نظر كل واحد منا مرة واحدة على الأقل في حياته إلى السماء المرصعة بالنجوم. نظر أحدهم إلى هذا الجمال ، وعانى من مشاعر رومانسية ، وحاول آخر فهم مصدر كل هذا الجمال الحياة في الفضاء ، على عكس الحياة على كوكبنا ، تتدفق بسرعة مختلفة. يعيش الوقت في الفضاء الخارجي في فئاته الخاصة ، والمسافات والأحجام في الكون هائلة. نادرًا ما نفكر في حقيقة أن تطور المجرات والنجوم يحدث باستمرار أمام أعيننا. كل كائن في الفضاء الشاسع هو نتيجة لبعض العمليات الفيزيائية. المجرات والنجوم وحتى الكواكب لها مراحل تطور رئيسية.

كوكبنا وكلنا نعتمد على نجمنا. إلى متى ستسعدنا الشمس بدفئها ، وتنفس الحياة في النظام الشمسي؟ ما الذي ينتظرنا في المستقبل في ملايين ومليارات السنين؟ في هذا الصدد ، من الغريب معرفة المزيد عن مراحل تطور الأجسام الفلكية ، ومن أين تأتي النجوم وكيف تنتهي حياة هذه النجوم الرائعة في سماء الليل.

أصل وولادة وتطور النجوم

إن تطور النجوم والكواكب التي تعيش في مجرة \u200b\u200bدرب التبانة والكون بأكمله مدروس جيدًا في الغالب. في الفضاء ، قوانين الفيزياء لا تتزعزع ، مما يساعد على فهم أصل الأجسام الفضائية. في هذه الحالة ، من المعتاد الاعتماد على نظرية الانفجار العظيم ، والتي هي الآن العقيدة السائدة حول عملية أصل الكون. الحدث الذي هز الكون وأدى إلى تكوين الكون ، بالمعايير الكونية ، سريع البرق. بالنسبة للفضاء ، تمر لحظات من ولادة نجم إلى وفاته. تخلق المسافات البعيدة وهم ثبات الكون. النجم الذي اندلع في المسافة يضيء لنا لمليارات السنين ، في ذلك الوقت ربما لم يعد موجودًا.

تعتبر نظرية تطور المجرات والنجوم تطورًا لنظرية الانفجار العظيم. تختلف عقيدة ولادة النجوم وظهور الأنظمة النجمية في مقياس ما يحدث والإطار الزمني ، والذي ، على عكس الكون ككل ، يمكن ملاحظته بالوسائل العلمية الحديثة.

من الممكن دراسة دورة حياة النجوم باستخدام مثال أقرب نجم لنا. الشمس هي واحدة من مائة تريليون نجم في مجال رؤيتنا. بالإضافة إلى ذلك ، فإن المسافة من الأرض إلى الشمس (150 مليون كيلومتر) توفر فرصة فريدة لدراسة الجسم دون مغادرة النظام الشمسي. ستتيح لنا المعلومات التي تم الحصول عليها أن نفهم بالتفصيل كيف يتم ترتيب النجوم الأخرى ، ومدى سرعة استنفاد هذه المصادر الحرارية العملاقة ، وما هي مراحل تطور النجم ، وماذا ستكون النهاية النهائية لهذه الحياة الرائعة - هادئة وخافتة أو متألقة ومتفجرة.

بعد الانفجار العظيم ، شكلت الجزيئات الدقيقة غيومًا بين النجوم ، والتي أصبحت "مستشفى الولادة" لتريليونات النجوم. من المميزات أن جميع النجوم ولدت في نفس الوقت كنتيجة للتقلص والتوسع. نشأ ضغط الغاز الكوني في السحب تحت تأثير جاذبيتها وعمليات مماثلة في النجوم الجديدة في المنطقة المجاورة. نشأ التمدد من الضغط الداخلي للغاز البينجمي ومن الحقول المغناطيسية داخل سحابة الغاز. تدور السحابة بحرية حول مركز كتلتها.

تتكون الغيوم الغازية التي تشكلت بعد الانفجار بنسبة 98٪ من الهيدروجين الذري والجزيئي والهيليوم. 2٪ فقط في هذه الكتلة عبارة عن غبار وجزيئات مجهرية صلبة. كان يُعتقد سابقًا أنه في وسط أي نجم يوجد لب الحديد ، وقد تم تسخينه إلى درجة حرارة مليون درجة. كان هذا الجانب هو الذي فسّر الكتلة الهائلة للنجم.

في مواجهة القوى الفيزيائية ، سادت قوى الانضغاط ، لأن الضوء الناتج عن إطلاق الطاقة لا يخترق سحابة الغاز. ينتشر الضوء ، جنبًا إلى جنب مع جزء من الطاقة المنبعثة ، إلى الخارج ، مما يؤدي إلى درجة حرارة تحت الصفر ومنطقة ضغط منخفض داخل تراكم كثيف للغاز. بينما في هذه الحالة ، يتم ضغط الغاز الكوني بسرعة ، يؤدي تأثير قوى الجاذبية إلى حقيقة أن الجسيمات تبدأ في تكوين مادة نجمية. عندما يكون تراكم الغاز كثيفًا ، يؤدي الضغط الشديد إلى تكوين كتلة نجمية. عندما يكون حجم سحابة الغاز صغيرًا ، يؤدي الضغط إلى تكوين نجمة واحدة.

وصف موجز لما يحدث هو أن النجم المستقبلي يمر بمرحلتين - ضغط سريع وبطيء على حالة النجم الأولي. في لغة بسيطة ومفهومة ، فإن الضغط السريع هو سقوط المادة النجمية باتجاه مركز النجم الأولي. يحدث الضغط البطيء بالفعل على خلفية المركز المتشكل للنجم الأولي. على مدى مئات الآلاف من السنين التالية ، يتقلص حجم التكوين الجديد ، وتزداد كثافته ملايين المرات. تدريجيًا ، يصبح النجم الأولي غير شفاف بسبب الكثافة العالية للمادة النجمية ، ويؤدي الضغط المستمر إلى تشغيل آلية التفاعلات الداخلية. تؤدي زيادة الضغط الداخلي ودرجات الحرارة إلى تكوين نجم مستقبلي لمركز جاذبيته.

في هذه الحالة ، يبقى النجم الأولي لملايين السنين ، ينطلق ببطء من الحرارة ويتقلص تدريجياً ، ويتناقص في الحجم. نتيجة لذلك ، تم تحديد معالم النجم الجديد ، وتصبح كثافة مادته قابلة للمقارنة مع كثافة الماء.

يبلغ متوسط \u200b\u200bكثافة نجمنا 1.4 كجم / سم 3 - تقريبًا نفس كثافة الماء في البحر الميت المالح. تبلغ كثافة الشمس في المركز 100 كجم / سم 3. المادة النجمية ليست في حالة سائلة ، ولكن في شكل بلازما.

تحت تأثير الضغط الهائل ودرجة الحرارة البالغة حوالي 100 مليون كلفن ، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية لدورة الهيدروجين. يتوقف الانضغاط ، تزداد كتلة الجسم ، عندما تتحول طاقة الجاذبية إلى احتراق حراري نووي للهيدروجين. من هذه اللحظة فصاعدًا ، يبدأ النجم الجديد ، الذي ينبعث منه الطاقة ، في فقدان كتلته.

النسخة السابقة من تكوين النجم هي مجرد مخطط بدائي يصف المرحلة الأولية لتطور وولادة نجم. اليوم ، هذه العمليات في مجرتنا وفي جميع أنحاء الكون غير مرئية عمليًا بسبب الاستنفاد الشديد للمواد النجمية. في كامل التاريخ الواعي لملاحظات مجرتنا ، تمت ملاحظة عدد قليل من النجوم الجديدة. على مقياس الكون ، يمكن زيادة هذا الرقم مئات وآلاف المرات.

بالنسبة لمعظم حياتهم ، يتم إخفاء النجوم الأولية عن العين البشرية بقذيفة مغبرة. لا يمكن ملاحظة الإشعاع من القلب إلا في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، وهي الطريقة الوحيدة لرؤية ولادة نجم. على سبيل المثال ، في سديم الجبار Orion Nebula في عام 1967 ، اكتشف علماء الفيزياء الفلكية نجمًا جديدًا في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، كانت درجة حرارة إشعاعه 700 درجة كلفن. بعد ذلك ، اتضح أن مسقط رأس النجوم الأولية هي مصادر مضغوطة موجودة ليس فقط في مجرتنا ، ولكن أيضًا في أركان أخرى من الكون بعيدة عنا. بالإضافة إلى الأشعة تحت الحمراء ، تتميز أماكن ولادة النجوم الجديدة بإشارات راديو مكثفة.

عملية دراسة ورسم تخطيطي لتطور النجوم

يمكن تقسيم عملية معرفة النجوم بأكملها تقريبًا إلى عدة مراحل. في البداية ، يجب أن تحدد المسافة إلى النجم. تعطي المعلومات حول المسافة التي يبعدها النجم عنا ، والوقت الذي ينطلق منه الضوء ، فكرة عما حدث للنجم طوال هذا الوقت. بعد أن تعلم الشخص قياس المسافة إلى النجوم البعيدة ، أصبح من الواضح أن النجوم هي نفس الشموس ، فقط بأحجام مختلفة ومصير مختلف. معرفة المسافة إلى النجم ، يمكن تتبع عملية الاندماج النووي الحراري للنجم من خلال مستوى الضوء وكمية الطاقة المنبعثة.

بعد تحديد المسافة إلى النجم ، يمكنك استخدام التحليل الطيفي لحساب التركيب الكيميائي للنجم ومعرفة بنيته وعمره. بفضل ظهور مقياس الطيف ، تمكن العلماء من دراسة طبيعة ضوء النجوم. يمكن لهذا الجهاز تحديد وقياس التركيب الغازي للمادة النجمية ، التي يمتلكها النجم في مراحل مختلفة من وجوده.

من خلال دراسة التحليل الطيفي لطاقة الشمس والنجوم الأخرى ، توصل العلماء إلى استنتاج مفاده أن تطور النجوم والكواكب له جذور مشتركة. جميع الأجسام الكونية لها نفس النوع ، وتركيب كيميائي مماثل ، ونشأت من نفس المادة ، والتي نشأت نتيجة الانفجار العظيم.

تتكون المادة النجمية من نفس العناصر الكيميائية (حتى الحديد) مثل كوكبنا. الفرق هو فقط في كمية عناصر معينة وفي العمليات التي تحدث على الشمس وداخل سماء الأرض. هذا ما يميز النجوم عن الأشياء الأخرى في الكون. يجب أيضًا النظر إلى أصل النجوم في سياق تخصص فيزيائي آخر ، ميكانيكا الكم. وفقًا لهذه النظرية ، فإن المادة التي تحدد المادة النجمية تتكون من ذرات الانشطار المستمر والجسيمات الأولية التي تخلق عالمها المصغر الخاص بها. في هذا الضوء ، فإن بنية النجوم وتكوينها وبنيتها وتطورها أمر مهم. كما اتضح ، فإن الجزء الأكبر من نجمنا والعديد من النجوم الأخرى هو عنصران فقط - الهيدروجين والهيليوم. إن النموذج النظري الذي يصف بنية النجم سيجعل من الممكن فهم هيكلها والفرق الرئيسي عن الأجسام الفضائية الأخرى.

الميزة الرئيسية هي أن العديد من الكائنات في الكون لها حجم وشكل معين ، بينما يمكن للنجم تغيير حجمه مع تطوره. الغاز الساخن هو مزيج من الذرات التي ترتبط ببعضها البعض بشكل غير محكم. بعد ملايين السنين من تشكل النجم ، يبدأ تبريد الطبقة السطحية للمادة النجمية. يعطي النجم معظم طاقته إلى الفضاء الخارجي ، يتناقص أو يتزايد في الحجم. يحدث انتقال الحرارة والطاقة من داخل النجم إلى السطح ، مما يؤثر على شدة الإشعاع. بمعنى آخر ، يبدو النجم الواحد مختلفًا في فترات مختلفة من وجوده. تعزز العمليات النووية الحرارية القائمة على تفاعلات دورة الهيدروجين تحويل ذرات الهيدروجين الخفيف إلى عناصر أثقل - الهيليوم والكربون. وفقًا لعلماء الفيزياء الفلكية والعلماء النوويين ، فإن مثل هذا التفاعل الحراري النووي هو الأكثر كفاءة من حيث كمية الحرارة المتولدة.

لماذا لا ينتهي الاندماج النووي الحراري بانفجار مثل هذا المفاعل؟ الشيء هو أن قوى مجال الجاذبية فيه يمكنها إبقاء المادة النجمية داخل الحجم المستقر. من هذا ، يمكن استخلاص نتيجة لا لبس فيها: أي نجم هو جسم ضخم يحتفظ بحجمه بسبب التوازن بين قوى الجاذبية وطاقة التفاعلات النووية الحرارية. نتيجة هذا التصميم الطبيعي المثالي هو مصدر حرارة يمكن أن يعمل لفترة طويلة. من المفترض أن الأشكال الأولى للحياة على الأرض ظهرت قبل 3 مليارات سنة. دفعت الشمس في تلك الأوقات البعيدة كوكبنا كما هو الحال الآن. وبالتالي ، لم يتغير نجمنا كثيرًا ، على الرغم من حقيقة أن مقياس الحرارة المشعة والطاقة الشمسية هائل - أكثر من 3-4 ملايين طن كل ثانية.

ليس من الصعب حساب كم فقد نجمنا وزنه على مدار سنوات من وجوده. سيكون هذا رقمًا ضخمًا ، ومع ذلك ، نظرًا لكتلته الهائلة وكثافته العالية ، فإن مثل هذه الخسائر على مقياس الكون تبدو ضئيلة.

مراحل تطور النجوم

يعتمد مصير النجم على الكتلة الأولية للنجم وتكوينه الكيميائي. بينما تتركز الاحتياطيات الرئيسية للهيدروجين في اللب ، يبقى النجم في ما يسمى بالتسلسل الرئيسي. بمجرد وجود اتجاه نحو زيادة حجم النجم ، فهذا يعني أن المصدر الرئيسي للاندماج الحراري النووي قد جف. بدأ المسار النهائي الطويل لتحول الجرم السماوي.

تنقسم النجوم المتكونة في الكون مبدئيًا إلى ثلاثة أنواع شائعة:

• النجوم العادية (الأقزام الصفراء) ؛
• النجوم القزمة
• النجوم العملاقة.

النجوم ذات الكتلة المنخفضة (الأقزام) تحرق ببطء احتياطياتها من الهيدروجين وتعيش حياتها بهدوء تام.

غالبية هذه النجوم في الكون ونجمنا - قزم أصفر - ينتمي إليهم. مع بداية الشيخوخة ، يصبح القزم الأصفر عملاق أحمر أو عملاق خارق.

استنادًا إلى نظرية أصل النجوم ، فإن عملية تشكل النجوم في الكون لم تنته بعد. إن ألمع النجوم في مجرتنا ليس فقط الأكبر مقارنة بالشمس ، ولكن أيضًا الأصغر سنًا. يطلق علماء الفيزياء الفلكية وعلماء الفلك على هذه النجوم عمالقة زرقاء عملاقة. في النهاية ، يواجهون نفس المصير الذي تمر به تريليونات النجوم الأخرى. أولاً ، الولادة السريعة ، حياة رائعة ومتحمسة ، وبعدها تبدأ فترة من الاضمحلال البطيء. النجوم كبيرة مثل الشمس لها دورات حياة طويلة في التسلسل الرئيسي (في المنتصف).

باستخدام البيانات الخاصة بكتلة النجم ، يمكن للمرء أن يفترض مسار تطوره التطوري. مثال واضح على هذه النظرية هو تطور نجمنا. لا شيء يدوم. نتيجة الاندماج النووي الحراري ، يتم تحويل الهيدروجين إلى هيليوم ، وبالتالي ، يتم استهلاك احتياطياته الأولية وتقليلها. في وقت ليس في القريب العاجل ، ستنفد هذه المخزونات انطلاقا من حقيقة أن شمسنا تستمر في السطوع لأكثر من 5 مليارات سنة ، دون تغيير في حجمها ، يمكن أن يستمر العمر الناضج للنجم نفس الفترة تقريبا

سيؤدي استنزاف احتياطيات الهيدروجين إلى حقيقة أن جوهر الشمس ، تحت تأثير الجاذبية ، سيبدأ في الانكماش بسرعة. ستصبح كثافة اللب عالية جدًا ، ونتيجة لذلك ستنتقل العمليات النووية الحرارية إلى الطبقات المجاورة لللب. تسمى هذه الحالة بالانهيار ، والتي يمكن أن تحدث بسبب مرور التفاعلات النووية الحرارية في الطبقات العليا من النجم. نتيجة للضغط العالي ، يتم تشغيل التفاعلات النووية الحرارية بمشاركة الهيليوم.

سيستمر احتياطي الهيدروجين والهيليوم في هذا الجزء من النجم لملايين السنين. لن يكون قريبًا جدًا أن يؤدي استنفاد احتياطيات الهيدروجين إلى زيادة كثافة الإشعاع ، وزيادة حجم الغلاف وحجم النجم نفسه. نتيجة لذلك ، ستصبح شمسنا كبيرة جدًا. إذا تخيلنا هذه الصورة في عشرات المليارات من السنين ، فعندئذ بدلاً من قرص لامع مبهر ، سيعلق قرص أحمر حار ذو أبعاد هائلة في السماء. العمالقة الحمراء هي مرحلة طبيعية لتطور النجم ، وحالته الانتقالية في فئة النجوم المتغيرة.

نتيجة لمثل هذا التحول ، ستنخفض المسافة من الأرض إلى الشمس ، بحيث تقع الأرض في منطقة تأثير الإكليل الشمسي وتبدأ في "التقلّب" فيها. سترتفع درجة الحرارة على سطح الكوكب عشرة أضعاف ، مما سيؤدي إلى اختفاء الغلاف الجوي وإلى تبخر الماء. نتيجة لذلك ، سيتحول الكوكب إلى صحراء صخرية هامدة.

المراحل الأخيرة من تطور النجوم

بعد أن وصل إلى مرحلة العملاق الأحمر ، يصبح النجم الطبيعي قزمًا أبيض تحت تأثير عمليات الجاذبية. إذا كانت كتلة النجم مساوية تقريبًا لكتلة شمسنا ، فإن جميع العمليات الرئيسية فيه ستمضي بهدوء ، بدون نبضات وردود فعل متفجرة سيموت القزم الأبيض لفترة طويلة ، ويتحول إلى رماد.

في الحالات التي يكون فيها النجم في الأصل 1.4 ضعف كتلة الشمس ، لن يكون القزم الأبيض هو المرحلة النهائية. مع وجود كتلة كبيرة داخل النجم ، تبدأ عمليات ضغط المادة النجمية على المستوى الذري والجزيئي. تتحول البروتونات إلى نيوترونات ، وتزداد كثافة النجم ويتناقص حجمه بسرعة.

يبلغ قطر النجوم النيوترونية المعروفة للعلم 10-15 كم. في مثل هذا الحجم الصغير ، يكون للنجم النيوتروني كتلة هائلة. يمكن أن يزن سنتيمتر مكعب واحد من المادة النجمية مليارات الأطنان.

في حال كنا نتعامل في البداية مع نجم ذي كتلة كبيرة ، فإن المرحلة الأخيرة من التطور تأخذ أشكالًا أخرى. مصير النجم الهائل هو ثقب أسود - جسم ذو طبيعة غير مستكشفة وسلوك غير متوقع. تزيد الكتلة الضخمة للنجم من قوى الجاذبية التي تدفع قوى الانضغاط. لا يمكن تعليق هذه العملية. تنمو كثافة المادة حتى تتحول إلى ما لا نهاية ، وتشكل فضاءًا فريدًا (نظرية النسبية لأينشتاين). سيصبح نصف قطر هذا النجم في النهاية صفرًا ، ليصبح ثقبًا أسود في الفضاء الخارجي. سيكون هناك عدد أكبر بكثير من الثقوب السوداء إذا احتلت النجوم الضخمة وذات الكتلة الهائلة معظم الفضاء في الفضاء.

وتجدر الإشارة إلى أنه عندما يتحول العملاق الأحمر إلى نجم نيوتروني أو ثقب أسود ، يمكن أن يختبر الكون ظاهرة فريدة - ولادة جسم فضائي جديد.

ولادة سوبر نوفا هي المرحلة النهائية الأكثر إثارة في تطور النجوم. هنا يعمل قانون الطبيعة الطبيعي: إن التوقف عن وجود جسد واحد يؤدي إلى حياة جديدة. فترة مثل هذه الدورة مثل ولادة المستعر الأعظم تتعلق بشكل أساسي بالنجوم الضخمة. تؤدي الاحتياطيات المستهلكة من الهيدروجين إلى حقيقة أن الهيليوم والكربون يدخلان في عملية الاندماج النووي الحراري. نتيجة لهذا التفاعل ، يرتفع الضغط مرة أخرى ، ويتكون قلب حديدي في وسط النجم. تحت تأثير أقوى قوى الجاذبية ، ينتقل مركز الكتلة إلى الجزء المركزي من النجم. يصبح القلب ثقيلًا لدرجة أنه غير قادر على تحمل جاذبيته. نتيجة لذلك ، يبدأ التوسع السريع للنواة ، مما يؤدي إلى انفجار فوري. ولادة مستعر أعظم هو انفجار ، موجة صدم من القوة الوحشية ، وميض ساطع في مساحات شاسعة من الكون.

وتجدر الإشارة إلى أن شمسنا ليست نجما هائلا ، وبالتالي ، فإن هذا المصير لا يهددها ، ولا ينبغي أن يخاف كوكبنا من مثل هذه النهاية. في معظم الحالات ، تحدث انفجارات المستعر الأعظم في المجرات البعيدة ، وهو ما يفسر ندرة اكتشافها.

أخيرا

إن تطور النجوم هو عملية تمتد لعشرات المليارات من السنين. فكرتنا عن العمليات الجارية هي مجرد نظرية ، نموذج رياضي وفيزيائي. الوقت الأرضي هو مجرد لحظة في الدورة الزمنية الضخمة التي يعيش فيها كوننا. يمكننا فقط ملاحظة ما كان يحدث منذ بلايين السنين وتخمين ما قد تواجهه الأجيال القادمة من أبناء الأرض.

إذا كان لديك أي أسئلة - اتركها في التعليقات أسفل المقالة. سنكون سعداء نحن أو زوارنا بالرد عليهم

اندماج نووي حراري في أمعاء النجوم

في هذا الوقت ، بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 0.8 ضعف كتلة الشمس ، يصبح اللب شفافًا للإشعاع ، وسيسود نقل الطاقة المشعة في اللب ، بينما يظل الغلاف العلوي متحركًا. لا أحد يعرف على وجه اليقين أي النجوم ذات الكتلة الأصغر تصل إلى التسلسل الرئيسي ، لأن الوقت الذي تقضيه هذه النجوم في فئة الصغار يتجاوز عمر الكون. تستند كل أفكارنا حول تطور هذه النجوم إلى حسابات عددية.

عندما يتقلص النجم ، يبدأ ضغط غاز الإلكترون المنحل في الزيادة ، وعند بعض نصف قطر النجم ، يوقف هذا الضغط نمو درجة الحرارة المركزية ، ثم يبدأ في تقليلها. وبالنسبة للنجوم الأقل من 0.08 ، فقد تبين أنها قاتلة: فالطاقة المنبعثة أثناء التفاعلات النووية لن تكون كافية أبدًا لتغطية تكلفة الإشعاع. تسمى هذه النجوم السفلية بالأقزام البنية ، ومصيرها هو الانضغاط المستمر حتى يوقفه ضغط الغاز المنحل ، ثم التبريد التدريجي مع توقف جميع التفاعلات النووية.

النجوم الشابة ذات الكتلة المتوسطة

النجوم الشابة ذات الكتلة المتوسطة (من 2 إلى 8 كتل شمسية) تتطور نوعيًا بنفس الطريقة التي تتطور بها أخواتها الأصغر ، باستثناء أنه ليس لديهم مناطق حمل حتى التسلسل الرئيسي.

ترتبط كائنات من هذا النوع بما يسمى ب. نجوم الهربيت Ae \\ كن متغيرات غير منتظمة من النوع الطيفي B-F5. لديهم أيضًا أقراص نفاثة ثنائية القطب. معدل التدفق والسطوع ودرجة الحرارة الفعالة أعلى بكثير من تلك الخاصة بـ τ الثور ، لذلك فهي تسخن وتشتت بقايا السحابة النجمية.

نجوم فتية كتلتها أكبر من 8 كتل شمسية

في الواقع ، هذه بالفعل نجوم عادية. بينما كانت كتلة اللب الهيدروستاتيكي تتراكم ، تمكن النجم من تخطي جميع المراحل الوسيطة وتسخين التفاعلات النووية لدرجة أنها عوضت عن خسائر الإشعاع. تتمتع هذه النجوم بتدفق من الكتلة واللمعان كبير جدًا لدرجة أنه لا يوقف فقط انهيار المناطق الخارجية المتبقية ، بل يدفعها إلى الوراء. وبالتالي ، فإن كتلة النجم المتشكل أقل بشكل ملحوظ من كتلة السحابة النجمية الأولية. على الأرجح ، هذا يفسر عدم وجود نجوم في مجرتنا أكبر من 100-200 كتلة شمسية.

منتصف عمر النجم

من بين النجوم المتكونة ، هناك مجموعة كبيرة ومتنوعة من الألوان والأحجام. في النوع الطيفي ، تتراوح من اللون الأزرق الساخن إلى الأحمر البارد ، في الكتلة - من 0.08 إلى أكثر من 200 كتلة شمسية. يعتمد لمعان ولون النجم على درجة حرارة سطحه ، والتي بدورها تحددها كتلته. جميع النجوم الجديدة "تأخذ مكانها" في التسلسل الرئيسي وفقًا لتركيبها الكيميائي وكتلتها. نحن لا نتحدث عن الحركة المادية للنجم - فقط عن موضعه على الرسم البياني المشار إليه ، اعتمادًا على معلمات النجم. هذا هو ، في الواقع ، نتحدث فقط عن تغيير معالم النجم.

ما سيحدث بعد ذلك يعتمد على كتلة النجم.

سنوات لاحقة وموت النجوم

النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة

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

يمكن لبعض النجوم تصنيع الهيليوم فقط في بعض المناطق النشطة ، مما يسبب عدم الاستقرار والرياح الشمسية القوية. في هذه الحالة ، لا يحدث تكوين السديم الكوكبي ، ويتبخر النجم فقط ، ليصبح أصغر من قزم بني.

لكن النجم الذي تقل كتلته عن 0.5 شمسي لن يكون قادرًا على تخليق الهليوم حتى بعد توقف التفاعلات بمشاركة الهيدروجين في اللب. قوقعتها النجمية ليست ضخمة بما يكفي للتغلب على الضغط الناتج عن اللب. تشمل هذه النجوم الأقزام الحمراء (مثل Proxima Centauri) ، التي عاشت في التسلسل الرئيسي لمئات المليارات من السنين. بعد إنهاء التفاعلات النووية الحرارية في قلبها ، فإنها ، بعد تبريدها تدريجياً ، ستستمر في الانبعاث بشكل ضعيف في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي.

النجوم المتوسطة

عندما يصل النجم إلى متوسط \u200b\u200bحجم (من 0.4 إلى 3.4 كتلة شمسية) لمرحلة العملاق الأحمر ، تستمر طبقاته الخارجية في التوسع ، ويتقلص اللب ، وتبدأ تفاعلات تخليق الكربون من الهيليوم. يطلق الاندماج الكثير من الطاقة ، مما يمنح النجم فترة راحة مؤقتة. بالنسبة لنجم مشابه لحجم الشمس ، يمكن أن تستغرق هذه العملية حوالي مليار سنة.

تؤدي التغييرات في كمية الطاقة المنبعثة إلى مرور النجم بفترات من عدم الاستقرار ، والتي تشمل التغيرات في الحجم ودرجة حرارة السطح وإطلاق الطاقة. يتم تحويل إطلاق الطاقة نحو إشعاع منخفض التردد. كل هذا مصحوب بفقدان متزايد للكتلة بسبب الرياح الشمسية القوية والنبضات الشديدة. تم تسمية النجوم في هذه المرحلة النجوم المتأخرة, نجوم OH -IR أو النجوم الشبيهة بالعالم ، اعتمادًا على خصائصها الدقيقة. الغاز المقذوف غني نسبيًا بالعناصر الثقيلة المنتجة في باطن النجم ، مثل الأكسجين والكربون. يشكل الغاز غلافًا متمددًا ويبرد أثناء تحركه بعيدًا عن النجم ، مما يسمح بتكوين جزيئات الغبار والجزيئات. تشكل الأشعة تحت الحمراء القوية للنجم المركزي في مثل هذه الأظرف ظروفًا مثالية لتفعيل الماسكات.

تفاعلات احتراق الهيليوم حساسة جدًا لدرجة الحرارة. هذا يؤدي في بعض الأحيان إلى عدم استقرار كبير. تحدث نبضات عنيفة ، والتي تنقل في النهاية طاقة حركية كافية للطبقات الخارجية لتخرج وتصبح سديم كوكبي. في مركز السديم ، يبقى قلب النجم ، والذي يتحول أثناء التبريد إلى قزم أبيض هيليوم ، وعادة ما تكون كتلته تصل إلى 0.5-0.6 شمسي وقطره من قطر الأرض.

الأقزام البيضاء

الغالبية العظمى من النجوم ، بما في ذلك الشمس ، تنهي تطورها ، وتتقلص حتى يوازن ضغط الإلكترونات المتدهورة الجاذبية. في هذه الحالة ، عندما يتناقص حجم النجم مائة مرة وتصبح كثافته مليون مرة كثافة الماء ، يُطلق على النجم اسم قزم أبيض. إنه خالٍ من مصادر الطاقة ويبرد تدريجياً ويصبح مظلمًا وغير مرئي.

في النجوم الأكثر ضخامة من الشمس ، لا يمكن لضغط الإلكترونات المتحللة أن يحتوي تقلص النواة ، ويستمر حتى تتحول معظم الجسيمات إلى نيوترونات معبأة بإحكام بحيث يقاس حجم النجم بالكيلومترات ، وتبلغ الكثافة 100 مليون مرة كثافة ماء. يسمى هذا الشيء بالنجم النيوتروني. يتم الحفاظ على توازنه بواسطة ضغط المادة النيوترونية المتحللة.

النجوم الهائلة

بعد أن تبعثرت الطبقات الخارجية لنجم كتلته أكبر من خمس كتل شمسية لتشكل عملاقًا أحمر فائقًا ، يبدأ اللب في الانكماش بسبب قوى الجاذبية. مع استمرار الضغط ، تزداد درجة الحرارة والكثافة ، ويبدأ تسلسل جديد من التفاعلات النووية الحرارية. في مثل هذه التفاعلات ، يتم تصنيع العناصر الثقيلة ، مما يحد مؤقتًا من انهيار النواة.

في النهاية ، مع تكوين المزيد والمزيد من العناصر الثقيلة في الجدول الدوري ، يتم تصنيع الحديد -56 من السيليكون. حتى هذه النقطة ، أطلق تخليق العناصر كمية كبيرة من الطاقة ، لكن نواة الحديد -56 هي التي تحتوي على أقصى عيب في الكتلة ، كما أن تكوين نوى أثقل أمر غير ملائم. لذلك ، عندما يصل اللب الحديدي للنجم إلى قيمة معينة ، فإن الضغط الموجود فيه لم يعد قادرًا على تحمل قوة الجاذبية الهائلة ، ويحدث الانهيار الفوري لللب مع نيوترونة مادته.

ما سيحدث بعد ذلك ليس واضحًا تمامًا. ولكن مهما كان الأمر ، فإنه في غضون ثوانٍ يؤدي إلى انفجار مستعر أعظم ذي قوة لا تصدق.

يثير انفجار النيوترينو المصاحب موجة صدمة. تعمل النفاثات القوية من النيوترينوات والمجال المغناطيسي الدوار على طرد معظم المواد المتراكمة بواسطة النجم - ما يسمى بعناصر الجلوس ، بما في ذلك عناصر الحديد والأخف وزنا. يتم قصف المادة المتناثرة بواسطة النيوترونات المقذوفة من النواة ، مما يؤدي إلى التقاطها وبالتالي تكوين مجموعة من العناصر أثقل من الحديد ، بما في ذلك العناصر المشعة ، حتى اليورانيوم (وربما حتى الكاليفورنيوم). وهكذا ، فإن انفجارات السوبرنوفا تفسر وجود عناصر أثقل من الحديد في المادة بين النجوم.

تحمل موجة الانفجار ونفاثات النيوترينوات المواد بعيدًا عن النجم المحتضر إلى الفضاء بين النجوم. بعد ذلك ، تتحرك عبر الفضاء ، يمكن أن تتصادم مادة المستعر الأعظم هذه مع حطام فضائي آخر ، وربما تشارك في تكوين نجوم أو كواكب أو أقمار صناعية جديدة.

لا تزال العمليات التي تحدث أثناء تكوين المستعر الأعظم قيد الدراسة ، وحتى الآن لا يوجد وضوح حول هذه المسألة. ومن المشكوك فيه أيضًا ما تبقى من النجم الأصلي. ومع ذلك ، يتم النظر في خيارين:

النجوم النيوترونية

من المعروف أنه في بعض المستعرات الأعظمية ، تدفع الجاذبية القوية داخل العملاق الفائق الإلكترونات إلى السقوط على النواة الذرية ، حيث تندمج مع البروتونات لتشكيل نيوترونات. تختفي القوى الكهرومغناطيسية التي تفصل بين النوى القريبة. نواة النجم الآن عبارة عن كرة كثيفة من النوى الذرية والنيوترونات الفردية.

هذه النجوم ، المعروفة بالنجوم النيوترونية ، صغيرة للغاية - لا تزيد عن حجم مدينة كبيرة - ولها كثافة عالية لا يمكن تصورها. تصبح فترة ثورتهم قصيرة للغاية مع انخفاض حجم النجم (بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي). يقوم البعض بعمل 600 دورة في الثانية. عندما يشير المحور الذي يربط بين القطبين المغناطيسي الشمالي والجنوبي لهذا النجم الذي يدور بسرعة إلى الأرض ، يمكن تسجيل نبضة إشعاع متكررة على فترات مساوية لفترة ثورة النجم. كانت تسمى هذه النجوم النيوترونية "النجوم النابضة" وأصبحت أول نجوم نيوترونية يتم اكتشافها.

الثقوب السوداء

لا تتحول كل المستعرات الأعظمية إلى نجوم نيوترونية. إذا كان للنجم كتلة كبيرة بما يكفي ، فسيستمر انهيار النجم وستبدأ النيوترونات نفسها في الانخفاض إلى الداخل حتى يصبح نصف قطرها أقل من نصف قطر شوارزشيلد. بعد ذلك ، يصبح النجم ثقبًا أسود.

تم التنبؤ بوجود الثقوب السوداء من خلال النسبية العامة. وفقًا للنسبية العامة ، لا يمكن للمادة والمعلومات ترك ثقب أسود تحت أي ظروف. ومع ذلك ، فإن ميكانيكا الكم تجعل الاستثناءات الممكنة لهذه القاعدة.

لا يزال هناك عدد من الأسئلة المفتوحة. ومن أبرزها: "هل توجد ثقوب سوداء أصلاً؟" في الواقع ، لكي نقول على وجه اليقين أن جسمًا ما هو ثقب أسود ، من الضروري مراقبة أفق الحدث الخاص به. كل المحاولات للقيام بذلك باءت بالفشل. ولكن لا يزال هناك أمل ، حيث لا يمكن تفسير بعض الأشياء دون جذب التراكم والتراكم على جسم بدون سطح صلب ، لكن وجود الثقوب السوداء ذاته لا يثبت ذلك.

الأسئلة مفتوحة أيضًا: هل من الممكن أن ينهار النجم مباشرة في ثقب أسود ، متجاوزًا سوبرنوفا؟ هل هناك مستعرات عظمى ستتحول فيما بعد إلى ثقوب سوداء؟ ما هو التأثير الدقيق للكتلة الأولية للنجم على تكوين الأجسام في نهاية دورة حياتها؟

على الرغم من أن النجوم تبدو أبدية على مقياس الزمن البشري ، فهي ، مثل كل شيء في الطبيعة ، تولد وتعيش وتموت. وفقًا للفرضية المقبولة عمومًا عن سحابة من الغاز والغبار ، يولد النجم نتيجة لانضغاط الجاذبية للغاز بين النجمي وسحابة الغبار. عندما يتم ضغط هذه السحابة ، فإنها تتشكل أولاً بروتستارتنمو درجة الحرارة في مركزها بشكل مطرد حتى تصل إلى الحد الضروري لسرعة الحركة الحرارية للجسيمات لتتجاوز العتبة ، وبعد ذلك تستطيع البروتونات التغلب على القوى العيانية للتنافر الكهروستاتيكي المتبادل ( سم. قانون كولوم) والدخول في تفاعل اندماج نووي حراري ( سم. الاضمحلال النووي والاندماج).

نتيجة لتفاعل اندماج نووي حراري متعدد المراحل لأربعة بروتونات ، تتشكل نواة الهليوم (2 بروتون + 2 نيوترون) في النهاية ويتم إطلاق ينبوع كامل من الجسيمات الأولية المختلفة. في الحالة النهائية ، الكتلة الكلية للجسيمات المشكلة الأصغر كتل البروتونات الأربعة الأولية ، مما يعني أن الطاقة الحرة يتم إطلاقها أثناء التفاعل ( سم. نظرية النسبية). وبسبب هذا ، فإن اللب الداخلي للنجم الوليد يسخن بسرعة إلى درجات حرارة عالية للغاية ، وتبدأ طاقته الزائدة في التدفق نحو سطحه الأقل سخونة - وخارجها. في الوقت نفسه ، يبدأ الضغط في مركز النجم في النمو ( سم. معادلة الغاز المثالية للدولة). وهكذا ، من خلال "حرق" الهيدروجين في سياق تفاعل نووي حراري ، لا يسمح النجم لقوى التجاذب الثقالي بضغط نفسها إلى حالة فائقة الكثافة ، مما يعارض الضغط الحراري الداخلي المتجدد باستمرار لانهيار الجاذبية ، ونتيجة لذلك ينشأ توازن طاقة مستقر. يقال إن النجوم في مرحلة الاحتراق النشط للهيدروجين تكون في "المرحلة الرئيسية" من دورة حياتها أو تطورها ( سم. مخطط هيرتزبرونج-راسل). يسمى تحول بعض العناصر الكيميائية إلى عناصر أخرى داخل النجم الاندماج النووي أو تخليق نووي.

على وجه الخصوص ، كانت الشمس في المرحلة النشطة من حرق الهيدروجين في عملية التخليق النووي النشط لنحو 5 مليارات سنة ، وينبغي أن تكون احتياطيات الهيدروجين في القلب لاستمرارها كافية لنجمنا لمدة 5.5 مليار سنة أخرى. كلما زاد حجم النجم ، زادت كمية وقود الهيدروجين لديه ، ولكن لمواجهة قوى الانهيار الثقالي ، يجب أن يحرق الهيدروجين بكثافة تتجاوز معدل نمو احتياطيات الهيدروجين مع زيادة كتلة النجم. وهكذا ، كلما زاد حجم النجم ، كلما كان عمره أقصر ، وهو ما يحدده نضوب احتياطيات الهيدروجين ، وتحترق أكبر النجوم حرفيًا في "بعض" عشرات الملايين من السنين. من ناحية أخرى ، تعيش أصغر النجوم "بشكل مريح" لمئات المليارات من السنين. وعلى هذا المقياس ، تنتمي شمسنا إلى "الفلاحين المتوسطين الأقوياء".

عاجلاً أم آجلاً ، سيستهلك أي نجم كل الهيدروجين المتاح للاحتراق في فرنه الحراري النووي. ماذا بعد؟ كما أنه يعتمد على كتلة النجم. الشمس (وكل النجوم التي لا تتجاوز كتلتها ثمانية أضعاف) تنهي حياتي بطريقة مبتذلة للغاية. مع استنفاد احتياطيات الهيدروجين في الجزء الداخلي من النجم ، تبدأ قوى ضغط الجاذبية ، التي تنتظر بصبر هذه الساعة من لحظة ولادة النجم ، في الحصول على اليد العليا - وتحت تأثيرها ، يبدأ النجم في الانكماش والسمك. تؤدي هذه العملية إلى تأثير مزدوج: ترتفع درجة الحرارة في الطبقات مباشرة حول قلب النجم إلى المستوى الذي يدخل فيه الهيدروجين الموجود هناك أخيرًا في تفاعل اندماج حراري نووي مع تكوين الهيليوم. في الوقت نفسه ، ترتفع درجة الحرارة في اللب نفسه ، والذي يتكون الآن من هيليوم واحد تقريبًا ، لدرجة أن الهيليوم نفسه - وهو نوع من "الرماد" لتفاعل التخليق النووي الأولي المحتضر - يدخل في تفاعل اندماج نووي حراري جديد: تتشكل نواة كربون واحدة من ثلاث نوى هيليوم. هذا التفاعل الثانوي للاندماج النووي الحراري ، الذي تغذيه نواتج التفاعل الأولي ، هو أحد اللحظات الأساسية في دورة حياة النجوم.

مع الاحتراق الثانوي للهيليوم في قلب النجم ، يتم إطلاق الكثير من الطاقة بحيث يبدأ النجم فعليًا في الانتفاخ. على وجه الخصوص ، ستتوسع قشرة الشمس في هذه المرحلة من الحياة إلى ما وراء مدار كوكب الزهرة. في هذه الحالة ، تظل الطاقة الإشعاعية الإجمالية للنجم عند نفس المستوى تقريبًا كما كانت خلال المرحلة الرئيسية من حياته ، ولكن نظرًا لأن هذه الطاقة تشع الآن عبر مساحة سطح أكبر بكثير ، فإن الطبقة الخارجية للنجم تبرد إلى الجزء الأحمر من الطيف. يتحول النجم إلى العملاق الأحمر.

بالنسبة لنجوم فئة الشمس ، بعد استنفاد الوقود الذي يغذي التفاعل الثانوي للتخليق النووي ، تبدأ مرحلة الانهيار التثاقلي مرة أخرى - وهذه المرة المرحلة الأخيرة. لم تعد درجة الحرارة داخل القلب قادرة على الارتفاع إلى المستوى المطلوب لبدء المستوى التالي من التفاعل النووي الحراري. لذلك ، يتقلص النجم حتى تتم موازنة قوى الجاذبية بحاجز القوة التالي. في دوره انخفاض ضغط غاز الإلكترون(سم. حد شاندراسيخار). الإلكترونات ، التي لعبت حتى هذه المرحلة دور الإضافات العاطلة عن العمل في تطور النجم ، دون المشاركة في تفاعلات الاندماج النووي والتنقل بحرية بين النوى في عملية الاندماج ، في مرحلة معينة من الانضغاط ، تُحرم من "مساحة المعيشة" وتبدأ في "مقاومة" المزيد من ضغط الجاذبية للنجم. تستقر حالة النجم وتتحول إلى حالة منحطة قزم ابيض،والتي ستشع الحرارة المتبقية في الفضاء حتى تبرد تمامًا.

النجوم الأكثر ضخامة من الشمس سيكون لها نهاية أكثر إثارة. بعد احتراق الهيليوم ، اتضح أن كتلته أثناء الانضغاط كافية لتسخين اللب والصدفة إلى درجات الحرارة المطلوبة لإطلاق تفاعلات التخليق النووي التالية - الكربون ، ثم السيليكون ، والمغنيسيوم - وما إلى ذلك ، مع نمو الكتل النووية. علاوة على ذلك ، في بداية كل رد فعل جديد في قلب النجم ، يستمر التفاعل السابق في غلافه. في الواقع ، كل العناصر الكيميائية حتى الحديد ، التي يتكون منها الكون ، تشكلت بدقة نتيجة للتخليق النووي في أعماق النجوم المحتضرة من هذا النوع. لكن الحديد هو الحد. لا يمكن أن يكون بمثابة وقود للاندماج النووي أو تفاعلات الانحلال في أي درجة حرارة وضغط ، حيث أن تدفق الطاقة الخارجية مطلوب لكل من تحللها ولإضافة نيوكليونات إضافية إليها. نتيجة لذلك ، يراكم النجم الهائل تدريجياً قلبًا حديديًا داخل نفسه ، وهو غير قادر على العمل كوقود لأي تفاعلات نووية أخرى.

بمجرد أن تصل درجة الحرارة والضغط داخل النواة إلى مستوى معين ، تبدأ الإلكترونات في التفاعل مع بروتونات نوى الحديد ، مما يؤدي إلى تكوين النيوترونات. وفي فترة زمنية قصيرة جدًا - يعتقد بعض المنظرين أن الأمر لا يستغرق سوى بضع ثوانٍ - تتحلل الإلكترونات الحرة طوال التطور السابق للنجم حرفيًا في بروتونات نوى الحديد ، وتتحول كل مادة لب النجم إلى مجموعة متواصلة من النيوترونات وتبدأ في الانكماش بسرعة في انهيار الجاذبية ، حيث ينخفض \u200b\u200bالضغط المقابل لغاز الإلكترون المتحلل إلى الصفر. ينهار الغلاف الخارجي للنجم ، الذي يخرج منه أي دعم ، باتجاه المركز. طاقة الاصطدام للقشرة الخارجية المنهارة مع النواة النيوترونية عالية جدًا لدرجة أنها ترتد وتتشتت في جميع الاتجاهات من القلب بسرعة كبيرة - وينفجر النجم حرفيًا في ومضة عمياء سوبرنوفا النجوم... في غضون ثوانٍ ، أثناء انفجار مستعر أعظم ، يمكن إطلاق المزيد من الطاقة في الفضاء أكثر من جميع نجوم المجرة مجتمعة خلال نفس الوقت.

بعد انفجار مستعر أعظم وتمدد الغلاف في النجوم التي تبلغ كتلتها حوالي 10-30 كتلة شمسية ، يؤدي الانهيار الجاذبي المستمر إلى تكوين نجم نيوتروني ، يتم ضغط مادته حتى يبدأ في الشعور بنفسه. ضغط نيوتروني متدهور -بعبارة أخرى ، تبدأ النيوترونات الآن (تمامًا كما فعلت الإلكترونات سابقًا) في مقاومة المزيد من الضغط ، الأمر الذي يتطلب نفسيمكان عيش \\ سكن. يحدث هذا عادة عندما يصل قطر النجم إلى حوالي 15 كم. والنتيجة هي نجم نيوتروني يدور بسرعة ويصدر نبضات كهرومغناطيسية عند تردد دورانه ؛ تسمى هذه النجوم النجوم النابضة. أخيرًا ، إذا تجاوزت كتلة لب النجم 30 كتلة شمسية ، فلا شيء يمكن أن يوقف المزيد من الانهيار الجاذبي ، ونتيجة لانفجار مستعر أعظم ،

يعتبر احتراق الهيدروجين أطول مرحلة في عمر النجم ، والتي ترتبط بالوفرة العالية الأولية للهيدروجين (70 بالكتلة) والقيمة الحرارية العالية لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم ، وهي حوالي 70 طاقة يتم الحصول عليها في سلسلة من التحولات النووية الحرارية المتتالية للهيدروجين إلى عنصر بأعلى طاقة. روابط لكل نكليون (MeV / nucleon). إن لمعان الفوتون للنجوم في التسلسل الرئيسي ، حيث يحترق الهيدروجين ، كقاعدة عامة ، أقل مما هو عليه في المراحل اللاحقة من التطور ، كما أن لمعان النيوترينو الخاص بها أقل بكثير ، لأن لا تتجاوز درجات الحرارة المركزية كلفن ، لذلك فإن معظم النجوم في المجرة والكون هي نجوم تسلسل رئيسي.

بعد انتهاء احتراق الهيدروجين في اللب ، يتحرك النجم إلى يمين التسلسل الرئيسي على مخطط درجة الحرارة واللمعان الفعال (مخطط Hertzsprung-Russell) ، وتنخفض درجة حرارته الفعالة ، وينتقل النجم إلى منطقة العمالقة الحمراء. هذا بسبب نقل الطاقة بالحمل الحراري من مصدر هيدروجين متعدد الطبقات يقع مباشرة بالقرب من قلب الهيليوم. في اللب نفسه ، تزداد درجة الحرارة تدريجيًا بسبب ضغط الجاذبية ، وعند درجة حرارة وكثافة جم / سم ، يبدأ الهيليوم في الاحتراق. ( تعليق: نظرًا لعدم وجود عناصر مستقرة ذات الأعداد الذرية 5 و 8 في الطبيعة ، فإن التفاعل مستحيل ، ويتحلل البريليوم -8 إلى جسيمين ألفا

إن إطلاق الطاقة لكل جرام في احتراق الهليوم هو حوالي مرتبة أقل من احتراق الهيدروجين. لذلك ، فإن عمر وعدد النجوم في هذه المرحلة من التطور أقصر بكثير من عمر وعدد النجوم في التسلسل الرئيسي. لكن نظرًا لمعانها العالي (مرحلة العملاق الأحمر أو العملاق الفائق) ، تمت دراسة هذه النجوم جيدًا.

التفاعل الأكثر أهمية هو - - العملية: إن طاقة مجموع جسيمات ألفا الثلاثة أعلى بمقدار 7.28 ميغا إلكترون فولت من الطاقة المتبقية لنواة الكربون 12. لذلك ، لكي يستمر التفاعل بشكل فعال ، هناك حاجة إلى مستوى طاقة "مناسب" لنواة الكربون 12. النواة لديها مثل هذا المستوى (بطاقة 7.656 ميغا إلكترون فولت) ؛ لذلك فإن التفاعل الثالث في النجوم له طبيعة رنانة ، وبالتالي يستمر بمعدل كاف. يتكون جسيمان ألفا من نواة الكورتيكوستيرويد:. العمر حوالي c ، ولكن هناك إمكانية لربط جسيم ألفا آخر لتشكيل نواة كربون 12 متحمس :. تزول الإثارة بولادة زوج ، وليس بفوتون ، منذ ذلك الحين انتقال الفوتون من هذا المستوى محظور بموجب قواعد الاختيار :. لاحظ أن الذرة الناتجة بشكل أساسي "تتكسر" على الفور إلى Be and He وفي النهاية إلى 3 جسيمات ألفا ، وفي حالة واحدة فقط من بين 2500 هناك انتقال إلى مستوى الأرض مع إطلاق 7.65 MeV من الطاقة التي يحملها الزوج.

معدل التفاعل الإضافي

يعتمد بشدة على درجة الحرارة (التي تحددها كتلة النجم) ، وبالتالي فإن النتيجة النهائية لحرق الهليوم في النجوم الضخمة هي تكوين الكربون أو الكربون - الأكسجين أو جوهر الأكسجين البحت.

في المراحل اللاحقة من تطور النجوم الضخمة في المناطق الوسطى من النجم عند درجات حرارة عالية ، تحدث تفاعلات الاندماج المباشر للنواة الثقيلة. إن إطلاق الطاقة في تفاعلات الاحتراق مشابه لإطلاق الطاقة في تفاعل reaction ، ومع ذلك ، فإن إشعاع النيوترينو القوي بسبب ارتفاع درجة الحرارة (K) يجعل عمر النجم في هذه المراحل أقصر بكثير من وقت احتراق الهليوم. إن احتمال اكتشاف مثل هذه النجوم ضئيل للغاية ، وفي الوقت الحالي لا يوجد تعريف مؤكد واحد لنجم في حالة هدوء ، مما يؤدي إلى إطلاق الطاقة بسبب الاحتراق أو العناصر الثقيلة.

الشكل: 7.1 حساب تطور نجم كتلته الأولية 22 كدالة للوقت من لحظة اشتعال الهيدروجين في اللب إلى بداية الانهيار. الوقت (على مقياس لوغاريتمي) يحسب من لحظة بدء الانهيار. الإحداثي هو الكتلة في الوحدات الشمسية ، مقاسة من المركز. تمت الإشارة إلى مراحل الاحتراق الحراري النووي للعناصر المختلفة (بما في ذلك المصادر ذات الطبقات). يشير اللون إلى شدة التسخين (أزرق) وتبريد النيوترينو (أرجواني). تشير المناطق المظللة إلى مناطق النجم غير المستقرة الحملية. الحسابات Heger A.، Woosley S. (شكل من المراجعة التي أجراها Langanke K.، Martinez-Pinedo G.، 2002، nucl-th / 0203071)

النجوم: ولادتهم وحياتهم وموتهم [الطبعة الثالثة المنقحة] شكلوفسكي يوسيف سامويلوفيتش

الفصل 12 تطور النجوم

الفصل 12 تطور النجوم

كما سبق التأكيد في القسم 6 ، فإن الغالبية العظمى من النجوم تغير خصائصها الرئيسية (اللمعان ، نصف القطر) ببطء شديد. في أي لحظة ، يمكن اعتبارها في حالة توازن - وهو ظرف استخدمناه على نطاق واسع لتوضيح طبيعة الداخل النجمي. لكن بطء التغييرات لا يعني غيابها. انها كل شيء عن توقيت التطور ، الذي يجب أن يكون حتميًا تمامًا للنجوم. في أكثر أشكالها عمومية ، يمكن صياغة مشكلة تطور النجم على النحو التالي. لنفترض أن هناك نجمًا بكتلة ونصف قطر محددين. بالإضافة إلى ذلك ، فإن تركيبته الكيميائية الأولية معروفة ، والتي ستُعتبر ثابتة في جميع أنحاء الحجم الكلي للنجم. ثم يأتي لمعانها من حساب نموذج النجم. أثناء التطور ، يجب أن يتغير التركيب الكيميائي للنجم حتمًا ، لأنه بسبب التفاعلات الحرارية النووية التي تدعم لمعانه ، يتناقص محتوى الهيدروجين بشكل لا رجعة فيه مع مرور الوقت. بالإضافة إلى ذلك ، سيتوقف التركيب الكيميائي للنجم عن كونه موحدًا. إذا انخفضت النسبة المئوية للهيدروجين في الجزء المركزي بشكل ملحوظ ، فستبقى عمليا دون تغيير في المحيط. لكن هذا يعني أنه مع تطور النجم ، المرتبط بـ "نضوب" وقوده النووي ، يجب أن يتغير نموذج النجم نفسه ، وبالتالي هيكله. يجب توقع التغييرات في اللمعان ونصف القطر ودرجة حرارة السطح. نتيجة لمثل هذه التغييرات الخطيرة ، سيغير النجم مكانه تدريجياً في مخطط Hertzsprung - Russell. ينبغي للمرء أن يتخيل أنه في هذا الرسم البياني سيصف مسارًا معينًا أو ، كما يقولون ، "مسار".

إن مشكلة التطور النجمي هي بلا شك واحدة من أكثر المشاكل الأساسية في علم الفلك. في الأساس ، السؤال هو كيف تولد النجوم ، تعيش ، "تشيخ" وتموت. إن هذا الكتاب مكرس لهذه المشكلة. هذه المشكلة ، بطبيعتها ، هي متكامل... يتم حلها عن طريق البحث الهادف من قبل ممثلي مختلف فروع علم الفلك - المراقبون والمنظرون. بعد كل شيء ، دراسة النجوم ، لا يمكن للمرء أن يقول على الفور أي منهم له علاقة وراثية. بشكل عام ، تبين أن هذه المشكلة صعبة للغاية ولم يتم حلها على الإطلاق لعدة عقود. علاوة على ذلك ، حتى وقت قريب نسبيًا ، كانت الجهود البحثية غالبًا ما تسير في اتجاه خاطئ تمامًا. على سبيل المثال ، فإن وجود التسلسل الرئيسي في مخطط هيرتزبرونج-راسل "ألهم" العديد من الباحثين الساذجين لتخيل أن النجوم تتطور على طول هذا المخطط من عمالقة زرقاء ساخنة إلى أقزام حمراء. ولكن نظرًا لوجود نسبة "كتلة - لمعان" ، يتم تحديد موقع كتلة النجوم وفقًا لها على طول التسلسل الرئيسي ، يجب أن يتناقص باستمرار ، يعتقد الباحثون السابقون بعناد أن تطور النجوم في الاتجاه المشار إليه يجب أن يكون مصحوبًا بفقدان مستمر ، علاوة على ذلك ، خسارة كبيرة جدًا في كتلتها.

كل هذا تبين أنه خطأ. تدريجيًا ، أصبحت مسألة مسارات تطور النجوم واضحة ، على الرغم من أن التفاصيل الفردية للمشكلة لا تزال بعيدة عن الحل. يعود الفضل الخاص في فهم عملية التطور النجمي إلى علماء الفيزياء الفلكية النظريين ، والمتخصصين في البنية الداخلية للنجوم ، وقبل كل شيء إلى العالم الأمريكي م. شوارزشيلد ومدرسته.

تم النظر في المرحلة المبكرة من تطور النجوم ، المرتبطة بعملية تكثيفها من الوسط البينجمي ، في نهاية الجزء الأول من هذا الكتاب. هناك ، في الواقع ، لم يكن الأمر يتعلق بالنجوم ، بل حول النجوم... هذا الأخير ، الذي يتقلص باستمرار تحت تأثير الجاذبية ، يصبح أجسامًا مضغوطة بشكل متزايد. في نفس الوقت ، تزداد درجة حرارة أمعائهم بشكل مستمر (انظر الصيغة (6.2)) حتى تصبح حوالي عدة ملايين كلفن. عند درجة حرارة كهذه ، فإن التفاعلات النووية الحرارية الأولى على النوى الخفيفة (الديوتيريوم ، الليثيوم ، البريليوم ، البورون) ، التي يكون فيها "حاجز كولوم" منخفضًا نسبيًا ، يتم "تشغيلها" في المناطق المركزية للنجوم الأولية. عندما تحدث هذه التفاعلات ، سوف يتباطأ انكماش النجم الأولي. ومع ذلك ، فإن النوى الخفيفة "تحترق" بسرعة كبيرة ، نظرًا لأن وفرتها صغيرة ، وسيستمر ضغط النجم الأولي بنفس السرعة تقريبًا (انظر المعادلة (3.6) في الجزء الأول من الكتاب) ، وسوف "يستقر" النجم الأولي ، أي أنه سيتوقف عن الضغط ، فقط بعد أن ترتفع درجة الحرارة في الجزء المركزي بدرجة كبيرة بحيث "تنشط" تفاعلات البروتون والبروتون أو تفاعلات الكربون النيتروجين. سوف تفترض تكوين توازن تحت تأثير قوى جاذبيتها الخاصة والفرق في ضغط الغاز ، والتي تكاد تعوض بعضها البعض (انظر الفقرة 6). بالمعنى الدقيق للكلمة ، من هذه اللحظة فصاعدًا ، يصبح النجم الأولي نجمًا. النجم الشاب "يجلس" في مكانه في مكان ما على التسلسل الرئيسي. يتم تحديد مكانه الدقيق في التسلسل الرئيسي بقيمة الكتلة الأولية للنجم الأولي. النجوم الأولية الضخمة "تهبط" على الجزء العلوي من هذا التسلسل ، النجوم الأولية ذات الكتلة الصغيرة نسبيًا (أقل من الكتلة الشمسية) "الأرض" على الجزء السفلي منها. وهكذا ، فإن النجوم الأولية "تدخل" باستمرار التسلسل الرئيسي بطولها بالكامل ، إذا جاز التعبير ، "بواجهة عريضة".

إن مرحلة التطور النجمي "النجم الأولي" هي مرحلة عابرة إلى حد ما. تمر النجوم الأكثر ضخامة بهذه المرحلة في بضع مئات الآلاف من السنين فقط. لذلك ، ليس من المستغرب أن يكون عدد هذه النجوم في المجرة صغيرًا. لذلك ، ليس من السهل ملاحظتها ، خاصة عندما تفكر في أن الأماكن التي تحدث فيها عملية تشكل النجوم ، كقاعدة عامة ، مغمورة في سحب الغبار التي تمتص الضوء. لكن بعد "التسجيل في منطقتهم الثابتة" في التسلسل الرئيسي لمخطط Hertzsprung-Russell ، سيتغير الوضع بشكل كبير. لفترة طويلة جدًا ، سيكونون في هذا الجزء من المخطط ، تقريبًا دون تغيير خصائصهم. لذلك ، يتم ملاحظة معظم النجوم في هذا التسلسل.

يتم تحديد بنية نماذج النجم ، عندما يكون "جلس" \u200b\u200bمؤخرًا نسبيًا على التسلسل الرئيسي ، بواسطة نموذج محسوب على افتراض أن تركيبه الكيميائي هو نفسه في جميع أنحاء الحجم بأكمله ("النموذج المتجانس" ؛ انظر الشكل 11.1 ، 11.2). عندما "يحترق" الهيدروجين ، ستتغير حالة النجم ببطء شديد ولكن بثبات ، ونتيجة لذلك ستصف النقطة التي تمثل النجم "مسارًا" معينًا على مخطط هيرتزبرونج-راسل. تعتمد طبيعة التغيير في حالة النجم أساسًا على ما إذا كانت المادة تختلط بداخلها أم لا. في الحالة الثانية ، كما رأينا في بعض النماذج في القسم السابق ، في المنطقة الوسطى من النجم ، تصبح وفرة الهيدروجين أقل بشكل ملحوظ بسبب التفاعلات النووية عنها في المحيط. لا يمكن وصف مثل هذا النجم إلا بنموذج غير متجانس. ولكن هناك مسار آخر للتطور النجمي ممكن أيضًا: يحدث الاختلاط في جميع أنحاء الحجم الكامل للنجم ، والذي لهذا السبب يحتفظ دائمًا بتركيب كيميائي "منتظم" ، على الرغم من أن محتوى الهيدروجين سينخفض \u200b\u200bباستمرار بمرور الوقت. كان من المستحيل القول مسبقًا أي من هذه الاحتمالات يتحقق في الطبيعة. بالطبع ، يوجد دائمًا في مناطق الحمل الحراري للنجوم اختلاط شديد للمادة ، وداخل هذه المناطق يجب أن يكون التركيب الكيميائي ثابتًا. ولكن بالنسبة لتلك المناطق من النجوم حيث يسود نقل الطاقة عن طريق الإشعاع ، فإن خلط المادة ممكن أيضًا. بعد كل شيء ، لا يمكن للمرء أبدًا استبعاد الحركات المنهجية البطيئة إلى حد ما لكتل \u200b\u200bكبيرة من المادة بسرعات منخفضة ، مما يؤدي إلى الاختلاط. يمكن أن تنشأ مثل هذه الحركات بسبب بعض ميزات دوران النجم.

تشكل النماذج المحسوبة للنجم ، التي يتغير فيها التركيب الكيميائي وقياس عدم التجانس بشكل منهجي عند كتلة ثابتة ، ما يسمى بـ "التسلسل التطوري". من خلال رسم النقاط المقابلة لنماذج مختلفة من التسلسل التطوري لنجم على مخطط هيرتزبرونج - راسل ، يمكن للمرء الحصول على مساره النظري في هذا المخطط. اتضح أنه إذا كان تطور النجم مصحوبًا بخلط كامل لمادة ، فإن المسارات ستوجه من التسلسل الرئيسي إلى اليسار... على العكس من ذلك ، فإن المسارات التطورية النظرية للنماذج غير المتجانسة (أي في حالة عدم وجود اختلاط كامل) تقود النجم دائمًا. حق من التسلسل الرئيسي. أي من المسارين المحسوبين نظريًا للتطور النجمي صحيح؟ كما تعلم ، فإن معيار الحقيقة هو الممارسة. في علم الفلك ، الممارسة هي نتائج الملاحظات. لنلقِ نظرة على مخطط Hertzsprung - Russell لمجموعات النجوم الموضحة في الشكل. 1.6 و 1.7 و 1.8. لن نجد هناك النجوم فوق و اليسار من التسلسل الرئيسي. لكن هناك الكثير من النجوم على اليمين من العمالقة الحمراء والعملاق. لذلك ، يمكننا اعتبار مثل هذه النجوم على أنها تركت التسلسل الرئيسي في مسار تطورها ، والذي لا يصاحبه اختلاط كامل للمادة في باطنها. يعد شرح طبيعة العمالقة الحمر أحد أعظم إنجازات نظرية التطور النجمي [30]. إن مجرد وجود العمالقة الحمراء يعني أن تطور النجوم ، كقاعدة عامة ، لا يترافق مع اختلاط المادة في حجمها بأكمله. تظهر الحسابات أنه مع تطور النجم ، يتناقص حجم وكتلة قلبه الحراري باستمرار [31].

من الواضح أن التسلسل التطوري للنماذج النجمية في حد ذاته لا يزال يقول شيئًا عنه سرعة تطور نجمي. يمكن الحصول على الجدول الزمني التطوري من تحليل التغيرات في التركيب الكيميائي لأعضاء مختلفين في التسلسل التطوري لنماذج النجم. يمكن تحديد بعض متوسط \u200b\u200bمحتوى الهيدروجين في النجم "مرجحًا" بحجمه. نشير إلى هذا المحتوى المتوسط \u200b\u200bمن خلال X... ثم ، من الواضح ، التغيير مع الوقت في الكمية X يحدد سطوع النجم ، لأنه يتناسب مع كمية الطاقة الحرارية النووية الصادرة في النجم في ثانية واحدة. لذلك ، يمكن للمرء أن يكتب:

(12.1)

كمية الطاقة المنبعثة أثناء التحول النووي لجرام واحد من المادة ، الرمز

يعني التغيير في القيمة X في ثانية واحدة. يمكننا تعريف عمر النجم بأنه الفترة الزمنية المنقضية منذ اللحظة التي "جلس فيها" في التسلسل الرئيسي ، أي أن تفاعلات الهيدروجين النووية بدأت في باطنه. إذا كان اللمعان ومتوسط \u200b\u200bمحتوى الهيدروجين معروفين لأعضاء مختلفين في التسلسل التطوري X، إذًا ليس من الصعب أن نجد من المعادلة (12.1) عمر نموذج معين للنجم في تسلسله التطوري. أي شخص يعرف أساسيات الرياضيات العليا سيفهم ذلك من المعادلة (12.1) ، وهي معادلة تفاضلية بسيطة ، عمر النجم.

يعرف بأنه التكامل

تلخيص الفترات الزمنية

12 ، من الواضح أننا سنحصل على الفاصل الزمني

مرت من بداية تطور النجم. هذا هو الظرف الذي يتم التعبير عنه بواسطة الصيغة (12.2).

في التين. يوضح الشكل 12.1 المسارات التطورية المحسوبة نظريًا للنجوم الضخمة نسبيًا. يبدأون تطورهم عند الحافة السفلية للتسلسل الرئيسي. عندما يحترق الهيدروجين ، تتحرك هذه النجوم على طول مساراتها في اتجاه عام بجانب التسلسل الرئيسي دون تجاوز حدوده (أي البقاء ضمن عرضه). هذه المرحلة من التطور ، المرتبطة بوجود النجوم في التسلسل الرئيسي ، هي الأطول. عندما يقترب محتوى الهيدروجين في قلب مثل هذا النجم من 1٪ ، فإن معدل التطور سيتسارع. للحفاظ على إطلاق الطاقة عند المستوى المطلوب مع انخفاض حاد في محتوى "وقود" الهيدروجين ، من الضروري زيادة درجة الحرارة الأساسية "كتعويض". وهنا ، كما هو الحال في العديد من الحالات الأخرى ، ينظم النجم نفسه هيكله (انظر الفقرة 6). يتم تحقيق زيادة في درجة الحرارة الأساسية بواسطة ضغط النجوم ككل. لهذا السبب ، تتحول المسارات التطورية بشكل حاد إلى اليسار ، أي أن درجة حرارة سطح النجم تزداد. لكن قريبًا ، يتوقف تقلص النجم ، حيث يتم حرق كل الهيدروجين في القلب. لكن منطقة جديدة من التفاعلات النووية "تنشط" - قشرة رقيقة حول نواة "ميتة" بالفعل (وإن كانت شديدة الحرارة). مع التطور الإضافي للنجم ، يتحرك هذا الغلاف أكثر فأكثر عن مركز النجم ، وبالتالي يزيد من كتلة قلب الهليوم "المحترق". في نفس الوقت ، ستتم عملية ضغط هذا القلب وتسخينه. ومع ذلك ، في هذه الحالة ، تبدأ الطبقات الخارجية لهذا النجم في الانتفاخ بسرعة وبقوة كبيرة. هذا يعني أن درجة حرارة السطح تنخفض بشكل ملحوظ مع تغير طفيف في التدفق. يتحول مساره التطوري بحدة إلى اليمين ويكتسب النجم جميع ميزات العملاق الأحمر الفائق. نظرًا لأن النجم يقترب من هذه الحالة بسرعة إلى حد ما بعد توقف الانضغاط ، فلا توجد نجوم تقريبًا تملأ الفجوة بين التسلسل الرئيسي وفرع العمالقة والعملاقين العملاقين في مخطط Hertzsprung-Russell. يظهر هذا بوضوح في مثل هذه الرسوم البيانية المبنية للعناقيد المفتوحة (انظر الشكل 1.8). لا يزال المصير الإضافي للعمالقة الحمراء العملاقة غير مفهوم جيدًا. سنعود إلى هذه القضية المهمة في القسم التالي. يمكن تسخين اللب إلى درجات حرارة عالية جدًا تصل إلى مئات الملايين من كلفن. في مثل هذه درجات الحرارة ، "يعمل" تفاعل الهيليوم الثلاثي (انظر الفقرة 8). الطاقة المنبعثة خلال هذا التفاعل توقف الضغط الإضافي للنواة. بعد ذلك ، سوف يتوسع اللب قليلاً ، وسيقل نصف قطر النجم. سيصبح النجم أكثر سخونة ويتحرك إلى اليسار في مخطط Hertzsprung-Russell.

يستمر تطور النجوم ذات الكتلة الأقل بشكل مختلف نوعًا ما ، على سبيل المثال ، م

1, 5م

لاحظ أن تطور النجوم ، التي تكون كتلتها أقل من كتلة الشمس ، بشكل عام غير مناسب للنظر فيها ، لأن وقت إقامتها ضمن التسلسل الرئيسي يتجاوز عمر المجرة. هذا الظرف يجعل مشكلة تطور النجوم منخفضة الكتلة "غير مثيرة للاهتمام" أو ، من الأفضل أن نقول ، "ليست ملحة". نلاحظ فقط أن النجوم ذات الكتلة المنخفضة (أقل من

0, 3 شمسي) تظل "الحمل الحراري" تمامًا حتى عندما تكون في التسلسل الرئيسي. إنهم لا يطورون نواة "مشعة". هذا الاتجاه واضح للعيان في حالة تطور النجوم الأولية (انظر الفقرة 5). إذا كانت كتلة الأخير كبيرة نسبيًا ، يتشكل قلب مشع حتى قبل أن "يجلس" النجم الأولي على التسلسل الرئيسي. والأجسام منخفضة الكتلة في كل من المراحل النجمية والنجمية تظل الحمل الحراري تمامًا. في مثل هذه النجوم ، درجة الحرارة في المركز ليست عالية بما يكفي لدورة البروتون-البروتون للعمل بشكل كامل. ينقطع بتكوين النظير 3 He ، و "العادي" 4 لم يعد مخلوقًا. أكثر من 10 مليارات سنة (وهي قريبة من عمر أقدم النجوم من هذا النوع) ، سيتحول حوالي 1٪ من الهيدروجين إلى 3 ليس. وبالتالي ، يمكن توقع أن تكون وفرة 3 He بالنسبة لـ 1 H مرتفعة بشكل غير طبيعي - حوالي 3٪. لسوء الحظ ، ليس من الممكن بعد التحقق من هذا التنبؤ للنظرية عن طريق الملاحظة. النجوم ذات الكتلة المنخفضة هي أقزام حمراء ، درجة حرارة سطحها غير كافية تمامًا لإثارة خطوط الهيليوم في المنطقة البصرية. ومع ذلك ، فمن حيث المبدأ ، في الجزء البعيد من الأشعة فوق البنفسجية من الطيف ، يمكن ملاحظة خطوط امتصاص الرنين بواسطة طرق علم فلك الصواريخ. ومع ذلك ، فإن الضعف الشديد في الطيف المستمر يحول دون هذا الاحتمال الإشكالي. ومع ذلك ، تجدر الإشارة إلى أن الأقزام الحمراء مهمة ، إن لم يكن معظمها وامض نجوم من نوع UV Ceti (انظر الفقرة 1). لا شك في أن ظاهرة التوهجات المتكررة بسرعة في مثل هذه النجوم القزمة الباردة مرتبطة بالحمل الحراري ، والتي تشمل حجمها بالكامل. يتم ملاحظة خطوط الانبعاث أثناء التوهجات. ربما سيكون من الممكن ملاحظة الخطوط 3 ليس في مثل هذه النجوم؟ إذا كانت كتلة النجم الأولي أقل من 0 , 08م

درجة الحرارة في الداخل منخفضة للغاية بحيث لا يمكن لأي تفاعلات نووية حرارية أن توقف الضغط في مرحلة التسلسل الرئيسي. سوف تتقلص هذه النجوم باستمرار حتى تصبح أقزامًا بيضاء (بتعبير أدق ، أقزام حمراء متدهورة). دعونا نعود ، مع ذلك ، إلى تطور النجوم الأكثر ضخامة.

في التين. يوضح الشكل 12.2 المسار التطوري لنجم كتلته تساوي 5 م

وفقًا للحسابات الأكثر تفصيلاً التي يتم إجراؤها باستخدام الكمبيوتر. في هذا المسار ، تشير الأرقام إلى المراحل المميزة في تطور النجم. تشير تفسيرات الشكل إلى توقيت كل مرحلة من مراحل التطور. سوف نشير هنا فقط إلى أن قسم المسار التطوري 1-2 يتوافق مع التسلسل الرئيسي ، القسم 6-7 يتوافق مع مرحلة العملاق الأحمر. انخفاض مثير في اللمعان في المنطقة 5-6 مرتبط بإنفاق الطاقة من أجل "انتفاخ" النجم. في التين. 12.3 مسارات مماثلة محسوبة نظريًا معطاة للنجوم ذات الكتل المختلفة. الأرقام التي تشير إلى مراحل التطور المختلفة لها نفس المعنى كما في الشكل. 12.2.

الشكل: 12.2:المسار التطوري لنجم كتلته 5 م ، (1-2) - احتراق الهيدروجين في قلب الحمل ، 6 , 44 10 و 7 سنوات (2-3) - الضغط الكلي للنجمة ، 2 , 2 10 - 6 سنوات (3-4) - اشتعال الهيدروجين في مصدر متعدد الطبقات ، 1 , 4 10 5 سنوات (4-5) - احتراق الهيدروجين في طبقة سميكة ، 1 , 2 10 - 6 سنوات (5-6) - توسيع غلاف الحمل الحراري ، 8 10 5 سنوات (6-7) - المرحلة العملاقة الحمراء ، 5 10 5 سنوات [7-8) - اشتعال الهيليوم في القلب ، 6 10 - 6 سنوات (8-9) - اختفاء قذيفة الحمل الحراري ، 10 - 6 سنوات ؛ (9-10) - احتراق الهيليوم في القلب ، 9 10 - 6 سنوات (10-11) - التمدد الثانوي لقذيفة الحمل الحراري ، 10 6 سنوات ؛ (11-12) - ضغط النواة مع احتراق الهيليوم ؛ (12-13-14) - مصدر الهيليوم ذو الطبقات ؛ (14-؟) - خسائر النيوترينو ، العملاق الأحمر.

من اعتبار بسيط للمسارات التطورية الموضحة في الشكل. في الشكل 12.3 ، يترتب على ذلك أن النجوم ذات الكتلة الضخمة تقريبًا تترك التسلسل الرئيسي بطريقة "متعرجة" إلى حد ما ، مكونة فرعًا من العمالقة على مخطط هيرتزبرونج-راسل. إن الزيادة السريعة في لمعان النجوم ذات الكتل المنخفضة هي خاصية مميزة لأنها تتطور نحو العمالقة الحمراء. الفرق في تطور مثل هذه النجوم مقارنة بالنجوم الأكثر ضخامة هو أن الأول يشكل نواة شديدة الكثافة والمنحلة. مثل هذا اللب ، بسبب الضغط العالي للغاز المتحلل (انظر القسم 10) ، قادر على "حمل" وزن طبقات النجم الموجودة في الأعلى. يكاد لا يتقلص ، وبالتالي حار جدًا. لذلك ، إذا تم تشغيل تفاعل الهيليوم "الثلاثي" ، فسيكون متأخراً. باستثناء الظروف المادية ، في المنطقة القريبة من المركز ، سيكون هيكل هذه النجوم مشابهًا لهيكل النجوم الأكثر ضخامة. وبالتالي ، فإن تطورها بعد احتراق الهيدروجين في المنطقة الوسطى سيكون مصحوبًا أيضًا بـ "تورم" الغلاف الخارجي ، مما سيقود مساراتها إلى منطقة العمالقة الحمراء. ومع ذلك ، على عكس العمالقة العملاقة الأكثر ضخامة ، فإن قلبهم سيتكون من غاز متحلل كثيف للغاية (انظر الشكل في الشكل 11.4).

ربما كان أبرز إنجاز لنظرية التطور النجمي التي تم تطويرها في هذا القسم هو شرحها لجميع ميزات مخطط هيرتزبرونج - راسل للعناقيد النجمية. تم تقديم وصف لهذه المخططات بالفعل في الفقرة 1. كما ذكرنا سابقًا في القسم أعلاه ، يجب اعتبار عمر جميع النجوم في مجموعة معينة هو نفسه. يجب أن يكون التركيب الكيميائي الأولي لهذه النجوم هو نفسه. بعد كل شيء ، تشكلوا جميعًا من نفس الكتلة (وإن كانت كبيرة إلى حد ما) للوسط النجمي - مجمع الغاز والغبار. يجب أن تختلف العناقيد النجمية المختلفة عن بعضها البعض بشكل أساسي في العمر ، بالإضافة إلى ذلك ، يجب أن يختلف التركيب الكيميائي الأولي للعناقيد الكروية بشكل حاد عن تكوين العناقيد المفتوحة.

لا تشير الخطوط التي تقع على طولها نجوم العناقيد في مخطط Hertzsprung - Russell بأي شكل من الأشكال إلى مساراتها التطورية. هذه الخطوط هي موضع النقاط على الرسم البياني المشار إليه ، حيث توجد النجوم ذات الكتل المختلفة نفس العمر... إذا أردنا مقارنة نظرية التطور النجمي بنتائج الملاحظات ، فمن الضروري أولاً بناء "خطوط من نفس العمر" نظريًا للنجوم ذات الكتل المختلفة والتركيب الكيميائي نفسه. يمكن تحديد عمر النجم في مراحل مختلفة من تطوره باستخدام الصيغة (12.3). في هذه الحالة ، من الضروري استخدام المسارات النظرية للتطور النجمي من النوع الموضح في الشكل. 12.3. في التين. يوضح الشكل 12.4 نتائج الحسابات الخاصة بثمانية نجوم تتراوح كتلتها بين 5.6 إلى 2.5 كتلة شمسية. على المسارات التطورية لكل من هذه النجوم ، يتم تمييزها بنقاط موضع ، والتي ستستغرق النجوم المقابلة مائة ومائتين وأربعمائة وثمانمائة مليون سنة من تطورها من الحالة الأصلية على الحافة السفلية للتسلسل الرئيسي. المنحنيات التي تمر عبر النقاط المقابلة لنجوم مختلفة هي "منحنيات من نفس العمر". في حالتنا ، تم إجراء الحسابات لنجوم ضخمة إلى حد ما. تغطي الفترات الزمنية المحسوبة لتطورها 75٪ على الأقل من "حياتها النشطة" عندما تصدر طاقة نووية حرارية متولدة في أعماقها. بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة ، يصل التطور إلى مرحلة الانضغاط الثانوي ، والتي تحدث بعد الاحتراق الكامل للهيدروجين في أجزائها المركزية.

إذا قارنا المنحنى النظري الذي تم الحصول عليه لعمر متساوٍ مع مخطط Hertzsprung - Russell لمجموعات النجوم الشابة (انظر الشكل 12.5 ، وكذلك 1.6) ، فإن تشابهه المذهل مع الخط الرئيسي لهذه المجموعة يكون مذهلاً بشكل لا إرادي. بالتوافق التام مع العقيدة الرئيسية لنظرية التطور ، والتي بموجبها تترك النجوم الأكثر ضخامة التسلسل الرئيسي بشكل أسرع ، الرسم البياني في الشكل. يشير الشكل 12.5 بوضوح إلى أن قمة هذا التسلسل من النجوم في العنقود ينحني إلى اليمين... مكان التسلسل الرئيسي ، حيث تبدأ النجوم في الانحراف بشكل ملحوظ عنه ، هو "الأدنى" ، كلما كان التجمع أقدم. هذا الظرف وحده يجعل من الممكن مقارنة أعمار مجموعات النجوم المختلفة بشكل مباشر. بالنسبة للعناقيد القديمة ، ينتهي التسلسل الرئيسي في مكان ما بالقرب من الفئة الطيفية A. بالنسبة للعناقيد الصغيرة ، فإن التسلسل الرئيسي بأكمله لا يزال "سليمًا" ، حتى النجوم الساخنة الضخمة من الفئة الطيفية B. على سبيل المثال ، يظهر هذا الموقف في الرسم التخطيطي للمجموعة NGC 2264 (الشكل. 1.6). وبالفعل ، فإن خط العمر نفسه المحسوب لهذه المجموعة يعطي فترة تطورها فقط 10 ملايين سنة. وهكذا ، وُلد هذا التجمع "في ذاكرة" أسلاف البشر القدامى - الرامابيثكس ... مجموعة أقدم بكثير من النجوم - الثريا ، التي يظهر رسمها في الشكل. 1.4 ، يبلغ "متوسط \u200b\u200bالعمر" حوالي 100 مليون سنة. لا تزال نجوم الطبقة الطيفية B7 محفوظة هناك. لكن مجموعة Hyades (انظر الشكل 1.5) قديمة جدًا - يبلغ عمرها حوالي مليار سنة ، وبالتالي فإن التسلسل الرئيسي يبدأ فقط بنجوم الفئة A.

تشرح نظرية التطور النجمي ميزة غريبة أخرى لمخطط هيرتزبرونج-راسل للعناقيد "الشابة". النقطة المهمة هي أن الأزمنة التطورية للنجوم القزمة منخفضة الكتلة طويلة جدًا. على سبيل المثال ، العديد منهم لم يجتازوا بعد مرحلة الانكماش الثقالي خلال 10 ملايين سنة (الفترة التطورية لمجموعة NGC 2264) ، بالمعنى الدقيق للكلمة ، ليسوا نجومًا ، بل نجومًا أولية. هذه الأشياء ، كما نعلم ، موجودة على اليمين من مخطط Hertzsprung - Russell (انظر الشكل 5.2 ، حيث تبدأ المسارات التطورية للنجوم في مرحلة مبكرة من تقلص الجاذبية). لذلك ، إذا لم "تجلس" النجوم القزمية في الحشد الصغير بعد على التسلسل الرئيسي ، فسيكون الجزء السفلي من الأخير في مثل هذا التجمع تحول إلى اليمين ، وهو ما يلاحظ (انظر الشكل 1.6). شمسنا ، كما قلنا أعلاه ، على الرغم من حقيقة أنها قد "استنفدت" بالفعل جزءًا ملحوظًا من "موارد الهيدروجين" الخاصة بها ، إلا أنها لم تترك نطاق التسلسل الرئيسي لمخطط هيرتزبرونج-راسل ، على الرغم من أنها تطورت منذ حوالي 5 مليارات سنة. تظهر الحسابات أن "الشابة" ، التي "هبطت" مؤخرًا على التسلسل الرئيسي للشمس ، تنبعث منها 40٪ أقل من الآن ، وكان نصف قطرها أقل بنسبة 4٪ فقط من النطاق الحديث ، وكانت درجة حرارة السطح 5200 كلفن (الآن 5700 كلفن).

تشرح نظرية التطور بسهولة ميزات مخطط Hertzsprung-Russell للعناقيد الكروية. بادئ ذي بدء ، هذه أشياء قديمة جدًا. عمرهم أقل بقليل من عمر المجرة. يأتي هذا بوضوح من الغياب شبه الكامل لنجوم التسلسل الرئيسي العلوي في هذه المخططات. يتكون الجزء السفلي من التسلسل الرئيسي ، كما سبق ذكره في الفقرة 1 ، من الأقزام الفرعية. من المعروف من الملاحظات الطيفية أن الأقزام الفرعية فقيرة جدًا في العناصر الثقيلة - فقد يكون عدد الأقزام الفرعية أقل بعشرات المرات من الأقزام "العادية". لذلك ، كان التركيب الكيميائي الأولي للعناقيد الكروية مختلفًا اختلافًا كبيرًا عن تكوين المادة التي تشكلت منها الكتل المفتوحة: كان هناك عدد قليل جدًا من العناصر الثقيلة. في التين. يعرض الشكل 12.6 المسارات التطورية النظرية للنجوم التي تبلغ كتلتها 1.2 شمسي (هذا قريب من كتلة نجم تمكن من التطور على مدى 6 مليارات سنة) ، ولكن مع تركيبات كيميائية أولية مختلفة. من الواضح أنه بعد "اليسار" من التسلسل الرئيسي للنجم ، سيكون لمعان نفس مراحل التطور عند وفرة معدنية منخفضة أعلى من ذلك بكثير. في الوقت نفسه ، ستكون درجات الحرارة السطحية الفعالة لهذه النجوم أعلى.

في التين. يوضح الشكل 12.7 المسارات التطورية للنجوم منخفضة الكتلة مع وفرة منخفضة من العناصر الثقيلة. في هذه المنحنيات ، تشير النقاط إلى مواقع النجوم بعد ستة مليارات سنة من التطور. من الواضح أن الخط السميك الذي يربط بين هذه النقاط هو خط من نفس العمر. إذا قارنا هذا الخط مع مخطط Hertzsprung-Russell للمجموعة الكروية M 3 (انظر الشكل 1.8) ، فإن التطابق الكامل لهذا الخط مع الخط الذي "تغادر" نجوم هذه المجموعة على طوله التسلسل الرئيسي يكون مدهشًا على الفور.

يظهر في الشكل. 1.8 يوضح الرسم البياني أيضًا فرعًا أفقيًا ينحرف عن تسلسل العمالقة إلى اليسار. على ما يبدو ، فإنه يتوافق مع النجوم التي يحدث في أعماقها تفاعل الهيليوم "الثلاثي" (انظر القسم 8). وهكذا ، تشرح نظرية التطور النجمي جميع سمات مخطط هيرتسبرونغ - راسل للعناقيد الكروية إلى "عصورها القديمة" والوفرة المنخفضة للعناصر الثقيلة [32].

من الغريب أن مجموعة Hyades لديها العديد من الأقزام البيضاء ، ولكن ليس Pleiades. كلا المجموعتين قريبتان نسبيًا منا ، لذا لا يمكن تفسير هذا الاختلاف المثير للاهتمام بين المجموعتين من خلال "ظروف الرؤية" المختلفة. لكننا نعلم بالفعل أن الأقزام البيضاء تتشكل في المرحلة الأخيرة من العمالقة الحمر ، الذين تكون كتلهم صغيرة نسبيًا. لذلك ، من أجل التطور الكامل لمثل هذا العملاق ، هناك حاجة إلى وقت طويل - على الأقل مليار سنة. هذه المرة "مرت" في مجموعة Hyades ، لكنها "لم تأت بعد" في Pleiades. هذا هو السبب في أن المجموعة الأولى تحتوي بالفعل على عدد من الأقزام البيضاء ، في حين أن المجموعة الثانية لا تحتوي على ذلك.

في التين. يقدم الشكل 12.8 مخططًا تخطيطيًا موجزًا \u200b\u200bلـ Hertzsprung - Russell لعدد من المجموعات ، المفتوحة والكروية. في هذا الرسم البياني ، يظهر تأثير الفروق العمرية في مجموعات مختلفة بوضوح. وبالتالي ، هناك كل الأسباب لتأكيد أن النظرية الحديثة لبنية النجوم ونظرية التطور النجمي المبنية عليها كانت قادرة على تفسير النتائج الرئيسية للملاحظات الفلكية بسهولة. يعد هذا بلا شك أحد أبرز إنجازات علم الفلك في القرن العشرين.

من كتاب النجوم: ولادتهم وحياتهم وموتهم [الطبعة الثالثة ، مراجعة] مؤلف شكلوفسكي يوسيف سامويلوفيتش

الفصل 3 معقدات الغاز والغبار للوسط النجمي - مهد النجوم من السمات المميزة للوسط النجمي مجموعة متنوعة من الظروف الفيزيائية المتاحة فيه. هناك ، أولاً ، مناطق H I ومناطق H II ، تختلف درجة حرارة حركتها

من كتاب Forbidden Tesla مؤلف جوركوفسكي بافل

الفصل 5 تطور النجوم الأولية والمغلفات الأولية

من كتاب نظرية الكون مؤلف إيثرنس

الفصل 8 مصادر الطاقة النووية لإشعاع النجوم في الفقرة 3 سبق أن قلنا أن مصادر طاقة الشمس والنجوم ، توفر لمعانها خلال فترات زمنية "كونية" عملاقة ، محسوبة للنجوم التي ليس لها كتلة كبيرة جدًا بالمليارات

من كتاب شيق عن علم الفلك مؤلف توميلين أناتولي نيكولايفيتش

الفصل 11 النماذج النجمية في القسم 6 ، حصلنا على الخصائص الرئيسية للتصميمات الداخلية النجمية (درجة الحرارة ، والكثافة ، والضغط) باستخدام طريقة التقديرات التقريبية للكميات المدرجة في المعادلات التي تصف حالات التوازن للنجوم. على الرغم من أن هذه التقديرات تعطي فكرة صحيحة عن

من كتاب عشرة أفكار عظيمة للعلوم. كيف يعمل عالمنا. المؤلف اتكينز بيتر

الفصل 14 تطور النجوم في الأنظمة الثنائية القريبة في القسم السابق ، تم النظر في تطور النجوم ببعض التفاصيل. ومع ذلك ، من الضروري إبداء تحفظ هام: كنا نتحدث عن تطور النجوم المنفردة المنعزلة. كيف سيكون تطور النجوم التي تتشكل

من كتاب غلبة الحياة وتفرد العقل؟ مؤلف موسيفيتسكي مارك إيزاكوفيتش

الفصل 20 النجوم النابضة والسدم - بقايا المستعرات الأعظمية في الواقع ، لم يكن الاستنتاج القائل بأن النجوم النابضة تدور بسرعة نجوم نيوترونية مفاجأة. يمكننا القول أنه تم إعداده من خلال التطور الكامل للفيزياء الفلكية في السابق

من كتاب بداية اللانهاية [تفسيرات تغير العالم] بواسطة دويتش ديفيد

من كتاب عودة الزمن [من نشأة الكون القديمة إلى علم الكون في المستقبل] بواسطة سمولين لي

من كتاب بين النجوم: العلم وراء الكواليس مؤلف ثورن كيب ستيفن

1. الشمس هي مقياس النجوم ، والنجوم هي الشمس. الشمس هو نجم. الشمس ضخمة. وماذا عن النجوم؟ كيف تقيس النجوم؟ ما هي الأوزان التي يجب اتخاذها للوزن ، وما هي قياسات قياس الأقطار؟ هل الشمس نفسها مناسبة لهذا الغرض - نجم نعرف عنه أكثر من كل النجوم؟

من كتاب المؤلف

من كتاب المؤلف

من كتاب المؤلف

15. تطور الثقافة الأفكار الباقية الثقافة هي مجموعة من الأفكار التي تحدد ، في بعض الجوانب ، سلوكًا مشابهًا لحاملها. بالأفكار ، أعني أي معلومة يمكن تخزينها في رأس الشخص وتؤثر على سلوكه. وبالتالي

من كتاب المؤلف

تطور الميمات في قصة الخيال العلمي الكلاسيكية لإيزاك أسيموف ، جوكستر ، المكتوبة عام 1956 ، الشخصية الرئيسية هي عالم يبحث في الحكايات. اكتشف أنه على الرغم من أن العديد من الأشخاص يبدون أحيانًا ملاحظات ذكية ومبتكرة ، إلا أنه لا أحد على الإطلاق

من كتاب المؤلف

16. تطور التفكير الإبداعي

من كتاب المؤلف

من كتاب المؤلف

المسافات إلى أقرب النجوم النجم الأقرب (دون احتساب الشمس) الذي يمكن أن يكون هناك كوكب مناسب للحياة في نظامه هو تاو سيتي. تبعد 11.9 سنة ضوئية عن الأرض. أي السفر بسرعة الضوء ، سيكون من الممكن الوصول إليه