Bir yıldızın evrim yolu tamamlanamaz. Yıldız evrimi
> Bir yıldızın yaşam döngüsü
Tanım yıldızların yaşamı ve ölümü: fotoğraflı evrim aşamaları, moleküler bulutlar, protostar, T Boğa, ana dizi, kırmızı dev, beyaz cüce.
Bu dünyadaki her şey gelişiyor. Herhangi bir döngü doğumla, büyümeyle başlar ve ölümle biter. Elbette yıldızların bu döngüleri özel bir şekilde vardır. Örneğin, daha geniş bir zaman çerçevesine sahip olduklarını ve milyonlarca ve milyarlarca yılla ölçüldüklerini hatırlayalım. Ek olarak, ölümleri de belirli sonuçlar doğurur. Nasıl görünüyor yıldızların yaşam döngüsü?
Bir yıldızın ilk yaşam döngüsü: Moleküler bulutlar
Bir yıldızın doğuşuyla başlayalım. Evrende herhangi bir değişiklik olmadan kolayca var olabilecek devasa bir soğuk moleküler gaz bulutu hayal edin. Ama aniden bir süpernova ondan çok uzakta olmayan bir yerde patlar veya başka bir bulutla çarpışır. Bu itme nedeniyle, yok etme süreci etkinleştirilir. Her biri kendi içine çekilen küçük parçalara bölünmüştür. Zaten anladığınız gibi, tüm bu demetler yıldız olmaya hazırlanıyor. Yerçekimi sıcaklığı ısıtır ve depolanan momentum dönüşün devam etmesini sağlar. Alttaki diyagram, yıldızların döngüsünü açıkça göstermektedir (yaşam, gelişim aşamaları, dönüşüm seçenekleri ve bir gök cisminin bir fotoğrafla ölümü).
Bir yıldızın ikinci yaşam döngüsü: protostar
Malzeme daha yoğun bir şekilde yoğunlaşır, ısınır ve yerçekimi çökmesiyle itilir. Böyle bir nesne, çevresinde bir malzeme diskinin oluşturulduğu bir protostar olarak adlandırılır. Parça, nesneye çekilerek kütlesini arttırır. Enkazın geri kalanı gruplandırılacak ve bir gezegen sistemi oluşturacak. Yıldızın daha da gelişmesi, kütleye bağlıdır.
Bir yıldızın üçüncü yaşam döngüsü: T Boğa
Malzeme bir yıldıza çarptığında, büyük miktarda enerji açığa çıkar. Yeni yıldız aşaması, adını prototip T Taurus'tan almıştır. Bu değişen yıldız, 600 ışıkyılı uzaklıkta (uzak değil).
Büyük parlaklığa ulaşabilir çünkü malzeme parçalanır ve enerji açığa çıkar. Ancak orta kısımda nükleer füzyonu desteklemek için yeterli sıcaklık yoktur. Bu aşama 100 milyon yıl sürer.
Bir yıldızın dördüncü yaşam döngüsü:Ana sıra
Belirli bir anda, gök cismi sıcaklığı gerekli seviyeye yükselerek nükleer füzyonu aktive eder. Bütün yıldızlar bundan geçer. Hidrojen helyuma dönüştürülür ve büyük bir termal rezerv ve enerji açığa çıkar.
Enerji gama ışınları olarak salınır, ancak yıldızın yavaş hareketi nedeniyle dalga boyuna göre düşer. Işık dışarı doğru itilir ve yerçekimi ile yüzleşir. Burada mükemmel bir dengenin kurulduğunu varsayabiliriz.
ne kadar kalacak ana sıra? Yıldızın kütlesinden başlamalısın. Kırmızı cüceler (güneş kütlesinin yarısı), yakıt kaynaklarına yüz milyarlarca (trilyonlarca) yıl harcayabilirler. Ortalama yıldızlar (gibi) 10-15 milyar yaşıyor. Ancak en büyükleri milyarlarca veya milyonlarca yaşında. Çeşitli sınıflardaki yıldızların evriminin ve ölümünün şemada nasıl göründüğüne bakın.
Bir yıldızın beşinci yaşam döngüsü: kırmızı dev
Erime işlemi sırasında hidrojen biter ve helyum birikir. Hiç hidrojen kalmadığında, tüm nükleer reaksiyonlar durur ve yıldız yerçekimi nedeniyle küçülmeye başlar. Çekirdeğin etrafındaki hidrojen kabuğu ısınır ve tutuşarak cismin 1000-10000 kat büyümesine neden olur. Belli bir anda Güneşimiz, dünyanın yörüngesine yükselerek bu kaderi tekrar edecek.
Sıcaklık ve basınç maksimuma ulaşır ve helyum karbona karışır. Bu noktada yıldız büzülür ve kırmızı dev olmaktan çıkar. Daha fazla kütle ile, nesne diğerlerini yakacak ağır elementler.
Bir yıldızın altıncı yaşam döngüsü: Beyaz cüce
Güneş kütleli bir yıldız, karbonu kaynaştırmak için yeterli yerçekimsel basınca sahip değildir. Dolayısıyla helyumun bitmesi ile ölüm gerçekleşir. Dış katmanlar dışarı atılır ve beyaz bir cüce belirir. İlk başta sıcak ama yüz milyarlarca yıl sonra soğuyacak.
Yıldızların içindeki termonükleer füzyon
Şu anda, kütlesi 0,8 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar için, çekirdek radyasyona karşı şeffaf hale gelir ve üstteki kabuk konvektif kalırken, çekirdekteki ışınımsal enerji aktarımı hakim olur. Ana diziye daha küçük kütleli ne tür yıldızların geldiğini kimse kesin olarak bilmiyor, çünkü bu yıldızların genç olanlar kategorisinde geçirdikleri süre Evrenin yaşını aşıyor. Bu yıldızların evrimi hakkındaki tüm fikirlerimiz sayısal hesaplamalara dayanmaktadır.
Yıldız küçüldükçe dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın bazı yarıçaplarında bu basınç merkezi sıcaklığın büyümesini durdurur ve sonra onu düşürmeye başlar. Ve 0,08'den küçük yıldızlar için bu ölümcül olur: nükleer reaksiyonlar sırasında salınan enerji, radyasyon maliyetini karşılamaya asla yeterli olmayacaktır. Bu tür alt yıldızlara kahverengi cüceler denir ve kaderleri, dejenere gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli bir daralma ve ardından tüm nükleer reaksiyonları durduran kademeli bir soğumadır.
Orta kütleli genç yıldızlar
Orta kütleye sahip genç yıldızlar (2 ila 8 güneş kütlesi), ana diziye kadar konvektif bölgelere sahip olmamaları dışında, niteliksel olarak küçük kız kardeşleriyle tamamen aynı şekilde gelişir.
Bu tür nesneler sözde ile ilişkilidir. Ae\Be Herbit yıldızları, B-F5 spektral tipinin düzensiz değişkenleridir. Ayrıca çift kutuplu jet diskleri var. Egzoz hızı, parlaklık ve etkili sıcaklık, τ Boğa, protostellar bulutunun kalıntılarını etkili bir şekilde ısıtır ve dağıtır.
8 güneş kütlesinden daha büyük bir kütleye sahip genç yıldızlar
Aslında bunlar zaten normal yıldızlar. Hidrostatik çekirdeğin kütlesi birikirken, yıldız tüm ara aşamaları atlamayı ve nükleer reaksiyonları radyasyondan kaynaklanan kayıpları telafi edecek kadar ısıtmayı başardı. Bu yıldızlar için kütle ve parlaklık çıkışı o kadar yüksektir ki, kalan dış bölgelerin çökmesini durdurmakla kalmaz, aynı zamanda onları geri iter. Böylece, oluşan yıldızın kütlesi, protostellar bulutun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla, bu, galaksimizde 100-200'den fazla güneş kütlesinin olmamasını açıklıyor.
bir yıldızın orta yaşam döngüsü
Oluşan yıldızlar arasında çok çeşitli renk ve boyutlar vardır. Spektral tipte sıcak mavilerden soğuk kırmızılara ve kütle olarak 0,08'den 200'den fazla güneş kütlesine kadar değişirler. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, kütlesi tarafından belirlenen yüzeyinin sıcaklığına bağlıdır. Tüm yeni yıldızlar, kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana dizide "yerlerini alırlar". Yıldızın fiziksel hareketinden bahsetmiyoruz - sadece yıldızın parametrelerine bağlı olarak belirtilen diyagramdaki konumu hakkında. Yani, aslında sadece yıldızın parametrelerini değiştirmekten bahsediyoruz.
Bundan sonra ne olacağı yine yıldızın kütlesine bağlıdır.
Sonraki yıllar ve yıldızların ölümü
Düşük kütleli yaşlı yıldızlar
Bugüne kadar, hidrojen kaynağının tükenmesinden sonra ışık yıldızlarına ne olduğu kesin olarak bilinmiyor. Evrenin yaşı 13,7 milyar olduğu için hidrojen yakıtını tüketmeye yetmiyor. modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar simülasyonuna dayanmaktadır.
Bazı yıldızlar helyumu yalnızca belirli aktif bölgelerde kaynaştırabilir, bu da kararsızlığa ve güçlü güneş rüzgarlarına neden olur. Bu durumda, gezegenimsi bir bulutsu oluşumu gerçekleşmez ve yıldız yalnızca buharlaşarak bir kahverengi cüceden bile daha küçük hale gelir.
Ancak kütlesi 0,5 güneş kütlesinden daha az olan bir yıldız, çekirdekte hidrojen içeren reaksiyonlar durduktan sonra bile asla helyum sentezleyemez. Yıldız kabukları, çekirdek tarafından üretilen basıncın üstesinden gelecek kadar büyük değil. Bu tür yıldızlar, ana dizi ömürleri yüz milyarlarca yıl olan kırmızı cüceleri (Proxima Centauri gibi) içerir. Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak, elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edeceklerdir.
orta boy yıldızlar
Yıldıza varınca orta boy(0,4 ila 3,4 güneş kütlesi) kırmızı dev fazları, dış katmanları genişlemeye devam eder, çekirdek büzülür ve helyumdan karbon füzyon reaksiyonları başlar. Füzyon çok fazla enerji açığa çıkararak yıldıza geçici bir rahatlama sağlar. Güneş büyüklüğündeki bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilmektedir.
Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji salınımındaki değişiklikler de dahil olmak üzere istikrarsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji salınımı düşük frekanslı radyasyona doğru kaydırılır. Tüm bunlara, güçlü güneş rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan bir kütle kaybı eşlik ediyor. Bu evredeki yıldızlara denir. geç tip yıldızlar, OH-IR yıldızları veya tam özelliklerine bağlı olarak Mira benzeri yıldızlar. Fırlatılan gaz, oksijen ve karbon gibi yıldızın içinde üretilen ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz, genişleyen bir kabuk oluşturur ve yıldızdan uzaklaştıkça soğuyarak toz parçacıklarının ve moleküllerin oluşmasını sağlar. Merkezi yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, bu tür kabuklarda ustaların aktivasyonu için ideal koşullar oluşur.
Helyum yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bazen bu büyük bir istikrarsızlığa yol açar. Sonunda dış katmanlara fırlatılacak ve gezegenimsi bir bulutsu haline gelecek kadar yeterli kinetik enerji veren şiddetli titreşimler meydana gelir. Bulutsunun merkezinde, soğuduğunda, kural olarak 0,5-0,6 güneş kütlesine ve çapının mertebesinde bir çapa sahip bir helyum beyaz cüceye dönüşen yıldızın çekirdeği kalır. Dünya.
beyaz cüceler
Güneş de dahil olmak üzere yıldızların büyük çoğunluğu, dejenere elektronların basıncı yerçekimini dengeleyene kadar küçülerek evrimlerini sonlandırırlar. Bu durumda, yıldızın boyutu yüz kat küçüldüğünde ve yoğunluğu suyunkinin bir milyon katı olduğunda, yıldıza beyaz cüce denir. Enerji kaynaklarından yoksun bırakılır ve yavaş yavaş soğuyarak karanlık ve görünmez hale gelir.
Güneş'ten daha büyük kütleli yıldızlarda, dejenere elektronların basıncı çekirdeğin sıkışmasını engelleyemez ve parçacıkların çoğu nötronlara dönüşene kadar devam eder, o kadar yoğun bir şekilde paketlenir ki yıldızın boyutu kilometre cinsinden ölçülür ve yoğunluk yoğunluğu suyun 100 milyon katıdır. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir; dengesi, dejenere nötron maddesinin basıncıyla korunur.
süper kütleli yıldızlar
Kütlesi beş güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızın dış katmanları dağılarak kırmızı bir süperdev oluşturduktan sonra, çekirdek yerçekimi kuvvetleri nedeniyle küçülmeye başlar. Sıkıştırma arttıkça, sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni bir termonükleer reaksiyon dizisi başlar. Bu tür reaksiyonlarda, çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen ağır elementler sentezlenir.
Nihayetinde, periyodik sistemin giderek daha fazla ağır elementi oluştukça silikondan demir -56 sentezlenir. Bu noktaya kadar, serbest bırakılan elementlerin sentezi çok sayıda enerji, bununla birlikte, maksimum kütle kusuruna sahip olan demir -56 çekirdeğidir ve daha ağır çekirdeklerin oluşumu elverişsizdir. Bu nedenle, bir yıldızın demir çekirdeği belirli bir değere ulaştığında, içindeki basınç artık muazzam yerçekimi kuvvetine dayanamaz ve maddesinin nötronlaşmasıyla çekirdeğin hemen çökmesi meydana gelir.
Bundan sonra ne olacağı tam olarak belli değil. Ama her ne ise, saniyeler içinde, inanılmaz güçte bir süpernova patlamasına yol açar.
Eşlik eden nötrino patlaması bir şok dalgasına neden olur. Güçlü nötrino jetleri ve dönen bir manyetik alan itişi en yıldız tarafından biriken malzemenin - demir ve daha hafif elemanlar dahil olmak üzere sözde oturma elemanları. Genişleyen madde çekirdekten kaçan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere uranyuma (ve hatta muhtemelen Kaliforniya'ya) kadar demirden daha ağır bir dizi element yaratır. Böylece süpernova patlamaları, yıldızlararası maddede demirden daha ağır elementlerin varlığını açıklar.
Nötrinoların patlama dalgası ve fışkırmaları, malzemeyi ortamdan uzaklaştırır. ölen yıldız yıldızlararası uzaya. Daha sonra, uzayda hareket eden bu süpernova malzemesi, diğer uzay enkazlarıyla çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılabilir.
Bir süpernova oluşumu sırasında gerçekleşen süreçler hala inceleniyor ve şu ana kadar bu konu net değil. Orijinal yıldızdan gerçekte ne kaldığı da sorgulanabilir. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor:
nötron yıldızları
Bazı süpernovalarda, süperdevin içindeki güçlü yerçekiminin, elektronların atom çekirdeğine düşmesine ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturmasına neden olduğu bilinmektedir. Yakındaki çekirdekleri ayıran elektromanyetik kuvvetler kaybolur. Yıldızın çekirdeği artık yoğun bir top atom çekirdeği ve bireysel nötronlar.
Nötron yıldızları olarak bilinen bu tür yıldızlar son derece küçüktür; büyük şehir ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptir. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunumu nedeniyle) yörünge periyotları aşırı kısalır. Bazıları saniyede 600 devir yapar. Hızla dönen bu yıldızın kuzey ve güney manyetik kutuplarını birleştiren eksen Dünya'yı gösterdiğinde, yıldızın dönme periyoduna eşit aralıklarla tekrar eden bir radyasyon atımı tespit etmek mümkündür. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldular.
Kara delikler
Tüm süpernovalar nötron yıldızlarına dönüşmez. Yıldızın yeterince büyük bir kütlesi varsa, yıldızın çökmesi devam edecek ve nötronların kendileri, yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha az olana kadar içe doğru düşmeye başlayacaktır. Yıldız daha sonra bir kara delik haline gelir.
Kara deliklerin varlığı genel görelilik teorisi tarafından tahmin edildi. Genel göreliliğe göre madde ve bilgi ayrılamaz. Kara delik Mümkün değil. Bununla birlikte, kuantum mekaniği bu kuralın istisnalarını mümkün kılar.
Bir dizi açık soru kaldı. Bunların başlıcası: "Hiç kara delik var mı?" Nitekim belli bir cismin karadelik olduğundan emin olmak için olay ufkunu gözlemlemek gerekir. Bunu yapmaya yönelik tüm girişimler başarısızlıkla sonuçlandı. Ancak yine de umut var, çünkü bazı nesneler katı bir yüzeyi olmayan bir nesneye yığılma dahil edilmeden açıklanamaz, ancak kara deliklerin varlığı bunu kanıtlamaz.
Sorular da açık: Bir yıldızın bir süpernovayı atlayarak doğrudan bir kara deliğe çökmesi mümkün mü? Sonunda kara deliklere dönüşecek süpernovalar var mı? Bir yıldızın ilk kütlesinin, ömrünün sonundaki nesnelerin oluşumu üzerindeki kesin etkisi nedir? yaşam döngüsü?
Her birimiz hayatımızda en az bir kez yıldızlı gökyüzüne baktık. Biri bu güzelliğe baktı, romantik duygular yaşadı, diğeri tüm bu güzelliğin nereden geldiğini anlamaya çalıştı. Uzayda yaşam, gezegenimizdeki yaşamın aksine, farklı bir hızda akar. Uzayda zaman kendi kategorilerine göre yaşar, Evrendeki mesafeler ve boyutlar devasadır. Galaksilerin ve yıldızların evriminin sürekli olarak gözlerimizin önünde gerçekleştiği gerçeğini nadiren düşünürüz. Uçsuz bucaksız uzaydaki her nesne belirli bir sürecin sonucudur. fiziksel süreçler. Galaksiler, yıldızlar ve hatta gezegenlerin önemli gelişim aşamaları vardır.
Gezegenimiz ve hepimiz armatürümüze bağlıyız. Güneş, sıcaklığıyla, güneş sistemine hayat solumasıyla bizi daha ne kadar memnun edecek? Gelecekte milyonlarca ve milyarlarca yıl sonra bizi neler bekliyor? Bu bağlamda, astronomik nesnelerin evriminin hangi aşamalardan geçtiği, yıldızların nereden geldiği ve bu harika ışıkların gece gökyüzündeki ömrünün nasıl sona erdiği hakkında daha fazla bilgi edinmek merak uyandırıyor.
Yıldızların kökeni, doğuşu ve evrimi
Galaksimizde yaşayan yıldızların ve gezegenlerin evrimi Samanyolu ve tüm evren, çoğunlukla iyi çalışılmış. Uzayda, uzay nesnelerinin kökenini anlamaya yardımcı olan fizik yasaları sarsılmazdır. Bu durumda, Evrenin kökeni süreci hakkında artık baskın doktrin olan Büyük Patlama teorisine güvenmek gelenekseldir. Evreni sarsan ve evrenin oluşumuna yol açan olay, kozmik standartlara göre ışık hızındadır. Evren için bir yıldızın doğumundan ölümüne kadar geçen anlar vardır. Büyük mesafeler, evrenin değişmezliği yanılsamasını yaratır. Uzakta parıldayan bir yıldız milyarlarca yıldır bizim için parlıyor ve bu sırada artık var olmayabilir.
Galaksinin ve yıldızların evrimi teorisi, Big Bang teorisinin geliştirilmiş halidir. Yıldızların doğuşu ve yıldız sistemlerinin ortaya çıkışı doktrini, olup bitenlerin ölçeğine ve bir bütün olarak Evrenin aksine gözlemlenebilen zaman çerçevesine göre farklılık gösterir. modern araçlar Bilimler.
Yıldızların yaşam döngüsünü inceleyerek bize en yakın yıldız örneğini kullanabilirsiniz. Güneş, görüş alanımızdaki yüz trilyonlarca yıldızdan biridir. Ek olarak, Dünya'dan Güneş'e olan mesafe (150 milyon km), nesneyi sınırları aşmadan incelemek için eşsiz bir fırsat sağlar. Güneş Sistemi. Elde edilen bilgiler, diğer yıldızların nasıl dizildiklerini, bu dev ısı kaynaklarının ne kadar çabuk tükendiğini, yıldız gelişim aşamalarının neler olduğunu ve bu parlak yaşamın sonunun ne olacağını - sessiz ve loş veya ışıltılı - ayrıntılı olarak anlamamızı sağlayacak. patlayıcı.
Büyük Patlama'dan sonra en küçük parçacıklar, trilyonlarca yıldız için "doğum hastanesi" haline gelen yıldızlararası bulutları oluşturdu. Büzülme ve genişleme sonucunda tüm yıldızların aynı anda doğması karakteristiktir. Kozmik gaz bulutlarındaki sıkıştırma, kendi yerçekiminin etkisi altında ve çevredeki yeni yıldızlarda benzer süreçlerle ortaya çıktı. Genişleme, yıldızlararası gazın iç basıncından ve gaz bulutunun içindeki manyetik alanlardan kaynaklandı. Bu durumda bulut, kütle merkezi etrafında serbestçe dönmüştür.
Patlamadan sonra oluşan gaz bulutlarının %98'i atomik ve moleküler hidrojen ve helyumdan oluşmaktadır. Bu masifin sadece %2'si toz ve katı mikroskobik parçacıklardan oluşmaktadır. Daha önce, herhangi bir yıldızın merkezinde bir milyon dereceye kadar ısıtılmış demir çekirdeğinin yattığına inanılıyordu. Yıldızın devasa kütlesini açıklayan bu yönüydü.
Fiziksel kuvvetlerin karşılaşmasında, enerjinin serbest bırakılmasından kaynaklanan ışık gaz bulutunun içine girmediği için sıkıştırma kuvvetleri galip geldi. Işık, açığa çıkan enerjinin bir kısmı ile birlikte dışarı doğru yayılır, sıfırın altında bir sıcaklık ve yoğun gaz birikiminin içinde bir bölge oluşturur. alçak basınç. Bu durumda olan kozmik gaz hızla sıkıştırılır, yerçekimi kuvvetlerinin etkisi, parçacıkların yıldız maddesi oluşturmaya başlamasına neden olur. Bir gaz birikimi yoğun olduğunda, yoğun sıkıştırma yıldız kümelerinin oluşmasına neden olur. Gaz bulutunun boyutu küçük olduğunda, sıkıştırma tek bir yıldızın oluşumuna yol açar.
Neler olduğuna dair kısa bir açıklama, gelecekteki armatürün iki aşamadan geçmesidir - bir protostar durumuna hızlı ve yavaş sıkıştırma. Basit konuşma ve sade dil, hızlı daralma, yıldız maddesinin protostarın merkezine doğru düşmesidir. Protostarın oluşan merkezinin arka planında zaten yavaş kasılma meydana gelir. Sonraki yüz binlerce yılda, yeni oluşumun boyutu küçülür ve yoğunluğu milyonlarca kat artar. Yavaş yavaş, protostar nedeniyle opak hale gelir yüksek yoğunluklu yıldız maddesi ve devam eden sıkıştırma, iç reaksiyonların mekanizmasını tetikler. İç basınç ve sıcaklıkların büyümesi, kendi ağırlık merkezine sahip gelecekteki bir yıldızın oluşumuna yol açar.
Bu durumda protostar milyonlarca yıl kalır, yavaş yavaş ısı verir ve yavaş yavaş küçülür, boyut olarak küçülür. Sonuç olarak, yeni bir yıldızın konturları belirir ve maddesinin yoğunluğu, suyun yoğunluğu ile karşılaştırılabilir hale gelir.
Ortalama olarak, yıldızımızın yoğunluğu 1,4 kg / cm3'tür - tuzlu Ölü Deniz'deki suyun yoğunluğu ile hemen hemen aynıdır. Merkezde, Güneş'in yoğunluğu 100 kg/cm3'tür. yıldız meselesi değil sıvı hal ve plazma şeklinde bulunur.
Muazzam basınç ve yaklaşık 100 milyon K'lik sıcaklığın etkisi altında, hidrojen döngüsünün termonükleer reaksiyonları başlar. Sıkıştırma durur, yerçekimi enerjisi hidrojenin termonükleer yanmasına dönüştüğünde nesnenin kütlesi artar. O andan itibaren enerji yayan yeni yıldız kütle kaybetmeye başlar.
Bir yıldızın oluşumunun yukarıdaki versiyonu, onu tanımlayan ilkel bir şemadır. İlk aşama bir yıldızın evrimi ve doğuşu. Bugün, galaksimizdeki ve Evrendeki bu tür süreçler, yıldız malzemesinin yoğun bir şekilde tükenmesi nedeniyle pratik olarak algılanamaz. Galaksimizin tüm bilinçli gözlem tarihi boyunca, yeni yıldızların yalnızca bir kez ortaya çıkışı kaydedilmiştir. Evren ölçeğinde, bu rakam yüzlerce ve binlerce kat arttırılabilir.
Protostarlar hayatlarının büyük bir kısmında insanlardan gizlenirler. insan gözü toz kabuğu. Çekirdekten gelen radyasyon, yalnızca bir yıldızın doğuşunu görmenin tek yolu olan kızılötesi aralığında gözlemlenebilir. Örneğin, 1967'de Orion Bulutsusu'nda, astrofizikçiler kızılötesi ışınları keşfettiler. yeni yıldız, radyasyon sıcaklığı 700 derece Kelvin olan. Daha sonra, protostarların doğum yerinin, yalnızca galaksimizde değil, aynı zamanda Evrenin bizden uzak diğer köşelerinde de bulunan kompakt kaynaklar olduğu ortaya çıktı. Dışında kızılötesi radyasyon yeni yıldızların doğum yerleri yoğun radyo sinyalleriyle işaretlenmiştir.
Çalışma süreci ve yıldızların evrim şeması
Yıldızları tanıma sürecinin tamamı birkaç aşamaya ayrılabilir. En başta, yıldıza olan mesafeyi belirlemelisiniz. Yıldızın bizden ne kadar uzakta olduğu, ışığın ondan ne kadar süre geldiği gibi bilgiler, tüm bu süre boyunca yıldızın başına neler geldiği hakkında fikir veriyor. Bir kişi uzak yıldızlara olan mesafeyi ölçmeyi öğrendikten sonra, yıldızların aynı güneşler olduğu, yalnızca farklı boyutlar ve farklı kaderlerle. Yıldıza olan mesafeyi bilerek, yıldızın termonükleer füzyon süreci, ışık seviyesi ve yayılan enerji miktarı ile izlenebilir.
Yıldıza olan mesafeyi belirledikten sonra, spektral analiz kullanarak yıldızın kimyasal bileşimini hesaplamak, yapısını ve yaşını bulmak mümkündür. Spektrografın ortaya çıkışı sayesinde, bilim adamları yıldızların ışığının doğasını inceleme fırsatı buldular. Bu cihaz, bir yıldızın sahip olduğu yıldız maddesinin gaz bileşimini belirleyebilir ve ölçebilir. Farklı aşamalar onun varlığından.
ders çalışıyor Spektral analiz Güneş ve diğer yıldızların enerjisi, bilim adamları yıldızların ve gezegenlerin evriminin ortak köklere sahip olduğu sonucuna vardılar. Tüm kozmik cisimler aynı türe, benzer kimyasal bileşime sahiptir ve Büyük Patlama sonucunda ortaya çıkan aynı maddeden kaynaklanmaktadır.
Yıldız maddesi aynı maddeden oluşur kimyasal elementler(demire kadar), gezegenimiz olarak. Fark, yalnızca belirli elementlerin sayısında ve Güneş'te ve dünyanın gökkubbesinin içinde meydana gelen süreçlerdedir. Yıldızları evrendeki diğer nesnelerden ayıran şey budur. Yıldızların kökeni başka bir fiziksel disiplin bağlamında da düşünülmelidir - Kuantum mekaniği. Bu teoriye göre, yıldız maddesini belirleyen madde, sürekli bölünen atomlardan ve kendi mikrokozmoslarını yaratan temel parçacıklardan oluşur. Bu ışıkta yıldızların yapısı, bileşimi, yapısı ve evrimi ilgi çekicidir. Görünüşe göre, yıldızımızın ve diğer birçok yıldızın büyük bir kısmı yalnızca iki elementten oluşuyor - hidrojen ve helyum. Teorik model, yıldızın yapısını açıklamak, yapılarını ve diğer uzay nesnelerinden temel farkını anlamamızı sağlayacaktır.
Ana özellik, Evrendeki birçok nesnenin belirli bir boyut ve şekle sahip olması, bir yıldızın ise geliştikçe boyut değiştirebilmesidir. Sıcak bir gaz, birbirine zayıf bir şekilde bağlanmış atomların bir kombinasyonudur. Bir yıldızın oluşumundan milyonlarca yıl sonra, yıldız maddesinin yüzey tabakası soğumaya başlar. Bir yıldız, enerjisinin çoğunu, boyutunu küçülterek veya büyüterek uzaya verir. Yıldızın iç bölgelerinden yüzeye ısı ve enerji transferi gerçekleşir ve radyasyonun yoğunluğunu etkiler. Başka bir deyişle, aynı yıldız farklı dönemler varlığı farklı görünüyor. Hidrojen döngüsü reaksiyonlarına dayanan termonükleer işlemler, hafif hidrojen atomlarının daha ağır elementlere - helyum ve karbon - dönüştürülmesine katkıda bulunur. Astrofizikçilere ve nükleer bilim adamlarına göre, böyle bir termonükleer reaksiyon, salınan ısı miktarı açısından en verimli olanıdır.
Çekirdeğin nükleer füzyonu neden böyle bir reaktörün patlamasıyla bitmiyor? Mesele şu ki, içindeki yerçekimi alanının kuvvetleri yıldız maddesini stabilize edilmiş hacim içinde tutabilir. Bundan kesin bir sonuç çıkarabiliriz: herhangi bir yıldız, yerçekimi kuvvetleri ile termonükleer reaksiyonların enerjisi arasındaki denge nedeniyle boyutunu koruyan büyük bir cisimdir. Böylesine ideal bir doğal modelin sonucu, çalışabilen bir ısı kaynağıdır. uzun zaman. Dünya üzerindeki ilk yaşam formlarının 3 milyar yıl önce ortaya çıktığı varsayılmaktadır. O uzak zamanlarda güneş, gezegenimizi şimdi olduğu gibi ısıttı. Sonuç olarak, yayılan ısı ve güneş enerjisi ölçeğinin devasa olmasına rağmen - saniyede 3-4 milyon tondan fazla - yıldızımız pek değişmedi.
Yıldızımızın var olduğu yıllar boyunca ne kadar kilo kaybettiğini hesaplamak kolaydır. Bu çok büyük bir rakam olacak, ancak devasa kütlesi ve yüksek yoğunluğu nedeniyle, Evren ölçeğindeki bu tür kayıplar önemsiz görünüyor.
yıldız evriminin aşamaları
Armatürün kaderi, yıldızın ilk kütlesine ve kimyasal bileşim. Ana hidrojen rezervleri çekirdekte yoğunlaşırken, yıldız sözde ana dizide kalır. Yıldızın boyutunu büyütme eğilimi olduğu anda, termonükleer füzyon için ana kaynak kurumuş demektir. Göksel cismin dönüşümünün uzun ve son yolculuğu başladı.
Evrende oluşan armatürler başlangıçta en yaygın üç türe ayrılır:
- normal yıldızlar (sarı cüceler);
- cüce yıldızlar;
- dev yıldızlar.
Düşük kütleli yıldızlar (cüceler) yavaş yavaş hidrojen rezervlerini yakarlar ve hayatlarını oldukça sakin bir şekilde yaşarlar.
Bu tür yıldızlar Evren'de çoğunluktadır ve sarı cüce olan yıldızımız onlara aittir. Sarı cüce, yaşlılığın başlamasıyla birlikte kırmızı dev veya süperdev olur.
Yıldızların kökeni teorisine göre, evrendeki yıldızların oluşum süreci henüz sona ermemiştir. Galaksimizdeki en parlak yıldızlar, Güneş'e kıyasla yalnızca en büyük değil, aynı zamanda en genç yıldızlardır. Astrofizikçiler ve astronomlar bu tür yıldızları mavi süperdevler olarak adlandırırlar. Sonunda, diğer trilyonlarca yıldızın yaşadığı kaderin aynısını yaşayacaklar. Önce hızlı bir doğum, parlak ve ateşli bir yaşam, ardından yavaş bir zayıflama dönemi gelir. Güneş büyüklüğündeki yıldızlar, ana dizide (ortasında) olmak üzere uzun bir yaşam döngüsüne sahiptir.
Bir yıldızın kütlesi hakkındaki verileri kullanarak, onun evrimsel gelişim yolunu varsayabiliriz. Bu teorinin açık bir örneği, yıldızımızın evrimidir. Hiçbir şey kalıcı değil. Termonükleer füzyon sonucunda hidrojen helyuma dönüşür, bu nedenle ilk rezervleri tüketilir ve azalır. Bir gün, çok yakında, bu rezervler tükenecek. Güneşimizin 5 milyar yıldan fazla bir süredir boyut değiştirmeden parlamaya devam ettiği gerçeğine bakılırsa, olgun yaş yıldızlar hala yaklaşık aynı periyotta kalabilirler.
Hidrojen rezervlerinin tükenmesi, yerçekiminin etkisi altında güneşin çekirdeğinin hızla küçülmeye başlamasına yol açacaktır. Çekirdeğin yoğunluğu çok yükselecek ve bunun sonucunda termonükleer işlemler çekirdeğe bitişik katmanlara hareket edecektir. Böyle bir duruma, yıldızın üst katmanlarındaki termonükleer reaksiyonların geçişinden kaynaklanabilecek bir çöküş denir. Sonuç olarak yüksek basınç helyum içeren termonükleer reaksiyonlar başlatılır.
Yıldızın bu kısmındaki hidrojen ve helyum rezervleri milyonlarca yıl sürecek. Hidrojen rezervlerinin tükenmesinin radyasyon yoğunluğunda bir artışa, zarfın boyutunda ve yıldızın kendi boyutunda bir artışa yol açması çok uzun sürmeyecek. Sonuç olarak, Güneşimiz çok büyüyecek. Bu resmi on milyarlarca yılda hayal edersek, o zaman göz kamaştırıcı parlak bir disk yerine, gökyüzünde devasa boyutlarda sıcak kırmızı bir disk asılı kalacaktır. Kırmızı devler, bir yıldızın evriminde doğal bir aşamadır, değişken yıldızlar kategorisine geçiş durumudur.
Böyle bir dönüşümün bir sonucu olarak, Dünya'dan Güneş'e olan mesafe azalacak, böylece Dünya güneş koronasının etki bölgesine düşecek ve içinde "kızarmaya" başlayacaktır. Gezegenin yüzeyindeki sıcaklık on kat artacak, bu da atmosferin yok olmasına ve suyun buharlaşmasına yol açacaktır. Sonuç olarak, gezegen cansız bir kayalık çöle dönüşecek.
Yıldız evriminin son aşamaları
Kırmızı dev aşamasına ulaşan normal bir yıldız, yerçekimi süreçlerinin etkisi altında beyaz bir cüce olur. Bir yıldızın kütlesi yaklaşık olarak Güneşimizin kütlesine eşitse, içindeki tüm ana süreçler, dürtüler ve patlayıcı reaksiyonlar olmadan sakin bir şekilde gerçekleşecektir. Beyaz cüce uzun süre ölecek, yere yanacak.
Yıldızın başlangıçta güneş kütlesinden 1,4 kat daha büyük bir kütleye sahip olduğu durumlarda, beyaz cüce son aşama olmayacaktır. Yıldızın içinde büyük bir kütle ile, yıldız maddesinin sıkıştırma işlemleri atomik, moleküler düzeyde başlar. Protonlar nötronlara dönüşür, yıldızın yoğunluğu artar ve boyutu hızla küçülür.
Bilimin bildiği nötron yıldızlarının çapı 10-15 km'dir. Böylesine küçük bir boyuta sahip olan bir nötron yıldızının muazzam bir kütlesi vardır. Bir santimetreküp yıldız maddesi milyarlarca ton ağırlığında olabilir.
Başlangıçta büyük kütleli bir yıldızla uğraşmamız durumunda, evrimin son aşaması başka biçimler alır. Büyük bir yıldızın kaderi bir kara deliktir - keşfedilmemiş doğası ve öngörülemeyen davranışı olan bir nesne. Yıldızın muazzam kütlesi, sıkıştırma kuvvetlerini harekete geçirerek yerçekimi kuvvetlerinde bir artışa katkıda bulunur. Bu süreci durdurmak mümkün değil. Maddenin yoğunluğu sonsuza dönüşene kadar büyür ve tekil bir uzay oluşturur (Einstein'ın görelilik teorisi). Böyle bir yıldızın yarıçapı sonunda sıfır olacak ve uzayda bir kara delik haline gelecektir. Uzayda uzayın çoğu büyük ve süper kütleli yıldızlar tarafından işgal edilmiş olsaydı, çok daha fazla kara delik olurdu.
Kırmızı bir devin bir nötron yıldızına veya bir kara deliğe dönüşmesi sırasında, Evrenin benzersiz bir fenomen - yeni bir kozmik nesnenin doğuşu - yaşayabileceğine dikkat edilmelidir.
Bir süpernovanın doğuşu, yıldızların evrimindeki en etkileyici son aşamadır. Burada doğanın doğal bir yasası işliyor: Bir bedenin varlığının sona ermesi, yeni bir yaşamın doğmasına neden oluyor. Bir süpernovanın doğuşu gibi bir döngünün dönemi, esas olarak büyük kütleli yıldızlarla ilgilidir. Harcanan hidrojen rezervleri, helyum ve karbonun termonükleer füzyon sürecine dahil edilmesine yol açar. Bu reaksiyon sonucunda basınç tekrar yükselir ve yıldızın merkezinde bir demir çekirdek oluşur. En güçlü yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, kütle merkezi Merkezi kısmı yıldızlar. Çekirdek o kadar ağırlaşır ki kendi yerçekimine karşı koyamaz. Sonuç olarak, çekirdeğin hızlı bir şekilde genişlemesi başlar ve bu da ani bir patlamaya yol açar. Bir süpernovanın doğuşu, bir patlama, canavarca bir şok dalgası, Evrenin uçsuz bucaksız alanlarında parlak bir parıltıdır.
Güneşimizin olmadığına dikkat edilmelidir. büyük yıldız, bu nedenle, böyle bir kader onu tehdit etmez, gezegenimiz için böyle bir finalden korkmamalısınız. Çoğu durumda, süpernova patlamaları, oldukça nadir tespit edilmelerinin nedeni olan uzak galaksilerde meydana gelir.
Nihayet
Yıldızların evrimi, on milyarlarca yıla yayılan bir süreçtir. Devam eden süreçler hakkındaki anlayışımız sadece matematiksel ve fiziksel bir model, bir teoridir. Dünya zamanı, Evrenimizin yaşadığı devasa bir zaman döngüsünde sadece bir andır. Milyarlarca yıl önce olanları ancak gözlemleyebilir ve gelecek nesil dünyalıların neler yaşayabileceğini tahmin edebiliriz.
Herhangi bir sorunuz varsa - bunları makalenin altındaki yorumlarda bırakın. Biz veya ziyaretçilerimiz onlara cevap vermekten mutluluk duyacağız.
Yıldızların ömrü, milyonlarca ve milyarlarca yıl boyunca armatürlerin sürekli olarak kaçınılmaz final için çabalayarak parlak flaşlara veya kasvetli kara deliklere dönüştüğü birkaç aşamadan oluşur.
Her türden bir yıldızın ömrü, kozmik ölçekte fenomenlerin eşlik ettiği, inanılmaz derecede uzun ve karmaşık bir süreçtir. Çok yönlülüğünü, tüm cephaneliği kullanarak bile tam olarak izlemek ve incelemek imkansızdır. modern bilim. Ancak karasal astronominin var olduğu süre boyunca biriken ve işlenen bu eşsiz bilgiye dayanarak, tüm değerli bilgi katmanları bizim için kullanılabilir hale geliyor. Bu, aydınlatma armatürlerinin yaşam döngüsündeki bölüm dizisini nispeten tutarlı teorilere bağlamayı ve gelişimlerini modellemeyi mümkün kılar. Bu aşamalar nelerdir?
Görsel etkileşimli "" uygulamasını kaçırmayın!
Bölüm I. Protostarlar
Makrokozmosun ve mikrokozmosun tüm nesneleri gibi yıldızların yaşam yolu doğumdan başlar. Bu olay, içinde ilk moleküllerin göründüğü inanılmaz derecede büyük bir bulutun oluşumundan kaynaklanır, bu nedenle oluşum moleküler olarak adlandırılır. Bazen sürecin özünü doğrudan ortaya çıkaran başka bir terim kullanılır - yıldızların beşiği.
Ancak böyle bir bulutta, aşılmaz koşullar nedeniyle, onu oluşturan parçacıkların kütle ile son derece hızlı bir şekilde sıkıştırılması, yani yerçekimi çökmesi meydana geldiğinde, geleceğin yıldızı oluşmaya başlar. Bunun nedeni, bir kısmı gaz moleküllerini sıkıştıran ve ana bulutu ısıtan yerçekimi enerjisinin dalgalanmasıdır. Daha sonra oluşumun şeffaflığı yavaş yavaş kaybolmaya başlar, bu da merkezinde daha fazla ısınmaya ve basınç artışına katkıda bulunur. Protostellar fazındaki son bölüm, ortaya çıkan yıldızın büyüdüğü ve yayılan ışığın basıncı kelimenin tam anlamıyla tüm tozu kenar mahallelere süpürdükten sonra görünür hale geldiği çekirdeğe düşen maddenin birikmesidir.
Avcı Bulutsusu'ndaki protoyıldızları bulun!
Orion Bulutsusu'nun bu devasa panoraması, görüntülerden elde edilmiştir. Bu bulutsu, yıldızların bize en yakın ve en büyük beşiklerinden biridir. Bu panoramanın çözünürlüğü bunu yapmanıza izin verdiğinden, bu bulutsuda protostarları bulmaya çalışın.
Bölüm II. genç yıldızlar
Fomalhaut, DSS kataloğundan görüntü. Bu yıldızın etrafında hala bir protogezegen diski var.
Bir yıldızın yaşamının bir sonraki aşaması veya döngüsü, sırasıyla üç aşamaya ayrılan kozmik çocukluk dönemidir: küçüklerin genç aydınlatıcıları (<3), промежуточной (от 2 до 8) и массой больше восьми солнечных единиц. На первом отрезке образования подвержены конвекции, которая затрагивает абсолютно все области молодых звезд. На промежуточном этапе такое явление не наблюдается. В конце своей молодости объекты уже во всей полноте наделены качествами, присущими взрослой звезде. Однако любопытно то, что на данной стадии они обладают колоссально сильной светимостью, которая замедляет или полностью прекращает процесс коллапса в еще не сформировавшихся солнцах.
Bölüm III. Bir yıldızın yaşam yolunun altın çağı
Güneş H hattı alfasında vurdu. Yıldızımız en iyi döneminde.
Kozmik cisimler hayatlarının ortasında çok çeşitli renklere, kütlelere ve boyutlara sahip olabilirler. Renk paleti mavimsi tonlardan kırmızıya değişir ve kütleleri güneşten çok daha az olabilir veya onu üç yüz kattan fazla aşabilir. Yıldızların yaşam döngüsünün ana dizisi yaklaşık on milyar yıl sürer. Bundan sonra, hidrojen kozmik vücudun çekirdeğinde sona erer. Bu an, nesnenin ömrünün bir sonraki aşamaya geçişi olarak kabul edilir. Çekirdekteki hidrojen kaynaklarının tükenmesi nedeniyle termonükleer reaksiyonlar durur. Bununla birlikte, yıldızın yeni başlayan sıkıştırma döneminde, zaten helyumun katılımıyla termonükleer reaksiyonların meydana gelmesine yol açan bir çöküş başlar. Bu süreç, ölçekte inanılmaz olan yıldızın genişlemesini uyarır. Ve şimdi bir kırmızı dev olarak kabul ediliyor.
Bölüm IV Yıldızların varlığının sonu ve ölümleri
Eski armatürler, genç meslektaşları gibi birkaç türe ayrılır: düşük kütleli, orta büyüklükte, süper kütleli yıldızlar ve. Küçük kütleli nesnelere gelince, varlığın son aşamalarında onlarla tam olarak hangi süreçlerin gerçekleştiğini söylemek hala imkansızdır. Tüm bu tür fenomenler, bilgisayar simülasyonları kullanılarak varsayımsal olarak tanımlanır ve dikkatli gözlemlere dayanmaz. Karbon ve oksijenin son tükenmesinden sonra, yıldızın atmosferik kabuğu genişler ve gaz bileşeni hızla kaybeder. Evrimsel yollarının sonunda, armatürler tekrar tekrar sıkıştırılırken, aksine yoğunlukları önemli ölçüde artar. Böyle bir yıldız beyaz cüce olarak kabul edilir. Ardından, yaşam evresinde, kırmızı bir süperdev dönemi gelir. Bir yıldızın yaşam döngüsünün sonuncusu, çok güçlü bir sıkıştırmanın sonucu olarak bir nötron yıldızına dönüşmesidir. Ancak, bu tür kozmik cisimlerin tümü böyle olmaz. Bazıları, çoğu zaman parametreler açısından en büyüğü (20-30'dan fazla güneş kütlesi), çökme sonucu kara delikler kategorisine girer.
Yıldızların yaşam döngülerinden ilginç gerçekler
Evrenin yıldız yaşamından elde edilen en tuhaf ve dikkat çekici bilgilerden biri de, bizimkilerdeki yıldızların büyük çoğunluğunun kırmızı cüceler aşamasında olduğudur. Bu tür nesnelerin kütlesi Güneş'inkinden çok daha azdır.
Nötron yıldızlarının manyetik çekiminin, dünya vücudunun benzer radyasyonundan milyarlarca kat daha fazla olması da oldukça ilginçtir.
Kütlenin bir yıldız üzerindeki etkisi
Daha az eğlenceli olmayan bir başka gerçek de, bilinen en büyük yıldız türlerinin var olma süresidir. Kütlelerinin güneş kütlesinden yüzlerce kat daha fazla olması nedeniyle, enerji salınımları da birçok kat, hatta bazen milyonlarca kat daha fazladır. Dolayısıyla ömürleri çok daha kısadır. Bazı durumlarda, küçük kütleli yıldızların milyarlarca yıllık yaşamına karşılık, onların varlığı sadece birkaç milyon yıla sığar.
İlginç bir gerçek de kara deliklerin beyaz cücelere zıt olmasıdır. Birincisinin kütle açısından en devasa yıldızlardan, ikincisinin ise tam tersine en küçüğünden çıkması dikkat çekicidir.
Evrende, hakkında sonsuza kadar konuşulabilecek çok sayıda benzersiz fenomen vardır, çünkü kozmos son derece zayıf bir şekilde incelenmiş ve keşfedilmiştir. Modern bilimin sahip olduğu, yıldızlar ve yaşam döngüleri hakkındaki tüm insan bilgisi, esas olarak gözlemlerden ve teorik hesaplamalardan elde edilir. Bu tür az çalışılmış fenomenler ve nesneler, binlerce araştırmacı ve bilim insanı için sürekli çalışmaya yol açar: astronomlar, fizikçiler, matematikçiler, kimyagerler. Sürekli çalışmaları sayesinde bu bilgi sürekli olarak biriktirilir, tamamlanır ve değiştirilir, böylece daha doğru, güvenilir ve kapsamlı hale gelir.
Yıldızların birer canlı olmaması çok doğaldır, ancak doğum, yaşam ve ölüm gibi evrim aşamalarından da geçerler. Bir insan gibi, bir yıldız da yaşamı boyunca köklü değişikliklere uğrar. Ancak açıkça daha uzun yaşadıklarına dikkat edilmelidir - milyonlarca ve hatta milyarlarca Dünya yılı.
Yıldızlar nasıl doğar? Başlangıçta, daha doğrusu Büyük Patlama'dan sonra, evrendeki madde eşit olmayan bir şekilde dağılmıştı. Yıldızlar, çoğunlukla hidrojen olmak üzere yıldızlararası toz ve gazlardan oluşan dev bulutlar olan bulutsularda oluşmaya başladı. Yerçekimi bu maddeye etki eder ve bulutsunun bir kısmı sıkıştırılır. Ardından yuvarlak ve yoğun gaz ve toz bulutları oluşur - Bok kürecikleri. Böyle bir kürecik kalınlaşmaya devam ettikçe, maddenin bulutsudan kendisine doğru çekilmesi nedeniyle kütlesi artar. Küreciğin iç kısmında yerçekimi kuvveti en kuvvetlidir ve ısınmaya ve dönmeye başlar. Bu zaten bir protostar. Hidrojen atomları birbirlerini bombalamaya başlar ve böylece büyük miktarda enerji üretir. Sonunda merkezi kısmın sıcaklığı yaklaşık on beş milyon santigrat dereceye ulaşır, yeni bir yıldızın çekirdeği oluşur. Yenidoğan alevlenir, yanmaya ve parlamaya başlar. Bunun ne kadar devam edeceği, doğan yıldızın kütlesinin ne olduğuna bağlı. Son görüşmemizde söylediklerim. Kütle ne kadar büyükse, yıldızın ömrü o kadar kısadır.
Bu arada, bir protostarın yıldız olup olmayacağı kütlesine bağlıdır. Hesaplamalara göre büzülen bu gök cisminin yıldız olabilmesi için kütlesinin Güneş kütlesinin en az %8'i kadar olması gerekiyor. Daha küçük bir küre, yoğunlaşarak yavaş yavaş soğuyacak ve bir geçiş nesnesine, bir yıldızla gezegen arasında bir şeye dönüşecektir. Bu tür nesnelere kahverengi cüceler denir.
Örneğin Jüpiter gezegeni bir yıldız olamayacak kadar küçüktür. Jüpiter daha büyük olsaydı, belki de derinliklerinde termonükleer reaksiyonlar başlardı ve güneş sistemimiz bir ikili yıldız sistemi olurdu. Ama hepsi şiir...
Yani, bir yıldızın hayatının ana aşaması. Varlığının çoğu için, yıldız dengededir. Yerçekimi kuvveti yıldızı sıkıştırma eğilimindedir ve yıldızda meydana gelen termonükleer reaksiyonlar sonucunda açığa çıkan enerji yıldızı genişlemeye zorlar. Bu iki kuvvet, sabit bir denge konumu yaratır - o kadar kararlı ki, yıldız bu şekilde milyonlarca ve milyarlarca yıl yaşar. Bir yıldızın yaşamının bu evresi, ana dizideki yerini sağlamlaştırır. -
Büyük bir yıldız, yani Güneş'ten en az altı kat daha ağır olan bir yıldız, milyonlarca yıl parladıktan sonra sönmeye başlar. Çekirdekteki hidrojen bittiğinde, yıldız genişler ve soğur ve kırmızı bir süperdeve dönüşür. Bu süperdev daha sonra, süpernova olarak bilinen canavarca ve dramatik bir alev patlamasıyla nihayet patlayana kadar büzülecek. Burada, çok büyük mavi süperdevlerin kırmızı bir süperdeve dönüşme aşamasını atladıkları ve bir süpernovada çok daha hızlı patladıkları belirtilmelidir.
Kalan süpernova çekirdeği küçükse, o zaman çok yoğun bir nötron yıldızına dönüşen feci daralması (kütleçekimsel çöküş) başlar ve yeterince büyükse, daha da büzülerek bir kara delik oluşturur.
Sıradan bir yıldız için biraz farklı bir ölüm. Böyle bir yıldız daha uzun yaşar ve daha huzurlu bir şekilde ölür. Örneğin güneş, çekirdeğindeki hidrojen tükenmeden beş milyar yıl daha yanacaktır. Dış katmanları daha sonra genişleyecek ve soğuyacak; kırmızı bir dev oluşur. Bu haliyle bir yıldız, ömrü boyunca çekirdeğinde oluşan helyum üzerinde yaklaşık 100 milyon yıl var olabilir. Ancak helyum da yanar. Üstüne üstlük, dış katmanlar uçup gidecek - gezegenimsi bir bulutsu oluşturacaklar ve yoğun bir beyaz cüce çekirdekten çekilecek. Beyaz cüce yeterince sıcak olmasına rağmen sonunda soğuyarak kara cüce adı verilen ölü bir yıldıza dönüşür.