O'ta gigant yulduzlar - bu ulkan yoritgichlarning kosmik taqdiri ularni ma'lum bir vaqtda o'ta yangi yulduz sifatida portlashini tayinladi.

Barcha yulduzlar xuddi shunday tug'iladi. Molekulyar vodorodning ulkan buluti tortishish kuchi ta'sirida ichki harorat yadro sintezini qo'zg'atguncha to'pga aylana boshlaydi. Butun borlig‘i davomida nuroniylar o‘zlari bilan kurash holatida, tashqi qatlam tortishish kuchi bilan, yadro esa - kengayishga moyil bo'lgan qizdirilgan moddaning kuchi bilan bosiladi. Ularning mavjudligi davomida markazda vodorod va geliy asta-sekin yonib ketadi va katta massaga ega oddiy yulduzlar supergigantlarga aylanadi. Bunday ob'ektlar yosh shakllanishlarda, masalan, tartibsiz galaktikalar yoki ochiq klasterlarda uchraydi.

Xususiyatlar va parametrlar

Yulduzlarning paydo bo'lishida massa hal qiluvchi rol o'ynaydi - katta yadroda katta miqdordagi energiya sintezlanadi, bu yulduzning harorati va uning faolligini oshiradi. Yakuniy mavjudlik davriga yaqinlashganda, vazni quyosh massasidan 10-70 baravar ortiq bo'lgan jismlar supergigantlarga aylanadi. Kattalik, yorqinlik, harorat va spektral tip o'rtasidagi munosabatlarni tavsiflovchi Hertzsprung-Russell diagrammasida bunday yoritgichlar yuqorida joylashgan bo'lib, ob'ektlarning yuqori (+5 dan +12 gacha) ko'rinadigan kattaligini ko'rsatadi. Ular boshqa yulduzlarnikidan pastroq, chunki ular finalda o'z holatiga etib kelishadi evolyutsion jarayon yadroviy yoqilg'i zaxiralari kamayganda. Issiq jismlarda geliy va vodorod tugaydi va yonish kislorod va uglerod hisobiga va undan keyin temirgacha davom etadi.

Supergigant yulduzlarning tasnifi

Yorqinlik spektrining bo'ysunishini aks ettiruvchi Yerkes tasnifiga ko'ra, supergigantlar I sinfga kiradi. Ular ikki guruhga bo'lingan:

• Ia - yorqin supergigantlar yoki gipergigantlar;
• Ib kamroq nurli supergigantlardir.

Garvard tasnifidagi spektral turiga ko'ra, bu yulduzlar O dan M gacha bo'lgan diapazonni egallaydi. Moviy supergigantlar O, B, A, qizil - K, M, oraliq va yomon o'rganilgan sariq - F, G sinflari bilan ifodalanadi.

Qizil supergigantlar

Katta yulduzlar yadrolarida uglerod va kislorod yonishni boshlaganda asosiy ketma-ketlikni tark etadilar - ular qizil supergigantlarga aylanadi. Ularning gaz qobig'i millionlab kilometrlarga tarqalib, ulkan o'lchamlarga etadi. Konvektsiyaning qobiqdan yadroga kirishi bilan sodir bo'ladigan kimyoviy jarayonlar sintezga olib keladi. og'ir elementlar portlashdan keyin kosmosga tarqaladigan temir cho'qqisi. Odatda qizil supergigantlar tugaydi hayot yo'li yulduzlar va o'ta yangi yulduz sifatida portlash. Yulduzning gaz qobig'i yangi tumanlikni keltirib chiqaradi va degeneratsiyalangan yadro oq mittiga aylanadi. Va - eng katta ob'ektlar o'layotgan qizil yulduzlar orasidan.

Moviy supergigantlar

Uzoq umr ko'radigan qizil gigantlardan farqli o'laroq, bular yosh va issiq yulduzlar bo'lib, ularning massasi Quyoshnikidan 10-50 marta, radiusi esa 20-25 marta kattaroqdir. Ularning harorati ta'sirli - bu 20-50 ming daraja. Moviy supergigantlarning yuzasi siqilish tufayli tez qisqaradi, ichki energiyaning nurlanishi esa doimiy ravishda o'sib boradi va yulduz haroratini oshiradi. Ushbu jarayonning natijasi qizil supergigantlarning ko'k rangga aylanishidir. Astronomlar yulduzlar rivojlanishining turli bosqichlaridan o‘tishini, oraliq bosqichlari sariq yoki oq rangga aylanganini payqashdi. Eng yorqin yulduz Orion ko'k supergigantning ajoyib namunasidir. Uning ta'sirchan massasi Quyoshdan 20 baravar, yorqinligi 130 ming marta yuqori.

Supergigantlar eng massiv yulduzlardir. Supergigantlarning massalari 10 dan 70 gacha quyosh massasi, yorqinligi - 30 000 dan yuz minglab quyosh massasigacha o'zgaradi. Radiuslar juda katta farq qilishi mumkin - 30 dan 500 gacha, ba'zan esa 1000 quyoshdan oshadi, keyin ularni gipergigantlar deb ham atash mumkin. Stefan-Boltzman qonunidan kelib chiqadiki, qizil supergigantlarning nisbatan sovuq sirtlari issiq ko'k supergigantlarga qaraganda birlik maydonga kamroq energiya chiqaradi. Shuning uchun, bir xil yorqinlik bilan qizil supergigant har doim ko'kdan kattaroq bo'ladi.

Yulduz kattaligi, yorqinligi, harorat va spektral sinfning o'zaro bog'liqligini tavsiflovchi Gertssprung-Russell diagrammasida bunday yoritgichlar yuqorida joylashgan bo'lib, ob'ektlarning yuqori (+5 dan +12 gacha) ko'rinadigan kattaligini ko'rsatadi. Ularning hayot aylanishi boshqa yulduzlarnikiga qaraganda qisqaroq, chunki ular evolyutsiya jarayonining oxirida, yadro yoqilg'isi zahiralari tugaydigan paytda o'z holatiga erishadilar. Issiq jismlarda geliy va vodorod tugaydi va yonish kislorod va uglerod hisobiga va undan keyin temirgacha davom etadi.

Katta yulduzlar yadrolarida uglerod va kislorod yonishni boshlaganda asosiy ketma-ketlikni tark etadilar - ular qizil supergigantlarga aylanadi. Ularning gaz qobig'i millionlab kilometrlarga tarqalib, ulkan o'lchamlarga etadi. Konveksiyaning qobiqdan yadroga kirishi bilan sodir bo'ladigan kimyoviy jarayonlar portlashdan keyin kosmosga tarqaladigan temir cho'qqining og'ir elementlarining sinteziga olib keladi. Odatda yulduzning hayotini tugatadigan va o'ta yangi yulduzda portlaydigan qizil supergigantlardir. Yulduzning gaz qobig'i yangi tumanlikni keltirib chiqaradi va degeneratsiyalangan yadro oq mittiga aylanadi. Antares va Betelgeuse o'layotgan qizil yulduzlar orasida eng katta ob'ektlardir.

74-rasm. Betelgeuse yulduzining diski. Hubble teleskopi tasviri.

Uzoq umr ko'radigan qizil gigantlardan farqli o'laroq, ko'k devlar yosh va issiq yulduzlar bo'lib, massasi Quyoshdan 10-50 marta, radius bo'yicha 20-25 marta katta. Ularning harorati ta'sirli - bu 20-50 ming daraja. Moviy supergigantlarning yuzasi siqilish tufayli tez qisqaradi, ichki energiyaning nurlanishi esa doimiy ravishda o'sib boradi va yulduz haroratini oshiradi. Orion yulduz turkumidagi eng yorqin yulduz Rigel ko'k supergigantning ajoyib namunasidir. Uning ta'sirchan massasi Quyoshdan 20 baravar, yorqinligi 130 ming marta yuqori.

75-rasm. Orion yulduz turkumi.

Cygnus yulduz turkumida Deneb yulduzi kuzatiladi - bu noyob sinfning yana bir vakili. Bu yorqin supergigant. Osmonda bu uzoqdagi yulduzni yorqinligida faqat Rigel bilan solishtirish mumkin. Uning nurlanishining intensivligi 196 ming Quyosh bilan taqqoslanadi, ob'ektning radiusi bizning yulduzimizdan 200 marta va massasi 19 ga oshadi. Deneb tezda o'z massasini yo'qotmoqda, aql bovar qilmaydigan kuchli yulduz shamoli o'z moddasini butun olam bo'ylab olib yuradi. Yulduz allaqachon beqarorlik davriga kirgan. Hozircha uning yorqinligi kichik amplitudada o'zgarib turadi, ammo vaqt o'tishi bilan u pulsatsiyalanadi. Yadroni barqaror ushlab turadigan og'ir elementlar zaxirasini tugatgandan so'ng, Deneb, boshqa ko'k supergigantlar singari, o'ta yangi yulduzga aylanadi va uning katta yadrosi qora tuynukga aylanadi.

Gipergigantlar o'lchamlari bo'yicha supergigantlardan bir oz kattaroqdir, lekin ayni paytda ular massada o'nlab marta ustunlik qiladi va ularning yorqinligi 500 mingdan 5 milliongacha quyosh nuriga etadi. Bu yulduzlar eng ko'p qisqa umr, ba'zan u yuz minglab yillarga baholanadi. Bizning Galaktikada 10 ga yaqin shunday yorqin va kuchli jismlar topilgan.

76-rasm. Deneb.

Bugungi kunga qadar eng yorqin yulduz (va eng massiv) R136a1 hisoblanadi. Uning ochilishi 2010 yilda e'lon qilingan. Bu Wolf-Rayet yulduzi bo'lib, yorqinligi taxminan 8 700 000 quyosh va massasi bizning yulduzimizdan 265 baravar katta. Bir vaqtlar uning massasi 320 quyosh edi. R136a1 aslida Katta Magellan bulutida joylashgan R136 deb nomlangan zich yulduz klasterining bir qismidir. Kashfiyotchilardan biri Pol Krouterning so'zlariga ko'ra, "Sayyoralar paydo bo'lishi, bunday yulduzning yashashi va o'lishi ko'proq vaqt talab qiladiganidan ko'ra ko'proq vaqt oladi. U yerda sayyoralar bo‘lgan taqdirda ham, ular ustida astronomlar bo‘lmaydi, chunki tungi osmon kunduzgidek yorug‘ edi”.

77-rasm. R136a1 yulduzining fotosuratini kompyuterda qayta ishlash.

Yulduzlar juda boshqacha bo'lishi mumkin: kichik va katta, yorqin va unchalik yorqin emas, keksa va yosh, issiq va "sovuq", oq, ko'k, sariq, qizil va boshqalar.

Hertzsprung-Russell diagrammasi yulduzlarning tasnifini tushunishga imkon beradi.

U yulduzning mutlaq kattaligi, yorqinligi, spektral turi va sirt harorati o'rtasidagi bog'liqlikni ko'rsatadi. Ushbu diagrammadagi yulduzlar tasodifiy joylashmagan, ammo aniq ko'rinadigan joylarni tashkil qiladi.

Yulduzlarning ko'pchiligi deb ataladigan joyda asosiy ketma-ketlik . Asosiy ketma-ketlikning mavjudligi vodorodning yonish bosqichi ko'pchilik yulduzlarning evolyutsiya vaqtining ~90% ni tashkil etishi bilan bog'liq: yulduzning markaziy hududlarida vodorodning yonishi izotermik geliy yadrosining shakllanishiga olib keladi, qizil gigant bosqichiga o'tish va yulduzning asosiy ketma-ketlikdan ketishi. Nisbatan qisqacha evolyutsiya qizil gigantlar, ularning massasiga qarab, oq mittilar, neytron yulduzlar yoki qora tuynuklarning shakllanishiga olib keladi.

Yulduzlar evolyutsion rivojlanishining turli bosqichlarida bo'lib, oddiy yulduzlar, mitti yulduzlar va gigant yulduzlarga bo'linadi.

Oddiy yulduzlar asosiy ketma-ket yulduzlardir. Bularga bizning Quyoshimiz kiradi. Ba'zan Quyosh kabi oddiy yulduzlar sariq mittilar deb ataladi.

Sariq mitti

Sariq mitti - massasi 0,8 dan 1,2 gacha bo'lgan quyosh massasi va sirt harorati 5000-6000 K bo'lgan kichik asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarning bir turi.

Sariq mittining umri o'rtacha 10 milliard yil.

Vodorodning butun ta'minoti yonib ketgandan so'ng, yulduz ko'p marta kattalashib, qizil gigantga aylanadi. Bu turdagi yulduzlarga Aldebaran misol bo'la oladi.

Qizil gigant o'zining tashqi gaz qatlamlarini chiqarib yuboradi va shu bilan sayyora tumanliklarini hosil qiladi va yadro kichik, zichroq bo'lib qulab tushadi. oq mitti.

Qizil gigant katta yulduz qizg'ish yoki to'q sariq rang. Bunday yulduzlarning paydo bo'lishi yulduz paydo bo'lish bosqichida ham, ularning mavjudligining keyingi bosqichlarida ham mumkin.

Dastlabki bosqichda yulduz siqilish paytida chiqarilgan tortishish energiyasi tufayli, siqilish boshlangan termoyadro reaktsiyasi bilan to'xtatilgunga qadar nurlanadi.

Yulduzlar evolyutsiyasining keyingi bosqichlarida, yadrolarida vodorod yonib ketgandan so'ng, yulduzlar asosiy ketma-ketlikni tark etib, Hertzsprung-Russell diagrammasidagi qizil gigantlar va supergigantlar hududiga o'tadilar: bu bosqich taxminan 10% davom etadi. yulduzlarning "faol" hayotining vaqti, ya'ni ularning evolyutsiyasi bosqichlari , bu davrda yulduzlar ichki qismida nukleosintez reaktsiyalari sodir bo'ladi.

Gigant yulduzning nisbatan ko'rsatkichi bor past harorat sirt, taxminan 5000 daraja. Katta radius, 800 quyoshga etadi va bunday katta o'lchamlar tufayli juda katta yorug'lik. Maksimal nurlanish spektrning qizil va infraqizil hududlarida sodir bo'ladi, shuning uchun ular qizil gigantlar deb ataladi.

Gigantlarning eng kattasi qizil supergigantlarga aylanadi. Orion yulduz turkumidan Betelgeuse nomli yulduz eng ko'p yorqin misol qizil supergigant.

Mitti yulduzlar gigantlarning qarama-qarshisidir va keyingi bo'lishi mumkin.

Oq mitti - bu qizil gigant bosqichidan o'tgandan keyin massasi 1,4 quyosh massasidan kam bo'lgan oddiy yulduzdan qolgan narsa.

Vodorod etishmasligi tufayli bunday yulduzlarning yadrosida termoyadroviy reaktsiyalar sodir bo'lmaydi.

Oq mittilar juda zich. Ular bir xil o'lchamda emas Yerdan ko'proq, lekin ularning massasini Quyoshning massasi bilan solishtirish mumkin.

Bu ajoyib issiq yulduzlar, ularning harorati 100 000 daraja yoki undan ko'proqqa etadi. Ular qolgan energiyadan foydalangan holda porlaydilar, lekin vaqt o'tishi bilan u tugaydi va yadro soviydi va qora mittiga aylanadi.

Qizil mittilar koinotdagi eng keng tarqalgan yulduz tipidagi ob'ektlardir. Ularning soni bo'yicha hisob-kitoblar galaktikadagi barcha yulduzlar sonining 70 dan 90% gacha o'zgarib turadi. Ular boshqa yulduzlardan ancha farq qiladi.

Qizil mittilarning massasi quyosh massasining uchdan biridan oshmaydi (massaning pastki chegarasi 0,08 quyosh, undan keyin jigarrang mittilar), sirt harorati 3500 K ga etadi. Qizil mittilar M yoki kech K. yulduzlarning spektral sinfiga ega. bu turdagi juda kam yorug'lik chiqaradi, ba'zan Quyoshdan 10 000 marta kichikroq.

Ularning kam nurlanishini hisobga olsak, qizil mittilarning hech biri Yerdan yalang'och ko'z bilan ko'rinmaydi. Hatto Quyoshga eng yaqin qizil mitti Proksima Sentavr (uchlik tizimdagi Quyoshga eng yaqin yulduz) va eng yaqin yagona qizil mitti Barnard yulduzi ham mos ravishda 11,09 va 9,53 zohiriy magnitudasiga ega. Bunday holda, kattaligi 7,72 gacha bo'lgan yulduzni yalang'och ko'z bilan kuzatish mumkin.

Vodorod yonish tezligi pastligi tufayli qizil mittilar juda uzoq umr ko'rishadi, ular o'nlab milliardlab o'nlab trillion yillargacha (massasi 0,1 quyosh massasi bo'lgan qizil mitti 10 trillion yil davomida yonadi).

Qizil mittilarda mumkin emas termoyadro reaksiyalari geliy ishtirokida, shuning uchun ular qizil gigantlarga aylana olmaydi. Vaqt o'tishi bilan ular vodorod yoqilg'isini to'liq ishlatmaguncha asta-sekin qisqaradi va ko'proq qiziydi.

Asta-sekin, shunga ko'ra nazariy fikrlar, ular ko'k mittilarga aylanadi - yulduzlarning faraziy sinfi, qizil mittilarning hech biri hali ko'k mitti, keyin esa geliy yadroli oq mittilarga aylana olmadi.

Jigarrang mitti - yulduz osti ob'ektlari (massalari taxminan 0,01 dan 0,08 quyosh massasi yoki mos ravishda 12,57 dan 80,35 gacha Yupiter massasi va diametri taxminan Yupiterning diametriga teng), ularning chuqurligida, asosiy ketma-ketlikdan farqli o'laroq. yulduzlar, vodorodning geliyga aylanishi bilan termoyadroviy sintez reaktsiyasi mavjud emas.

Asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarning minimal harorati taxminan 4000 K, jigarrang mittilarning harorati 300 dan 3000 K gacha bo'lgan diapazonda yotadi. Jigarrang mittilar hayoti davomida doimo soviydi va mitti qanchalik katta bo'lsa, u shunchalik sekin soviydi.

Qo'ng'irrang mittilar

Qo'ng'irrang mittilar yoki jigarrang pastki mittilar jigarrang mitti massa chegarasidan pastga tushadigan sovuq shakllanishlardir. Ularning massasi Quyosh massasining yuzdan bir qismidan kam yoki shunga mos ravishda Yupiter massasining 12,57 ga teng, pastki chegarasi aniqlanmagan. Ular, odatda, sayyoralar deb hisoblanadilar, garchi ilmiy hamjamiyat hali sayyora deb hisoblanadigan va subjigarrang mitti nima haqida yakuniy xulosaga kelmagan.

Qora mitti

Qora mittilar sovigan va natijada ko'rinadigan diapazonda chiqarilmaydigan oq mittilar. Oq mittilar evolyutsiyasining yakuniy bosqichini ifodalaydi. Qora mittilarning massasi, oq mittilarning massasi kabi, 1,4 quyosh massasidan yuqori chegaralangan.

Ikkilik yulduz - bu umumiy massa markazi atrofida aylanib yuruvchi gravitatsiyaviy bog'langan ikkita yulduz.

Ba'zan uch yoki undan ortiq yulduzli tizimlar mavjud bo'lib, ularda umumiy holat tizim ko'p yulduz deb ataladi.

Bunday yulduz tizimi Yerdan unchalik uzoq bo'lmagan hollarda, teleskop orqali alohida yulduzlarni ajratish mumkin. Agar masofa muhim bo'lsa, astronomlar buni tushuning qo'sh yulduz Bu faqat bilvosita belgilar bilan mumkin - bir yulduzning ikkinchisi va boshqa yulduzlarning davriy tutilishi natijasida yuzaga keladigan yorqinlikning o'zgarishi.

Yangi yulduz

Yorqinligi birdaniga 10 000 marta oshib ketadigan yulduzlar. Nova - oq mitti va asosiy ketma-ketlikda joylashgan sherik yulduzdan iborat ikkilik tizim. Bunday tizimlarda yulduzdan chiqadigan gaz asta-sekin oq mitti tomon oqib boradi va vaqti-vaqti bilan u erda portlash sodir bo'ladi, bu esa yorqinlikni keltirib chiqaradi.

Supernova

O'ta yangi yulduz - bu o'z evolyutsiyasini halokatli portlash jarayonida tugatadigan yulduz. Bu holda alangalanish holatga qaraganda bir necha marta kattaroq bo'lishi mumkin yangi. Shunday qilib kuchli portlash evolyutsiyaning oxirgi bosqichida yulduzda sodir bo'ladigan jarayonlarning natijasidir.

Neytron yulduzi

Neytron yulduzlari (NS) massalari 1,5 quyosh tartibidagi va o'lchamlari oq mittilardan sezilarli darajada kichikroq bo'lgan yulduz shakllanishlari; neytron yulduzlarning odatiy radiusi, taxminiy ravishda 10-20 kilometrni tashkil qiladi.

Ular asosan neytral subatomik zarralar - neytronlardan iborat bo'lib, qattiq siqilgan tortishish kuchlari. Bunday yulduzlarning zichligi juda yuqori, uni solishtirish mumkin va ba'zi hisob-kitoblarga ko'ra, o'rtacha zichlikdan bir necha baravar yuqori bo'lishi mumkin. atom yadrosi. Bir kub santimetr NZ moddalarining og'irligi yuzlab million tonnani tashkil qiladi. Neytron yulduzi yuzasida tortishish kuchi Yerdagidan taxminan 100 milliard marta yuqori.

Bizning Galaktikada, olimlarning fikriga ko'ra, 100 milliondan 1 milliardgacha neytron yulduzlari mavjud bo'lishi mumkin, ya'ni har ming oddiy yulduzdan bittasi.

Pulsarlar

Pulsarlar - davriy portlashlar (impulslar) shaklida Yerga keladigan elektromagnit nurlanishning kosmik manbalari.

Dominant astrofizik modelga ko'ra, pulsarlar aylanadi neytron yulduzlari Bilan magnit maydon, aylanish o'qiga moyil bo'lgan. Yer bu nurlanishdan hosil bo'lgan konusga tushganda, yulduzning aylanish davriga teng oraliqlarda takrorlanadigan nurlanish pulsini aniqlash mumkin. Ayrim neytron yulduzlar sekundiga 600 martagacha aylanadi.

Sefeidlar

Sefeidlar - bu Delta Sefey yulduzi nomi bilan atalgan, davriy yorug'lik nisbati juda aniq bo'lgan pulsatsiyalanuvchi o'zgaruvchan yulduzlar sinfidir. Eng mashhur sefeidlardan biri - Polaris.

Quyida yulduzlarning asosiy turlari (turlari) ro'yxati keltirilgan qisqacha tavsif, albatta, koinotdagi yulduzlarning barcha mumkin bo'lgan turlarini tugatmaydi.

Yulduz diametrlarini aniqlash natijalari chindan ham hayratlanarli bo'lib chiqdi. Biz ilgari bunday bo'lishi mumkinligiga shubha qilmaganmiz ulkan yulduzlar. Haqiqiy o'lchamlari aniqlangan birinchi yulduz (1920 yilda) arabcha Betelgeuse nomini olgan Orion yulduz turkumining yorqin yulduzi edi. Uning diametri Mars orbitasining diametridan oshib ketdi! Yana bir gigant yulduz - Antares, Chayonlar turkumidagi eng yorqin yulduz: uning diametri Yer orbitasining diametridan taxminan bir yarim barobar katta. Hozirda kashf etilgan yulduz gigantlari qatoriga, diametri Quyoshimizning diametridan 330 baravar katta bo'lgan Ketus yulduz turkumidagi ajoyib "Mira" deb ataladigan yulduzni ham kiritishimiz kerak. Odatda, gigant yulduzlarning radiuslari 10 dan 100 gacha quyosh radiuslari va yorqinligi 10 dan 1000 gacha quyosh nuriga ega. Yorqinligi gigantlarnikidan kattaroq bo'lgan yulduzlarga supergigantlar va gipergigantlar deyiladi.

Gigant yulduzlar qiziq jismoniy tuzilishi. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, bunday yulduzlar o'zlarining dahshatli o'lchamlariga qaramay, nomutanosib ravishda oz miqdorda moddalarni o'z ichiga oladi. Ular bizning Quyoshimizdan bir necha marta og'irroq; va Betelgeuse hajmidan beri, masalan, quyoshdan kattaroq 40 000 000 marta, keyin bu yulduzning zichligi ahamiyatsiz bo'lishi kerak. Va agar Quyosh moddasi o'rtacha zichlikka yaqinlashsa, u holda gigant yulduzlar materiyasi bu jihatdan siyraklashtirilgan havoga o'xshaydi. Gigant yulduzlar, bir astronom aytganidek, “past zichlikdagi, havo zichligidan ancha past bo'lgan ulkan balonga o'xshaydi”.

Yulduz yadrosidagi reaktsiya uchun mavjud bo'lgan barcha vodorod tugaganidan keyin yulduz gigantga aylanadi. Dastlabki massasi taxminan 0,4 dan oshmaydigan yulduz quyosh massalari, ulkan yulduzga aylanmaydi. Buning sababi shundaki, bunday yulduzlar ichidagi materiya konvektsiya yo'li bilan juda aralashadi va shuning uchun vodorod yulduzning barcha massasi iste'mol qilinmaguncha reaktsiyada ishtirok etishda davom etadi va bunda u asosan geliydan tashkil topgan oq mitti bo'ladi. Agar yulduz ushbu pastki chegaradan kattaroq bo'lsa, u reaktsiya uchun yadroda mavjud bo'lgan barcha vodorodni iste'mol qilganda, yadro qisqarishni boshlaydi. Vodorod endi geliyga boy yadro atrofidagi qobiqdagi geliy bilan reaksiyaga kirishadi va yulduzning qobiqdan tashqaridagi qismi kengayadi va soviydi. Evolyutsiyaning bu bosqichida yulduzning yorqinligi taxminan doimiy bo'lib qoladi va uning sirt harorati pasayadi. Yulduz qizil gigantga aylana boshlaydi. Bu vaqtda, qoida tariqasida, qizil gigant, u taxminan doimiy bo'lib qoladi, shu bilan birga uning yorqinligi va radiusi sezilarli darajada oshadi va yadro qisqarishda davom etadi va uning haroratini oshiradi.

Agar yulduzning massasi taxminan 0,5 quyosh massasidan past bo'lsa, u hech qachon geliy sintezi uchun zarur bo'lgan markaziy haroratga erisha olmaydi, deb ishoniladi. Shuning uchun u geliy oq mittiga aylana boshlagunga qadar vodorod sinteziga ega qizil gigant yulduz bo'lib qoladi.

Har qanday yulduzning tug'ilishi taxminan bir xil tarzda sodir bo'ladi - asosan yulduzlararo gaz va changni o'z ichiga olgan bulutning o'z tortishish kuchi ta'sirida siqilish va siqilish natijasida. Olimlarning fikricha, aynan shu siqilish jarayoni yangi yulduzlarning paydo bo‘lishiga yordam beradi. Hozirda zamonaviy asbob-uskunalar tufayli olimlar bu jarayonni ko'rishlari mumkin. Teleskopda u yorqin fonda qora dog'larga o'xshab ko'rinadigan ma'lum zonalarga o'xshaydi. Ular "gigant molekulyar bulutli komplekslar" deb ataladi. Ushbu zonalar molekulalar shaklida vodorodni o'z ichiga olganligi sababli bunday nom oldi. Ushbu komplekslar yoki tizimlar globulyar yulduz klasterlari bilan birgalikda diametri 1300 yorug'lik yiligacha bo'lgan Galaktikadagi eng katta tuzilmalardir.

Tumanlikni siqish jarayoni bilan bir vaqtda gaz va changning quyuq dumaloq bulutlari ham hosil bo'ladi, ular "Bok globullari" deb ataladi. Bu globullarni birinchi bo'lib ta'riflagan amerikalik astronom Bok edi, shuning uchun ularni hozir shunday deb atashadi. Dastlab globulaning massasi Quyosh massasidan 200 marta katta. Biroq, asta-sekin globulalar kondensatsiyalanishda davom etadi, massaga ega bo'ladi va tortishish kuchi tufayli qo'shni hududlardan materiyani tortadi. Bunga e'tibor qaratish lozim ichki qismi globulalar tashqisiga qaraganda bir necha marta tezroq kondensatsiyalanadi. O'z navbatida, bu globulaning isishi va aylanishiga olib keladi. Bu jarayon bir necha yuz ming yil davom etadi, shundan so'ng protoyulduz hosil bo'ladi.

Yulduz massasi oshgani sayin, materiya ko'proq tortiladi. Ichida siqilgan gazdan ham energiya chiqariladi, bu esa issiqlik hosil bo'lishiga olib keladi. Shu munosabat bilan yulduzning bosimi va harorati ortadi, bu esa uning to'q qizil nurini porlashiga olib keladi. Protoyulduz juda katta o'lchamlari bilan ajralib turadi. Issiqlik butun yuzasi bo'ylab teng ravishda taqsimlanishiga qaramay, u hali ham nisbatan sovuq hisoblanadi. Yadroda harorat o'sishda davom etmoqda. Bundan tashqari, u aylanadi va biroz tekis shaklga ega bo'ladi. Bu jarayon bir necha million yil davom etadi.

Yosh yulduzlarni, ayniqsa yalang'och ko'z bilan ko'rish juda qiyin. Ular faqat maxsus jihozlar yordamida tekshirilishi mumkin. Buning sababi shundaki, yulduzlarni o'rab turgan quyuq chang buluti tufayli yosh yulduzlarning porlashi amalda ko'rinmaydi.

Yulduzlar shunday tug'iladi, rivojlanadi va o'ladi. Yulduzlar rivojlanishining har bir bosqichida o'ziga xos massa, harorat va yorqinlikka ega. Shu munosabat bilan barcha yulduzlar odatda quyidagilarga bo'linadi:

Asosiy ketma-ketlik yulduzlari;

mitti yulduzlar;

Gigant yulduzlar.

Qaysi yulduzlar gigantlar

Shunday qilib, gigant yulduzlar o'zlari uchun gapiradi va shunga mos ravishda, bir xil sirt haroratiga ega bo'lgan asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlardan farqli o'laroq, sezilarli darajada kattaroq radius va yuqori yorqinlikka ega. Gigant yulduzlarning radiusi odatda 10 dan 100 gacha quyosh radiusi oralig'ida va yorqinligi 10 dan 1000 gacha quyosh nuriga ega. Yulduzning massasi tufayli gigant yulduzlarning harorati nisbatan past, chunki u butun yulduz yuzasiga tarqalgan va taxminan 5000 darajaga etadi.

Biroq shunday yulduzlar ham borki, ularning yorqinligi gigant yulduzlarnikidan bir necha baravar yuqori. Bunday yulduzlar odatda supergigantlar va gipergigantlar deb ataladi.

Supergigant yulduz eng massiv yulduzlardan biri hisoblanadi. Bu turga mansub yulduzlar egallaydi yuqori qismi Hertzsprung-Russell diagrammasi. Bu yulduzlarning massasi 10 dan 70 gacha quyosh massasiga ega. Ularning yorqinligi 30 000 quyosh nuri yoki undan ko'p. Ammo supergigant yulduzlarning radiuslari sezilarli darajada farq qilishi mumkin - 30 dan 500 quyosh radiusigacha. Ammo radiusi 1000 quyoshdan oshadigan yulduzlar ham bor. Biroq, bu supergigantlar allaqachon gipergigantlar toifasiga o'tishmoqda.

Ushbu yulduzlar juda katta massaga ega bo'lganligi sababli, ularning umr ko'rish muddati juda qisqa va 30 dan bir necha yuz million yilgacha. Supergigantlar, qoida tariqasida, faol yulduz hosil bo'lgan hududlarda - ochiq yulduz klasterlarida, qo'llarda kuzatilishi mumkin. spiral galaktikalar, shuningdek tartibsiz galaktikalarda.

Qizil gigant

Qizil gigant - bu yuqori yorqinlik va kengaytirilgan konvertlarga ega bo'lgan kech spektrli yulduzlar. Eng mashhur qizil gigantlar - Arcturus, Aldebaran, Gacrux, Mira.

Qizil gigantlar K va M spektral sinflariga mansub. Shuningdek, ular chiqaradigan sirtning nisbatan past haroratiga ega, bu taxminan 3000 - 5000 daraja Kelvin. O'z navbatida, bu nurlanish maydonining birligiga energiya oqimi Quyoshnikidan 2-10 marta kam ekanligini ko'rsatadi. Qizil gigantlarning radiusi 100 dan 800 quyosh radiusiga teng.

Qizil gigantlarning spektrlari molekulyar yutilish chiziqlarining mavjudligi bilan tavsiflanadi, chunki ularning nisbatan sovuq fotosferasida ba'zi molekulalar barqarordir. Maksimal nurlanish spektrning qizil va infraqizil hududlarida sodir bo'ladi.

Qizil gigantlardan tashqari oq gigantlar ham bor. Oq gigant - bu juda issiq va yorqin bo'lgan asosiy ketma-ketlik yulduzi. Ba'zan oq gigant yulduz qizil mitti bilan birlashishi mumkin. Yulduzlarning bu birikmasi qo'sh yoki ko'p deb ataladi va qoida tariqasida har xil turdagi yulduzlardan iborat.