Біздің әрқайсымыз өмірінде кем дегенде бір рет жұлдызды аспанға қарадық. Біреу бұл сұлулыққа романтикалық сезімдерді бастан кешірсе, енді бірі бұл сұлулықтың қайдан шыққанын түсінуге тырысты. Ғарыштағы өмір, біздің планетамыздағы өмірден айырмашылығы, басқа жылдамдықпен жүреді. Ғарыш кеңістігіндегі уақыт өз категорияларында өмір сүреді, Ғаламдағы қашықтықтар мен өлшемдер орасан зор. Галактикалар мен жұлдыздардың эволюциясы біздің көз алдымызда үнемі болып тұратындығы туралы сирек ойланамыз. Шексіз кеңістіктегі кез-келген объект белгілі бір физикалық процестердің салдары болып табылады. Галактикалар, жұлдыздар және тіпті планеталар дамудың негізгі кезеңдеріне ие.

Біздің планетамыз және біз бәріміз өз жұлдызымызға тәуелдіміз. Күн қашанға дейін бізді жылу жүйесімен қуантады, күн жүйесіндегі өмірмен тыныс алады? Болашақта бізді миллиондаған және миллиардтаған жылдарда не күтеді? Осыған байланысты, астрономиялық нысандардың эволюциясы қандай кезеңдерде болатынын, жұлдыздар қайдан шыққанын және түнгі аспандағы осы керемет корифейлердің өмірі қалай аяқталатыны туралы көбірек білу қызықты.

Жұлдыздардың пайда болуы, тууы және эволюциясы

Біздің Құс жолы галактикасы мен бүкіл Әлемді мекендейтін жұлдыздар мен планеталардың эволюциясы көбіне жақсы зерттелген. Ғарышта физика заңдары мызғымас, олар ғарыш объектілерінің шығу тегін түсінуге көмектеседі. Бұл жағдайда Үлкен жарылыс теориясына сүйену қабылданды, ол қазір Әлемнің пайда болу процесі туралы доминантты ілім болып табылады. Әлемді дүр сілкіндіріп, ғаламның пайда болуына алып келген оқиға, ғарыштық нормалар бойынша, найзағай болып табылады. Ғарыш үшін сәттер жұлдыз туылғаннан өлгенге дейін өтеді. Үлкен қашықтық ғаламның тұрақтылығы туралы иллюзия жасайды. Алыста жанған жұлдыз біз үшін миллиардтаған жылдар бойы жарқырайды, ал ол жоқ болуы мүмкін.

Галактикалар мен жұлдыздар эволюциясы теориясы - Үлкен жарылыс теориясының дамуы. Жұлдыздардың тууы және жұлдыздық жүйелердің пайда болуы туралы ілім болып жатқан оқиғалардың ауқымында және уақыт шеңберінде ерекшеленеді, оны жалпы Ғаламнан айырмашылығы заманауи ғылым құралдарымен байқауға болады.

Жұлдыздардың өмірлік циклін зерттеу бізге ең жақын жұлдыз мысалын қолдану арқылы мүмкін болады. Күн - біздің көру өрісіндегі жүз триллион жұлдыздың бірі. Сонымен қатар, Жерден Күнге дейінгі қашықтық (150 млн км) объектіні Күн жүйесінен шықпай-ақ зерттеуге ерекше мүмкіндік береді. Алынған ақпарат бізге басқа жұлдыздардың қалай орналасатынын, осы алып жылу көздерінің қаншалықты тез сарқылатынын, жұлдыздың даму сатылары қандай болатынын және осы жарқын өмірдің ақыры қандай болатынын егжей-тегжейлі түсінуге мүмкіндік береді - тыныш және күңгірт немесе жарқыраған, жарылғыш.

Үлкен жарылыстан кейін ең ұсақ бөлшектер жұлдызаралық бұлттарды құрды, олар триллиондаған жұлдыздар үшін «ана» болды. Барлық жұлдыздардың жиырылуы мен кеңеюі нәтижесінде бір уақытта дүниеге келуі тән. Бұлттарда ғарыштық газдың сығылуы оның тартылыс күші мен жақын маңдағы жаңа жұлдыздардағы ұқсас процестердің әсерінен пайда болды. Кеңейту жұлдызаралық газдың ішкі қысымынан және газ бұлтының ішіндегі магнит өрістерінен пайда болды. Бұлт өзінің масса центрінің айналасында еркін айналды.

Жарылыстан кейін пайда болған газ бұлттары 98% атомдық және молекулалық сутек пен гелийден тұрады. Бұл массивтің тек 2% -ы шаң және қатты микроскопиялық бөлшектерден тұрады. Бұрын кез-келген жұлдыздың ортасында миллион градус температураға дейін қыздырылған темірдің өзегі жатыр деп сенген. Жұлдыздың алып массасын дәл осы аспект түсіндірді.

Сығымдау күштері физикалық күштердің қарсыласуымен басым болды, өйткені энергия шығару нәтижесінде жарық газ бұлтына енбейді. Жарық бөлінген энергияның бір бөлігімен бірге сыртқа таралып, нөлдік температура мен газдың тығыз жинақталуының ішінде төмен қысымды аймақ жасайды. Осы күйде ғарыштық газ тез сығылады, гравитациялық тарту күштерінің әсері бөлшектердің жұлдызды материя құра бастайтындығына әкеледі. Газдың жиналуы тығыз болған кезде қарқынды сығылу жұлдыздардың шоғырын тудырады. Газ бұлтының мөлшері аз болған кезде, сығылу нәтижесінде жалғыз жұлдыз пайда болады.

Болып жатқан оқиғалардың қысқаша сипаттамасы болашақ жұлдыз екі сатыдан өтеді - протостардың күйіне жылдам және баяу сығылу. Қарапайым және түсінікті тілде жылдам қысу дегеніміз - жұлдыз материясының протостардың ортасына қарай түсуі. Баяу қысу протостардың қалыптасқан орталығының фонында жүреді. Келесі жүздеген мың жыл ішінде жаңа формация көлемі кішірейіп, тығыздығы миллион есе артады. Біртіндеп жұлдыз жұлдыздарының тығыздығының арқасында простар мөлдір емес болады, ал жалғасқан қысу ішкі реакциялардың механизмін іске қосады. Ішкі қысым мен температураның жоғарылауы болашақ ауырлық орталығының жұлдызын қалыптастыруға әкеледі.

Қарапайым жұлдыз осы күйде миллиондаған жылдар бойы тұрады, баяу жылу беріп, біртіндеп кішірейіп, көлемін кішірейтеді. Нәтижесінде жаңа жұлдыздың контурлары сызылып, оның зат тығыздығы судың тығыздығымен салыстырылады.

Біздің жұлдыздың орташа тығыздығы 1,4 кг / см3 - тұзды Өлі теңіздегі судың тығыздығымен бірдей. Орталықта Күннің тығыздығы 100 кг / см3. Жұлдыз материясы сұйық күйде емес, плазма түрінде болады.

Үлкен қысым мен 100 миллион К температураның әсерінен сутегі айналымының термоядролық реакциялары басталады. Сығылу тоқтайды, ауырлық күші сутектің термоядролық жануына айналғанда заттың массасы артады. Осы сәттен бастап энергия шығаратын жаңа жұлдыз өз массасын жоғалта бастайды.

Жұлдыздың пайда болуының жоғарыда айтылған нұсқасы - бұл эволюцияның және жұлдыздың тууының бастапқы кезеңін сипаттайтын қарабайыр диаграмма ғана. Бүгінгі күні біздің галактикада және бүкіл Әлемде мұндай процестер жұлдызды материалдың қатты сарқылуына байланысты іс жүзінде көрінбейді. Біздің Галактиканы бақылаудың бүкіл саналы тарихында тек бірнеше жаңа жұлдыздар байқалды. Әлемнің масштабында бұл көрсеткішті жүздеген және мың есе арттыруға болады.

Өмірінің көп бөлігінде простарлар адамның көзінен шаңды қабықпен жасырылады. Ядродан шыққан сәулеленуді тек инфрақызыл диапазонда байқауға болады, бұл жұлдыздың тууын көрудің жалғыз әдісі. Мысалы, 1967 жылы Орион тұмандығында астрофизиктер инфрақызыл диапазонда жаңа жұлдыз тапты, оның сәулелену температурасы 700 градус Кельвин болды. Кейіннен протостардың туған жері біздің галактикада ғана емес, Әлемнің басқа бұрыштарында да бар ықшам көздер болып табылады. Инфрақызыл сәулеленуден басқа, жаңа жұлдыздардың туған жерлері қарқынды радио сигналдарымен белгіленеді.

Зерттеу процесі және жұлдыздардың эволюциясы

Жұлдыздарды білудің бүкіл процесін шамамен бірнеше кезеңге бөлуге болады. Ең басында жұлдызға дейінгі қашықтықты анықтау керек. Жұлдыздың бізден қаншалықты алыс екендігі, жарық қанша уақытқа созылатындығы туралы ақпарат осы уақыт ішінде жұлдызға не болғандығы туралы түсінік береді. Адам алыстағы жұлдыздарға дейінгі қашықтықты өлшеуді үйренгеннен кейін, жұлдыздардың бірдей күн екендігі, әр түрлі көлемдегі және тағдырлары әр түрлі екендігі белгілі болды. Жұлдызға дейінгі қашықтықты, жарық деңгейі мен шығарылатын энергия мөлшері бойынша біле отырып, жұлдыздың термоядролық синтез процесін байқауға болады.

Жұлдызға дейінгі қашықтықты анықтағаннан кейін сіз спектрлік анализ арқылы жұлдыздың химиялық құрамын есептеп, оның құрылымы мен жасын біле аласыз. Спектрографтың пайда болуының арқасында ғалымдар жұлдыз сәулесінің табиғатын зерттей алды. Бұл қондырғы жұлдыздың тіршілік етуінің әр түрлі кезеңдерінде болатын жұлдыздық заттың газ құрамын анықтап, өлшей алады.

Күн мен басқа жұлдыздардың энергиясының спектрлік анализін зерттей отырып, ғалымдар жұлдыздар мен планеталар эволюциясының тамырлары ортақ деген тұжырымға келді. Барлық ғарыш денелері бірдей типке, химиялық құрамға ұқсас және Үлкен жарылыс нәтижесінде пайда болған бір заттан шыққан.

Жұлдыз материясы біздің планетамыз сияқты химиялық элементтерден (темірге дейін) тұрады. Айырмашылық тек белгілі бір элементтердің мөлшерінде және Күн мен жер шоғырының ішінде болып жатқан процестерде. Бұл жұлдыздарды әлемдегі басқа нысандардан ерекшелендіретін нәрсе. Жұлдыздардың шығу тегі басқа физикалық пән, кванттық механика тұрғысынан қарастырылуы керек. Бұл теорияға сәйкес, жұлдызды затты анықтайтын зат үнемі бөлінетін атомдардан және өзіндік микрокосм құратын қарапайым бөлшектерден тұрады. Бұл жарықта жұлдыздардың құрылымы, құрамы, құрылымы және эволюциясы қызығушылық тудырады. Белгілі болғандай, біздің жұлдыздың және көптеген басқа жұлдыздардың негізгі бөлігі тек екі элементтен тұрады - сутегі мен гелий. Жұлдыздың құрылымын сипаттайтын теориялық модель олардың құрылымын және басқа ғарыштық объектілерден басты айырмашылығын түсінуге мүмкіндік береді.

Негізгі ерекшелігі - Әлемдегі көптеген объектілердің белгілі бір өлшемі мен формасы болады, ал жұлдыз дамып келе жатқан кезде оның өлшемін өзгерте алады. Ыстық газ дегеніміз - бір-бірімен еркін байланысқан атомдардың тіркесімі. Жұлдыз пайда болғаннан кейін миллиондаған жыл өткен соң, жұлдыздық заттың беткі қабатының салқындауы басталады. Жұлдыз энергияның көп бөлігін ғарыш кеңістігіне береді, мөлшері кішірейіп немесе ұлғаяды. Жылу мен энергияның берілуі жұлдыздың ішкі бөлігінен бетіне қарай жүреді, сәулелену қарқындылығына әсер етеді. Басқаша айтқанда, бір жұлдыз өзінің өмір сүру кезеңдерінде әр түрлі көрінеді. Сутектік цикл реакцияларына негізделген термоядролық процестер жеңіл сутек атомдарының ауыр элементтерге - гелий мен көміртекке айналуына ықпал етеді. Астрофизиктер мен ядролық ғалымдардың пікірінше, мұндай термоядролық реакция пайда болатын жылу мөлшері бойынша ең тиімді болып табылады.

Неліктен термоядролық ядролық синтез осындай реактордың жарылуымен аяқталмайды? Ондағы гравитациялық өрістің күштері жұлдызды затты тұрақталған көлемде ұстай алады. Осыдан біржақты тұжырым жасауға болады: кез-келген жұлдыз - бұл ауырлық күштері мен термоядролық реакциялар энергиясы арасындағы тепе-теңдіктің арқасында өз мөлшерін сақтайтын массивтік дене. Бұл тамаша табиғи дизайнның нәтижесі ұзақ уақыт жұмыс істей алатын жылу көзі болып табылады. Жердегі тіршіліктің алғашқы формалары 3 миллиард жыл бұрын пайда болды деп болжануда. Сол алыс кездердегі күн біздің планетамызды дәл қазіргідей қыздырды. Демек, сәулеленген жылу мен күн энергиясының ауқымы үлкен болғанына қарамастан, біздің жұлдыз аз өзгерді - секундына 3-4 миллион тоннадан астам.

Біздің жұлдыз өмір сүрген жылдары қанша салмақ жоғалтқанын есептеу қиын емес. Бұл өте үлкен фигура болады, дегенмен оның үлкен массасы мен тығыздығының арқасында Әлемнің масштабындағы мұндай шығындар шамалы болып көрінеді.

Жұлдыздық эволюция кезеңдері

Жұлдыздың тағдыры жұлдыздың бастапқы массасына және оның химиялық құрамына байланысты. Сутектің негізгі қоры өзекте шоғырланған болса, жұлдыз негізгі тізбектегі деп аталады. Жұлдыздың мөлшерін ұлғайту үрдісі пайда болғаннан кейін, бұл термоядролық синтездің негізгі көзі кеуіп қалғандығын білдіреді. Аспан денесінің трансформациясының ұзақ жолдары басталды.

Әлемде пайда болған жарық жұлдыздары алғашқыда кең таралған үш түрге бөлінеді:

• қалыпты жұлдыздар (сары гномдар);
• ергежейлі жұлдыздар;
• алып жұлдыздар.

Төмен массалы жұлдыздар (гномдар) сутегі қорларын баяу жағып, өз өмірлерін тыныш өткізеді.

Әлемдегі осындай жұлдыздардың көпшілігі және біздің жұлдыз - сары карлик - оларға жатады. Кәріліктің басталуымен сары гном қызыл алпауытқа немесе супергигиганға айналады.

Жұлдыздардың пайда болу теориясына сүйене отырып, Әлемдегі жұлдыздардың пайда болу процесі аяқталған жоқ. Біздің галактикадағы ең жарық жұлдыздар Күнмен салыстырғанда ең үлкені ғана емес, сонымен қатар ең жас жұлдыздары. Астрофизиктер мен астрономдар бұл жұлдыздарды көк супергигеталар деп атайды. Ақыр соңында, олар триллиондаған басқа жұлдыздарды бастан кешкендей тағдырға тап болады. Біріншіден, тез туу, жарқын және жалынды өмір, содан кейін баяу ыдырау кезеңі басталады. Күн сияқты үлкен жұлдыздар негізгі дәйектілікте (ортасында) ұзақ өмірлік циклдарға ие.

Жұлдыз массасы туралы мәліметтерді қолдана отырып, оның эволюциялық даму жолын қабылдауға болады. Бұл теорияның айқын иллюстрациясы - бұл біздің жұлдызымыздың эволюциясы. Ештеңе мәңгілік емес. Термоядролық синтез нәтижесінде сутегі гелийге айналады, сондықтан оның бастапқы қоры жұмсалады және азаяды. Жақында, бұл қорлар таусылып қалады. Біздің Күннің мөлшері өзгермей, 5 миллиард жылдан астам жарқырай беретініне қарап, жұлдыздың жетілген жасы шамамен сол кезеңге созылуы мүмкін.

Сутегі қорларының сарқылуы гравитация әсерінен күннің ядросы тез жиырыла бастайтындығына әкеледі. Ядро тығыздығы өте жоғары болады, нәтижесінде термоядролық процестер ядроға іргелес қабаттарға ауысады. Бұл жағдай коллапс деп аталады, ол жұлдыздың жоғарғы қабаттарында термоядролық реакциялардың өтуінен туындауы мүмкін. Жоғары қысым нәтижесінде термоядролық реакциялар гелийдің қатысуымен іске қосылады.

Жұлдыздың осы бөлігіндегі сутегі мен гелийдің қоры тағы миллиондаған жылға жетеді. Сутегі қорының сарқылуы радиацияның қарқындылығының жоғарылауына, конверттің және жұлдыздың өзі мөлшерінің ұлғаюына әкеледі. Нәтижесінде біздің Күн өте үлкен болады. Егер біз бұл суретті ондаған миллиард жылдан кейін елестететін болсақ, онда көздің жауын алатын жарқын дискінің орнына аспанға алып өлшемді ыстық қызыл диск ілінеді. Қызыл алыптар - бұл жұлдыз эволюциясының табиғи фазасы, оның ауыспалы жұлдыздар санатына өту кезеңі.

Осындай трансформация нәтижесінде Жерден Күнге дейінгі қашықтық қысқарады, осылайша Жер Күн тәжінің әсер ету аймағына түсіп, онда «қуырыла» бастайды. Планета бетіндегі температура он есе жоғарылайды, бұл атмосфераның жойылуына және судың булануына әкеледі. Нәтижесінде планета жансыз тасты шөлге айналады.

Жұлдыздар эволюциясының соңғы кезеңдері

Қызыл алыптың фазасына жетіп, кәдімгі жұлдыз гравитациялық процестердің әсерінен ақ карликке айналады. Егер жұлдыздың массасы біздің Күннің массасына шамамен тең болса, ондағы барлық негізгі процестер серпініссіз және жарылғыш реакцияларсыз тыныш жүреді. Ақ ергежейлі ұзақ уақыт бойы жерге жанып өледі.

Жұлдыз бастапқыда Күннің массасынан 1,4 есе көп болған жағдайда, ақ карлик соңғы саты болмайды. Жұлдыздың ішіндегі үлкен массасы бар жұлдызды заттардың тығыздалу процестері атомдық, молекулалық деңгейде басталады. Протондар нейтронға айналады, жұлдыздың тығыздығы артады, ал оның мөлшері тез азаяды.

Ғылымға белгілі нейтронды жұлдыздардың диаметрі 10-15 км. Мұндай кішкентай өлшемде нейтрон жұлдызында үлкен масса болады. Бір текше сантиметр жұлдызды заттың салмағы миллиардтаған тоннаға жетеді.

Егер біз бастапқыда үлкен масса жұлдызымен айналысқан болсақ, онда эволюцияның соңғы кезеңі басқа формаларда жүреді. Үлкен жұлдыздың тағдыры - бұл қара тесік - зерттелмеген табиғаты және болжанбайтын мінез-құлқы бар объект. Жұлдыздың үлкен массасы қысым күштерін қозғаушы тартылыс күштерін көбейтеді. Бұл процесті тоқтата тұру мүмкін емес. Заттың тығыздығы шексіздікке айналғанға дейін өседі, сингулярлық кеңістікті құрайды (Эйнштейннің салыстырмалылық теориясы). Мұндай жұлдыздың радиусы ақыр соңында нөлге айналады, ғарыш кеңістігіндегі қара тесікке айналады. Егер массивтік және супермассивті жұлдыздар кеңістіктегі кеңістіктің көп бөлігін иеленсе, қара тесіктер едәуір көп болар еді.

Айта кету керек, қызыл алпауыт нейтронды жұлдызға немесе қара саңылауға айналған кезде Әлем ерекше құбылысты - жаңа ғарыштық объектінің тууын бастан кешіре алады.

Супернованың тууы - бұл жұлдызды эволюцияның ең керемет кезеңі. Мұнда табиғаттың табиғи заңы жұмыс істейді: бір дененің тіршілігін тоқтату жаңа өмірді тудырады. Супернованың тууы сияқты цикл кезеңі негізінен үлкен жұлдыздарға қатысты. Сутегінің жұмсалған қоры гелий мен көміртектің термоядролық синтез процесіне енуіне әкеледі. Осы реакция нәтижесінде қысым қайтадан көтеріліп, жұлдыздың ортасында темір өзегі пайда болады. Ең күшті гравитациялық күштердің әсерінен масса орталығы жұлдыздың орталық бөлігіне ауысады. Өзектің ауырлығы соншалық, ол өзінің ауырлық күшіне төтеп бере алмайды. Нәтижесінде ядроның тез кеңеюі басталып, жедел жарылысқа әкеледі. Супернованың дүниеге келуі - бұл жарылыс, сұмдық күштің соққы толқыны, Әлемнің кең кеңістігінде жарқын жарқыл.

Айта кету керек, біздің Күніміз үлкен жұлдыз емес, сондықтан мұндай тағдыр оған қауіп төндірмейді және біздің планета мұндай аяқталудан қорықпауы керек. Көптеген жағдайларда супернова жарылыстары алыс галактикаларда пайда болады, бұл олардың сирек кездесетіндігін түсіндіреді.

Қорытындылай келе

Жұлдыздардың эволюциясы - ондаған миллиард жылды қамтитын процесс. Болып жатқан процестер туралы біздің идеямыз тек математикалық және физикалық модель, теория. Жердегі уақыт - бұл біздің Әлем өмір сүретін үлкен уақыт циклінің бір сәті ғана. Біз миллиардтаған жыл бұрын болған оқиғаны ғана байқай аламыз және жердегі адамдардың келесі ұрпақтары не күтіп тұрғанын болжай аламыз.

Егер сізде сұрақтар туындаса - оларды мақаланың астындағы түсініктемелерде қалдырыңыз. Біз немесе біздің келушілер оларға қуана жауап береді

Жұлдыздар ішіндегі термоядролық синтез

Осы уақытта массасы Күннің массасынан 0,8 есе асатын жұлдыздар үшін ядро \u200b\u200bсәулеленуге мөлдір болады, ал ядродағы сәулелік энергия берілісі басым болады, ал жоғарғы конверт конвективті болып қалады. Массасы қандай жұлдыздардың негізгі тізбекке келетінін ешкім нақты білмейді, өйткені бұл жұлдыздардың жас санатындағы уақыты Ғаламның жасынан асып түседі. Осы жұлдыздардың эволюциясы туралы біздің барлық ойларымыз сандық есептеулерге негізделген.

Жұлдыз кішірейген сайын деградацияға ұшыраған электронды газдың қысымы арта бастайды, ал жұлдыздың кейбір радиусында бұл қысым орталық температураның өсуін тоқтатады, содан кейін оны төмендете бастайды. Ал 0,08-ден аспайтын жұлдыздар үшін бұл өлімге әкеледі: ядролық реакциялар кезінде бөлінетін энергия ешқашан сәулеленуге кететін шығындарды өтеуге жетпейді. Мұндай жұлдыздарды қоңыр гномдар деп атайды және олардың тағдыры дегенеративті газдың қысымы оны тоқтатқанға дейін үнемі қысылып, содан кейін барлық ядролық реакциялардың тоқтауымен біртіндеп салқындау болып табылады.

Аралық массаның жас жұлдыздары

Аралық массаның жас жұлдыздары (2-ден 8-ге дейін күн массасы) өздерінің кіші қарындастарымен бірдей сапалы түрде дамиды, тек олардың негізгі тізбектегі конвективті аймақтары болмайды.

Осы типтегі объектілер деп аталатындармен байланысты. Шөп жұлдыздары Ae \\ Be спектрлік типтегі тұрақты емес айнымалылар ретінде. Оларда биполярлық реактивті дискілер де бар. Шығу жылдамдығы, жарықтық және тиімді температура олардан айтарлықтай жоғары τ Taurus, сондықтан олар простелярлық бұлттың қалдықтарын тиімді түрде қыздырады және таратады.

Массасы 8 күн массасынан асатын жас жұлдыздар

Шындығында, бұл қазірдің өзінде қалыпты жұлдыздар. Гидростатикалық ядроның массасы жинақталған кезде, жұлдыз барлық аралық кезеңдерді өткізіп, ядролық реакцияларды радиациялық шығындарды өтейтін дәрежеде қыздырды. Бұл жұлдыздардың массасы мен жарқырауының ағып кетуі соншалық, ол қалған сыртқы аймақтардың құлдырауын тоқтатып қана қоймай, оларды кері итереді. Осылайша, қалыптасқан жұлдыздың массасы простелярлық бұлттың массасынан айтарлықтай аз. Бұл біздің галактикада 100-200 күн массасынан жоғары жұлдыздардың болмауын түсіндіреді.

Жұлдыздың орташа өмірі

Пайда болған жұлдыздардың арасында түстер мен өлшемдердің алуан түрлілігі бар. Спектрлік типте олар ыстық көк түстен суық қызылға дейін, массасы 0,08-ден 200-ге дейін күн массасына дейін болады. Жұлдыздың жарқырауы мен түсі оның бетінің температурасына байланысты, ол өз кезегінде оның массасымен анықталады. Барлық жаңа жұлдыздар химиялық құрамы мен массасына сәйкес негізгі дәйектілік бойынша «өз орындарын алады». Біз жұлдыздың физикалық ығысуы туралы айтпаймыз - тек жұлдыздың параметрлеріне байланысты оның көрсетілген сызбадағы орны туралы. Яғни, біз іс жүзінде жұлдыздың параметрлерін өзгерту туралы ғана айтып отырмыз.

Әрі қарай не болатыны жұлдыздың массасына байланысты.

Кейінгі жылдар және жұлдыздардың қайтыс болуы

Массасы аз ескі жұлдыздар

Күні бүгінге дейін жарық жұлдыздарының сутегі қоры таусылғаннан кейін не болатындығы белгісіз. Ғаламның жасы 13,7 миллиард жыл болғандықтан, бұл сутегі отынының қорын азайту үшін жеткіліксіз, қазіргі заманғы теориялар осындай жұлдыздарда болып жатқан процестерді компьютерлік модельдеуге негізделген.

Кейбір жұлдыздар гелийді кейбір белсенді аймақтарда ғана синтездей алады, бұл тұрақсыздық пен күшті күн желдерін тудырады. Бұл жағдайда планетарлық тұман пайда болмайды, ал жұлдыз тек буланып, қоңыр карликтен де кіші болады.

Бірақ массасы 0,5 күн массасынан аз жұлдыз өзегіндегі сутегі тоқтаған реакциялардан кейін де гелийді ешқашан синтездей алмайды. Олардың жұлдыз қабығы ядродан туындаған қысымды жеңуге жететін массивті емес. Бұл жұлдыздарға жүздеген миллиард жылдар бойы негізгі дәйектілікпен өмір сүрген қызыл карликтер (мысалы, Proxima Centauri) жатады. Термоядролық реакциялардың ядросында аяқталғаннан кейін, олар біртіндеп салқындатылып, электромагниттік спектрдің инфрақызыл және микротолқынды диапазонында әлсіз сәуле шығаруды жалғастырады.

Орташа жұлдыздар

Жұлдыз қызыл алып фазаның орташа мөлшеріне жеткенде (0,4-тен 3,4 күн массасына дейін) оның сыртқы қабаттары кеңейе береді, ядро \u200b\u200bкішірейеді және гелийден көміртек синтезінің реакциялары басталады. Біріктіру жұлдызға уақытша тыныштық беріп, көп энергия бөледі. Көлемі бойынша Күнге ұқсас жұлдыз үшін бұл процесс шамамен миллиард жыл алуы мүмкін.

Шығарылатын энергия мөлшерінің өзгеруі жұлдызды тұрақсыздық кезеңдерінен өткізеді, оған көлемінің, бетінің температурасының және энергияның бөлінуінің өзгеруі жатады. Энергияның бөлінуі төмен жиілікті сәулеленуге қарай ығысады. Мұның бәрі күшті күн желдері мен қарқынды пульсациялардың әсерінен массаның жоғалуымен бірге жүреді. Осы фазадағы жұлдыздар аталады кеш типтегі жұлдыздар, OH -IR жұлдыздары немесе нақты сипаттамаларына байланысты әлемге ұқсас жұлдыздар. Шығарылған газ жұлдыздың ішкі бөлігінде пайда болатын ауыр элементтерге, мысалы, оттегі мен көміртекке бай. Газ кеңейетін конвертті құрайды және жұлдыздан алыстаған сайын суытып, шаң бөлшектері мен молекулаларының пайда болуына мүмкіндік береді. Мұндай конверттердегі орталық жұлдыздың күшті инфрақызыл сәулеленуі масерлерді белсендіру үшін тамаша жағдайлар жасайды.

Гелийдің жану реакциясы температураға өте сезімтал. Бұл кейде үлкен тұрақсыздыққа әкеледі. Күшті пульсациялар пайда болады, олар сыртқы қабаттарға шығаруға және планеталық тұманға айналуға жеткілікті кинетикалық энергия береді. Тұмандықтың ортасында жұлдыздың ядросы қалады, ол салқындаған кезде гелий ақ ергежейліге айналады, әдетте массасы 0,5-0,6 Күнге дейін және Жер диаметрінің реті бойынша болады.

Ақ гномдар

Жұлдыздардың басым көпшілігі, соның ішінде Күн, эволюцияланған электрондардың қысымы ауырлық күшін теңестіргенше жиырылып, өз эволюциясын аяқтайды. Бұл жағдайда жұлдыздың мөлшері жүз есе кішірейіп, тығыздығы судан миллион есе көбейгенде, жұлдызды ақ ергежейлі деп атайды. Ол энергия көздерінен айырылады және біртіндеп суыған кезде қараңғы және көрінбейтін болады.

Күнге қарағанда массивті жұлдыздарда деградацияға ұшыраған электрондардың қысымы ядроның қысылуын қамтымайды және ол бөлшектердің көп бөлігі тығыз тығыздалған нейтронға айналғанға дейін жалғасады, сондықтан жұлдыздың өлшемі километрмен өлшенеді, ал тығыздық тығыздықтан 100 миллион есе асады. су. Мұндай объект нейтронды жұлдыз деп аталады; оның тепе-теңдігі деградацияланған нейтрон затының қысымымен сақталады.

Үлкен жұлдыздар

Массасы бес күн массасынан асатын жұлдыздың сыртқы қабаттары қызыл супергиганды қалыптастыру үшін шашыраңқы болғаннан кейін, гравитациялық күштердің әсерінен ядро \u200b\u200bкішірейе бастайды. Сығылу жалғасқан сайын температура мен тығыздық жоғарылайды, термоядролық реакциялардың жаңа тізбегі басталады. Мұндай реакцияларда ауыр элементтер синтезделеді, бұл ядроның құлауын уақытша тежейді.

Сайып келгенде, периодтық жүйенің ауыр элементтері көбейген сайын, кремнийден темір -56 синтезделеді. Осы уақытқа дейін элементтердің синтезі нәтижесінде көп мөлшерде энергия бөлінді, бірақ дәл осы темір -56 ядросы массаның максималды ақауына ие және ауыр ядролардың пайда болуы қолайсыз. Демек, жұлдыздың темір ядросы белгілі бір мәнге жеткенде, ондағы қысым енді үлкен ауырлық күшіне төтеп бере алмайды, ал ядроның бірден құлдырауы оның затын нейтрондау кезінде болады.

Әрі қарай не болатындығы толық түсініксіз. Бірақ қандай болса да, бұл бірнеше секунд ішінде керемет күштің сверхновой жарылысына әкеледі.

Ілеспе нейтриноның жарылуы соққы толқынын тудырады. Күшті нейтрино ағындары мен айналатын магнит өрісі жұлдызда жинақталған материалдың көп бөлігін - темір және жеңіл элементтерді қосқанда отыратын элементтер деп атайды. Шашыраңқы зат ядродан шығарылған нейтрондармен бомбаланады, оларды ұстап алады және осылайша уранға дейін радиоактивті элементтерді қосқанда темірден де ауыр элементтер жиынтығын жасайды (және, мүмкін, тіпті калифорнияға дейін). Осылайша, супернова жарылыстары жұлдызаралық материяда темірден гөрі ауыр элементтердің болуын түсіндіреді.

Жарылыс толқыны мен нейтрино ағындары материалды сөніп бара жатқан жұлдыздан жұлдызаралық кеңістікке жеткізеді. Кейіннен ғарышта қозғалатын бұл супернова материалы басқа ғарыштық қоқыстармен соқтығысып, жаңа жұлдыздардың, планеталардың немесе спутниктердің пайда болуына қатысуы мүмкін.

Супернованың қалыптасуы кезінде болып жатқан процестер әлі де зерттелуде, және әзірге бұл мәселеде айқындық жоқ. Сонымен, түпнұсқа жұлдыздың шынымен не қалатыны да күмән тудырады. Алайда екі нұсқа қарастырылуда:

Нейтрон жұлдыздары

Кейбір супержаңалықтарда супергиганттың ішкі бөлігіндегі күшті гравитация электрондарды атом ядросына түсуге мәжбүрлейтіні белгілі, олар протондармен қосылып, нейтрондар түзеді. Жақын ядроларды бөлетін электромагниттік күштер жоғалады. Жұлдыздың ядросы қазір атом ядроларының және жеке нейтрондардың тығыз шарына айналды.

Нейтронды жұлдыздар деп аталатын мұндай жұлдыздар өте кішкентай - үлкен қаланың көлемінен аспайды - және олардың елестетілмейтін жоғары тығыздығы бар. Олардың айналу кезеңі жұлдыздың мөлшері кішірейген сайын өте қысқа болады (бұрыштық импульс сақталуына байланысты). Кейбіреулер секундына 600 айналым жасайды. Осы жылдам айналатын жұлдыздың солтүстік және оңтүстік магниттік полюстерін байланыстыратын ось Жерге бағытталған кезде, жұлдыздардың айналу кезеңіне тең аралықтарда қайталанатын сәулелену импульсін жазуға болады. Мұндай нейтронды жұлдыздар «пульсар» деп аталды және ашылған алғашқы нейтронды жұлдыз болды.

Қара тесіктер

Барлық суперноваттар нейтронды жұлдызға айнала бермейді. Егер жұлдыз жеткілікті үлкен массаға ие болса, онда жұлдыздың күйреуі жалғасады және нейтрондардың өздері оның радиусы Шварцильд радиусынан аз болғанша ішке қарай құлай бастайды. Осыдан кейін жұлдыз қара тесікке айналады.

Қара саңылаулардың болуы жалпы салыстырмалылықпен болжанған. Жалпы салыстырмалылыққа сәйкес, материя мен ақпарат ешқандай жағдайда қара тесікті қалдыра алмайды. Алайда, кванттық механика бұл ережеге мүмкін ерекшеліктер жасайды.

Бірқатар ашық сұрақтар қалды. Олардың бастығы: «Қара тесіктер бар ма?» Шынында да, берілген зат қара тесік екенін нақты айту үшін оның оқиға көкжиегін бақылау қажет. Мұны жасауға тырысқан барлық әрекеттер нәтижесіз аяқталды. Бірақ әлі де үміт бар, өйткені кейбір заттарды аккрецияны тартпастан, ал қатты бетсіз затқа аккрецияны түсіндіруге болмайды, бірақ қара саңылаулардың болуы бұны дәлелдемейді.

Сұрақтар да ашық: жұлдыз супернованы айналып өтіп, қара дырға тікелей құлауы мүмкін бе? Кейінірек қара тесікке айналатын жаңа жұлдыздар бар ма? Жұлдыздың бастапқы массасының оның өмірлік циклінің соңында заттардың пайда болуына нақты әсері қандай?

Жұлдыздар адамның уақыт шкаласында мәңгілік болып көрінгенімен, олар табиғаттағы барлық нәрселер сияқты туады, өмір сүреді және өледі. Газ және шаң бұлты туралы жалпы қабылданған гипотеза бойынша жұлдыз жұлдыздар арасындағы газ бен шаң бұлтының гравитациялық қысылуының нәтижесінде пайда болады. Мұндай бұлт тығыздалғандықтан, ол алдымен пайда болады протостар,оның центріндегі температура бөлшектердің жылу қозғалысының жылдамдығы шекті мәннен асып кету үшін қажетті шегіне жеткенше тұрақты түрде өседі, содан кейін протондар өзара электростатикалық итерудің макроскопиялық күштерін жеңе алады ( см. Кулон заңы) және термоядролық синтез реакциясына түседі ( см. Ядролық ыдырау және синтез).

Төрт протонның термоядролық синтезінің көп сатылы реакциясы нәтижесінде гелий ядросы (2 протон + 2 нейтрон) түзіліп, әр түрлі элементар бөлшектердің тұтас субұрқақтары шығады. Соңғы күйінде түзілген бөлшектердің жалпы массасы кішірек төрт бастапқы протонның массасы, яғни реакция кезінде бос энергия бөлінеді ( см. Салыстырмалылық теориясы). Осыған байланысты жаңа туылған жұлдыздың ішкі ядросы өте жоғары температураға дейін қызады және оның артық энергиясы аз ыстық бетіне қарай шашырай бастайды. Бұл кезде жұлдыз орталығындағы қысым өсе бастайды ( см. Күйдің идеалды газ теңдеуі). Осылайша, сутегі термоядролық реакция барысында «жану» арқылы жұлдыз гравитациялық тартылыс күштерінің өзін қатты күйге дейін қысуына жол бермейді, үнемі жаңаратын ішкі жылу қысымын гравитациялық коллапсқа қарсы қояды, нәтижесінде тұрақты энергетикалық тепе-теңдік пайда болады. Сутектің белсенді жану сатысындағы жұлдыздар олардың өмірлік циклінің немесе эволюциясының «негізгі фазасында» болады дейді ( см. Герцпрунг-Рассел диаграммасы). Кейбір химиялық элементтердің жұлдыз ішіндегі басқаларға айналуы деп аталады ядролық синтез немесе нуклеосинтез.

Атап айтқанда, Күн шамамен 5 миллиард жыл бойы белсенді нуклеосинтез процесінде сутекті жағудың белсенді сатысында болды және оның жалғасуы үшін ядродағы сутегі қоры біздің жұлдызға тағы 5,5 миллиард жылға жетуі керек. Жұлдыз неғұрлым массивті болса, соғұрлым оның сутегі отыны көп болады, бірақ гравитациялық коллапс күштеріне қарсы тұру үшін ол жұлдызды массаның ұлғаюына байланысты сутек қорының өсу жылдамдығынан асатын сутекті интенсивтілікпен жағуы керек. Осылайша, жұлдыз қаншалықты массивті болса, сутегі қорының сарқылуымен анықталатын оның өмір сүру уақыты соғұрлым қысқарады, ал ең үлкен жұлдыздар сөзбе-сөз «кейбір» ондаған миллион жылдар ішінде жанып кетеді. Ал ең кішкентай жұлдыздар жүздеген миллиард жыл бойы «жайлы» өмір сүреді. Демек, бұл ауқымда біздің Күн «күшті орта шаруаларға» жатады.

Ерте ме, кеш пе, бірақ кез-келген жұлдыз өзінің термоядролық пешінде жану үшін қол жетімді барлық сутекті пайдаланады. Ары қарай не? Бұл сонымен қатар жұлдыздың массасына байланысты. Күн (және барлық жұлдыздар одан сегіз еседен артық емес) менің өмірімді өте қарапайым түрде аяқтайды. Жұлдыздың ішкі бөлігіндегі сутектің қоры таусылғандықтан, гравитациялық сығылу күштері жұлдыз туылған сәттен бастап осы сағатты шыдамдылықпен күте отырып, басымдыққа ие бола бастайды - және олардың әсерінен жұлдыз кішірейіп, қалыңдай бастайды. Бұл процесс екі түрлі әсер етеді: жұлдыздар ядросының айналасындағы қабаттардағы температура деңгейге көтеріліп, ондағы сутегі гелийді қалыптастыру үшін термоядролық синтез реакциясына енеді. Сонымен қатар, қазір бір гелийден тұратын ядроның өзіндегі температураның жоғарылағаны соншалық, гелийдің өзі - өліп бара жатқан бастапқы нуклеосинтез реакциясының «күлі» - жаңа термоядролық синтез реакциясына енеді: үш гелий ядросынан бір көміртек ядросы пайда болады. Алғашқы реакция өнімдерімен қуатталатын термоядролық синтездің бұл екінші реакциясы жұлдыздардың өмірлік циклындағы маңызды сәттердің бірі болып табылады.

Жұлдыздың өзегіндегі гелийдің екінші реттік жануы кезінде энергияның көп бөлінетіні соншалық, жұлдыз сөзбе-сөз ісіне бастайды. Атап айтқанда, Күннің қабығы өмірдің осы кезеңінде Венера орбитасынан тыс кеңейеді. Бұл жағдайда жұлдыздың жалпы сәулелену энергиясы шамамен оның өмірінің негізгі фазасындағы деңгейінде қалады, бірақ бұл энергия қазір әлдеқайда үлкен беткі қабат арқылы сәулеленетін болғандықтан, жұлдыздың сыртқы қабаты спектрдің қызыл бөлігіне дейін салқындатылады. Жұлдыз айналады қызыл алып.

Күн класы жұлдыздары үшін, нуклеосинтездің екінші реакциясын беретін отын таусылғаннан кейін, гравитациялық коллапс кезеңі қайтадан басталады - бұл жолы соңғы. Ядро ішіндегі температура енді термоядролық реакцияның келесі деңгейінің басталуы үшін қажетті деңгейге көтеріле алмайды. Демек, гравитациялық тарту күштері келесі күш кедергісімен теңдестірілгенге дейін жұлдыз жиырылады. Оның рөлінде деградацияланған электронды газ қысымы(см. Чандрасехардың шегі). Осы кезеңге дейін жұлдыз эволюциясындағы жұмыссыз қосымша рөлін атқарған электрондар, ядролық синтез реакцияларына қатыспай және синтез процесінде ядролар арасында еркін қозғалады, белгілі бір сығылу сатысында «тіршілік кеңістігінен» айырылып, жұлдыздың одан әрі гравитациялық қысылуына «қарсы тұра» бастайды. Жұлдыздың күйі тұрақталып, ол деградацияға айналады ақ карлик,ол толығымен салқындағанға дейін кеңістіктегі қалдық жылу шығарады.

Күнге қарағанда үлкен жұлдыздар әлдеқайда керемет аяқталады. Гелий жанғаннан кейін олардың сығылу кезіндегі массасы ядролық массалар өскен сайын ядро \u200b\u200bмен қабықты келесі нуклеосинтез реакцияларын - көміртекті, содан кейін кремнийді, магнийді - және т.с.с іске қосу үшін қажет температураға дейін қыздыру үшін жеткілікті болып шығады. Сонымен қатар, жұлдыздың ядросындағы әрбір жаңа реакцияның басында оның қабығы жалғасады. Шындығында, әлемді құрайтын темірге дейінгі барлық химиялық элементтер дәл осы типтегі өліп жатқан жұлдыздардың ішектеріндегі нуклеосинтез нәтижесінде пайда болған. Бірақ темір - бұл шектеу; ол кез-келген температура мен қысымда ядролық синтездің немесе ыдырау реакцияларының отыны бола алмайды, өйткені оның ыдырауы үшін де, оған қосымша нуклондарды қосу үшін де сыртқы энергия ағыны қажет. Нәтижесінде массивтік жұлдыз біртіндеп өзегінде темір ядросын жинақтайды, ол әрі қарайғы ядролық реакциялар үшін отын бола алмайды.

Ядро ішіндегі температура мен қысым белгілі бір деңгейге жете салысымен электрондар темір ядроларының протондарымен әрекеттесе бастайды, нәтижесінде нейтрондар түзіледі. Өте қысқа мерзімде - кейбір теоретиктер бірнеше секундты алады деп санайды - жұлдыздың алдыңғы эволюциясы кезінде бос электрондар темір ядроларының протондарында сөзбе-сөз ериді, жұлдыз ядросының барлық материалы үздіксіз нейтрондар шоғырына айналады және гравитациялық коллапс кезінде тез жиырыла бастайды. , өйткені деградацияланған электронды газдың қарсы қысымы нөлге дейін төмендейді. Жұлдыздың астындағы кез-келген тірек нокауттың сыртқы қабығы ортасына қарай құлайды. Құлаған сыртқы қабықтың нейтрон ядросымен соқтығысу энергиясы соншалықты жоғары, ол серпіліп, ядродан барлық бағытқа үлкен жылдамдықпен шашырайды - және жұлдыз сөзбе-сөз соқыр жарқылда жарылып кетеді супернова жұлдыздар... Бірнеше секунд ішінде, сверхновая жарылыс кезінде, галактиканың барлық жұлдыздары бір уақытта жинақталғаннан гөрі көбірек энергия ғарышқа шығуы мүмкін.

Супернова жарылысынан және массасы шамамен 10-30 күн массасы бар жұлдыздардағы конверттің кеңеюінен кейін үздіксіз тартылыс күші нейтрон жұлдызының пайда болуына алып келеді, оның заты өзін сезіне бастағанға дейін қысылады деградацияланған нейтрон қысымы -басқаша айтқанда, қазір нейтрондар (электрондар ертерек сияқты) әрі қарай қысылуға қарсы тұра бастайды өзімтұрғын үй кеңістігі. Бұл әдетте жұлдыз диаметрі шамамен 15 км-ге жеткенде пайда болады. Нәтижесінде айналу жиілігінде электромагниттік импульстер шығаратын жылдам айналатын нейтронды жұлдыз; осындай жұлдыздар деп аталады пульсарлар. Ақырында, егер жұлдыздың ядросының массасы 30 күн массасынан асып кетсе, оның одан әрі тартылыс күшінің құлдырауын ешнәрсе тоқтата алмайды, ал супернованың жарылуы нәтижесінде

Сутектің жануы - бұл жұлдыздың өміріндегі ең ұзақ кезең, ол сутектің бастапқы жоғары молдығымен (масса бойынша 70) және сутектің гелийге айналуының жоғары калориялық мәнімен () байланысты, бұл сутегінің термоядролық тізбектегі үздіксіз энергияға айналу тізбегінде алынған энергия. бір нуклонға байланысты (MeV / нуклон). Сутегі жанатын негізгі тізбектегі жұлдыздардың фотонды жарқырауы, әдетте, эволюцияның келесі кезеңдерімен салыстырғанда аз, ал олардың нейтрино жарықтығы әлдеқайда төмен, өйткені орталық температуралар K-ден аспайды, сондықтан Галактика мен Әлемдегі жұлдыздардың көпшілігі негізгі реттік жұлдыздар болып табылады.

Сутегі ядрода жанып біткен соң, тиімді температура бойынша негізгі тізбектің оң жағына қарай жылжу сызбасы (Герцспрунг-Рассел диаграммасы), оның тиімді температурасы төмендейді, ал жұлдыз қызыл алыптар аймағына ауысады. Бұл гелий өзегіне жақын орналасқан қабатты сутегі көзінен конвективті энергияның берілуіне байланысты. Өзектің өзінде гравитациялық сығылудың арқасында температура біртіндеп жоғарылайды, ал температура мен тығыздықта г / см гелий күйе бастайды. ( Түсініктеметабиғатта 5 және 8 атом нөмірлері бар тұрақты элементтер болмағандықтан, реакция мүмкін емес, ал берилий-8 2 альфа бөлшектеріне ыдырайды

Гелийдің жануы кезінде энергияның бір граммға бөлінуі сутектің жануынан гөрі шамасы жағынан аз болады. Демек, эволюцияның осы кезеңіндегі жұлдыздардың өмір сүру уақыты мен саны негізгі реттік жұлдыздарға қарағанда әлдеқайда қысқа. Бірақ олардың жарқырауының жоғары деңгейіне байланысты (қызыл алпауыт немесе супергигант кезеңі) бұл жұлдыздар жақсы зерттелген.

Ең маңызды реакция - - процесс: үш альфа бөлшектерінің қосындысының энергиясы көміртек-12 ядросының тыныштық энергиясынан 7,28 МэВ артық. Сондықтан реакцияның тиімді жүруі үшін көміртек-12 ядросының «қолайлы» энергетикалық деңгейі қажет. Ядро осындай деңгейге ие (энергиясы 7,656 МэВ); сондықтан жұлдыздардағы 3-реакция резонанстық сипатта болады, сондықтан жеткілікті жылдамдықпен жүреді. Екі альфа-бөлшектер кортикостероидтық ядро \u200b\u200bқұрайды:. Өмір сүру уақыты шамамен c құрайды, бірақ қоздырылған көміртек-12 ядросын қалыптастыру үшін тағы бір альфа бөлшегін қосуға болады:. Толқуды фотон емес, жұптың тууы алып тастайды, өйткені фотонның осы деңгейден ауысуына таңдау ережелері тыйым салады:. Түзілген атомның негізінен бірден Be және He-ге және ақыр соңында 3 альфа бөлшектерге «ыдырайтынын» ескеріңіз, және тек 2500 жағдайдың бірінде ғана 7,65 МэВ энергия шығарумен жер деңгейіне өту жүзеге асады.

Әрі қарай реакция жылдамдығы

температураға қатты тәуелді (жұлдыздың массасымен анықталады), сондықтан гелийдің массивтік жұлдыздарда жануының соңғы нәтижесі - көміртегі, көміртегі-оттегі немесе таза оттегі ядросы.

Үлкен жұлдыздардың эволюциясының кейінгі кезеңдерінде жоғары температурада жұлдыздың орталық аймақтарында ауыр ядролардың тікелей бірігу реакциялары жүреді. Жану реакцияларындағы энергияның шығуы β-реакциядағы энергияның бөлінуімен салыстыруға болады, алайда жоғары температура (K) әсерінен нейтрино қуатты сәулелену бұл кезеңдерде жұлдыздың өмір сүруін гелийдің жану уақытынан әлдеқайда қысқа етеді. Мұндай жұлдыздарды табу ықтималдығы өте аз, ал қазіргі уақытта жанудың немесе одан да ауыр элементтердің әсерінен энергияны босатып, тыныш күйдегі жұлдызды бірде-бір сенімді сәйкестендіру жоқ.

Сурет: 7.1 Бастапқы массасы 22 жұлдыздың өзегінде сутегі тұтанған сәттен бастап коллапс басталғанға дейінгі уақытқа тәуелді болатын эволюциясын есептеу. Уақыт (логарифмдік шкала бойынша) коллапс басталған сәттен бастап саналады. Ордината дегеніміз - орталықтан өлшенетін күн бірліктеріндегі масса. Әр түрлі элементтердің термоядролық жану кезеңдері (қабатты көздерді қоса алғанда) атап өтілген. Түс қыздыру (көк) және нейтрино салқындату (күлгін) қарқындылығын көрсетеді. Көлеңкелі аймақтар жұлдыздың конвективті тұрақсыз аймақтарын көрсетеді. Есептеулер Хегер А., Воосли С. (Ланганке К., Мартинес-Пинедо Г., 2002 ж., Нукл-th / 0203071 шолуынан алынған сурет)

Жұлдыздар: олардың туылуы, өмірі және өлімі [Үшінші басылым, қайта қаралған] Шкловский Иосиф Самуилович

12 тарау. Жұлдыздар эволюциясы

12 тарау. Жұлдыздар эволюциясы

6-бөлімде айтылғандай, жұлдыздардың басым көпшілігі негізгі сипаттамаларын (жарқырау, радиус) өте баяу өзгертеді. Кез-келген сәтте оларды тепе-теңдік күйінде деп санауға болады - бұл біз жұлдыз интерьерінің табиғатын түсіндіру үшін кеңінен қолданған жағдай. Бірақ өзгерістердің баяулауы олардың жоқтығын білдірмейді. Мұның бәрі уақыт жұлдыздар үшін міндетті түрде болуы керек эволюция. Оның ең жалпы түрінде жұлдыз эволюциясы мәселесін келесідей тұжырымдауға болады. Массасы мен радиусы берілген жұлдыз бар делік. Сонымен қатар, оның бастапқы химиялық құрамы белгілі, ол жұлдыздың бүкіл көлемінде тұрақты болып саналады. Сонда оның жарқырауы жұлдыз моделін есептегеннен шығады. Эволюция барысында жұлдыздың химиялық құрамы сөзсіз өзгеруі керек, өйткені оның жарқырауын қолдайтын термоядролық реакциялардың салдарынан сутегі уақыт өте келе азаяды. Сонымен қатар, жұлдыздың химиялық құрамы біркелкі болмай қалады. Егер оның орталық бөлігінде сутектің пайызы айтарлықтай төмендейтін болса, онда периферияда ол іс жүзінде өзгеріссіз қалады. Бірақ бұл дегеніміз, жұлдыз дамып келе жатқанда, ядролық отынның «жанып кетуіне» байланысты, жұлдыздың өзі, демек, оның құрылымы өзгеруі керек. Жарықтықтың, радиустың, беткі температураның өзгеруін күту керек. Осындай күрделі өзгерістердің салдарынан жұлдыз Герцпрунг - Рассел диаграммасындағы орнын біртіндеп өзгертеді. Бұл схемада ол белгілі бір траекторияны немесе, айтқандай, «трек» сипаттайтын болады деп елестету керек.

Жұлдыздар эволюциясы мәселесі астрономияның ең негізгі мәселелерінің бірі екені сөзсіз. Шындығында, мәселе жұлдыздардың қалай туатыны, өмір сүретіні, «қартайатыны» және өлетіндігі. Бұл кітап осы мәселеге арналған. Бұл проблема өзінің табиғаты бойынша болып табылады интеграцияланған... Ол астрономияның әртүрлі салаларының өкілдері - бақылаушылар мен теоретиктердің мақсатты зерттеулері арқылы шешіледі. Өйткені, жұлдыздарды зерттей отырып, олардың қайсысы генетикалық байланыста екенін бірден айту мүмкін емес. Жалпы алғанда, бұл мәселе өте қиын болып шықты және бірнеше онжылдықтар бойы шешім қабылдауға мүлдем қарыз болмады. Сонымен қатар, салыстырмалы түрде жақында дейін ғылыми-зерттеу жұмыстары жиі мүлдем дұрыс емес бағытта жүрді. Мысалы, Герцспрунг-Рассел диаграммасында негізгі реттіліктің болуы көптеген аңғал зерттеушілерге жұлдыздардың осы көкжиекте ыстық көк алыптардан қызыл карликтерге дейін дамитынын елестетуге «шабыттандырды». Бірақ жұлдыздардың массасы оған сәйкес келетін «масса - жарықтылық» қатынасы болғандықтан бойымен негізгі дәйектілік үздіксіз төмендеуі керек, жоғарыда аталған зерттеушілер жұлдыздардың эволюциясы көрсетілген бағытта үздіксіз және сонымен қатар олардың массасының өте маңызды жоғалтуымен жүруі керек деп қыңырлықпен сенді.

Мұның бәрі қате болып шықты. Біртіндеп жұлдыздардың эволюциясы жолдары туралы мәселе айқын болды, дегенмен бұл мәселенің жекелеген бөлшектері әлі шешілмеген. Жұлдыздар эволюциясы процесін түсінудегі ерекше еңбегі теориялық астрофизиктерге, жұлдыздардың ішкі құрылымының мамандарына, ең алдымен американдық ғалым М.Шварцшилдке және оның мектебіне тиесілі.

Жұлдыздар эволюциясының олардың жұлдызаралық ортадан конденсациялану үдерісіне байланысты алғашқы кезеңі осы кітаптың бірінші бөлімінің соңында қарастырылды. Онда, іс жүзінде, бұл тіпті жұлдыздар туралы емес, туралы болды протостар... Соңғысы, тартылыс күшінің әсерінен үздіксіз жиырыла отырып, барған сайын ықшам объектілерге айналады. Бұл жағдайда олардың ішектерінің температурасы бірнеше миллион кельвинге айналғанға дейін үздіксіз жоғарылайды (формуланы (6.2) қараңыз). Бұл температурада протостардың орталық аймақтарында «кулондық тосқауыл» салыстырмалы түрде аз болатын жеңіл ядроларға (дейтерий, литий, берилий, бор) алғашқы термоядролық реакциялар «қосулы». Бұл реакциялар болған кезде протостардың жиырылуы баяулайды. Алайда жеңіл ядролар тезірек «жанып кетеді», өйткені олардың көптігі аз, ал протостардың қысылуы бірдей жылдамдықпен жалғасады (кітаптың бірінші бөлігіндегі (3.6) теңдеуді қараңыз), протостар «тұрақталады», яғни қысуды тоқтатады, тек оның орталық бөлігіндегі температураның жоғарылағаны соншалық, протон-протон немесе көміртек-азот реакциялары «қосылады». Ол тепе-теңдік конфигурациясын меншікті салмақ күштерінің әсерінен және бір-бірін дәл өтейтін газ қысымының айырмашылығынан алады (§ 6 қараңыз). Осы сәттен бастап протостар жұлдызға айналады. Жас жұлдыз өзінің орнына негізгі тізбек бойынша «отырады». Оның негізгі тізбектегі нақты орны протостардың бастапқы массасының мәнімен анықталады. Бұл тізбектің жоғарғы бөлігіне жаппай протостар «қонады», ал төменгі бөлігіне салыстырмалы түрде аз массасы (күн массасынан аз) протостар «қонады». Осылайша, протостар үздіксіз «кең фронтпен», былайша айтқанда, бүкіл ұзын бойына негізгі тізбекке «енеді».

Жұлдыздар эволюциясының «простелярлық» кезеңі өте өткір. Бұл сатыдан ең үлкен жұлдыздар бірнеше жүз мың жылда ғана өтеді. Сондықтан Галактикада мұндай жұлдыздардың саны аз болуы ғажап емес. Сондықтан оларды байқау оңай емес, әсіресе, жұлдыздардың пайда болу процесі жүретін жерлер, әдетте, жарықты сіңіретін шаң бұлттарына батырылады деп есептегенде. Бірақ олар Герцпрунг-Рассел диаграммасының негізгі дәйектілігі бойынша «тұрақты аймағында тіркелгеннен» кейін жағдай күрт өзгереді. Ұзақ уақыт бойы олар диаграмманың осы бөлігінде болады, олардың қасиеттері өзгермейді. Сондықтан жұлдыздардың көпшілігі көрсетілген дәйектілікте байқалады.

Жұлдыз модельдерінің құрылымы, ол салыстырмалы түрде жақында негізгі реттілікке «отырды», оның химиялық құрамы оның барлық көлемінде бірдей болады деген болжам бойынша есептелген модельмен анықталады («біртекті модель»; 11.1, 11.2-суреттерді қараңыз). Сутегі «жанып» жатқанда, жұлдыздың күйі өте баяу, бірақ тұрақты түрде өзгереді, нәтижесінде жұлдызды білдіретін нүкте Герцпрунг-Рассел диаграммасындағы белгілі бір «жолды» сипаттайды. Жұлдыз күйінің өзгеру сипаты заттың ішкі бөлігінде араласып жатқанына байланысты. Екінші жағдайда, біз алдыңғы бөлімдегі кейбір модельдер үшін көргеніміздей, жұлдыздың орталық аймағында сутегінің молдығы шеткіге қарағанда ядролық реакциялардың әсерінен айтарлықтай төмендейді. Мұндай жұлдызды тек біртекті емес модельмен сипаттауға болады. Жұлдыз эволюциясының тағы бір әдісі де мүмкін: жұлдыздың бүкіл көлемінде араластыру жүреді, ол осы себепті әрдайым «біркелкі» химиялық құрамды сақтайды, дегенмен сутегі уақыт өте келе азаяды. Табиғатта осы мүмкіндіктердің қайсысы жүзеге асырылатынын алдын-ала айту мүмкін болмады. Әрине, жұлдыздардың конвективті аймақтарында әрдайым заттардың интенсивті араласуы жүреді және осы зоналардың ішінде химиялық құрамы тұрақты болуы керек. Бірақ энергияны радиациямен беру басым болатын жұлдызды аймақтар үшін де заттардың араласуы әбден мүмкін. Ақыр соңында, үлкен жылдамдықтағы материялардың баяу қозғалыстарын ешқашан жоққа шығаруға болмайды, бұл араласуға әкеледі. Мұндай қозғалыстар жұлдыздың айналуының кейбір ерекшеліктеріне байланысты пайда болуы мүмкін.

Химиялық құрамы да, біртектіліктің шамасы да тұрақты масса бойынша жүйелі түрде өзгеретін жұлдыздың есептелген модельдері «эволюциялық реттілік» деп аталады. Герцпрунг - Рассел диаграммасында жұлдыздың эволюциялық дәйектілігінің әртүрлі модельдеріне сәйкес келетін нүктелерді салу арқылы оның теориялық жолын осы схемада алуға болады. Егер жұлдыз эволюциясы оның затының толық араласуымен жүрсе, тректер негізгі тізбектен бағытталатын болады солға... Керісінше, біртекті емес модельдерге арналған теориялық эволюциялық жолдар (яғни толық араластыру болмаған кезде) әрдайым жұлдызды алып кетеді дұрыс негізгі реттіліктен. Жұлдыз эволюциясының теориялық есептелген екі жолының қайсысы дұрыс? Өздеріңіз білетіндей, шындықтың өлшемі - практика. Астрономияда практика - бұл бақылаулардың нәтижелері. Суретте көрсетілген жұлдыз шоғырларына арналған Герцспрунг - Рассел диаграммасын қарастырайық. 1.6, 1.7 және 1.8. Ол жерде біз жұлдыздарды таба алмаймыз сол негізгі реттіліктен. Бірақ жұлдыздар өте көп оң жақта одан қызыл алыптар мен субгиганттар. Сондықтан мұндай жұлдыздарды олардың эволюциясы барысында негізгі реттілікті қалдыру деп санауға болады, бұл олардың интерьеріндегі заттардың толық араласуымен жүрмейді. Қызыл алыптардың табиғатын түсіндіру - бұл жұлдызды эволюция теориясының ең үлкен жетістіктерінің бірі [30]. Қызыл алыптардың болуының өзі жұлдыздардың эволюциясы, әдетте, олардың бүкіл көлемінде заттардың араласуымен жүрмейтіндігін білдіреді. Есептеулер көрсеткендей, жұлдыз дамыған сайын оның конвективті ядросының мөлшері мен массасы үздіксіз азаяды [31].

Жұлдызды модельдердің эволюциялық реттілігі әлі күнге дейін ештеңе айтпайтыны анық қарқын жұлдызды эволюция. Эволюциялық хронологияны жұлдыз модельдерінің эволюциялық реттілігінің әр түрлі мүшелерінің химиялық құрамының өзгеруін талдаудан алуға болады. Жұлдыздағы сутектің орташа мөлшерін оның көлеміне қарай «өлшеніп» анықтауға болады. Біз осы орташа мазмұнды белгілейміз X... Сонда, уақыттың өзгеруіне байланысты болатыны анық X жұлдыздың жарқырауын анықтайды, өйткені ол жұлдызда бір секунд ішінде бөлінетін термоядролық энергия мөлшеріне пропорционалды. Сондықтан мынаны жазуға болады:

(12.1)

Бір грамм заттың ядролық түрленуі кезінде бөлінетін энергия мөлшері, белгі

мәнінің өзгеруін білдіреді X бір секундта. Біз жұлдыздың жасын негізгі тізбектегі «отырған» сәттен бастап өткен уақыт кезеңі ретінде анықтай аламыз, яғни оның ішкі бөлігінде сутектік реакциялар басталды. Егер жарықтылығы мен сутегінің орташа мөлшері эволюциялық реттіліктің әр түрлі мүшелеріне белгілі болса X, содан кейін (12.1) теңдеуден жұлдыздың белгілі бір моделінің оның эволюциялық реттілігінде жасын табу қиын емес. Жоғары математиканың негіздерін білетін кез-келген адам қарапайым дифференциалдық теңдеу болатын (12.1) теңдеуінен жұлдыздың жасын түсінеді

интеграл ретінде анықталды

Уақыт аралықтарын қорытындылау

12, біз уақыт аралығын алатынымыз анық

Жұлдыз эволюциясының басынан өтті. Дәл осы жағдай (12.2) формуламен өрнектеледі.

Күріш. 12.1 салыстырмалы түрде үлкен жұлдыздарға арналған теориялық есептелген эволюциялық жолдарды көрсетеді. Олар эволюциясын негізгі реттіліктің төменгі шетінен бастайды. Сутегі жанып бара жатқанда, мұндай жұлдыздар іздері бойынша жалпы бағытта қозғалады қарсы шектерінен шықпай-ақ негізгі дәйектілік (яғни, оның енінде қалу). Негізгі дәйектілікте жұлдыздардың болуымен байланысты эволюцияның бұл кезеңі ең ұзақ. Мұндай жұлдыздың өзегіндегі сутегі мөлшері 1% -ке жақындағанда эволюция жылдамдығы үдей түседі. Сутегі «отынының» күрт төмендеген құрамымен энергияның бөлінуін қажетті деңгейде ұстап тұру үшін «өтемақы» ретінде ішкі температураны көтеру қажет. Міне, көптеген басқа жағдайлар сияқты, жұлдыздың өзі оның құрылымын реттейді (§ 6 қараңыз). Ішкі температураның жоғарылауына қол жеткізіледі қысу тұтасымен жұлдыздар. Осы себепті эволюциялық жолдар күрт солға бұрылады, яғни жұлдыз бетінің температурасы жоғарылайды. Көп ұзамай, жұлдыздың жиырылуы тоқтайды, өйткені оның ядросындағы барлық сутегі күйіп кетеді. Бірақ ядролық реакциялардың жаңа аймағы - «өлі» (өте ыстық болса да) ядро \u200b\u200bайналасындағы жұқа қабықша «қосылады». Жұлдыздың одан әрі эволюциясы кезінде бұл конверт жұлдыздың центрінен әрі қарай жылжиды, осылайша гелий өзегінің «күйіп кеткен» массасын көбейтеді. Сонымен бірге бұл өзекті қысу және оны қыздыру процесі жүреді. Алайда, бұл жағдайда мұндай жұлдыздың сыртқы қабаттары тез және өте қатты ісіне бастайды. Бұл бетінің температурасы сәл өзгеретін ағынмен айтарлықтай төмендейді дегенді білдіреді. Оның эволюциялық жолы оңға күрт бұрылып, жұлдыз қызыл супергиганттың барлық ерекшеліктеріне ие болады. Жұлдыз қысылуды тоқтатқаннан кейін бұл күйге тез жақындағандықтан, Герцпрунг-Рассел диаграммасында негізгі дәйектілік пен алыптар мен супергиганттар тармағы арасындағы саңылауды толтыратын жұлдыздар жоқтың қасы. Бұл ашық кластерлерге арналған осындай схемаларда айқын көрінеді (1.8 суретті қараңыз). Қызыл супергиганттардың одан әрі тағдыры әлі күнге дейін жақсы түсінілмеген. Біз келесі маңызды бөлімге ораламыз. Өзегін өте жоғары температураға дейін, жүздеген миллион кельвинге тапсырыс беруге болады. Мұндай температурада гелийдің үштік реакциясы «қосылады» (§ 8 қараңыз). Осы реакция кезінде бөлінетін энергия ядроның одан әрі қысылуын тоқтатады. Осыдан кейін ядро \u200b\u200bаздап кеңейеді, ал жұлдыздың радиусы азаяды. Жұлдыз қызып, Герцпрунг-Рассел диаграммасында солға қарай жылжиды.

Массасы төмен жұлдыздардың эволюциясы біршама басқаша жүреді, мысалы М

1, 5М

Массасы Күннің массасынан аз жұлдыздардың эволюциясы негізінен қарастырудың орынсыз екенін ескеріңіз, өйткені олардың негізгі реттілікте болу уақыты Галактика жасынан асады. Бұл жағдай аз массалы жұлдыздардың эволюциясы проблемасын «қызықсыз» етеді, немесе «шұғыл емес» деп айтуға болады. Біз тек аз массасы бар жұлдыздарды ескереміз (аз

0, 3 күн) тіпті негізгі конвекцияда болған кезде де толығымен «конвективті» болып қалады. Олар ешқашан «сәулелі» ядро \u200b\u200bжасамайды. Бұл тенденция протостардың эволюциясы жағдайында айқын көрінеді (§ 5 қараңыз). Егер соңғысының массасы салыстырмалы түрде үлкен болса, протостардың негізгі тізбектегі «отыруына» дейін сәулелі ядро \u200b\u200bпайда болады. Ал простелярлық және жұлдыздық сатылардағы массасы төмен заттар толығымен конвективті болып қалады. Мұндай жұлдыздарда протон-протон циклінің толық жұмыс істеуі үшін центрдегі температура жеткіліксіз. Ол изотоптың түзілуінен 3 He үзіледі, ал «қалыпты» 4 Ол енді синтезделмейді. 10 миллиард жылдан астам уақыт (бұл осы типтегі ең ежелгі жұлдыздардың жасына жақын), шамамен 1% сутегі 3 емеске айналады. Демек, 1 H-ге қатысты 3 He-дің көптігі аномальды түрде жоғары болады - шамамен 3%. Өкінішке орай, теорияның бұл болжамын бақылау арқылы тексеру әлі мүмкін емес. Массасы төмен жұлдыздар - қызыл ергежейлер, олардың беткі температурасы оптикалық аймақтағы гелий сызықтарын қоздыру үшін жеткіліксіз. Алайда, негізінен, спектрдің алыс ультрафиолет бөлігінде зымыран астрономиясының әдістерімен резонансты сіңіру сызықтарын байқауға болады. Алайда үздіксіз спектрдің өте әлсіздігі осы проблемалық мүмкіндікті де жоққа шығарады. Алайда, қызыл ергежейлердің көпшілігі болмаса да, едәуір екенін атап өткен жөн жыпылықтайды ультрафиолет Ceti типіндегі жұлдыздар (§ 1 қараңыз). Осындай салқын ергежейлі жұлдыздарда тез қайталанатын алау құбылысының өзі, сөзсіз, олардың бүкіл көлемін қамтитын конвекциямен байланысты. Алаулар кезінде эмиссиялық сызықтар байқалады. Мүмкін 3 сызықтарын осындай жұлдыздарда байқауға болады ма? Егер протостардың массасы 0-ден аз болса , 08М

Оның ішкі бөлігіндегі температураның төмен болғаны соншалық, негізгі реттілік сатысында ешқандай термоядролық реакциялар қысуды тоқтата алмайды. Мұндай жұлдыздар ақ ергежейлі болғанға дейін үздіксіз жиырыла береді (нақтырақ айтсақ, қызыл ергежейлілер). Алайда орасан зор жұлдыздардың эволюциясына оралайық.

Күріш. 12.2 массасы 5-ке тең жұлдыздың эволюциялық жолын көрсетеді М

Компьютердің көмегімен жүзеге асырылған ең егжей-тегжейлі есептеулерге сәйкес. Бұл жолда сандар жұлдыз эволюциясының тән кезеңдерін көрсетеді. Фигураның түсіндірмелері эволюцияның әр кезеңінің уақытын көрсетеді. Біз мұнда тек эволюциялық жолдың 1-2 бөлімі негізгі дәйектілікке, 6-7 бөлім қызыл алпауыт кезеңіне сәйкес келетіндігін ғана көрсетеміз. Жұлдыздың «ісінуіне» энергияны жұмсауға байланысты аймақтағы жарқыраудың 5-6 төмендеуі. Күріш. 12.3 ұқсас теориялық есептелген тректер әр түрлі массадағы жұлдыздар үшін берілген. Эволюцияның әр түрлі фазаларын белгілейтін сандар күріштегідей мағынаға ие. 12.2.

Сурет: 12.2:Массасы 5 жұлдыздың эволюциялық жолы М , (1-2) - конвективті ядродағы сутектің жануы, 6 , 44 10 7 жаста; (2-3) - жұлдыздың толық сығылуы, 2 , 2 10 6 жаста; (3-4) - қабатты көздегі сутектің тұтануы, 1 , 4 10 5 жыл; (4-5) - сутектің қалың қабаттағы жануы, 1 , 2 10 6 жаста; (5-6) - конвективті қабықтың кеңеюі, 8 10 5 жыл; (6-7) - қызыл алып фаза, 5 10 5 жыл; (7-8) - гелийдің өзегінде тұтануы, 6 10 6 жаста; (8-9) - конвективті қабықтың жоғалуы, 10 6 жыл; (9-10) - гелийдің ядрода жануы, 9 10 6 жаста; (10-11) - конвективті қабықтың қайталама кеңеюі, 10 6 жыл; (11-12) - гелий күйіп кеткен кезде ядроны қысу; (12-13-14) - қабатты гелий көзі; (14-?) - нейтрино шығыны, қызыл супергигант.

Суретте бейнеленген эволюциялық жолдарды қарапайым қарастырудан. 12.3, бұдан азды-көпті массивтік жұлдыздар Герцспрунг-Рассел диаграммасында алып тармақ түзіп, негізгі «тізбекті» жолмен кетіп қалады. Массасы төмен жұлдыздардың жарқырауының өте тез өсуі тән, өйткені олар қызыл алыптарға қарай дамиды. Мұндай жұлдыздардың эволюциясының массивтік жұлдыздармен салыстырғанда айырмашылығы - біріншілері өте тығыз, деградацияланған өзек құрайды. Мұндай өзек, деградацияланған газдың жоғары қысымына байланысты (10 сек. Қараңыз), жұлдыздың жоғарыда жатқан қабаттарының салмағын «ұстап тұруға» қабілетті. Ол қысқармайды, демек, өте ыстық болады. Сондықтан, егер гелийдің «үштік» реакциясы қосылса, ол кейінірек болады. Физикалық жағдайлардан басқа, орталыққа жақын аймақта мұндай жұлдыздардың құрылымы массивтік құрылымға ұқсас болады. Демек, олардың орталық аймақтағы сутегі күйіп кеткеннен кейінгі эволюциясы сыртқы қабықтың «ісінуімен» бірге жүреді, бұл олардың іздерін қызыл алыптар аймағына апарады. Алайда, үлкен супергиганттардан айырмашылығы, олардың ядролары өте тығыз дегенеративті газдан тұрады (11.4-суреттегі сызбаны қараңыз).

Бұл бөлімде жасалған жұлдызды эволюция теориясының ең көрнекті жетістігі - бұл жұлдыз шоғырларына арналған Герцпрунг - Рассел диаграммасының барлық ерекшеліктерін түсіндіру. Бұл схемалардың сипаттамасы § 1-де берілген. Жоғарыда аталған бөлімде айтылғандай, берілген кластердегі барлық жұлдыздардың жастары бірдей деп есептелуі керек. Бұл жұлдыздардың алғашқы химиялық құрамы да бірдей болуы керек. Өйткенi, олардың барлығы жұлдызаралық ортаның - газ-шаң кешенiнiң бiрден (едәуiр болса да) жиынтығынан пайда болды. Әртүрлі жұлдыз шоғырлары бір-бірінен, ең алдымен, жас ерекшелігімен ерекшеленуі керек, сонымен қатар, глобулярлық кластерлердің бастапқы химиялық құрамы ашық кластерлердің құрамынан күрт ерекшеленуі керек.

Герцпрунг - Рассел диаграммасында кластерлердің жұлдыздары орналасқан сызықтар олардың эволюциялық жолдарын білдірмейді. Бұл сызықтар көрсетілген сызбадағы нүктелерінің локусы болып табылады, онда массасы әр түрлі жұлдыздар болады сол жаста... Егер жұлдызды эволюция теориясын бақылаулардың нәтижелерімен салыстырғымыз келсе, ең алдымен массасы әр түрлі және химиялық құрамы бірдей жұлдыздар үшін теориялық тұрғыдан «бір жастағы сызықтар» тұрғызу қажет. Жұлдыздың эволюциясының әр түрлі кезеңдеріндегі жасын (12.3) формула арқылы анықтауға болады. Бұл жағдайда суретте көрсетілген типтегі жұлдызды эволюцияның теориялық жолдарын қолдану қажет. 12.3. Күріш. 12.4 массасы 5,6-дан 2,5 күн массасына дейін өзгеретін сегіз жұлдызға есептеулердің нәтижелерін көрсетеді. Осы жұлдыздардың әрқайсысының эволюциялық жолдарында орналасу нүктелерімен белгіленеді, оларды сәйкесінше жұлдыздар негізгі дәйектіліктің төменгі жиегіндегі бастапқы күйінен эволюциясының жүз, екі жүз, төрт жүз сегіз жүз миллион жылында алады. Әр түрлі жұлдыздарға сәйкес нүктелерден өтетін қисықтар «бір жастағы қисықтар» болып табылады. Біздің жағдайда есептеулер өте үлкен жұлдыздарға жүргізілді. Олардың эволюциясының есептелген уақыт аралықтары олардың тереңдігінде пайда болатын термоядролық энергияны шығарған кезде олардың «белсенді өмірінің» кем дегенде 75% -ын жабады. Ең үлкен жұлдыздар үшін эволюция екінші реттік сығылу сатысына жетеді, бұл олардың орталық бөліктерінде сутегі толық жанғаннан кейін пайда болады.

Егер алынған тең жастағы теориялық қисықты жас жұлдыздар шоғырларына арналған Герцспрунг - Рассел диаграммасымен салыстыратын болсақ (12.5 суретті және 1.6 қараңыз), онда оның осы кластердің негізгі сызығымен таңқаларлықтай ұқсастығы еріксіз таң қалдырады. Эволюция теориясының негізгі ұстанымына толық сәйкес, оған сәйкес үлкен массивтік жұлдыздар негізгі тізбекті тезірек қалдырады, күріш. 12.5 кластердегі жұлдыздар тізбегінің жоғарғы жағы екенін анық көрсетеді оңға иіледі... Жұлдыздар одан едәуір ауытқи бастайтын негізгі реттіліктің орны - «төменгі», кластер неғұрлым ескі болса. Бұл жағдайдың өзі әртүрлі жұлдыз шоғырларының жасын тікелей салыстыруға мүмкіндік береді. Ескі кластерлерде негізгі реттілік спектрлік классқа жақын жерде жоғарыда аяқталады.Жас кластерлер үшін барлық негізгі тізбек әлі де «бүтін», В спектральды классының ыстық массивтік жұлдыздарына дейін. Мысалы, бұл жағдай NGC 2264 кластерінің диаграммасында көрінеді 1.6). Шынында да, осы кластерге есептелген сол жастағы сызық оның эволюциясының 10 миллион жыл кезеңін береді. Осылайша, бұл кластер ежелгі адамзаттың ата-бабасы - Рамапитектердің «жадында» дүниеге келді ... Жұлдыздардың әлдеқайда көне шоғыры - суретте көрсетілген Плейада. 1,4, 100 миллион жыл туралы толық «орташа» жасқа ие. Онда В7 спектрлік класс жұлдыздары әлі күнге дейін сақталған. Бірақ Hyades кластері (1.5-суретті қараңыз) біршама ескі - оның жасы шамамен миллиард жыл, сондықтан негізгі реттілік тек А класындағы жұлдыздардан басталады.

Жұлдыздық эволюция теориясы Герцпрунг-Рассел диаграммасының «жас» кластерлерге арналған тағы бір қызықты ерекшелігін түсіндіреді. Мәселе аз массалық карлик жұлдыздарының эволюциялық уақыты өте ұзақ болатындығында. Мысалы, олардың көпшілігі 10 миллион жыл ішінде гравитациялық қысылу сатысынан өте қойған жоқ (NGC 2264 кластерінің эволюциялық кезеңі) және, қатаң айтқанда, тіпті жұлдыздар емес, простарлар. Мұндай объектілер, біз білетіндей, орналасқан оң жақта Герцспрунг - Рассел диаграммасынан (5.2 суретті қараңыз, мұнда жұлдыздардың эволюциялық іздері гравитациялық қысылудың бастапқы кезеңінде басталады). Егер жас кластерде ергежейлі жұлдыздар негізгі реттілікке әлі «отырмаған» болса, соңғысының төменгі бөлігі осындай кластерде болады ауысқан оңға, ол байқалады (1.6-суретті қараңыз). Біздің Күн, жоғарыда айтқанымыздай, өзінің «сутегі ресурстарының» едәуір бөлігін «сарқып» алғанына қарамастан, Герцпрунг-Рассел диаграммасының негізгі тізбектер қатарынан әлі кетпеген, дегенмен ол шамамен 5 миллиард жыл бойы дамып келеді. Есептеулер көрсеткендей, «жас», жақында негізгі тізбекке «қонды», Күн сәулесі қазіргіден 40% -ға аз сәуле шығарды, ал оның радиусы қазіргіден 4% -ға аз, ал беткі температурасы 5200 К (қазір 5700 К) болды.

Эволюция теориясы глобулярлық кластерге арналған Герцспрунг-Рассел диаграммасының ерекшеліктерін оңай түсіндіреді. Біріншіден, бұл өте ескі нысандар. Олардың жасы Галактика жасынан сәл ғана аз. Бұл осы сызбаларда жоғарғы тізбектегі жұлдыздардың толығымен жоқтығынан айқын көрінеді. Негізгі тізбектің төменгі бөлігі, § 1-де айтылғандай, субдиварлардан тұрады. Спектроскопиялық бақылаулардан субдиварлардың ауыр элементтерге өте нашар екендігі белгілі - олардың саны «қарапайым» карликтерге қарағанда ондаған есе аз болуы мүмкін. Сондықтан глобулярлық кластерлердің бастапқы химиялық құрамы ашық кластерлер пайда болған заттың құрамынан айтарлықтай өзгеше болды: ауыр элементтер өте аз болды. Күріш. 12.6 массасы 1,2 күн болатын жұлдыздардың теориялық эволюциялық жолдарын ұсынады (бұл 6 миллиард жылда дамып үлгерген жұлдыздың массасына жақын), бірақ бастапқы химиялық құрамы әр түрлі. Жұлдыз негізгі тізбекті «қалдырғаннан» кейін, металдың аздығымен бірдей эволюциялық фазалардың жарықтығы әлдеқайда жоғары болатыны анық. Сонымен қатар, мұндай жұлдыздардың беткі қабатының тиімді температурасы жоғары болады.

Күріш. 12.7-де ауыр элементтері аз массасы аз жұлдыздардың эволюциялық жолдары көрсетілген. Бұл қисықтарда нүктелер алты миллиард жылдық эволюциядан кейінгі жұлдыздардың орналасуын көрсетеді. Осы нүктелерді байланыстыратын қалың сызық сол жастағы сызық екені анық. Егер бұл сызықты М 3 глобулярлық кластерге арналған Герцспрунг - Рассел диаграммасымен салыстырсақ (1.8 суретті қараңыз), онда осы түзудің осы кластердің жұлдыздары негізгі тізбек «кетіп» жатқан сызықпен толық сәйкес келуі бірден көзге түседі.

Суретте көрсетілген. 1.8 диаграммада сонымен қатар алыптар тізбегінен солға ауытқитын көлденең тармақ көрсетілген. Шамасы, бұл «үштік» гелий реакциясы жүріп жатқан тереңдіктегі жұлдыздарға сәйкес келеді (8-секцияны қараңыз). Осылайша, жұлдызды эволюция теориясы глобулярлық кластерлерге арналған Герцспрунг - Рассел диаграммасының барлық ерекшеліктерін олардың «ежелгі дәуірлеріне» және ауыр элементтердің аздығына түсіндіреді [32].

Бір қызығы, Hyades кластерінде бірнеше ақ ергежей бар, бірақ Pleiades емес. Екі кластер де бізге салыстырмалы түрде жақын, сондықтан екі кластердің арасындағы бұл қызықты айырмашылықты әр түрлі «көріну шарттарымен» түсіндіруге болмайды. Бірақ біз қазірдің өзінде ақ гномдар қызыл алпауыттардың соңғы сатысында пайда болатынын білеміз, олардың массасы салыстырмалы түрде аз. Сондықтан мұндай алыптың толық эволюциясы үшін көп уақыт қажет - кем дегенде миллиард жыл. Бұл уақыт Hyades кластерінде «өтті», бірақ Pleiades-те «әлі келген жоқ». Сондықтан бірінші кластерде бірнеше ақ гномдар болса, екіншісінде жоқ.

Күріш. 12.8-де Герцспрунг - Расселдің ашық және шар тәрізді бірнеше кластерлік жиынтық схемасы келтірілген. Бұл диаграммада әртүрлі кластерлердегі жас айырмашылықтарының әсері айқын көрінеді. Сонымен, жұлдыздардың қазіргі заманғы теориясы және оған негізделген жұлдыздар эволюциясы теориясы астрономиялық бақылаулардың негізгі нәтижелерін оңай түсіндіре алды деп айтуға толық негіз бар. Бұл 20 ғасырдағы астрономияның ең көрнекті жетістіктерінің бірі екендігі сөзсіз.

«Жұлдыздар: олардың тууы, өмірі мен өлімі» кітабынан [Үшінші басылым, қайта қаралды] автор Шкловский Иосиф Самуилович

3-тарау Жұлдызаралық ортаның газды-шаңды кешендері - жұлдыздар бесігі Жұлдызаралық ортаның тән ерекшелігі - онда болатын физикалық жағдайлардың алуан түрлілігі. Біріншіден, кинетикалық температурасы әр түрлі болатын H I және H II аймақтары бар

Тыйым салынған Тесла кітабынан автор Горьковский Павел

5-тарау Протозандар мен простелларлық конверттердің эволюциясы 3-бөлімде біз гравитациялық тұрақсыздықтың салдарынан жұлдызаралық газ-шаңды кешеннің тығыз суық молекулалық бұлттардың протостарына конденсациялану мәселесін егжей-тегжейлі қарастырдық.

Әлемнің теориясы кітабынан авторы Ethernus

8-тарау Жұлдыздар сәулеленуінің ядролық энергия көздері § 3-те біз «космогоникалық» уақыт аралықтары кезінде олардың жарқырауын қамтамасыз ететін Күн мен жұлдыздардың энергия көздері массасы үлкен емес жұлдыздарға есептелген миллиардтаған

Астрономия туралы қызықты кітаптан автор Томилин Анатолий Николаевич

11-тарау Жұлдыздар модельдері 6-бөлімде біз жұлдыздардың тепе-теңдік күйлерін сипаттайтын теңдеулерге кіретін шамаларды өрескел бағалау әдісін қолдана отырып, жұлдыздардың интерьерінің негізгі сипаттамаларын (температура, тығыздық, қысым) алдық. Бұл бағалар дұрыс түсінік береді

Ғылымның он ұлы идеясы кітабынан. Біздің әлем қалай жұмыс істейді. авторы Аткинс Питер

14-тарау Жұлдыздардың жақын екілік жүйелердегі эволюциясы Алдыңғы бөлімде жұлдыздардың эволюциясы егжей-тегжейлі қарастырылды. Алайда маңызды брондау қажет: біз жалғыз, оқшауланған жұлдыздардың эволюциясы туралы айттық. Пайда болған жұлдыздардың эволюциясы қалай жүреді

Кітаптан өмірдің кең таралуы және ақыл-ойдың ерекшелігі? автор Мосевицкий Марк Исаакович

20-тарау Пульсарлар мен тұмандықтар - Супернованың қалдықтары Шындығында, пульсарлар жылдам айналатын нейтронды жұлдыздар деген тұжырым таңқаларлық жағдай болған жоқ. Мұны алдыңғы кезеңдегі астрофизиканың бүкіл дамуы дайындады деп айтуға болады

Шексіздіктің бастауы [Әлемді өзгертетін түсіндірмелер] кітабынан Дойч Дэвид

Уақыттың оралуы кітабынан [Ежелгі космогониядан болашақ космологиясына дейін] Смолин Ли

«Жұлдыздар аралықтағы ғылым» кітабынан автор Торн Кип Стивен

1. Күн - жұлдыздардың өлшемі.Жұлдыздар - күн. Күн - жұлдыз. Күн үлкен. Жұлдыздар? Жұлдыздарды қалай өлшеуге болады? Өлшеу үшін қандай салмақтарды алу керек, диаметрлерін өлшеу үшін қандай өлшемдер керек? Күннің өзі осы мақсатқа жарамды бола ма - ол туралы біз барлық корифейлерден гөрі көп білетін жұлдыз ба?

Автордың кітабынан

Автордың кітабынан

Автордың кітабынан

15. Мәдениеттің эволюциясы Мәдениет өмір сүретін идеялар - бұл кейбір бағыттар бойынша олардың тасымалдаушыларының ұқсас мінез-құлқын анықтайтын идеялар жиынтығы. Идеялар бойынша мен адамның басында сақталатын және оның мінез-құлқына әсер ететін кез-келген ақпаратты айтамын. Сонымен

Автордың кітабынан

Мемдердің эволюциясы 1956 жылы жазылған Исаак Асимовтың классикалық фантастикалық «Джокестер» әңгімесінде басты кейіпкер анекдоттарды зерттейтін ғалым. Ол көптеген адамдар кейде тапқыр, ерекше ескертулер айтса да, ешқашан ешкім болмайтынын біледі

Автордың кітабынан

16. Шығармашылық ойлау эволюциясы

Автордың кітабынан

Автордың кітабынан

Жақын жұлдыздарға дейінгі арақашықтықтар Жүйесінде өмір сүруге қолайлы планета болуы мүмкін ең жақын (Күнді есептемегенде) жұлдыз - Тау Кети. Жерден 11,9 жарық жылы; яғни жарық жылдамдығымен саяхаттаған кезде оған жетуге болады