Evren, her nesnenin, maddenin veya maddenin bir dönüşüm ve değişim halinde olduğu, sürekli değişen bir makrokozmostur. Bu süreçler milyarlarca yıl sürer. İnsan ömrünün süresiyle kıyaslandığında bu kavranması mümkün olmayan süre çok büyüktür. Kozmik ölçekte bu değişiklikler oldukça geçicidir. Şu anda gece gökyüzünde gördüğümüz yıldızlar, binlerce yıl önce Mısır firavunlarının görebildikleri dönemde de aynıydı, ancak aslında tüm bu zaman boyunca gök cisimlerinin fiziksel özelliklerindeki değişim bir an bile durmadı. Yıldızlar doğar, yaşar ve kesinlikle yaşlanır; yıldızların evrimi her zamanki gibi devam eder.

Büyük Ayı takımyıldızının yıldızlarının 100.000 yıl önce - bizim zamanımız ve 100 bin yıl sonra - farklı tarihsel dönemlerdeki konumu

Ortalama bir insanın bakış açısından yıldızların evriminin yorumlanması

Ortalama bir insan için uzay bir sakinlik ve sessizlik dünyası gibi görünür. Aslında Evren, yıldızların kimyasal bileşiminin, fiziksel özelliklerinin ve yapısının değiştiği, muazzam dönüşümlerin gerçekleştiği dev bir fiziksel laboratuvardır. Bir yıldızın ömrü, parladığı ve ısı yaydığı sürece devam eder. Ancak böylesine parlak bir durum sonsuza kadar sürmez. Parlak doğumu, kaçınılmaz olarak gök cisminin yaşlanması ve ölümüyle sonuçlanan bir yıldız olgunluğu dönemi izler.

5-7 milyar yıl önce gaz ve toz bulutundan ilk yıldızın oluşumu

Bugün yıldızlarla ilgili tüm bilgilerimiz bilimin çerçevesine uymaktadır. Termodinamik bize yıldız maddesinin bulunduğu hidrostatik ve termal denge süreçlerinin açıklamasını verir. Nükleer ve kuantum fiziği, bir yıldızın var olmasını sağlayan, ısı yayan ve çevresindeki alana ışık veren karmaşık nükleer füzyon sürecini anlamamızı sağlar. Bir yıldızın doğuşunda, kendi enerji kaynakları tarafından korunan hidrostatik ve termal denge oluşur. Parlak bir yıldız kariyerinin sonunda bu denge bozulur. Sonucu yıldızın yok edilmesi veya çökmesi olan bir dizi geri dönüşü olmayan süreç başlar - göksel bedenin anında ve parlak ölümünün görkemli bir süreci.

Bir süpernova patlaması, Evrenin ilk yıllarında doğan bir yıldızın yaşamının parlak bir finalidir.

Yıldızların fiziksel özelliklerindeki değişiklikler kütlelerinden kaynaklanmaktadır. Nesnelerin evrim hızı, kimyasal bileşimlerinden ve bir dereceye kadar mevcut astrofizik parametrelerden (dönme hızı ve manyetik alanın durumu) etkilenir. Anlatılan süreçlerin çok uzun sürmesi nedeniyle her şeyin aslında nasıl gerçekleştiğinden tam olarak bahsetmek mümkün değil. Evrimin hızı ve dönüşümün aşamaları, yıldızın doğum zamanına ve doğum sırasındaki Evrendeki konumuna bağlıdır.

Bilimsel açıdan yıldızların evrimi

Herhangi bir yıldız, dış ve iç çekim kuvvetlerinin etkisi altında bir gaz topu durumuna sıkıştırılan bir soğuk yıldızlararası gaz yığınından doğar. Gaz halindeki maddenin sıkıştırılma süreci, devasa bir termal enerji salınımıyla birlikte bir an bile durmaz. Yeni oluşumun sıcaklığı, termonükleer füzyon başlayana kadar artar. Bu andan itibaren yıldız maddesinin sıkışması durur ve nesnenin hidrostatik ve termal durumları arasında bir dengeye ulaşılır. Evren yeni, tam teşekküllü bir yıldızla dolduruldu.

Ana yıldız yakıtı, başlatılan termonükleer reaksiyonun bir sonucu olarak hidrojen atomudur.

Yıldızların evriminde termal enerji kaynakları temel öneme sahiptir. Yıldızın yüzeyinden uzaya kaçan radyant ve termal enerji, gök cisminin iç katmanlarının soğutulmasıyla yenilenir. Yıldızın bağırsaklarında sürekli olarak meydana gelen termonükleer reaksiyonlar ve yerçekimsel sıkıştırma, kaybı telafi eder. Yıldızın bağırsaklarında yeterli nükleer yakıt olduğu sürece yıldız parlak ışıkla parlar ve ısı yayar. Termonükleer füzyon süreci yavaşladığında veya tamamen durduğunda, termal ve termodinamik dengeyi korumak için yıldızın iç sıkıştırma mekanizması etkinleştirilir. Bu aşamada nesne zaten yalnızca kızılötesi aralıkta görülebilen termal enerji yayıyor.

Açıklanan süreçlere dayanarak, yıldızların evriminin yıldız enerjisi kaynaklarındaki tutarlı bir değişimi temsil ettiği sonucuna varabiliriz. Modern astrofizikte yıldızların dönüşüm süreçleri üç ölçeğe göre düzenlenebilir:

• nükleer zaman çizelgesi;
• bir yıldızın yaşamının termal periyodu;
• bir armatürün ömrünün dinamik bölümü (son).

Her bir durumda yıldızın yaşını, fiziksel özelliklerini ve nesnenin ölüm türünü belirleyen süreçler dikkate alınır. Nesne kendi ısı kaynaklarından güç aldığı ve nükleer reaksiyonların ürünü olan enerjiyi yaydığı sürece nükleer zaman çizelgesi ilginçtir. Bu aşamanın süresi, termonükleer füzyon sırasında helyuma dönüşecek hidrojen miktarının belirlenmesiyle tahmin edilmektedir. Yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, nükleer reaksiyonların yoğunluğu da o kadar büyük olur ve buna bağlı olarak nesnenin parlaklığı da o kadar yüksek olur.

Süperdevden kırmızı cüceye kadar çeşitli yıldızların boyutları ve kütleleri

Termal zaman ölçeği, bir yıldızın tüm termal enerjisini harcadığı evrim aşamasını tanımlar. Bu süreç, son hidrojen rezervlerinin tükendiği ve nükleer reaksiyonların durduğu andan itibaren başlar. Nesnenin dengesini korumak için bir sıkıştırma işlemi başlatılır. Yıldız maddesi merkeze doğru düşer. Bu durumda kinetik enerji, yıldızın içinde gerekli sıcaklık dengesini korumak için harcanan termal enerjiye dönüştürülür. Enerjinin bir kısmı uzaya kaçar.

Yıldızların parlaklıklarının kütleleri tarafından belirlendiği gerçeği göz önüne alındığında, bir nesnenin sıkıştırıldığı anda uzaydaki parlaklığı değişmez.

Ana diziye doğru ilerleyen bir yıldız

Yıldız oluşumu dinamik bir zaman ölçeğine göre gerçekleşir. Yıldız gazı merkeze doğru serbestçe düşerek gelecekteki nesnenin bağırsaklarındaki yoğunluğu ve basıncı artırıyor. Gaz topunun merkezindeki yoğunluk ne kadar yüksek olursa, nesnenin içindeki sıcaklık da o kadar yüksek olur. Bu andan itibaren ısı gök cisminin ana enerjisi haline gelir. Yoğunluk ve sıcaklık ne kadar yüksek olursa, gelecekteki yıldızın derinliklerindeki basınç da o kadar büyük olur. Moleküllerin ve atomların serbest düşüşü durur ve yıldız gazının sıkıştırılma süreci durur. Bir nesnenin bu durumuna genellikle protostar denir. Nesne %90 moleküler hidrojendir. Sıcaklık 1800K'ye ulaştığında hidrojen atomik duruma geçer. Çürüme sürecinde enerji tüketilir ve sıcaklık artışı yavaşlar.

Evren, protostarların oluşumu sırasında bir yıldızın nükleer yakıtı olan atomik hidrojene dönüşen% 75 moleküler hidrojenden oluşur.

Bu durumda gaz topunun içindeki basınç azalır ve böylece sıkıştırma kuvvetine serbestlik sağlanır. Bu dizi, önce hidrojenin tamamının iyonlaştığı, ardından helyumun iyonlaştığı her seferde tekrarlanır. 10⁵ K sıcaklıkta gaz tamamen iyonlaşır, yıldızın sıkışması durur ve nesnenin hidrostatik dengesi ortaya çıkar. Yıldızın daha sonraki evrimi, termal zaman ölçeğine göre çok daha yavaş ve daha tutarlı bir şekilde gerçekleşecektir.

Önyıldızın yarıçapı, oluşumun başlangıcından bu yana 100 AU'dan azalıyor. ¼ a.u.'ya kadar Nesne bir gaz bulutunun ortasındadır. Yıldız gaz bulutunun dış bölgelerinden parçacıkların birikmesi sonucunda yıldızın kütlesi sürekli artacaktır. Sonuç olarak, nesnenin içindeki sıcaklık, konveksiyon sürecine (enerjinin yıldızın iç katmanlarından dış kenarına aktarılması) eşlik ederek artacaktır. Daha sonra, gök cisminin iç kısmındaki sıcaklığın artmasıyla birlikte, konveksiyonun yerini yıldızın yüzeyine doğru hareket eden ışınım transferi alır. Bu anda nesnenin parlaklığı hızla artıyor ve yıldız topunun yüzey katmanlarının sıcaklığı da artıyor.

Termonükleer füzyon reaksiyonlarının başlangıcından önce yeni oluşan bir yıldızda konveksiyon süreçleri ve ışınım transferi

Örneğin Güneşimizin kütlesine eşit kütleye sahip yıldızlar için ön yıldız bulutunun sıkışması yalnızca birkaç yüz yıl içinde gerçekleşir. Nesnenin oluşumunun son aşamasına gelince, yıldız maddesinin yoğunlaşması zaten milyonlarca yıldır uzamıştır. Güneş ana kola doğru oldukça hızlı bir şekilde ilerlemektedir ve bu yolculuk yüz milyonlarca, milyarlarca yıl sürecektir. Başka bir deyişle, yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa, tam teşekküllü bir yıldızın oluşumu için harcanan süre de o kadar uzun olur. 15M kütleli bir yıldız, ana diziye giden yol boyunca çok daha uzun bir süre - yaklaşık 60 bin yıl - hareket edecek.

Ana dizi aşaması

Bazı termonükleer füzyon reaksiyonları daha düşük sıcaklıklarda başlasa da hidrojenin yanmasının ana aşaması 4 milyon derece sıcaklıkta başlıyor. Bu andan itibaren ana dizi aşaması başlıyor. Yıldız enerjisinin yeniden üretiminin yeni bir biçimi devreye giriyor: Nükleer. Bir nesnenin sıkıştırılması sırasında açığa çıkan kinetik enerji arka planda kaybolur. Elde edilen denge, anakolun başlangıç ​​aşamasında bulunan bir yıldızın uzun ve sakin bir yaşam sürmesini sağlar.

Bir yıldızın iç kısmında meydana gelen termonükleer reaksiyon sırasında hidrojen atomlarının bölünmesi ve bozunması

Bu andan itibaren bir yıldızın yaşamının gözlemlenmesi, gök cisimlerinin evriminin önemli bir parçası olan ana dizi aşamasına açıkça bağlıdır. Bu aşamada yıldız enerjisinin tek kaynağı hidrojen yanmasının sonucudur. Nesne denge halindedir. Nükleer yakıt tüketildikçe nesnenin yalnızca kimyasal bileşimi değişir. Güneş'in ana dizi evresindeki kalışı yaklaşık 10 milyar yıl sürecek. Yerli yıldızımızın tüm hidrojen kaynağını tüketmesi bu kadar zaman alacak. Büyük yıldızların evrimi daha hızlı gerçekleşir. Büyük bir yıldız daha fazla enerji yayarak ana dizi aşamasında yalnızca 10-20 milyon yıl kalır.

Daha az kütleli yıldızlar gece gökyüzünde çok daha uzun süre yanar. Böylece 0,25 M kütleli bir yıldız, on milyarlarca yıl boyunca ana dizi aşamasında kalacaktır.

Yıldızların spektrumu ile parlaklıkları arasındaki ilişkiyi değerlendiren Hertzsprung-Russell diyagramı. Diyagramdaki noktalar bilinen yıldızların konumlarıdır. Oklar, yıldızların ana diziden dev ve beyaz cüce evrelerine doğru yer değiştirmesini göstermektedir.

Yıldızların evrimini hayal etmek için, bir gök cisminin yolunu ana dizide karakterize eden şemaya bakmanız yeterlidir. Büyük yıldızların yoğunlaştığı yer burası olduğundan grafiğin üst kısmı nesnelere daha az doymuş görünüyor. Bu konum, kısa yaşam döngüleriyle açıklanmaktadır. Bugün bilinen yıldızlardan bazılarının kütlesi 70 milyondur. Kütlesi 100M üst sınırını aşan nesneler hiç oluşmayabilir.

Kütlesi 0,08 M'den küçük olan gök cisimleri, termonükleer füzyonun başlaması için gereken kritik kütleyi aşma ve yaşamları boyunca soğuk kalma olanağına sahip değildir. En küçük ön yıldızlar çökerek gezegen benzeri cüceleri oluşturur.

Normal bir yıldıza (Güneşimiz) ve Jüpiter gezegenine kıyasla gezegen benzeri bir kahverengi cüce

Dizinin alt kısmında, Güneşimizin kütlesine eşit ve biraz daha fazla kütleye sahip, yıldızların hakim olduğu konsantre nesneler yer alıyor. Ana dizinin üst ve alt kısımları arasındaki hayali sınır, kütlesi – 1,5M olan nesnelerdir.

Yıldız evriminin sonraki aşamaları

Bir yıldızın durumunun gelişimi için seçeneklerin her biri, kütlesine ve yıldız maddesinin dönüşümünün meydana geldiği süreye göre belirlenir. Ancak Evren çok yönlü ve karmaşık bir mekanizmadır, dolayısıyla yıldızların evrimi başka yollar da izleyebilir.

Anakol boyunca seyahat ederken, kütlesi yaklaşık olarak Güneş'in kütlesine eşit olan bir yıldızın üç ana rota seçeneği vardır:

1. hayatınızı sakin bir şekilde yaşayın ve Evrenin uçsuz bucaksız alanlarında huzur içinde dinlenin;
2. kırmızı dev aşamasına girer ve yavaş yavaş yaşlanır;
3. beyaz cüceler kategorisine girer, süpernova olarak patlar ve nötron yıldızına dönüşür.

Zamana, nesnelerin kimyasal bileşimine ve kütlelerine bağlı olarak ön yıldızların evrimi için olası seçenekler

Ana sekansın ardından dev aşama başlıyor. Bu zamana kadar yıldızın bağırsaklarındaki hidrojen rezervleri tamamen tükenir, nesnenin merkezi bölgesi bir helyum çekirdeğidir ve termonükleer reaksiyonlar nesnenin yüzeyine kayar. Termonükleer füzyonun etkisi altında kabuk genişler, ancak helyum çekirdeğinin kütlesi artar. Sıradan bir yıldız kırmızı bir deve dönüşüyor.

Dev aşama ve özellikleri

Düşük kütleli yıldızlarda çekirdek yoğunluğu muazzam hale gelir ve yıldız maddesini dejenere göreceli bir gaza dönüştürür. Yıldızın kütlesi 0,26 M'den biraz fazlaysa, basınç ve sıcaklıktaki bir artış, nesnenin tüm merkezi bölgesini kapsayan helyum sentezinin başlamasına yol açar. Bu andan itibaren yıldızın sıcaklığı hızla artar. Prosesin temel özelliği dejenere gazın genleşme kabiliyetinin olmamasıdır. Yüksek sıcaklığın etkisi altında, patlayıcı bir reaksiyonun eşlik ettiği yalnızca helyum fisyon hızı artar. Böyle anlarda bir helyum parlamasını gözlemleyebiliriz. Cismin parlaklığı yüzlerce kat artar ama yıldızın ıstırabı devam eder. Yıldız, tüm termodinamik süreçlerin helyum çekirdeğinde ve boşaltılan dış kabukta meydana geldiği yeni bir duruma geçiş yapar.

Güneş tipi bir ana dizi yıldızının ve izotermal helyum çekirdeğine ve katmanlı bir nükleosentez bölgesine sahip bir kırmızı devin yapısı

Bu durum geçicidir ve stabil değildir. Yıldız maddesi sürekli olarak karıştırılır ve önemli bir kısmı çevredeki alana fırlatılarak gezegenimsi bir bulutsu oluşturur. Merkezde beyaz cüce adı verilen sıcak bir çekirdek kalır.

Büyük kütleli yıldızlar için yukarıda sıralanan süreçler o kadar da felaket değildir. Helyum yanmasının yerini karbon ve silisyumun nükleer fisyon reaksiyonu alır. Sonunda yıldız çekirdeği yıldız demirine dönüşecek. Dev aşamayı yıldızın kütlesi belirler. Bir cismin kütlesi ne kadar büyük olursa merkezindeki sıcaklık o kadar düşük olur. Bu açıkça karbon ve diğer elementlerin nükleer fisyon reaksiyonunu tetiklemek için yeterli değildir.

Beyaz bir cücenin kaderi - bir nötron yıldızı veya bir kara delik

Beyaz cüce durumuna geçtikten sonra nesne son derece kararsız bir durumdadır. Durdurulan nükleer reaksiyonlar basınçta bir düşüşe neden olur, çekirdek çökme durumuna girer. Bu durumda açığa çıkan enerji, demirin helyum atomlarına bozunması ve daha sonra protonlara ve nötronlara bozunması için harcanır. Koşu süreci büyük bir hızla gelişiyor. Bir yıldızın çöküşü, ölçeğin dinamik bölümünü karakterize eder ve saniyenin çok küçük bir kısmını alır. Nükleer yakıt kalıntılarının yanması patlayıcı bir şekilde gerçekleşir ve bir saniyede devasa miktarda enerji açığa çıkar. Bu, nesnenin üst katmanlarını havaya uçurmak için oldukça yeterlidir. Beyaz cücenin son aşaması süpernova patlamasıdır.

Yıldızın çekirdeği çökmeye başlıyor (solda). Çökme bir nötron yıldızı oluşturur ve yıldızın dış katmanlarına (merkez) doğru bir enerji akışı yaratır. Bir süpernova patlaması sırasında bir yıldızın dış katmanları döküldüğünde açığa çıkan enerji (sağda).

Geriye kalan süper yoğun çekirdek, nötronları oluşturmak için birbirleriyle çarpışan bir proton ve elektron kümesi olacaktır. Evren yeni bir nesneyle, bir nötron yıldızıyla dolduruldu. Yüksek yoğunluk nedeniyle çekirdek dejenere olur ve çekirdek çökme süreci durur. Eğer yıldızın kütlesi yeterince büyük olsaydı, geriye kalan yıldız maddesi nihayet nesnenin merkezine düşüp bir kara delik oluşturana kadar çöküş devam edebilirdi.

Yıldız evriminin son kısmının açıklanması

Normal denge yıldızları için açıklanan evrim süreçleri olası değildir. Ancak beyaz cücelerin ve nötron yıldızlarının varlığı, yıldız maddesinin sıkışma süreçlerinin gerçek varlığını kanıtlıyor. Evrende bu tür nesnelerin az sayıda olması, onların varlığının geçici olduğunu gösterir. Yıldız evriminin son aşaması iki türden ardışık bir zincir olarak temsil edilebilir:

• normal yıldız - kırmızı dev - dış katmanların dökülmesi - beyaz cüce;
• büyük yıldız – kırmızı süperdev – süpernova patlaması – nötron yıldızı veya kara delik – hiçlik.

Yıldızların evriminin şeması. Yıldızların yaşamının ana dizi dışında devam etmesi için seçenekler.

Devam eden süreçleri bilimsel açıdan açıklamak oldukça zordur. Nükleer bilimciler, yıldız evriminin son aşamasında maddenin yorgunluğuyla karşı karşıya olduğumuz konusunda hemfikirdir. Uzun süreli mekanik ve termodinamik etkinin bir sonucu olarak maddenin fiziksel özellikleri değişir. Uzun vadeli nükleer reaksiyonlarla tükenen yıldız maddesinin yorgunluğu, dejenere elektron gazının ortaya çıkışını, bunun ardından gelen nötronizasyonunu ve yok oluşunu açıklayabilir. Yukarıdaki süreçlerin tümü baştan sona gerçekleşirse, yıldız maddesi fiziksel bir madde olmaktan çıkar - yıldız, arkasında hiçbir şey bırakmadan uzayda kaybolur.

Yıldızların doğduğu yer olan yıldızlararası kabarcıklar ve gaz ve toz bulutları, yalnızca kaybolan ve patlayan yıldızlarla doldurulamaz. Evren ve galaksiler denge halindedir. Sürekli bir kütle kaybı var, dış uzayın bir kısmında yıldızlararası uzayın yoğunluğu azalıyor. Sonuç olarak Evrenin başka bir yerinde yeni yıldızların oluşması için koşullar yaratılıyor. Başka bir deyişle, şema işliyor: Evrenin bir yerinde belirli bir miktar madde kaybolsa, başka bir yerde aynı miktarda madde farklı bir biçimde ortaya çıkıyordu.

Nihayet

Yıldızların evrimini inceleyerek, Evrenin, maddenin bir kısmının yıldızların yapı malzemesi olan hidrojen moleküllerine dönüştüğü devasa, seyreltilmiş bir çözüm olduğu sonucuna varıyoruz. Diğer kısım uzayda eriyerek maddi duyumlar alanından kaybolur. Bu anlamda kara delik, tüm maddelerin antimaddeye dönüştüğü yerdir. Özellikle yıldızların evrimini incelerken yalnızca nükleer, kuantum fiziği ve termodinamik yasalarına güveniyorsanız, olup bitenlerin anlamını tam olarak anlamak oldukça zordur. Uzayın eğriliğine izin veren, bir enerjinin diğerine, bir durumun diğerine dönüşmesine izin veren göreceli olasılık teorisi bu konunun incelenmesine dahil edilmelidir.

Yıldızların iç kısmında termonükleer füzyon

Bu sırada, kütlesi 0,8 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar için, çekirdek radyasyona karşı şeffaf hale gelir ve çekirdekte ışınımsal enerji aktarımı hakim olurken, üstteki kabuk konvektif kalır. Bu yıldızların genç kategoride geçirdikleri süre Evren'in yaşını aştığı için, daha düşük kütleli yıldızların ana kola nasıl ulaştığını kimse kesin olarak bilmiyor. Bu yıldızların evrimi hakkındaki tüm fikirlerimiz sayısal hesaplamalara dayanmaktadır.

Yıldız büzüştükçe dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın belirli bir yarıçapında bu basınç merkezi sıcaklıktaki artışı durdurur, ardından düşürmeye başlar. Ve 0,08'den küçük yıldızlar için bunun ölümcül olduğu ortaya çıkıyor: Nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji, radyasyonun maliyetini karşılamaya asla yeterli olmayacak. Bu tür alt yıldızlara kahverengi cüceler denir ve onların kaderi, yozlaşmış gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli sıkıştırma ve ardından tüm nükleer reaksiyonların durmasıyla kademeli olarak soğumadır.

Genç Orta Kütle Yıldızları

Orta kütleli genç yıldızlar (Güneş kütlesinin 2 ila 8 katı), ana diziye kadar konvektif bölgelere sahip olmamaları dışında, niteliksel olarak küçük kardeşleriyle tamamen aynı şekilde gelişirler.

Bu tür nesneler sözde ile ilişkilidir. Ae\Be Herbit yıldızları, B-F5 spektral tipinde düzensiz değişkenlere sahiptir. Ayrıca bipolar jet diskleri var. Çıkış hızı, parlaklık ve etkili sıcaklık, τ Boğa, böylece protostellar bulutun kalıntılarını etkili bir şekilde ısıtır ve dağıtırlar.

Kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük olan genç yıldızlar

Aslında bunlar zaten normal yıldızlardır. Hidrostatik çekirdeğin kütlesi biriken yıldız, tüm ara aşamaları geçmeyi başardı ve nükleer reaksiyonları, radyasyondan kaynaklanan kayıpları telafi edecek kadar ısıtmayı başardı. Bu yıldızlar için kütle ve parlaklık akışı o kadar büyüktür ki, yalnızca kalan dış bölgelerin çökmesini durdurmakla kalmaz, aynı zamanda onları geriye doğru iter. Böylece, ortaya çıkan yıldızın kütlesi, ön yıldız bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla bu, galaksimizde Güneş kütlesinin 100-200 katından daha büyük yıldızların yokluğunu açıklıyor.

Bir yıldızın orta yaşam döngüsü

Oluşan yıldızlar arasında çok çeşitli renk ve boyutlar vardır. Spektral tip olarak sıcak maviden soğuk kırmızıya kadar değişirler ve kütle olarak 0,08'den 200 güneş kütlesine kadar değişirler. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır ve bu da kütlesi tarafından belirlenir. Tüm yeni yıldızlar kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana dizide “yerlerini alırlar”. Yıldızın fiziksel hareketinden bahsetmiyoruz - yalnızca yıldızın parametrelerine bağlı olarak belirtilen diyagramdaki konumundan bahsediyoruz. Yani aslında sadece yıldızın parametrelerini değiştirmekten bahsediyoruz.

Bundan sonra ne olacağı yine yıldızın kütlesine bağlıdır.

Daha sonraki yıllar ve yıldızların ölümü

Düşük kütleli eski yıldızlar

Bugüne kadar, hidrojen kaynakları tükendikten sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin yaşı 13,7 milyar yıl olduğundan, bu hidrojen yakıtı arzını tüketmek için yeterli değildir, modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar simülasyonlarına dayanmaktadır.

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

Ancak kütlesi 0,5 güneşten daha az olan bir yıldız, çekirdeğinde hidrojen içeren reaksiyonlar sona erdikten sonra bile asla helyum sentezleyemez. Yıldız zarfları, çekirdeğin oluşturduğu basıncın üstesinden gelebilecek kadar büyük değil. Bu yıldızlar arasında yüz milyarlarca yıldır anakolda yer alan kırmızı cüceler (Proxima Centauri gibi) yer alıyor. Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecekler.

Orta büyüklükteki yıldızlar

Ortalama büyüklükteki bir yıldız (0,4 ila 3,4 güneş kütlesi) kırmızı dev aşamasına ulaştığında, dış katmanları genişlemeye devam eder, çekirdek büzülür ve helyumdan karbon sentezlemeye yönelik reaksiyonlar başlar. Füzyon çok fazla enerji açığa çıkararak yıldıza geçici bir rahatlama sağlar. Güneş'e benzer büyüklükteki bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilir.

Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji çıkışındaki değişiklikler de dahil olmak üzere istikrarsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji çıkışı düşük frekanslı radyasyona doğru kayar. Bütün bunlara güçlü güneş rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan kütle kaybı eşlik ediyor. Bu aşamadaki yıldızlara denir geç tip yıldızlar, 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. Merkezi yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, bu tür kabuklarda ustaların aktivasyonu için ideal koşullar oluşur.

Helyum yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bazen bu büyük istikrarsızlığa yol açar. Şiddetli titreşimler meydana gelir ve bu titreşimler, sonunda dış katmanlara fırlatılıp gezegenimsi bir bulutsu haline gelmeye yetecek kadar kinetik enerji verir. Bulutsunun merkezinde, soğudukça helyum beyaz cücesine dönüşen, genellikle 0,5-0,6 güneşe kadar bir kütleye ve Dünya'nın çapı kadar bir çapa sahip olan yıldızın çekirdeği kalır. .

Beyaz cüceler

Güneş de dahil olmak üzere yıldızların büyük çoğunluğu, yozlaşmış elektronların basıncı yerçekimini dengeleyene kadar büzülerek evrimlerini sonlandırırlar. Bu durumda yıldızın boyutu yüz kat azaldığında ve yoğunluğu suyun yoğunluğundan bir milyon kat daha fazla olduğunda yıldıza beyaz cüce adı verilir. Enerji kaynaklarından mahrum kalır ve yavaş yavaş soğuyarak karanlık ve görünmez hale gelir.

Güneş'ten daha büyük yıldızlarda dejenere elektronların basıncı, çekirdeğin sıkışmasını önleyemez ve parçacıkların çoğu, yıldızın boyutu kilometre cinsinden ölçülecek ve 100 santimetre olacak kadar sıkı bir şekilde paketlenen nötronlara dönüşene kadar devam eder. milyon kat daha yoğun su. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir; dengesi dejenere nötron maddesinin basıncıyla korunur.

Süper kütleli yıldızlar

Kütlesi beş güneş kütlesinden büyük olan bir yıldızın dış katmanları kırmızı bir süperdev oluşturacak şekilde dağıldıktan sonra çekirdek, çekim kuvvetleri nedeniyle sıkışmaya başlar. Sıkıştırma arttıkça sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyonlar dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda, çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen ağır elementler sentezlenir.

Sonuçta periyodik tablonun giderek daha ağır elementleri oluştukça silikondan demir-56 sentezlenir. Bu noktaya kadar elementlerin sentezi büyük miktarda enerji açığa çıkardı, ancak maksimum kütle kusuruna sahip olan demir -56 çekirdeğidir ve daha ağır çekirdeklerin oluşumu elverişsizdir. Dolayısıyla bir yıldızın demir çekirdeği belirli bir değere ulaştığında, içindeki basınç artık devasa yerçekimi kuvvetine dayanamaz ve içindeki maddenin nötronizasyonuyla çekirdeğin anında çökmesi meydana gelir.

Bundan sonra ne olacağı tam olarak belli değil. Ama her ne ise, saniyeler içinde inanılmaz güçte bir süpernova patlamasına neden olur.

Eşlik eden nötrino patlaması bir şok dalgasına neden olur. Güçlü nötrino jetleri ve dönen bir manyetik alan, yıldızın birikmiş malzemelerinin çoğunu (demir ve hafif elementler de dahil olmak üzere tohum elementleri) dışarı iter. Patlayan madde, çekirdekten yayılan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere, uranyuma (ve hatta belki de kaliforniyuma) kadar demirden daha ağır bir dizi element oluşturur. Böylece süpernova patlamaları yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklamaktadır.

Patlama dalgası ve nötrino jetleri, ölmekte olan yıldızdan yıldızlararası uzaya madde taşır. Daha sonra uzayda hareket eden bu süpernova malzemesi diğer uzay enkazlarıyla çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katkıda bulunabilir.

Bir süpernovanın oluşumu sırasında meydana gelen süreçler halen araştırılmaktadır ve şu ana kadar bu konuda bir netlik yoktur. Orijinal yıldızdan gerçekte ne kaldığı da şüphelidir. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor:

Nötron yıldızları

Bazı süpernovalarda, süperdevin derinliklerindeki güçlü yerçekiminin, elektronların atom çekirdeğine düşmesine ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturmasına neden olduğu biliniyor. Yakındaki çekirdekleri ayıran elektromanyetik kuvvetler ortadan kalkar. Yıldızın çekirdeği artık atom çekirdeği ve tek tek 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. Bazıları saniyede 600 devir yapar. Hızla dönen bu yıldızın kuzey ve güney manyetik kutuplarını birleştiren eksen Dünya'ya doğru baktığında, yıldızın yörünge periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesi tespit edilebiliyor. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.

Kara delikler

Tüm süpernovalar nötron yıldızı haline gelmez. Eğer yıldız yeterince büyük bir kütleye sahipse, yıldızın çöküşü devam edecek ve nötronlar, yıldızın yarıçapı Schwarzschild yarıçapından küçük oluncaya kadar içeriye doğru düşmeye başlayacaktır. Bundan sonra yıldız bir kara deliğe dönüşür.

Kara deliklerin varlığı genel görelilik teorisi tarafından öngörülüyordu. Genel göreliliğe göre madde ve bilgi hiçbir koşulda kara delikten ayrılamaz. Ancak kuantum mekaniği bu kuralın istisnalarını mümkün kılmaktadır.

Geriye bir takım açık sorular kalıyor. Bunlardan en önemlisi: "Kara delikler var mı?" Sonuçta belirli bir nesnenin kara delik olduğundan emin olmak için olay ufkunu gözlemlemek gerekir. Bunu yapmaya yönelik tüm girişimler başarısızlıkla sonuçlandı. Ancak hala umut var, çünkü bazı nesneler birikim olmadan ve katı bir yüzeye sahip olmayan bir nesneye yığılma olmadan açıklanamaz, ancak bu kara deliklerin varlığını kanıtlamaz.

Sorular da açık: Bir yıldızın süpernovayı atlayarak doğrudan kara deliğe çökmesi mümkün mü? Daha sonra karadeliğe dönüşecek süpernovalar var mı? Bir yıldızın başlangıç ​​kütlesinin, yaşam döngüsünün sonunda nesnelerin oluşumu üzerindeki etkisi tam olarak nedir?

Yıldızlar: doğumları, yaşamları ve ölümleri [Üçüncü baskı, gözden geçirilmiş] Shklovsky Joseph Samuilovich

Bölüm 12 Yıldızların Evrimi

Bölüm 12 Yıldızların Evrimi

Daha önce § 6'da vurgulandığı gibi, yıldızların büyük çoğunluğu ana özelliklerini (parlaklık, yarıçap) çok yavaş değiştirir. Herhangi bir anda bir denge durumunda oldukları düşünülebilir; bu, yıldızların iç kısmının doğasını açıklamak için yaygın olarak kullandığımız bir durumdur. Ancak değişikliklerin yavaşlığı onların yokluğu anlamına gelmez. Her şey bununla ilgili şartlar yıldızlar için tamamen kaçınılmaz olması gereken evrim. En genel haliyle bir yıldızın evrimi sorunu şu şekilde formüle edilebilir. Belirli bir kütleye ve yarıçapa sahip bir yıldızın olduğunu varsayalım. Ek olarak, yıldızın tüm hacmi boyunca sabit olduğunu varsayacağımız başlangıç ​​kimyasal bileşimi de bilinmektedir. Daha sonra parlaklığı yıldız modelinin hesaplanmasından kaynaklanır. Evrim süreci sırasında bir yıldızın kimyasal bileşimi kaçınılmaz olarak değişmelidir, çünkü parlaklığını koruyan termonükleer reaksiyonlar nedeniyle hidrojen içeriği zamanla geri dönülemez şekilde azalır. Ayrıca yıldızın kimyasal bileşimi de artık homojen olmayacaktır. Orta kısmında hidrojen yüzdesi gözle görülür şekilde azalırsa, çevrede pratik olarak değişmeden kalacaktır. Ancak bu, nükleer yakıtının "tükenmesiyle" bağlantılı olarak yıldız evrimleştikçe, yıldız modelinin kendisinin ve dolayısıyla yapısının değişmesi gerektiği anlamına gelir. Parlaklık, yarıçap ve yüzey sıcaklığında değişiklikler beklenmelidir. Bu kadar ciddi değişimlerin sonucunda yıldız yavaş yavaş Hertzsprung-Russell diyagramındaki yerini değiştirecektir. Bu diyagramda belirli bir yörüngeyi veya dedikleri gibi "izi" tanımlayacağını hayal etmelisiniz.

Yıldızların evrimi sorunu hiç şüphesiz astronominin en temel sorunlarından biridir. Esasen soru, yıldızların nasıl doğduğu, yaşadığı, “yaşlandığı” ve öldüğüdür. Bu kitabın adandığı sorun da budur. Bu sorun özü itibariyle kapsayıcı. Astronominin çeşitli dallarının temsilcileri - gözlemciler ve teorisyenler - tarafından yapılan amaçlı araştırmalarla çözüldü. Sonuçta, yıldızları incelerken hangisinin genetik olarak ilişkili olduğunu hemen söylemek imkansızdır. Genel olarak, bu sorunun çok zor olduğu ortaya çıktı ve onlarca yıl boyunca çözülmesi tamamen imkansızdı. Üstelik nispeten yakın zamana kadar araştırma çabaları çoğunlukla tamamen yanlış yöne gidiyordu. Örneğin, Hertzsprung-Russell diyagramında ana dizinin varlığı, birçok saf araştırmacıya, yıldızların bu diyagram boyunca sıcak mavi devlerden kırmızı cücelere doğru evrimleştiğini hayal etme konusunda "ilham verdi". Ancak yıldızların kütlesinin konumlandığı bir “kütle-parlaklık” ilişkisi olduğundan birlikte Ana dizi sürekli olarak azalmalı, adı geçen araştırmacılar inatla yıldızların belirtilen yöndeki evrimine sürekli ve dahası çok önemli bir kütle kaybının eşlik etmesi gerektiğine inanıyorlardı.

Bütün bunların yanlış olduğu ortaya çıktı. Yavaş yavaş, yıldızların evrimsel yolları sorunu netleşti, ancak sorunun bireysel ayrıntıları hala çözülmekten uzak. Yıldızların evrimi sürecini anlama konusunda özellikle teorik astrofizikçiler, yıldızların iç yapısı uzmanları ve her şeyden önce Amerikalı bilim adamı M. Schwarzschild ve okuluna aittir.

Yıldızların yıldızlararası ortamda yoğunlaşma süreciyle bağlantılı olarak yıldızların evriminin erken aşaması, bu kitabın ilk bölümünün sonunda tartışıldı. Orada aslında yıldızlarla ilgili bile değildi, ama ön yıldızlar. Yerçekiminin etkisi altında sürekli olarak sıkıştırılan ikincisi, giderek daha kompakt nesneler haline gelir. Aynı zamanda içlerinin sıcaklığı birkaç milyon kelvin mertebesine ulaşana kadar sürekli olarak artar (bkz. formül (6.2)). Bu sıcaklıkta, protostarların merkezi bölgelerinde, "Coulomb bariyeri" nispeten düşük olan hafif çekirdekler (döteryum, lityum, berilyum, bor) üzerinde ilk termonükleer reaksiyonlar "açılır". Bu reaksiyonlar gerçekleştiğinde önyıldızın sıkışması yavaşlayacaktır. Bununla birlikte, bolluğu az olduğundan hafif çekirdekler oldukça hızlı bir şekilde "tükenecek" ve önyıldızın sıkışması neredeyse aynı hızda devam edecek (kitabın ilk bölümündeki denklem (3.6)'ya bakınız), önyıldız "stabilize edin", yani. ancak orta kısmındaki sıcaklık, proton-proton veya karbon-nitrojen reaksiyonları "açılacak" kadar yükseldikten sonra sıkıştırmayı bırakacaktır. Kendi yerçekimi kuvvetlerinin ve gaz basıncındaki farkın etkisi altında, birbirini neredeyse tam olarak telafi eden bir denge konfigürasyonu alacaktır (bkz. § 6). Nitekim bu andan itibaren protostar bir yıldız haline gelir. Genç yıldız ana sekansta bir yere “oturuyor”. Ana dizideki kesin konumu, önyıldızın başlangıç ​​kütlesinin değeri ile belirlenir. Devasa önyıldızlar bu dizinin üst kısmında "oturur", nispeten küçük bir kütleye (Güneş'ten daha az) sahip önyıldızlar ise alt kısmında "oturur". Böylece, protostarlar ana diziye tüm uzunluğu boyunca, tabiri caizse "geniş bir cephede" sürekli olarak "girerler".

Yıldız evriminin “protostellar” aşaması oldukça geçicidir. En büyük yıldızlar bu aşamayı yalnızca birkaç yüz bin yılda tamamlarlar. Bu nedenle Galaksideki bu tür yıldızların sayısının az olması şaşırtıcı değildir. Bu nedenle, özellikle yıldız oluşumunun gerçekleştiği yerler genellikle ışığı emen toz bulutlarının içinde olduğundan gözlemlenmeleri o kadar kolay değildir. Ancak Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisine "sabit alanlarına kaydolduktan" sonra durum çarpıcı biçimde değişecektir. Çok uzun bir süre boyunca, neredeyse özelliklerini değiştirmeden diyagramın bu kısmında kalacaklar. Bu nedenle yıldızların büyük bir kısmı belirtilen sırayla gözlenir.

Yıldız modellerinin yapısı, nispeten yakın zamanda ana dizide "oturduğunda", kimyasal bileşiminin tüm hacim boyunca aynı olduğu varsayımıyla hesaplanan modelle belirlenir ("homojen model"; bkz. Şekil 11.1, 11.2). Hidrojen "tükendikçe" yıldızın durumu çok yavaş ama istikrarlı bir şekilde değişecek, bunun sonucunda yıldızı temsil eden nokta Hertzsprung-Russell diyagramında belirli bir "izi" tanımlayacaktır. Bir yıldızın durumundaki değişimin doğası, büyük ölçüde içindeki maddenin karışıp karışmamasına bağlıdır. İkinci durumda, önceki paragrafta bazı modellerde gördüğümüz gibi, yıldızın merkez bölgesindeki hidrojen bolluğu, nükleer reaksiyonlar nedeniyle çevreye göre belirgin şekilde daha az olur. Böyle bir yıldız ancak homojen olmayan bir modelle tanımlanabilmektedir. Ancak yıldız evriminin başka bir yolu da mümkündür: Yıldızın tüm hacmi boyunca karıştırma meydana gelir, bu nedenle hidrojen içeriği zamanla sürekli olarak azalsa da yıldız her zaman "tekdüze" bir kimyasal bileşimi korur. Bu olasılıklardan hangisinin doğada gerçekleştiğini önceden söylemek imkansızdı. Elbette yıldızların konvektif bölgelerinde her zaman yoğun bir madde karışımı süreci vardır ve bu bölgelerde kimyasal bileşimin sabit olması gerekir. Ancak yıldızların radyasyon yoluyla enerji aktarımının baskın olduğu bölgeleri için maddenin karışması da oldukça mümkündür. Sonuçta, büyük madde kütlelerinin düşük hızlarda sistematik oldukça yavaş hareketlerini asla göz ardı edemez, bu da karışıma yol açacaktır. Bu tür hareketler yıldızın dönüşünün belirli özelliklerinden dolayı ortaya çıkabilir.

Sabit kütlede hem kimyasal bileşimin hem de homojen olmama ölçüsünün sistematik olarak değiştiği hesaplanmış yıldız modelleri, sözde "evrimsel diziyi" oluşturur. Bir yıldızın evrimsel dizisinin farklı modellerine karşılık gelen noktaları Hertzsprung-Russell diyagramında çizerek, bu diyagramda onun teorik izini elde edebiliriz. Bir yıldızın evrimine, maddesinin tamamen karışması eşlik ediyorsa, izlerin ana diziden uzağa doğru yönlendirileceği ortaya çıktı. sol. Aksine, homojen olmayan modellere yönelik teorik evrim izleri (yani tam bir karışımın olmadığı durumda) her zaman yıldızı uzaklaştırır. Sağ ana diziden. Yıldız evriminin teorik olarak hesaplanan iki yolundan hangisi doğrudur? Bildiğiniz gibi hakikatin ölçütü pratiktir. Astronomide uygulama gözlemlerin sonucudur. Şekil 2'de gösterilen yıldız kümeleri için Hertzsprung-Russell diyagramına bakalım. 1.6, 1.7 ve 1.8. Yukarıda bulunan yıldızları bulamayacağız ve sol ana diziden. Ama çok fazla yıldız var sağda ondan kırmızı devler ve alt devler var. Sonuç olarak, bu tür yıldızların, içlerindeki maddenin tamamen karışmasının eşlik etmediği evrim sürecinde ana diziyi terk ettiklerini düşünebiliriz. Kırmızı devlerin doğasını açıklamak yıldız evrimi teorisinin en büyük başarılarından biridir [30]. Kırmızı devlerin varlığı gerçeği, yıldızların evrimine kural olarak maddenin tüm hacmi boyunca karışmasının eşlik etmediği anlamına gelir. Hesaplamalar, bir yıldız geliştikçe konvektif çekirdeğinin boyutunun ve kütlesinin sürekli olarak azaldığını göstermektedir [31].

Açıkça görülüyor ki, yıldız modellerinin evrimsel sırası kendi başına bu konuda hiçbir şey söylemiyor. adımlamak yıldız evrimi. Evrimsel zaman ölçeği, yıldız modellerinin evrimsel dizisinin farklı üyeleri arasındaki kimyasal bileşimdeki değişikliklerin analiz edilmesiyle elde edilebilir. Bir yıldızın hacmine göre "ağırlıklandırılmış" belirli bir ortalama hidrojen içeriğini belirlemek mümkündür. Bu ortalama içeriği şu şekilde gösterelim: X. O zaman, açıkçası, miktardaki zaman içindeki değişim X Bir yıldızın parlaklığını belirler, çünkü yıldızda bir saniyede salınan termonükleer enerji miktarıyla orantılıdır. Bu nedenle şunu yazabilirsiniz:

Bir gram maddenin nükleer dönüşümü sırasında açığa çıkan enerji miktarı, sembolü

değer değişikliği anlamına gelir X bir saniyede. Bir yıldızın yaşını, ana kola “oturduğu”, yani derinliklerinde nükleer hidrojen reaksiyonlarının başladığı andan itibaren geçen zaman dilimi olarak tanımlayabiliriz. Evrimsel dizinin farklı üyeleri için parlaklık değeri ve ortalama hidrojen içeriği biliniyorsa X O halde herhangi bir yıldız modelinin evrimsel dizisindeki yaşını bulmak için denklem (12.1)'i kullanmak zor değildir. Yüksek matematiğin temellerini bilen herkes, basit bir diferansiyel denklem olan denklem (12.1)'den yıldızın yaşını anlayacaktır.

integral olarak tanımlanır

Zaman aralıklarını özetleme

12, açıkça zaman aralığını elde ediyoruz

Yıldızın evriminin başlangıcından geçti. Formül (12.2)'nin ifade ettiği durum tam olarak budur.

İncirde. Şekil 12.1 nispeten büyük yıldızların teorik olarak hesaplanmış evrim izlerini göstermektedir. Evrimlerine ana dizinin alt kenarından başlarlar. Hidrojen tükendikçe, bu tür yıldızlar yolları boyunca genel yönde hareket ederler. karşısında ana dizi sınırlarını aşmadan (yani genişliği dahilinde kalarak). Ana dizide yıldızların varlığıyla ilişkili bu evrim aşaması en uzun olanıdır. Böyle bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen içeriği %1'e yaklaştığında evrim hızı hızlanacaktır. Enerji salınımını keskin bir şekilde azaltılmış hidrojen "yakıt" içeriği ile gerekli seviyede tutmak için, "telafi" olarak çekirdek sıcaklığının arttırılması gerekir. Ve burada, diğer birçok durumda olduğu gibi, yıldızın kendisi de kendi yapısını düzenler (bkz. § 6). Çekirdek sıcaklığında bir artış şu şekilde sağlanır: sıkıştırma bir bütün olarak yıldızlar. Bu nedenle evrim izleri keskin bir şekilde sola döner, yani yıldızın yüzey sıcaklığı artar. Ancak çok geçmeden yıldızın büzülmesi durur, çünkü çekirdekteki tüm hidrojen yanar. Ancak yeni bir nükleer reaksiyon bölgesi "açılır" - zaten "ölü" (çok sıcak da olsa) çekirdeğin etrafındaki ince bir kabuk. Yıldız geliştikçe, bu kabuk yıldızın merkezinden giderek uzaklaşır ve böylece "yanmış" helyum çekirdeğinin kütlesi artar. Aynı zamanda bu çekirdeğin sıkıştırılması ve ısınması süreci de meydana gelecektir. Ancak aynı zamanda böyle bir yıldızın dış katmanları hızlı ve çok güçlü bir şekilde "şişmeye" başlar. Bu, çok az değişen akışla yüzey sıcaklığının önemli ölçüde azaldığı anlamına gelir. Evrimsel rotası keskin bir şekilde sağa döner ve yıldız, kırmızı bir süper devin tüm işaretlerini kazanır. Sıkıştırma durduktan sonra yıldız böyle bir duruma oldukça hızlı bir şekilde yaklaştığından, Hertzsprung-Russell diyagramında ana kol ile devler ve süperdevler kolu arasındaki boşluğu dolduran neredeyse hiç yıldız yoktur. Bu, açık kümeler için oluşturulan bu tür diyagramlarda açıkça görülmektedir (bkz. Şekil 1.8). Kırmızı süperdevlerin sonraki kaderi henüz tam olarak anlaşılamamıştır. Bu önemli konuya bir sonraki paragrafta döneceğiz. Çekirdeğin ısınması yüz milyonlarca kelvin mertebesinde çok yüksek sıcaklıklara kadar gerçekleşebilir. Bu sıcaklıklarda üçlü helyum reaksiyonu "açılır" (bkz. § 8). Bu reaksiyon sırasında açığa çıkan enerji, çekirdeğin daha fazla sıkıştırılmasını durdurur. Bundan sonra çekirdek biraz genişleyecek ve yıldızın yarıçapı azalacaktır. Yıldız ısınacak ve Hertzsprung-Russell diyagramında sola doğru hareket edecek.

Daha düşük kütleye sahip yıldızlarda evrim biraz farklı ilerler; örneğin: M

1, 5M

Ana dizide geçirdikleri süre Galaksinin yaşını aştığı için, kütlesi Güneş'in kütlesinden daha az olan yıldızların evriminin dikkate alınmasının genellikle uygun olmadığını unutmayın. Bu durum, düşük kütleli yıldızların evrimi sorununu "ilgisiz", daha doğrusu "ilgisiz" hale getiriyor. Sadece düşük kütleli yıldızların (daha az

0, 3 güneş) ana dizide olsalar bile tamamen "konvektif" kalırlar. Asla “parlak” bir çekirdek oluşturmazlar. Bu eğilim önyıldızların evrimi durumunda açıkça görülebilir (bkz. § 5). İkincisinin kütlesi nispeten büyükse, ışınımsal çekirdek, protostar ana diziye "oturmadan" önce bile oluşur. Ve hem ilk yıldız hem de yıldız aşamasındaki düşük kütleli nesneler tamamen konvektif kalır. Bu tür yıldızlarda merkezdeki sıcaklık, proton-proton döngüsünün tam anlamıyla işlemesine yetecek kadar yüksek değildir. İzotop 3 He'nin oluşumuyla sona erer ve "normal" 4 He artık sentezlenmez. 10 milyar yıl içinde (bu türdeki en eski yıldızların yaşına yakın), hidrojenin yaklaşık %1'i 3 He'ye dönüşecek. Bu nedenle, 3 He'nin 1 H'ye göre bolluğunun anormal derecede yüksek (yaklaşık %3) olmasını bekleyebiliriz. Ne yazık ki teorinin bu tahminini gözlemlerle doğrulamak henüz mümkün değil. Bu kadar düşük kütleye sahip yıldızlar, yüzey sıcaklığı optik bölgedeki helyum çizgilerini harekete geçirmek için tamamen yetersiz olan kırmızı cücelerdir. Ancak prensipte spektrumun uzak ultraviyole kısmında rezonans soğurma çizgileri roket astronomi yöntemleriyle gözlemlenebilir. Ancak sürekli spektrumun aşırı zayıflığı bu sorunlu olasılığı bile dışlıyor. Bununla birlikte, kırmızı cücelerin çoğunluğu olmasa da önemli bir kısmının yanıp sönüyor UV Ceti tipi yıldızlar (bkz. § 1). Bu tür soğuk cüce yıldızlarda hızla tekrarlanan parlama olgusu, hiç şüphesiz, onların tüm hacmini kapsayan konveksiyonla ilişkilidir. Parlama sırasında emisyon çizgileri gözlenir. Belki 3 numaralı çizgiyi gözlemlemek mümkün olacak. Böyle yıldızlarda değil mi? Protostarın kütlesi 0'dan küçükse , 08M

Daha sonra derinliklerindeki sıcaklık o kadar düşüktür ki, hiçbir termonükleer reaksiyon ana dizi aşamasında sıkıştırmayı durduramaz. Bu tür yıldızlar beyaz cücelere (daha doğrusu yozlaşmış kırmızı cücelere) dönüşene kadar sürekli olarak küçüleceklerdir. Ancak daha büyük yıldızların evrimine dönelim.

İncirde. Şekil 12.2, kütlesi 5'e eşit olan bir yıldızın evrimsel yolunu göstermektedir M

Bilgisayar kullanılarak yapılan en detaylı hesaplamalara göre. Bu yolda sayılar yıldızın evriminin karakteristik aşamalarını işaret ediyor. Şekildeki açıklamalar evrimin her aşamasının zamanlamasını göstermektedir. Burada sadece evrim yolunun 1-2. bölümlerinin ana diziye, 6-7. bölümlerinin ise kırmızı dev aşamasına karşılık geldiğini belirteceğiz. 5-6. bölgelerdeki parlaklıktaki ilginç bir azalma, yıldızın "şişmesi" için harcanan enerjiyle ilişkilidir. İncirde. Şekil 12.3'te farklı kütlelerdeki yıldızlar için teorik olarak hesaplanan benzer izler gösterilmektedir. Evrimin çeşitli aşamalarını gösteren sayılar, Şekil 2'dekiyle aynı anlama sahiptir. 12.2.

Şekil 2'de gösterilen evrimsel izlerin basit bir incelemesinden. Şekil 12.3'te, az ya da çok büyük yıldızların ana diziyi oldukça "sarmal" bir şekilde terk ederek Hertzsprung-Russell diyagramında dev bir dal oluşturduğu sonucu çıkıyor. Daha düşük kütleli yıldızların kırmızı devlere doğru evrimleştikçe parlaklıklarının çok hızlı bir şekilde artmasıyla karakterize edilir. Bu tür yıldızların evrimindeki fark, daha büyük yıldızlarla karşılaştırıldığında, ilkinin çok yoğun, dejenere bir çekirdek geliştirmesidir. Böyle bir çekirdek, dejenere gazın yüksek basıncı nedeniyle (bkz. § 10), yıldızın yukarıda yatan katmanlarının ağırlığını "tutabilme" kapasitesine sahiptir. Neredeyse hiç küçülmeyecek ve bu nedenle çok fazla ısınacaktır. Dolayısıyla “üçlü” helyum reaksiyonu başlarsa çok daha geç olacaktır. Merkeze yakın bölgede, fiziksel koşullar dışında bu tür yıldızların yapısı daha büyük kütleli yıldızlarınkine benzer olacaktır. Sonuç olarak, merkez bölgede hidrojenin yanmasından sonraki evrimlerine, dış kabuğun "şişmesi" de eşlik edecek ve bu da onların izlerini kırmızı devlerin bölgesine götürecektir. Bununla birlikte, daha büyük kütleli süperdevlerin aksine, çekirdekleri çok yoğun dejenere gazdan oluşacaktır (Şekil 11.4'teki şemaya bakınız).

Bu bölümde geliştirilen yıldız evrimi teorisinin belki de en göze çarpan başarısı, yıldız kümeleri için Hertzsprung-Russell diyagramının tüm özelliklerinin açıklanmasıdır. Bu diyagramların açıklaması § 1'de zaten verilmiştir. Bu paragrafta daha önce de belirtildiği gibi, belirli bir kümedeki tüm yıldızların yaşının aynı olduğu düşünülmelidir. Bu yıldızların başlangıçtaki kimyasal bileşimlerinin de aynı olması gerekir. Sonuçta, hepsi yıldızlararası ortamın aynı (oldukça büyük de olsa) toplamından - bir gaz-toz kompleksinden - oluşmuştu. Farklı yıldız kümeleri öncelikle yaş bakımından birbirinden farklı olmalıdır ve ayrıca küresel kümelerin başlangıçtaki kimyasal bileşimi, açık yıldız kümelerinin bileşiminden keskin biçimde farklı olmalıdır.

Hertzsprung-Russell diyagramında küme yıldızlarının konumlandığı çizgiler hiçbir şekilde onların evrimsel yolları anlamına gelmez. Bu çizgiler, belirtilen diyagramda farklı kütlelere sahip yıldızların bulunduğu noktaların yeridir. aynı yaş. Yıldızların evrimi teorisini gözlem sonuçlarıyla karşılaştırmak istiyorsak, öncelikle farklı kütlelere ve aynı kimyasal bileşime sahip yıldızlar için teorik olarak "aynı yaştaki çizgiler" oluşturmamız gerekir. Bir yıldızın evriminin çeşitli aşamalarındaki yaşı, formül (12.3) kullanılarak belirlenebilir. Bu durumda, Şekil 2'de gösterilenler gibi yıldız evriminin teorik izlerini kullanmak gereklidir. 12.3. İncirde. Şekil 12.4, kütleleri 5,6 ila 2,5 güneş kütlesi arasında değişen sekiz yıldıza ilişkin hesaplamaların sonuçlarını göstermektedir. Bu yıldızların her birinin evrimsel izleri, karşılık gelen yıldızların, ana dizinin alt kenarındaki başlangıç ​​durumlarından yüz, iki yüz, dört yüz ve sekiz yüz milyon yıl sonra evrimlerinden sonra işgal edecekleri konum noktalarıyla işaretlenmiştir. . Farklı yıldızlar için karşılık gelen noktalardan geçen eğriler “aynı yaştaki eğrilerdir”. Bizim durumumuzda hesaplamalar oldukça büyük yıldızlar için yapıldı. Gelişimlerinin hesaplanan zaman periyotları, derinliklerinde üretilen termonükleer enerjiyi yaydıkları “aktif yaşamlarının” en az %75'ini kapsar. En büyük yıldızlar için evrim, orta kısımlarındaki hidrojenin tamamen yanmasından sonra ortaya çıkan ikincil sıkıştırma aşamasına ulaşır.

Ortaya çıkan eşit yaştaki teorik eğriyi genç yıldız kümeleri için Hertzsprung-Russell diyagramıyla karşılaştırırsak (bkz. Şekil 12.5 ve ayrıca 1.6), o zaman bu kümenin ana çizgisiyle çarpıcı benzerliği istemeden göze çarpar. Evrim teorisinin, daha büyük yıldızların ana diziyi daha hızlı terk ettiği şeklindeki ana ilkesine tam olarak uygun olarak, Şekil 2'deki diyagram. Şekil 12.5, kümedeki bu yıldız dizisinin en üst noktasının olduğunu açıkça göstermektedir. sağa doğru bükülür. Ana dizide yıldızların gözle görülür şekilde sapmaya başladığı yer, küme ne kadar eski olursa "aşağı" olur. Tek başına bu durum bile farklı yıldız kümelerinin yaşlarını doğrudan karşılaştırmamıza olanak sağlıyor. Eski kümelerde, ana dizi, spektral sınıf A civarında, tepede bir yerde kırılır. Genç kümelerde, spektral sınıf B'nin sıcak, büyük kütleli yıldızlarına kadar tüm ana dizi hâlâ “sağlamdır”. NGC 2264 kümesinin şemasında görülebilir (Şekil 1.6). Ve aslında bu küme için hesaplanan aynı yaştaki çizgi, onun sadece 10 milyon yıllık bir evrim periyodunu vermektedir. Böylece, bu küme, insanın eski atalarının "anısına" doğdu - Ramapithecus... Çok daha eski bir yıldız kümesi, diyagramı Şekil 2'de gösterilen Pleiades'tir. 1.4, yaklaşık 100 milyon yıllık çok “ortalama” bir yaşa sahiptir. Orada hala B7 spektral sınıfının yıldızları var. Ancak Hyades kümesi (bkz. Şekil 1.5) oldukça eskidir; yaşı yaklaşık bir milyar yıldır ve bu nedenle ana dizi yalnızca A sınıfı yıldızlarla başlar.

Yıldız evrimi teorisi, Hertzsprung-Russell diyagramının "genç" kümelere ilişkin bir başka ilginç özelliğini açıklıyor. Gerçek şu ki, düşük kütleli cüce yıldızların evrimsel zaman çerçevesi çok uzundur. Örneğin, birçoğu, 10 milyon yılı aşkın süredir (NGC 2264 kümesinin evrimsel dönemi), henüz kütleçekimsel sıkıştırma aşamasından geçmemiştir ve daha doğrusu, yıldız bile değil, ön yıldızdır. Bildiğimiz gibi bu tür nesneler sağda Hertzsprung-Russell diyagramından (bkz. Şekil 5.2, yıldızların evrimsel izleri kütleçekimsel sıkışmanın erken bir aşamasında başlar). Bu nedenle, genç bir kümede cüce yıldızlar henüz ana diziye “yerleşmemişse”, ikincinin alt kısmı böyle bir kümede olacaktır. yerinden edilmiş sağda görülen de budur (bkz. Şekil 1.6). Güneşimiz, yukarıda da söylediğimiz gibi, “hidrojen kaynaklarının” gözle görülür bir kısmını “tüketmiş” olmasına rağmen, yaklaşık olarak yaklaşık bir süredir evrim geçirmesine rağmen henüz Hertzsprung-Russell diyagramının anakol bandından ayrılmamıştır. 5 milyar yıl. Hesaplamalar, kısa süre önce ana kol üzerinde "oturan" "genç" Güneş'in şimdikinden %40 daha az yaydığını, yarıçapının modern olandan yalnızca %4 daha az olduğunu ve yüzey sıcaklığının 5200 K (şu anda) olduğunu gösteriyor. 5700K).

Evrim teorisi, küresel kümeler için Hertzsprung-Russell diyagramının özelliklerini kolaylıkla açıklamaktadır. Öncelikle bunlar çok eski nesneler. Yaşları Galaksinin yaşından sadece biraz daha küçüktür. Bu, bu diyagramlarda üst ana dizi yıldızlarının neredeyse tamamen yokluğundan açıkça anlaşılmaktadır. Ana dizinin alt kısmı, daha önce § 1'de belirtildiği gibi, alt cücelerden oluşur. Spektroskopik gözlemlerden, alt cücelerin ağır elementler açısından çok fakir olduğu bilinmektedir - "sıradan" cücelere göre onlarca kat daha az olabilir. Bu nedenle, küresel kümelerin başlangıçtaki kimyasal bileşimi, açık kümelerin oluşturulduğu maddenin bileşiminden önemli ölçüde farklıydı: çok az sayıda ağır element vardı. İncirde. Şekil 12.6, 1,2 güneş kütlesine sahip (bu, 6 milyar yıl boyunca gelişen bir yıldızın kütlesine yakındır) fakat farklı başlangıç ​​kimyasal bileşimlerine sahip yıldızların teorik evrimsel izlerini göstermektedir. Yıldızın ana diziyi “terk etmesinden” sonra, aynı evrimsel aşamalar için düşük metal içeriğine sahip parlaklığın önemli ölçüde daha yüksek olacağı açıkça görülmektedir. Aynı zamanda bu tür yıldızların etkin yüzey sıcaklıkları da daha yüksek olacaktır.

İncirde. Şekil 12.7, düşük ağır element içeriğine sahip düşük kütleli yıldızların evrimsel izlerini göstermektedir. Bu eğrilerin üzerindeki noktalar, yıldızların altı milyar yıllık evrim sonrasındaki konumlarını göstermektedir. Bu noktaları birleştiren daha kalın çizginin aynı yaşta bir çizgi olduğu açıktır. Bu çizgiyi M3 küresel kümesi için Hertzsprung-Russell diyagramıyla karşılaştırırsak (bkz. Şekil 1.8), o zaman bu çizginin, bu kümenin yıldızlarının ana kümeden “ayrıldığı” çizgi ile tamamen çakıştığı hemen fark edilir. sekans.

Gösterilen resimde. Şekil 1.8'de diyagram aynı zamanda devlerin dizisinden sola doğru sapan yatay bir dalı da göstermektedir. Görünüşe göre, derinliklerinde "üçlü" helyum reaksiyonunun meydana geldiği yıldızlara karşılık geliyor (bkz. § 8). Böylece, yıldız evrimi teorisi, küresel kümeler için Hertzsprung-Russell diyagramının tüm özelliklerini “antik çağlarına” ve ağır elementlerin düşük bolluğuna kadar açıklamaktadır [32].

Hyades kümesinde birden fazla beyaz cücenin bulunması, ancak Pleiades kümesinde olmaması çok ilginçtir. Her iki küme de bize göreceli olarak yakın olduğundan, iki küme arasındaki bu ilginç fark, farklı “görünürlük koşullarıyla” açıklanamaz. Ancak beyaz cücelerin, kütleleri nispeten küçük olan kırmızı devlerin son aşamasında oluştuğunu zaten biliyoruz. Bu nedenle, böyle bir devin tam evrimi, en az bir milyar yıl gibi önemli bir zaman gerektirir. Bu süre Hyades kümesi için “geçti” ama Pleiades için “henüz gelmedi”. Bu nedenle ilk kümede zaten belirli sayıda beyaz cüce bulunurken ikincisinde yoktur.

İncirde. Şekil 12.8, açık ve küresel bir dizi küme için özet şematik Hertzsprung-Russell diyagramını göstermektedir. Bu diyagramda farklı kümelerdeki yaş farklılıklarının etkisi açıkça görülmektedir. Dolayısıyla, modern yıldız yapısı teorisinin ve buna dayanan yıldız evrimi teorisinin, astronomik gözlemlerin ana sonuçlarını kolaylıkla açıklayabildiğini iddia etmek için her türlü neden vardır. Kuşkusuz bu, 20. yüzyılın astronomisinin en göze çarpan başarılarından biridir.