sahip nadir bir ortam - yıldızlararası manyetik alandaki Rayleigh-Taylor termal kararsızlığının etkisi altında gerçekleşebilir. alan. Kütleli gaz-toz kompleksleri , karakteristik boyut (10-100) pc ve partikül konsantrasyonu n~10 2 cm -3 . aslında radyo dalgaları yaymalarından dolayı gözlemlenmiştir. Bu tür bulutların sıkıştırılması (çökmesi) belirli koşullar gerektirir: yerçekimi. bulutun parçacıkları, parçacıkların termal hareketinin enerjisinin, bir bütün olarak bulutun dönme enerjisinin ve manyetik enerjinin toplamını aşmalıdır. bulut enerjisi (Kot pantolon kriteri). Sadece termal hareketin enerjisi hesaba katılırsa, o zaman, bir mertebesine kadar, Jeans kriteri şu şekilde yazılır: align="absmiddle" width="205" height="20">, nerede bulutun kütlesi, T- K cinsinden gaz sıcaklığı, n- 1 cm3 içindeki parçacık sayısı. Tipik modern yıldızlararası bulutlar temp-pax K, yalnızca kütlesi .50'den az olmayan bulutları çökertebilir. Jeans kriteri, gerçekten gözlemlenen bir kütle spektrumuna sahip yıldızların oluşumu için, çöken bulutlardaki parçacıkların konsantrasyonunun (10 3 -10 6) cm -3'e, yani. Tipik bulutlarda gözlemlenenden 10-1000 kat daha yüksek. Bununla birlikte, bu tür parçacık konsantrasyonları, çökmeye başlamış bulutların derinliklerinde elde edilebilir. Bundan şu sonucu çıkar ki, olup bitenler, birkaç aşamada gerçekleştirilen ardışık bir süreç vasıtasıyla gerçekleşir. aşamalar, büyük bulutların parçalanması. Bu resim, doğal olarak yıldızların gruplar halinde - kümeler halinde doğuşunu açıklar. Aynı zamanda, buluttaki ısı dengesi, buluttaki hız alanı ve parçaların kütle spektrumunu belirleyen mekanizma ile ilgili konular hala belirsizliğini koruyor.

Çöken cisimlere yıldız kütlesi denir. önyıldızlar. Manyetik olmadan küresel simetrik dönmeyen bir önyıldızın çöküşü. alanlar birkaç içerir. aşamalar. Zamanın ilk anında, bulut düzgün ve izotermaldir. Kamuoyuna şeffaftır. radyasyon, bu nedenle çöküş hacimsel enerji kayıpları ile gerçekleşir, Ch. arr. tozun termal radyasyonu nedeniyle, bir sürü kinetiklerini iletir. bir gaz parçacığının enerjisi. Homojen bir bulutta, basınç gradyanı yoktur ve sıkıştırma, serbest düşme rejiminde karakteristik zamanla başlar. G- , - bulut yoğunluğu. Sıkıştırmanın başlamasıyla birlikte, ses hızında merkeze doğru hareket eden bir seyrekleşme dalgası ortaya çıkar ve çökme, yoğunluğun daha yüksek olduğu yerlerde daha hızlı gerçekleşir, protostar, maddenin yasaya göre dağıtıldığı bir kompakt çekirdeğe ve genişletilmiş bir kabuğa bölünür. Çekirdekteki partikül konsantrasyonu ~ 10 11 cm -3'e ulaştığında, toz partiküllerinin IR radyasyonu için opak hale gelir. Çekirdekte açığa çıkan enerji, radyan ısı iletimi nedeniyle yavaşça yüzeye sızar. Sıcaklık neredeyse adyabatik olarak yükselmeye başlar, bu basınçta bir artışa yol açar ve çekirdek hidrostatik duruma girer. denge. Kabuk çekirdeğin üzerine düşmeye devam eder ve çevresinde belirir. Bu sırada çekirdeğin parametreleri, önyıldızın toplam kütlesine zayıf bir şekilde bağlıdır: K. Çekirdeğin kütlesi, yığılma nedeniyle arttıkça, sıcaklığı, H2 moleküllerinin ayrışmasının başladığı 2000 K'ye ulaşana kadar neredeyse adyabatik olarak değişir. . Ayrışma için enerji tüketiminin bir sonucu olarak, kinetikte bir artış değil. parçacık enerjisi, adyabatik indeksin değeri 4/3'ün altına düşer, basınç değişiklikleri yerçekimi kuvvetlerini telafi edemez ve çekirdek tekrar çöker (bkz. ). İlk çekirdeğin kalıntılarının üzerine eklendiği bir şok cephesi ile çevrili parametrelerle yeni bir çekirdek oluşturulur. Çekirdeğin benzer bir yeniden düzenlenmesi hidrojen ile meydana gelir.

Kabuğun malzemesi nedeniyle çekirdeğin daha fazla büyümesi, tüm madde yıldızın üzerine düşene veya çekirdek yeterince büyükse veya etkisi altında dağılıncaya kadar devam eder (bkz. ). Kabuk maddesinin karakteristik zamanına sahip protostarlar için t bir >t kn, bu nedenle parlaklıkları, büzüşen çekirdeklerin enerji salınımı tarafından belirlenir.

Bir çekirdek ve bir kabuktan oluşan bir yıldız, kabuktaki radyasyonun işlenmesi nedeniyle bir IR kaynağı olarak gözlenir (kabuğun tozu, çekirdekten UV radyasyonunun fotonlarını emer, IR aralığında yayılır). Kabuk optik olarak inceldiğinde, önyıldız yıldız doğasının sıradan bir nesnesi olarak gözlemlenmeye başlar. En büyük kütleli yıldızlarda, kabuklar, yıldızın merkezinde hidrojenin termonükleer yanması başlayana kadar korunur. Radyasyon basıncı, yıldızların kütlesini muhtemelen bir değerle sınırlar. Daha büyük kütleli yıldızlar oluşsa bile, titreşimsel olarak kararsız oldukları ortaya çıkar ve değerlerini kaybedebilirler. çekirdekte hidrojen yanması aşamasında kütlenin bir kısmı. Önyıldız kabuğunun çöküş ve saçılma aşamasının süresi, ana bulutun serbest düşüş süresi ile aynı sıradadır, yani. 10 5 -10 6 yıl. Çekirdek tarafından aydınlatılan, yıldız rüzgarı tarafından hızlandırılan kabuğun kalıntılarının karanlık madde kümeleri, Herbig-Haro nesneleriyle (salma spektrumlu yıldız şeklindeki kümeler) tanımlanır. Küçük kütleli yıldızlar, görünür hale geldiklerinde, T Toros tipi (cüce) yıldızlar tarafından işgal edilen G.-R.d. bölgesinde, daha büyük - Herbig emisyon yıldızlarının bulunduğu bölgede (emisyon çizgili düzensiz erken spektral sınıflar) spektrumda).

Evrim. hidrostatik aşamada sabit kütleli protostar çekirdeklerinin izleri. sıkıştırma, Şek. 1. Düşük kütleli yıldızlarda, hidrostatik kurulduğu anda. denge, çekirdeklerdeki koşullar öyledir ki, içlerinde enerji aktarılır. Hesaplamalar, tamamen konvektif bir yıldızın yüzey sıcaklığının neredeyse sabit olduğunu göstermektedir. Çünkü yıldızın yarıçapı sürekli azalmaktadır. o küçülmeye devam ediyor. Sabit bir yüzey sıcaklığı ve azalan bir yarıçap ile yıldızın parlaklığı da G.-R.d. evrimin bu aşaması, rayların dikey bölümlerine karşılık gelir.

Sıkıştırma devam ettikçe, yıldızın içindeki sıcaklık yükselir, madde daha şeffaf hale gelir ve align="absmiddle" width="90" height="17"> olan yıldızların radyant çekirdekleri vardır, ancak kabuklar konvektif kalır. Daha az kütleli yıldızlar tamamen konvektif kalır. Parlaklıkları, fotosferdeki ince bir parlak tabaka tarafından düzenlenir. Yıldız ne kadar büyükse ve etkin sıcaklığı ne kadar yüksekse, radyan çekirdeği o kadar büyük olur (align="absmiddle" width="74" height="17"> olan yıldızlarda, radyan çekirdek hemen görünür). Sonunda, neredeyse tüm yıldız (kütleli yıldızlarda yüzey konvektif bölge hariç), çekirdekte salınan tüm enerjinin radyasyonla aktarıldığı bir ışınımsal denge durumuna geçer.

3. Nükleer reaksiyonlara dayalı evrim

Çekirdeklerde ~ 106 K sıcaklıkta, ilk nükleer reaksiyonlar başlar - döteryum, lityum, bor yanar. Bu elementlerin birincil miktarı o kadar küçüktür ki tükenmişlikleri pratik olarak sıkıştırmaya dayanamaz. Yıldızın merkezindeki sıcaklık ~ 106 K'ye ulaştığında ve hidrojen tutuştuğunda sıkıştırma durur, çünkü hidrojenin termonükleer yanması sırasında açığa çıkan enerji, radyasyon kayıplarını telafi etmek için yeterlidir (bkz. ). Çekirdeklerinde hidrojenin yandığı homojen yıldızlar G.-R.d. ilk ana dizi (NGS). Büyük kütleli yıldızlar, düşük kütleli yıldızlardan daha hızlı NGP'ye ulaşır, çünkü birim kütle başına enerji kaybı hızları ve dolayısıyla evrim hızları, düşük kütleli yıldızlarınkinden daha yüksektir. NGP'ye girdiği andan itibaren, E.z. ana aşamaları Tablo'da 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 Şek. 2. Yıldızların sıcaklık ve yoğunluğunun merkezi değerlerinin evrimi, Şek. 3. K ana noktasında. enerji kaynağı yavl. hidrojen döngüsü reaksiyonu, b "büyük T- karbon-azot (CNO) döngüsünün reaksiyonları (bkz.). CNO döngüsünün bir yan etkisi yavl. 14 N, 12 C, 13 C - ağırlıkça sırasıyla %95, %4 ve %1 nüklidlerin denge konsantrasyonlarının oluşturulması. Hidrojen yanmasının meydana geldiği katmanlarda azotun baskınlığı, ext kaybının bir sonucu olarak bu katmanların yüzeyde ortaya çıktığı gözlem sonuçlarıyla doğrulanır. katmanlar. Merkezinde bir CNO döngüsü ( align="absmiddle" width="74" height="17">) olan yıldızlar konvektif bir çekirdeğe sahiptir. Bunun nedeni, enerji salınımının sıcaklığa çok güçlü bağımlılığıdır: . Radyan enerjinin akışı ~ T4(bkz. ), bu nedenle, salınan tüm enerjiyi transfer edemez ve radyasyon transferinden daha verimli olan konveksiyon meydana gelmelidir. En büyük kütleli yıldızlarda, yıldız kütlesinin %50'den fazlası konveksiyonla kaplıdır. Konvektif çekirdeğin evrim için önemi, nükleer yakıtın etkili yanma bölgesinden çok daha büyük bir bölgede eşit olarak tükenmesi, konvektif çekirdeği olmayan yıldızlarda başlangıçta sadece merkezin küçük bir mahallesinde yanması gerçeğiyle belirlenir. , sıcaklığın oldukça yüksek olduğu yer. Hidrojen yanma süresi ~ 10 10 yıl ile yıl arasında değişmektedir. Nükleer yanmanın sonraki tüm aşamalarının süresi, hidrojen yanma süresinin %10'unu geçmez, bu nedenle hidrojen yakma aşamasındaki yıldızlar G.-R.d. yoğun nüfuslu alan - (GP). Merkezde bir sıcaklığa sahip yıldızlar, hidrojenin tutuşması için gerekli değerlere asla ulaşamazlar, süresiz olarak küçülürler ve "siyah" cücelere dönüşürler. Hidrojen tükenmişliği ortalamada bir artışa yol açar. çekirdek maddenin moleküler ağırlığı ve bu nedenle hidrostatik korumak için. dengede, merkezdeki basınç artmalıdır, bu da merkezdeki sıcaklıkta ve yıldız boyunca sıcaklık gradyanında ve dolayısıyla parlaklıkta bir artışa neden olur. Artan sıcaklıkla maddenin opaklığının azalması, parlaklıkta da bir artışa yol açar. Çekirdek, hidrojen içeriğinde bir azalma ile nükleer enerji salınımı koşullarını korumak için sözleşme yapar ve artan enerji akışını çekirdekten aktarma ihtiyacı nedeniyle kabuk genişler. G.-R.d. yıldız NGP'nin sağına hareket eder. Opaklığın azalması, en büyük kütleli olanlar hariç tüm yıldızlarda konvektif çekirdeklerin ölümüne yol açar. Büyük kütleli yıldızların evrim hızı en yüksektir ve MS'den ilk ayrılanlardır. MS üzerindeki kullanım ömrü yaklaşık olarak yıldızlar içindir. 10 milyon yıl, ca. 70 milyon yıl ve ca. 10 milyar yıl.

Çekirdekteki hidrojen içeriği %1'e düştüğünde, align="absmiddle" width="66" height="17"> ile yıldızların kabuklarının genişlemesi, yıldızın genel daralması ile değiştirilir; enerji salınımını sürdürmek. Kabuğun sıkıştırılması, helyum çekirdeğine bitişik katmandaki hidrojenin termonükleer yanma sıcaklığına kadar ısınmasına neden olur ve bir katman enerji salınımı kaynağı ortaya çıkar. Kütlesi olan, daha az ölçüde sıcaklığa bağlı olan ve enerji salınım bölgesinin merkeze doğru o kadar güçlü bir şekilde konsantre olmadığı yıldızlar için, genel bir sıkıştırma aşaması yoktur.

E.z. hidrojen yanmasından sonra kütlelerine bağlıdır. Kütleli bir yalpaya sahip yıldızların evrim sürecini etkileyen en önemli faktör. elektron gazının yüksek yoğunluklarda dejenerasyonu. Yüksek yoğunluk nedeniyle, Pauli ilkesi nedeniyle düşük enerjili kuantum durumlarının sayısı sınırlıdır ve elektronlar kuantum seviyelerini termal hareketlerinin enerjisinden çok daha yüksek bir enerjiyle doldurur. Dejenere bir gazın en önemli özelliği, basıncının p sadece yoğunluğa bağlıdır: göreli olmayan yozlaşma ve göreli yozlaşma için. Elektron gaz basıncı iyon basıncından çok daha büyüktür. Bu, E.z. için temel anlamına gelir. Sonuç: Göreceli olarak dejenere olmuş bir gazın birim hacmine etki eden yerçekimi kuvveti, basınç gradyanı ile aynı şekilde yoğunluğa bağlı olduğundan, align="absmiddle" genişlik için öyle bir sınırlayıcı kütle olmalıdır (bakınız ). ="66" height ="15"> Elektronların basıncı yerçekimine karşı koyamaz ve sıkıştırma başlar. Kütle sınırı hizalama="absmiddle" width="139" height="17">. Elektron gazının dejenere olduğu bölgenin sınırı Şek. 3. Düşük kütleli yıldızlarda yozlaşma, helyum çekirdeklerinin oluşum sürecinde zaten kayda değer bir rol oynar.

E.z.'yi belirleyen ikinci faktör. sonraki aşamalarda bunlar nötrino enerji kayıplarıdır. Yıldızların derinliklerinde T~10 8 Ana. doğumdaki rol şu şekilde oynanır: fotonötrino süreci, plazma salınımlarının (plazmonlar) kuantumlarının nötrino-antinötrino çiftlerine (), elektron-pozitron çiftlerinin yok edilmesi () ve (bkz.). Nötrinoların en önemli özelliği, yıldızın maddesinin onlar için pratik olarak şeffaf olması ve nötrinoların yıldızdan enerjiyi serbestçe taşımasıdır.

Helyum yanma koşullarının henüz oluşmadığı helyum çekirdeği sıkıştırılır. Çekirdeğe bitişik katmanlı kaynaktaki sıcaklık artar ve hidrojen yanma hızı artar. Artan enerji akışını aktarma ihtiyacı, enerjinin bir kısmının harcandığı kabuğun genişlemesine yol açar. Yıldızın parlaklığı değişmediği için yüzeyinin sıcaklığı düşer ve G.-R.d. yıldız, kırmızı devler tarafından işgal edilen bölgeye doğru hareket eder.Yıldızın yeniden yapılanma süresi, çekirdekteki hidrojen tükenme süresinden iki kat daha kısadır; bu nedenle, MS bandı ile kırmızı üstdevler bölgesi arasında çok az yıldız vardır. Kabuğun sıcaklığındaki bir düşüşle, şeffaflığı artar, bunun sonucunda bir dış olur. konvektif bölge ve yıldızın parlaklığı artar.

Yıldızlardaki dejenere elektronların ve nötrino kayıplarının termal iletimi yoluyla çekirdekten enerjinin çıkarılması, helyum tutuşma anını geciktirir. Sıcaklık, ancak çekirdek neredeyse izotermal hale geldiğinde gözle görülür şekilde artmaya başlar. Yanma 4 E.z'yi belirler. enerji salınımının ısı iletimi ve nötrino radyasyonu nedeniyle enerji kayıplarını aştığı andan itibaren. Aynı koşul, sonraki tüm nükleer yakıt türlerinin yanması için de geçerlidir.

Dejenere gazdan nötrino soğutmalı yıldız çekirdeklerinin dikkat çekici bir özelliği "yakınsama"dır - yoğunluk ve sıcaklık oranını karakterize eden izlerin yakınsaması Tc yıldızın merkezinde (Şek. 3). Çekirdeğin sıkıştırılması sırasında açığa çıkan enerji oranı, belirli bir yakıt türü için yalnızca çekirdeğin kütlesine bağlı olan bir katman kaynağı aracılığıyla maddenin kendisine bağlanma hızı ile belirlenir. Çekirdekte bir enerji girişi ve çıkışı dengesi sağlanmalıdır, böylece yıldızların çekirdeklerinde aynı sıcaklık ve yoğunluk dağılımı kurulur. 4 He'nin tutuşması sırasında, çekirdeğin kütlesi ağır elementlerin içeriğine bağlıdır. Dejenere gaz çekirdeklerinde, 4'ün tutuşması, termal patlama karakterine sahiptir, çünkü yanma sırasında açığa çıkan enerji, elektronların termal hareketinin enerjisini artırmaya gider, ancak elektronların termal enerjisi elektronların dejenere gazının enerjisine eşit oluncaya kadar basınç artan sıcaklıkla neredeyse değişmez. Daha sonra dejenerasyon giderilir ve çekirdek hızla genişler - bir helyum parlaması meydana gelir. Helyum parlamalarına muhtemelen yıldız maddesinin kaybı eşlik ediyor. Büyük kütleli yıldızların evrimlerini çoktan tamamladığı ve kırmızı devlerin kütlelerinin olduğu yerde, helyum yakma aşamasındaki yıldızlar G.-R.d.'nin yatay kolundadır.

align="absmiddle" width="90" height="17"> ile yıldızların helyum çekirdeklerinde gaz dejenere değildir, 4 Sessizce tutuşur, ancak çekirdekler de artan sıcaklık nedeniyle genişler. Tc. En büyük kütleli yıldızlarda, 4 He tutuşması, yalpa halindeyken bile gerçekleşir. mavi süperdevler. Çekirdeğin genişlemesi bir azalmaya yol açar T hidrojen tabakası kaynağı bölgesinde ve helyum parlamasından sonra yıldızın parlaklığı azalır. Termal dengeyi korumak için kabuk büzülür ve yıldız kırmızı üstdev bölgesinden ayrılır. Çekirdekteki 4 He tükendiğinde, çekirdeğin sıkışması ve kabuğun genişlemesi yeniden başlar, yıldız yeniden kırmızı bir süperdev olur. Enerji salınımında baskın olan katmanlı bir yanma kaynağı 4 He oluşur. Dışarısı tekrar belirir. konvektif bölge. Helyum ve hidrojen yandıkça katmanlı kaynakların kalınlığı azalır. İnce bir helyum yanması tabakası, termal olarak kararsız olduğu ortaya çıkıyor, çünkü sıcaklığa () çok güçlü bir enerji salınımı duyarlılığı ile, maddenin termal iletkenliği, yanma tabakasındaki termal bozulmaları söndürmek için yetersizdir. Termal flaşlar sırasında, katmanda konveksiyon meydana gelir. Hidrojen açısından zengin katmanlara nüfuz ederse, yavaş bir işlem sonucunda ( s-işlem, bkz.) 22 Ne'den 209 B'ye kadar atomik kütleye sahip elementler sentezlenir.

Kırmızı süperdevlerin soğuk uzayan kabuklarında oluşan toz ve moleküller üzerindeki radyasyon basıncı, yılda varan oranlarda sürekli bir madde kaybına yol açar. Sürekli kütle kaybı, bir veya daha fazlasının salınmasına yol açabilen tabakalı yanma veya titreşimlerin kararsızlığından kaynaklanan kayıplarla desteklenebilir. kabuklar. Karbon-oksijen çekirdeğinin üzerindeki madde miktarı belirli bir sınırın altına düştüğünde, yanma katmanlarındaki sıcaklığı korumak için kabuk, sıkıştırma yanmayı sürdürebilecek duruma gelene kadar büzülmeye zorlanır; G.-R.d.'de yıldız neredeyse yatay olarak sola kayar. Bu aşamada, yanma katmanlarının kararsızlığı da kabuğun genişlemesine ve madde kaybına yol açabilir. Yıldız yeterince sıcak olduğu sürece bir veya daha fazla çekirdekli olarak gözlemlenir. kabuklar. Katman kaynakları yıldızın yüzeyine kaydırıldığında, içlerindeki sıcaklık nükleer yanma için gerekenden daha düşük hale geldiğinde, yıldız soğur ve iyonik bileşeninin termal enerjisinin tüketimi nedeniyle yayılan beyaz bir cüceye dönüşür. madde. Beyaz cüceler için karakteristik soğuma süresi ~109 yıldır. Beyaz cüceye dönüşen tek yıldızların kütlelerinin alt sınırı belirsizdir, 3-6 olarak tahmin edilmektedir. Elektron gazı olan yıldızlarda, karbon-oksijen (C,O-) yıldız çekirdeklerinin büyüme aşamasında dejenere olur. Yıldızların helyum çekirdeklerinde olduğu gibi, nötrino enerji kayıpları nedeniyle merkezde ve C,O çekirdeğinde karbon tutuşturulduğunda bir "yakınsama" durumu vardır. 12 C'nin bu koşullar altında tutuşması büyük olasılıkla bir patlama karakterine sahiptir ve yıldızın tamamen yok olmasına yol açar. Aşağıdaki durumlarda tam imha gerçekleşmeyebilir: . Böyle bir yoğunluk, çekirdek büyüme hızı, uydunun maddesinin yakın bir ikili sistemde toplanmasıyla belirlendiğinde elde edilebilir.

Yıldızlararası ortamın yoğunlaşmasıyla oluşur. Gözlemler yoluyla, yıldızların farklı zamanlarda ortaya çıktıklarını ve bu güne kadar ortaya çıktıklarını belirlemek mümkün oldu.

Yıldızların evrimindeki ana sorun, parlamaları ve büyük miktarda enerji yaymaları nedeniyle enerjilerinin kökeni sorusudur. Daha önce, yıldız enerjisinin kaynaklarını belirlemek için tasarlanmış birçok teori ortaya atılmıştı. Sürekli bir yıldız enerjisi kaynağının sürekli sıkıştırma olduğuna inanılıyordu. Bu kaynak kesinlikle iyidir, ancak yeterli radyasyonu uzun süre koruyamaz. 20. yüzyılın ortalarında bu sorunun cevabı bulundu. Radyasyon kaynağı termonükleer füzyon reaksiyonlarıdır. Bu reaksiyonların bir sonucu olarak hidrojen helyuma dönüşür ve açığa çıkan enerji yıldızın bağırsaklarından geçer, dönüşür ve dünya uzayına yayılır (sıcaklık ne kadar yüksek olursa, bu reaksiyonların o kadar hızlı gittiğini belirtmekte fayda var; yani neden sıcak kütleli yıldızlar ana diziyi daha hızlı terk ediyor).

Şimdi bir yıldızın ortaya çıkışını hayal edin...

Yıldızlararası gaz ve toz ortamından oluşan bir bulut yoğunlaşmaya başladı. Bu buluttan oldukça yoğun bir gaz topu oluşur. Topun içindeki basınç henüz çekim kuvvetlerini dengeleyemez, bu nedenle büzülür (belki bu zamanda, yıldızın etrafında daha küçük bir kütleye sahip pıhtılar oluşur ve sonunda gezegenlere dönüşür). Sıkıştırıldığında, sıcaklık yükselir. Böylece yıldız yavaş yavaş ana diziye yerleşir. Daha sonra yıldızın içindeki gazın basıncı çekimi dengeler ve önyıldız bir yıldıza dönüşür.

Bir yıldızın evriminin erken aşaması çok küçüktür ve yıldız şu anda bir bulutsunun içine daldırılmıştır, bu nedenle bir önyıldızı tespit etmek çok zordur.

Hidrojenin helyuma dönüşümü yalnızca yıldızın merkezi bölgelerinde gerçekleşir. Dış katmanlarda, hidrojen içeriği pratik olarak değişmeden kalır. Hidrojen miktarı sınırlı olduğu için er ya da geç yanar. Yıldızın merkezindeki enerji salınımı durur ve yıldızın çekirdeği küçülmeye ve kabuk şişmeye başlar. Ayrıca, eğer yıldız 1,2 güneş kütlesinden daha küçükse, dış tabakayı (gezegenimsi bir bulutsunun oluşumu) tutar.

Kabuk yıldızdan ayrıldıktan sonra içteki çok sıcak katmanları açılır ve bu arada kabuk daha da uzaklaşır. On binlerce yıl sonra, kabuk parçalanacak ve sadece çok sıcak ve yoğun bir yıldız kalacak, yavaş yavaş soğuyacak, beyaz bir cüceye dönüşecek. Yavaş yavaş soğuyarak görünmez siyah cücelere dönüşürler. Kara cüceler, Dünya'dan biraz daha büyük, ancak güneşle karşılaştırılabilir bir kütleye sahip, çok yoğun ve soğuk yıldızlardır. Beyaz cücelerin soğuma süreci birkaç yüz milyon yıl sürer.

Bir yıldızın kütlesi 1,2 ila 2,5 güneş arasındaysa, böyle bir yıldız patlayacaktır. Bu patlamanın adı süpernova. Birkaç saniye içinde patlayan bir yıldız, parlaklığını yüz milyonlarca kez artırır. Bu tür salgınlar son derece nadirdir. Galaksimizde, yaklaşık olarak her yüz yılda bir bir süpernova patlaması meydana gelir. Böyle bir flaştan sonra, büyük bir radyo emisyonuna sahip olan ve aynı zamanda çok hızlı bir şekilde saçılan bir bulutsu ve sözde nötron yıldızı kalır (bundan daha fazlası için). Devasa radyo emisyonuna ek olarak, böyle bir bulutsu aynı zamanda bir X-ışını radyasyonu kaynağı olacaktır, ancak bu radyasyon dünyanın atmosferi tarafından emilir, bu nedenle sadece uzaydan gözlemlenebilir.

Yıldız patlamalarının (süpernova) nedeni hakkında birkaç hipotez var, ancak henüz genel olarak kabul edilmiş bir teori yok. Bunun, yıldızın iç katmanlarının merkeze çok hızlı düşmesinden kaynaklandığına dair bir varsayım var. Yıldız hızla küçülür ve yaklaşık 10 km'lik son derece küçük bir boyuta ulaşır ve bu durumdaki yoğunluğu, bir atom çekirdeğinin yoğunluğuna yakın olan 1017 kg/m3'tür. Bu yıldız nötronlardan oluşur (elektronlar protonlara sıkıştırılmış gibi görünürken), bu yüzden denir. "NÖTRON". İlk sıcaklığı yaklaşık bir milyar kelvindir, ancak gelecekte hızla soğuyacaktır.

Bu yıldızın küçük boyutu ve hızlı soğuması nedeniyle uzun süredir gözlemlenmesi imkansız olarak görülüyordu. Ancak bir süre sonra pulsarlar keşfedildi. Bu pulsarların nötron yıldızları olduğu ortaya çıktı. Radyo darbelerinin kısa süreli radyasyonu nedeniyle böyle adlandırılırlar. Şunlar. yıldız yanıp sönüyor gibi görünüyor. Bu keşif, çok uzun zaman önce, yani 1967'de tesadüfen yapıldı. Bu periyodik darbeler, bakışımızın ötesindeki çok hızlı dönüş sırasında, manyetik eksenin konisinin sürekli olarak titreşmesi ve bu da dönme ekseni ile bir açı oluşturmasından kaynaklanmaktadır.

Bir pulsar bizim için yalnızca manyetik eksen yönelimi koşulları altında tespit edilebilir ve bu, toplam sayılarının yaklaşık %5'i kadardır. Bulutsu nispeten hızlı bir şekilde dağıldığı için bazı atarcalar radyo bulutsularında bulunmaz. Yüz bin yıl sonra, bu nebulalar görünür olmaktan çıkıyor ve pulsarların yaşının on milyonlarca yıl olduğu tahmin ediliyor.

Bir yıldızın kütlesi 2,5 güneş kütlesini aşarsa, varlığının sonunda adeta kendi içine çökecek ve kendi ağırlığı tarafından ezilecektir. Birkaç saniye içinde bir noktaya dönüşecek. Bu fenomene "yerçekimi çöküşü" adı verildi ve bu nesneye "kara delik" de denildi.

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

Doğadaki herhangi bir cisim gibi yıldızlar da değişmeden kalamazlar. Doğarlar, gelişirler ve sonunda “ölürler”. Yıldızların evrimi milyarlarca yıl sürer, ancak oluşum zamanları hakkında ihtilaflar vardır. Daha önce, gökbilimciler yıldız tozundan "doğum" sürecinin milyonlarca yıl gerektirdiğine inanıyorlardı, ancak çok uzun zaman önce, Büyük Orion Bulutsusu'ndan gökyüzünün bir bölgesinin fotoğrafları elde edildi. Birkaç yıl içinde küçük bir

1947 fotoğraflarında, bu yerde küçük bir yıldız benzeri nesne grubu kaydedildi. 1954'te bazıları zaten dikdörtgen hale gelmişti ve beş yıl sonra bu nesneler ayrı nesnelere ayrıldı. Böylece ilk kez yıldızların doğum süreci tam anlamıyla gökbilimcilerin önünde gerçekleşti.

Yıldızların yapısının ve evriminin nasıl gittiğine, insan standartlarına göre sonsuz yaşamlarına nasıl başlayıp bitirdiklerine daha yakından bakalım.

Geleneksel olarak, bilim adamları yıldızların gaz-toz ortamındaki bulutların yoğunlaşması sonucu oluştuğunu varsayıyorlar. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, yapı olarak yoğun, oluşan bulutlardan opak bir gaz topu oluşur. İç basıncı, onu sıkıştıran yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez. Yavaş yavaş, top o kadar küçülür ki, yıldızın iç sıcaklığı yükselir ve topun içindeki sıcak gazın basıncı dış kuvvetleri dengeler. Bundan sonra sıkıştırma durur. Bu sürecin süresi yıldızın kütlesine bağlıdır ve genellikle iki ila birkaç yüz milyon yıl arasında değişir.

Yıldızların yapısı, derinliklerinde sürekli termonükleer süreçlere katkıda bulunan çok yüksek bir sıcaklık anlamına gelir (onları oluşturan hidrojen helyuma dönüşür). Yıldızların yoğun radyasyonunun nedeni bu süreçlerdir. Mevcut hidrojen kaynağını tükettikleri süre, kütlelerine göre belirlenir. Radyasyonun süresi de buna bağlıdır.

Hidrojen rezervleri tükendiğinde yıldızların evrimi oluşum aşamasına yaklaşır ve bu şu şekilde olur. Enerji salınımının kesilmesinden sonra, yerçekimi kuvvetleri çekirdeği sıkıştırmaya başlar. Bu durumda, yıldızın boyutu önemli ölçüde artar. İşlem devam ettikçe parlaklık da artar, ancak yalnızca çekirdek sınırında ince bir tabaka halinde.

Bu sürece, küçülen helyum çekirdeğinin sıcaklığındaki bir artış ve helyum çekirdeğinin karbon çekirdeğine dönüşümü eşlik eder.

Güneşimizin sekiz milyar yıl içinde bir kırmızı dev olacağı tahmin ediliyor. Aynı zamanda, yarıçapı onlarca kat artacak ve parlaklık, mevcut göstergelere kıyasla yüzlerce kat artacaktır.

Bir yıldızın ömrü, daha önce belirtildiği gibi, kütlesine bağlıdır. Güneşten daha küçük bir kütleye sahip nesneler, rezervlerini çok ekonomik olarak "harcarlar", böylece on milyarlarca yıl boyunca parlayabilirler.

Yıldızların evrimi oluşumla sona erer.Bu, kütlesi Güneş'in kütlesine yakın olanlarda olur, yani. 1.2'yi geçmez.

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

Ancak bazen yıldızların normal evrimi ve yapısı bozulur. Çoğu zaman bu, her türlü termonükleer yakıtı tüketen büyük nesnelerle ilgilidir. Sonra nötronlara dönüştürülebilirler veya Bilim adamları bu nesneler hakkında ne kadar çok şey öğrenirse, o kadar fazla yeni soru ortaya çıkar.

Yıldızlar, bildiğiniz gibi, enerjilerini termonükleer füzyon reaksiyonlarından alır ve er ya da geç her yıldızın termonükleer yakıtın sona erdiği bir an vardır. Bir yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, elinden gelen her şeyi o kadar hızlı yakar ve varlığının son aşamasına geçer. Diğer olaylar, her şeyden önce tekrar kütleye bağlı olan farklı senaryolara göre gidebilir.
Yıldızın merkezindeki hidrojen “yandığında”, içinde büzüşen ve enerjiyi serbest bırakan bir helyum çekirdeği salınır. Gelecekte, helyum ve sonraki elementlerin yanma reaksiyonları içinde başlayabilir (aşağıya bakınız). Isıtılmış çekirdekten gelen artan basıncın etkisiyle dış katmanlar birçok kez artar, yıldız kırmızı bir dev olur.
Yıldızın kütlesine bağlı olarak içinde farklı reaksiyonlar meydana gelebilir. Bu, füzyon kaybolduğunda yıldızın hangi bileşime sahip olacağını belirler.

beyaz cüceler

Kütlesi yaklaşık 10 MC'ye kadar olan yıldızlar için çekirdeğin ağırlığı 1,5 MC'den azdır. Termonükleer reaksiyonların tamamlanmasından sonra radyasyon basıncı durur ve çekirdek yerçekiminin etkisi altında küçülmeye başlar. Pauli ilkesi nedeniyle dejenere elektron gazının basıncı karışmaya başlayana kadar sıkıştırılır. Dış katmanlar dökülür ve dağılır, bir gezegenimsi bulutsu oluşturur. Bu tür ilk bulutsu, 1764'te Fransız gökbilimci Charles Messier tarafından keşfedildi ve M27 olarak kataloglandı.
Çekirdekten çıkana beyaz cüce denir. Beyaz cüceler, 107 g/cm3'ten daha büyük bir yoğunluğa ve yaklaşık 104 K'lik bir yüzey sıcaklığına sahiptir. Parlaklık, Güneş'inkinden 2-4 kat daha düşüktür. İçinde termonükleer füzyon gerçekleşmez, yaydığı tüm enerji daha önce birikmiştir, böylece beyaz cüceler yavaş yavaş soğur ve görünmez olur.
Beyaz cüce, ikili bir yıldızın parçasıysa ve bir yoldaşın kütlesini kendi üzerine çekiyorsa, hala aktif olma şansı vardır (örneğin, yoldaş bir kırmızı dev haline geldi ve tüm Roche lobunu kütlesiyle doldurdu). Bu durumda, her iki hidrojen sentezi de beyaz cücede bulunan karbonu kullanarak CNO döngüsünde başlayabilir ve dış hidrojen katmanının (“yeni” yıldız) dökülmesiyle son bulur. Veya bir beyaz cücenin kütlesi o kadar büyüyebilir ki, karbon-oksijen bileşeni yanar, merkezden patlayıcı bir yanma dalgası gelir. Sonuç olarak, büyük miktarda enerjinin salınmasıyla ağır elementler oluşur:

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

Yıldızın parlaklığı 2 hafta boyunca güçlü bir şekilde artar, ardından 2 hafta daha hızla azalır, ardından 50 günde yaklaşık 2 kat azalmaya devam eder. Ana enerji (yaklaşık %90) nikel izotop bozunma zincirinden gama kuantası şeklinde yayılır.Bu fenomene tip 1 süpernova denir.
1.5 veya daha fazla güneş kütlesi kütlesi olan beyaz cüceler yoktur. Bu, beyaz bir cücenin varlığı için yerçekimi sıkıştırmasını elektron gazının basıncıyla dengelemek gerektiği gerçeğiyle açıklanır, ancak bu 1.4 M C'den fazla olmayan kütlelerde gerçekleşir, bu sınırlamaya Chandrasekhar sınırı denir. Değer, elektronların momentumunun kapladıkları hacim için belirsizlik ilişkisi tarafından belirlendiği ve ışık hızına yakın bir hızla hareket ettikleri varsayımıyla, basınç kuvvetlerinin yerçekimi büzülme kuvvetlerine eşitliğinin bir koşulu olarak elde edilebilir.

nötron yıldızları

Daha büyük kütleli (> 10 M C) yıldızlar söz konusu olduğunda, işler biraz farklı olur.Çekirdekteki yüksek sıcaklık, protonları, nötronları ve alfa parçacıklarını çekirdekten atmak gibi enerji soğurma reaksiyonlarını ve ayrıca e- iki çekirdeğin kütle farkını telafi eden yüksek enerjili elektronların yakalanması. İkinci reaksiyon, çekirdekte fazla miktarda nötron oluşturur. Her iki reaksiyon da yıldızın soğumasına ve genel olarak yıldızın büzülmesine yol açar. Nükleer füzyon enerjisi sona erdiğinde, büzülme, kabuğun büzülen çekirdek üzerine neredeyse serbest düşüşüne dönüşür. Bu, dış düşen katmanlardaki füzyon hızını keskin bir şekilde hızlandırır ve bu da birkaç dakika içinde çok büyük miktarda enerjinin yayılmasına yol açar (ışık yıldızlarının tüm varlıkları boyunca yaydıkları enerjiyle karşılaştırılabilir).
Yüksek kütle nedeniyle, çöken çekirdek elektron gazının basıncını yener ve daha da büzülür. Bu durumda, p + e - → n + ν e reaksiyonları meydana gelir, bundan sonra çekirdekte sıkıştırmaya müdahale eden neredeyse hiç elektron yoktur. Sıkıştırma, nötron dejenere gazının basıncı tarafından belirlenen yoğunluğa karşılık gelen 10 - 30 km boyutlarında gerçekleşir. Çekirdeğe düşen madde, nötron çekirdeğinden yansıyan şok dalgasını ve sıkıştırılması sırasında açığa çıkan enerjinin bir kısmını alır, bu da dış kabuğun yanlara hızlı bir şekilde fırlatılmasına yol açar. Ortaya çıkan nesneye nötron yıldızı denir. Yerçekimi büzülmesinden salınan enerjinin çoğu (%90), çökmeden sonraki ilk saniyelerde nötrinolar tarafından taşınır. Yukarıdaki sürece Tip II süpernova patlaması denir. Patlamanın enerjisi öyledir ki, bazıları gün ışığında bile çıplak gözle (nadiren) görülebilir. İlk süpernova, MS 185'te Çinli gökbilimciler tarafından kaydedildi. Şu anda, yılda birkaç yüz salgın kaydedilmektedir.
Ortaya çıkan nötron yıldızının yoğunluğu ρ ~ 10 14 − 10 15 g/cm3'tür. Yıldızın büzülmesi sırasında açısal momentumun korunması, genellikle 1 ila 1000 ms aralığında çok kısa devir periyotlarına yol açar. Sıradan yıldızlar için bu tür dönemler imkansızdır, çünkü Onların yerçekimi, böyle bir dönüşün merkezkaç kuvvetlerine karşı koyamayacak. Bir nötron yıldızı, yüzeyde 10 12 -10 13 gauss'a ulaşan çok büyük bir manyetik alana sahiptir ve bu da güçlü elektromanyetik radyasyonla sonuçlanır. Dönme ekseni ile çakışmayan bir manyetik eksen, bir nötron yıldızının belirli bir yönde periyodik (dönme periyodu ile) radyasyon darbeleri göndermesine yol açar. Böyle bir yıldıza pulsar denir. Bu gerçek, deneysel keşiflerine yardımcı oldu ve keşif için kullanılıyor. Düşük parlaklık nedeniyle bir nötron yıldızını optik yöntemlerle tespit etmek çok daha zordur. Enerjinin radyasyona geçişi nedeniyle devrim periyodu giderek azalır.
Bir nötron yıldızının dış tabakası, esas olarak demir ve komşu elementler olmak üzere kristal maddeden oluşur. Kütlenin geri kalanının çoğu nötronlar, pionlar ve hiperonlar tam merkezde olabilir. Yıldızın yoğunluğu merkeze doğru artar ve nükleer maddenin yoğunluğundan çok daha büyük değerlere ulaşabilir. Maddenin bu tür yoğunluklardaki davranışı tam olarak anlaşılamamıştır. Hadronik maddenin bu kadar aşırı yoğunluklarında, yalnızca ilk nesli değil, serbest kuarklar hakkında teoriler vardır. Nötron maddesinin süperiletken ve süperakışkan halleri mümkündür.
Bir nötron yıldızını soğutmak için 2 mekanizma vardır. Bunlardan biri, her yerde olduğu gibi fotonların emisyonudur. İkinci mekanizma nötrinodur. Çekirdek sıcaklığı 108 K'nin üzerinde olduğu sürece hüküm sürer. Genellikle 106 K'nin üzerindeki bir yüzey sıcaklığına karşılık gelir ve 10 5 −10 6 yıl sürer. Nötrino yaymanın birkaç yolu vardır:

Kara delikler

Orijinal yıldızın kütlesi 30 güneş kütlesini aşarsa, süpernova patlamasında oluşan çekirdek 3 M C'den daha ağır olacaktır. Böyle bir kütle ile, nötron gazının basıncı artık yerçekimini engelleyemez ve çekirdek bir nötron yıldızı aşamasında durmaz, ancak çökmeye devam eder (yine de deneysel olarak keşfedilen nötron yıldızlarının kütleleri 2 güneş kütlesinden fazla değildir). , üç değil). Bu sefer çöküşü hiçbir şey engelleyemez ve bir kara delik oluşur. Bu nesne tamamen göreli bir yapıya sahiptir ve GR olmadan açıklanamaz. Maddenin teoriye göre bir noktaya çökmesine rağmen - bir tekillik, bir kara deliğin sıfır olmayan bir yarıçapı vardır, buna Schwarzschild yarıçapı denir:

RW \u003d 2GM / c 2.

Yarıçap, olay ufku adı verilen fotonlar için bile aşılmaz olan bir kara deliğin yerçekimi alanının sınırını belirtir. Örneğin, Güneş'in Schwarzschild yarıçapı sadece 3 km'dir. Olay ufkunun dışında, bir kara deliğin yerçekimi alanı, kütlesindeki sıradan bir nesneninkiyle aynıdır. Bir kara delik, kendisi gözle görülür bir enerji yaymadığı için yalnızca dolaylı etkilerle gözlemlenebilir.
Olay ufkundan hiçbir şeyin çıkamamasına rağmen, bir kara delik yine de radyasyon yaratabilir. Kuantum fiziksel boşlukta, sanal parçacık-antiparçacık çiftleri sürekli olarak doğar ve kaybolur. Bir kara deliğin en güçlü yerçekimi alanı, onlar kaybolmadan ve karşı parçacığı emmeden önce onlarla etkileşime girebilir. Sanal antiparçacığın toplam enerjisinin negatif olması durumunda, kara delik kütle kaybeder ve kalan parçacık gerçek olur ve karadelik alanından uçmak için yeterli enerjiyi alır. Bu radyasyona Hawking radyasyonu denir ve bir kara cisim spektrumuna sahiptir. Belirli bir sıcaklık atanabilir:

Bu sürecin çoğu kara deliğin kütlesi üzerindeki etkisi, SPK'dan bile aldıkları enerjiyle kıyaslandığında önemsizdir. Bunun istisnası, Evrenin evriminin ilk aşamalarında oluşmuş olabilecek kalıntı mikroskobik kara deliklerdir. Küçük boyutlar buharlaşma sürecini hızlandırır ve kütle kazanım sürecini yavaşlatır. Bu tür kara deliklerin buharlaşmasının son aşamaları bir patlama ile sonuçlanmalıdır. Açıklamaya uyan hiçbir patlama kaydedilmedi.
Bir kara deliğe düşen madde ısınır ve bir kara deliğin varlığının dolaylı bir işareti olarak hizmet eden bir x-ışınları kaynağı haline gelir. Büyük bir açısal momentuma sahip madde bir kara deliğe düştüğünde, etrafında dönen bir toplanma diski oluşturur ve bu diskte parçacıklar kara deliğe düşmeden önce enerji ve açısal momentum kaybederler. Süper kütleli bir kara delik durumunda, diskin ekseni boyunca, yayılan radyasyonun basıncının ve elektromanyetik etkilerin diskten kaçan parçacıkları hızlandırdığı iki tercih edilen yön vardır. Bu, her iki yönde de kaydedilebilen güçlü madde jetleri yaratır. Bir teoriye göre, galaksilerin ve kuasarların aktif çekirdekleri bu şekilde düzenlenir.
Dönen bir kara delik daha karmaşık bir nesnedir. Dönmesiyle, olay ufkunun ötesinde belirli bir uzay bölgesini “yakalar” (“Mercek-Thirring etkisi”). Bu alana ergosfer, sınırına statik sınır denir. Statik limit, karadeliğin dönüşünün iki kutbunda olay ufku ile çakışan bir elipsoiddir.
Dönen karadelikler, ergosfere düşen parçacıklara aktarımı yoluyla ek bir enerji kaybı mekanizmasına sahiptir. Bu enerji kaybına açısal momentum kaybı eşlik eder ve dönüşü yavaşlatır.

bibliyografya

1. S.B. Popov, M.E. Prokhorov "Tek nötron yıldızlarının astrofiziği: radyo sessiz nötron yıldızları ve magnetarlar" SAI MSU, 2002
2. William J. Kaufman "Göreceliliğin Kozmik Sınırları" 1977
3. Diğer İnternet kaynakları

20 Aralık 10 yıl

Bir yıldızın iç yaşamı, iki kuvvetin etkisi ile düzenlenir: yıldızın karşısına çıkan, onu tutan çekim kuvveti ve çekirdekte meydana gelen nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan kuvvet. Aksine, yıldızı uzak uzaya “itme” eğilimindedir. Oluşum aşamalarında, yoğun ve sıkıştırılmış bir yıldız, yerçekiminin güçlü etkisi altındadır. Sonuç olarak, güçlü bir ısınma meydana gelir, sıcaklık 10-20 milyon dereceye ulaşır. Bu, hidrojenin helyuma dönüştürüldüğü nükleer reaksiyonları başlatmak için yeterlidir.

Daha sonra, uzun bir süre boyunca iki kuvvet birbirini dengeler, yıldız kararlı bir durumdadır. Çekirdeğin nükleer yakıtı yavaş yavaş kuruduğunda, yıldız bir kararsızlık aşamasına girer, iki kuvvet karşı çıkar. Bir yıldız için kritik bir an gelir, çeşitli faktörler devreye girer - sıcaklık, yoğunluk, kimyasal bileşim. Yıldızın kütlesi önce gelir, bu gök cisminin geleceği ona bağlıdır - ya yıldız bir süpernova gibi parlar ya da bir beyaz cüceye, bir nötron yıldızına veya bir kara deliğe dönüşür.

hidrojen nasıl tükenir

Sadece çok büyük gök cisimleri (Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 80 katı) yıldız haline gelir, daha küçük olanlar (Jüpiter'den yaklaşık 17 kat daha küçük) gezegen olur. Orta kütleli cisimler de vardır, bunlar gezegen sınıfına dahil olamayacak kadar büyük ve yıldızların karakteristik nükleer reaksiyonlarının derinliklerinde gerçekleşemeyecek kadar küçük ve soğuktur.

Bu koyu renkli gök cisimleri zayıf bir parlaklığa sahiptir, gökyüzünde ayırt edilmeleri oldukça zordur. Bunlara "kahverengi cüceler" denir.

Böylece yıldızlararası gazdan oluşan bulutlardan bir yıldız oluşur. Daha önce belirtildiği gibi, bir yıldız oldukça uzun bir süre dengeli bir durumda kalır. Ardından bir istikrarsızlık dönemi gelir. Yıldızın diğer kaderi çeşitli faktörlere bağlıdır. Kütlesi 0,1 ile 4 güneş kütlesi arasında olan varsayımsal küçük bir yıldız düşünün. Düşük kütleli yıldızların karakteristik bir özelliği, iç katmanlarda konveksiyon olmamasıdır, yani. Yıldızı oluşturan maddeler, büyük kütleli yıldızlarda olduğu gibi karışmazlar.

Bu, çekirdekteki hidrojen bittiğinde, dış katmanlarda bu elementin yeni kaynağı olmadığı anlamına gelir. Yanan hidrojen helyuma dönüşür. Yavaş yavaş çekirdek ısınır, yüzey katmanları kendi yapılarını kararsız hale getirir ve D-R diyagramından da görülebileceği gibi yıldız yavaş yavaş Ana Dizi evresinden çıkar. Yeni aşamada, yıldızın içindeki maddenin yoğunluğu artar, çekirdeğin bileşimi “dejenere olur”, bunun sonucunda özel bir kıvam ortaya çıkar. Normal maddeden farklıdır.

maddenin modifikasyonu

Madde değiştiğinde, basınç sıcaklığa değil, yalnızca gazların yoğunluğuna bağlıdır.

Hertzsprung-Russell diyagramında, yıldız önce sağa sonra yukarı kayar ve kırmızı dev bölgeye yaklaşır. Boyutları önemli ölçüde artar ve bu nedenle dış katmanların sıcaklığı düşer. Kırmızı devin çapı yüz milyonlarca kilometreye ulaşabilir. Bizimki bu aşamaya girdiğinde, “yutacak” veya Venüs'ü ve Dünya'yı ele geçiremezse, onu o kadar ısıtacak ki gezegenimizdeki yaşam sona erecek.

Bir yıldızın evrimi sırasında çekirdeğinin sıcaklığı yükselir. Önce nükleer reaksiyonlar meydana gelir, ardından optimum sıcaklığa ulaşıldığında helyum erir. Bu olduğunda, çekirdek sıcaklığındaki ani artış bir patlamaya neden olur ve yıldız hızla H-R diyagramının sol tarafına geçer. Bu sözde "helyum flaşı". Bu sırada, helyum içeren çekirdek, çekirdeği çevreleyen kabuğun bir parçası olan hidrojen ile birlikte yanar. G-P diyagramında bu aşama, yatay çizgi boyunca sağa hareket ettirilerek sabitlenir.

Evrimin son aşamaları

Helyumun karbona dönüşümü sırasında çekirdek değişir. Sıcaklığı (eğer yıldız büyükse) karbon yanmaya başlayana kadar yükselir. Yeni bir salgın var. Her durumda, bir yıldızın evriminin son aşamalarında, kütlesinde önemli bir kayıp kaydedilmiştir. Bu, bir patlama sırasında, yıldızın dış katmanları büyük bir balon gibi patladığında yavaş yavaş veya aniden olabilir. İkinci durumda, bir gezegenimsi bulutsu oluşur - uzayda saniyede birkaç on hatta yüzlerce kilometre hızla yayılan küresel bir kabuk.

Bir yıldızın nihai kaderi, içinde olan her şeyden sonra kalan kütleye bağlıdır. Tüm dönüşümler ve patlamalar sırasında çok fazla madde fırlatırsa ve kütlesi 1.44 güneş kütlesini geçmezse, yıldız beyaz bir cüceye dönüşür. Bu rakam, Pakistanlı astrofizikçi Subrahmanyan Chandrasekhar'ın onuruna "Chandra-sekara sınırı" olarak adlandırılıyor. Bu, çekirdekteki elektronların basıncı nedeniyle felaket bir sonun gerçekleşmeyebileceği bir yıldızın maksimum kütlesidir.

Dış katmanların patlamasından sonra, yıldızın çekirdeği kalır ve yüzey sıcaklığı çok yüksektir - yaklaşık 100.000 °K. Yıldız, G-R diyagramının sol kenarına hareket eder ve alçalır. Boyutu küçüldükçe parlaklığı azalır.

Yıldız yavaş yavaş beyaz cüceler bölgesine ulaşır. Bunlar küçük çaplı yıldızlardır (bizimki gibi), ancak çok yüksek bir yoğunlukla, suyun yoğunluğunun bir buçuk milyon katıyla karakterize edilirler. Beyaz cüceyi oluşturan maddenin bir santimetreküpü Dünya'da yaklaşık bir ton ağırlığındadır!

Beyaz cüce, bir yıldızın evrimindeki son aşamayı işaret fişeği olmadan temsil eder. Yavaş yavaş soğuyor.

Bilim adamları, beyaz cücenin sonunun çok yavaş geçtiğine inanıyor, her halükarda, Evrenin varlığının başlangıcından bu yana, tek bir beyaz cücenin “termal ölümden” muzdarip olmadığı görülüyor.

Yıldız büyükse ve kütlesi Güneş'ten büyükse, bir süpernova gibi patlayacaktır. Bir patlama sırasında, bir yıldız tamamen veya kısmen yok edilebilir. İlk durumda, yıldızın artık maddeleriyle birlikte bir gaz bulutu bırakacaktır. İkincisinde, en yüksek yoğunluğa sahip bir gök cismi kalır - bir nötron yıldızı veya bir kara delik.