Birinchi qism MUAMMONING ASTRONOMIK ASSPEKTI
4. Yulduzlarning evolyutsiyasi Zamonaviy astronomiyada yulduzlar yulduzlararo muhitda gaz va chang bulutlarining kondensatsiyasi natijasida hosil bo'lgan degan fikrni qo'llab-quvvatlovchi ko'plab dalillar mavjud. Bu muhitdan yulduz hosil bo'lish jarayoni hozirgi kungacha davom etmoqda. Bu holatni oydinlashtirish zamonaviy astronomiyaning eng katta yutuqlaridan biridir. Nisbatan yaqin vaqtgacha barcha yulduzlar deyarli bir vaqtning o'zida milliardlab yillar oldin paydo bo'lgan deb hisoblar edi. Ushbu metafizik g'oyalarning qulashiga, birinchi navbatda, kuzatuv astronomiyasining rivojlanishi va yulduzlarning tuzilishi va evolyutsiyasi nazariyasining rivojlanishi yordam berdi. Natijada, kuzatilgan yulduzlarning ko'pchiligi nisbatan yosh jismlar ekanligi va ularning ba'zilari odam allaqachon Yerda bo'lganida paydo bo'lganligi ma'lum bo'ldi. Yulduzlar yulduzlararo gaz va chang muhitidan hosil bo'lgan degan xulosaga kelish uchun muhim dalil bu yosh yulduzlar guruhlarining ("assotsiatsiyalar" deb ataladigan) joylashuvidir. spiral novdalar Galaktikalar. Gap shundaki, radioastronomik kuzatishlarga ko'ra, yulduzlararo gaz asosan galaktikalarning spiral qo'llarida to'plangan. Xususan, bu bizning Galaktikamizda sodir bo'ladi. Bundan tashqari, bizga yaqin bo'lgan ba'zi galaktikalarning batafsil "radio tasvirlari" dan kelib chiqadiki, yulduzlararo gazning eng yuqori zichligi spiralning ichki (tegishli galaktika markaziga nisbatan) qirralarida kuzatiladi, bu tabiiy tushuntirishga ega. tafsilotlari haqida bu yerda to‘xtalib o‘tolmaymiz. Ammo spirallarning aynan shu qismlarida optik astronomiya usullari bilan "HII zonalari", ya'ni ionlangan yulduzlararo gaz bulutlari kuzatiladi. ch.da. 3-rasmda allaqachon aytilganki, bunday bulutlarning ionlashuvining sababi faqat katta issiq yulduzlarning ultrabinafsha nurlanishi bo'lishi mumkin - aniq yosh jismlar (pastga qarang). Yulduzlarning evolyutsiyasi muammosining markazida ularning energiya manbalari masalasi turadi. Aslida, masalan, qaerdan keladi? katta soni Quyosh radiatsiyasini bir necha milliard yil davomida taxminan kuzatiladigan darajada ushlab turish uchun zarur bo'lgan energiya? Quyosh har soniyada 4x10 33 erg chiqaradi va 3 milliard yil davomida u 4x10 50 erg chiqaradi. Quyoshning yoshi taxminan 5 milliard yil ekanligiga shubha yo'q. Bu hech bo'lmaganda turli xil radioaktiv usullardan foydalangan holda Yerning yoshini zamonaviy hisob-kitoblardan kelib chiqadi. Quyosh Yerdan "yoshroq" bo'lishi dargumon. O'tgan asrda va shu asrning boshlarida Quyosh va yulduzlarning energiya manbalarining tabiati haqida turli farazlar ilgari surildi. Ba'zi olimlar, masalan, manba deb ishonishgan quyosh energiyasi Bu meteoroidlarning uning yuzasiga uzluksiz tushishi; boshqalar manbani Quyoshning uzluksiz siqilishida qidirgan. Bunday jarayon davomida ajralib chiqadigan potentsial energiya, ma'lum sharoitlarda, nurlanishga aylanishi mumkin. Quyida ko'rib turganimizdek, bu manba yulduzlar evolyutsiyasining dastlabki bosqichida juda samarali bo'lishi mumkin, ammo u kerakli vaqt davomida Quyoshdan nurlanishni ta'minlay olmaydi. Yadro fizikasidagi yutuqlar bizning asrimizning 30-yillari oxirida yulduz energiyasi manbalari muammosini hal qilish imkonini berdi. Bunday manba termodir yadro reaksiyalari Yulduzlarning ichki qismida juda yuqori haroratda sodir bo'ladigan sintez (taxminan o'n million Kelvin). Tezligi haroratga kuchli bog'liq bo'lgan bu reaktsiyalar natijasida protonlar geliy yadrolariga aylanadi va ajralib chiqadigan energiya asta-sekin yulduzlarning ichaklari orqali "oqib chiqadi" va oxir-oqibat sezilarli darajada o'zgaradi. dunyo fazosi. Bu istisno kuchli manba. Agar Quyosh dastlab faqat vodoroddan iborat bo'lgan deb faraz qilsak, buning natijasida termoyadro reaksiyalari butunlay geliyga aylantirilsa, chiqarilgan energiya miqdori taxminan 10 52 erg bo'ladi. Shunday qilib, radiatsiyani milliardlab yillar davomida kuzatilgan darajada ushlab turish uchun Quyosh o'zining dastlabki vodorod ta'minotining 10% dan ko'p bo'lmagan qismini "ishlatishi" kifoya qiladi. Endi biz yulduzning evolyutsiyasini quyidagicha tasavvur qilishimiz mumkin. Ba'zi sabablarga ko'ra (ularning bir nechtasini ko'rsatish mumkin) yulduzlararo gaz buluti va chang muhiti zichlasha boshladi. Tez orada (albatta, astronomik miqyosda!) Kuchlar ta'siri ostida universal tortishish bu bulutdan nisbatan zich, shaffof bo'lmagan gaz shari hosil bo'ladi. To'g'ri aytganda, bu to'pni hali yulduz deb atash mumkin emas, chunki uning markaziy hududlarida termoyadroviy reaktsiyalar boshlanishi uchun harorat etarli emas. To'p ichidagi gaz bosimi hali uning alohida qismlarining tortishish kuchlarini muvozanatlashtira olmaydi, shuning uchun u doimiy ravishda siqiladi. Ba'zi astronomlar ilgari bunday "protoyulduzlar" globulalar deb ataladigan juda qorong'i ixcham shakllanishlar shaklida alohida tumanliklarda kuzatilgan deb ishonishgan (12-rasm). Biroq, radio astronomiyaning muvaffaqiyatlari bizni bu juda sodda nuqtai nazardan voz kechishga majbur qildi (pastga qarang). Odatda, bir vaqtning o'zida bitta protoyulduz emas, balki ularning ko'p yoki kamroq guruhi hosil bo'ladi. Keyinchalik, bu guruhlar astronomlarga yaxshi ma'lum bo'lgan yulduzlar uyushmalari va klasterlariga aylanadi. Yulduz evolyutsiyasining dastlabki bosqichida uning atrofida pastroq massali bo'laklar paydo bo'lib, ular asta-sekin sayyoralarga aylanadi (9-bobga qarang).Guruch. 12. Diffuziya tumanligidagi globulalar
Protoyulduz qisqarganda, uning harorati ko'tariladi va ajralib chiqadigan potentsial energiyaning muhim qismi atrofdagi bo'shliqqa tarqaladi. Yiqilib ketayotgan gaz sharining o'lchamlari juda katta bo'lgani uchun uning sirt birligiga to'g'ri keladigan nurlanish ahamiyatsiz bo'ladi. Birlik yuzasiga to'g'ri keladigan nurlanish oqimi haroratning to'rtinchi darajasiga (Stefan-Boltzman qonuni) mutanosib bo'lganligi sababli, yulduz sirt qatlamlarining harorati nisbatan past, uning yorqinligi esa oddiy yulduzniki bilan deyarli bir xil. bir xil massa. Shuning uchun, spektr-yorqinlik diagrammasida bunday yulduzlar asosiy ketma-ketlikning o'ng tomonida joylashgan bo'ladi, ya'ni ular boshlang'ich massalarining qiymatlariga qarab qizil gigantlar yoki qizil mittilar mintaqasiga tushadilar. Keyinchalik, protoyulduz shartnoma tuzishda davom etmoqda. Uning o'lchamlari kichikroq bo'ladi va sirt harorati oshadi, buning natijasida spektr tobora ko'proq "erta" bo'ladi. Shunday qilib, spektr-yorqinlik diagrammasi bo'ylab harakatlanayotganda, protoyulduz tezda asosiy ketma-ketlikda "o'tiradi". Bu davrda yulduz ichki qismidagi harorat u yerda termoyadro reaksiyalari boshlanishi uchun yetarli bo‘ladi. Shu bilan birga, ichidagi gaz bosimi kelajak yulduzi attraktsionni muvozanatlashtiradi va gaz to'pi qisqarishni to'xtatadi. Protoyulduz yulduzga aylanadi. Protoyulduzlarning evolyutsiyasining eng dastlabki bosqichidan o'tishi uchun nisbatan oz vaqt kerak bo'ladi. Agar, masalan, protoyulduzning massasi quyoshnikidan katta bo'lsa, bu bir necha million yil, agar kamroq bo'lsa, bir necha yuz million yil davom etadi. Protoyulduzlarning evolyutsiya vaqti nisbatan qisqa bo'lgani uchun yulduz rivojlanishining bu eng dastlabki bosqichini aniqlash qiyin. Shunga qaramay, bunday bosqichdagi yulduzlar ko'rinadi. Biz odatda qorong'u tumanliklarga ko'milgan juda qiziqarli T Tauri yulduzlari haqida gapiramiz. 1966 yilda kutilmaganda protoyulduzlarni ularning evolyutsiyasining dastlabki bosqichlarida kuzatish mumkin bo'ldi. Biz bu kitobning uchinchi bobida radioastronomiya tomonidan yulduzlararo muhitda bir qancha molekulalar, birinchi navbatda gidroksil OH va suv bug‘i H2O kashf etilgani haqida aytib o‘tgan edik. OH radio chizig'iga to'g'ri keladigan 18 sm to'lqin uzunligida osmonni o'rganayotganda, yorqin, juda ixcham (ya'ni kichik bo'lgan) radio astronomlarini hayratda qoldirdi. burchak o'lchamlari) manbalar. Bu shunchalik kutilmagan ediki, dastlab ular bunday yorqin radio liniyalari gidroksil molekulasiga tegishli bo'lishi mumkinligiga ishonishdan ham bosh tortdilar. Bu chiziqlar ba'zi bir noma'lum moddaga tegishli bo'lib, darhol "tegishli" "sir" nomini oldi. Biroq, "mysterium" juda tez orada o'zining optik "akalari" - "nebuliya" va "korona" taqdirini o'rtoqlashdi. Gap shundaki, ko'p o'n yillar davomida tumanliklarning yorqin chiziqlari va quyosh tojini biron bir ma'lum spektral chiziqlar bilan aniqlab bo'lmadi. Shuning uchun ular er yuzida noma'lum bo'lgan ba'zi faraziy elementlarga - "nebulium" va "toj" ga tegishli edi. Keling, asrimiz boshlarida astronomlarning jaholatiga xo'rsinib tabassum qilmaylik: axir, o'sha paytda atom nazariyasi yo'q edi! Fizikaning rivojlanishi Mendeleyevning davriy tizimida ekzotik "samoviylar" uchun o'rin qoldirmadi: 1927 yilda "nebulium" yo'q qilindi, uning chiziqlari ionlangan kislorod va azotning "taqiqlangan" chiziqlari bilan to'liq ishonchli tarzda aniqlandi. 1939-1941 yillar. Sirli "koroniy" chiziqlari temir, nikel va kaltsiyning ko'paygan ionlangan atomlariga tegishli ekanligi ishonchli tarzda ko'rsatildi. Agar "nebulium" va "kodoniyani" yo'q qilish uchun o'nlab yillar kerak bo'lsa, kashf etilgandan keyin bir necha hafta o'tgach, "sirli" chiziqlar oddiy gidroksilga tegishli ekanligi ma'lum bo'ldi, lekin faqat g'ayrioddiy sharoitlarda. Keyingi kuzatishlar, birinchi navbatda, "sir" manbalari juda kichik burchak o'lchamlariga ega ekanligini aniqladi. Bu o'sha paytdagi yangi, juda yordamida ko'rsatilgan samarali usul tadqiqot, "juda uzoq tayanchlarda radio interferometriya" deb nomlangan. Usulning mohiyati bir-biridan bir necha ming km masofada joylashgan ikkita radio teleskopda manbalarni bir vaqtning o'zida kuzatishga to'g'ri keladi. Ma'lum bo'lishicha, burchak o'lchamlari to'lqin uzunligining radio teleskoplar orasidagi masofaga nisbati bilan aniqlanadi. Bizning holatlarimizda bu qiymat ~3x10 -8 rad yoki yoy soniyaning bir necha mingdan bir qismi bo'lishi mumkin! E'tibor bering, optik astronomiyada bunday burchak aniqligiga hali to'liq erishib bo'lmaydi. Bunday kuzatishlar "sir" manbalarining kamida uchta klassi mavjudligini ko'rsatdi. Bu erda biz 1-sinf manbalari bilan qiziqamiz. Ularning barchasi mashhur Orion tumanligi kabi gazsimon ionlashgan tumanliklar ichida joylashgan. Yuqorida aytib o'tilganidek, ularning o'lchamlari juda kichik, tumanlik hajmidan minglab marta kichikroq. Eng qizig'i shundaki, ular murakkab fazoviy tuzilishga ega. Masalan, W3 nomli tumanlikda joylashgan manbani ko'rib chiqaylik.
Guruch. 13. Gidroksil chizig'ining to'rtta komponentining profillari
Shaklda. 13-rasmda ushbu manba tomonidan chiqarilgan OH liniyasining profili ko'rsatilgan. Ko'rib turganingizdek, u ko'p sonli tor yorqin chiziqlardan iborat. Har bir chiziq bu chiziqni chiqaradigan bulutning ko'rish chizig'i bo'ylab ma'lum bir harakat tezligiga mos keladi. Ushbu tezlikning kattaligi Doppler effekti bilan aniqlanadi. Har xil bulutlar orasidagi tezliklar farqi (koʻrish chizigʻi boʻylab) ~10 km/s ga etadi. Yuqorida aytib o'tilgan interferometrik kuzatishlar shuni ko'rsatdiki, har bir chiziqni chiqaradigan bulutlar fazoviy ravishda tekislanmagan. Rasm quyidagicha ko'rinadi: o'lchami taxminan 1,5 soniya bo'lgan maydon ichida 10 ga yaqin ixcham bulutlar turli tezlikda harakatlanadi. Har bir bulut bitta aniq (chastota) chiziq chiqaradi. Bulutlarning burchak o'lchamlari juda kichik, yoy soniyasining bir necha mingdan bir qismiga teng. W3 tumanligigacha bo'lgan masofa ma'lum bo'lganligi sababli (taxminan 2000 pc), burchak o'lchamlari osongina chiziqli o'lchamlarga aylantirilishi mumkin. Ma'lum bo'lishicha, bulutlar harakatlanadigan mintaqaning chiziqli o'lchamlari 10-2 pc, har bir bulutning o'lchamlari esa faqat kattalik tartibidir. ko'proq masofa Yerdan Quyoshgacha. Savollar tug'iladi: bu qanday bulutlar va nima uchun ular gidroksil radio liniyalarida juda ko'p chiqaradilar? Ikkinchi savolga javob juda tez olindi. Ma'lum bo'lishicha, radiatsiya mexanizmi laboratoriya maserlari va lazerlarida kuzatilganiga juda o'xshash. Shunday qilib, "sir" manbalari gidroksil chizig'i to'lqinida ishlaydigan, uzunligi 18 sm bo'lgan ulkan, tabiiy kosmik maserlardir.U maserlarda (optik va infraqizil chastotalarda - lazerlarda) juda katta yorqinlikka ega. chiziqqa erishildi va uning spektral kengligi kichik. Ma'lumki, bu ta'sir tufayli chiziqlardagi nurlanishning kuchayishi radiatsiya tarqaladigan muhit qandaydir tarzda "faollashtirilganda" mumkin. Bu shuni anglatadiki, ba'zi "tashqi" energiya manbalari ("nasos" deb ataladigan) atomlar yoki molekulalarning dastlabki (yuqori) darajadagi kontsentratsiyasini g'ayritabiiy darajada yuqori qiladi. Doimiy ishlaydigan "nasossiz" maser yoki lazerni amalga oshirish mumkin emas. Kosmik maserlarni "nasoslash" mexanizmining tabiati haqidagi savol hali to'liq hal etilmagan. Ammo, ehtimol, "nasos" juda kuchli infraqizil nurlanish bilan ta'minlanadi. Boshqa mumkin bo'lgan nasos mexanizmi ma'lum kimyoviy reaktsiyalar bo'lishi mumkin. Astronomlar kosmosda qanday ajoyib hodisalarga duch kelishlari haqida o'ylash uchun kosmik maserlar haqidagi hikoyamizni to'xtatib turishga arziydi. Eng buyuklaridan biri texnik ixtirolar Biz hozir boshdan kechirayotgan ilmiy-texnikaviy inqilobda salmoqli o‘rin tutayotgan notinch asrimiz tabiiy sharoitda va bundan tashqari, ulkan miqyosda osonlik bilan amalga oshiriladi! Ba'zi kosmik maserlardan radio emissiya oqimi shunchalik kattaki, uni hatto ular bilan ham aniqlash mumkin texnik daraja radio astronomiyasi 35 yil oldin, ya'ni maserlar va lazerlar ixtiro qilinishidan oldin ham! Buning uchun siz "faqat" OH radio aloqasining aniq to'lqin uzunligini bilishingiz va muammo bilan qiziqishingiz kerak edi. Aytgancha, insoniyat oldida turgan eng muhim ilmiy-texnikaviy muammolar tabiiy sharoitda birinchi marta amalga oshirilayotgani yo‘q. Quyosh va yulduzlarning nurlanishini qo'llab-quvvatlaydigan termoyadroviy reaktsiyalar (pastga qarang) Yerda yadroviy "yoqilg'i" ishlab chiqarish bo'yicha loyihalarni ishlab chiqish va amalga oshirishni rag'batlantirdi, bu kelajakda bizning barcha energiya muammolarimizni hal qilishi kerak. Afsuski, tabiat “osonlik bilan” hal qilgan bu eng muhim muammoni hal qilishdan hali uzoqmiz. Bir yarim asr oldin, asoschisi to'lqin nazariyasi Fresnel ta'kidladi (albatta, boshqa vaziyatda): "Tabiat bizning qiyinchiliklarimizga kuladi". Ko'rib turganimizdek, Fresnelning so'zlari bugungi kunda yanada to'g'ri. Biroq, keling, kosmik maserlarga qaytaylik. Ushbu maserlarni "nasoslash" mexanizmi hali to'liq aniq bo'lmasa-da, maser mexanizmi yordamida 18 sm chiziqni chiqaradigan bulutlardagi jismoniy sharoitlar haqida taxminan tasavvurga ega bo'lish mumkin. bulutlar juda zich: ichida kub santimetr kamida 10 8 -10 9 zarrachalar mavjud bo'lib, ularning muhim (va ehtimol ko'p) qismi molekulalardir. Harorat ikki ming Kelvindan oshib ketishi dargumon, ehtimol u 1000 Kelvin atrofida. Bu xususiyatlar hatto yulduzlararo gazning eng zich bulutlari xossalaridan keskin farq qiladi. Bulutlarning nisbatan kichik hajmini hisobga olsak, biz beixtiyor shunday xulosaga kelamizki, ular o'ta gigant yulduzlarning cho'zilgan, ancha sovuq atmosferasiga o'xshab ketadi. Ehtimol, bu bulutlar yulduzlararo muhitdan kondensatsiyalanishidan so'ng, protoyulduzlar rivojlanishining dastlabki bosqichidan boshqa narsa emas. Boshqa faktlar ham ushbu bayonotni tasdiqlaydi (buni ushbu kitob muallifi 1966 yilda aytgan). Kosmik maserlar kuzatilgan tumanliklarda yosh, issiq yulduzlar ko'rinadi (pastga qarang). Binobarin, u erda yulduzlarning paydo bo'lish jarayoni yaqinda tugadi va, ehtimol, hozir ham davom etmoqda. Ehtimol, eng qiziq narsa shundaki, radioastronomiya kuzatuvlari shuni ko'rsatadiki, bu turdagi kosmik maserlar, go'yo ionlangan vodorodning kichik, juda zich bulutlariga "cho'milgan". Bu bulutlarda ko'p narsa bor kosmik chang, bu ularni optik diapazonda kuzatilmas holga keltiradi. Bunday "pillalar" ularning ichida joylashgan yosh, issiq yulduz tomonidan ionlanadi. Infraqizil astronomiya yulduzlarning paydo bo'lish jarayonlarini o'rganishda juda foydali ekanligini isbotladi. Darhaqiqat, infraqizil nurlar uchun yorug'likning yulduzlararo yutilishi unchalik ahamiyatli emas. Endi biz quyidagi rasmni tasavvur qilishimiz mumkin: yulduzlararo muhit bulutidan uning kondensatsiyasi orqali turli massalarning bir nechta bo'laklari hosil bo'lib, proto-yulduzlarga aylanadi. Evolyutsiya tezligi boshqacha: kattaroq bo'laklar uchun u kattaroq bo'ladi (quyidagi 2-jadvalga qarang). Shuning uchun, eng massiv to'p avval issiq yulduzga aylanadi, qolganlari esa protoyulduz bosqichida ko'proq yoki kamroq uzoq vaqt qoladi. Biz ularni "yangi tug'ilgan" issiq yulduzning yaqinida maser nurlanish manbalari sifatida kuzatamiz, bu esa bo'laklarga aylanmagan "pilla" vodorodini ionlashtiradi. Albatta, bu taxminiy sxema yanada takomillashtiriladi va, albatta, unga sezilarli o'zgarishlar kiritiladi. Ammo haqiqat saqlanib qolmoqda: kutilmaganda ma'lum bo'ldiki, bir muncha vaqt (ehtimol nisbatan qisqa vaqt) yangi tug'ilgan protoyulduzlar, majoziy ma'noda, kvant radiofizikasining eng so'nggi usullaridan (ya'ni maserlar) foydalanib, o'zlarining tug'ilishi haqida "qichqiradilar" ... 2 yil gidroksilda (18 sm chiziq) kosmik maserlar kashf qilinganidan keyingi yillarda - xuddi shu manbalar bir vaqtning o'zida (shuningdek, maser mexanizmi orqali) to'lqin uzunligi 1,35 sm bo'lgan suv bug'ining chizig'ini chiqarishi aniqlandi. "suv" maseri "gidroksil" dan ham kattaroqdir. H2O chizig'ini chiqaradigan bulutlar, garchi "gidroksil" bulutlar bilan bir xil kichik hajmda joylashgan bo'lsa-da, har xil tezlikda harakatlanadi va ancha ixchamroqdir. Yaqin kelajakda boshqa maser liniyalari* ochilishini inkor etib bo'lmaydi. Shunday qilib, kutilmaganda radio astronomiyasi burildi klassik muammo kuzatuv astronomiyasi boʻlimida yulduz shakllanishi**. Yulduz asosiy ketma-ketlikda va qisqarishni to'xtatgandan so'ng, spektr-yorqinlik diagrammasidagi o'rnini deyarli o'zgartirmasdan uzoq vaqt nurlanadi. Uning nurlanishi markaziy hududlarda sodir bo'ladigan termoyadro reaktsiyalari bilan quvvatlanadi. Shunday qilib, asosiy ketma-ketlik, go'yo, yulduz (uning massasiga qarab) termoyadroviy reaktsiyalar tufayli uzoq vaqt va barqaror ravishda chiqishi mumkin bo'lgan spektr-yorqinlik diagrammasidagi nuqtalarning geometrik joylashuvidir. Yulduzning asosiy ketma-ketlikdagi o'rni uning massasi bilan belgilanadi. Shuni ta'kidlash kerakki, spektr-yorqinlik diagrammasida muvozanat chiqaradigan yulduzning o'rnini belgilovchi yana bir parametr mavjud. Bu parametr yulduzning dastlabki kimyoviy tarkibi. Agar og'ir elementlarning nisbiy ko'pligi kamaysa, yulduz quyidagi diagrammada "tushadi". Aynan shu holat pastki mittilar ketma-ketligi mavjudligini tushuntiradi. Yuqorida aytib o'tilganidek, bu yulduzlardagi og'ir elementlarning nisbiy ko'pligi asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarga qaraganda o'nlab marta kamroq. Yulduzning asosiy ketma-ketlikda turish vaqti uning dastlabki massasi bilan belgilanadi. Agar massa katta bo'lsa, yulduzning nurlanishi juda katta kuchga ega va u vodorod "yoqilg'i" zahiralarini tezda ishlatadi. Masalan, massasi Quyoshdan bir necha oʻn baravar katta boʻlgan asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlar (bular O spektral sinfining issiq koʻk gigantlari) bu ketma-ketlikda bor-yoʻgʻi bir necha million yil qolib, barqaror ravishda nur chiqarishi mumkin, massasi esa 1 ga yaqin yulduzlar. quyosh, 10-15 milliard yil davomida asosiy ketma-ketlikda bo'lgan. Quyida jadval mavjud. 2, gravitatsiyaviy siqilishning hisoblangan davomiyligini berish va turli spektrli yulduzlar uchun asosiy ketma-ketlikda qolish. Xuddi shu jadvalda yulduzlarning massalari, radiuslari va yorug'liklarining quyosh birliklaridagi qiymatlari ko'rsatilgan.
jadval 2
| yillar | |||||
|
Spektral sinf |
Yorqinlik |
gravitatsion siqilish |
asosiy ketma-ketlikda turing | ||
|
G2 (Quyosh) |
|||||
Guruch. 14. Yorqinlik-harorat diagrammasida turli massali yulduzlar uchun evolyutsiya izlari.
Guruch. 15. NGC 2254 yulduz klasteri uchun Hertzsprung-Russell diagrammasi
Guruch. 16. Hertzsprung - Rassell diagrammasi uchun globulyar klaster M 3. Vertikal o'q bo'ylab - nisbiy kattalik
Tegishli diagramma butun asosiy ketma-ketlikni, shu jumladan issiq massiv yulduzlar joylashgan yuqori chap qismini aniq ko'rsatadi (rang indeksi 0,2 20 ming K haroratga to'g'ri keladi, ya'ni B sinf spektri). M3 globular klaster "eski" ob'ektdir. Ushbu klaster uchun tuzilgan asosiy ketma-ketlik diagrammasining yuqori qismida deyarli hech qanday yulduz yo'qligi aniq ko'rinib turibdi. Ammo M 3 ning qizil gigant novdasi juda boy ifodalangan, NGC 2254da esa juda kam qizil gigantlar mavjud. Bu tushunarli: eski klasterda M 3 mavjud katta raqam Yulduzlar asosiy ketma-ketlikni allaqachon "chaplashdi", yosh NGC 2254 klasterida esa bu nisbatan massiv, tez rivojlanayotgan oz sonli yulduzlar bilan sodir bo'ldi. Shunisi e'tiborga loyiqki, M 3 uchun gigant novda juda yuqoriga qarab ketadi, NGC 2254 uchun esa u deyarli gorizontal. Nazariy nuqtai nazardan, buni M 3 dagi og'ir elementlarning sezilarli darajada pastligi bilan izohlash mumkin. Va, albatta, globulyar klasterlarning yulduzlarida (shuningdek, galaktik tekislikka unchalik ko'p bo'lmagan boshqa yulduzlarda ham) Galaktika markaziga qarab), og'ir elementlarning nisbiy ko'pligi ahamiyatsiz. M 3 uchun "rang indeksi - yorqinlik" diagrammasida yana bir deyarli gorizontal novda ko'rinadi. NGC 2254 uchun tuzilgan diagrammada shunga o'xshash filial yo'q. Nazariya bu filialning ko'rinishini quyidagicha tushuntiradi. Yulduzning qisqaruvchi zich geliy yadrosi - qizil gigantning harorati 100-150 million K ga etgandan so'ng, u erda yangi yadro reaktsiyasi boshlanadi. Bu reaksiya uchta geliy yadrosidan uglerod yadrosini hosil qilishdan iborat. Bu reaksiya boshlanishi bilan yadroning siqilishi to'xtaydi. Keyinchalik, sirt qatlamlari
yulduzlar haroratini oshiradi va spektr-yorqinlik diagrammasidagi yulduz chapga siljiydi. Aynan shunday yulduzlardan M 3 uchun diagrammaning uchinchi gorizontal novdasi hosil bo'ladi.
Guruch. 17. Xulosa Xertzsprung-Russel diagrammasi 11 yulduz klasteri uchun
Shaklda. 17-rasmda sxematik tarzda 11 ta klaster uchun qisqacha "rang-yorqinlik" diagrammasi ko'rsatilgan, ulardan ikkitasi (M 3 va M 92) sharsimon. Turli xil klasterlarning asosiy ketma-ketliklari to'liq mos ravishda o'ngga va yuqoriga "egilishi" aniq ko'rinadi. nazariy fikrlar, bu allaqachon muhokama qilingan. Rasmdan. 17 qaysi klasterlar yosh va qaysi biri eski ekanligini darhol aniqlash mumkin. Misol uchun, "er-xotin" klaster X va h Perseus yosh. U asosiy ketma-ketlikning muhim qismini "saqlab qoldi". M 41 klasteri eskiroq, Hyades klasteri undan ham eski va M 67 klasteri juda eski, uning rang-yorqinlik diagrammasi M 3 va M 92 globular klasterlari uchun o'xshash diagrammaga juda o'xshash. Faqat gigant. globulyar klasterlar tarmog'i yuqorida aytib o'tilgan kimyoviy tarkibdagi farqlarga mos keladi. Shunday qilib, kuzatish ma'lumotlari nazariya xulosalarini to'liq tasdiqlaydi va asoslaydi. Yulduzli materiyaning katta qalinligi bizdan yashiringan yulduz interyerlaridagi jarayonlar nazariyasini kuzatish orqali tekshirishni kutish qiyin bo'lib tuyuladi. Va shunga qaramay, bu erda ham nazariya doimiy ravishda amaliyot tomonidan nazorat qilinadi. astronomik kuzatishlar. Shuni ta'kidlash kerakki, ko'p sonli rang-yorug'lik diagrammalarini tuzish astronomlarni kuzatish orqali ulkan ishlarni va kuzatish usullarini tubdan yaxshilashni talab qildi. Boshqa tomondan, nazariyaning muvaffaqiyati ichki tuzilishi va yulduzlarning evolyutsiyasi zamonaviysiz imkonsiz bo'lar edi kompyuter texnologiyasi, yuqori tezlikda ishlaydigan elektron hisoblash mashinalaridan foydalanishga asoslangan. Yadro fizikasi sohasidagi tadqiqotlar ham nazariyaga bebaho xizmat ko'rsatib, olish imkonini berdi. miqdoriy xarakteristikalar yulduzlarning ichki qismida sodir bo'ladigan yadro reaktsiyalari. Mubolag'asiz aytishimiz mumkinki, yulduzlarning tuzilishi va evolyutsiyasi nazariyasining rivojlanishi 20-asrning ikkinchi yarmida astronomiyaning eng katta yutuqlaridan biridir. Zamonaviy fizikaning rivojlanishi yulduzlarning, xususan, Quyoshning ichki tuzilishi nazariyasini bevosita kuzatish orqali tekshirish imkoniyatini ochib beradi. Bu haqida Agar uning chuqurligida yadro reaktsiyalari sodir bo'lsa, Quyosh tomonidan chiqarilishi kerak bo'lgan neytrinolarning kuchli oqimini aniqlash imkoniyati haqida. Ma'lumki, neytrinolar boshqalar bilan juda zaif o'zaro ta'sir qiladi elementar zarralar. Misol uchun, neytrino Quyoshning butun qalinligi bo'ylab deyarli yutmasdan ucha oladi, rentgen nurlari esa quyoshning ichki qismidagi bir necha millimetr materiyadan yutmasdan o'tishi mumkin. Har bir zarrachaning energiyasi bo'lgan neytrinolarning kuchli nurlanishini tasavvur qilsak
Atrofimizdagi dunyo turli xil narsalardan iborat kimyoviy elementlar. Bu elementlar tabiiy sharoitda qanday shakllangan? Hozirgi vaqtda umumiy qabul qilingan nuqtai nazar shundan iboratki, bu elementlarni tashkil qiladi quyosh tizimi, yulduzlar evolyutsiyasi jarayonida shakllangan. Yulduz shakllanishi qayerdan boshlanadi? Yulduzlar gigant molekulyar gaz bulutlaridan tortishish kuchlari taʼsirida kondensatsiyalanadi (“molekulyar” atamasi gazning asosan molekulyar shakldagi moddalardan iboratligini bildiradi). Molekulyar bulutlarda to'plangan moddalar massasi galaktikalar umumiy massasining muhim qismini tashkil qiladi. Bular gaz bulutlari birlamchi moddalar asosan vodorod yadrolaridan iborat. Kichkina aralashma yulduzdan oldingi davrda birlamchi nukleosintez natijasida hosil bo'lgan geliy yadrolaridan iborat.
Yulduz materiyasining to'planishi natijasida massasi 0,1 Quyosh massasiga yetganda, yulduz markazidagi harorat 1 million K ga etadi va birinchi yulduzning hayoti boshlanadi. yangi bosqich- termoyadroviy sintez reaksiyalari. Biroq, bu termoyadroviy reaktsiyalar yulduzlarda, masalan, Quyosh kabi statsionar holatda sodir bo'ladigan reaktsiyalardan sezilarli darajada farq qiladi. Gap shundaki, Quyoshda sintez reaktsiyalari sodir bo'ladi:
1 H + 1 H → 2 H + e + + e
~10 million K dan yuqori haroratni talab qiladi. Protoyulduzning markazidagi harorat atigi 1 million K. Bu haroratda deyteriy sintezi reaksiyasi (d 2 H) samarali tarzda sodir bo'ladi:
2 H + 2 H → 3 He + n + Q,
bu erda Q = 3,26 MeV - ajratilgan energiya.
Deyteriy, xuddi 4 He kabi, koinot evolyutsiyasining yulduzgacha bo'lgan bosqichida hosil bo'ladi va uning protoyulduz tarkibidagi tarkibi protonlar tarkibining 10-5 qismini tashkil qiladi. Biroq, bu kichik miqdor ham protoyulduzning markazida samarali energiya manbai paydo bo'lishi uchun etarli.
Protoyulduzlar materiyasining shaffofligi yulduzda konvektiv gaz oqimlarining paydo bo'lishiga olib keladi. Isitilgan gaz pufakchalari yulduzning markazidan chetiga otilib chiqadi. Va sirtdan sovuq modda protovessa markaziga tushadi va qo'shimcha miqdorda deyteriy beradi. Yonishning keyingi bosqichida deyteriy protoyulduzning atrofiga o'ta boshlaydi, uning tashqi qobig'ini isitadi, bu esa protoyulduzning shishishiga olib keladi. Massasi Quyoshning massasiga teng bo'lgan protoyulduzning radiusi Quyoshnikidan besh baravar katta.
Gravitatsion kuchlar ta'sirida yulduz moddasining siqilishi yulduz markazida haroratning oshishiga olib keladi, bu esa vodorod yonishining yadroviy reaktsiyasini boshlash uchun sharoit yaratadi (1-rasm).
Yulduz markazidagi harorat 10-15 million K gacha ko'tarilganda, to'qnashayotgan vodorod yadrolarining kinetik energiyalari Kulon itilishini engish uchun etarli bo'ladi va vodorod yonishning yadroviy reaktsiyalari boshlanadi. Yadro reaktsiyalari yulduzning cheklangan markaziy qismida boshlanadi. Termoyadro reaktsiyalarining boshlanishi yulduzning keyingi siqilishini darhol to'xtatadi. Vodorodning yonishining termoyadroviy reaktsiyasi paytida ajralib chiqadigan issiqlik tortishish siqilishiga qarshi turadigan va yulduzning qulashiga to'sqinlik qiladigan bosim hosil qiladi. Yulduzda energiyaning ajralib chiqish mexanizmida sifat o'zgarishi mavjud. Agar vodorod yonishining yadroviy reaktsiyasi boshlanishidan oldin yulduzning qizishi tortishish siqilishi tufayli sodir bo'lgan bo'lsa, endi boshqa mexanizm kashf etilmoqda - yadro sintezi reaktsiyalari tufayli energiya chiqariladi. Yulduz barqaror o'lcham va yorqinlikka ega bo'lib, massasi Quyoshga yaqin bo'lgan yulduz uchun vodorod yonishi sodir bo'lganda milliardlab yillar davomida o'zgarmaydi. Bu yulduzlar evolyutsiyasining eng uzun bosqichidir. Shunday qilib, termoyadro sintez reaktsiyalarining dastlabki bosqichi to'rtta vodorod yadrosidan geliy yadrolarining hosil bo'lishidan iborat. Yulduzning markaziy qismida vodorod yonishi natijasida uning zahiralari tugaydi va geliy toʻplanadi. Yulduzning markazida geliy yadrosi hosil bo'ladi. Yulduz markazidagi vodorod yonib ketganda, vodorod yonishining termoyadroviy reaktsiyasi tufayli energiya ajralib chiqmaydi va tortishish kuchlari yana kuchga kiradi. Geliy yadrosi qisqara boshlaydi. U qisqarganda yulduz yadrosi yanada qiziydi va yulduz markazidagi harorat ko'tarilishda davom etadi. To‘qnashuvchi geliy yadrolarining kinetik energiyasi ortadi va Kulon itarilish kuchlarini yengish uchun yetarli qiymatga etadi.
Termoyadro reaktsiyasining keyingi bosqichi boshlanadi - geliyning yonishi. Geliyning yadroviy yonish reaktsiyalari natijasida uglerod yadrolari hosil bo'ladi. Keyin uglerod, neon va kislorodning yonish reaktsiyalari boshlanadi. Yuqori Z li elementlar yonishi natijasida yulduz markazidagi harorat va bosim doimiy ortib borayotgan tezlikda ortadi, bu esa yadro reaksiyalarining tezligini oshiradi (2-rasm).
Agar massiv yulduz (yulduz massasi ~ 25 quyosh massasi) uchun vodorodning yonish reaktsiyasi bir necha million yil davom etsa, geliyning yonishi o'n baravar tezroq sodir bo'ladi. Kislorodning yonish jarayoni taxminan 6 oy davom etadi va kremniyning yonishi bir kun ichida sodir bo'ladi. Termoyadro termoyadroviy sintez reaktsiyalarining ketma-ket zanjirida yulduzlarda qanday elementlar hosil bo'lishi mumkin? Javob aniq. Og'irroq elementlarning yadroviy termoyadroviy reaksiyalari energiya ajralib chiqmaguncha davom etishi mumkin. Kremniyning yonishi paytida termoyadro reaktsiyalarining yakuniy bosqichida temir hududida yadrolar hosil bo'ladi. Bu yulduz termoyadroviy sintezining yakuniy bosqichidir, chunki temir mintaqasidagi yadrolar maksimal o'ziga xos bog'lanish energiyasiga ega. Termodinamik muvozanat sharoitida yulduzlarda sodir bo'ladigan yadro reaktsiyalari sezilarli darajada yulduz massasiga bog'liq. Bu yulduzning massasi tortishish siqilish kuchlarining kattaligini aniqlaganligi sababli sodir bo'ladi, bu esa oxir-oqibat yulduz markazida erishish mumkin bo'lgan maksimal haroratni aniqlaydi. Jadvalda 1-jadvalda turli massali yulduzlar uchun mumkin bo'lgan yadro sintezi reaktsiyalarining nazariy hisobi natijalari ko'rsatilgan.
1-jadval
Har xil massali yulduzlarda yuzaga kelishi mumkin bo'lgan yadro reaksiyalarini nazariy hisoblash
Agar yulduzning dastlabki massasi 10M dan oshsa, uning evolyutsiyasining yakuniy bosqichi "superyanova portlashi" deb ataladi. Katta yulduzning yadroviy energiya manbalari tugagach, tortishish kuchlari yulduzning markaziy qismini siqishda davom eting. Degeneratsiyalangan elektron gazning bosimi siqish kuchlariga qarshi turish uchun etarli emas. Siqish haroratning oshishiga olib keladi. Bunda harorat shunchalik ko'tariladiki, yulduzning markaziy qismini (yadrosini) tashkil etuvchi temir yadrolarining neytron, proton va a-zarrachalarga bo'linishi boshlanadi. Bunday yuqori haroratlarda (T ~ 5·10 9 K) proton + elektron juftining neytron + neytrino juftligiga samarali o'zgarishi sodir bo'ladi. Kam energiyali neytrinolar uchun o'zaro ta'sir kesimidan beri (E n< 10МэВ) с веществом
мало (σ
~ 10 -43 см 2),
то нейтрино быстро покидают центральную часть
звезды, эффективно унося энергию и охлаждая ядро
звезды. Распад ядер железа на более слабо
связанные фрагменты также интенсивно охлаждает
центральную область звезды. Следствием резкого
уменьшения температуры в центральной части
звезды является окончательная потеря
устойчивости в звезде. За несколько секунд ядро
звезды коллапсирует в сильно сжатое состояние
нейтронную звезду или черную дыру. Происходит
взрыв сверхновой с выделением огромной энергии.
В результате образования ударной волны внешняя
оболочка нагревается до температуры ~ 10 9 K и
выбрасывается в окружающее пространство под
действием давления излучения и потока нейтрино.
Невидимая до этого глазом звезда мгновенно
вспыхивает. Энергия, излучаемая сверхновой в
видимом диапазоне, сравнима с излучением целой
галактики.
O'ta yangi yulduz portlashi paytida harorat keskin ko'tariladi va yulduzning tashqi qatlamlarida portlovchi nukleosintez deb ataladigan yadro reaktsiyalari sodir bo'ladi. Xususan, hosil bo'lgan intensiv neytron oqimlari massa sonlari A > 60 bo'lgan mintaqada elementlarning paydo bo'lishiga olib keladi. O'ta yangi yulduzlarning portlashi juda kam uchraydigan hodisadir. ~ 10 11 yulduzdan iborat Galaktikamizda so'nggi 1000 yil ichida bor-yo'g'i 3 ta o'ta yangi yulduz portlashi kuzatilgan. Biroq, o'ta yangi yulduz portlashlarining chastotasi va yulduzlararo bo'shliqqa chiqarilgan material miqdori kosmik nurlarning intensivligini tushuntirish uchun etarli. O'ta yangi yulduz portlashidan so'ng, yulduzning quyuqlashgan yadrosi portlayotgan o'ta yangi yulduzning markaziy qismida qolgan material massasiga qarab neytron yulduz yoki qora tuynuk hosil qilishi mumkin.
Shunday qilib, vodorod yulduz ichidagi og'irroq elementlarga eritiladi. Keyin hosil bo'lgan elementlar o'ta yangi yulduz portlashlari yoki qizil gigantlarda sodir bo'ladigan kamroq halokatli jarayonlar natijasida atrofdagi kosmosga tarqaladi. Yulduzlararo fazoga chiqarilgan materiya ikkinchi va keyingi avlod yulduzlarining shakllanishi va evolyutsiyasi jarayonida yana ishlatiladi. Populyatsiya I va II populyatsiya yulduzlari evolyutsiyalashgan sari, tobora og'irroq elementlar hosil bo'ladi.
Tabiatdagi har qanday jismlar singari yulduzlar ham o'zgarishsiz qololmaydi. Ular tug'iladi, rivojlanadi va nihoyat "o'ladi". Yulduzlarning evolyutsiyasi milliardlab yillar davom etadi, ammo ularning paydo bo'lish vaqti haqida munozaralar mavjud. Ilgari astronomlar ularning yulduz changidan "tug'ilish" jarayoni millionlab yillar davom etganiga ishonishgan, ammo yaqinda Buyuk Orion tumanligidan osmon mintaqasining fotosuratlari olingan. Bir necha yillar davomida kichik
1947 yildagi fotosuratlar bu joyda yulduzga o'xshash kichik ob'ektlar guruhini ko'rsatdi. 1954 yilga kelib, ularning ba'zilari allaqachon cho'zinchoq bo'lib qolgan va besh yildan keyin bu ob'ektlar alohida-alohida bo'linib ketgan. Shunday qilib, birinchi marta yulduz tug'ilishi jarayoni astronomlarning ko'zi oldida tom ma'noda sodir bo'ldi.
Keling, yulduzlarning tuzilishi va evolyutsiyasini batafsil ko'rib chiqaylik, ularning cheksiz, insoniy me'yorlarga ko'ra, hayot boshlanadi va tugaydi.
An'anaga ko'ra, olimlar yulduzlar gaz va chang bulutlarining kondensatsiyasi natijasida hosil bo'lgan deb taxmin qilishadi. Gravitatsion kuchlar ta'sirida hosil bo'lgan bulutlardan tuzilishi zich bo'lgan shaffof bo'lmagan gaz to'pi hosil bo'ladi. Uning ichki bosimi uni siqib chiqaradigan tortishish kuchlarini muvozanatlashtira olmaydi. Asta-sekin to'p shunchalik qisqaradiki, yulduz ichki qismidagi harorat ko'tariladi va shar ichidagi issiq gaz bosimi tashqi kuchlarni muvozanatlashtiradi. Shundan so'ng, siqish to'xtaydi. Ushbu jarayonning davomiyligi yulduzning massasiga bog'liq va odatda ikki milliondan bir necha yuz million yilgacha davom etadi.
Yulduzlarning tuzilishi ularning yadrolarida juda yuqori haroratni nazarda tutadi, bu uzluksiz termoyadroviy jarayonlarga yordam beradi (ularni hosil qiluvchi vodorod geliyga aylanadi). Aynan shu jarayonlar yulduzlardan kuchli nurlanishni keltirib chiqaradi. Ularning mavjud bo'lgan vodorod zaxirasini iste'mol qilish vaqti ularning massasi bilan belgilanadi. Radiatsiyaning davomiyligi ham bunga bog'liq.
Vodorod zahiralari tugagach, yulduzlar evolyutsiyasi shakllanish bosqichiga yaqinlashadi.Bu quyidagicha sodir bo'ladi. Energiya chiqishi to'xtatilgandan so'ng, tortishish kuchlari yadroni siqib chiqara boshlaydi. Shu bilan birga, yulduz hajmi sezilarli darajada oshadi. Jarayon davom etganda yorqinlik ham ortadi, lekin faqat yadro chegarasida nozik bir qatlamda.
Bu jarayon qisqaruvchi geliy yadrosi haroratining oshishi va geliy yadrolarining uglerod yadrolariga aylanishi bilan birga kechadi.
Bizning Quyosh sakkiz milliard yil ichida qizil gigantga aylanishi mumkinligi taxmin qilinmoqda. Uning radiusi hozirgi darajaga nisbatan bir necha o'n marta, yorqinligi esa yuzlab marta ortadi.
Yulduzning umri, yuqorida aytib o'tilganidek, uning massasiga bog'liq. Massasi Quyoshdan kamroq bo'lgan ob'ektlar o'z zahiralarini juda tejamkor "ishlatadi", shuning uchun ular o'nlab milliard yillar davomida porlashi mumkin.
Yulduzlarning evolyutsiyasi paydo bo'lishi bilan tugaydi.Bu ularning massasi Quyosh massasiga yaqin bo'lganlar bilan sodir bo'ladi, ya'ni. 1,2 dan oshmaydi.
Gigant yulduzlar, qoida tariqasida, yadro yoqilg'isini tezda tugatadi. Bu, xususan, tashqi qobiqlarning to'kilishi tufayli sezilarli darajada massa yo'qolishi bilan birga keladi. Natijada, yadro reaktsiyalari to'liq to'xtagan, faqat asta-sekin soviydigan markaziy qism qoladi. Vaqt o'tishi bilan bunday yulduzlar tarqalishni to'xtatadi va ko'rinmas holga keladi.
Ammo ba'zida yulduzlarning normal evolyutsiyasi va tuzilishi buziladi. Ko'pincha bu termoyadro yoqilg'isining barcha turlarini tugatgan katta ob'ektlarga tegishli. Keyin ular neytronlarga aylanishi mumkin yoki olimlar bu ob'ektlar haqida qanchalik ko'p ma'lumotga ega bo'lishsa, shunchalik yangi savollar tug'iladi.
Yulduz-- termoyadro reaktsiyalari sodir bo'ladigan, sodir bo'lgan yoki sodir bo'ladigan samoviy jism. Yulduzlar massiv nurli gaz sharlari (plazma). Gravitatsion siqilish natijasida gaz-chang muhitidan (vodorod va geliy) hosil bo'lgan. Yulduzlarning ichki qismidagi moddalarning harorati millionlab kelvinlarda, ularning yuzasida esa minglab kelvinlarda o'lchanadi. Yulduzlarning katta qismi energiyasi ichki hududlarda yuqori haroratlarda sodir bo'lgan vodorodni geliyga aylantiruvchi termoyadroviy reaktsiyalar natijasida chiqariladi. Yulduzlar ko'pincha olamning asosiy jismlari deb ataladi, chunki ular tabiatdagi yorug'lik moddasining asosiy qismini o'z ichiga oladi. Yulduzlar geliy va vodoroddan, shuningdek, boshqa gazlardan tashkil topgan ulkan, sharsimon jismlardir. Yulduzning energiyasi uning yadrosida joylashgan bo'lib, u erda geliy har soniyada vodorod bilan o'zaro ta'sir qiladi. Bizning koinotdagi barcha organik narsalar singari, yulduzlar ham paydo bo'ladi, rivojlanadi, o'zgaradi va yo'qoladi - bu jarayon milliardlab yillar davom etadi va "Yulduzlar evolyutsiyasi" jarayoni deb ataladi.
1. Yulduzlarning evolyutsiyasi
Yulduzlarning evolyutsiyasi-- yulduz o'z hayoti davomida sodir bo'ladigan o'zgarishlar ketma-ketligi, ya'ni yorug'lik va issiqlik chiqaradigan yuz minglab, millionlab yoki milliard yillar davomida. Yulduz o'z hayotini yulduzlararo gazning sovuq, siyrak buluti sifatida boshlaydi (yulduzlar orasidagi barcha bo'shliqni to'ldiradigan siyrak gazsimon muhit), o'z tortishish kuchi ta'sirida siqilib, asta-sekin to'p shaklini oladi. Siqilganida, tortishish energiyasi (barcha moddiy jismlar orasidagi universal fundamental o'zaro ta'sir) issiqlikka aylanadi va ob'ektning harorati ortadi. Markazdagi harorat 15-20 million K ga yetganda termoyadro reaktsiyalari boshlanadi va siqilish to'xtaydi. Ob'ekt to'liq yulduzga aylanadi. Yulduz hayotining birinchi bosqichi quyoshnikiga o'xshaydi - unda vodorod aylanishining reaktsiyalari ustunlik qiladi. U Gertssprung-Rassel diagrammasining asosiy ketma-ketligida (1910 yildagi mutlaq kattalik, yorug'lik, spektral sinf va yulduz sirt harorati o'rtasidagi bog'liqlikni ko'rsatadi) bo'lib, umrining ko'p qismida shu holatda qoladi. uning yonilg'i zahiralari tugaydi. Yulduz markazidagi barcha vodorod geliyga aylanganda geliy yadrosi hosil bo'ladi va uning chetida vodorodning termoyadroviy yonishi davom etadi. Bu davrda yulduzning tuzilishi o'zgara boshlaydi. Uning yorqinligi oshadi, tashqi qatlamlari kengayadi va sirt harorati pasayadi - yulduz qizil gigantga aylanadi, bu Hertzsprung-Rassell diagrammasida shox hosil qiladi. Yulduz bu filialga asosiy ketma-ketlikka qaraganda ancha kam vaqt sarflaydi. Geliy yadrosining to'plangan massasi sezilarli bo'lganda, u o'z vazniga bardosh bera olmaydi va qisqara boshlaydi; agar yulduz etarlicha massiv bo'lsa, haroratning oshishi geliyning yanada og'irroq elementlarga termoyadroviy aylanishiga olib kelishi mumkin (geliy uglerodga, uglerod kislorodga, kislorod kremniyga va nihoyat kremniy temirga).
2. Yulduzlarning ichki qismidagi termoyadro sintezi
1939 yilga kelib, yulduz energiyasining manbai yulduzlarning ichaklarida sodir bo'ladigan termoyadro sintezi ekanligi aniqlandi. Ko'pgina yulduzlar radiatsiya chiqaradilar, chunki ularning yadrosida to'rtta proton bir qator oraliq bosqichlar orqali bitta alfa zarrachaga birlashadi. Ushbu o'zgarish proton-proton yoki p-p tsikli va uglerod-azot yoki CN sikli deb ataladigan ikkita asosiy usulda sodir bo'lishi mumkin. Kam massali yulduzlarda energiya chiqishi asosan birinchi tsikl bilan, og'ir yulduzlarda esa ikkinchi davr bilan ta'minlanadi. Yulduzda yadro yoqilg'isi ta'minoti cheklangan va doimo radiatsiyaga sarflanadi. Yulduz materiyasining tarkibini o'zgartiruvchi va energiyani chiqaradigan termoyadroviy sintez jarayoni yulduzni siqib chiqarishga moyil bo'lgan tortishish kuchi bilan birgalikda, shuningdek, energiya chiqaradigan, shuningdek, sirtdan radiatsiya ajralib chiqadigan energiyani olib ketadi. yulduzlar evolyutsiyasining asosiy harakatlantiruvchi kuchlari. Yulduzning evolyutsiyasi gigant molekulyar bulutda boshlanadi, uni yulduz beshigi deb ham ataladi. Galaktikadagi "bo'sh" bo'shliqning ko'p qismi aslida 0,1 dan 1 sm gacha molekulalarni o'z ichiga oladi. Molekulyar bulutning zichligi sm ga taxminan million molekula? Bunday bulutning massasi o'zining kattaligi tufayli Quyosh massasidan 100 000-10 000 000 marta oshadi: diametri 50 dan 300 yorug'lik yiligacha. Bulut o'z galaktikasining markazi atrofida erkin aylansa-da, hech narsa sodir bo'lmaydi. Biroq, tortishish maydonining bir hil bo'lmaganligi sababli, unda buzilishlar paydo bo'lishi mumkin, bu esa massaning mahalliy kontsentratsiyasiga olib keladi. Bunday buzilishlar bulutning gravitatsion qulashiga olib keladi. Bunga olib keladigan stsenariylardan biri ikkita bulutning to'qnashuvidir. Yiqilishga olib keladigan yana bir hodisa bulutning spiral galaktikaning zich qo'lidan o'tishi bo'lishi mumkin. Yaqin atrofdagi o'ta yangi yulduzning portlashi ham muhim omil bo'lishi mumkin, uning zarba to'lqini molekulyar bulut bilan juda katta tezlikda to'qnashadi. Bundan tashqari, galaktikalar to'qnashishi mumkin, bu esa yulduz shakllanishining portlashiga olib kelishi mumkin, chunki har bir galaktikadagi gaz bulutlari to'qnashuv natijasida siqiladi. Umuman olganda, bulut massasiga ta'sir etuvchi kuchlarning har qanday bir xilligi yulduz shakllanishi jarayonini boshlashi mumkin. Bir hil bo'lmaganlar tufayli molekulyar gazning bosimi keyingi siqilishga to'sqinlik qila olmaydi va gaz tortishish kuchlari ta'sirida kelajakdagi yulduzning markazi atrofida to'plana boshlaydi. Chiqarilgan tortishish energiyasining yarmi bulutni isitishga, yarmi esa yorug'lik nurlanishiga ketadi. Bulutlarda bosim va zichlik markazga qarab ortadi va markaziy qismning qulashi atrof-muhitga qaraganda tezroq sodir bo'ladi. U qisqarganda, fotonlarning o'rtacha erkin yo'li kamayadi va bulut o'z nurlanishiga nisbatan kamroq va kamroq shaffof bo'ladi. Bu haroratning tezroq ko'tarilishiga va bosimning yanada tezroq ko'tarilishiga olib keladi. Natijada, bosim gradienti tortishish kuchini muvozanatlashtiradi va bulut massasining taxminan 1% massasi bo'lgan gidrostatik yadro hosil bo'ladi. Bu daqiqa ko'rinmas. Protoyulduzning keyingi evolyutsiyasi yadroning "sirtiga" tushishda davom etadigan materiyaning to'planishi bo'lib, shu sababli hajmi kattalashadi. Bulutdagi erkin harakatlanuvchi materiyaning massasi tugaydi va yulduz optik diapazonda ko'rinadigan bo'ladi. Bu moment protoyulduz fazasining oxiri va yosh yulduz fazasining boshlanishi hisoblanadi. Yulduzlarning paydo bo'lish jarayonini birlashtirilgan tarzda tasvirlash mumkin, ammo yulduz rivojlanishining keyingi bosqichlari deyarli butunlay uning massasiga bog'liq va faqat yulduz evolyutsiyasining eng oxirida kimyoviy tarkib rol o'ynashi mumkin.
Yulduzlarning ichki qismidagi termoyadro sintezi
Bu vaqtda massasi quyosh massasi 0,8 dan ortiq bo'lgan yulduzlar uchun yadro radiatsiya uchun shaffof bo'lib qoladi va yadroda radiatsiyaviy energiya almashinuvi ustunlik qiladi, yuqoridagi qobiq esa konvektiv bo'lib qoladi. Kichik massali yulduzlar asosiy ketma-ketlikda qanday kelishini hech kim aniq bilmaydi, chunki bu yulduzlarning yosh toifadagi vaqtlari koinotning yoshidan oshadi. Bu yulduzlarning evolyutsiyasi haqidagi barcha fikrlarimiz raqamli hisob-kitoblarga asoslangan.
Yulduzning qisqarishi natijasida degeneratsiyalangan elektron gazning bosimi kuchaya boshlaydi va yulduzning ma'lum radiusida bu bosim markaziy haroratning oshishini to'xtatadi va keyin uni pasaytira boshlaydi. Va 0,08 dan kichik yulduzlar uchun bu halokatli bo'lib chiqadi: yadroviy reaktsiyalar paytida ajralib chiqadigan energiya hech qachon nurlanish xarajatlarini qoplash uchun etarli bo'lmaydi. Bunday kichik yulduzlar jigarrang mittilar deb ataladi va ularning taqdiri degeneratsiyalangan gazning bosimi uni to'xtatmaguncha doimiy siqilish, so'ngra barcha yadro reaktsiyalari to'xtatilishi bilan asta-sekin sovishdir.
Yosh oraliq massa yulduzlari
Oraliq massali yosh yulduzlar (Quyosh massasidan 2 dan 8 baravargacha) sifat jihatidan o'zlarining kichik opa-singillari bilan bir xil tarzda rivojlanadi, faqat asosiy ketma-ketlikgacha konvektiv zonalarga ega emas.
Ushbu turdagi ob'ektlar atalmish bilan bog'liq. B-F5 spektral tipidagi tartibsiz o'zgaruvchilarga ega Ae\Be Herbit yulduzlari. Ularda bipolyar reaktiv disklar ham mavjud. Chiqib ketish tezligi, yorqinligi va samarali harorati avvalgisidan sezilarli darajada yuqori τ Toros, shuning uchun ular protostellar bulutining qoldiqlarini samarali ravishda isitadi va tarqatadi.
Massasi 8 Quyosh massasidan katta bo'lgan yosh yulduzlar
Aslida, bu allaqachon oddiy yulduzlar. Gidrostatik yadro massasi to'planib borayotgan bir paytda, yulduz barcha oraliq bosqichlardan sakrab o'tib, yadroviy reaktsiyalarni shu darajada qizdirishga muvaffaq bo'ldiki, ular radiatsiya tufayli yo'qotishlarni qopladi. Bu chiqadigan yulduzlarning massasi va yorqinligi shunchalik kattaki, u shunchaki qolgan yulduzlarning qulashini to'xtatmaydi. tashqi hududlar, lekin ularni orqaga suradi. Shunday qilib, hosil bo'lgan yulduzning massasi protoyulduz bulutining massasidan sezilarli darajada kamroq. Ehtimol, bu bizning galaktikamizda Quyosh massasidan 100-200 baravar ko'proq yulduzlar yo'qligi bilan izohlanadi.
Yulduzning o'rta hayot aylanishi
Shakllangan yulduzlar orasida ranglar va o'lchamlarning juda xilma-xilligi mavjud. Spektr sinfi bo'yicha ular issiq ko'kdan sovuq qizil ranggacha, massasi bo'yicha - 0,08 dan 200 dan ortiq. quyosh massalari. Yulduzning yorqinligi va rangi uning sirtining haroratiga bog'liq bo'lib, u o'z navbatida uning massasi bilan belgilanadi. Mana, yangi yulduzlar o'zlariga ko'ra asosiy ketma-ketlikda "o'z o'rnini egallaydilar" kimyoviy tarkibi va massa. Biz yulduzning jismoniy harakati haqida gapirmayapmiz - faqat yulduzning parametrlariga qarab ko'rsatilgan diagrammadagi o'rni haqida. Ya'ni, biz, aslida, faqat yulduzning parametrlarini o'zgartirish haqida gapiramiz.
Keyinchalik nima sodir bo'lishi yulduzning massasiga bog'liq.
Keyingi yillar va yulduzlarning o'limi
Kam massali eski yulduzlar
Bugungi kunga qadar yorug'lik yulduzlari vodorod zaxirasi tugaganidan keyin ular bilan nima sodir bo'lishi aniq ma'lum emas. Koinotning yoshi 13,7 milliard yil bo'lganligi sababli, bu vodorod yoqilg'isini to'ldirish uchun etarli emas. zamonaviy nazariyalar bunday yulduzlarda sodir bo'ladigan jarayonlarni kompyuterda modellashtirishga asoslangan.
Ba'zi yulduzlar faqat ma'lum faol hududlarda geliyni birlashtira oladi, bu esa beqarorlik va kuchli quyosh shamollarini keltirib chiqaradi. Bunday holda, sayyora tumanligi paydo bo'lmaydi va yulduz faqat bug'lanadi, hatto jigarrang mittidan ham kichikroq bo'ladi.
Ammo massasi 0,5 quyoshdan kam bo'lgan yulduz yadroda vodorod ishtirokidagi reaktsiyalar to'xtaganidan keyin ham geliyni sintez qila olmaydi. Ularning yulduz qobig'i yadro tomonidan yaratilgan bosimni engib o'tish uchun etarlicha massiv emas. Bu yulduzlar orasida yuzlab milliard yillar davomida asosiy ketma-ketlikda bo'lgan qizil mittilar (masalan, Proksima Sentavrlar) mavjud. Ularning yadrosida termoyadroviy reaktsiyalar to'xtatilgandan so'ng, ular asta-sekin sovib, elektromagnit spektrning infraqizil va mikroto'lqinli diapazonlarida zaif darajada emissiya qilishda davom etadilar.
O'rta kattalikdagi yulduzlar
O'rtacha kattalikdagi yulduz (0,4 dan 3,4 gacha quyosh massasi) qizil gigant fazaga yetganda, uning tashqi qatlamlari kengayishda davom etadi, yadro qisqaradi va geliydan uglerodni sintez qila boshlaydi. Fusion juda ko'p energiya chiqaradi, bu yulduzga vaqtinchalik muhlat beradi. Quyoshga o'xshash o'lchamdagi yulduz uchun bu jarayon taxminan bir milliard yil davom etishi mumkin.
Chiqarilayotgan energiya miqdorining o'zgarishi yulduzning beqarorlik davrlarini, jumladan hajmi, sirt harorati va energiya chiqishidagi o'zgarishlarni boshdan kechirishiga olib keladi. Energiya chiqishi past chastotali nurlanish tomon siljiydi. Bularning barchasi kuchli quyosh shamollari va kuchli pulsatsiyalar tufayli ortib borayotgan massa yo'qotilishi bilan birga keladi. Ushbu bosqichdagi yulduzlar deyiladi kech turdagi yulduzlar, OH -IR yulduzlari yoki Mira o'xshash yulduzlar, ularning aniq xususiyatlariga qarab. Chiqarilgan gaz yulduzning ichki qismida hosil bo'lgan kislorod va uglerod kabi og'ir elementlarga nisbatan boy. Gaz kengayuvchi qobiq hosil qiladi va yulduzdan uzoqlashganda soviydi, chang zarralari va molekulalarining paydo bo'lishiga imkon beradi. Markaziy yulduzdan kuchli infraqizil nurlanish bilan bunday qobiqlarda maserlarni faollashtirish uchun ideal sharoitlar yaratiladi.
Geliyning yonish reaktsiyalari haroratga juda sezgir. Ba'zan bu katta beqarorlikka olib keladi. Shiddatli pulsatsiyalar paydo bo'ladi, ular oxir-oqibatda tashqariga chiqariladigan va sayyora tumanligiga aylanadigan tashqi qatlamlarga etarli kinetik energiya beradi. Tumanlikning markazida yulduzning yadrosi qoladi, u sovishi bilan geliy oq mittiga aylanadi, odatda massasi 0,5-0,6 quyosh va diametri Yerning diametriga teng. .
Oq mittilar
Yulduzlarning katta qismi, shu jumladan Quyosh, degeneratsiyalangan elektronlar bosimi tortishish kuchini muvozanatlashtirmaguncha qisqarish orqali evolyutsiyani tugatadi. Bu holatda yulduzning kattaligi yuz marta kichrayib, zichligi suv zichligidan million marta ko'p bo'lsa, yulduz oq mitti deb ataladi. U energiya manbalaridan mahrum bo'lib, asta-sekin sovib, qorong'i va ko'rinmas holga keladi.
Quyoshdan kattaroq yulduzlarda degeneratsiyalangan elektronlarning bosimi yadroning siqilishini o'z ichiga olmaydi va u zarralarning ko'p qismi neytronlarga aylantirilgunga qadar davom etadi, shunchalik qattiq o'ralganki, yulduzning o'lchami kilometrlarda o'lchanadi va 100 ga teng. million marta zichroq suv. Bunday jism neytron yulduzi deyiladi; uning muvozanati degeneratsiyalangan neytron moddasining bosimi bilan saqlanadi.
Supermassiv yulduzlar
Massasi besh Quyosh massasidan katta boʻlgan yulduzning tashqi qatlamlari qizil supergigantni hosil qilish uchun tarqalib ketgandan soʻng, yadro tortishish kuchlari taʼsirida siqila boshlaydi. Siqilish kuchayishi bilan harorat va zichlik ortadi va termoyadro reaksiyalarining yangi ketma-ketligi boshlanadi. Bunday reaktsiyalarda og'ir elementlar sintezlanadi, bu yadroning qulashini vaqtincha to'xtatadi.
Oxir oqibat, ta'lim rivojlanishi bilan ko'proq va ko'proq og'ir elementlar davriy sistema, temir-56 kremniydan sintezlanadi. Shu nuqtaga qadar elementlarning sintezi chiqariladi katta miqdorda energiya, ammo bu -56 temir yadrosi maksimal massa nuqsoniga ega va og'irroq yadrolarning shakllanishi noqulay. Shuning uchun, yulduzning temir yadrosi ma'lum bir qiymatga yetganda, undagi bosim katta tortishish kuchiga bardosh bera olmaydi va yadroning darhol qulashi uning moddasining neytronlanishi bilan sodir bo'ladi.
Keyinchalik nima sodir bo'lishi to'liq aniq emas. Lekin nima bo'lishidan qat'iy nazar, u bir necha soniya ichida aql bovar qilmaydigan kuchga ega o'ta yangi yulduz portlashiga sabab bo'ladi.
Neytrinolar bilan birga keladigan portlash zarba to'lqinini keltirib chiqaradi. Neytrinolarning kuchli oqimlari va aylanuvchi magnit maydon yulduzning to'plangan materialining katta qismini - urug' elementlari deb ataladigan narsalarni, shu jumladan temir va engil elementlarni tashqariga chiqarib yuboradi. Portlovchi modda yadrodan chiqarilgan neytronlar tomonidan bombardimon qilinadi, ularni tutib oladi va shu bilan temirdan og'irroq elementlar to'plamini, shu jumladan radioaktiv elementlarni, urangacha (va ehtimol hatto kaliforniyni) yaratadi. Shunday qilib, o'ta yangi yulduz portlashlari yulduzlararo moddada temirdan og'irroq elementlarning mavjudligini tushuntiradi.
Portlash to'lqini va neytrino oqimlari materialni uzoqlashtiradi o'layotgan yulduz yulduzlararo kosmosga. Keyinchalik, kosmosda harakatlanayotgan ushbu o'ta yangi yulduz boshqa kosmik qoldiqlar bilan to'qnashishi va ehtimol yangi yulduzlar, sayyoralar yoki sun'iy yo'ldoshlarning shakllanishida ishtirok etishi mumkin.
O'ta yangi yulduzning shakllanishi paytida yuz beradigan jarayonlar hali ham o'rganilmoqda va hozircha bu masala bo'yicha aniqlik yo'q. Asl yulduzdan aslida nima qolganligi ham shubhali. Biroq, ikkita variant ko'rib chiqiladi:
Neytron yulduzlari
Ma'lumki, ba'zi o'ta yangi yulduzlarda supergigantning chuqurligidagi kuchli tortishish natijasida elektronlar atom yadrosiga tushib, ular protonlar bilan birlashib, neytronlarni hosil qiladi. Yaqin atrofdagi yadrolarni ajratuvchi elektromagnit kuchlar yo'qoladi. Yulduzning yadrosi endi zich to'pdir atom yadrolari va individual neytronlar.
Neytron yulduzlari deb nomlanuvchi bunday yulduzlar nihoyatda kichikdir - ortiq emas katta shahar, va tasavvur qilib bo'lmaydigan darajada yuqori zichlikka ega. Yulduzning kattaligi kichrayganda (burchak impulsining saqlanishi tufayli) ularning orbital davri juda qisqa bo'ladi. Ba'zilari soniyada 600 aylanishni amalga oshiradi. Shimol va janubni bog'laydigan o'q qachon magnit qutb Bu tez aylanadigan yulduzdan Yerga ishora qilib, yulduzning orbital davriga teng oraliqlarda takrorlanadigan nurlanish impulsini aniqlash mumkin. Bunday neytron yulduzlar "pulsarlar" deb atalgan va birinchi bo'lib kashf etilgan. neytron yulduzlari.
Qora tuynuklar
Hamma o'ta yangi yulduzlar neytron yulduziga aylanmaydi. Agar yulduz etarlicha katta massaga ega bo'lsa, u holda yulduzning qulashi davom etadi va uning radiusi Shvartsshild radiusidan kamroq bo'lgunga qadar neytronlarning o'zlari ichkariga tusha boshlaydi. Shundan so'ng, yulduz qora tuynukga aylanadi.
Qora tuynuklarning mavjudligi umumiy nisbiylik nazariyasi tomonidan bashorat qilingan. Umumiy nisbiylik nazariyasiga ko'ra, materiya va axborot tark eta olmaydi qora tuynuk bo'lishi mumkin emas. Biroq, kvant mexanikasi ushbu qoidaga istisnolarni keltirib chiqaradi.
Raqam qoldi ochiq savollar. Ularning asosiysi: "Qora tuynuklar umuman bormi?" Axir, berilgan ob'ekt qora tuynuk ekanligini aniq aytish uchun uning hodisa ufqini kuzatish kerak. Bunga barcha urinishlar muvaffaqiyatsiz yakunlandi. Ammo hali ham umid bor, chunki ba'zi ob'ektlarni to'plash va qattiq sirtsiz ob'ektga to'planishsiz tushuntirib bo'lmaydi, ammo bu qora tuynuklarning mavjudligini isbotlamaydi.
Savollar ham ochiq: yulduz o'ta yangi yulduzni chetlab o'tib, to'g'ridan-to'g'ri qora tuynukga qulashi mumkinmi? Keyinchalik qora tuynuklarga aylanadigan o'ta yangi yulduzlar bormi? Yulduzning boshlang'ich massasi uning hayotiy tsiklining oxirida jismlarning shakllanishiga aniq qanday ta'sir qiladi?
