Yıldız-- termonükleer reaksiyonların meydana geldiği, meydana geldiği veya meydana geleceği bir gök cismi. Yıldızlar devasa, parlak gaz toplarıdır (plazma). Yerçekimi sıkıştırması sonucu gaz-toz ortamından (hidrojen ve helyum) oluşmuştur. Yıldızların içindeki maddenin sıcaklığı milyonlarca kelvin ve yüzeylerinde binlerce kelvin cinsinden ölçülür. Yıldızların büyük çoğunluğunun enerjisi, iç bölgelerde yüksek sıcaklıklarda meydana gelen, hidrojeni helyuma dönüştüren termonükleer reaksiyonların bir sonucu olarak açığa çıkar. Doğadaki parlak maddenin büyük bir kısmını içerdikleri için yıldızlara genellikle Evrenin ana cisimleri denir. Yıldızlar, helyum ve hidrojenin yanı sıra diğer gazlardan oluşan devasa, küresel nesnelerdir. Bir yıldızın enerjisi, helyumun her saniye hidrojenle etkileşime girdiği çekirdeğinde bulunur. Evrenimizdeki organik her şey gibi yıldızlar da doğar, gelişir, değişir ve kaybolur; bu süreç milyarlarca yıl sürer ve "Yıldız Evrimi" süreci olarak adlandırılır.

1. Yıldızların evrimi

Yıldızların evrimi-- bir yıldızın yaşamı boyunca, yani yüzbinlerce, milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ışık ve ısı yayarken geçirdiği değişimlerin dizisi. Bir yıldız, yaşamına soğuk, seyrekleştirilmiş bir yıldızlararası gaz bulutu (yıldızlar arasındaki tüm boşluğu dolduran, seyrekleştirilmiş bir gaz ortamı) olarak başlar, kendi yerçekimi altında sıkışır ve yavaş yavaş bir top şeklini alır. Sıkıştırıldığında yerçekimi enerjisi (tüm maddi cisimler arasındaki evrensel temel etkileşim) ısıya dönüşür ve nesnenin sıcaklığı artar. Merkezdeki sıcaklık 15-20 milyon K'ye ulaştığında termonükleer reaksiyonlar başlar ve sıkıştırma durur. Nesne tam teşekküllü bir yıldız haline gelir. Bir yıldızın yaşamının ilk aşaması güneşinkine benzer; hidrojen döngüsünün reaksiyonları hakimdir. Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisinde yer alan (Şekil 1) (yıldızın mutlak büyüklüğü, parlaklığı, spektral sınıfı ve yüzey sıcaklığı arasındaki ilişkiyi gösteren, 1910), ömrünün büyük bir kısmı boyunca bu durumda kalır, ta ki 1910 yılına kadar. yakıt rezervleri özünde tükeniyor. Yıldızın merkezindeki hidrojenin tamamı helyuma dönüştüğünde bir helyum çekirdeği oluşur ve çevresinde hidrojenin termonükleer yanması devam eder. Bu dönemde yıldızın yapısı değişmeye başlar. Parlaklığı artar, dış katmanları genişler ve yüzey sıcaklığı düşer; yıldız, Hertzsprung-Russell diyagramında bir dal oluşturan kırmızı bir dev haline gelir. Yıldız bu dalda ana kola göre önemli ölçüde daha az zaman harcıyor. Helyum çekirdeğinin biriken kütlesi ciddi boyutlara ulaştığında kendi ağırlığını taşıyamaz ve küçülmeye başlar; yıldız yeterince büyükse, artan sıcaklık helyumun daha ağır elementlere (helyumun karbona, karbonun oksijene, oksijenin silikona ve son olarak silikonun demire) termonükleer dönüşümüne neden olabilir.

2. Yıldızların iç kısmındaki termonükleer füzyon

1939 yılına gelindiğinde yıldız enerjisinin kaynağının yıldızların bağırsaklarında meydana gelen termonükleer füzyon olduğu tespit edildi. Yıldızların çoğu radyasyon yayar çünkü çekirdeklerindeki dört proton bir dizi ara adımla birleşerek tek bir alfa parçacığına dönüşür. Bu dönüşüm, proton-proton veya p-p döngüsü ve karbon-nitrojen veya CN döngüsü adı verilen iki ana yolla gerçekleşebilir. Düşük kütleli yıldızlarda enerji salınımı esas olarak ilk döngü tarafından, ağır yıldızlarda ise ikinci döngü tarafından sağlanır. Bir yıldızdaki nükleer yakıt arzı sınırlıdır ve sürekli olarak radyasyona harcanmaktadır. Enerjiyi serbest bırakan ve yıldızın maddesinin bileşimini değiştiren termonükleer füzyon süreci, yıldızı sıkıştırma eğiliminde olan ve aynı zamanda enerjiyi serbest bırakan yerçekiminin yanı sıra serbest bırakılan enerjiyi taşıyan yüzeyden gelen radyasyonla birlikte kullanılır. yıldız evriminin ana itici güçleri. Bir yıldızın evrimi, yıldız beşiği olarak da adlandırılan dev bir moleküler bulutta başlar. Bir galaksideki "boş" alanın çoğu aslında cm² başına 0,1 ile 1 arasında molekül içerir. Moleküler bulutun yoğunluğu cm2 başına yaklaşık bir milyon moleküldür. Böyle bir bulutun kütlesi, büyüklüğü nedeniyle Güneş'in kütlesini 100.000-10.000.000 kat aşıyor: çapı 50 ila 300 ışıkyılı arasında. Bulut, kendi galaksisinin merkezi etrafında serbestçe dönerken hiçbir şey olmuyor. Bununla birlikte, yerçekimi alanının homojen olmaması nedeniyle, yerel kütle konsantrasyonlarına yol açan rahatsızlıklar ortaya çıkabilir. Bu tür rahatsızlıklar bulutun yerçekimsel çökmesine neden olur. Buna yol açan senaryolardan biri de iki bulutun çarpışmasıdır. Çökmeye neden olan bir diğer olay da bir bulutun sarmal gökadanın yoğun kolundan geçmesi olabilir. Ayrıca kritik bir faktör, şok dalgasının moleküler bulutla muazzam bir hızla çarpışacağı yakındaki bir süpernovanın patlaması olabilir. Galaksilerin çarpışması da mümkündür; bu, her galaksideki gaz bulutlarının çarpışma nedeniyle sıkıştırılması nedeniyle yıldız oluşumunda bir patlamaya neden olabilir. Genel olarak bulutun kütlesine etki eden kuvvetlerdeki herhangi bir homojensizlik, yıldız oluşum sürecini başlatabilir. Ortaya çıkan homojensizlikler nedeniyle, moleküler gazın basıncı artık daha fazla sıkışmayı engelleyemez ve gaz, yerçekimsel çekim kuvvetlerinin etkisi altında gelecekteki yıldızın merkezi etrafında toplanmaya başlar. Açığa çıkan yerçekimi enerjisinin yarısı bulutu ısıtmaya, yarısı da ışık radyasyonuna gider. Bulutlarda merkeze doğru basınç ve yoğunluk artar ve orta kısmın çökmesi çevreye göre daha hızlı gerçekleşir. Büzüldükçe fotonların ortalama serbest yolu azalır ve bulut kendi radyasyonuna karşı giderek daha az şeffaf hale gelir. Bu, sıcaklığın daha hızlı artmasına ve basıncın daha da hızlı yükselmesine neden olur. Sonuç olarak, basınç gradyanı yerçekimi kuvvetini dengeler ve bulut kütlesinin yaklaşık %1'i kadar bir kütleye sahip bir hidrostatik çekirdek oluşur. Bu an görünmez. Protostarın daha da gelişmesi, çekirdeğin "yüzeyine" düşmeye devam eden maddenin birikmesidir ve bu nedenle boyut olarak büyür. Bulutta serbestçe hareket eden madde kütlesi tükenir ve yıldız, optik aralıkta görünür hale gelir. Bu an, ön yıldız evresinin sonu ve genç yıldız evresinin başlangıcı olarak kabul edilir. Yıldız oluşum süreci birleşik bir şekilde tanımlanabilir, ancak bir yıldızın gelişiminin sonraki aşamaları neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldız evriminin en sonunda kimyasal bileşim bir rol oynayabilir.

DERS #26. SIRADAN BİR YILDIZIN YAŞAM YOLU.

1. Pervasız gençlik, yıldızların evriminin ilk aşamasıdır.

- yerçekimsel sıkıştırma;

- ön yıldızlar;

- yıldız oluşum bölgeleri;

- H-R diyagramındaki ön yıldızlar;

2. Kararlı olgunluk – ana dizi aşaması.

- yıldızların kendi kendini düzenleme mekanizması;

-çeşitli sınıflardaki yıldızların modelleri;

3. Sorunlu yaşlılık – ana diziden ayrılmak.

- kırmızı devler ve beyaz cüceler;

- şerefsiz son.

1. Yıldız evriminin başlangıç ​​aşaması

Modern kavramlara göre yıldızlar, kendi yerçekiminin etkisi altında bireysel gaz bulutlarının yerçekimiyle sıkıştırılması sürecinin bir sonucu olarak, gaz-toz dağınık bir ortamdan doğarlar. Moleküler bulutlardan yıldızlara geçiş sırasında maddenin sıcaklığı milyonlarca kat, yoğunluğu ise 1020 kat artar.

Yerçekimi sıkıştırması yıldızlararası gazın en yoğun bölgelerinde başlar. Sıkıştırma, fikri Newton tarafından ifade edilen yerçekimsel dengesizliğin bir sonucu olarak ortaya çıkar. Jeans daha sonra sonsuz homojen bir ortamın kararsız olduğunu gösterdi ve basit bir fiziksel kritere dayanarak kendiliğinden sıkışmanın başlayabileceği minimum bulut boyutlarını belirledi. Bu kriter bulutun negatif toplam enerjisidir. E0=Egrav+Eısıtma<0. Bu durumda kararlı bir bulutun maksimum boyutu Lj ve kütlesi Mj parçacık yoğunluğuna bağlıdır N ve sıcaklıkları T :https://pandia.ru/text/78/308/images/image002_210.gif" width = "109" height = "31 src = ">. Bu tür bulutların kütleleri en az 1000 güneş kütlesi olmalıdır. Ancak, böyle bir kütleye sahip olmayan yıldızlar.Bunun nedeni, bulutun bir bölgesinde sıkıştırma başlar başlamaz, oradaki yoğunluğun artması ve ilk başta sıcaklığın neredeyse hiç değişmeden kalmasıdır.Böyle bir izotermal sıkıştırma, bulutun bir bölgesinde bir azalmaya yol açar. kararlılık kriteri Lj Bu da istikrarsızlığın daha küçük ölçekte ortaya çıkacağı anlamına geliyor. Çöken bulutun içinde yeni sıkıştırma merkezleri oluşur; bulutun basamaklı parçalanması olgusu.

Bulut yeterince inceltilmiş olsa da, atomlar tarafından yayılan kızılötesi kuantum formundaki sıkıştırma sırasında açığa çıkan yerçekimi enerjisini kolaylıkla kendi içinden geçirir. Yerçekimi sıkıştırması, bulutun yoğunluğu o kadar arttığında durur ki, madde kendi radyasyonuna karşı opak hale gelir, bu da bulutta birikmeye ve gazı ısıtmaya başlar. Büzüşen bir bulutun derinliklerinde istikrarlı bir yıldız öncesi cisim bu şekilde ortaya çıkar. - ilk yıldız.

Protostar.Önyıldız oluşum sürecinin başlangıcını genel hatlarıyla incelediğimizde, gözlemlerle doğrulanabilecek iki önemli sonuca ulaşıyoruz. İlk olarak, yıldızların neden ağırlıklı olarak yıldız kümeleri şeklinde gruplar halinde ortaya çıktığı açıklığa kavuşuyor. Ortalama yıldızların Güneş'e yakın kütlelerden oluştuğunu varsayarsak, kümelerdeki yıldız sayısı da gözlemlere göre 1000 civarında olmalıdır. İkinci olarak, yıldız kütlelerinin neden Jeans kriteriyle ilişkilendirilen nispeten dar sınırlar içinde kaldığı anlaşılabilir.

Merkezi yoğunlaşmanın ısıtılması, ortaya çıkan gaz basıncının yer çekimine direnmesine yettiğinde, bu yoğunlaşmanın sıkıştırılması durur ve ana süreç birikim haline gelir, yani maddenin buluttan oluşan çekirdeğin üzerine düşmesi. Yıldız kütlelerinin dağılımı üzerinde en büyük etkiye sahip olan bu süreçtir. Yığılma sonucunda yıldızın kütlesi giderek artar, bu da yıldızın sıcaklığının ve parlaklığının artması anlamına gelir. Bu aşamada, protostarın görünür radyasyon için yoğun ve opak bir kabuk olan dış ortamdan izole edildiği ortaya çıkar. Bu tür nesnelere “koza yıldızları” denir. Protostarın sıcak radyasyonunu güçlü kızılötesi radyasyona dönüştürürler. Kütlenin daha da büyümesiyle birlikte, protostarın radyasyon basıncı da artar, bu da er ya da geç maddenin birikmesini durduracak ve ardından bulutun kalıntılarını çekirdeğe düşmelerini engelleyerek uzaklaştırmaya başlayacaktır. Yerçekimi kuvvetinin eşitliğinden hafif basınç kuvvetine kadar Fluminosity = Fgrev, kütlesi 100M8 olan bir yıldız için 3106L8'e eşit olan ve sabit ana yıldızın gözlenen maksimum parlaklıklarına karşılık gelen mümkün olan maksimum parlaklık L'yi belirleyebiliriz. Hertzsprung-Russell diyagramındaki yıldız dizisi.

Bu sırada, kabuğunun kalıntılarından temizlenen yıldız, derinliklerinde yeterince büyük bir kütle ile kendi yeni bir enerji kaynağının - termonükleer reaksiyonların - aktive edilmesi nedeniyle hidrostatik dengeye girer. Bu sırada yıldız nihayet ana diziye doğru hareket eder ve ömrünün çoğunu burada geçirir.

Yıldız oluşturan bölgeler. Kütleleri Güneş'in kütlesinin 105 katından daha büyük olan dev moleküler bulutlar (Galakside bunlardan 6.000'den fazlası bilinmektedir), Galaksideki toplam moleküler gazın %90'ını içerir. Yıldız oluşum bölgeleri bunlarla ilişkilidir. Bunlardan ikisine bakalım.

Kartal Bulutsusu- Yıldız doğum süreçlerini canlı olarak gözlemleyebildiğimiz, birkaç sıcak O veya B tipi yıldızın parıltısıyla ısıtılan yıldızlararası gaz bulutu. Bizden 6000 ışıkyılı uzaklıkta, Yılan takımyıldızında yer almaktadır. Kartal'ın arka planındaki yıldız kümesi bu gaz bulutsunun içinde oluşmuştur ve onun parlamasının sebebi de budur. Çağımızda “fil gövdesi” yakınında yıldız oluşumu devam ediyor. Küçük, karanlık bölgeler ön yıldız olabilir. Bunlara yıldız yumurtaları da denir. Bulutsunun içindeki yıldızlar yalnızca 5,5 milyon yaşındadır. Bulutsunun merkezinde gaz sütunları adı verilen yapılar bulunmaktadır. Bunlar neredeyse yalnızca moleküler hidrojenden oluşan yıldız oluşturan bölgelerdir. Sütunların (fil gövdeleri) çıkıntılı uçları Güneş Sistemimizden biraz daha büyüktür. Çoğu zaman bu konilerin köşelerinde kürecikler– Yerçekimsel sıkıştırma sürecinin halihazırda başlamış olduğu küçük, yoğun, karanlık gaz ve toz bulutsuları. Bazı kürecikler, 1954'te keşfedilen Herbig-Haro yıldız şeklindeki nesneleri içeriyor, ancak bunlar birkaç yıl önceki fotoğraflarda bulunmuyordu. Bu, doğrudan gözümüzün önünde gözlemlenen yıldız oluşum sürecinin ilk sonucudur.

Avcı Bulutsusu Orion takımyıldızında "kılıç" ın merkezinde yer alır. Herhangi bir optik alet olmadan gözlemlenebilir, ancak iyi bir teleskop yardımıyla görünümü çok daha etkileyicidir. M42, Dünya'dan görülebilen en parlak bulutsudur. Ona olan mesafe ışık yılıdır - yaklaşık. Orion Bulutsusu'nun içinde birçok yeni yıldız doğuyor ve kızılötesi fotoğraflar kullanılarak gezegen sistemleri oluşturan birkaç protogezegen bulutu keşfedildi. Zaten 15 santimetrelik teleskoplar, nebulanın kalbinde - sözde Trapezyum - hayali bir ikizkenar yamuğun köşelerinde bulunan dört yıldızı görmeyi mümkün kılıyor. Bu yıldızlar bildiğimiz en genç yıldızlar arasındadır. Yaşları yaklaşık yıldır. Orion Bulutsusu, bulutsularda ortak olan gazlara (hidrojen ve helyum) ek olarak, oksijen ve hatta organik olanlar da dahil olmak üzere bazı moleküler bileşikleri içerir. Bu muazzam gaz ve toz kompleksi Galaksinin en büyüğüdür.

Termal enerji" href="/text/category/teployenergetika/" rel="bookmark">termal enerji ve sıcaklık artar. Kendi enerji kaynaklarına sahip olmayan sıradan cisimler için radyasyon kayıplarına soğutma ve ısı eşlik eder. Kapasite pozitiftir.Bir yıldızın negatif ısı kapasitesi, enerji salınımının sıcaklığa güçlü bağımlılığıyla birlikte, ana dizi yıldızlarının kendi kendini düzenleyen sistemler haline gelmesine yol açar.Aslında sıcaklıktaki rastgele bir düşüş, yalnızca termonükleer reaksiyonun yavaşlaması, aynı zamanda iç basıncın azalması ve yerçekimi kuvvetlerinin yıldızı sıkıştırmaya başlaması.Yukarıda belirtildiği gibi, sıkıştırma sırasında açığa çıkan enerjinin yarısı sıcaklığın artmasına gider, bu da yavaşlamanın seviyesini hemen geri yükler. nükleer reaksiyon ve bununla birlikte basınç. Benzer bir dengeleme, yıldız kazara aşırı ısındığında da meydana gelir. Ana dizi aşamasındaki kendi kendini düzenleme sayesinde, yıldızlar, nükleer enerjinin tam olarak gerektiği kadar serbest bırakıldığı termal dengededir. Radyasyon kayıplarını telafi edin. Ve böylece, ne yazık ki henüz Dünya'da kopyalayamadığımız, kendi kendini düzenleyen bir termonükleer reaktörümüz var.

Çeşitli sınıflardaki yıldızların modelleri. Ana dizi aşamasının başlangıcında yıldız, kimyasal bileşim açısından homojendir; bu, önyıldız aşamasındaki güçlü karışımın kaçınılmaz bir sonucudur. Daha sonra ana dizinin tüm aşaması boyunca, merkezi bölgelerdeki hidrojenin yanması sonucunda helyum içeriği artar. Buradaki hidrojen tamamen tükendiğinde, yıldız ana diziyi devler veya yüksek kütlelerde süperdevler bölgesine bırakır.

Anakolda yukarıya doğru gidildikçe yıldızların yarıçapları ve kütleleri artar, çekirdeklerindeki sıcaklık da giderek artar. Bir yıldızın içindeki nükleer reaksiyonların doğası ve enerji salınım hızı büyük ölçüde sıcaklığa bağlıdır. Güneş'te olduğu gibi geç spektral sınıf G, K, M yıldızlarında nükleer enerjinin salınımı esas olarak proton-proton döngüsünün bir sonucu olarak ortaya çıkar. İçlerindeki sıcaklığın daha yüksek olduğu erken spektral sınıftaki sıcak yıldızlar, parlaklığın çok daha yüksek olduğu karbon döngüsü reaksiyonlarına girer ve bu da çok daha hızlı bir evrime yol açar. Buradan ana dizi aşamasında gözlemlenen sıcak yıldızların nispeten genç olduğu sonucu çıkıyor.

Karbon döngüsü sırasında enerji salınımı, sıcaklığın 20'nci kuvveti kadar orantılı olduğundan, merkeze yakın bir yerde bu kadar büyük bir enerji salınımı, ışınım transferi, enerji uzaklaştırma göreviyle baş edemez, dolayısıyla maddenin kendisi, enerjinin uzaklaştırılmasına katılır. Büyük yıldızların iç kısımlarında enerji aktarımı, aktif karışım ve konvektif bölgeler ortaya çıkar. Konvektif çekirdeği çevreleyen yıldızın katmanları, Güneş'tekine benzer şekilde ışınımsal dengededir.

MS'nin alt kısmındaki yıldızlar yapı olarak Güneş'e benzer. Proton-proton reaksiyonunda enerji salınımının gücü, karbon döngüsündekinden daha az sıcaklığa bağlıdır (yaklaşık olarak T4 gibi). Yıldızın merkezinde konveksiyon meydana gelmez ve enerji radyasyonla aktarılır. Ancak daha soğuk olan dış katmanların güçlü opaklığı nedeniyle, MS'nin bu kısmındaki yıldızlarda genişlemiş dış konvektif bölgeler oluşuyor. Yıldız ne kadar soğuk olursa karışımın derinliği de o kadar büyük olur. Eğer Güneş kütlesinin yalnızca %2'sini konveksiyonla kaplanmış katmanlara sahipse, o zaman spektral sınıf M olan bir cüce neredeyse tamamen konvektiftir.

Tablonun son iki sütunundan görülebileceği gibi, MS'deki yıldızların ömrü, kütleçekimsel sıkıştırma aşamasının süresinden yaklaşık iki kat daha uzundur. Bu, gözlemlenen yıldızların çoğunun neden MS'de bulunduğunu açıklıyor. Aynı tabloya göre, büyük kütleli yıldızların evrimi, en düşük kütleli yıldızların evriminden dört kat daha hızlı gerçekleşir. Bu nedenle, daha büyük kütleli yıldızlar, geç tayfsal yıldızlara göre devler ve süperdevler bölgesine daha hızlı hareket ederler.

sınıflar. Galaksimizin tüm varlığı boyunca Güneş'ten daha küçük kütleli yıldızların henüz MS evresini tamamlamadığını, mümkün olan en düşük yıldız kütleli nesnelerin ise henüz MS evresine bile ulaşmadığını söylemek gerekir.

3. Ana diziden ayrılmak

Kırmızı devler ve beyaz cüceler.Şekilden görülebileceği gibi, MS'den ayrıldıktan sonra yıldızların evrimi, büyük ölçüde başlangıç ​​kütle değerine bağlı olarak çok karmaşık bir karaktere sahiptir. Orta kütleli yıldızların evrimsel izleri birbirine benzer ve aşağıdaki aşamalar ayırt edilir:

1. GP'den ayrılıyorum. Hidrojen yandığında helyum çekirdeğinin oluşması molar kütlenin artmasına neden olur. Sonuç olarak basınç düşer, yıldız büzülmeye başlar, sıcaklık ve dolayısıyla parlaklık artar, ancak etkin sıcaklık düşer ve yıldız MS'den sağa ve yukarı doğru hareket eder.

2. Genel sıkıştırma.Çekirdekteki hidrojen kütlesinin oranı %1'e düştüğünde, yerçekimsel sıkıştırma kısa bir süre için yeniden enerji kaynağı haline gelir, çekirdekteki sıcaklık ve parlaklık artar ve iz keskin bir şekilde sola ve yukarıya doğru gider.

3.Katmanlı bir enerji kaynağının oluşumu. Sıkıştırmadan kaynaklanan ısınma sonucunda helyum çekirdeğinin etrafında kalan hidrojen tutuşur. Enerji salınımının çekirdekte değil, etrafındaki ince bir tabakada meydana geldiği yeni bir yıldız yapısı ortaya çıkıyor.

4.Kırmızı dev aşaması. Enerjinin ince bir tabaka halinde salınması etkin sıcaklığın azalmasına neden olur. Yıldız büyük ölçüde "şişir" ve kırmızı devlerin bölgesine doğru hareket eder. Çekirdek kütlesi büyüyor, ancak helyum henüz "yanmıyor".

5.Helyum yanması. Helyum çekirdeği büyümeye ve ısınmaya devam ediyor. Helyum yanma reaksiyonu başlar. Yıldız, helyum rezervleri tükenene kadar MS'ye doğru hareket eder, ardından oluşan karbon çekirdeğin etrafında katmanlı bir helyum kaynağı belirir, kabuk tekrar şişer ve yıldız devler bölgesine geri döner. Ayrıca kütlesi > 10 M8 olan ağır yıldızlar için, elementlerin demir zirvesine kadar kademeli olarak oluşmasıyla birkaç katmanlı kaynakların oluşması mümkündür. Onların akıbetini daha sonra ele alacağız. Evrimsel yolların önemli bir özelliği, istikrarsızlık bölgesini en az bir kez, bazılarında ise birden fazla geçmeleridir. Bu zamanda yıldızlar, yarıçaplarındaki periyodik değişikliklerle birlikte fiziksel değişkenler haline gelir.

Şerefsiz bir son. Sıradan bir yıldızın hayatına dönelim. Yıldızın kütlesi ne kadar büyük olursa oluşturduğu helyum çekirdeği de o kadar büyük olur. Onu sıkıştırmaya çalışan kuvvetler ne kadar büyük olursa. Çekirdekteki basınç ve sıcaklığı ne kadar büyük olursa. Bu sıcaklık yeterince yüksekse, nükleer reaksiyonlar helyumdan karbon sentezlemeye başlar, ancak bu, kütlesi 10 güneş kütlesini aşmayan sıradan yıldızlar için tipik değildir. Yıldızın çekirdeğindeki koşullar devam eden füzyon reaksiyonları için uygun olmadığında, çekirdek artık yerçekimi kuvvetlerini tutamaz ve keskin bir şekilde Dünya boyutuna kadar büzülür. Yıldızın kabuğu (üst katmanları) çekirdekten ayrılarak uzaya taşınır. Yıldızdan gelen güçlü radyasyonun etkisi altında parlak bir şekilde parlıyor. Böyle parlayan gaz kabarcıkları ilk keşfedildiğinde bunlara ne ad verildi? gezegenimsi bulutsular genellikle gezegen disklerine benzedikleri için. Yüzbinlerce yıl boyunca bu tür bulutsular tamamen dağılır.

Ölmekte olan yıldızlar için oldukça tipik olan Dünya boyutuna ulaşan çekirdek, içinde yapısal bir yeniden yapılanma meydana geldiği için artık küçülemez. Daha önce böylesine yoğun bir "paketleme" içindeki bireysel atomlara ait olan elektronlar artık belirli bir atom çekirdeğine atfedilemez; sanki bir metalde olduğu gibi serbestçe hareket ederek ortak hale geliyorlar. Bu durumda maddenin, yıldızın içindeki basıncın sıcaklığa bağlı olmadığı, yalnızca yoğunluğa bağlı olduğu, göreceli olmayan dejenere elektron gazı durumunda olduğunu söylüyorlar. Elektron gazının basıncı, yerçekimsel sıkıştırma kuvvetlerini dengeleyebilir ve dolayısıyla çekirdekte termonükleer bir reaksiyon olmamasına rağmen daha fazla sıkıştırma durur. Böyle bir nesneye denir Beyaz cüce. Beyaz cücedeki basınç ve sıcaklık arasındaki ilişki artık Mendeleev-Clayperon denklemiyle değil, kuantum mekaniksel bir denklemle açıklanıyor. Beyaz cücelerin çekirdekleri, yıldızın başlangıç ​​kütlesine bağlı olarak ya dejenere He, dejenere C ve O ya da dejenere O-Ne-Mg'den oluşur. Sonuç olarak, çok büyük yoğunluğa sahip, küçük ve çok sıcak bir yıldız elde ettik. Bir bardak beyaz cüce malzemesi binlerce ton ağırlığındadır. Böylece, dış katmanlarını kaybedecek kadar genişleyen kırmızı dev, yıldızlara özgü bir kütleye (1,4 güneş kütlesine kadar) ve gezegenlere özgü boyutlara sahip bir beyaz cüceye dönüşür. Beyaz cüceler milyarlarca yıl boyunca soğur, yavaş yavaş ısıyı uzaya kaybeder ve yavaş yavaş tamamen ölü kalıntılara dönüşür. siyah cüceler . Bu sıradan bir yıldızın şerefsiz sonudur.

D.Z.§ 27.

Anket sorularını ifade edin.

1. Galaksimizde yıldız oluşumu nerede meydana gelir?

2. Gezegenimsi bulutsu nedir?

3. Güneş gibi yıldızların evriminin sonucu nedir?

4. Beyaz cüce hangi nesneye dönüşür?

5. Galakside hangi nesneler yıldız oluşturan bölgelerdir?

6. Önyıldız nedir?

7. Bir yıldızın ana dizi aşamasında hangi reaksiyonlar meydana gelir?

8. Bir yıldız hayatının hangi noktasında kırmızı dev haline gelir?

9. Siyah cüce nedir?

10. Beyaz cücenin büzülmesi neden duruyor?

1. Yılan takımyıldızındaki Kartal Bulutsusu – M16.

2. Avcı Bulutsusu - M42.

3. Gezegensel Sarmal Bulutsusu - NGC 7293.

4. Gezegenimsi bulutsu “Dambıl” - M27.

5. Gezegenimsi Bulutsu "Kelebek" - NGC 6302.

6. Gezegenimsi Bulutsu “Kum Saati” - MyCn18.

7. Gezegenimsi Bulutsu "Eskimo" - NGC 2392.

8. Gezegenimsi Kafatası Bulutsusu - NGC 246.

Yıldızların iç kısmında termonükleer füzyon

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

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

Genç orta kütleli yıldızlar

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

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

Kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük olan genç yıldızlar

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

Bir yıldızın orta yaşam döngüsü

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

Bundan sonra ne olacağı yine yıldızın kütlesine bağlıdır.

Daha sonraki yıllar ve yıldızların ölümü

Düşük kütleli eski yıldızlar

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

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

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

Orta büyüklükteki yıldızlar

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

Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji çıkışındaki değişiklikler de dahil olmak üzere istikrarsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji çıkışı düşük frekanslı radyasyona doğru kayar. Bütün bunlara güçlü güneş rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan kütle kaybı eşlik ediyor. Bu aşamadaki yıldızlara denir geç tip yıldızlar, OH-IR yıldızları veya tam özelliklerine bağlı olarak Mira benzeri yıldızlar. Püskürtülen gaz, yıldızın iç kısmında üretilen oksijen ve karbon gibi ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz genişleyen bir kabuk oluşturur ve yıldızdan uzaklaştıkça soğuyarak toz parçacıklarının ve moleküllerin oluşmasına olanak tanır. Merkezi yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, bu tür kabuklarda ustaların aktivasyonu için ideal koşullar oluşur.

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

Beyaz cüceler

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

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

Süper kütleli yıldızlar

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

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

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

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

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

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

Nötron yıldızları

Bazı süpernovalarda, süperdevin derinliklerindeki güçlü yerçekiminin, elektronların atom çekirdeğine düşmesine ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturmasına neden olduğu biliniyor. Yakındaki çekirdekleri ayıran elektromanyetik kuvvetler kaybolur. Yıldızın çekirdeği artık atom çekirdeklerinden ve bireysel nötronlardan oluşan yoğun bir top haline geldi.

Nötron yıldızları olarak bilinen bu tür yıldızlar son derece küçüktür (büyük bir şehrin boyutundan daha fazla değildir) ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptirler. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunumu nedeniyle) yörünge periyotları aşırı derecede kısalır. Bazıları saniyede 600 devir yapar. Hızla dönen bu yıldızın kuzey ve güney manyetik kutuplarını birleştiren eksen Dünya'ya doğru baktığında, yıldızın yörünge periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesi tespit edilebiliyor. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.

Kara delikler

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

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

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

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

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

Bölüm 12 Yıldızların Evrimi

Bölüm 12 Yıldızların Evrimi

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

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

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

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

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

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

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

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

(12.1)

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

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

integral olarak tanımlanır

Zaman aralıklarını özetleme

12, açıkça zaman aralığını elde ediyoruz

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

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

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

1, 5M

Kütlesi Güneş'in kütlesinden daha az olan yıldızların evrimini dikkate almanın genellikle uygun olmadığını unutmayın; çünkü ana dizide geçirdikleri süre Galaksinin yaşını aşıyor. Bu durum, düşük kütleli yıldızların evrimi sorununu "ilgisiz", daha doğrusu "ilgisiz" hale getiriyor. Yalnızca düşük kütleli yıldızların (daha az

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

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

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

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

Pirinç. 12.2: Kütlesi 5 olan bir yıldızın evrimsel yolu M , (1-2) - konvektif çekirdekte hidrojen yanması, 6 , 44 10 7 yıl; (2-3) - yıldızın genel sıkıştırılması, 2 , 2 10 6 yıl; (3-4) - katmanlı bir kaynakta hidrojenin yanması, 1 , 4 10 5 yıl; (4-5) - hidrojenin kalın bir tabakada yanması, 1 , 2 10 6 yıl; (5-6) - konvektif kabuğun genişlemesi, 8 10 5 yıl; (6-7) - kırmızı dev aşaması, 5 10 5 yıl; (7-8) - çekirdekte helyumun yanması, 6 10 6 yıl; (8-9) - konvektif kabuğun kaybolması, 10 6 yıl; (9-10) - çekirdekte helyum yanması, 9 10 6 yıl; (10-11) - konvektif kabuğun ikincil genleşmesi, 10 6 yıl; (11-12) - helyum yanarken çekirdeğin sıkıştırılması; (12-13-14) - katmanlı helyum kaynağı; (14-?) - nötrino kayıpları, kırmızı süperdev.

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Yıldızlar: Doğumları, Yaşamları ve Ölümleri kitabından [Üçüncü Baskı, revize edilmiş] yazar Şklovski Joseph Samuilovich

Bölüm 3 Yıldızlararası ortamın gaz-toz kompleksleri - yıldızların beşiği Yıldızlararası ortamın en karakteristik özelliği, içinde mevcut olan çok çeşitli fiziksel koşullardır. Öncelikle kinetik sıcaklıkları farklı olan H I bölgeleri ve H II bölgeleri vardır.

Yasak Tesla kitabından yazar Gorkovski Pavel

Bölüm 5 Ön yıldızların ve ön yıldız kabuklarının evrimi § 3'te, yoğun soğuk moleküler bulutların ön yıldızlara yoğunlaşması sorununu, yerçekimsel dengesizlik nedeniyle yıldızlararası gaz-toz kompleksinin içine girmesi sorununu biraz ayrıntılı olarak ele aldık.

Evrenin Teorisi kitabından Eternus tarafından

Bölüm 8 Yıldız radyasyonunun nükleer enerji kaynakları § 3'te, Güneş'in ve yıldızların enerji kaynaklarının, devasa "kozmogonik" zaman dilimlerinde parlaklıklarını sağlayan, çok büyük olmayan yıldızlar için milyarlarca hesaplandığını söylemiştik.

Astronomi hakkında ilginç kitaptan yazar Tomilin Anatoly Nikolayeviç

Bölüm 11 Yıldız Modelleri § 6'da yıldızların denge durumlarını tanımlayan denklemlerde yer alan niceliklerin kaba tahmin yöntemini kullanarak yıldız içlerinin ana özelliklerini (sıcaklık, yoğunluk, basınç) elde ettik. Her ne kadar bu tahminler makul bir fikir verse de

Bilimin On Büyük Fikri kitabından. Dünyamız nasıl çalışıyor? yazar Atkins Peter

Bölüm 14 Yakın ikili sistemlerde yıldızların evrimi Önceki paragrafta yıldızların evrimi biraz ayrıntılı olarak ele alındı. Ancak önemli bir uyarıda bulunmak gerekiyor: Tek, izole yıldızların evriminden bahsediyorduk. Oluşan yıldızların evrimi nasıl olacak?

Hayatın Yaygınlığı ve Zihnin Benzersizliği kitabından mı? yazar Mosevitsky Mark Isaakovich

Bölüm 20 Pulsarlar ve bulutsular - süpernova patlamalarının kalıntıları Aslında pulsarların hızla dönen nötron yıldızları olduğu sonucu hiç de beklenmedik değildi. Astrofiziğin geçmişteki tüm gelişimine hazırlıklı olduğunu söyleyebiliriz.

Sonsuzluğun Başlangıcı kitabından [Dünyayı Değiştiren Açıklamalar] kaydeden David Deutsch

Zamanın Dönüşü kitabından [Antik kozmogoniden gelecekteki kozmolojiye] kaydeden Smolin Lee

Interstellar kitabından: perde arkasındaki bilim yazar Thorne Kip Stephen

1. Güneş yıldızların ölçüsüdür, yıldızlar güneştir. Güneş bir yıldızdır. Güneş çok büyük. Peki ya yıldızlar? Yıldızlar nasıl ölçülür? Tartım için hangi ağırlıklar alınmalı, çapları ölçmek için hangi önlemler alınmalı? Hakkında diğer tüm ışıklardan daha fazlasını bildiğimiz bir yıldız olan Güneş'in kendisi bu amaç için uygun olmaz mıydı?

Yazarın kitabından

Yazarın kitabından

Yazarın kitabından

15. Kültürün Evrimi Kültür, ayakta kalan fikirlerin bazı bakımlardan taşıyıcılarının benzer davranışlarına neden olan fikirler bütünüdür. Fikirler derken, bir kişinin kafasında saklanabilen ve onun davranışını etkileyebilecek her türlü bilgiyi kastediyorum. Bu yüzden

Yazarın kitabından

Memlerin Evrimi Isaac Asimov'un 1956 tarihli klasik bilim kurgu öyküsü Jokester'da ana karakter şakalar üzerine çalışan bir bilim insanıdır. Pek çok insanın bazen esprili, orijinal açıklamalar yapmasına rağmen hiç kimsenin asla

Yazarın kitabından

16. Yaratıcı düşüncenin evrimi

Yazarın kitabından

Yazarın kitabından

En yakın yıldızlara olan uzaklıklar Sisteminde yaşama uygun bir gezegenin bulunabileceği en yakın (Güneş hariç) yıldız Tau Ceti'dir. Dünya'dan 11,9 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır; yani ışık hızıyla seyahat ederek ona ulaşmak mümkün olacak