Жұлдыздық эволюция процесінде не қалыптасады. Жұлдыздардың тууы және эволюциясы: ғаламның алып фабрикасы. Негізгі реттілік кезеңі

Біздің Күн 4,5 миллиард жылдан астам уақыт бойы жарқырап тұр. Сонымен бірге ол үнемі сутегін тұтынады. Оның қоры қанша үлкен болғанымен, бір күні таусылатыны анық. Ал жарық не болады? Бұл сұраққа жауап бар. Жұлдыздың өмірлік циклін басқа ұқсас ғарыштық құрылымдардан зерттеуге болады. Шынында да, ғарышта жасы 9-10 миллиард жыл болатын нағыз патриархтар бар. Және өте жас жұлдыздар бар. Олардың жасы бірнеше ондаған миллион жылдан аспайды.

Сондықтан Ғалам «шашылған» әртүрлі жұлдыздардың күйін бақылай отырып, олардың уақыт өте келе қалай әрекет ететінін түсінуге болады. Мұнда біз бөтен бақылаушымен ұқсастық жасай аламыз. Ол Жерге ұшып, адамдарды: балаларды, ересектерді, қарттарды зерттей бастады. Осылайша, ол өте қысқа уақыт ішінде адамдардың өмірінде қандай өзгерістер болатынын түсінді.

Қазіргі уақытта Күн - сары ергежейлі
Миллиардтаған жылдар өтіп, қызыл алыпқа айналады – 2
Содан кейін ақ ергежейліге айналады - 3

Сондықтан бұл туралы сенімді түрде айтуға болады Күннің орталық бөлігіндегі сутегі қоры таусылғанда термиялық ядролық реакциятоқтамайды. Бұл процесс жалғасатын аймақ жарықтандырғышымыздың бетіне қарай жылжи бастайды. Бірақ сонымен бірге гравитациялық күштер термоядролық реакция нәтижесінде пайда болатын қысымға әсер ете алмайды.

Демек, жұлдыз көлемі өсе бастайды және бірте-бірте қызыл алыпқа айналады. Бұл эволюцияның соңғы кезеңіндегі ғарыш объектісі. Бірақ бұл жұлдыздардың пайда болуының бастапқы кезеңінде де болады. Тек екінші жағдайда ғана қызыл дәу кішірейіп, айналады негізгі тізбек жұлдызы. Яғни, сутегінен гелий синтезінің реакциясы жүретін бірінде. Бір сөзбен айтқанда, жұлдыздың өмірлік циклі неден басталады, солай аяқталады.

Біздің Күннің көлемі соншалықты ұлғаяды, ол ең жақын планеталарды жұтады. Бұл Меркурий, Венера және Жер. Бірақ қорқудың қажеті жоқ. Жарықтандырушы бірнеше миллиард жылдан кейін өле бастайды. Осы уақыт ішінде ондаған, мүмкін жүздеген өркениеттер өзгереді. Адам клубты бірнеше рет алады, ал мыңдаған жылдардан кейін ол қайтадан компьютерге отырады. Бұл бүкіл ғалам негізделген әдеттегі циклдік.

Бірақ қызыл алыпқа айналу ақырзаман дегенді білдірмейді. Термоядролық реакция сыртқы қабықты ғарышқа лақтырады. Ал орталықта энергиясы жоқ гелий өзегі болады. Гравитациялық күштердің әсерінен ол кішірейіп, соңында үлкен массасы бар өте тығыз кеңістіктік түзілімге айналады. Сөнген және баяу суытатын жұлдыздардың мұндай қалдықтары деп аталады ақ ергежейлілер.

Біздің ақ ергежейлі радиусы Күннің радиусынан 100 есе кіші болады, ал жарықтығы 10 мың есе азаяды. Сонымен қатар, массасы қазіргі күнмен салыстыруға болады, ал тығыздығы миллион еседен астам болады. Біздің галактикада мұндай ақ ергежейлілер өте көп. Олардың саны 10% құрайды жалпы саныжұлдыздар.

Айта кету керек, ақ ергежейлілер сутегі және гелий. Бірақ біз жабайы табиғатқа шықпаймыз, бірақ күшті қысу кезінде гравитациялық коллапс болуы мүмкін екенін ескеріңіз. Және бұл үлкен жарылысқа толы. Сонымен бірге супернованың жарылысы байқалады. «Супернова» термині жасты емес, жарқылдың жарықтығын сипаттайды. Тек ақ ергежейлі ғарыштық тұңғиықта көпке дейін көрінбей, кенеттен жарқыраған жарқырау пайда болды.

Жарылған супернованың көпшілігі ғарышта үлкен жылдамдықпен таралады. Ал қалған орталық бөлігі одан да тығыз формацияға қысылып, деп аталады нейтрондық жұлдыз. Бұл Соңғы өнімжұлдыз эволюциясы. Оның массасы күндікімен салыстырылады, ал оның радиусы бірнеше ондаған километрге жетеді. Бір текше см нейтрондық жұлдызмиллиондаған тоннаны құрауы мүмкін. Ғарышта мұндай құрылымдар өте көп. Олардың саны жердің түнгі аспанымен шашылған кәдімгі күн сәулелерінен шамамен мың есе аз.

Айта кету керек, жұлдыздың өмірлік циклі оның массасына тікелей байланысты. Егер ол біздің Күннің массасына сәйкес келсе немесе одан аз болса, онда өмірдің соңында пайда болады ақ ергежейлі. Дегенмен, Күннен ондаған және жүздеген есе үлкен шамдар бар.

Мұндай алыптар қартаю процесінде кішірейген кезде, олар кеңістік пен уақытты бұрмалайды, ақ ергежейлердің орнына қара тесік. Оның тартылыс күші соншалықты күшті, тіпті жарық жылдамдығымен қозғалатын объектілер де оны жеңе алмайды. Шұңқырдың өлшемін сипаттайды ауырлық радиусы. Бұл шектелген шардың радиусы оқиға көкжиегі. Ол кеңістік-уақыт шегін білдіреді. Кез келген ғарыштық дене оны жеңе отырып, мәңгілікке жоғалады және ешқашан қайта оралмайды.

Қара тесіктер туралы көптеген теориялар бар. Олардың барлығы тартылыс теориясына негізделген, өйткені гравитация ғаламдағы ең маңызды күштердің бірі болып табылады. Ал оның басты сапасы жан-жақтылық. Кем дегенде, бүгінде гравитациялық өзара әрекеттеспеген бірде-бір ғарыш объектісі табылған жоқ.

Қара тесік арқылы кіруге болады деген болжам бар параллель әлем. Яғни, бұл басқа өлшемге арналған арна. Барлығы мүмкін, бірақ кез келген мәлімдеме практикалық дәлелді қажет етеді. Дегенмен, мұндай тәжірибені әлі бірде-бір адам жасай алмаған.

Осылайша, жұлдыздың өмірлік циклі бірнеше кезеңнен тұрады. Олардың әрқайсысында жарықтандыру бұрынғы және болашақтағылардан түбегейлі ерекшеленетін белгілі бір қуатта әрекет етеді. Бұл ғарыш кеңістігінің бірегейлігі мен құпиясы. Оны танып-білген кезде адам да өзінің дамуында бірнеше кезеңнен өтеді деп еріксіз ойлай бастайсың. Ал қазір біз өмір сүріп жатқан қабық - бұл басқа күйге өту кезеңі ғана. Бірақ бұл тұжырым тағы да практикалық растауды қажет етеді..

Жұлдыздардың тірі жаратылыс емес екендігі табиғи нәрсе, бірақ олар да туу, өмір және өлім сияқты эволюциялық кезеңдерден өтеді. Жұлдыз адам сияқты өмір бойы түбегейлі өзгерістерге ұшырайды. Бірақ айта кету керек, олар ұзақ өмір сүреді - миллиондаған, тіпті миллиардтаған Жер жылдары.

Жұлдыздар қалай туады? Бастапқыда, кейін үлкен жарылыс, Ғаламдағы материя біркелкі таралмаған. Жұлдыздар тұмандықтарда – алып бұлттарда пайда бола бастады жұлдызаралық шаңжәне газдар, негізінен сутегі. Бұл мәселеде ауырлық күші әрекет етеді және тұмандықтың бір бөлігі қысылады. Содан кейін дөңгелек және тығыз газ және шаң бұлттары - Бок шарлары түзіледі. Мұндай глобулдың қалыңдауы жалғасуда, оның массасы тұмандықтан өзіне қарай заттың тартылуына байланысты артады. Глобуланың ішкі бөлігінде тартылыс күші ең күшті және ол қызып, айнала бастайды. Бұл қазірдің өзінде протожұлдыз. Сутегі атомдары бір-бірін бомбалай бастайды және сол арқылы көп мөлшерде энергия шығарады. Ақырында орталық бөліктің температурасы Цельсий бойынша он бес миллион градусқа дейінгі температураға жетеді, жаңа жұлдыздың өзегі пайда болады. Жаңа туған нәресте өртеніп, жанып, жарқырай бастайды. Бұл қанша уақытқа созылатыны туған жұлдыздың массасына байланысты. Соңғы кездесуімізде айтқаным. Жұлдыздың массасы неғұрлым үлкен болса, соғұрлым жұлдыздың өмірі қысқа болады.
Айтпақшы, протожұлдыздың жұлдызға айналуы массаға байланысты. Есептеулер бойынша, бұл жиырылып жатқан аспан денесі жұлдызға айналуы үшін оның массасы Күн массасының кем дегенде 8% болуы керек. Конденсацияланатын кішірек глобула бірте-бірте суытып, өтпелі нысанға, жұлдыз мен планетаның арасындағы нәрсеге айналады. Мұндай заттарды қоңыр ергежейлі деп атайды.

Мысалы, Юпитер планетасы жұлдыз болу үшін тым кішкентай. Егер Юпитер массивтірек болса, оның тереңдігінде термоядролық реакциялар басталып, біздің Күн жүйесі жүйе болар еді. қос жұлдыз. Бірақ мұның бәрі поэзия...

Сонымен, жұлдыз өмірінің негізгі кезеңі. Көпшілігібар болған кезде жұлдыз тепе-теңдік күйде болады. Ауырлық күші жұлдызды сығуға бейім, ал жұлдызда жүретін термоядролық реакциялар нәтижесінде бөлінетін энергия жұлдызды кеңейтуге мәжбүр етеді. Бұл екі күш тепе-теңдіктің тұрақты жағдайын жасайды - соншалықты тұрақты, бұл жұлдыз миллиондаған және миллиардтаған жылдар бойы осылай өмір сүреді. Жұлдыз өмірінің бұл кезеңі оның негізгі қатардағы орнын қамтамасыз етеді. -

Миллиондаған жылдар бойы жарқырап тұрған үлкен жұлдыз, яғни Күннен кем дегенде алты есе ауыр жұлдыз жанып кете бастайды. Ядродағы сутегі таусылғанда, жұлдыз кеңейіп, салқындап, қызыл супергигантқа айналады. Содан кейін бұл супергигант супернова деп аталатын құбыжық және драмалық жалындаған жарылыста жарылғанға дейін қысқарады. Бұл жерде айта кету керек, өте массивті көк супергиганттар қызыл супергигантқа айналу кезеңін айналып өтіп, суперновада әлдеқайда жылдам жарылады.
Егер қалған супернованың өзегі кішкентай болса, онда оның өте тығыз нейтрондық жұлдызға апатты қысқаруы (гравитациялық коллапс) басталады, ал егер ол жеткілікті үлкен болса, ол одан да көп жиырылып, қара тесік түзеді.

Қарапайым жұлдыз үшін сәл басқа өлім. Мұндай жұлдыз ұзағырақ өмір сүреді және бейбіт өліммен өледі. Күн, мысалы, өзегіндегі сутегі таусылғанша тағы бес миллиард жыл жанып тұрады. Содан кейін оның сыртқы қабаттары кеңейіп, суытады; қызыл алып пайда болады. Бұл пішінде жұлдыз өз ядросында өмір сүру кезінде пайда болған гелийде шамамен 100 миллион жыл өмір сүре алады. Бірақ гелий де күйіп кетеді. Оны толықтыру үшін сыртқы қабаттар ұшып кетеді - олар планетарлық тұманды құрайды, ал тығыз ақ ергежейлі ядродан кішірейеді. Ақ ергежейлі жеткілікті ыстық болғанымен, ақырында ол суытып, өлі жұлдызға айналады, оны қара ергежейлі деп атайды.

Ол жоғарғы оң жақ бұрышта нүктені алады: ол үлкен жарықтылыққа ие және төмен температура. Негізгі сәулелену инфрақызыл диапазонда болады. Суық шаң қабығының радиациясы бізге жетеді. Эволюция процесінде жұлдыздың диаграммадағы орны өзгереді. Бұл кезеңде энергияның жалғыз көзі гравитациялық жиырылу болып табылады. Сондықтан жұлдыз у осіне параллель өте жылдам қозғалады.

Бетінің температурасы өзгермейді, бірақ радиусы мен жарықтығы төмендейді. Жұлдыздың ортасында температура көтеріліп, реакциялар жеңіл элементтерден басталатын мәнге жетеді: литий, бериллий, бор, олар тез күйіп кетеді, бірақ қысуды бәсеңдете алады. Жол y осіне параллель бұрылады, жұлдыз бетіндегі температура көтеріледі, ал жарықтығы дерлік тұрақты болып қалады. Ақырында, жұлдыздың ортасында сутектен гелийдің түзілу реакциялары (сутегінің жануы) басталады. Жұлдыз негізгі тізбекке кіреді.

Бастапқы кезеңнің ұзақтығы жұлдыздың массасымен анықталады. Күн сияқты жұлдыздар үшін бұл шамамен 1 миллион жыл, массасы 10 жұлдыз үшін М☉ шамамен 1000 есе кіші, ал массасы 0,1 жұлдыз үшін М☉ мыңдаған есе көп.

Массасы төмен жас жұлдыздар

Өзінің эволюциясының басында массасы аз жұлдыздың сәулелі өзегі және конвективті қабығы болады (82, I-сурет).

Негізгі реттілік сатысында сутегінің гелийге айналуындағы ядролық реакциялардағы энергияның бөлінуіне байланысты жұлдыз жарқырайды. Сутегінің берілуі массасы 1 жұлдыздың жарқырауын қамтамасыз етеді М☉ Шамамен 10 10 жыл ішінде. Массасы үлкен жұлдыздар сутекті тезірек тұтынады: мысалы, массасы 10 жұлдыз М☉ сутегін 10 7 жылдан аз уақыт ішінде жұмсайды (жарықтандыру массаның төртінші дәрежесіне пропорционал).

төмен массалық жұлдыздар

Сутегі жанған кезде жұлдыздың орталық аймақтары қатты қысылады.

Массасы жоғары жұлдыздар

Негізгі тізбекке енгеннен кейін үлкен массалық жұлдыздың эволюциясы (>1,5 М☉) жұлдыздың ішкі бөлігіндегі ядролық отынның жану жағдайларымен анықталады. Негізгі реттілік сатысында бұл сутегінің жануы, бірақ массасы аз жұлдыздардан айырмашылығы, ядрода көміртегі-азот циклінің реакциялары басым. Бұл циклде С және N атомдары катализатор рөлін атқарады. Мұндай цикл реакцияларындағы энергияның бөліну жылдамдығы пропорционал Т 17 . Демек, ядрода энергияның берілуі сәулелену арқылы жүзеге асырылатын аймақпен қоршалған конвективті өзек қалыптасады.

Үлкен массалық жұлдыздардың жарқырауы Күннің жарқырауынан әлдеқайда жоғары, ал сутегі әлдеқайда жылдамырақ жұмсалады. Бұл мұндай жұлдыздардың орталығындағы температураның да әлдеқайда жоғары болуына байланысты.

Конвективтік ядроның затындағы сутегінің үлесі азайған сайын энергияның бөліну жылдамдығы төмендейді. Бірақ босату жылдамдығы жарықтықпен анықталатындықтан, өзек кішірейе бастайды, ал энергияның бөліну жылдамдығы тұрақты болып қалады. Бұл кезде жұлдыз кеңейіп, қызыл алыптар аймағына өтеді.

төмен массалық жұлдыздар

Сутегі толығымен жанып біткен кезде массасы аз жұлдыздың ортасында кішкентай гелий өзегі пайда болады. Өзекте заттың тығыздығы мен температурасы сәйкесінше 10 9 кг/м және 10 8 К жетеді. Сутегінің жануы ядроның бетінде жүреді. Өзектегі температура көтерілген сайын сутегінің жану жылдамдығы артып, жарықтылығы артады. Сәулелі аймақ бірте-бірте жоғалады. Ал конвективті ағындардың жылдамдығы артқандықтан, жұлдыздың сыртқы қабаттары ісінеді. Оның көлемі мен жарқырауы ұлғаяды – жұлдыз қызыл алыпқа айналады (82, II-сурет).

Массасы жоғары жұлдыздар

Үлкен массалық жұлдыздың сутегі толығымен таусылғанда ядрода үш еселі гелий реакциясы және сонымен бірге оттегі түзілу реакциясы (3He=>C және C+He=>0) басталады. Бұл кезде гелий өзегінің бетінде сутегі жана бастайды. Бірінші қабат көзі пайда болады.

Гелийдің жеткізілімі өте тез таусылады, өйткені сипатталған реакцияларда әрбір элементар әрекетте салыстырмалы түрде аз энергия бөлінеді. Сурет қайталанып, жұлдызда екі қабат көзі пайда болады, ал ядрода C + C => Mg реакциясы басталады.

Бұл жағдайда эволюциялық жол өте күрделі болып шығады (84-сурет). Герцспрунг-Рассел диаграммасында жұлдыз алыптар тізбегі бойымен қозғалады немесе (супергигант аймағында өте үлкен массасы бар) периодты түрде цефейге айналады.

Ескі массасы төмен жұлдыздар

Массасы аз жұлдызда ақырында конвективтік ағынның жылдамдығы қандай да бір деңгейде екінші ғарыштық жылдамдыққа жетіп, қабығы шығып, жұлдыз планеталық тұмандықпен қоршалған ақ ергежейліге айналады.

Герцшпрунг-Рассел диаграммасы бойынша төмен массалық жұлдыздың эволюциялық жолы 83-суретте көрсетілген.

Үлкен массалық жұлдыздардың өлімі

Эволюцияның соңында үлкен массалық жұлдыз өте күрделі құрылымға ие. Әр қабаттың өзіндік бар Химиялық құрамы, ядролық реакциялар бірнеше қабатты көздерде жүреді де, ортасында темір өзегі түзіледі (85-сурет).

Темірмен ядролық реакциялар жүрмейді, өйткені олар энергияны жұмсауды (және босатуды емес) талап етеді. Сондықтан темір өзегі тез сығылады, ондағы температура мен тығыздық артып, фантастикалық мәндерге жетеді - 10 9 К температура мен 10 9 кг / м 3 қысым. сайтынан алынған материал

Осы сәтте ядрода бір уақытта және өте жылдам (шамасы, минуттарда) жүретін екі маңызды процесс басталады. Біріншісі, ядролардың соқтығысуы кезінде темір атомдары 14 гелий атомына ыдырайды, екіншісі - электрондар протондарға «басылып», нейтрондар түзіледі. Екі процесс те энергияны сіңірумен байланысты және ядродағы температура (сонымен қатар қысым) бірден төмендейді. Жұлдыздың сыртқы қабаттары ортасына қарай түсе бастайды.

Сыртқы қабаттардың құлауы олардағы температураның күрт жоғарылауына әкеледі. Сутегі, гелий, көміртек жана бастайды. Бұл орталық ядродан келетін нейтрондардың қуатты ағынымен бірге жүреді. Нәтижесінде, калифорнийге дейінгі барлық ауыр элементтерді қамтитын жұлдыздың сыртқы қабаттарын лақтыратын қуатты ядролық жарылыс орын алады. Авторы заманауи көзқарастарАуыр химиялық элементтердің барлық атомдары (яғни гелийден ауыр) Әлемде дәл алауларда пайда болды.

Жұлдыздардың эволюциясының негізгі кезеңдерін қысқаша қарастырайық.

Жұлдыздың физикалық сипаттамаларының, ішкі құрылымының және химиялық құрамының уақыт бойынша өзгеруі.

Заттың бөлшектенуі. .

Жұлдыздар газ және шаң бұлтының фрагменттерінің гравитациялық қысылуы кезінде пайда болады деп болжанады. Сонымен, глобулалар деп аталатындар жұлдыздардың пайда болу орындары болуы мүмкін.

Глобул – күңгірт дөңгелек түзіліс түріндегі газ бен шаңның жарқыраған бұлттарының фонында байқалатын тығыз мөлдір емес молекулалық шаң (газ және шаң) жұлдызаралық бұлт. Ол негізінен молекулалық сутектен (H 2) және гелийден (Ол ) басқа газдардың молекулаларының және қатты жұлдызаралық шаң бөлшектерінің қоспасымен. Глобулдағы газдың температурасы (негізінен молекулалық сутегінің температурасы) Т≈ 10 сағ 50К, орташа тығыздық n~ 10 5 бөлшектер / см 3, бұл ең тығыз қарапайым газ және шаң бұлттарынан бірнеше рет үлкен, диаметрі D~ 0,1 сағ 1 . Глобулдардың массасы М≤ 10 2 × M ⊙ . Кейбір глобулдарда жас түрлері боладыТ Телец.

Бұлт гравитациялық тұрақсыздыққа байланысты өзінің ауырлық күшімен қысылады, ол өздігінен немесе жұлдыз түзілудің басқа жақын жерінен шыққан дыбыстан жоғары жұлдызды жел ағынының соққы толқынымен бұлттың әрекеттесуі нәтижесінде пайда болуы мүмкін. Гравитациялық тұрақсыздықтың пайда болуының басқа себептері де болуы мүмкін.

Теориялық зерттеулер көрсеткендей, қарапайым молекулалық бұлттарда болатын жағдайларда (Т≈ 10 ÷ 30K және n ~ 10 2 бөлшектер / см 3), бастапқы мөлшері M массасы бар бұлтты көлемде болуы мүмкін≥ 10 3 × M ⊙ . Мұндай жиырылатын бұлтта одан әрі аз массивті фрагменттерге ыдырауы мүмкін, олардың әрқайсысы өзінің ауырлық күшінің әсерінен қысылады. Бақылаулар көрсеткендей, Галактикада жұлдыз түзілу процесінде бір емес, массасы әртүрлі жұлдыздар тобы туады, мысалы, ашық жұлдыз шоғыры.

Бұлттың орталық аймақтарында қысылған кезде тығыздық артады, нәтижесінде бұлттың осы бөлігінің заты өзінің сәулеленуіне мөлдір емес болатын сәт келеді. Бұлттың ішегінде астрономдар oh деп атайтын тұрақты тығыз қалыңдау пайда болады.

Заттың фрагментациялануы - молекулалық шаң бұлтының кішірек бөліктерге ыдырауы, одан әрі пайда болуына әкеледі.

кезеңдегі астрономиялық нысан, одан біраз уақыттан кейін (бұл жолы күн массасы үшін)Т ~ 10 8 жас) қалыпты қалыптасады.

Заттың газ тәрізді қабықшадан ядроға одан әрі түсуімен (аккреция), соңғысының массасы, демек, температура мен жоғарылауы сонша, газ және сәулелік қысым күштермен салыстырылады. Ядроның қысылуы тоқтайды. Түзілгені оптикалық сәулелену үшін мөлдір емес, тек инфрақызыл және ұзын толқынды сәулелерді сыртқа өткізетін газ шаңды қабықпен қоршалған. Мұндай объект (-кокон) радио және инфрақызыл сәулеленудің қуатты көзі ретінде байқалады.

Ядроның массасы мен температурасының одан әрі жоғарылауымен жеңіл қысым аккрецияны тоқтатады, ал қабықтың қалдықтары ғарыш кеңістігіне таралады. Бір жас пайда болады физикалық сипаттамаларыоның массасына және бастапқы химиялық құрамына байланысты.

Жұлдыздың тууы үшін негізгі энергия көзі гравитациялық жиырылу кезінде бөлінетін энергия болса керек. Бұл болжам вирустық теоремадан туындайды: стационарлық жүйеде потенциалдық энергияның қосындысыЕ б жүйенің барлық мүшелері және екі есе кинетикалық энергия 2Е осы терминдердің нөлге тең:

E p + 2 E c = 0. (39)

Теорема шамалары бөлшектер арасындағы қашықтықтың квадратына кері пропорционал күштердің әсерінен кеңістіктің шектеулі аймағында қозғалатын бөлшектер жүйелері үшін жарамды. Бұдан шығатыны, жылу (кинетикалық) энергия гравитациялық (потенциал) энергияның жартысына тең. Жұлдыз сығылған кезде жұлдыздың жалпы энергиясы азаяды, ал тартылыс энергиясы азаяды: гравитациялық энергияның өзгеруінің жартысы сәулелену арқылы жұлдыздан кетеді, ал екінші жартысы есебінен жұлдыздың жылу энергиясы артады.

Массасы төмен жас жұлдыздар(үш күн массасына дейін), олар негізгі дәйектілік жолында, толығымен конвективті; конвекция процесі жұлдыздың барлық аймақтарын қамтиды. Бұл әлі де, шын мәнінде, протожұлдыздар, олардың ортасында ядролық реакциялар жаңадан басталады және барлық сәулелену негізінен байланысты болады. Тұрақты тиімді температурада жұлдыздардың азаюы әлі анықталған жоқ. Герцспрунг-Рассел диаграммасында мұндай жұлдыздар Хаяши жолы деп аталатын дерлік тік жолды құрайды. Қысу баяулаған сайын, жас негізгі дәйектілікке жақындайды.

Жұлдыз жиырылғанда, азғындалған электрон газының қысымы арта бастайды, ал жұлдыздың белгілі радиусына жеткенде, жиырылу тоқтайды, бұл жиырылу нәтижесінде пайда болатын орталық температураның одан әрі өсуін, содан кейін оның төмендеуін тоқтатады. . Күн массасы 0,0767-ден аз жұлдыздар үшін бұл болмайды: ядролық реакциялар кезінде бөлінетін энергия ешқашан ішкі қысымды теңестіруге және . Мұндай «астындағы жұлдыздар» ядролық реакциялар кезінде пайда болатын энергиядан көбірек энергия шығарады және деп аталатындарға жатады; олардың тағдыры азғындалған газдың қысымы оны тоқтатқанша тұрақты жиырылуы, содан кейін басталған барлық ядролық реакциялардың тоқтатылуымен біртіндеп салқындау..

Аралық массаның жас жұлдыздары (2-ден 8 күн массасына дейін) сапалы түрде өздерінің кіші әпкелері сияқты дамиды, тек негізгі тізбекке дейін конвективтік аймақтары жоқ.

Массасы 8 күн массасынан асатын жұлдыздарқазірдің өзінде қалыпты жұлдыздардың сипаттамаларына ие, өйткені олар барлық аралық кезеңдерден өтті және ядролық реакциялардың соншалықты жылдамдығына қол жеткізе алды, олар ядро ​​массасы жинақталған кезде энергия жоғалтуын сәулелену арқылы өтейді. Бұл жұлдыздарда массаның шығуы соншалық, ол молекулалық бұлттың әлі жұлдыздың құрамына енбеген сыртқы аймақтарының ыдырауын тоқтатып қана қоймайды, керісінше, оларды ерітіп жібереді. Осылайша, пайда болған жұлдыздың массасы протосұлдыз бұлтының массасынан айтарлықтай аз.

Негізгі реттілік

Жұлдыздың температурасы орталық аймақтарда термоядролық реакцияларды іске қосу үшін жеткілікті мәндерге жеткенше көтеріледі, содан кейін олар жұлдыз үшін негізгі энергия көзіне айналады. Массивті жұлдыздар үшін ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) көміртегі айналымындағы сутектің «жануы» болып табылады; Массасы Күннің массасына тең немесе одан аз жұлдыздар үшін протон-протон реакциясында энергия бөлінеді. тепе-теңдік сатысына өтеді және Герцшпрунг-Рассел диаграммасының негізгі тізбегінде өз орнын алады: үлкен массалық жұлдызда ядродағы температура өте жоғары ( T ≥ 3 × 107 К ), энергия өндірісі өте қарқынды, - негізгі реттілік бойынша ол ерте (() аймағында Күннен жоғары орынды алады.О … А , (Ф ))) массасы аз жұлдызда ядродағы температура салыстырмалы түрде төмен ( T ≤ 1,5 × 107 К ), энергия өндірісі соншалықты қарқынды емес, - негізгі реттілік бойынша ол Күнге жақын немесе төмен аймақта кеш (( F ), G , K , M ).

Ол өзінің өмір сүруіне табиғат берген уақыттың 90% -ын негізгі реттілікке жұмсайды. Жұлдыздың негізгі реттілік сатысында өткізетін уақыты да массаға байланысты. Иә, массамен M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O немесе B қызыл ергежейлі болса, шамамен 10 7 жыл негізгі реттілік сатысында K 5 массасы M ≈ 0,5 × M ⊙ негізгі реттілік сатысында шамамен 10 11 жыл, яғни Галактика жасымен салыстырылатын уақыт. Жаппай ыстық жұлдыздар эволюцияның келесі сатыларына тез өтеді, суық ергежейлілер Галактика өмір сүрген уақыттың барлық уақытында негізгі реттілік сатысында болады. Қызыл гномдар Галактика популяциясының негізгі түрі болып табылады деп болжауға болады.

Қызыл алып (супергигант).

Массивті жұлдыздардың орталық аймақтарында сутегінің тез жануы оларда гелий ядросының пайда болуына әкеледі. Ядродағы сутегінің массасының бірнеше пайыздық үлесімен сутегінің гелийге айналуының көміртегі реакциясы толығымен дерлік тоқтайды. Өзек жиырылады, бұл оның температурасының жоғарылауына әкеледі. Гелий өзегінің гравитациялық жиырылуынан туындаған қызу нәтижесінде сутегі «жанады» және жұлдыздың өзегі мен ұзартылған қабығы арасында орналасқан жұқа қабатта энергияның бөлінуі басталады. Қабық кеңейеді, жұлдыздың радиусы ұлғаяды, тиімді температура төмендейді және өседі. негізгі дәйектілікті «кетеді» және эволюцияның келесі кезеңіне өтеді - қызыл алып сатысына немесе, егер жұлдыз массасы M > 10 × M⊙ , қызыл супергигант кезеңіне өтеді.

Температура мен тығыздықтың жоғарылауымен гелий ядрода «жануды» бастайды. Сағат T ~ 2 × 10 8 K және r ~ 10 3 ¸ 10 4 г / см 3 термоядролық реакцияны бастайды, ол үштік деп аталадыа -процесс: үшеудена -бөлшектер (гелий ядролары 4Ол ) бір тұрақты көміртегі ядросы 12 С түзіледі. Жұлдыз ядросының массасыменМ< 1,4 × M ⊙ тройной a - процесс энергияның бөлінуінің жарылғыш сипатына әкеледі - белгілі бір жұлдыз үшін бірнеше рет қайталануы мүмкін гелий жарқылы.

Гигант немесе супергигант сатысында тұрған массивтік жұлдыздардың орталық аймақтарында температураның жоғарылауы көміртегі, көміртегі-оттегі және оттегі өзектерінің бірізді түзілуіне әкеледі. Көміртегінің күйіп кетуінен кейін реакциялар пайда болады, нәтижесінде ауыр пайда болады химиялық элементтер, мүмкін темір ядролары. Массивті жұлдыздың одан әрі эволюциясы қабықтың лақтырылуына, жұлдыздың жаңа тәрізді жарқырауына немесе кейіннен жұлдыздар эволюциясының соңғы сатысы болып табылатын объектілердің: ақ ергежейлі, нейтрондық жұлдыздың немесе қара жұлдыздың пайда болуына әкелуі мүмкін. тесік.

Эволюцияның соңғы кезеңі - барлық қалыпты жұлдыздардың термоядролық отын таусылғаннан кейінгі эволюциясы; жұлдыздың энергия көзі ретінде термоядролық реакциялардың тоқтауы; жұлдыздың массасына байланысты ақ ергежейлі немесе қара құрдым сатысына ауысуы.

Ақ ергежейлілер - массасы M болатын барлық қалыпты жұлдыздар эволюциясының соңғы кезеңі< 3 ÷ 5 × M ⊙ термоядролық отынды осы мильмен таусылғаннан кейін. Қызыл алыптың (немесе субгиганттың) кезеңінен өткен мұндай қабық суыған кезде ақ ергежейліге айналатын өзегін төгіп, ашады. Кіші радиус (R b.c ~ 10 -2 × R ⊙ ) және ақ немесе көк-ақ (Тб.қ. ~ 10 4 К) астрономиялық объектілердің осы класының атауын анықтады. Ақ гномның массасы әрқашан 1,4-тен аз×M⊙ - массасы үлкен ақ ергежейлілердің өмір сүре алмайтыны дәлелденді. Күннің массасымен салыстырылатын массасы және күн жүйесінің үлкен планеталарымен салыстырылатын өлшемдері бар ақ ергежейлілердің үлкен орташа тығыздығы бар: ρб.қ. ~ 10 6 г / см 3, яғни 1 см 3 ақ ергежейлі заттың салмағы бір тоннаға жетеді! g бетіндегі еркін түсу үдеуіб.қ. ~ 10 8 см / с 2 (Жер бетіндегі үдеумен салыстырыңыз - g c ≈980 см/с 2). Жұлдыздың ішкі аймақтарындағы мұндай гравитациялық жүктеме кезінде ақ карликтің тепе-теңдік күйі азғындалған газдың қысымымен сақталады (негізінен иондық компоненттің үлесі аз болғандықтан, азғындалған электрон газы). Еске салайық, егер бөлшектердің максвеллдік жылдамдықпен таралуы болмаса, газ дегенеративті деп аталады. Мұндай газда температура мен тығыздықтың белгілі мәндерінде v = 0-ден v = v макс аралығындағы кез келген жылдамдыққа ие бөлшектердің (электрондардың) саны бірдей болады. v max газдың тығыздығы мен температурасымен анықталады. Ақ ергежейлі массасы бар М b.c > 1,4 × M ⊙ газдағы электрондардың максималды жылдамдығы жарық жылдамдығымен салыстырылады, азғындалған газ релятивистік болады және оның қысымы гравитациялық қысуға қарсы тұра алмайды. Гномның радиусы нөлге ұмтылады - нүктеге «құлайды».

Ақ ергежейлілердің жұқа, ыстық атмосферасы сутектен тұрады, атмосферада іс жүзінде басқа элементтер жоқ; немесе гелийден, ал атмосферада сутегі қалыпты жұлдыздардың атмосферасына қарағанда жүздеген мың есе аз. Спектр түріне сәйкес ақ ергежейлілер O, B, A, F спектрлік кластарына жатады. Ақ ергежейлілерді қалыпты жұлдыздардан «айыру» үшін белгілеудің алдына D әрпі қойылады (DOVII, DBVII және т.б. D. бірінші әріп Ағылшын сөзіАзғындау - азғындау). Ақ ергежейлі сәулелену көзі - бұл ақ ергежейлі ата-ана жұлдызының өзегі болған кезде алған жылу энергиясын беру. Көптеген ақ ергежейлілер ата-анасынан күшті магнит өрісін мұра етті, оның күшіХ ~ 10 8 E. Ақ ергежейлілердің саны Галактикадағы жұлдыздардың жалпы санының шамамен 10% құрайды деп есептеледі.

Суретте. 15 - Сириустың фотосы - ең жарық жұлдызаспан (α Үлкен ит; м v = -1 м ,46; A1V класы). Суретте көрінетін диск телескоп линзасындағы фотографиялық сәулелену мен жарық дифракциясының нәтижесі болып табылады, яғни жұлдыздың дискісінің өзі фотосуретте шешілмеген. Сириустың фотографиялық дискісінен түсетін сәулелер телескоп оптикасының элементтеріндегі жарық ағынының толқындық фронтының бұрмалануының іздері болып табылады. Сириус Күннен 2,64 қашықтықта орналасқан, Сириустың жарығы Жерге жету үшін 8,6 жыл қажет - осылайша ол Күнге ең жақын жұлдыздардың бірі болып табылады. Сириустың массасы Күннен 2,2 есе үлкен; оның М v = +1 м ,43, яғни біздің көршіміз Күннен 23 есе көп энергия шығарады.

Фотосуреттің бірегейлігі Сириустың суретімен бірге оның спутнигінің суретін алуға болатындығында - спутник Сириустың сол жағындағы жарқын нүктемен «жарқырайды». Сириус - телескопиялық: Сириустың өзі А әрпімен, ал оның серігі В әрпімен белгіленеді. Сириустың көрінетін шамасы B m v \u003d +8 м,43, яғни ол Сириус А-дан 10 000 есе дерлік әлсіз. Сириус В массасы Күннің массасына тура дерлік тең, радиусы Күн радиусының 0,01 шамасында, бетінің температурасы шамамен 12000K, бірақ Сириус В Күннен 400 есе аз сәуле шығарады. Сириус В - әдеттегі ақ ергежейлі. Оның үстіне, бұл, айтпақшы, 1862 жылы телескоп арқылы визуалды бақылау кезінде Альвен Кларк ашқан алғашқы ақ ергежейлі.

Сириус А және Сириус В 50 жылдық кезеңмен ортақ айналады; А және В құрамдастарының арасындағы қашықтық тек 20 AU.

В.М.Липуновтың орынды пікірі бойынша, «олар массивтік жұлдыздардың (массасы 10-нан астам) ішінде «піседі».×M⊙ )». Нейтрондық жұлдызға айналатын жұлдыздардың ядролары 1,4× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; Термоядролық реакциялардың көздері таусылғаннан кейін және ата-ана заттың маңызды бөлігін жарқылмен шығарғаннан кейін, бұл ядролар өте ерекше сипаттамалары бар жұлдыздар әлемінің тәуелсіз объектілеріне айналады. Ата-жұлдыздың өзегiнiң қысылуы ядролықпен салыстырылатын тығыздықта тоқтайды (ρ n. сағ ~ 10 14 сағ 10 15 г/см3). Осындай массасы мен тығыздығымен туған радиусы тек 10 үш қабаттан тұрады. Сыртқы қабаты (немесе сыртқы қыртысы) кристалдық тор арқылы қалыптасады атомдық ядролартемір (Фе ) басқа металдардың атом ядроларының ықтимал шағын қоспасымен; сыртқы қыртысының қалыңдығы шамамен 600 м, радиусы 10 км. Сыртқы қабықтың астында темір атомдарынан тұратын тағы бір ішкі қатты қабық бар (Фе ), бірақ бұл атомдар нейтрондармен тым байытылған. Бұл қабықтың қалыңдығы≈ 2 км. Ішкі қыртыс сұйық нейтрондық ядромен шектеседі, оның физикалық процестері нейтрондық сұйықтықтың тамаша қасиеттерімен анықталады - асқын сұйықтық және бос электрондар мен протондар болған кезде, асқын өткізгіштік. Заттың дәл ортасында мезондар мен гиперондар болуы мүмкін.

Олар ось айналасында жылдам айналады - секундына бір айналымнан жүздеген айналымға дейін. Мұндай айналу магнит өрісінің ( H ~ 10 13 сағ 10 15 Oe) жиі электромагниттік толқындардың әртүрлі диапазонында жұлдыз сәулеленуінің пульсациясының байқалатын әсеріне әкеледі. Біз бұл пульсарлардың бірін Шаян тұманының ішінде көрдік.

Жалпы саны айналу жылдамдығы бөлшектерді шығару үшін қазірдің өзінде жеткіліксіз, сондықтан бұл радиопульсар бола алмайды. Дегенмен, ол әлі де үлкен және басып алынған магнит өрісіқоршаған нейтрондық жұлдыз құлай алмайды, яғни заттың жиналуы болмайды.

Аккретор (рентгендік пульсар). Айналу жылдамдығы соншалықты азаяды, енді заттың мұндай нейтрондық жұлдызға түсуіне ештеңе кедергі болмайды. Құлаған плазма магнит өрісінің сызықтары бойымен қозғалады және ондаған миллион градусқа дейін қызып, полюстер аймағындағы қатты бетке соғылады. Мұндай жоғары температураға дейін қыздырылған зат рентген диапазонында жарқырайды. Жұлдыздың бетімен құлаған заттың тоқтайтын ауданы өте аз – бар болғаны 100 метрдей. Бұл ыстық нүкте, жұлдыздың айналуына байланысты, бақылаушы пульсация ретінде қабылдайтын көзден мезгіл-мезгіл жоғалып кетеді. Мұндай объектілер рентгендік пульсарлар деп аталады.

Георотор. Мұндай нейтрондық жұлдыздардың айналу жылдамдығы төмен және аккрецияға кедергі жасамайды. Бірақ магнитосфераның өлшемдері плазманы ауырлық күшімен басып алмас бұрын магнит өрісімен тоқтататындай.

Егер ол жақын екілік жүйенің құрамдас бөлігі болса, онда қалыпты жұлдыздан (екінші компонент) нейтронға заттың «тасымалдауы» жүреді. Масса критикалық мәннен асып кетуі мүмкін (M > 3×M⊙ ), онда жұлдыздың гравитациялық тұрақтылығы бұзылады, гравитациялық жиырылуына ештеңе қарсы тұра алмайды және оның гравитациялық радиусы астында «жапырақтар» кетеді.

r g = 2 × G × M/c 2 , (40)

қара тесікке айналады. Жоғарыда келтірілген r g формуласында: М – жұлдыздың массасы, с – жарық жылдамдығы, G – гравитациялық тұрақты.

Қара құрдым – гравитациялық өрісі бөлшек те, фотон да, кез келген материалдық дене де екінші ғарыштық жылдамдыққа жетіп, ғарыш кеңістігіне шыға алмайтындай үлкен объект.

Қара дыры - оның ішіндегі физикалық процестердің табиғатын әлі де теориялық сипаттау үшін қол жетімсіз деген мағынада ерекше нысан. Қара тесіктердің болуы теориялық пайымдаулардан туындайды, шын мәнінде олар глобулярлық кластерлердің, квазарлардың, алып галактикалардың орталық аймақтарында, соның ішінде біздің галактиканың орталығында орналасуы мүмкін.

ТАҚЫРЫП №5. ӘЛЕМ

Ұғымдар

Плазма, жұлдыз, қызыл алып, ақ ергежейлі, нейтрондық жұлдыз, «қара тесік», галактика, Метагалактика, «қызыл спектрлік ығысу», парсек, квазар.

Ғалымдар

Уильям Гершель, Роберт Джулиус Трамплер, Эдвин Хаббл, Альберт Эйнштейн, Весто Слифер, Кристиан Доплер, Георгий Антонович Гамов, Арно Пензиас, Роберт Вилсон.

Сұрақтар

1. Жұлдыздардың тууы және эволюциясы.

2. Галактикалар.

3. Кеңейіп жатқан Әлем моделі.

4. Үлкен жарылыс теориясы.

ЖҰЛДЫЗДАРДЫҢ тууы және эволюциясы

Жұлдыз - плазмалық шар

Аспанда елестету мүмкін емес сан жұлдыз бар сияқты. Шындығында, қарапайым көзбен, ең қараңғы түнде ең өткір көру арқылы сіз 3000 жұлдызды, ал екі жарты шарда - 6000-нан аспайтын жұлдыздарды көре аласыз.Жүздеген жылдар бойы бақылау барысында астрономдар миллионға жуық жұлдызды каталогқа түсірді. .

Жұлдыздың не екенін түсіну үшін заттың қандай күйлері бар екенін есте сақтау керек. Белгілі қатты, сұйық және газ тәрізді заттардан басқа, зат көптеген иондар болған кезде плазмалық күйде де болуы мүмкін. Ион - зарядталған атом. Егер атомның сыртқы қабатында электрондардың артық немесе жетіспеуі болса, ол сәйкесінше оң немесе теріс ионға айналады. Сонымен, ион - электрлік зарядталған атом. Егер газда иондардың едәуір бөлігі болса, оны плазма деп атайды.

Плазма - иондалған газ, яғни. оң иондар мен электрондар орта есеппен бір-бірін бейтараптандыратын газ.

Жұлдыз - бұл плазмалық шар.

Жұлдыздық энергия көздері

Миллиарддаған жылдар бойы жұлдыздар қоршаған ғарыш кеңістігіне орасан зор энергия бөледі. Қазіргі физика оның екі ықтимал көзін атайды - гравитациялық қысу және термоядролық реакциялар.

Жұлдыздарға тартылыс күші қалай әсер ететінін түсіну үшін, мысалы, қорғасын тақтасының бетінен H биіктікте ұстайтын қорғасын шарын елестетіңіз. Оған Жер жағынан тартылыс күші әсер етеді. Шардың энергиясы бар, оны физикада потенциал деп атайды, басқаша айтқанда, сақталады. белгілі формула бойынша мектеп курсыфизика, ол

мұндағы E p – потенциалдық энергия, m – шардың массасы, g – еркін түсу үдеуі. Дәлірек айтсақ, екі дененің – шар мен Жердің өзара энергиясының мәнін білдіреді. Егер допты қолымыздан босатсақ, ол құлай бастайды, пластинкаға дейінгі қашықтық азаяды, демек, оның потенциалдық энергиясы азаяды. Бірақ ол жылдамдықты көтереді, яғни ол өзінің кинетикалық энергиясын, басқаша айтқанда, қозғалыс энергиясын арттырады. Бұл жағдайда потенциалдық және кинетикалық энергияның қосындысы – «Жер-шар» жүйесінің толық механикалық энергиясы сақталады. Бұған механиканың ең маңызды заңы – толық механикалық энергияның сақталу заңы дәлел.

Доп пластинаға түскенде, ол жоғары ұшпайды, бірақ біршама тегістеледі. Бірақ жалпы механикалық энергия қайда кетті? Ол жоғалып кетпеді, бірақ энергияның басқа түріне - ішкі энергияға (кейде оны жылулық деп дәл емес) өтті. Доп та, қорғасынның соққан жері де аздап қызады. Осылайша, ауырлық күші доп пен табақты бір-біріне жақындатып, оларды қыздырды.

Жұлдыздардың дүниеге келуі

Ғарыш кеңістігінде шаң мен газдың үлкен бұлтын елестетейік, мысалы, одан бірнеше есе үлкен. күн жүйесі. Гравитациялық күштердің әсерінен шаң мен газ бөлшектері қалыңдап, қызады. Осыған ұқсас процесті Кант өзінің тұмандық гипотезасында сипаттаған. Бұлт миллиондаған жылдар бойы қалыңдап, қызуы мүмкін. Оның ішіндегі температура 10 миллион К деңгейіне жеткенде реакциялар басталады термоядролық синтез. Олардың ең көп тарағаны, сірә, гелий атомының ядроларының түзілуімен сутегі атомы ядроларының бірігу реакциясы. Оның басталуы жаңа жұлдыздың тууын білдіреді. Бұл жұлдыздардың пайда болуының үлгілерінің бірі. Осылайша, гравитациялық жиырылу термоядролық реакцияны «қосады».

Жұлдыздар эволюциясы

Гравитациялық жиырылу - жұлдыз эволюциясының бірінші кезеңі. Нәтижесінде жұлдыздың орталық бөлігі термоядролық синтез реакциясы басталғанға дейін шамамен 10 – 15 миллион К температураға дейін қызады. Ол іріктеумен бірге жүреді үлкен санэнергия.

Жас жұлдыздар бастапқы гравитациялық жиырылу сатысында. Олар бөлшектердің өзара әрекеттесуінің потенциалдық энергиясының ішкі энергияға айналуына байланысты жарқырайды.

Жұлдыздың эволюциясы екі күшті күштің қарама-қайшылығы болып табылады. Жұлдыздың әртүрлі аймақтарының өзара әрекеттесуінің гравитациялық күштері оны қысуға бейім, өйткені бұл тартымды күштер. Ішкі қысым бұл қысуды болдырмайды. Ол кем дегенде үш компоненттен тұрады. Біріншіден, бұл газдың қысымы. Мысалы, резеңке шарды қолыңызбен қыссаңыз, ішіндегі ауаның қысымын сезе аласыз. Екіншіден, жарықтың қысымы. (Күн сәулесінің құйрықты жұлдыздың құйрығына түсіретін қысымын еске түсіріңіз). Үшіншіден, термоядролық реакциялардың ұшатын фрагменттерінен туындайтын қысым. Ядролардың қосылуы кезінде олардан нейтрондар бөлінеді. Олардың ағындары да қысым жасайды. (Газдың қысымы қандай екенін еске түсіріңіз. Оның молекулалары ыдыстың қабырғаларымен соқтығысады. Олардың бірлескен әсері газдың қысымы). Термоядролық бомбаның жарылуы орасан зор жойқын күшке ие толқынды тудырады. Жұлдыздың ішінде секунд сайын термоядролық бомбалар жарылып тұрады. Бірақ олардың әрекетін құдіретті адамдар ұстайды гравитациялық күштер. Бір ғажабы, екі бірдей күштің дуэлі – жалпы ішкі қысым мен ауырлық – миллиардтаған жылдарға созылады.

қызыл алыптар

Біріктіру реакциясы Күннің орталық аймағында жүретіндіктен, сутегі гелийге айналғанда, онда үнемі өсіп келе жатқан гелий өзегі түзіледі. Термоядролық реакциялар жалғасуда, бірақ бұл ядроның бетіне жақын жұқа қабатта және бірте-бірте жұлдыздың шетіне қарай жылжиды. Қабық үлкен пропорцияларға дейін ісінеді, сыртқы температура төмендейді, ал жұлдыз қызыл алып сатысына өтеді - ол өмірінің соңғы кезеңіне кіреді. Жұлдыз заты жоғалып, жұлдызаралық кеңістікке лақтырылды. Небәрі он-жүз мың жыл ішінде қызыл алыптан тек орталық гелий өзегі ғана қалады.

Жұлдыз эволюциясының соңғы кезеңі

Материалдық әлемде мәңгілік ештеңе жоқ. Жұлдыздың ішіндегі сутегінің қоры қаншалықты көп болса да, бірақ ол шексіз емес. Бірнеше миллиард жылдан кейін барлық сутегі синтез реакциясы арқылы гелийге айналады.

Ақырында, барлық қалған сутегі гелийге айналады және термоядролық реакциялар тоқтайды. Содан кейін жұлдыздың ішкі қысымы айтарлықтай әлсірейді, өйткені ол енді күшті құрамдас бөлікті - термоядролық реакция кезінде бөлінетін бөлшектердің, ең алдымен нейтрондардың әсерін қамтымайды. Басқаша айтқанда, термоядролық бомбалардың жарылыстары жұлдыздың ішінде тоқтайды. Әрине, бұл ішкі қысымның төмендеуіне әкеледі.

Сонда қарсы күштердің бұрынғы тепе-теңдігі бұзылады. Гравитациялық күштер ішкі қысым күштерінен басым болады және бұл процесс қарлы шар тәрізді өседі. Түсінуді жеңілдету үшін бүкіләлемдік тартылыс заңына жүгінейік:

Біздің нақты жағдайымыз үшін F – жұлдызды қысатын қарама-қарсы аймақтар арасындағы әрекеттесу күші, G – гравитациялық тұрақты (ол өзгеріссіз), m – осы аймақтардағы зат массасы, R – осы аймақтар арасындағы қашықтық, және ол жұлдыздың диаметрінен аспайды. Ауырлық күштері жұлдызды қысатындықтан, бұл R шамасының төмендеуіне әкеледі. Бұл мән бөлгіште, ал бөлгіш азайған сайын бөлшек өседі, оның үстіне R екінші дәрежеде. Бөлшектерді көбейту, яғни. F күші жұлдызды одан да көп қысады, бұл оның R өлшемін азайтуға және сәйкесінше F күшінің ұлғаюына әкеледі және т.б. Бірнеше ондаған секундтың ішінде жұлдыздың өзегі қысылады. Бұл процесс гравитациялық коллапс деп аталады, бұл гравитациялық апатты білдіреді.

Жұлдыздың одан әрі тағдыры ең алдымен оның массасына байланысты. Ең ықтималы жұлдыздар эволюциясының соңғы кезеңінің үш нұсқасы – ақ карликтер, нейтрондық жұлдыздар және «қара тесіктер».

ақ ергежейлілер

Егер жұлдыздың массасы шамамен 1,4 күн массасы немесе одан аз болса, ол ақ ергежейлі деп аталатын күйге өтеді. Неліктен ақ? Өйткені жұлдыз өте жарық. Неге карлик? Өйткені жұлдыз күрт кішірейеді, демек, оның тығыздығы артады. Жер көлеміне дейін кішірейген Күнді елестетейік. Мұндай жұлдыздың тығыздығы судың тығыздығынан миллиардтаған есе артық болар еді. Ақ ергежейлі зат - өте тығыз иондалған газ. Ол атомдар ядроларынан және жеке электрондардан тұрады. Мұндай газ дегенеративті деп аталады.

Ақ ергежейлі баяу суытады. Оның қабығы біртіндеп ғарышқа лақтырылады. Жас ақ гномдар ақ нүктенің айналасындағы сақинаға ұқсайтын қабықтың қалдықтарымен қоршалған. Мұндай түзілімдерді планетарлық тұмандықтар деп атайды.

Ақ ергежейлілердің тереңдігінде термоядролық реакциялар жүрмейді. Олар жұлдызаралық ортадан сутегі енетін атмосферада ғана ағып кете алады. Ақ ергежейлілер үлкен қорлардың арқасында жарқырайды ішкі энергия. Олар жүздеген миллион жылдар бойы салқындайды. Ақ ергежейлі суыған кезде оның түсі ақтан сарыға, содан кейін қызылға өзгереді. Ақыры ол қара ергежейліге – өлі суық жұлдызға айналады.

Күннің тағдыры

Қазіргі уақытта біздің Күннің тереңдігінде сутекті гелийге айналдырудың ядролық реакциясы әлі де жүріп жатыр. Сарапшылардың пікірінше, оның гравитациялық күйреуі 5 миллиард жылдан ерте емес. Күн кеңейіп, қызыл алыпқа айналады. Оның сыртқы қабығы Меркурийдің немесе Венераның орбитасына жетеді. Жердегі мұхиттар буланып, күйген тау жыныстары Жердің өзінде қалады.

нейтрондық жұлдыздар

Егер гравитациялық күйреу күйіне жеткен жұлдыздың массасы Күннің массасынан 1,4 есе артық болса, онда ол нейтрондық жұлдызға айналады. Өте қарапайым түрде, гравитациялық күштердің соншалықты үлкен екенін елестетуге болады, олар теріс зарядталған электрондарды оң зарядталған протондарға «басып», нәтижесінде бейтарап бөлшектер - нейтрондар пайда болады. Сонымен, нейтрондық жұлдыз негізінен нейтрондардан тұрады. Сұрақ туындайды, қай жұлдыз тығызырақ, тығызырақ, ақ ергежейлі ме, әлде нейтрондық жұлдыз ма? Еске салайық, ақ ергежейде оң зарядталған протондар бар. Зарядталған бөлшектер бір-бірін тебеді. Сондықтан ақ ергежейлі сығымдау үшін гравитациялық күштер протондардың электрлік тебілуін жеңуі керек. Керісінше, нейтрондық жұлдыз нейтрондардан тұрады - оларда жоқ бөлшектер электр зарядыолардың арасында электрлік тебілу болмайды. Сондықтан гравитациялық күштер нейтрондық жұлдызды ақ ергежейліге қарағанда тығыз күйге дейін қысуға қабілетті. Нейтрондық жұлдыздың тығыздығы атом ядроларының тығыздығынан да жоғары – 10 15 г/см 3 . Оның температурасы шамамен 1 миллиард градус.

Қара тесіктер

Егер ыдырайтын жұлдыздың массасы, яғни. гравитациялық күйреу күйіндегі жұлдыз 2 - 3 күн массасынан асады, содан кейін ол «қара тесікке» айналады. Неліктен қара және неліктен тесік екенін білейік?

Жерде лақтырылған кез келген дене әрекетіне түседі ауырлық. Егер қандай да бір дене 7,9 км/с жылдамдыққа жетсе, онда ол Жердің жасанды серігіне айналады. Бұл жылдамдық бірінші ғарыштық жылдамдық деп аталады. Егер бұл мән асып кетсе, онда дене Жердің тартылыс шегінен шығып, одан алыстап кете алады. «Қара тесік» соншалықты күшті тартылыс күші бар, тіпті жарық жылдамдығы – 300 000 км/с оны жеңу үшін жеткіліксіз. «Қара тесік» жарқырамайды, сондықтан оны осылай атайды.

IN жалпы теорияСалыстырмалы гравитация кеңістіктің қисықтығымен түсіндіріледі. Ауырлық күші мен резеңке парағының ұқсастығын қарастырайық. Дененің, мысалы, шардың массасы неғұрлым көп болса, соғұрлым ол жасайтын резеңкедегі депрессия үлкен болады. Үлкен массасы бар шар соншалықты үлкен ойпат жасайды, ол шұңқырға немесе тесікке ұқсайды. Бейнелеп айтқанда, «қара тесік» ғарышта соншалықты терең шұңқыр жасайды, одан үлкен қашықтықтағы барлық заттар оған сіңеді.