يتكون عمر النجوم من عدة مراحل ، يمر خلالها النجوم اللامع لملايين ومليارات السنين بشكل مطرد من أجل النهاية الحتمية ، ويتحولون إلى ومضات ساطعة أو ثقوب سوداء قاتمة.

إن عمر أي نجم من أي نوع هو عملية طويلة ومعقدة بشكل لا يصدق ، مصحوبة بظواهر على نطاق كوني. من المستحيل ببساطة تتبع تنوعها ودراستها بشكل كامل ، حتى باستخدام ترسانة العلم الحديث بأكملها. ولكن على أساس تلك المعرفة الفريدة المتراكمة والمعالجة طوال فترة وجود علم الفلك الأرضي ، تصبح طبقات كاملة من المعلومات القيمة متاحة لنا. هذا يجعل من الممكن ربط تسلسل الحلقات من دورة حياة النجوم في نظريات متماسكة نسبيًا ونمذجة تطورها. ما هي هذه المراحل؟

لا تفوّت التطبيق التفاعلي المرئي ""!

الحلقة الأولى

يبدأ مسار حياة النجوم ، مثل جميع كائنات الكون الكبير والصغير ، منذ الولادة. ينشأ هذا الحدث من تكوين سحابة ضخمة بشكل لا يصدق ، تظهر داخلها الجزيئات الأولى ، لذلك يسمى التكوين الجزيئي. في بعض الأحيان يتم استخدام مصطلح آخر يكشف بشكل مباشر عن جوهر العملية - مهد النجوم.

فقط عندما يحدث في مثل هذه السحابة ، بسبب ظروف لا يمكن التغلب عليها ، انضغاط سريع للغاية للجسيمات المكونة لها بالكتلة ، أي انهيار الجاذبية ، يبدأ النجم المستقبلي في التكون. والسبب في ذلك هو زيادة طاقة الجاذبية ، والتي يضغط جزء منها على جزيئات الغاز وتسخن السحابة الأم. ثم تبدأ شفافية التكوين بالاختفاء تدريجياً ، مما يساهم في زيادة التسخين وزيادة الضغط في مركزه. الحلقة الأخيرة في طور النجم الأولي هي تراكم المادة التي تسقط على اللب ، حيث ينمو النجم الناشئ ويصبح مرئيًا بعد أن يزيل ضغط الضوء المنبعث حرفيًا كل الغبار إلى الأطراف.

اعثر على النجوم الأولية في سديم الجبار!

هذه الصورة البانورامية الضخمة لسديم الجبار مستمدة من الصور. هذا السديم هو أحد أكبر وأقرب مهود النجوم إلينا. حاول العثور على نجوم أولية في هذا السديم ، لأن دقة هذه الصورة البانورامية تتيح لك القيام بذلك.

الحلقة الثانية. النجوم الشباب

Fomalhaut ، صورة من كتالوج DSS. لا يزال هناك قرص كوكبي أولي حول هذا النجم.

المرحلة أو الدورة التالية من حياة النجم هي فترة طفولته الكونية ، والتي بدورها تنقسم إلى ثلاث مراحل: النجوم الصغيرة الصغيرة (<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.

الحلقة الثالثة. ذروة مسار حياة النجم

لقطة الشمس في خط ألفا H. نجمنا في أوج عطائه.

في منتصف حياتهم ، يمكن أن يكون للأجسام الكونية مجموعة متنوعة من الألوان والكتل والأبعاد. تتنوع لوحة الألوان من درجات اللون الأزرق إلى الأحمر ، ويمكن أن تكون كتلتها أقل بكثير من الشمس ، أو تتجاوزها بأكثر من ثلاثمائة مرة. يستمر التسلسل الرئيسي لدورة حياة النجوم حوالي عشرة مليارات سنة. بعد ذلك ، ينتهي الهيدروجين في قلب الجسم الكوني. تعتبر هذه اللحظة بمثابة انتقال حياة الكائن إلى المرحلة التالية. بسبب استنفاد موارد الهيدروجين في اللب ، تتوقف التفاعلات الحرارية النووية. ومع ذلك ، خلال فترة الانضغاط الذي بدأ حديثًا للنجم ، يبدأ الانهيار ، مما يؤدي إلى حدوث تفاعلات حرارية نووية بالفعل بمشاركة الهيليوم. تحفز هذه العملية توسع النجم ، وهو ببساطة أمر لا يصدق من حيث الحجم. والآن يعتبر عملاق أحمر.

الحلقة الرابعة نهاية وجود النجوم وموتها

النجوم القديمة ، مثل نظرائهم الصغار ، تنقسم إلى عدة أنواع: منخفضة الكتلة ، متوسطة الحجم ، فائقة الكتلة ، و. بالنسبة للأشياء ذات الكتلة الصغيرة ، لا يزال من المستحيل تحديد العمليات التي تحدث معهم في المراحل الأخيرة من الوجود بالضبط. يتم وصف كل هذه الظواهر افتراضيًا باستخدام المحاكاة الحاسوبية ، وليس بناءً على الملاحظات الدقيقة لها. بعد الاحتراق النهائي للكربون والأكسجين ، يزداد الغلاف الجوي للنجم ويفقد مكونه الغازي بسرعة. في نهاية مسارها التطوري ، يتم ضغط النجوم بشكل متكرر ، بينما تزيد كثافتها ، على العكس من ذلك ، بشكل كبير. يعتبر هذا النجم قزمًا أبيض. ثم ، في مرحلة حياته ، تتبع فترة العملاق الأحمر. آخر دورة حياة النجم هو تحوله ، كنتيجة لضغط قوي للغاية ، إلى نجم نيوتروني. ومع ذلك ، لا تصبح كل هذه الأجسام الكونية هكذا. بعضها ، غالبًا الأكبر من حيث المعلمات (أكثر من 20-30 كتلة شمسية) ، ينتقل إلى فئة الثقوب السوداء نتيجة الانهيار.

حقائق مثيرة للاهتمام من دورات حياة النجوم

واحدة من أكثر المعلومات غرابةً وروعةً من الحياة النجمية للكون هي أن الغالبية العظمى من النجوم في عالمنا هم في مرحلة الأقزام الحمراء. هذه الأجسام لها كتلة أقل بكثير من كتلة الشمس.

ومن المثير للاهتمام أيضًا أن الجذب المغناطيسي للنجوم النيوترونية أعلى بمليارات المرات من الإشعاع المماثل للجسم الأرضي.

تأثير الكتلة على نجم

حقيقة أخرى لا تقل إمتاعًا هي مدة وجود أكبر أنواع النجوم المعروفة. نظرًا لحقيقة أن كتلتها أكبر بمئات المرات من الكتلة الشمسية ، فإن إطلاقها للطاقة يكون أيضًا أكبر بعدة مرات ، وأحيانًا ملايين المرات. وبالتالي ، فإن عمرها الافتراضي أقصر بكثير. في بعض الحالات ، يتناسب وجودها مع بضعة ملايين من السنين فقط ، مقابل مليارات السنين من حياة النجوم ذات الكتلة الصغيرة.

حقيقة مثيرة للاهتمام هي أيضًا عكس الثقوب السوداء للأقزام البيضاء. يشار إلى أن الأول ينشأ من أكبر النجوم من حيث الكتلة ، والأخير ، على العكس من ذلك ، من الأصغر.

يوجد في الكون عدد هائل من الظواهر الفريدة التي يمكن التحدث عنها إلى ما لا نهاية ، لأن الكون قد تمت دراسته واستكشافه بشكل سيء للغاية. كل المعرفة البشرية عن النجوم ودورات حياتها ، التي يمتلكها العلم الحديث ، يتم الحصول عليها بشكل أساسي من الملاحظات والحسابات النظرية. تؤدي هذه الظواهر والأشياء التي لم يتم دراستها كثيرًا إلى العمل المستمر لآلاف الباحثين والعلماء: علماء الفلك والفيزياء والرياضيات والكيميائيين. بفضل عملهم المستمر ، تتراكم هذه المعرفة باستمرار وتستكمل وتتغير ، وبالتالي تصبح أكثر دقة وموثوقية وشمولية.

تطور النجوم- تغير بمرور الوقت المادي. المعلمات والخصائص المرصودة للنجوم نتيجة لذلك. التفاعلات النووية والطاقة وفقدان الكتلة. بالنسبة للنجوم في الأنظمة الثنائية القريبة من الكائنات ، يلعب تبادل المادة بين الرفاق دورًا. لتطور مثل هذه النجوم ، انظر الفن. إغلاق النجوم الثنائية.

الأساسية الخصائص التي يمكن ملاحظتها للنجم هي اللمعان L.(بمسافة معروفة) ودرجة الحرارة G ، سطح النجم ، يتحددان بتوزيع الطاقة في الطيف. تقريبًا تي اسيساوي درجة الحرارة الفعالة T e. إي ح. ممثلة كخط (مسار) على المستوى lg إل، lg T e (أي ، on هيرتزبرونج - مخطط ريسيل، GRD).

مقدمة

تولد النجوم من سحب كثيفة بين النجوم ، تتطور فيها السحب الحرارية والديناميكية المائية. عدم الاستقرار (انظر تشكيل النجوم). نتيجة عدم الاستقرار هذه هي الديناميكا المائية. انهيار جزء من السحابة ، منتهيًا بتكوين جسم مرتبط بالجاذبية - نجم أولي. الانهيار متفاوت. يؤدي الضغط السريع للمركز ، إلى تكوين قلب توازن هيدروستاتيكي مع كتلة (للكتلة الإجمالية للسحابة المنهارة ، كتلة الشمس) ، ثم يتبع مرحلة طويلة التراكمعليها بقية السحابة (القشرة). وقت تكوين النجم الأولي من بداية الانهيار هو 10-10 6 سنوات. تألق النجوم الأولية بسبب إطلاق الجاذبية. طاقة الضغط. يتم أيضًا تقديم مساهمة معينة في اللمعان من خلال المشاركة
، والتي تشكلت أعداد صغيرة منها في مراحل مبكرة جدًا من تطور الكون (انظر الشكل. التركيب النوويمع زيادة الكتلة وضغط مركز temp-pa. مناطق نواة النجم الأولي تنمو. عندما تصل إلى قيم ~ 10 7 كلفن (وهو أمر ممكن بالنسبة للنجوم التي تتجاوز كتلتها ، يبدأ احتراق الهيدروجين (تفاعلات الاندماج لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم). يتم تعويض فقد الطاقة للإشعاع بالطاقة المنبعثة أثناء احتراق الهيدروجين. النجم يدخل التسلسل الرئيسي (MS) GRD لمزيد من المعلومات حول المرحلة الأولية لـ E.Z. ، راجع Art. النجوم.
يكون تكوين النجوم مصحوبًا بتدفق مادة الغلاف الخارجي ، بحيث تكون كتلة النجم على MS أقل من البداية. كتلة السحابة المنهارة. تظهر الملاحظات أنه في مرحلة النجم الأولي ، يكون معدل فقدان الكتلة في النجوم هو c (نجوم T Tauri). خلال وقت الوصول إلى الممارس العام (من 6 * 10 6 سنوات ل تصل إلى 2 10 7 سنوات ل ستنخفض كتلة النجم بزيادة لمعان النجوم بسرعة مع زيادة الكتلة (انظر الشكل. وزن - الاعتماد على اللمعان). في النجوم مع يتضح أن اللمعان في مرحلة التراكم مرتفع جدًا لدرجة أنه يتسبب في تدفق قوي للمادة ، وولادة كتلة النجم متبين أنه أقل بكثير. الجماهير م 0سحابة الانهيار: لـ

النجم الذي يشع من خلال إطلاق الطاقة النووية يتطور ببطء مع تغير كيمياءه. تعبير. نائب. يقضي النجم وقتًا في المسرح عندما يكون مركزه في مركزه. المنطقة تحرق الهيدروجين. هذه المرحلة تسمى GP على GRD. تقع غالبية النجوم المرصودة بالقرب من MS. ترتبط المدة الطويلة لهذه المرحلة ، أولاً ، بحقيقة أن الهيدروجين هو الوقود النووي الأكثر ارتفاعًا في السعرات الحرارية. عندما تتكون نواة هيليوم واحدة (جسيم ألفا) من 4 نوى هيدروجين ، يتم إطلاق 12 درجة مئوية فقط من 3 جسيمات ألفا ، أي أن إطلاق الطاقة لكل وحدة كتلة أقل بعشر مرات. ثانيًا ، تصدر النجوم الموجودة على MS إشعاعًا أقل بكثير مما كانت عليه في المراحل اللاحقة من التطور ، ونتيجة لذلك ، اتضح أن العمر على MS أطول بمرتين إلى ثلاث مرات من وقت التطور اللاحق بأكمله. وفقًا لذلك ، يتجاوز عدد النجوم على MS بشكل كبير عدد النجوم الأكثر إشراقًا.

بعد احتراق الهيدروجين في مركز النجم وتكوين قلب الهيليوم ، يتوقف إطلاق الطاقة النووية فيه ويبدأ اللب في الانكماش بشكل مكثف. يستمر الهيدروجين في الاحتراق في قشرة رقيقة تحيط بنواة الهليوم (ما يسمى بمصدر الطبقة). في نفس الوقت ، تتوسع القشرة ، ويزداد لمعان النجم ، وتنخفض درجة حرارة السطح ، ويصبح النجم عملاقًا أحمر (في حالة النجوم الأقل كتلة) أو عملاقًا كبيرًا (أحمر أو أصفر) في حالة وجود المزيد. النجوم الضخمة (انظر الشكل. العمالقة الحمراء والعملاقون). يتم تحديد عملية التطور اللاحق بشكل أساسي بواسطة كتلة النجم م.

في النجوم ، ينتهي الاحتراق النووي بعد تكوين الكربون (12 درجة مئوية) بمزيج من اللب النجمي الأكسجين بكتلة تقريبية. 1. بعد إعادة ضبط الغلاف المحيط بهذا اللب بالكامل ، يتحول إلى نجم "ميت" - قزم ابيض.
نجوم ضخمة تخضع للتطور. مسار الاحتراق حتى تكوين قلب نجمي من العنصر الأكثر استقرارًا (أقصى طاقة ربط لكل نواة) 56 Fe. في مثل هذه النواة ، يكون إطلاق الطاقة النووية أمرًا مستحيلًا ، ولا تعوض الزيادة في الضغط عن الزيادة في قوى الجاذبية أثناء النمو والبطء شبه الساكن. يتم استبدال الضغط بانهيار سريع - هناك فقدان للديناميكا المائية. الاستقرار والانفجار سوبرنوفا. مع الانضغاط السريع إلى كثافة r ، بالقرب من كثافة المادة في نواة الذرة ، يتم إطلاق عدد كبير من الجاذبية. الطاقة - مرات أكثر مما كانت عليه خلال فترة التطور النووي بأكملها ، والتي استمرت عشرات الملايين من السنين. يتم نقل الغالبية العظمى من هذه الطاقة بواسطة النيوترينوات. بعد انفجار وإخراج القذيفة ، تتشكل بقايا في الشكل النجم النيوتروني- النوع الثاني من النجوم "الميتة".
في النجوم ذات الكتلة المتوسطة ، يتشكل قلب متحلل من الكربون والأكسجين ، تكون كتلته كبيرة جدًا لدرجة أنه لم يعد من الممكن أن يتواجد في شكل قزم أبيض ، ولكنه يستمر في الانكماش حتى تؤدي زيادة درجة الحرارة والكثافة إلى سرعة حدوثه. (متفجر) احتراق الكربون (وميض الكربون) والتوسع الكامل للنجم بأكمله. لوحظ هذا التوسع أيضًا على أنه انفجار مستعر أعظم ، ولم يتبق منه أي بقايا.

أخيرًا ، بالنسبة للنجوم الأكثر ضخامة ، قد لا يتوقف الانهيار عند مرحلة النجم النيوتروني ، ولكنه يستمر أكثر ، مكونًا جسمًا نسبيًا - ثقب أسود. مشاهدة. لم تُعرف بعد مظاهر عملية تكوين الثقب الأسود. من الممكن أن تكون الزيادة في اللمعان هنا ضئيلة للغاية بحيث يصعب اكتشاف مثل هذا الانهيار (انهيار "صامت"). ومع ذلك ، حتى في هذه الحالة ، يجب أن يكون الانهيار مصحوبًا بانفجار قوي من إشعاع النيوترينو ، كما هو الحال تقريبًا أثناء تكوين نجم نيوتروني ، بالإضافة إلى أن النجم الذي كان موجودًا قبل بدء الانهيار سيختفي (ينطفئ).

في جميع أنحاء تقريبا بأكمله تطور النجوممستقر فيما يتعلق بالتحلل. أنواع الاضطرابات. نائب. هناك نوعان مهمان من الاضطرابات: الهيدروديناميكية والحرارية. هيدرودينامي ترتبط الاضطرابات باضطرابات عشوائية في كثافة وحجم النجم. يتم ضمان الاستقرار فيما يتعلق بهذه الاضطرابات من خلال حقيقة أنه أثناء ضغط (تمدد) قوة الضغط صترتفع (تنخفض) أسرع من الجاذبية. يؤدي هذا إلى حقيقة أنه أثناء الضغط أو التمدد العشوائي ، تنشأ قوة تعيد النجم إلى حالة توازنه. يحدث التغيير في الضغط أثناء العمليات السريعة بشكل ثابت تقريبًا ، لذلك يتم تحديد الاستقرار بواسطة الأس ثابت الحرارة ، والذي يجب أن يكون أكبر من 4/3 ( س- عود. غير قادر علي؛ انظر الفن. انهيار الجاذبية). نظرًا لأن ضغط المادة في النجم يتحدد بخليط الغاز المثالي مع الإشعاع ، وكقاعدة عامة ، فإن النجوم مستقرة ديناميكيًا. مثال على نجم غير مستقر هو سوبر نوفا ذو قلب حديدي ، حيث تكون الزيادة في الضغط أثناء الانضغاط غير كافية. هذا يعني أن جزءًا من الطاقة يتم إنفاقه على التفكك الضوئي للحديد مع تكوين النيوترونات والبروتونات وجزيئات ألفا ، وينخفض ​​g بشكل كبير ويمكن أن يقترب من الوحدة.

يتم توفير الاستقرار فيما يتعلق بالاضطرابات الحرارية من خلال السعة الحرارية السلبية للنجم. نفي يمكن تفسير السعة الحرارية على أساس النظرية الفيروسية. كما هو مطبق على النجوم ، والتي تم وصفها بواسطة معادلة حالة مع أس ثابت ثابت يساوي 5/3 ، تقول هذه النظرية أنه في حالة التوازن ، تكون الطاقة الحرارية للنجم نصف القيمة المطلقة. حجم جاذبيتها. الطاقة (السالبة) ، أي الطاقة الكلية للنجم سالبة وتساوي نصف طاقة الجاذبية.

أي إطلاق عشوائي للطاقة يزيد من الطاقة الكلية للنجم ، أي يقلل من القيمة المطلقة لها. بحجم. لذلك ، في وضع التوازن الجديد ، يجب أن يتمدد النجم من أجل تقليل القيمة المطلقة. مقدار قيمة الجاذبية. طاقة. وفقًا لهذا ، ستنخفض قيمة الطاقة الحرارية للنجم (وبالتالي درجة الحرارة) في الحالة الجديدة ، لأنها نصف القيمة المطلقة. قيم الجاذبية. طاقة. وهكذا فإن إطلاق الطاقة يؤدي إلى انخفاض في درجة الحرارة وهو ما يسمى. نفي السعة الحرارية. عندما نفى. السعة الحرارية ، فإن الإطلاق العشوائي للحرارة سيقلل من درجة الحرارة ، وبالتالي يقلل من إطلاق الحرارة في التفاعلات النووية ، والتي ينخفض ​​معدلها بسرعة مع انخفاض درجة الحرارة. على العكس من ذلك ، سيتم تعويض الفقد العشوائي للطاقة عن طريق الضغط وزيادة معدل إطلاق الحرارة.

على بعض الحرجة المراحل ، تصبح السعة الحرارية للنجم موجبة. ثم يتطور عدم الاستقرار الحراري ويحدث وميض حراري. Naib ، آلية تطوير عدم الاستقرار الحراري واضحة في وجود نواة متدهورة ، حيث الضغط و int. طاقة المادة عمليا مستقلة عن درجة الحرارة. في هذه الحالة يؤدي إطلاق الحرارة إلى زيادة درجة الحرارة مما لا يؤثر على زيادة الضغط وبالتالي لا يصاحب ذلك تمدد. نظرًا لأن معدل التفاعلات النووية يزداد بسرعة مع زيادة درجة الحرارة ، يحدث إطلاق متسارع ذاتي للطاقة النووية ووميض حراري (انفجار نووي).

تسير العمليات التي تحدد E. يميز الوقت معدل التغيير في معلمات النجم عندما تتحرك المادة بسرعات مماثلة لسرعة الصوت ش الصوت. من حيث الحجم حيث صهو الحجم المميز للنجم. لنجم التوازن هيدرودينامي وقت ترتيب وقت السقوط الحر:
يحدد الوقت الحراري معدل تبريد أو تسخين النجم. عند التبريد في حالة عدم وجود احتراق نووي ، لأن احتياطي الطاقة يكون بترتيب الجاذبية. طاقة النجم في هذه الحالة ر ذكثيرا ما تسمى توقيت كيلفن هيلمهولتز. في حالة الاحتراق النووي السريع بغياب الهيدروديناميك. الحركات ، عندما وقت التسخين ، أين معدل إطلاق الطاقة ، و السيرة الذاتية- السعة الحرارية في العمود ، الحجم.

يحدد الوقت النووي معدل تغير المادة الكيميائية. التكوين (تركيزات العناصر) أثناء الاحتراق النووي. عادة ما يستخدم التركيز (المحتوى) بالوزن X ط- جزء كتلة وحدة الحجم المنسوبة إلى عنصر معين أنا. يعتمد الوقت النووي بشكل حاد جدًا (أسيًا) على درجة الحرارة. في النجوم العادية ، حيث يتم الحفاظ على الهيدروستاتيكي. التوازن ، هذه المرة ، كقاعدة عامة ، أطول بكثير من الأوقات المميزة الأخرى. بالنسبة للاحتراق النووي السريع ، يرتبط t n بالزمن الحراري:

أين ف- محتوى السعرات الحرارية في الوقود النووي (الطاقة المنبعثة أثناء احتراق كتلة وحدة من الوقود
طوال فترة E. z بالكامل تقريبًا - من مرحلة النجم الشاب المتعاقد إلى المراحل اللاحقة - يكون الوقت ضئيلًا. من جميع الأوقات المميزة. فقط في ما قبل المستعرات الأعظمية ، حيث يحدث التوازن النووي (التوازن فيما يتعلق بتفاعلات التفاعل القوية) ، يكون الوقت هو الأقصر. عادة ، يحافظ النجم على توازن تقريبي للعمليات السريعة نسبيًا (على سبيل المثال ، التوازن الهيدروستاتيكي) ، ويتم تحديد وقت التطور بواسطة إحدى العمليات البطيئة.

في مرحلة الجاذبية ضغط وعدم المساواة النجم في هيدروستاتيكي. التوازن ، يتم تحديد التطور من خلال فقدان الطاقة (مع وقت مميز ، لا تحدث التفاعلات النووية الرئيسية عمليًا.

على MS ، يستمر هذا التفاوت ، ولكن يتم تحديد التطور من خلال التفاعلات النووية ويحدث الهيدروستاتيكي. والتوازن الحراري.
بعد تكوين قلب الهليوم ، وضغط المناطق المركزية وتمدد الغلاف ، يزداد معدل التفاعلات النووية في مركز النجم بدرجة كبيرة لدرجة أن نيصبح النظام تحدث الانحرافات عن التوازن الحراري في الغلاف الضخم حول قلب الهيليوم. هيدرودينامي الوقت لا يزال ضئيلا ، و هيدروستاتيكي. لا ينزعج توازن النجم.

مع وجود وميض في قلب الكربون والأكسجين ، مما يؤدي إلى التمدد الكامل للنجم ، يتضح أن كلاهما أقل بكثير من t ح، مما يؤدي إلى انتهاك الهيدروستاتيكي. التوازن والانفجار.

في نوى presupernovae الهائل ، حيث يحدث التوازن النووي ، قيمة E.z. يتحدد بمعدل فقدان الطاقة ، كما هو الحال في النجوم الشابة المتعاقد عليها. ينتهي بفقدان الديناميكية المائية. الاستقرار والانهيار السريع. هيدرودينامي عدم الاستقرار لا يرتبط بالتغيير معتغيير في بنية حالة توازن النجم. يرتبط تطور عدم الاستقرار الحراري بانخفاض سريع وينتهي بانفجار عندما تصبح هذه الأوقات أقصر

لذلك ، إذا استبعدنا عدة حرج لحظات ، النجوم في كتلتها مستقرة عالميًا فيما يتعلق بالميكانيكية. والاضطرابات الحرارية. مجموعة متنوعة من خواص مادة النجوم ولا سيما وجود مناطق متغيرة. تؤدي طبقات الاحتراق الرقيقة والأصداف الممتدة إلى تطور عدم الاستقرار المحلي ، والذي لا يؤدي إلى تدمير النجم ، حيث يتم تثبيتها عادةً بالتأثيرات غير الخطية عند الوصول إلى السعات المحدودة للاضطرابات. وجود أنواع معينة النجوم المتغيرةالمرتبطة بتطور عدم الاستقرار المحلي.

الأساسية العامل الذي يحدد توزيع درجة الحرارة في النجم هو معدل فقدان الطاقة (اللمعان) الذي يعتمد عليه العتامةالداخلية النجمية. السرعة E. z. بدون مصادر الطاقة يتحدد باحتياطيات الحرارة والجاذبية. معدل الطاقة والتبريد ، و "تشغيل" التفاعلات النووية يعادل زيادة احتياطيات الطاقة الحرارية وانخفاض معدل التطور. فكتش. يتم تحديد لمعان النجم من خلال هيكله ولا يعتمد على معدل التفاعلات النووية. ضع في اعتبارك ، على سبيل المثال ، الانتقال من مرحلة الجاذبية الضغط إلى مرحلة GP للنجم مع إذا كان النجم يشع فقط بسبب مخزون الجاذبية. الطاقة ، ثم الوقت المميز من حياتها (وقت E. مع انبعاث الطاقة وضغطها ، تزداد درجة الحرارة في مركز النجم ويزداد إطلاق الحرارة النووية حتى يوازن فقدان الإشعاع (اللمعان). ابتداء من هذه اللحظة ، الجاذبية يتوقف الضغط والنجم "يتجمد" على MS حتى يحترق الهيدروجين ويتكون قلب الهيليوم. بالنسبة لمثل هذا النجم ، بسبب احتراق الهيدروجين ، يزداد العمر الافتراضي بمقدار ثلاث مرات تقريبًا من حيث الحجم ، لتصل إلى حوالي 10 10 سنوات. وبالمثل ، فإن حرق الوقود النووي التالي "يجمد" النجم في دولة أخرى. نقطة (على تنمية الموارد البشرية). حيث يحدث "تجميد" النجم ، يحدد اعتماد معدل التفاعلات النووية لوقود معين على درجة الحرارة. كلما زاد حجم قلب الوقود ، زادت درجة الحرارة المطلوبة لتوفير معدل إطلاق حرارة معين (بسبب زيادة الارتفاع حاجز كولوم للنواةالوقود). ومع ذلك ، مع زيادة درجة الحرارة والكثافة ، يزداد أيضًا لمعان النجم ، وهو وظيفة حالة. لذلك ، حيث تطور وتشكيل المزيد والمزيد من العناصر الثقيلة في المركز. ينمو اللمعان بشكل رتيب تقريبًا في النواة.

في درجات الحرارة المرتفعة ، تلعب خسائر النيوترينو دورًا متزايد الأهمية في تبريد النجم. في المراحل اللاحقة ، تكون خسائر النيوترينو أعلى بعدة مرات من الخسائر بسبب انبعاث الفوتون ، وبالتالي تسريع E.Z.

معادلات تطور النجوم

عادة (لتبسيط العمليات الحسابية) يعتبر النجم غير دوار ومتماثل كرويًا. في عملية تطور كتلة النجم في حالة هيدروستاتيكية. التوازن الذي تحدده المعادلة

أين الكتلة الموجودة داخل نصف القطر ص,

الكثافة والضغط يحددها مستوى الدولة

هنا المصطلح الأول هو ضغط الغاز ، والثاني هو الإشعاع ، وثابت الغاز ، أهو ثابت كثافة الإشعاع.بالنسبة للنجوم التي لها كتلة على GP ، تلعب تصحيحات معادلة الحالة المرتبطة بالطبيعة غير المثالية للمادة الدور. يتم تحديد توزيع درجة الحرارة حسب مستوى الطاقة

(ه-داخلي الطاقة لكل وحدة كتلة ، - معدل فقدان الطاقة لكل وحدة كتلة من المادة بسبب إشعاع النيوترينو) ، معادلات نقل الحرارة

في المنطقة توازن متألق(ك - عتامة) ،

في منطقة الحمل الحراريو

في قلب الحمل مع آخر. غير قادر علي س. تدفق الطاقة بالحمل إف سيفي الغلاف وفقًا لنظرية مسار الاختلاط التقريبي (انظر الشكل. عدم استقرار الحمل).

يتم حل معادلات التوازن لظروف الحدود في المركز ( ص = 0, L = 0 في ر = 0) وعلى المستوى فوتوسفير، أين سمك بصري

في م = م. تصبح الحالة الأخيرة أكثر تعقيدًا بالنسبة للنجوم في مرحلة العمالقة والعمالقة الحمراء ، عندما يكون للنجم قشرة ممتدة ذات كثافة منخفضة وإضاءة عالية.

في عملية الاحتراق النووي ، تغير بطيء في الكيمياء. تكوين النجم ، ونتيجة لذلك ، يتغير في جميع معالمه. الأساسية ur-niami يصف تطور المادة الكيميائية. التكوين هي:

هنا: ر ص ، مأ ،و م 12C - كتل البروتون والجسيم والكربون ومحتويات (بالكتلة) من الهيدروجين والهيليوم ومعدل إطلاق الطاقة والطاقة. الناتج عن السلاسل المقابلة للتفاعلات النووية (انظر أدناه). عند حساب المراحل المتأخرة من تطور النجوم الضخمة ، يؤخذ احتراق العناصر الأثقل في الاعتبار. النجوم ذات الكتلة الأقل لها مركز ، سرب مؤقت

تي اسأقل من 1.5-10 7 كلفن رئيسي. ردود الفعل هي مصدر الطاقة النووية دورة الهيدروجين(ص-دورة). عند الكتل الكبيرة وفي الوسط ، درجة حرارة النجوم ، يحترق الهيدروجين في الغالب. في دورة الكربون النيتروجين(دورة CNO). cp. كمية الطاقة المنبعثة أثناء اندماج نواة واحدة 4 He (ناقص الطاقة التي تحملها النيوترينوات): في دورة pp 26.2 MeV ، وفي دورة CNO MeV. معدلات إطلاق الطاقة المقابلة:

(T9- temp-pa بالمليار كلفن ، r بوحدة جرام / سم 3). يرتبط ظهور نواة الحمل الحراري في نجوم النوم في مرض التصلب العصبي المتعدد بالانتقال من دورة PP- إلى دورة CNO ، والتي لها اعتماد أكثر حدة على معدل الاحتراق على درجة الحرارة. يتم حرق الهيليوم في ما يسمى ب. للتفاعلات - تفاعلات الاندماج لثلاث نوى:

يترافق رد الفعل برد الفعل الذي يتوافق مع

إن إطلاق الحرارة أثناء تكوين نواة واحدة 12 درجة مئوية و 16 درجة مئوية ، على التوالي ، يساوي
بناء نموذج نجمي (انظر أيضا النمذجة النجمية)في هذه اللحظة يتطلب معرفة حالته في الخطوة الزمنية السابقة للنموذج العددي تين -1لإيجاد معدل إطلاق الجاذبية. طاقة

وتعريفات علم الكيمياء. تعبير

أين هي الأجزاء الصحيحة من المعادلات (7) ، إلى جانب مخطط الخطوة الزمنية الصريح أعلاه ، يتم استخدام مخطط ضمني عندما F i، P /ص 2 محسوبة في الوقت الراهن ر نأو تمثل مجموعة خطية من القيم المأخوذة في لحظات حل نظام الفروق العادية. المعادلات (1) - (6) معقدة بسبب وجود نقاط مفردة في مركز النجمة ، وبالتالي ، يتم تنفيذ التكامل باتجاه المركز ومن السطح بغرز في c-l. نقطة وسيطة [طريقة M. Schwarzschild]. من شروط الخياطة ، تم العثور على المركز ، قيم r مع ، تيمع و أيضا إلو تي ه. دكتور. الحل هو تقسيم النجمة إلى نكروي طبقات واستبدال الفوارق. المعادلات التفاضلية [طريقة Henyi (L. Nepueu)]. الطريقة الأخيرة تتكيف بشكل أفضل مع استخدام أجهزة الكمبيوتر. لبناء هيدروستاتيكي تستخدم النماذج أيضًا طريقة تعتمد على حل الهيدروديناميكي. المعادلات غير الثابتة مع اللزوجة.

التطور النووي للنجوم

الحسابات E. h. يتم عرضها كمسارات على محرك الأقراص الثابتة. كما لوحظ بالفعل ب. يتم إنفاق ساعات من عمر النجم على MS.
عمر مثل هذا النجم على MS (النقطة لكنفي التين. 1) حسنًا. 10 10 سنوات وهيكلها مشابه للهيكل الشمس. خلال هذه المرحلة ، في الوسط ، مناطق النجم ، "يحترق" الهيدروجين في شكل هيليوم. عندما تصل كتلة نواة الهليوم إلى حوالي 10٪ من كتلة النجم ، يصبح الخروج من MS ملحوظًا (نقطة في). زيادة طفيفة في لمعان المنطقة ABيرتبط بانخفاض العتامة بسبب انخفاض عدد الإلكترونات أثناء تخليق الهيليوم من الهيدروجين. بعد احتراق الهيدروجين في مركز النجم وتكوين قلب الهيليوم ، لا يمكن تعويض إزالة الطاقة منه إلا عن طريق الطاقة المنبعثة أثناء الانضغاط. يؤدي هذا إلى ضغط وتسخين الغلاف الذي يحتفظ بالهيدروجين ، والذي يشتعل في طبقة رقيقة تحيط بنواة الهيليوم (مصدر الطبقة).

تخرج الطاقة المنبعثة أثناء ضغط نواة الهليوم وفي مصدر طبقة الهيدروجين. جزئيًا ، يتم امتصاصه بواسطة غلاف الهيدروجين ، وتنتفخ الحواف تدريجياً ، مما يقلل من التأثير. temp-py في مرحلة ما بعد اللمعان (القسم قبل الميلاد).

مع توسع القشرة ونمو كتلة نواة الهليوم ، يبدأ عاملان في لعب دور حاسم في سلوك النجم: الحمل الحراري يتطور في الغلاف والانحطاط الذي ينشأ في اللب. يساهم تمدد الغلاف وانخفاض درجة الحرارة فيه في تمدد السطح الخارجي. منطقة الحمل الحراري ، التي كان النجم موجودًا على MS. يؤدي تطور الحمل الحراري إلى تحسين إزالة الحرارة ، وذلك بفضل السلبية. تتسبب السعة الحرارية للنجم في انضغاطه وزيادة درجة الحرارة وإطلاق الحرارة واللمعان. تساهم زيادة اللمعان في زيادة تدرج درجة الحرارة المشعة ، مما يعزز الحمل الحراري. ل. تحدث ردود فعل إيجابية ويلتقط الحمل الحراري ، بالتالي ، جزءًا من كتلة النجم ، يقترب من مصدر الطبقة. ينمو اللمعان ، ويتحرك النجم على GRD من النقطة معالى حد، الى درجة د(منطقة العمالقة الحمراء).

كما يتحرك النجم نحو النقطة دهناك احتراق متسارع للهيدروجين ، الكتلة متساوية الحرارة. يزداد نواة الهيليوم ، مما يؤدي ، في حالة التوازن ، إلى زيادة كثافته. نظرًا لأن درجة حرارة النواة قريبة من درجة حرارة مصدر طبقة الهيدروجين وتزداد قليلاً ، فإن الزيادة في الكثافة تؤدي إلى انحطاط النواة. يتوقف الضغط الموجود فيه عمليا عن الاعتماد على درجة الحرارة. في ظل هذه الظروف ، فإن الزيادة الطفيفة في درجة حرارة النواة المرتبطة باشتعال الهيليوم ليس لها أي تأثير تقريبًا على الضغط ، حيث يكتسب النجم سعة حرارية موجبة ، مما يؤدي إلى زيادة حادة في معدل احتراق الهيليوم ( فلاش الهيليوم). في الواقع ، في حين أن إطلاق الطاقة أثناء احتراق الهليوم صغير ، يقع النجم على HRD بالقرب من النقطة دويؤدي نمو درجة الحرارة والكثافة إلى زيادة إطلاق الطاقة مما يؤدي بدوره إلى زيادة درجة الحرارة. تحدث ردود فعل إيجابية ، مما يؤدي إلى وميض الهيليوم الحراري في اللب. يستمر تطور الفاشية حتى تزيل الزيادة في درجة الحرارة الانحطاط في اللب ، ويكتسب النجم سلبيًا "طبيعيًا". ستستمر السعة الحرارية والمزيد من الاحتراق للهيليوم بهدوء في نواة غير متحللة. من سمات وميض الهيليوم أنه مخفي في أعماق النجم وخارجها. مظاهره شبه غائبة. بعد تكوين نواة غير متحللة ، ينزل النجم من النقطة دويستدير لليسار نحو الخط إي أف(الفرع الأفقي للعمالقة) ، حيث يتحول الهيليوم في اللب إلى الكربون. يصبح قلب الكربون المتشكل حديثًا متدهورًا ، ويؤدي اشتعال الهيليوم في مصدر طبقة وتشكيل طبقة من طبقتين حرق الهيليوم والهيدروجين إلى تطور الحمل الحراري في الغلاف ، ويتكرر نفس نمط التطوير مرة أخرى ، مع نجم يعود على نفس الخط تقريبًا إلى النقطة د.

على عكس مصادر طبقات الهيدروجين ، حيث يستمر الاحتراق بهدوء ، فإن مصادر طبقات الهيليوم غير مستقرة فيما يتعلق بتطوير وميض حراري. ترتبط طبيعة هذا التوهج ، وكذلك التوهج في قلب الهيليوم ، بالإيجابي. السعة الحرارية مما يؤدي إلى ردود فعل إيجابية. ومع ذلك ، في الطبقة ، لا ترجع السعة الحرارية إلى الانحلال (لا يتدهور الهيليوم هنا) ، ولكن بسبب هندسة منطقة الاحتراق (الطبقة الرقيقة) والزيادة السريعة في معدل إطلاق الطاقة مع زيادة درجة الحرارة أثناء احتراق الهيليوم . آلية عدم استقرار الاحتراق الطبقي ليست واضحة كما في حالة التوهج في نواة متدهورة ، وتتطلب حسابات مفصلة لإثبات ذلك.

T. س ، في حي نقطة دهناك نجوم هادئة بها نوى هيليوم ونجوم مشتعلة بها نوى كربونية. تساهم التوهجات في تدفق المادة إلى الخارج ، لذا مع نمو نواة الكربون ، تنخفض الكتلة الكلية للنجم. بعد عدة مئات من التوهجات (رقم تقريبي ، حيث لم يتمكن أحد من حساب الكثير من التوهجات باستمرار) ، نتيجة التدفق السريع للمادة ونمو النواة ، الكتلة فوق الهيليوم-الهيدروجين إف. temp-ry و. ومن هنا جاءت حركة النجمة إلى اليسار. بعد استنفاد الوقود في مصادر الطبقة (النقطة G) ، يتم الحفاظ على اللمعان فقط بسبب السعة الحرارية للنواة ، والتي تبرد بسرعة ، يتحرك النجم أسفل GRD ويتحول إلى قزم أبيض (نقطة ح). في هذه المرحلة ، النجم على وشك الانتهاء من التبريد. تشير الملاحظات إلى أن تدفق المادة بالقرب من النقطة ديحدث بشكل غير متساو ، مما يعني أن جزءًا من الكتلة يتم التخلص منه مباشرة قبل بدء حركة النجم إلى اليسار ، مكونًا السديم الكوكبي.

نجوم مع. بالنسبة للنجوم التي لها عمر على MS ، فهو يتجاوز الكوسمولوجي. الوقت (2 * 10 10 سنوات) ، وجميعهم إما على MS أو يتجهون نحوه. في النجوم ، يصاحب احتراق الهيدروجين زيادة في الكثافة في مركز النجم واقتراب اللب إلى حالة متدهورة. في تشكل قلب الهيليوم بعد احتراق الهيدروجين يتدهور ، وتتضخم القشرة بشدة ، مما يؤدي إلى زيادة اللمعان وانخفاض درجة حرارة السطح (الشكل 2). يصبح النجم عملاق أحمر. النواة المتدهورة غير مستقرة فيما يتعلق بوميض الهيليوم. يؤدي وميض الهيليوم في القلب إلى توسعها وإزالة الانحطاط ؛ في هذه الحالة ، لا يزيد عن 1٪ من حروق الهيليوم.

أرز. 2. المسارات التطورية للنجوم [مع التركيب الكيميائي الأولي Xz(وفرة العناصر الأثقل من الهليوم) - = 0.03] من التسلسل الرئيسي إلى وميض الهيليوم (لـ م= 0.8 و 1.5) أو قبل اشتعال الكربون في المركز (بالنسبة للأرقام تشير إلى كتلة النجم ، تتوافق النقاط مع التسلسل الرئيسي ولحظات اشتعال الهيليوم والكربون في القلب.

النجوم ذات الكتلة الصغيرة ذات لب هيليوم غير متولد ومغلف هيدروجين بعد وميض الهيليوم توجد على HRD بالقرب من الفرع العملاق الأفقي (SHG ، الشكل 3). في هذا الفرع ، النجوم عبارة عن نوى من الهيليوم ذات كتلة محاطة بقذائف الهيدروجين المتحللة. الجماهير. بعد احتراق الهيليوم في القلب ، يبدأ ضغطه السريع حتى يشتعل مصدر طبقة الهيليوم. يتحرك النجم الموجود على GRD لأعلى وإلى اليمين إلى خط يسمى التقارب. فرع عملاق (ABG). على هذا الخط ، يتكون النجم من قلب متحلل من الكربون والأكسجين ومصادر طبقتين (الهيليوم والهيدروجين) تقعان بالقرب من بعضهما البعض. توجد قشرة هيدروجين فوقها ، يمكن أن تصل كتلتها. ومن الخصائص المدهشة للنجوم على AGB أن موقعها في HRD يعتمد فقط على كتلة نواة الكربون وعمليًا لا يعتمد على كتلة الهيدروجين الصدف. لمعان إلالنجوم على AWG يتم تحديدها بواسطة f-loy

حيث M co كتلة نواة الكربون والأكسجين. مع النمو MCOالنجم يتحرك على GRD أعلى AGB. هذه الحركة ليست هادئة.

أرز. 3. المسارات التطورية الخشنة للنجوم ذات الكتل الأولية م= 1.5 ، 25 خطوط جريئة تتوافق مع المراحل الرئيسية للاحتراق في القلب (يشار إلى التفاعلات المقابلة بعد ذلك). ل م<2 . 3 ، وميض الهليوم يحدث في القلب (HFN) ، ثم الاحتراق الهادئ لـ 4 يبدأ في القلب. بعد 4 يحترق في القلب ، يمر النجم إلى الفرع العملاق المقارب المبكر (RAN). عندما يصل اللب ، الذي احترق فيه 4 He ، إلى الكتلة ، تبدأ الومضات الحرارية (TV) في مصدر طبقة الهيليوم. في مرحلة AGB ، يحدث فقدان الكتلة ، والذي ينتهي بطرد سريع لبقية غلاف الهيدروجين على شكل سديم كوكبي (PN). تتحول كتلة نواة ثاني أكسيد الكربون إلى قزم أبيض. تطور النجوم الأكثر ضخامة مع في مرحلة AVG وما بعدها ، العملية متشابهة. تشير الدائرة التي تحتوي على أشعة إلى بداية توهج السديم الكوكبي ، متى تييصل النجم إلى 3 · 10 4 K ويبدأ تأين الغاز في PT.

أرز. 4. المسار التطوري لنجم يتحول إلى قزم أبيض ، بدءا من RAVG. التكوين الأولي:
. تعطي النقاط موضع النجم قبل الانفجار الحراري التالي ، ويشار إلى رقمه. OM هي غلاف الحد الأدنى من اللمعان أثناء الانفجارات. تظهر مسارات النجوم في منطقة الحد الأدنى من التوهج رقم 7 و 9 و 10. المناطق المظللة موجودة على MS وفي منطقة احتراق الهيليوم في القلب (HTC) ، حيث يتم إعطاء المسارات التطورية التقريبية للنجوم. يتوافق الخط المتقطع على اليسار مع نجم نصف قطر ثابت

يؤدي السمك الصغير لمصادر الطبقة إلى ومضات حرارية (TS). يزداد عدد الومضات أثناء التحرك على طول AGB مع نمو كتلة قشرة الهيدروجين ويمكن أن يتجاوز عدة ومضات. ألف. يعتمد الوقت بين الرشقات أيضًا بشكل أساسي على كتلة النواة ويتم تحديده من خلال التعبير

بالسنوات) ، لمعان النجم عند الانفجار الأقصى

الخاصية المميزة لنجوم AGB هي فقدها الشديد في الكتلة. يُعتقد أن النجوم تفقد غلاف الهيدروجين بالكامل وتتحول إلى قزم أبيض ذو كتلة. آلية فقدان الكتلة ليست واضحة تمامًا ، ولكن يُعتقد (الفصل بناءً على بيانات الرصد) أن يُفقد جزء من الكتلة في شكل تدفق هادئ ، والباقي (يتم طرح عدة أعشار منه بسرعة على شكل غلاف كروي ، يُلاحظ على أنه سديم كوكبي. المسار التطوري لنواة السديم الكوكبي ج ، يتحول إلى قزم أبيض ، موضح في الشكل 4 (تظهر هذه المسارات بشكل تخطيطي في الشكل 3. مرات على علامات متقطعة رأنا والكتل المقابلة من قذائف الهيدروجين مأوه ، على قدم المساواة

النجوم ذات الكتلة. في مثل هذه النجوم ، تصل كتلة اللب. عندما يتم ضغط النواة ، يشتعل الكربون فيها. احتراق الكربون في اللب المتحلل للنجم ج غير مستقر ، يؤدي التفاعل إلى انفجار وتمدد كامل للنجم. من الممكن أن تسبب مثل هذه الانفجارات اندفاعات ملحوظة من المستعرات الأعظمية من النوع الأول. في قلب النجوم من البداية. الكتل التي تتجاوز (حتى نواة الكربون لا تتحلل. يحدث الانحلال في مرحلة تكوين النواة من For

نتيجة لذلك ، تتقلص النواة المتدهورة المواد النيوترونية 24 ملغ ، يتحول الضغط إلى جاذبية. انهيار. في هذه الحالة ، يتم تسخين النواة بسبب عدم توازن النيوترونات. في النجوم ذات الكتلة يتطور عدم الاستقرار الحراري في اللب المتحلل ، والذي ، كما هو الحال في وميض الهيليوم ، يؤدي إلى إزالة الانحطاط والانتقال إلى نظام الاحتراق الهادئ حتى ظهور 56 Fe في مركز النجم. مصير مثل هذا النجم مشابه لمصير النجوم الأكثر ضخامة.

تطور النجوم الضخمة. تحترق مناطق هذه النجوم في المركز ، في غياب الانحطاط وصولاً إلى تكوين قلب حديدي. التطورات المقدرة. مسارات النجوم الضخمة بعد تكوين قلب الهيليوم تكون حساسة للفيزيائية. الافتراضات وطريقة الحساب متنوعة للغاية. هذا يتجلى في مختلف شكل الحلقات على HRD (على غرار الحلقات في الشكل 2) ، وكذلك في قيم إف. درجة حرارة النجم في مرحلة احتراق الهليوم. الفرق في المادية تتكون الافتراضات من اختيار معيار عدم استقرار الحمل الحراري ، والذي يأخذ في الاعتبار [معيار P. Ledoux] أو لا يأخذ في الاعتبار [معيار K. Schwarzschild] دور التثبيت للتدرج الكيميائي. تعبير. يرتبط بهذا سلوك ما يسمى ب. منطقة شبه الحمل الحراري ، والتي تظهر فوق القلب الحراري في النجوم النائمة لمرحلة حرق الهيدروجين ولديها فائض ضئيل جدًا في تدرج درجة الحرارة فوق المنطقة الثابتة. في النماذج التي تأخذ في الاعتبار التدرج اللوني للكيمياء. في التكوين ، يتم فصل منطقة شبه الحمل الحراري عن قلب الحمل بطبقة مشعة ، مما يمنع الاختلاط. من ناحية أخرى ، إذا تم استخدام معيار Schwarzschild ، فسيحدث الخلط الجزئي وتتغير ظروف التطور بشكل كبير. يحدث احتراق الهيليوم في منطقة العمالقة الزرقاء ، بينما في حالة معيار Ledoux ، يحترق الهيليوم في منطقة النجوم العملاقة الحمراء.
مع زيادة الكتلة ، تزداد قيمة المكان الحرج. لمعان

في L = مقوة الضغط الخفيف على الإلكترونات توازن قوة الجاذبية. جاذبية النوى الذرية. في عملية حركة النجم على HRD إلى اليمين إلى منطقة الكواكب العملاقة الحمراء بعد تكوين نواة الهيليوم في الغلاف ، حيث تظهر مناطق تأين غير مكتمل للهيليوم والهيدروجين ، يزداد التعتيم بشكل حاد و L / L جيصبح أكبر من واحد. في هذه المرحلة ، من الممكن حدوث زيادة حادة في معدل فقد كتلة النجم ، بحيث يمكن فقد غلاف الهيدروجين بأكمله. تظهر الملاحظات وجود هيليوم ولف رايت (WR ، انظر أدناه) لامعة للغاية. ذئب - نجوم Raye في) ، إلى rykh هناك تدفق قوي للمادة مع تدفق جماعي في مرحلة تكوين نجوم WR ، يمكن أن يكون التدفق الكتلي أكبر بكثير.

يتطلب حساب تطور النجوم الضخمة حسابًا متسقًا ذاتيًا لخسارة الكتلة ، بحيث تكون الكمية متم الحصول عليها في الحسابات بشكل لا لبس فيه مثل L ، R ، T هو. T. إلى وقت الضياع الشامل ممالمزيد من الهيدروديناميكية. وقت النجم ، يمكن تمثيل النجم في مرحلة انتهاء الصلاحية على أنه ثابت. قذيفة متدفقة أساسية وثابتة ، كتلة السرب داخل الحرجة. نصف قطر التيار أقل بكثير من كتلة النجم ؛ على الحرجة نصف القطر صيسرع الخامس إلىيساوي (انظر رياح نجميةينخفض ​​معدل التدفق بسرعة كلما انتقلت إلى كثافة كثافة عالية. طبقات النجم ، وتتحول القشرة بسلاسة إلى طبقة ثابتة. النواة. تم إجراء فقط الحسابات الأولية للتطور مع بدل ثابت ذاتيًا لفقدان الكتلة ، على الرغم من وجود العديد من التطورات. الحسابات مع الظواهر مع الأخذ في الاعتبار فقدان الكتلة ونوع التبعيات

(L ، R ، Mفي الوحدات

أرز. 5. المسارات التطورية لنجوم كتلتها 15 و 25 ب ب "و قبل الميلاد- مناطق احتراق الهيليوم في القلب ؛ قرص مضغوط- الاحتراق في مصدر مزدوج الطبقات (H - He) ؛ DE- احتراق الكربون. تم إحضار الحسابات إلى نقطة فقدان الاستقرار (المشار إليها بواسطة تقاطع في دائرة) ، تتوافق المسارات المتقطعة مع حسابات غير موثوقة تمامًا.

يوضح الشكل 5 حساب تطور نجمين لهما كتل لاحقة (M = 15 وحتى تكوين قلب حديدي في حالة ما قبل السوبر نوفا). وبعد احتراق الكربون ، يستمر تطور اللب بسرعة كبيرة ، نتيجة لزيادة معدل فقدان النيوترينو ، بحيث لا تتغير حالة الغلاف تقريبًا ويتحرك النجم ببطء على طول GRD حتى بداية الانهيار. هنا كان عملاقًا أزرقًا وليس أحمرًا ، كما هو موضح في الشكل 5. قد يكون هذا بسبب حقيقة أن إعادة الضبط تعني أن أجزاء من قشرة الهيدروجين أو النجم تطورت على مسار على طول حلقات تدخل المنطقة الزرقاء إذا اشتعل الكربون في الوقت الذي كان فيه النجم في المنطقة الزرقاء ، فإن موضعه الظاهر على HRD ظل دون تغيير تقريبًا حتى فقدان الاستقرار وانفجار سوبر نوفا.يظهر الحساب أن مظهر الحلقات عشوائي بطبيعته ، لذلك يمكننا ذلك. نتحدث عنه فقط احتمالات موقع نجم في منطقة الكواكب العملاقة الزرقاء أو الصفراء أو الحمراء في حالة ما قبل المستعر الأعظم.

النجوم التي تحولت إلى عمالقة حمراء وصفراء وكواكب عملاقة ، بعد تكوين قلب الهيليوم ، أصبحت محددة. منطقة غير مستقرة بالنسبة لتراكم الميكانيكية. ويتم ملاحظتها كنجوم متغيرة مع تقلبات سطوع منتظمة ( السيفيدو RR Lyrae من نوع النجوم). الأساسية سبب إثارة التذبذبات في هذه النجوم هو السلوك الشاذ للعتامة في منطقة التأين غير الكامل للهيليوم ، والتي يزيد سمكها مع زيادة درجة الحرارة (انظر الشكل. نبضات النجومخارج MS ، هناك أنواع أخرى من النجوم المتغيرة ذات التباين المنتظم ، وشبه المنتظم ، وغير المنتظم. سبب تغير المتغيرات المنتظمة التي تكون في مراحل E. h. قبل وبعد مرض التصلب العصبي المتعدد ، هو وجود قذائف الحمل الحراري القوية ، مما يؤدي إلى توليد موجات صدمة أثناء التوهجات النجمية ، على غرار مشاعل شمسية، ولكن العديد من أوامر الحجم أقوى.

المستعرات الأعظمية والمستعرات الأعظمية

مستعرات عظمى من النوع الثاني (مع خطوط هيدروجين في الأطياف وبقايا في الشكل النجوم النابضة) هي نتاج تطور النجوم الضخمة ، تفقد نوى هذه النجوم الاستقرار وتنهار بعد زيادة في المركز ، ودرجة الحرارة ، لدرجة أن تفكك نواة 56 Fe والنواة ثابت الحرارة يبدأ. يصبح المؤشر أقل من 4/3. تحدد قيمة g ، التي يتم حسابها في المتوسط ​​على النجم ، ديناميكيته الهيدروديناميكية. الاستدامة. يحدث عدم الاستقرار عندما

في التعبير ، يرتبط المصطلح الموجود على اليمين بتأثيرات النظرية النسبية العامة ويساوي الصفر في النظرية النيوتونية ، حيث يفصل بين الحالات المستقرة والحالات غير المستقرة. وفقًا لنتائج الحساب المعروضة في الشكل. 5. تتميز النوى النجمية عند نقطة ما بعد فترة وجيزة من فقدان الاستقرار بالمعايير التالية:

هنا مهي كتلة النواة. تي اسو ص ج - درجة الحرارة المركزية والكثافة ، - لمعان النيوترينو ، - لمعان الفوتون ، - نصف قطر الغلاف الضوئي ؛ تشير الأرقام الموجودة بين قوسين إلى ترتيب المقدار. نجوم كتلتها تقريبًا. في الشكل 8 ، يتكون قلب متحلل من الكربون والأكسجين بكتلة 1.39 ، والذي يتميز قبل الفلاش الحراري بتتبع ، مع المعلمات: ( صأنا ، هو نصف قطر النواة). الانفجارات الحرارية للنواة النجمية ، التي تؤدي إلى التمدد الكامل للنجم وإطلاق الطاقة ~ 10 51 erg ، مرتبطة بدفعات ملحوظة من المستعرات الأعظمية من النوع الأول ، في أطياف الهيدروجين ، ولم يتم العثور على النجوم النابضة في بقايا الانفجار. انفجارات المستعرات الأعظمية من النوع الوسيط بين النوعين الأول والثاني (خطوط الهيدروجين غير مرئية تقريبًا ، ولكن يمكن أن تتشكل النجوم النيوترونية) ، ترتبط على ما يبدو بفقدان الاستقرار في نوى النجوم ذات الكتلة المتوسطة أو مع دخول هذه النجوم في الأنظمة الثنائية.

الحسابات الهيدروديناميكية. أظهر انهيار نوى النجوم الضخمة أن الغالبية العظمى من الجاذبية المنبعثة Energyerg) بواسطة نيوترينو. تبين أن الأجزاء الداخلية للنجم غير شفافة بالنسبة للنيوترينوات التي ولدت هناك ، ويتكون غلاف ضوئي نيوترينو داخل النجم. إن تسخين النيوترينو للقذيفة المتساقطة ، وحرق الوقود النووي المتبقي فيها أثناء الانهيار ، وكذلك ارتداد القذيفة المتساقطة من سطح النجم النيوتروني المتشكل لا يكفي لإخراج المادة من الطاقة الحركية. الطاقة erg (سمة من المستعرات الأعظمية). الأساسية أسباب ذلك هي أن تدفق النيوترينو يبطئ سقوط القشرة ، كما أن موجة الصدمة التي تشكلت أثناء ارتداد القشرة تضعف أيضًا بسبب إنفاق معظم طاقتها على التفكك في غلاف النوى الذرية لـ ذروة الحديد (أي ، النوى ذات الأعداد الكتلية قريبة من 56). يؤدي فقدان الطاقة السريع بسبب انبعاث النيوترينوات من منطقة الفوتوسفير للنيوترينو إلى زيادة التدرج الحراري وتطور الحمل الحراري. هذا يمكن أن يزيد بشكل كبير من طاقة كل نيوترينو منبعث ، وبالتالي المقطع العرضي لتفاعله مع المادة ، مما يساهم في الانفجار.

يمكن استخلاص طاقة انفجار سوبرنوفا من طاقة دوران النجم النيوتروني المتكون ، والتي تصل إلى 10 53 erg. يلعب المجال المغناطيسي الدور الأكثر أهمية في تحويل طاقة الدوران إلى طاقة الانفجار. ميدان. لذلك ، يسمى هذا الانفجار. المغناطيسية. في غلاف دوار تفاضليًا حول نجم نيوتروني ، يزداد المجال المغناطيسي السمتي خطيًا بمرور الوقت. الحقول بسبب لف خطوط القوة. عندما يكون Magn. سوف يزداد الضغط بشكل كافٍ ، يتشكل ، تزداد الحواف عند الانتشار في وسط بكثافة متناقصة وبسبب عمل المغناطيس. مكبس. تظهر الحسابات أنه يمكن تحويل ~ 3-5٪ من الطاقة الدورانية إلى طاقة حركية. طاقة الطرد. هذا يكفي لشرح المستعرات الأعظمية المرصودة. على عكس آليات انفجار النجوم المتناظرة كرويًا ، حيث يتم إطلاق الطاقة في جزء من الثانية ، في انفجار مغناطيسي دوراني ، يمكن أن يتأخر إطلاق الطاقة لعدة مرات. ساعات؛ في هذه الحالة ، يمكن أن تتجاوز فترة دوران النجم النيوتروني الناتج 10 مللي ثانية (سيكون معدل الدوران<~ 1/10 предельной, совместимой с устойчивостью нейтронной звезды).

المراحل الأخيرة من تطور النجوم

النجم ، الذي ليس له مصادر طاقة ، يضيء بسبب التبريد ، ويتم الحفاظ على التوازن بضغط الإلكترونات أو النيوترونات المتدهورة. متعة السد. الحقيقة هي وجود حد للكتلة للنجوم الباردة ، مرتبطًا بحقيقة أنه مع زيادة الكثافة ، يحدث الانحلال النسبي للإلكترونات ، ثم النيوترونات. لذلك ، تفقد النجوم الضخمة بشكل كافٍ استقرارها وتدخل في حالة من الانهيار النسبي مع تكوين ثقب أسود. في الكثافات جم / سم 3 تتكون المادة من الإلكترونات والنواة. يكون الإلكترون أضيق عند g / cm 3 (m z هو عدد النكليونات لكل إلكترون) ، لذا يمكنك استخدام معادلة حالة غاز الإلكترون المنحل بالنسبية

لمعادلة دولة باروتروبية P = P (ص) يتم تحديد توازن النجم بواسطة المعادلتين (1) و (2). في حالة تعدد الأشكال ، من (1) و (2) تتبع معادلة التوازن:

كتلة النجم

من المعادلة (9) يترتب على ذلك أن الكتلة الأولية للنجم لا تعتمد على r s. لمعادلة الحالة (8) الكتلة

أرز. 6. اعتماد الكتلة على الكثافة المركزية لتوازن النجوم الباردة. يتوافق الخط المتقطع العلوي مع معادلة حالة النيوترونات "النقية" ، وهو الخط السفلي ، مع أخذ الهايبرونات في الاعتبار.

لا يمكن أن تتجاوز كتلة النجوم ، التي يتم تحديد ضغطها بواسطة الإلكترونات المتدهورة ( حد Chandrasekara). النجوم ، التي يسود فيها ضغط الإلكترونات المتدهورة ، تسمى. الأقزام البيضاء بسبب صغر حجمها وسطحها الساخن. على الرسم البياني للنجوم الباردة (الشكل 6) ، توجد الأقزام البيضاء على يسار الحد الأقصى الأول. لتكوين الحديد = 28/13 ؛ معمع الأخذ في الاعتبار النيوترونة وتصحيحات كولوم لمعادلة الحالة القصوى ، تكون كتلة القزم الأبيض الحديدي تقريبًا عندما يكون المركز ، والكثافة ~ 1.4x عند كثافة أعلى ، تزداد m z بسبب النيوترون وتنخفض كتلة التوازن. في هذه الحالة ، تكون نماذج التوازن غير مستقرة ، ويتم استعادة الاستقرار عند الأساسي. تبدأ النيوترونات المتحللة غير الارتباطية في المساهمة في الضغط (يظهر الحد الأدنى في الشكل 6 ، حيث يلعب التفاعل النووي في مثل هذه الكثافة العالية دورًا مهمًا ، وبالتالي ، في النجوم النيوترونية المستقرة (بين الحد الأدنى والحد الأقصى الثاني) ، النيوترون الغاز ليس مثالياً ، حيث يؤدي انحلال النيوترونات النسبية وتأثيرات النسبية العامة إلى فقدان الاستقرار ، ونتيجة لذلك ، فإن الكتلة المحددة للنجم النيوتروني (لمعادلات الحالة الواقعية)

نجوم من البداية تفقد الكتلة المادة في عملية التطور على AGB وتتحول إلى أقزام بيضاء. النجوم الأكثر ضخامة التي ليس لديها الوقت لتفقد الكتلة وتفقد الاستقرار إما أن تتفكك نتيجة الاحتراق المتفجر للكربون ، أو تتحول إلى نجوم نيوترونية. أنواع. إذا لم يتم إطلاق الكتلة الزائدة أثناء الانهيار ، يحدث انهيار نسبي للنواة ويحدث تكوين ثقب أسود. بوادر الثقوب السوداء هي النجوم الضخمة من البداية. من قبل الجماهير

أشعل.: Frank-Kamenetsky D. A. ، العمليات الفيزيائية داخل النجوم ، M. ، 1959 ؛ Schwarzschild M. ، هيكل وتطور النجوم ، العابرة. من الإنجليزية ، M. ، 1961 ؛ الهيكل الداخلي للنجوم ، أد. L. أليرا. دي إم ماكلولين ، عبر. من الإنجليزية ، M. ، 1970 ؛ Masevich A. G.، Tutukov A. V.، Evolution of stars؛ النظرية والملاحظات ، M. ، 1988 ؛ Bisnovaty-Kogan GS ، الأسئلة الفيزيائية لنظرية التطور النجمي. م .. 1989. جي. S. Bisnovaty-Kogan.

دعونا نفكر بإيجاز في المراحل الرئيسية في تطور النجوم.

التغييرات في الخصائص الفيزيائية والبنية الداخلية والتركيب الكيميائي للنجم بمرور الوقت.

تجزئة المادة. .

من المفترض أن النجوم تتشكل أثناء ضغط الجاذبية لشظايا غاز وسحابة غبار. لذلك ، يمكن أن تكون الكريات المزعومة هي أماكن تكون النجوم.

الكرة الأرضية عبارة عن سحابة كثيفة من الغبار الجزيئي (الغاز والغبار) بين النجوم ، تتم ملاحظتها على خلفية السحب المضيئة من الغاز والغبار في شكل تشكيل دائري داكن. يتكون بشكل أساسي من الهيدروجين الجزيئي (H 2) والهيليوم (هو ) بمزيج من جزيئات غازات أخرى وجزيئات الغبار بين النجوم الصلبة. درجة حرارة الغاز في الكريات (بشكل أساسي درجة حرارة الهيدروجين الجزيئي) T≈ 10 ساعات 50K ، متوسط ​​الكثافة n~ 10 5 جسيمات / سم 3 ، وهي عدة مرات أكبر من تلك الموجودة في السحب الغازية والغبار الأكثر كثافة ، القطر D~ 0.1 ساعة واحد . كتلة الكريات M.≤ ١٠ ٢ × م ⊙ . تحتوي بعض الكريات على أنواع صغيرة T برج الثور.

يتم ضغط السحابة بفعل جاذبيتها بسبب عدم استقرار الجاذبية ، والذي يمكن أن يحدث إما بشكل تلقائي أو نتيجة تفاعل السحابة مع موجة صدمة من تيار الرياح النجمية الأسرع من الصوت من مصدر قريب آخر لتكوين النجوم. هناك أسباب أخرى لظهور عدم استقرار الجاذبية أيضًا.

تظهر الدراسات النظرية أنه في ظل الظروف الموجودة في السحب الجزيئية العادية (T.≈ 10 ÷ 30 كيلو و n ~ 10 2 جسيم / سم 3) ، يمكن أن يحدث الجسيم الأولي في أحجام السحب ذات الكتلة M≥ ١٠ ٣ × م ⊙ . في مثل هذه السحابة المتقلصة ، من الممكن حدوث مزيد من التحلل إلى أجزاء أقل ضخامة ، وسيتم ضغط كل منها أيضًا تحت تأثير جاذبيتها. تظهر الملاحظات أنه في المجرة ، في عملية تكوين النجوم ، لا تولد مجموعة واحدة من النجوم بكتل مختلفة ، على سبيل المثال ، عنقود نجمي مفتوح.

مع الانضغاط في المناطق المركزية للسحابة ، تزداد الكثافة ، ونتيجة لذلك تأتي لحظة تصبح فيها مادة هذا الجزء من السحابة غير شفافة بالنسبة لإشعاعها. في أحشاء السحابة ، يحدث تكاثف كثيف مستقر ، والذي يسميه علماء الفلك أوه.

تجزئة المادة - تحلل سحابة غبار جزيئية إلى أجزاء أصغر ، مما يؤدي إلى ظهورها.

هو جسم فلكي موجود في المرحلة ، والذي منه بعد مرور بعض الوقت (بالنسبة للكتلة الشمسية هذه المرةتي ~ 10 8 سنوات) طبيعي.

مع مزيد من السقوط للمادة من الغلاف الغازي إلى النواة (التراكم) ، فإن كتلة الأخير ، وبالتالي درجة الحرارة وتزداد بدرجة كبيرة بحيث يتم مقارنة ضغط الغاز والإشعاع بالقوى. يتوقف ضغط Kernel. يحيط بالجسم المشكل غلاف غاز-غبار غير شفاف للإشعاع الضوئي ، ويمرر فقط الأشعة تحت الحمراء وإشعاع الموجة الأطول إلى الخارج. مثل هذا الكائن (-cocoon) يُلاحظ كمصدر قوي للإشعاع الراديوي والأشعة تحت الحمراء.

مع زيادة أخرى في كتلة ودرجة حرارة اللب ، يتوقف الضغط الخفيف عن التراكم ، وتنتشر بقايا القشرة في الفضاء الخارجي. يظهر صغير ، وتعتمد خصائصه الفيزيائية على كتلته وتكوينه الكيميائي الأولي.

يبدو أن المصدر الرئيسي للطاقة لنجم يولد هو الطاقة المنبعثة أثناء انكماش الجاذبية. يأتي هذا الافتراض من النظرية الفيروسية: في نظام ثابت ، مجموع الطاقة الكامنةه ص كل أعضاء النظام وضاعف الطاقة الحركية 2ه الى من هذه الشروط هي صفر:

ه ص + 2 ه ج = 0. (39)

النظرية صالحة لأنظمة الجسيمات التي تتحرك في منطقة محدودة من الفضاء تحت تأثير القوى التي يتناسب حجمها عكسيا مع مربع المسافة بين الجسيمات. ويترتب على ذلك أن الطاقة الحرارية (الحركية) تساوي نصف طاقة الجاذبية (المحتملة). عندما يتم ضغط النجم ، تتناقص الطاقة الكلية للنجم ، بينما تنخفض طاقة الجاذبية: نصف التغير في طاقة الجاذبية يترك النجم من خلال الإشعاع ، وتزداد الطاقة الحرارية للنجم بسبب النصف الثاني.

النجوم الشابة منخفضة الكتلة(ما يصل إلى ثلاث كتل شمسية) ، والتي هي في طريقها إلى التسلسل الرئيسي ، هي الحمل الحراري بالكامل ؛ تغطي عملية الحمل جميع مناطق النجم. لا تزال هذه ، في الواقع ، نجومًا أولية ، في وسطها بدأت التفاعلات النووية للتو ، وكل الإشعاع يحدث بشكل أساسي بسبب. لم يتم تحديد ما إذا كانت النجوم تنخفض عند درجة حرارة ثابتة فعالة. في مخطط Hertzsprung-Russell ، تشكل هذه النجوم مسارًا عموديًا تقريبًا ، يسمى مسار Hayashi. عندما يتباطأ الضغط ، يقترب الشاب من التسلسل الرئيسي.

عندما يتقلص النجم ، يبدأ ضغط غاز الإلكترون المتحلل في الزيادة ، وعندما يتم الوصول إلى نصف قطر معين من النجم ، يتوقف الانكماش ، مما يوقف النمو الإضافي لدرجة الحرارة المركزية الناتجة عن الانكماش ، ثم انخفاضها . بالنسبة للنجوم التي تقل كتلتها عن 0.0767 كتلة شمسية ، فإن هذا لا يحدث: فالطاقة المنبعثة أثناء التفاعلات النووية لن تكون كافية أبدًا لموازنة الضغط الداخلي و. مثل هذه "النجوم" تشع طاقة أكثر مما تتشكل أثناء التفاعلات النووية ، وهي تنتمي إلى ما يسمى ؛ مصيرهم هو انكماش مستمر حتى يوقفه ضغط الغاز المنحل ، ثم تبريد تدريجي مع توقف جميع التفاعلات النووية التي بدأت.

النجوم الشابة ذات الكتلة المتوسطة (من 2 إلى 8 كتل شمسية) تتطور نوعًا بنفس الطريقة تمامًا مثل أخواتها الأصغر ، باستثناء أنها لا تحتوي على مناطق حمل حتى التسلسل الرئيسي.

النجوم التي تزيد كتلتها عن 8 كتل شمسيةلديها بالفعل خصائص النجوم العادية ، لأنها مرت بكل المراحل الوسيطة وتمكنت من تحقيق معدل من التفاعلات النووية بحيث تعوض فقدان الطاقة عن طريق الإشعاع بينما تتراكم كتلة النواة. في هذه النجوم ، يكون تدفق الكتلة كبيرًا لدرجة أنه لا يوقف فقط انهيار المناطق الخارجية للسحابة الجزيئية التي لم تصبح بعد جزءًا من النجم ، بل على العكس من ذلك ، يذوبها بعيدًا. وبالتالي ، فإن كتلة النجم المتشكل أقل بشكل ملحوظ من كتلة السحابة النجمية الأولية.

التسلسل الرئيسي

ترتفع درجة حرارة النجم حتى تصل في المناطق الوسطى إلى قيم كافية لتشغيل التفاعلات النووية الحرارية ، والتي تصبح بعد ذلك المصدر الرئيسي للطاقة للنجم. للنجوم الضخمة (م> 1 2 × م ⊙ ) هو "احتراق" الهيدروجين في دورة الكربون ؛ بالنسبة للنجوم التي تساوي كتلة الشمس أو تقل عن كتلتها ، يتم إطلاق الطاقة في تفاعل بروتون-بروتون. يمر إلى مرحلة التوازن ويأخذ مكانه في التسلسل الرئيسي لمخطط Hertzsprung-Russell: في نجم ذي كتلة كبيرة ، تكون درجة الحرارة في اللب عالية جدًا (تي ≥ 3 × 107 ك ) ، إنتاج الطاقة مكثف للغاية - في التسلسل الرئيسي يحتل مكانًا فوق الشمس في المنطقة المبكرة ( O… A، (F. )) ؛ في نجم ذي كتلة صغيرة ، تكون درجة الحرارة في اللب منخفضة نسبيًا (تي ≤ 1.5 × 107 ك ) ، إنتاج الطاقة ليس مكثفًا للغاية ، - في التسلسل الرئيسي يحدث بالقرب من الشمس أو تحتها في المنطقة المتأخرة (( F) ، G ، K ، M).

يقضي ما يصل إلى 90٪ من الوقت الذي تخصصه الطبيعة لوجوده في التسلسل الرئيسي. يعتمد الوقت الذي يقضيه النجم في مرحلة التسلسل الرئيسي أيضًا على الكتلة. نعم ، مع الكتلةم ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O أو ب هو في مرحلة التسلسل الرئيسي لنحو 10 7 سنوات ، بينما القزم الأحمر K 5 بكتلة M ≈ 0.5 × M ⊙ في مرحلة التسلسل الرئيسي لنحو 10 و 11 عامًا ، أي وقت يمكن مقارنته بعمر المجرة. تمر النجوم الحارة الضخمة بسرعة إلى المراحل التالية من التطور ، والأقزام الباردة في مرحلة التسلسل الرئيسية طوال فترة وجود المجرة. يمكن افتراض أن الأقزام الحمراء هي النوع الرئيسي لسكان المجرة.

العملاق الأحمر (عملاق).

يؤدي الاحتراق السريع للهيدروجين في المناطق المركزية للنجوم الضخمة إلى ظهور قلب الهيليوم فيها. مع وجود جزء صغير من كتلة الهيدروجين بنسبة قليلة في النواة ، يتوقف تفاعل الكربون الناتج عن تحويل الهيدروجين إلى هيليوم تمامًا تقريبًا. ينقبض اللب مما يؤدي إلى ارتفاع درجة حرارته. نتيجة للتسخين الناجم عن تقلص الجاذبية في لب الهليوم ، "يضيء" الهيدروجين ويبدأ إطلاق الطاقة في طبقة رقيقة تقع بين لب النجم وقشرة النجم الممتدة. تتوسع القشرة ، ويزداد نصف قطر النجم ، وتنخفض درجة الحرارة الفعالة وتنمو. "يترك" التسلسل الرئيسي ويمر إلى المرحلة التالية من التطور - إلى مرحلة العملاق الأحمر ، أو إذا كانت كتلة النجم M> 10 × M⊙ ، في مرحلة العملاق الأحمر.

مع زيادة درجة الحرارة والكثافة ، يبدأ الهيليوم في "الاحتراق" في القلب. في T ~ 2 × 10 8 K و r ~ 10 3 ¸ 10 4 جم / سم 3 يبدأ تفاعل نووي حراري يسمى ثلاثيأ -العملية: من أصل ثلاثةأ - الجسيمات (نوى الهيليوم 4هو ) تتكون نواة كربون ثابتة واحدة 12 درجة مئوية. مع كتلة نواة النجمم< 1,4 × M ⊙ тройной a - تؤدي العملية إلى الطبيعة المتفجرة لإطلاق الطاقة - وميض الهيليوم ، والذي يمكن أن يتكرر عدة مرات لنجم معين.

في المناطق المركزية للنجوم الضخمة الموجودة في المرحلة العملاقة أو العملاقة ، تؤدي الزيادة في درجة الحرارة إلى تكوين متعاقب لنوى الكربون والأكسجين والأكسجين. بعد احتراق الكربون ، تحدث تفاعلات ، ونتيجة لذلك تتكون عناصر كيميائية أثقل ، وربما أيضًا نوى حديدية. يمكن أن يؤدي التطور الإضافي لنجم هائل إلى طرد قذيفة ، أو توهج نجم مثل نوفا ، أو مع التكوين اللاحق للأشياء التي تشكل المرحلة الأخيرة في تطور النجوم: قزم أبيض ، نجم نيوتروني ، أو أسود الفجوة.

المرحلة الأخيرة من التطور هي مرحلة تطور جميع النجوم العادية بعد أن تكون قد استنفدت وقودها النووي الحراري ؛ وقف التفاعلات الحرارية النووية كمصدر للطاقة للنجم ؛ انتقال نجم ، حسب كتلته ، إلى مرحلة قزم أبيض ، أو ثقب أسود.

الأقزام البيضاء هي المرحلة الأخيرة في تطور جميع النجوم العادية ذات الكتلة M.< 3 ÷ 5 × م ⊙ بعد استنفاد الوقود النووي الحراري بهذه المي. بعد اجتياز مرحلة العملاق الأحمر (أو العملاق الفرعي) ، تتساقط مثل هذه القذيفة وتكشف اللب ، الذي يصبح قزمًا أبيض عند التبريد. نصف قطر صغير (Rقبل الميلاد ~ 10 -2 × R ⊙ ) والأبيض أو الأزرق-الأبيض (T.قبل الميلاد ~ 10 4 K) اسم هذه الفئة من الأجرام الفلكية. تكون كتلة القزم الأبيض دائمًا أقل من 1.4× مي - ثبت أن الأقزام البيضاء ذات الكتل الكبيرة لا يمكن أن توجد. مع كتلة مماثلة لكتلة الشمس ، وأحجام مماثلة لتلك الموجودة في الكواكب الكبيرة في النظام الشمسي ، تتمتع الأقزام البيضاء بمتوسط ​​كثافة هائل: ρقبل الميلاد ~ 10 6 جم / سم 3 ، أي وزن 1 سم 3 من مادة القزم الأبيض يزن طنًا! تسريع السقوط الحر على السطح زقبل الميلاد ~ 10 8 cm / s 2 (قارن مع العجلة على سطح الأرض - g c ≈980 سم / ثانية 2). مع مثل هذا الحمل الثقالي على المناطق الداخلية للنجم ، يتم الحفاظ على حالة التوازن للقزم الأبيض بواسطة ضغط الغاز المتحلل (بشكل أساسي غاز الإلكترون المتحلل ، نظرًا لأن مساهمة المكون الأيوني صغيرة). تذكر أن الغاز يسمى متدهورًا إذا لم يكن هناك توزيع سرعة Maxwellian للجسيمات. في مثل هذا الغاز ، عند قيم معينة لدرجة الحرارة والكثافة ، سيكون عدد الجسيمات (الإلكترونات) التي لها أي سرعة في النطاق من v = 0 إلى v = v max هو نفسه. يتم تحديد v max بواسطة كثافة ودرجة حرارة الغاز. مع كتلة قزم أبيض M.قبل الميلاد> 1.4 × م ⊙ السرعة القصوى للإلكترونات في الغاز قابلة للمقارنة مع سرعة الضوء ، يصبح الغاز المنحل نسبيًا ولم يعد ضغطه قادرًا على مقاومة ضغط الجاذبية. يميل نصف قطر القزم إلى الصفر - "ينهار" في نقطة.

تتكون الأغلفة الجوية الرقيقة والحارة للأقزام البيضاء إما من الهيدروجين ، مع عدم وجود أي عناصر أخرى في الغلاف الجوي تقريبًا ؛ أو من الهيليوم ، بينما يوجد مئات الآلاف من الهيدروجين في الغلاف الجوي أقل منه في أجواء النجوم العادية. وفقًا لنوع الطيف ، تنتمي الأقزام البيضاء إلى الفئات الطيفية O ، B ، A ، F. "لتمييز" الأقزام البيضاء عن النجوم العادية ، يوضع الحرف D قبل التعيين (DOVII ، DBVII ، إلخ. D هو الأول حرف في الكلمة الإنجليزية Degenerate - degenerate). مصدر إشعاع القزم الأبيض هو إمداد الطاقة الحرارية التي تلقاها القزم الأبيض أثناء كونه جوهر النجم الأم. ورث العديد من الأقزام البيضاء عن والديهم مجالًا مغناطيسيًا قويًا ، وقوتهح ~ 10 8 E. يُعتقد أن عدد الأقزام البيضاء يمثل حوالي 10٪ من إجمالي عدد النجوم في المجرة.

على التين. يظهر الرقم 15 صورة لسيريوس - ألمع نجم في السماء (α Canis Major؛ mالخامس = -1 م ، 46 ؛ فئة A1V). القرص المرئي في الصورة هو نتيجة للإشعاع الفوتوغرافي وانحراف الضوء على عدسة التلسكوب ، أي أن قرص النجم نفسه لم يتم حله في الصورة. الأشعة القادمة من قرص فوتوغرافي لسيريوس هي آثار لتشويه مقدمة الموجة لتدفق الضوء على عناصر بصريات التلسكوب. تقع سيريوس على مسافة 2.64 من الشمس ، ويستغرق الضوء من سيريوس 8.6 سنة للوصول إلى الأرض - وبالتالي فهي من النجوم الأقرب للشمس. يبلغ حجم كتلة الشعرى اليمانية 2.2 مرة كتلة الشمس. م لهالخامس = +1 م ، 43 ، أي أن جارنا يشع طاقة تزيد بمقدار 23 مرة عن طاقة الشمس.

الشكل 15.

يكمن تفرد الصورة في حقيقة أنه مع صورة سيريوس ، كان من الممكن الحصول على صورة قمره الصناعي - القمر الصناعي "يضيء" بنقطة ساطعة على يسار سيريوس. سيريوس - تلسكوبيًا: سيريوس نفسها يُشار إليها بالحرف أ ، والقمر الصناعي بالحرف ب. الحجم الظاهري لسيريوس ب مالخامس \ u003d +8 م ، 43 ، أي ما يقرب من 10000 مرة أضعف من Sirius A. تبلغ درجة حرارة سطحه حوالي 12000 كلفن ، لكن سيريوس ب يشع 400 مرة أقل من الشمس. سيريوس ب هو قزم أبيض نموذجي. علاوة على ذلك ، هذا هو أول قزم أبيض اكتشفه ، بالمناسبة ، ألفين كلارك في عام 1862 أثناء الملاحظة المرئية من خلال التلسكوب.

سيريوس أ وسيريوس ب تدوران حول فترة 50 عامًا ؛ المسافة بين المكونين A و B هي 20 AU فقط.

وفقًا للملاحظة المناسبة لـ V.M. Lipunov ، "إنها" تنضج "داخل النجوم الضخمة (بكتلة تزيد عن 10× مي ) ". تمتلك نوى النجوم التي تتطور إلى نجم نيوتروني 1.4× م ⊙ ≤ م ≤ 3 × م ⊙ ؛ بعد نفاد مصادر التفاعلات النووية الحرارية وطرد الوالد جزءًا مهمًا من المادة بوميض ، ستصبح هذه النوى كائنات مستقلة عن العالم النجمي ، لها خصائص محددة جدًا. يتوقف ضغط قلب النجم الأم عند كثافة مماثلة لتلك النووية (ρ n. ح ~ 10 14 ساعة 10 15 جم / سم 3). مع هذه الكتلة والكثافة ، يتكون نصف قطر المولود 10 فقط من ثلاث طبقات. تتكون الطبقة الخارجية (أو القشرة الخارجية) من شبكة بلورية من نوى ذرية حديدية (الحديد ) بمزيج صغير محتمل من النوى الذرية لمعادن أخرى ؛ يبلغ سمك القشرة الخارجية حوالي 600 متر ونصف قطر 10 كيلومترات. تحت القشرة الخارجية قشرة داخلية صلبة أخرى ، تتكون من ذرات الحديد (الحديد ) ، ولكن هذه الذرات غنية بالنيوترونات. سمك هذا اللحاء≈ 2 كم. تحد القشرة الداخلية لب النيوترون السائل ، وهي العمليات الفيزيائية التي تحددها الخصائص الرائعة للسائل النيوتروني - السيولة الفائقة ، وفي وجود الإلكترونات والبروتونات الحرة فيه ، الموصلية الفائقة. من الممكن أن تحتوي المادة في المركز ذاته على ميزونات وهايبرونات.

تدور بسرعة حول محور - من دورة واحدة إلى مئات الدورات في الثانية. مثل هذا الدوران في وجود مجال مغناطيسي (ح ~ 10 13 ح 10 15 Oe) غالبًا ما يؤدي إلى التأثير الملحوظ لنبض إشعاع النجم في نطاقات مختلفة من الموجات الكهرومغناطيسية. رأينا أحد هذه النجوم النابضة داخل سديم السرطان.

الرقم الإجمالي سرعة الدوران غير كافية بالفعل لطرد الجسيمات ، لذلك لا يمكن أن يكون هذا النجم النابض الراديوي. ومع ذلك ، فهو لا يزال كبيرًا ، والنجم النيوتروني المحيط الذي تم التقاطه بواسطة المجال المغناطيسي لا يمكن أن يسقط ، أي أن تراكم المادة لا يحدث.

Accretor (الأشعة السينية النجم النابض). يتم تقليل سرعة الدوران إلى درجة أنه لا يوجد الآن ما يمنع المادة من السقوط على مثل هذا النجم النيوتروني. تتساقط البلازما وتتحرك على طول خطوط المجال المغناطيسي وتضرب سطحًا صلبًا في منطقة القطبين ، فتسخن حتى عشرات الملايين من الدرجات. تتوهج مادة يتم تسخينها إلى درجات حرارة عالية في نطاق الأشعة السينية. المنطقة التي تتوقف فيها المادة المتساقطة مع سطح النجم صغيرة جدًا - حوالي 100 متر فقط. هذه البقعة الساخنة ، بسبب دوران النجم ، تختفي بشكل دوري عن الأنظار ، والتي ينظر إليها المراقب على أنها نبضات. تسمى هذه الأجسام النجوم النابضة للأشعة السينية.

جوروتاتور. سرعة دوران هذه النجوم النيوترونية منخفضة ولا تمنع التراكم. لكن أبعاد الغلاف المغناطيسي تجعل البلازما يوقفها المجال المغناطيسي قبل أن يتم التقاطها بواسطة الجاذبية.

إذا كان أحد مكونات نظام ثنائي قريب ، فهناك "نقل" للمادة من نجم عادي (المكون الثاني) إلى نجم نيوتروني. قد تتجاوز الكتلة الكتلة الحرجة (M> 3× مي ) ، ثم يتم انتهاك استقرار جاذبية النجم ، فلا شيء يمكنه مقاومة تقلص الجاذبية ، و "يترك" تحت نصف قطر جاذبيته

ص ز = 2 × ج × م / ص 2 ، (40)

يتحول إلى ثقب أسود. في الصيغة أعلاه لـ r g: M هي كتلة النجم ، c هي سرعة الضوء ، G هي ثابت الجاذبية.

الثقب الأسود هو جسم يكون مجال جاذبيته كبيرًا جدًا بحيث لا يستطيع أي جسيم أو فوتون أو أي جسم مادي الوصول إلى السرعة الكونية الثانية والهروب إلى الفضاء الخارجي.

الثقب الأسود هو كائن فريد بمعنى أن طبيعة العمليات الفيزيائية بداخله لا تزال غير قابلة للوصول إلى الوصف النظري. ينبع وجود الثقوب السوداء من الاعتبارات النظرية ، في الواقع يمكن أن توجد في المناطق المركزية للعناقيد الكروية ، والكوازارات ، والمجرات العملاقة ، بما في ذلك مركز مجرتنا.

بالنظر إلى أعماق الكون ، يستكشف علماء الفلك تصادم القوى الكونية المختلفة. لقد رفع موت النجم حجاب حدود الزمان والمكان بالنسبة لنا. جعل علم الفلك الحديث من الممكن رؤية عالم مختلف تمامًا: غليظ ولا يقهر. مشهد مصحوب بآلام الموت لنجم عملاق. سطحه مثل بحر من النار الهائج ، مغطى برشقات من الغاز الساخن. الموجات المتصاعدة تشكل تسونامي يبلغ ارتفاعه ألف متر. تصعد أعمدة الغاز الضخمة إلى الغلاف الجوي ، وهي أكبر. في أعماق النجم بدأت عملية التدمير. هذا يؤدي إلى انفجار وولادة مستعر أعظم. في مكانها ، بقيت فقط الخيوط الملونة والسحب المضيئة من الغازات.

الشيء المدهش هو أن موت نجم واحد أدى إلى ظهور جيل كامل من النجوم الجديدة. مثل هذا التغيير في الموت والولادة يحدد التاريخ الكامل لمجرتنا - مجرة ​​درب التبانة ومليارات من هذه المجرات في.

تتشكل نظرتنا إلى الكون من خلال انفجارات نادرة من النجوم الساطعة بدرجة كافية لتراها بالعين المجردة.

في عام 1054 ، اكتشف مراقبو النجوم في أمريكا الشمالية مستعر أعظم أثناء مراقبة الهلال. تمت ملاحظة نفس الحدث في الصين وكوريا والشرق الأوسط.

لاحظ عالم الفلك Tycho Bragi ظاهرة مماثلة في عام 1572. كتب عن ذلك: "لقد اندهشت بشدة من هذا المشهد لدرجة أنني لم أخجل من التساؤل عما رأته عيني"

الحالة التالية ، عام 1604 ، وصفها يوهانس كبلر. قدم جاليليو بناءً على هذا الأساس المنطقي لمقاربة جديدة لأخذ التغيير كعنصر أساسي في الكون كفكرة.

لفهم كيفية تشكيل النجوم للكون ، يستخدم العلماء ترسانة كاملة من الأحدث. من التلسكوبات العملاقة في أعالي الجبال إلى أسطول كامل من الأقمار الصناعية في الفضاء. بالنظر إلى النجوم من خلال التلسكوبات ، نرى ذلك. لكن هذا ليس سوى جزء صغير مما يعرف بالطيف الكهرومغناطيسي.

في أحد طرفي الطيف توجد أشعة سينية قصيرة عالية الطاقة وأشعة جاما. من ناحية أخرى ، موجات راديو طويلة منخفضة الطاقة ، موجات فائقة القصر. يتم استخدام عدد لا يحصى من التلسكوبات الراديوية لجمع الإشارات التي تصدرها النجوم في المناطق البعيدة من المجرة. إنها تساعد العلماء على رؤية الأشياء من خلال سماكة السدم والتجمعات الغازية.

في الطرف الآخر من الطيف توجد أشعة سينية فوق بنفسجية وأشعة جاما. تسمح الأشعة السينية بالموجات القصيرة للأطباء برؤية أجسادنا ورؤية العظام المكسورة. يبحث علماء الفلك عنه في الفضاء ، كدليل على أسرع العمليات حدوثًا.

سديم السرطان هو قشرة مستعر أعظم شوهد في أماكن مختلفة عام 1054. ركز العلماء انتباههم على الجزء العميق من النجم النابض. سجلوا اندفاعات من الإشعاع تركت آثارًا دائرية في سحابة الغاز المحيطة. بعض النجوم المحتضرة لها مصير غريب للغاية. الكون يخلق الوحوش.

اقترح ألبرت أينشتاين أن هناك نجومًا ذات جاذبية لا تسمح حتى للضوء بالاختراق. لكنه رفض الفكرة ووصفها بأنها مستحيلة. ما كان في يوم من الأيام بعيدًا عن الفهم الآن يحدد الحدود. يعتقد علماء الفلك أنه عندما ينفجر نجم كبير ، تدخل كمية كبيرة من المادة في جوهرها بحيث يمكنها مغادرة الكون. لكن الجاذبية لها الكلمة الأخيرة.

من خلال الاستفادة من الأرض ، يمكننا تمييز الكون من حيث المعايير التي نعرفها ، بما في ذلك أشكال الضوء في الطيف الكهرومغناطيسي. ومع ذلك ، فهم لا يتفقون مع هذا. كيف يمكنك التعرف على الشيء الذي لا يعطي الضوء؟

وجد علماء الفلك الإجابة في موجة من أشعة جاما موجهة نحو مركز مجرتنا. ركزت التلسكوبات الراديوية على المصادر وتدفقت المادة المكتشفة في اتجاهين. وهذا ما رأوه.

ثقب أسود ينبعث منه تيارات غازية من الطبقات الخارجية للنجم. هم يشكلون قرص دوار. إنه يشكل مجالات مغناطيسية ، والتي بدورها تشكل حزمتين أو تيارات عالية الطاقة من المادة التي تمر عبرها.

يعرف علماء الفلك أن الثقوب السوداء قادرة على تركيز كميات هائلة من الطاقة في هذه التدفقات في غمضة عين. أحدها ، المعروف باسم "GROJ 1655-40" ، يندفع عبر الكون بسرعة 400 ألف كيلومتر في الساعة. أربع مرات أسرع من النجوم الأخرى. إنه مثل مدفع أطلق من أحد السوبرنوفا.

الثقوب السوداء ، نظرًا لقدرتها على حشد كمية هائلة من الطاقة ، تهمنا ليس فقط من باب الفضول. هناك فئة من الثقوب التي كانت موجودة منذ زمن سحيق. منذ أن ولدت النجوم الأولى للتو. عندما مات هؤلاء العمالقة الأصليون ، ولدوا ثقوبًا سوداء.

غذت الجاذبية الثقوب السوداء بالمادة والغازات الكونية. تحولت المادة لأول مرة إلى مجرات نمت إلى مجرات كبيرة. وصل بعضها إلى كتل أكبر بمليارات المرات من كتلة الشمس.

انبعاث الطاقة المتدفقة ، قاموا بتسخين بيئة المجرات. أدى هذا إلى توقف تدفق الغاز في المجرة المركزية ، مما أدى إلى إبطاء نموها ، وتسبب في نمو المجرات المحيطية. لكن تأثير الثقوب السوداء لم ينته عند هذا الحد.

مجموعة المجرات ، المسماة Hydra A ، محاطة بأحواض ساخنة تنبعث منها الأشعة السينية. تيار ، مرئي في طيف الموجات الراديوية ، يندلع من المجرة المركزية. يحتوي الغاز الموجود على حواف هذا التيار على كمية كبيرة من أيونات الحديد والمعادن الأخرى الناتجة عن انفجار المستعر الأعظم. من خلال دفع هذه المعادن إلى حواف الكون ، تشبع الثقوب السوداء المجرات البعيدة بالعناصر اللازمة لتشكيل النجوم وأنظمة الكواكب مثل مجموعتنا.

لوحظ وجود ثقوب سوداء عملاقة في جميع المجرات في الكون تقريبًا. هناك أيضًا زيادة في عدد تدفقات الطاقة القوية.

حصلنا على دور مراقبي دورة الحياة الشائكة للنجوم. كوننا على مسافة هائلة منهم في الزمان والمكان ، فإننا لا نفهم الكثير.

أدى الإطلاق في عام 1977 إلى تقليل هذه المسافة بشكل كبير. بعد مسح الكواكب الأكثر بعدًا في النظام الشمسي وأقمارها الصناعية ، يتم إرسال هذه المركبات إلى الحدود الخارجية لنظامنا ، على بعد عشرات المليارات من الكيلومترات من الأرض. تتحرك بسرعة 16 كيلومترًا في الثانية ، فوييجر 2 ستقطع مسافة أربع سنوات ضوئية وتصل إلى أحد أقرب نجومنا ، سيريوس ، في 290 ألف سنة.

عند المشاهدة من الزاوية الهادئة في المجرة ، أدركنا أن النجوم لا تضيء الكون فحسب ، بل تشبعه أيضًا بالمادة الضرورية للحياة. من خلال مشاهدة نجم يموت في انفجار ، نكتسب فهمًا للقوة التي تشكل الكون وتغير عوالم مثل عالمنا.

20. الاتصال اللاسلكي بين الحضارات الموجودة على أنظمة كوكبية مختلفة

21. إمكانية الاتصال بين النجوم بالطرق البصرية

22. التواصل مع الحضارات الأجنبية باستخدام المجسات الآلية

23. التحليل النظري والاحتمالي للاتصالات الراديوية بين النجوم. طبيعة الإشارات

24. حول إمكانية الاتصال المباشر بين الحضارات الأجنبية

25. ملاحظات على وتيرة وطبيعة التطور التكنولوجي للبشرية

ثانيًا. هل التواصل مع الكائنات الذكية للكواكب الأخرى ممكن؟

الجزء الأول الجانب الفلكي للمشكلة

4. تطور النجوم يحتوي علم الفلك الحديث على عدد كبير من الحجج المؤيدة لتأكيد أن النجوم تتشكل من خلال تكثيف سحب الغاز والغبار وسط بين النجوم. تستمر عملية تكوين النجوم من هذا الوسط في الوقت الحاضر. يعد توضيح هذا الظرف أحد أعظم إنجازات علم الفلك الحديث. حتى وقت قريب نسبيًا ، كان يُعتقد أن جميع النجوم تشكلت في وقت واحد تقريبًا منذ عدة بلايين من السنين. تم تسهيل انهيار هذه الأفكار الميتافيزيقية ، أولاً وقبل كل شيء ، من خلال تقدم علم الفلك الرصدي وتطور نظرية بنية النجوم وتطورها. نتيجة لذلك ، أصبح من الواضح أن العديد من النجوم المرصودة هي أجسام صغيرة نسبيًا ، وبعضها نشأ عندما كان هناك بالفعل شخص على الأرض. من الحجج المهمة المؤيدة لاستنتاج أن النجوم تتشكل من الغاز بين النجمي ووسط الغبار هو موقع مجموعات النجوم الفتية بوضوح (ما يسمى ب "الترابطات") في الأذرع الحلزونية للمجرة. الحقيقة هي أنه وفقًا للملاحظات الفلكية الراديوية ، يتركز الغاز بين النجوم بشكل أساسي في الأذرع الحلزونية للمجرات. على وجه الخصوص ، هذا هو الحال أيضًا في مجرتنا. علاوة على ذلك ، من "الصور الراديوية" التفصيلية لبعض المجرات القريبة منا ، يترتب على ذلك أن أعلى كثافة للغاز بين النجمي لوحظت عند الحواف الداخلية (فيما يتعلق بمركز المجرة المقابلة) للحلقة الحلزونية ، مما يجد تفسيرًا طبيعيًا ، تفاصيل لا يمكننا الخوض فيها هنا. ولكن في هذه الأجزاء بالتحديد من الحلزونات ، تُستخدم طرق علم الفلك البصري لمراقبة "مناطق HII" ، أي سحب الغاز بين النجوم المتأين. بوصة. 3 لقد قيل بالفعل أن السبب الوحيد لتأين مثل هذه الغيوم يمكن أن يكون الأشعة فوق البنفسجية للنجوم الساخنة الضخمة - من الواضح أنها أجسام صغيرة (انظر أدناه). محور مشكلة تطور النجوم هو مسألة مصادر طاقتها. في الواقع ، من أين ، على سبيل المثال ، تأتي الكمية الهائلة من الطاقة اللازمة للحفاظ على الإشعاع الشمسي عند المستوى المرصود تقريبًا لعدة مليارات من السنين؟ تصدر الشمس كل ثانية 4x10 33 ergs ، ولمدة 3 مليارات سنة تشع 4x10 50 ergs. لا شك أن عمر الشمس حوالي 5 مليارات سنة. يأتي هذا على الأقل من التقديرات الحديثة لعمر الأرض من خلال طرق إشعاعية مختلفة. من غير المحتمل أن تكون الشمس "أصغر سنًا" من الأرض. في القرن الماضي وبداية هذا القرن ، تم اقتراح فرضيات مختلفة حول طبيعة مصادر الطاقة للشمس والنجوم. يعتقد بعض العلماء ، على سبيل المثال ، أن مصدر الطاقة الشمسية هو التساقط المستمر للنيازك على سطحه ، والبعض الآخر كان يبحث عن مصدر في الانضغاط المستمر للشمس. يمكن تحويل الطاقة الكامنة المنبعثة خلال هذه العملية ، في ظل ظروف معينة ، إلى إشعاع. كما سنرى أدناه ، يمكن أن يكون هذا المصدر فعالاً للغاية في مرحلة مبكرة من تطور النجم ، لكنه لا يمكنه توفير الإشعاع الشمسي للوقت المطلوب. أتاح التقدم في الفيزياء النووية حل مشكلة مصادر الطاقة النجمية في وقت مبكر حتى نهاية الثلاثينيات من القرن الحالي. مثل هذا المصدر هو تفاعلات اندماج نووي حراري تحدث في الأجزاء الداخلية من النجوم عند درجة حرارة عالية جدًا سائدة هناك (في حدود عشرة ملايين كلفن). نتيجة لهذه التفاعلات ، التي يعتمد معدلها بشدة على درجة الحرارة ، يتم تحويل البروتونات إلى نوى هيليوم ، وتتسرب الطاقة المنبعثة ببطء عبر الأجزاء الداخلية للنجوم ، وفي النهاية تتحول بشكل كبير إلى الفضاء العالمي. هذا مصدر قوي بشكل استثنائي. إذا افترضنا في البداية أن الشمس تتكون فقط من الهيدروجين ، والذي نتيجة التفاعلات النووية الحرارية تحول تمامًا إلى هيليوم ، فإن كمية الطاقة المنبعثة ستكون حوالي 10 52 erg. وبالتالي ، للحفاظ على الإشعاع عند المستوى المرصود لمليارات السنين ، يكفي للشمس ألا "تستهلك" أكثر من 10٪ من إمداداتها الأولية من الهيدروجين. الآن يمكننا تقديم صورة لتطور بعض النجوم على النحو التالي. لسبب ما (يمكن تحديد العديد منها) ، بدأت سحابة من الغاز بين النجمي ووسط الغبار بالتكثف. قريبًا جدًا (بالطبع ، على نطاق فلكي!) تحت تأثير قوى الجاذبية العالمية ، تتكون من هذه السحابة كرة غاز كثيفة ومعتمة نسبيًا. بالمعنى الدقيق للكلمة ، لا يمكن حتى الآن تسمية هذه الكرة بنجمة ، لأن درجة الحرارة في مناطقها المركزية غير كافية لبدء التفاعلات النووية الحرارية. ضغط الغاز داخل الكرة غير قادر بعد على موازنة قوى الجذب لأجزائها الفردية ، لذلك سيتم ضغطها باستمرار. اعتاد بعض علماء الفلك على الاعتقاد بأن مثل هذه "النجوم الأولية" تُلاحظ في السدم الفردية في شكل تكوينات مضغوطة داكنة جدًا ، تسمى الكريات (الشكل 12). ومع ذلك ، أجبرنا التقدم في علم الفلك الراديوي على التخلي عن وجهة النظر الساذجة هذه (انظر أدناه). عادة لا يتم تكوين نجم أولي واحد في نفس الوقت ، ولكن هناك مجموعة أكثر أو أقل عددًا منهم. في المستقبل ، تصبح هذه المجموعات روابط وعناقيد نجمية ، معروفة جيدًا لعلماء الفلك. من المحتمل جدًا أنه في هذه المرحلة المبكرة جدًا من تطور النجم ، تتشكل كتل صغيرة الكتلة حوله ، والتي تتحول بعد ذلك تدريجيًا إلى كواكب (انظر الشكل. الفصل تسع).

أرز. 12. الكريات في سديم الانتشار

عندما يتقلص النجم الأولي ، ترتفع درجة حرارته ويشع جزء كبير من الطاقة الكامنة المنبعثة في الفضاء المحيط. نظرًا لأن أبعاد كرة الغاز المتعاقد كبيرة جدًا ، فإن الإشعاع الصادر عن وحدة من سطحه سيكون ضئيلًا. نظرًا لأن تدفق الإشعاع من سطح الوحدة يتناسب مع القوة الرابعة لدرجة الحرارة (قانون Stefan-Boltzmann) ، فإن درجة حرارة الطبقات السطحية للنجم منخفضة نسبيًا ، في حين أن لمعانه هو نفسه تقريبًا للنجم العادي بنفس الكتلة. لذلك ، في مخطط "الطيف - اللمعان" ، ستقع هذه النجوم على يمين التسلسل الرئيسي ، أي أنها ستقع في منطقة العمالقة الحمراء أو الأقزام الحمراء ، اعتمادًا على قيم كتلها الأولية. في المستقبل ، يستمر النجم الأولي في الانكماش. تصبح أبعاده أصغر ، وتزداد درجة حرارة السطح ، ونتيجة لذلك يصبح الطيف "مبكرًا" أكثر فأكثر. وهكذا ، تتحرك على طول مخطط "الطيف - اللمعان" ، فإن النجم الأولي "يجلس" بسرعة إلى حد ما على التسلسل الرئيسي. خلال هذه الفترة ، تكون درجة حرارة باطن النجم كافية بالفعل لبدء التفاعلات النووية الحرارية هناك. في الوقت نفسه ، يوازن ضغط الغاز داخل النجم المستقبلي الجذب وتتوقف كرة الغاز عن الانكماش. يصبح النجم الأولي نجمًا. يستغرق الأمر وقتًا قصيرًا نسبيًا حتى يمر النجوم الأوليون بهذه المرحلة المبكرة جدًا من تطورهم. إذا كانت كتلة النجم الأولي ، على سبيل المثال ، أكبر من الكتلة الشمسية ، فستكون هناك حاجة لبضعة ملايين من السنين فقط ؛ وإذا كانت أقل ، فستكون عدة مئات من ملايين السنين. نظرًا لأن وقت تطور النجوم الأولية قصير نسبيًا ، فمن الصعب اكتشاف هذه المرحلة المبكرة من تطور النجم. ومع ذلك ، من الواضح أن النجوم في هذه المرحلة قد لوحظت. نحن نتحدث عن نجوم T Tauri مثيرة جدًا للاهتمام ، وعادة ما تكون مغمورة في السدم المظلمة. في عام 1966 ، وبشكل غير متوقع ، أصبح من الممكن مراقبة النجوم الأولية في المراحل الأولى من تطورها. لقد ذكرنا بالفعل في الفصل الثالث من هذا الكتاب اكتشاف علم الفلك الراديوي لعدد من الجزيئات في الوسط النجمي ، وبشكل أساسي هيدروكسيل OH وبخار الماء H2O. كانت مفاجأة علماء الفلك الراديوي رائعة عندما تم اكتشاف مصادر ساطعة ومضغوطة للغاية (أي ذات أبعاد زاويّة صغيرة) عند مسح السماء بطول موجة 18 سم ، يتوافق مع خط راديو OH. كان هذا غير متوقع لدرجة أنهم رفضوا في البداية حتى تصديق أن مثل هذه الخطوط الراديوية الساطعة يمكن أن تنتمي إلى جزيء الهيدروكسيل. تم الافتراض أن هذه السطور تنتمي إلى مادة غير معروفة ، والتي أعطيت على الفور الاسم "المناسب" "الغموض". ومع ذلك ، سرعان ما تشارك "mysterium" مصير "إخوانها" البصرية - "nebulium" و "coronia". الحقيقة هي أنه لعقود عديدة ، لم يكن من الممكن تحديد الخطوط الساطعة للسدم والهالة الشمسية بأي خطوط طيفية معروفة. لذلك ، نُسبت إلى عناصر افتراضية معينة غير معروفة على الأرض - "النيبوليوم" و "الكورونيا". دعونا لا نبتسم باستخفاف لجهل علماء الفلك في بداية قرننا: بعد كل شيء ، لم تكن هناك نظرية عن الذرة في ذلك الوقت! لم يترك تطور الفيزياء مكانًا لـ "الكواكب السماوية" الغريبة في النظام الدوري لمندلييف: في عام 1927 ، تم فضح "النيبوليوم" ، الذي تم تحديد خطوطه بموثوقية كاملة مع الخطوط "المحرمة" للأكسجين المتأين والنيتروجين ، وفي 1939-1941 . لقد ثبت بشكل مقنع أن خطوط "الإكليل" الغامضة تنتمي إلى مضاعفة الذرات المتأينة من الحديد والنيكل والكالسيوم. إذا استغرق الأمر عقودًا "لفضح" "نيبوليوم" و "كودونيوم" ، ففي غضون أسابيع قليلة بعد الاكتشاف ، أصبح من الواضح أن خطوط "الغموض" تنتمي إلى الهيدروكسيل العادي ، ولكن فقط في ظل ظروف غير عادية. كشفت الملاحظات الإضافية ، أولاً وقبل كل شيء ، أن مصادر "اللغز" لها أبعاد زاوية صغيرة للغاية. تم توضيح ذلك بمساعدة طريقة بحث فعالة جدًا كانت لا تزال في ذلك الوقت ، تسمى "قياس التداخل الراديوي الأساسي الطويل جدًا". يتم تقليل جوهر الطريقة إلى ملاحظات متزامنة للمصادر على تلسكوبين راديويين مفصولين عن بعضهما البعض بمسافة عدة آلاف من الكيلومترات. كما اتضح ، يتم تحديد الاستبانة الزاوية في هذه الحالة من خلال نسبة الطول الموجي إلى المسافة بين التلسكوبات الراديوية. في حالتنا هذه ، يمكن أن تكون هذه القيمة ~ 3x10 -8 rad أو بضعة أجزاء من الألف من الثانية القوسية! لاحظ أنه في علم الفلك البصري ، لا يزال مثل هذا القرار الزاوي بعيد المنال تمامًا. وقد أظهرت مثل هذه الملاحظات أن هناك على الأقل ثلاث فئات من مصادر "الغموض". سنكون مهتمين بمصادر الفئة 1 هنا. تقع جميعها داخل السدم الغازية المتأينة ، على سبيل المثال ، في سديم الجبار الشهير. كما ذكرنا سابقًا ، فإن أبعادها صغيرة للغاية ، فهي أصغر بآلاف المرات من أبعاد السديم. الأمر الأكثر إثارة للاهتمام هو أن لديهم بنية مكانية معقدة. ضع في اعتبارك ، على سبيل المثال ، مصدرًا يقع في سديم يسمى W3.

أرز. 13. ملامح من المكونات الأربعة لخط الهيدروكسيل

على التين. يوضح الشكل 13 ملف تعريف خط OH المنبعث من هذا المصدر. كما ترى ، فهي تتكون من عدد كبير من الخطوط المضيئة الضيقة. يتوافق كل خط مع سرعة معينة للحركة على طول خط رؤية السحابة التي تنبعث من هذا الخط. يتم تحديد قيمة هذه السرعة من خلال تأثير دوبلر. يصل الفرق في السرعات (على طول خط البصر) بين السحب المختلفة إلى حوالي 10 كم / ثانية. أظهرت ملاحظات قياس التداخل المذكورة أعلاه أن السحب المنبعثة من كل سطر لا تتطابق مكانيًا. الصورة كالتالي: داخل مساحة حوالي 1.5 ثانية ، تتحرك الأقواس بسرعات مختلفة حوالي 10 غيوم مضغوطة. تصدر كل سحابة خطًا واحدًا محددًا (حسب التردد). الأبعاد الزاويّة للسحب صغيرة جدًا ، في حدود بضعة أجزاء من الألف من الثانية. نظرًا لأن المسافة إلى السديم W3 معروفة (حوالي 2000 قطعة) ، يمكن بسهولة تحويل الأبعاد الزاوية إلى أبعاد خطية. اتضح أن الأبعاد الخطية للمنطقة التي تتحرك فيها الغيوم تتراوح من 10 إلى 2 قطعة ، وأبعاد كل سحابة أكبر بترتيب من حيث الحجم فقط من المسافة من الأرض إلى الشمس. تُطرح أسئلة: ما هي هذه الغيوم ولماذا تشع بقوة في خطوط راديو الهيدروكسيل؟ تمت الإجابة على السؤال الثاني بسرعة كبيرة. اتضح أن آلية الانبعاث مشابهة تمامًا لتلك التي لوحظت في أجهزة الليزر والليزر في المختبر. لذا ، فإن مصادر "الألغاز" عبارة عن ماسحات كونية طبيعية عملاقة تعمل على موجة من خط الهيدروكسيل ، يبلغ طولها 18 سم. كما هو معروف ، فإن تضخيم الإشعاع في الخطوط بسبب هذا التأثير ممكن عندما يتم "تنشيط" الوسيط الذي ينتشر فيه الإشعاع بطريقة ما. هذا يعني أن بعض مصادر الطاقة "الخارجية" (ما يسمى ب "الضخ") تجعل تركيز الذرات أو الجزيئات في المستوى الأولي (العلوي) مرتفعًا بشكل غير طبيعي. لا يمكن استخدام مازر أو ليزر بدون "مضخة" دائمة. لم يتم حل مسألة طبيعة آلية "الضخ" للمسببات الكونية بشكل نهائي. ومع ذلك ، فمن المرجح أن تستخدم الأشعة تحت الحمراء القوية "كضخ". قد تكون آلية "الضخ" المحتملة الأخرى هي تفاعل كيميائي. يجدر بنا مقاطعة قصتنا عن الكونية من أجل التفكير في الظواهر المدهشة التي يواجهها علماء الفلك في الفضاء. واحدة من أعظم الاختراعات التقنية في عصرنا المضطرب ، والتي تلعب دورًا مهمًا في الثورة العلمية والتكنولوجية التي نشهدها الآن ، يمكن تحقيقها بسهولة في الظروف الطبيعية ، علاوة على ذلك ، على نطاق هائل! إن تدفق الانبعاثات الراديوية من بعض أجهزة الموجات الكونية كبير جدًا لدرجة أنه كان من الممكن اكتشافه حتى على المستوى التقني لعلم الفلك الراديوي منذ 35 عامًا ، أي حتى قبل اختراع أجهزة الليزر والليزر! للقيام بذلك ، كان من الضروري معرفة الطول الموجي الدقيق لوصلة الراديو OH والاهتمام بالمشكلة "فقط". بالمناسبة ، هذه ليست الحالة الأولى عندما تتحقق أهم المشكلات العلمية والتقنية التي تواجه البشرية في الظروف الطبيعية. حفزت التفاعلات الحرارية النووية التي تدعم إشعاع الشمس والنجوم (انظر أدناه) على تطوير وتنفيذ مشاريع للحصول على "وقود" نووي على الأرض ، والذي من شأنه أن يحل جميع مشاكل الطاقة لدينا في المستقبل. للأسف ، ما زلنا بعيدين عن حل هذه المهمة الأكثر أهمية ، والتي قامت الطبيعة بحلها "بسهولة". قبل قرن ونصف ، علق فرينل ، مؤسس نظرية موجات الضوء (في مناسبة مختلفة بالطبع): "تضحك الطبيعة على الصعوبات التي نواجهها". كما ترى ، فإن ملاحظة فرينل أكثر صحة اليوم. دعونا نعود ، مع ذلك ، إلى الكواكب البنائية. على الرغم من أن آلية "ضخ" هذه الماسكات ليست واضحة تمامًا بعد ، إلا أنه لا يزال بإمكان المرء الحصول على فكرة تقريبية عن الظروف الفيزيائية في السحب التي تنبعث منها خط 18 سم بواسطة آلية maser. أولاً وقبل كل شيء ، اتضح أن هذه الغيوم كثيفة جدًا: يوجد في السنتيمتر المكعب ما لا يقل عن 10 8-10 9 جزيئات ، وجزء كبير (وربما كبير) منها عبارة عن جزيئات. من غير المحتمل أن تتجاوز درجة الحرارة ألفي كلفن ، على الأرجح حوالي 1000 كلفن. تختلف هذه الخصائص بشكل حاد عن تلك الموجودة في السحب الأكثر كثافة للغاز بين النجمي. بالنظر إلى الحجم الصغير نسبيًا للسحب ، توصلنا بشكل لا إرادي إلى استنتاج مفاده أنها تشبه إلى حد ما الأغلفة الجوية الممتدة والباردة للنجوم العملاقة. من المحتمل جدًا أن هذه الغيوم ليست أكثر من مرحلة مبكرة في تطور النجوم الأولية ، مباشرة بعد تكاثفها من الوسط النجمي. هناك حقائق أخرى تدعم هذا التأكيد (الذي أكده مؤلف هذا الكتاب في عام 1966). في السدم حيث تُلاحظ الكونية ، تظهر النجوم الساخنة الفتية (انظر أدناه). وبالتالي ، انتهت عملية تكوين النجوم هناك مؤخرًا ، وعلى الأرجح ، تستمر في الوقت الحاضر. ربما يكون الأمر الأكثر فضولًا هو ، كما تظهر الملاحظات الفلكية الراديوية ، أن مثل هذا النوع من البازعات الفضائية "مغمور" في سحب صغيرة كثيفة جدًا من الهيدروجين المتأين. تحتوي هذه السحب على الكثير من الغبار الكوني ، مما يجعلها غير قابلة للرصد في النطاق البصري. تتأين مثل هذه "الشرانق" بواسطة نجم شاب ساخن بداخلها. في دراسة عمليات تكوين النجوم ، أثبت علم الفلك بالأشعة تحت الحمراء أنه مفيد جدًا. في الواقع ، بالنسبة للأشعة تحت الحمراء ، فإن امتصاص الضوء بين النجوم ليس مهمًا جدًا. يمكننا الآن تخيل الصورة التالية: من سحابة من الوسط النجمي ، من خلال تكثيفها ، تتشكل عدة جلطات من كتل مختلفة ، وتتطور إلى نجوم أولية. يختلف معدل التطور: بالنسبة للكتل الأكثر ضخامة سيكون أعلى (انظر الجدول 2 أدناه). لذلك ، ستتحول المجموعة الأكثر ضخامة إلى نجم ساخن أولاً ، في حين أن الباقي سوف يستمر لفترة أطول أو أقل في مرحلة النجم الأولي. نلاحظها كمصادر لإشعاع مازر في الجوار المباشر للنجم الساخن "الوليد" ، والذي يؤين الهيدروجين "الشرنقة" الذي لم يتكثف إلى كتل. بالطبع ، سيتم تحسين هذا المخطط التقريبي في المستقبل ، وبالطبع سيتم إجراء تغييرات كبيرة عليه. لكن الحقيقة تبقى: اتضح فجأة أنه لبعض الوقت (على الأرجح لفترة قصيرة نسبيًا) النجوم الأولية حديثي الولادة ، بالمعنى المجازي ، "تصرخ" بشأن ولادتها ، باستخدام أحدث طرق الفيزياء الإشعاعية الكمومية (أي الماسرات) ... بعد 2 بعد سنوات من اكتشاف مسرات الهيدروكسيل الكونية (خط 18 سم) - وجد أن نفس المصادر تنبعث في نفس الوقت (أيضًا بواسطة آلية مازر) خطًا من بخار الماء ، يبلغ طوله الموجي 1.35 سم. كثافة "الماء" "مازر أكبر من" الهيدروكسيل ". السحب المنبعثة من خط H2O ، على الرغم من أنها تقع في نفس الحجم الصغير مثل غيوم "الهيدروكسيل" ، تتحرك بسرعات مختلفة وتكون أكثر إحكاما. لا يمكن استبعاد اكتشاف خطوط مازر أخرى * في المستقبل القريب. وهكذا ، وبشكل غير متوقع ، حوَّل علم الفلك الراديوي المشكلة الكلاسيكية لتكوين النجوم إلى فرع من علم الفلك الرصدي **. بمجرد وصوله إلى التسلسل الرئيسي والتوقف عن الانكماش ، يشع النجم عمليًا لفترة طويلة دون تغيير موضعه على مخطط "الطيف - اللمعان". يتم دعم إشعاعها من خلال التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث في المناطق الوسطى. وهكذا ، فإن التسلسل الرئيسي ، كما كان ، هو موضع النقاط على مخطط "الطيف - اللمعان" ، حيث يمكن للنجم (اعتمادًا على كتلته) أن يشع لفترة طويلة وبشكل ثابت بسبب التفاعلات النووية الحرارية. يتم تحديد موضع النجم في التسلسل الرئيسي من خلال كتلته. وتجدر الإشارة إلى أن هناك معلمة أخرى تحدد موضع نجم التوازن المشع على مخطط "الطيف - اللمعان". هذه المعلمة هي التركيب الكيميائي الأولي للنجم. إذا انخفضت الوفرة النسبية للعناصر الثقيلة ، فسوف "يسقط" النجم في الرسم التخطيطي أدناه. هذا هو الظرف الذي يفسر وجود سلسلة من الأقزام الفرعية. كما ذكرنا سابقًا ، فإن الوفرة النسبية للعناصر الثقيلة في هذه النجوم أقل بعشر مرات من النجوم المتسلسلة الرئيسية. يتم تحديد وقت بقاء النجم في التسلسل الرئيسي من خلال كتلته الأولية. إذا كانت الكتلة كبيرة ، فإن إشعاع النجم له قوة هائلة ويستهلك احتياطياته من "وقود" الهيدروجين بسرعة. على سبيل المثال ، يمكن للنجوم ذات التسلسل الرئيسي التي تزيد كتلتها عن كتلة الشمس بعشرات المرات (وهي عمالقة زرقاء ساخنة من النوع الطيفي O) أن تشع بثبات أثناء تواجدها في هذا التسلسل لبضعة ملايين من السنين فقط ، بينما النجوم ذات كتلة قريبة من الشمس ، في التسلسل الرئيسي 10-15 مليار سنة. الجدول أدناه. 2 ، والذي يعطي المدة المحسوبة لانكماش الجاذبية والبقاء على التسلسل الرئيسي للنجوم من أنواع طيفية مختلفة. يوضح الجدول نفسه كتل النجوم وأنصاف أقطارها ولمعانها بالوحدات الشمسية.

الجدول 2

				أعوام
فئة طيفية			لمعان	انكماش الجاذبية	البقاء على التسلسل الرئيسي
G2 (الأحد)

ويترتب على الجدول أن زمن الإقامة في التسلسل الرئيسي للنجوم المتأخر عن CR أطول بكثير من عمر المجرة ، والذي ، وفقًا للتقديرات الحالية ، يقترب من 15-20 مليار سنة. يحدث "احتراق" الهيدروجين (أي تحوله إلى هيليوم في التفاعلات النووية الحرارية) فقط في المناطق المركزية للنجم. يفسر ذلك حقيقة أن المادة النجمية تختلط فقط في المناطق المركزية للنجم ، حيث تحدث التفاعلات النووية ، بينما تحافظ الطبقات الخارجية على المحتوى النسبي للهيدروجين دون تغيير. نظرًا لأن كمية الهيدروجين في المناطق المركزية للنجم محدودة ، عاجلاً أم آجلاً (اعتمادًا على كتلة النجم) ، فإن كل ذلك تقريبًا "سيحترق" هناك. تظهر الحسابات أن كتلة ونصف قطر منطقته المركزية ، حيث تحدث التفاعلات النووية ، يتناقصان تدريجيًا ، بينما يتحرك النجم ببطء إلى اليمين في مخطط "الطيف - اللمعان". تحدث هذه العملية بشكل أسرع في النجوم الضخمة نسبيًا. إذا تخيلنا مجموعة من النجوم المتغيرة المتكونة في وقت واحد ، فمع مرور الوقت ، سينحني التسلسل الرئيسي على مخطط "الطيف - اللمعان" الذي تم إنشاؤه لهذه المجموعة ، كما كان ، إلى اليمين. ماذا سيحدث للنجم عندما "يحترق" كل (أو كل) الهيدروجين الموجود في قلبه؟ نظرًا لأن إطلاق الطاقة في المناطق المركزية للنجم يتوقف ، لا يمكن الحفاظ على درجة الحرارة والضغط هناك عند المستوى الضروري لمواجهة قوة الجاذبية التي تضغط على النجم. سيبدأ قلب النجم في الانكماش ، وسترتفع درجة حرارته. تتشكل منطقة حارة كثيفة للغاية ، تتكون من الهيليوم (الذي تحول إليه الهيدروجين) بمزيج صغير من العناصر الثقيلة. الغاز في هذه الحالة يسمى "متدهور". لديها عدد من الخصائص المثيرة للاهتمام ، والتي لا يمكننا الخوض فيها هنا. في هذه المنطقة الحارة الكثيفة ، لن تحدث التفاعلات النووية ، لكنها ستستمر بشكل مكثف على محيط النواة ، في طبقة رقيقة نسبيًا. تظهر الحسابات أن لمعان النجم وحجمه سيبدأ في النمو. النجم ، كما كان ، "ينتفخ" ويبدأ في "النزول" من التسلسل الرئيسي ، متحركًا إلى مناطق العملاق الأحمر. علاوة على ذلك ، اتضح أن النجوم العملاقة ذات المحتوى المنخفض من العناصر الثقيلة سيكون لها لمعان أعلى بنفس الحجم. على التين. يوضح الشكل 14 المسارات التطورية المحسوبة نظريًا على مخطط "اللمعان - درجة حرارة السطح" للنجوم ذات الكتل المختلفة. عندما يمر نجم إلى مرحلة العملاق الأحمر ، يزداد معدل تطوره بشكل كبير. لاختبار النظرية ، فإن بناء مخطط "طيف لمعان" عناقيد النجوم الفردية له أهمية كبيرة. الحقيقة هي أن نجوم المجموعة نفسها (على سبيل المثال ، الثريا) لها نفس العمر بشكل واضح. بمقارنة مخططات "الطيف - اللمعان" لمجموعات مختلفة - "القديمة" و "الشابة" ، يمكن للمرء معرفة كيفية تطور النجوم. على التين. الشكلان 15 و 16 يظهران مخططات "مؤشر اللون - اللمعان" لمجموعتين نجميتين مختلفتين ، والعنقود NGC 2254 هو تشكيل حديث العهد نسبيًا.

أرز. 14. المسارات التطورية للنجوم ذات الكتل المختلفة على مخطط "درجة حرارة اللمعان"

أرز. 15. مخطط هيرتزبرونج-راسل للعنقود النجمي NGC 2254

أرز. 16. مخطط Hertzsprung-Russell للمجموعة الكروية M 3. على المحور الرأسي - المقدار النسبي

يوضح الرسم البياني المقابل بوضوح التسلسل الرئيسي بأكمله ، بما في ذلك الجزء الأيسر العلوي ، حيث توجد النجوم الضخمة الساخنة (مؤشر اللون - 0.2 يتوافق مع درجة حرارة 20 ألف كلفن ، أي طيف الفئة ب). الكتلة الكروية M 3 هي كائن "قديم". من الواضح أنه لا توجد نجوم تقريبًا في الجزء العلوي من التسلسل الرئيسي للمخطط الذي تم إنشاؤه لهذه المجموعة. من ناحية أخرى ، فإن الفرع العملاق الأحمر لـ M 3 غني جدًا ، بينما يحتوي NGC 2254 على عدد قليل جدًا من العمالقة الحمراء. هذا أمر مفهوم: في العنقود M 3 القديم ، "انحرف" عدد كبير من النجوم بالفعل عن التسلسل الرئيسي ، بينما حدث هذا في العنقود الصغير NGC 2254 فقط مع عدد صغير من النجوم الضخمة نسبيًا وسريعة التطور. يشار إلى أن الفرع العملاق لـ M 3 يرتفع بشكل حاد للغاية ، بينما في NGC 2254 يرتفع بشكل أفقي تقريبًا. من وجهة نظر النظرية ، يمكن تفسير ذلك من خلال الوفرة المنخفضة للعناصر الثقيلة بشكل ملحوظ في M 3. في الواقع ، في نجوم الحشود الكروية (وكذلك في النجوم الأخرى التي لا تركز كثيرًا على مستوى المجرة بالنسبة لمركز المجرة) ، فإن الوفرة النسبية للعناصر الثقيلة ضئيلة. في الرسم التخطيطي "مؤشر اللون - اللمعان" بالنسبة لـ M 3 يظهر فرع أفقي آخر تقريبًا. لا يوجد فرع مماثل في الرسم البياني المصمم لـ NGC 2254. تشرح النظرية ظهور هذا الفرع على النحو التالي. بعد أن تصل درجة حرارة قلب الهليوم الكثيف المتقلص لنجم - عملاق أحمر - إلى 100-150 مليون كلفن ، سيبدأ تفاعل نووي جديد هناك. يتكون هذا التفاعل من تكوين نواة كربون من ثلاث نوى هيليوم. بمجرد أن يبدأ هذا التفاعل ، سيتوقف تقلص النواة. بعد ذلك ، طبقات السطح

تزيد النجوم من درجة حرارتها ويتحرك النجم في مخطط "الطيف - اللمعان" إلى اليسار. من هذه النجوم تشكل الفرع الأفقي الثالث لمخطط M 3.

أرز. 17. مخطط تلخيص هيرتزبرونج-راسل لـ 11 عنقود نجمي

على التين. يوضح الشكل 17 بشكل تخطيطي مخططًا موجزًا ​​لمعان اللون لـ 11 مجموعة ، منها اثنتان (M 3 و M 92) كروية. من الواضح كيف أن التسلسلات الرئيسية "تنحني" إلى اليمين وإلى الأعلى في مجموعات مختلفة في اتفاق كامل مع المفاهيم النظرية التي تمت مناقشتها بالفعل. من التين. 17 ، يمكن للمرء أن يحدد على الفور المجموعات الصغيرة والكبيرة. على سبيل المثال ، المجموعة "المزدوجة" X و h فرساوس صغيرة. لقد "أنقذت" جزءًا كبيرًا من التسلسل الرئيسي. مجموعة M 41 أقدم ، وتجمع Hyades أقدم من ذلك ، ومجموعة M 67 قديمة جدًا ، ومخطط "اللون - السطوع" الذي يشبه إلى حد بعيد الرسم التخطيطي للعناقيد الكروية M 3 و M 92. فقط الفرع العملاق للعناقيد الكروية أعلى في التوافق مع الاختلافات في التركيب الكيميائي ، والتي نوقشت سابقًا. وبالتالي ، فإن بيانات الرصد تؤكد وتثبت بشكل كامل استنتاجات النظرية. قد يبدو من الصعب توقع تحقق رصدي لنظرية العمليات في التصميمات الداخلية النجمية ، والتي تكون مخفية عنا بسمك ضخم من المادة النجمية. ومع ذلك ، يتم التحكم في النظرية هنا باستمرار من خلال ممارسة الملاحظات الفلكية. وتجدر الإشارة إلى أن تجميع عدد كبير من مخططات "اللون واللمعان" تطلب قدرًا هائلاً من العمل من قبل الفلكيين والمراقبين وتحسينًا جذريًا في طرق المراقبة. من ناحية أخرى ، لم يكن نجاح نظرية البنية الداخلية وتطور النجوم ممكنًا لولا تكنولوجيا الحوسبة الحديثة القائمة على استخدام أجهزة الكمبيوتر الإلكترونية عالية السرعة. كما تم تقديم خدمة لا تقدر بثمن للنظرية من خلال البحث في مجال الفيزياء النووية ، مما جعل من الممكن الحصول على الخصائص الكمية لتلك التفاعلات النووية التي تحدث في الداخل النجمي. يمكن القول دون مبالغة أن تطوير نظرية بنية النجوم وتطورها هو أحد أعظم إنجازات علم الفلك في النصف الثاني من القرن العشرين. يفتح تطور الفيزياء الحديثة إمكانية التحقق بالرصد المباشر لنظرية التركيب الداخلي للنجوم ، وخاصة الشمس. نحن نتحدث عن إمكانية اكتشاف تيار قوي من النيوترينوات ، والتي يجب أن تنبعث منها الشمس إذا حدثت تفاعلات نووية في أعماقها. من المعروف أن تفاعل النيوترينوات ضعيف للغاية مع الجسيمات الأولية الأخرى. وهكذا ، على سبيل المثال ، يمكن للنيوترينو أن يطير تقريبًا بدون امتصاص خلال سماكة الشمس بأكملها ، بينما يمكن للأشعة السينية أن تمر دون امتصاص إلا من خلال بضعة ملليمترات من مادة باطن الشمس. إذا تخيلنا أن شعاعًا قويًا من النيوترينوات يمر عبر الشمس بطاقة كل جسيم فيه