Qısaca yüksək kütləli ulduzların təkamülü. Ulduzların ömrü. Kiçik kütləli gənc ulduzlar
Birinci Hissə PROBLEMİN ASTRONOMİK ASPEKTİ
4. Ulduzların təkamülü Müasir astronomiyada ulduzların qaz və toz buludlarının ulduzlararası mühitin kondensasiyası nəticəsində əmələ gəldiyi iddiasının lehinə çoxlu arqumentlər var. Hazırda bu mühitdən ulduzların əmələ gəlməsi prosesi davam edir. Bu vəziyyətin aydınlaşdırılması müasir astronomiyanın ən böyük nailiyyətlərindən biridir. Nisbətən yaxın vaxtlara qədər bütün ulduzların milyardlarla il əvvəl demək olar ki, eyni vaxtda əmələ gəldiyinə inanılırdı. Bu metafizik fikirlərin süqutuna, ilk növbədə, müşahidə astronomiyasının tərəqqisi və ulduzların quruluşu və təkamülü nəzəriyyəsinin inkişafı kömək etdi. Nəticədə məlum oldu ki, müşahidə edilən ulduzların çoxu nisbətən gənc cisimlərdir və onların bəziləri artıq Yer kürəsində insan mövcud olduqda yaranıb. Ulduzların ulduzlararası qaz və toz mühitindən əmələ gəldiyi qənaətinin lehinə mühüm arqument Qalaktikanın spiral qollarında açıq-aydın gənc ulduz qruplarının (“birliklər” adlanan) yerləşməsidir. Fakt budur ki, radioastronomik müşahidələrə görə, ulduzlararası qaz əsasən qalaktikaların spiral qollarında cəmləşib. Xüsusilə bizim Qalaktikamızda da belədir. Üstəlik, bizə yaxın olan bəzi qalaktikaların təfərrüatlı “radioşəkilləri”ndən belə nəticə çıxır ki, ulduzlararası qazın ən yüksək sıxlığı spiralın daxili (müvafiq qalaktikanın mərkəzinə görə) kənarlarında müşahidə edilir ki, bu da təbii izahat tapır. , təfərrüatları haqqında burada dayana bilməyəcəyimiz. Amma spiralların məhz bu hissələrində optik astronomiya üsullarından “HII zonaları”, yəni ionlaşmış ulduzlararası qaz buludlarını müşahidə etmək üçün istifadə olunur. ch. 3-də artıq deyildi ki, belə buludların ionlaşmasının yeganə səbəbi kütləvi isti ulduzların - açıq-aydın gənc cisimlərin ultrabənövşəyi şüalanması ola bilər (aşağıya bax). Ulduzların təkamülü probleminin mərkəzində onların enerji mənbələri məsələsi dayanır. Həqiqətən, məsələn, bir neçə milyard il ərzində günəş radiasiyasını təxminən müşahidə olunan səviyyədə saxlamaq üçün lazım olan böyük enerji haradan gəlir? Günəş hər saniyədə 4x10 33 erq yayır və 3 milyard il ərzində 4x10 50 erq şüası yaymışdır. Günəşin yaşının təxminən 5 milyard il olduğuna şübhə yoxdur. Bu, ən azı müxtəlif radioaktiv üsullarla Yerin yaşının müasir hesablamalarından irəli gəlir. Günəşin Yerdən "cavan" olması ehtimalı azdır. Ötən əsrdə və bu əsrin əvvəllərində Günəş və ulduzların enerji mənbələrinin təbiəti haqqında müxtəlif fərziyyələr irəli sürülüb. Məsələn, bəzi elm adamları günəş enerjisinin mənbəyinin meteoroidlərin onun səthinə davamlı düşməsi olduğuna inanırdılar, bəziləri isə Günəşin davamlı sıxılmasında mənbə axtarırdılar. Belə bir proses zamanı ayrılan potensial enerji, müəyyən şərtlər altında radiasiyaya çevrilə bilər. Aşağıda görəcəyimiz kimi, bu mənbə ulduzun təkamülünün ilkin mərhələsində kifayət qədər səmərəli ola bilər, lakin tələb olunan müddətdə Günəşdən şüalanma təmin edə bilməz. Nüvə fizikasındakı irəliləyişlər ulduz enerjisi mənbələri problemini hələ əsrimizin otuzuncu illərinin sonlarında həll etməyə imkan verdi. Belə bir mənbə ulduzların daxili hissələrində çox yüksək temperaturda (on milyon Kelvin səviyyəsində) baş verən termonüvə birləşmə reaksiyalarıdır. Sürəti kəskin şəkildə temperaturdan asılı olan bu reaksiyalar nəticəsində protonlar helium nüvələrinə çevrilir və ayrılan enerji yavaş-yavaş ulduzların daxili hissələrindən “sızır” və nəhayət, əhəmiyyətli dərəcədə transformasiya olunaraq dünya fəzasına şüalanır. Bu, müstəsna dərəcədə güclü bir mənbədir. Əvvəlcə Günəşin yalnız termonüvə reaksiyaları nəticəsində tamamilə heliuma çevrilən hidrogendən ibarət olduğunu fərz etsək, onda ayrılan enerji miqdarı təxminən 10 52 erq olacaqdır. Beləliklə, radiasiyanı milyardlarla il ərzində müşahidə olunan səviyyədə saxlamaq üçün Günəşin ilkin hidrogen ehtiyatının 10%-dən çoxunu “istifadə etməsi” kifayətdir. İndi bəzi ulduzların təkamül şəklini aşağıdakı kimi təqdim edə bilərik. Nədənsə (onlardan bir neçəsini qeyd etmək olar) ulduzlararası qaz və toz mühitinin buludu sıxlaşmağa başladı. Tezliklə (əlbəttə ki, astronomik miqyasda!) universal cazibə qüvvələrinin təsiri altında bu buluddan nisbətən sıx, qeyri-şəffaf qaz topu əmələ gəlir. Düzünü desək, bu topu hələ ulduz adlandırmaq olmaz, çünki onun mərkəzi bölgələrində temperatur termonüvə reaksiyalarının başlaması üçün kifayət deyil. Topun içindəki qazın təzyiqi hələ onun ayrı-ayrı hissələrinin cazibə qüvvələrini tarazlaşdıra bilmir, buna görə də davamlı olaraq sıxılacaqdır. Bəzi astronomlar belə “proto-ulduzların” ayrı-ayrı Dumanlıqlarda çox tünd kompakt formasiyalar, yəni kürəciklər adlanan formada müşahidə olunduğuna inanırdılar (şək. 12). Radio astronomiyasındakı irəliləyişlər bizi bu olduqca sadəlövh nöqteyi-nəzərdən imtina etməyə məcbur etdi (aşağıya bax). Adətən bir protostar eyni vaxtda deyil, onların az-çox sayda qrupu əmələ gəlir. Gələcəkdə bu qruplar astronomlara yaxşı məlum olan ulduz assosiasiyalarına və çoxluqlarına çevrilir. Çox güman ki, ulduzun təkamülünün bu çox erkən mərhələsində onun ətrafında daha kiçik kütləsi olan yığınlar əmələ gəlir və onlar tədricən planetlərə çevrilirlər (bax. ch. doqquz).düyü. 12. Diffuziya dumanlığında qlobullar
Protostar büzüldükdə onun temperaturu yüksəlir və buraxılan potensial enerjinin əhəmiyyətli bir hissəsi ətrafdakı kosmosa şüalanır. Büzülən qaz sferasının ölçüləri çox böyük olduğundan, onun səthinin vahidindən radiasiya əhəmiyyətsiz olacaqdır. Vahid səthdən gələn radiasiya axını temperaturun dördüncü qüvvəsi ilə mütənasib olduğundan (Stefan-Boltzman qanunu) ulduzun səth təbəqələrinin temperaturu nisbətən aşağıdır, onun parlaqlığı isə adi ulduzun parlaqlığı ilə demək olar ki, eynidir. eyni kütlə ilə. Buna görə də, "spektr - parlaqlıq" diaqramında belə ulduzlar əsas ardıcıllığın sağında yerləşəcəklər, yəni ilkin kütlələrinin dəyərlərindən asılı olaraq qırmızı nəhənglər və ya qırmızı cırtdanlar bölgəsinə düşəcəklər. Gələcəkdə protostar azalmağa davam edir. Onun ölçüləri kiçik olur və səthin temperaturu artır, bunun nəticəsində spektr getdikcə daha çox "erkən" olur. Beləliklə, "spektr - parlaqlıq" diaqramı ilə hərəkət edərək, protostar əsas ardıcıllıqla kifayət qədər tez "oturur". Bu dövrdə ulduzun daxili hissəsinin temperaturu orada termonüvə reaksiyalarının başlaması üçün artıq kifayətdir. Eyni zamanda gələcək ulduzun içindəki qazın təzyiqi cazibəni tarazlaşdırır və qaz topunun daralması dayanır. Protostar ulduza çevrilir. Proto-ulduzların təkamülünün bu çox erkən mərhələsindən keçməsi nisbətən az vaxt tələb edir. Məsələn, ilk ulduzun kütləsi Günəşdən böyükdürsə, cəmi bir neçə milyon il, azdırsa, bir neçə yüz milyon il lazımdır. Proto-ulduzların təkamül müddəti nisbətən qısa olduğundan, ulduzun inkişafının bu ən erkən mərhələsini aşkar etmək çətindir. Buna baxmayaraq, bu mərhələdə ulduzlar, görünür, müşahidə olunur. Söhbət adətən qaranlıq dumanlıqlara batırılan çox maraqlı T Tauri ulduzlarından gedir. 1966-cı ildə tamamilə gözlənilmədən proto-ulduzları onların təkamülünün ilkin mərhələlərində müşahidə etmək mümkün oldu. Biz artıq bu kitabın üçüncü fəslində radioastronomiya ilə ulduzlararası mühitdə bir sıra molekulların, ilk növbədə hidroksil OH və su buxarı H2O-nun kəşfini qeyd etdik. OH radio xəttinə uyğun gələn 18 sm dalğa uzunluğunda səmanı tədqiq edərkən, parlaq, son dərəcə yığcam (yəni kiçik bucaq ölçülərinə malik) mənbələr aşkar edildikdə radio astronomlarının sürprizi böyük oldu. Bu o qədər gözlənilməz idi ki, onlar əvvəlcə belə parlaq radio xətlərinin hidroksil molekuluna aid ola biləcəyinə inanmaqdan belə imtina etdilər. Bu cizgilərin hansısa naməlum maddəyə aid olduğu fərz edilirdi və ona dərhal “uyğun” adı “mysterium” verildi. Ancaq "sirr" çox tezliklə optik "qardaşlarının" - "nebulium" və "coronia" nın taleyini bölüşdü. Fakt budur ki, uzun onilliklər ərzində dumanlıqların və günəş tacının parlaq xətləri heç bir məlum spektral xətlərlə eyniləşdirilə bilmədi. Buna görə də, onlar yer üzündə naməlum olan müəyyən, hipotetik elementlərə - "nebulium" və "coronia"ya aid edildi. Gəlin əsrimizin əvvəllərində astronomların nadanlığına təbəssümlə gülümsəməyək: axı o zaman atom nəzəriyyəsi yox idi! Fizikanın inkişafı Mendeleyevin dövri sistemində ekzotik "səmavilər" üçün yer buraxmadı: 1927-ci ildə "nebulium" parçalandı, onun xətləri ionlaşmış oksigen və azotun "qadağan edilmiş" xətləri ilə tam etibarlılıqla müəyyən edildi və 1939-1941-ci illərdə . sirli “koronium” xətlərinin dəmir, nikel və kalsiumun çoxalmış ionlaşmış atomlarına aid olduğu inandırıcı şəkildə göstərilmişdir. Əgər "nebulium" və "kodonium"u "təmizləmək" üçün onilliklər lazım idisə, kəşfdən bir neçə həftə sonra məlum oldu ki, "mysterium" xətləri adi hidroksillərə aiddir, ancaq qeyri-adi şəraitdə. Sonrakı müşahidələr, ilk növbədə, "sirrin" mənbələrinin son dərəcə kiçik bucaq ölçülərinə malik olduğunu ortaya qoydu. Bu, "çox uzun əsas radio interferometriyası" adlanan o vaxta qədər yeni, çox təsirli tədqiqat metodunun köməyi ilə göstərildi. Metodun mahiyyəti bir-birindən bir neçə min km məsafədə ayrılmış iki radioteleskopda mənbələrin eyni vaxtda müşahidəsinə endirilir. Göründüyü kimi, bu halda bucaq ayırdetmə qabiliyyəti dalğa uzunluğunun radio teleskoplar arasındakı məsafəyə nisbəti ilə müəyyən edilir. Bizim vəziyyətimizdə bu dəyər ~3x10 -8 rad və ya qövs saniyəsinin bir neçə mində biri ola bilər! Diqqət yetirin ki, optik astronomiyada belə bir açısal ayırdetmə hələ də tamamilə əlçatmazdır. Bu cür müşahidələr göstərdi ki, “sirr” mənbələrinin ən azı üç sinfi var. Burada 1-ci sinif mənbələri ilə maraqlanacağıq. Onların hamısı qaz halında ionlaşmış dumanlıqların içərisində, məsələn, məşhur Orion dumanlığında yerləşir. Artıq qeyd edildiyi kimi, onların ölçüləri olduqca kiçikdir, dumanlığın ölçülərindən minlərlə dəfə kiçikdir. Ən maraqlısı isə onların mürəkkəb məkan quruluşuna malik olmalarıdır. Məsələn, W3 adlı dumanlıqda yerləşən mənbəyə nəzər salaq.
düyü. 13. Hidroksil xəttinin dörd komponentinin profilləri
Əncirdə. Şəkil 13-də bu mənbə tərəfindən buraxılan OH xəttinin profili göstərilir. Gördüyünüz kimi, çoxlu sayda dar parlaq xətlərdən ibarətdir. Hər bir xətt bu xətti yayan buludun görmə xətti boyunca müəyyən bir hərəkət sürətinə uyğundur. Bu sürətin dəyəri Doppler effekti ilə müəyyən edilir. Müxtəlif buludlar arasında sürət fərqi (görmə xətti boyunca) ~10 km/s-ə çatır. Yuxarıda qeyd olunan interferometrik müşahidələr göstərdi ki, hər bir xətti buraxan buludlar məkan baxımından üst-üstə düşmür. Şəkil belədir: təxminən 1,5 saniyəlik bir ərazidə qövslər təxminən 10 kompakt bulud müxtəlif sürətlə hərəkət edir. Hər bulud bir xüsusi (tezliyə görə) xətt yayır. Buludların bucaq ölçüləri çox kiçikdir, qövs saniyəsinin bir neçə mində bir hissəsidir. W3 dumanlığına olan məsafə məlum olduğundan (təxminən 2000 pc), bucaq ölçüləri asanlıqla xətti olanlara çevrilə bilər. Məlum olur ki, buludların hərəkət etdiyi bölgənin xətti ölçüləri 10 -2 pc, hər bir buludun ölçüləri isə yalnız Yerdən Günəşə qədər olan məsafədən daha böyük bir böyüklük sırasıdır. Suallar yaranır: bu buludlar nədir və niyə hidroksil radio xətlərində belə güclü şüalanırlar? İkinci suala kifayət qədər tez cavab verildi. Məlum oldu ki, emissiya mexanizmi laboratoriya maserlərində və lazerlərdə müşahidə edilənə çox oxşardır. Beləliklə, "sirrin" mənbələri uzunluğu 18 sm olan hidroksil xəttinin dalğası üzərində işləyən nəhəng, təbii kosmik maserlərdir. . Məlum olduğu kimi, bu təsirə görə xətlərdə şüalanmanın gücləndirilməsi şüalanmanın yayıldığı mühit hansısa şəkildə “aktivləşdikdə” mümkündür. Bu o deməkdir ki, bəzi "xarici" enerji mənbəyi ("nasos" deyilən) ilkin (yuxarı) səviyyədə atomların və ya molekulların konsentrasiyasını anomal dərəcədə yüksək edir. Daimi "nasos" olmadan maser və ya lazer mümkün deyil. Kosmik maserlər üçün "nasos" mexanizminin təbiəti məsələsi hələ də nəhayət həll olunmayıb. Bununla belə, kifayət qədər güclü infraqırmızı radiasiya çox güman ki, "nasos" kimi istifadə olunur. Başqa bir mümkün "nasos" mexanizmi bəzi kimyəvi reaksiya ola bilər. Astronomların kosmosda hansı heyrətamiz hadisələrlə qarşılaşdıqlarını düşünmək üçün kosmik maserlər haqqında hekayəmizi kəsməyə dəyər. İndi yaşadığımız elmi-texniki inqilabda mühüm rol oynayan təlatümlü dövrümüzün ən böyük texniki ixtiralarından biri təbii şəraitdə və üstəlik, nəhəng miqyasda asanlıqla həyata keçirilir! Bəzi kosmik maserlərdən radio emissiya axını o qədər böyükdür ki, onu hətta 35 il əvvəl, yəni mazerlər və lazerlər ixtira edilməzdən əvvəl də radioastronomiyanın texniki səviyyəsində aşkar etmək olardı! Bunun üçün "yalnız" OH radio bağlantısının dəqiq dalğa uzunluğunu bilmək və problemlə maraqlanmaq lazım idi. Yeri gəlmişkən, bu, bəşəriyyətin qarşısında duran ən mühüm elmi-texniki problemlərin təbii şəraitdə reallaşdığı ilk hal deyil. Günəşin və ulduzların radiasiyasını dəstəkləyən termonüvə reaksiyaları (aşağıya bax) Yer kürəsində nüvə "yanacağı" əldə etmək üçün layihələrin işlənib hazırlanmasına və həyata keçirilməsinə təkan verdi ki, bu da gələcəkdə bütün enerji problemlərimizi həll etməlidir. Təəssüf ki, təbiətin “asanlıqla” həll etdiyi bu ən mühüm vəzifənin həllindən hələ çox uzağıq. Bir əsr yarım əvvəl işığın dalğa nəzəriyyəsinin banisi Fresnel (əlbəttə ki, fərqli bir hadisə ilə bağlı) qeyd etdi: "Təbiət bizim çətinliklərimizə gülür". Gördüyünüz kimi, Fresnelin qeydi bu gün daha doğrudur. Bununla belə, gəlin kosmik maserlərə qayıdaq. Bu maserləri "nasos etmək" mexanizmi hələ tam aydın olmasa da, hələ də maser mexanizmi ilə 18 sm-lik xətt yayan buludlarda fiziki şərait haqqında təxmini fikir əldə etmək olar.Əvvəla, məlum olur ki, bunlar buludlar olduqca sıxdır: bir kub santimetrdə ən azı 10 8 -10 9 hissəcik var və onların əhəmiyyətli (və bəlkə də böyük bir hissəsi) molekullardır. Temperaturun iki min Kelvin keçməsi ehtimalı azdır, çox güman ki, təxminən 1000 Kelvindir. Bu xüsusiyyətlər hətta ulduzlararası qazın ən sıx buludlarından kəskin şəkildə fərqlənir. Buludların hələ də nisbətən kiçik ölçülərini nəzərə alaraq, istər-istəməz belə nəticəyə gəlirik ki, onlar daha çox supernəhəng ulduzların uzadılmış, kifayət qədər soyuq atmosferlərinə bənzəyirlər. Çox güman ki, bu buludlar ulduzlararası mühitdən kondensasiya olunduqdan dərhal sonra proto-ulduzların inkişafının ilkin mərhələsindən başqa bir şey deyil. Digər faktlar bu iddianın (bu kitabın müəllifi 1966-cı ildə təkrar etmişdi) lehinə danışır. Kosmik maserlərin müşahidə olunduğu dumanlıqlarda gənc isti ulduzlar görünür (aşağıya bax). Nəticə etibarı ilə ulduzların əmələ gəlməsi prosesi bu yaxınlarda orada başa çatıb və çox güman ki, hazırda da davam edir. Bəlkə də ən maraqlısı odur ki, radioastronomik müşahidələrin göstərdiyi kimi, bu tip kosmos maserləri, sanki, ionlaşmış hidrogenin kiçik, çox sıx buludlarına “batırılır”. Bu buludlarda çoxlu kosmik toz var ki, bu da onları optik diapazonda müşahidə olunmaz edir. Belə “barama”lar onların içərisində olan gənc, qaynar ulduz tərəfindən ionlaşdırılır. Ulduzların əmələ gəlməsi proseslərinin öyrənilməsində infraqırmızı astronomiya çox faydalı oldu. Həqiqətən, infraqırmızı şüalar üçün işığın ulduzlararası udulması o qədər də əhəmiyyətli deyil. İndi biz aşağıdakı mənzərəni təsəvvür edə bilərik: ulduzlararası mühitin buludundan onun kondensasiyası ilə proto-ulduzlara çevrilən müxtəlif kütlələrin bir neçə laxtası əmələ gəlir. Təkamül sürəti fərqlidir: daha kütləvi yığınlar üçün daha yüksək olacaq (aşağıdakı Cədvəl 2-ə baxın). Buna görə də, ən kütləvi dəstə əvvəlcə qaynar ulduza çevriləcək, qalanları isə protostar mərhələsində az-çox qalacaq. Biz onları “yeni doğulmuş” qaynar ulduzun bilavasitə yaxınlığında maser şüalanma mənbələri kimi müşahidə edirik ki, bu da yığınlara çevrilməmiş “barama” hidrogeni ionlaşdırır. Təbii ki, bu kobud sxem gələcəkdə dəqiqləşdiriləcək və təbii ki, ona ciddi dəyişikliklər ediləcək. Ancaq fakt qalır: birdən məlum oldu ki, bir müddət (çox güman ki, nisbətən qısa müddət ərzində) yeni doğulmuş proto-ulduzlar, obrazlı desək, kvant radiofizikasının ən son üsullarından (yəni maserlər) istifadə edərək, doğumları haqqında "qışqırırlar" ... 2-dən sonra kosmik hidroksil maserlərin (xətt 18 sm) kəşfindən illər sonra - eyni mənbələrin eyni vaxtda (həmçinin maser mexanizmi ilə) dalğa uzunluğu 1,35 sm olan su buxarı xətti buraxdığı aşkar edilmişdir." Suyun intensivliyi " maser "hidroksildən" daha böyükdür. H2O xəttini yayan buludlar, "hidroksil" buludlarla eyni kiçik həcmdə yerləşsələr də, müxtəlif sürətlə hərəkət edirlər və daha yığcamdırlar. Yaxın gələcəkdə başqa maser xətlərinin* aşkarlanacağını da istisna etmək olmaz. Beləliklə, tamamilə gözlənilmədən radioastronomiya ulduz əmələ gəlməsinin klassik problemini müşahidə astronomiyasının bir qoluna çevirdi**. Bir dəfə əsas ardıcıllıqla və büzülməyi dayandıran ulduz "spektr - parlaqlıq" diaqramındakı mövqeyini dəyişmədən uzun müddət şüalanır. Onun şüalanması mərkəzi bölgələrdə baş verən termonüvə reaksiyaları ilə dəstəklənir. Beləliklə, əsas ardıcıllıq, sanki, ulduzun (kütləsindən asılı olaraq) termonüvə reaksiyaları səbəbindən uzun müddət və davamlı olaraq şüalana biləcəyi "spektr - parlaqlıq" diaqramındakı nöqtələrin lokusudur. Ulduzun əsas ardıcıllıqdakı mövqeyi onun kütləsi ilə müəyyən edilir. Qeyd etmək lazımdır ki, “spektr-parlaqlıq” diaqramında tarazlıq şüalanan ulduzun mövqeyini təyin edən daha bir parametr var. Bu parametr ulduzun ilkin kimyəvi tərkibidir. Ağır elementlərin nisbi bolluğu azalarsa, ulduz aşağıdakı diaqramda "düşəcək". Məhz bu vəziyyət alt cırtdanların ardıcıllığının mövcudluğunu izah edir. Yuxarıda qeyd edildiyi kimi, bu ulduzlarda ağır elementlərin nisbi bolluğu əsas ardıcıllıq ulduzlarına nisbətən onlarla dəfə azdır. Ulduzun əsas ardıcıllıqda qalma müddəti onun ilkin kütləsi ilə müəyyən edilir. Kütləsi böyükdürsə, ulduzun şüalanması böyük gücə malikdir və o, öz hidrogen “yanacaq” ehtiyatını tez bir zamanda istehlak edir. Məsələn, kütləsi günəş kütləsindən bir neçə on dəfə böyük olan əsas ardıcıllıq ulduzları (bunlar O spektral tipli isti mavi nəhənglərdir) bu ardıcıllıqda cəmi bir neçə milyon il olarkən davamlı şəkildə şüalana bilirlər. Günəşə yaxın kütlə, 10-15 milyard il əsas ardıcıllıqladır. Aşağıdakı cədvəl. 2, müxtəlif spektral tipli ulduzlar üçün cazibə qüvvəsinin daralmasının və əsas ardıcıllıqda qalmasının hesablanmış müddətini verir. Eyni cədvəldə ulduzların kütlələri, radiusları və parlaqlıqları günəş vahidlərində göstərilir.
cədvəl 2
| illər | |||||
|
Spektral sinif |
Parlaqlıq |
qravitasiya daralması |
əsas ardıcıllıqla qalmaq | ||
|
G2 (Günəş) |
|||||
düyü. 14. Müxtəlif kütləli ulduzlar üçün "parlaqlıq-temperatur" diaqramı üzrə təkamül izləri
düyü. 15. NGC 2254 ulduz çoxluğu üçün Hertzsprung-Russell diaqramı
düyü. 16. Qlobular klaster M üçün Hertzsprung-Russell diaqramı 3. Şaquli oxda - nisbi böyüklük
Müvafiq diaqram isti kütləvi ulduzların yerləşdiyi yuxarı sol hissəsi də daxil olmaqla bütün əsas ardıcıllığı aydın şəkildə göstərir (rəng göstəricisi - 0,2 20 min K temperatura uyğundur, yəni B sinfi spektri). Qlobular klaster M 3 "köhnə" obyektdir. Bu klaster üçün qurulmuş diaqramın əsas ardıcıllığının yuxarı hissəsində ulduzların demək olar ki, olmadığı aydın görünür. Digər tərəfdən, M 3-ün qırmızı nəhəng qolu çox zəngindir, NGC 2254-də isə çox az qırmızı nəhəng var. Bu başa düşüləndir: köhnə M 3 klasterində çoxlu sayda ulduz artıq əsas ardıcıllıqdan “çıxıb”, gənc çoxluq NGC 2254-də isə bu, yalnız az sayda nisbətən kütləvi, sürətlə inkişaf edən ulduzlarla baş verib. M 3 üçün nəhəng budağın olduqca dik qalxması diqqətəlayiqdir, NGC 2254 üçün isə demək olar ki, üfüqidir. Nəzəriyyə nöqteyi-nəzərindən bu, M3-də ağır elementlərin xeyli az olması ilə izah oluna bilər. Həqiqətən də, qlobulyar klasterlərin ulduzlarında (eləcə də qalaktika müstəvisinə doğru o qədər də cəmləşməyən digər ulduzlarda) qalaktika mərkəzinə doğru) ağır elementlərin nisbi bolluğu əhəmiyyətsizdir. M 3 üçün "rəng indeksi - parlaqlıq" diaqramında daha bir demək olar ki, üfüqi budaq görünür. NGC 2254 üçün qurulmuş diaqramda oxşar filial yoxdur. Nəzəriyyə bu qolun meydana gəlməsini aşağıdakı kimi izah edir. Bir ulduzun - qırmızı nəhəngin daralan sıx helium nüvəsinin temperaturu 100-150 milyon K-ə çatdıqdan sonra orada yeni nüvə reaksiyası başlayacaq. Bu reaksiya üç helium nüvəsindən bir karbon nüvəsinin əmələ gəlməsindən ibarətdir. Bu reaksiya başlayan kimi nüvənin büzülməsi dayanacaq. Sonradan, səth təbəqələri
ulduzlar temperaturlarını artırır və "spektr - parlaqlıq" diaqramındakı ulduz sola doğru hərəkət edəcəkdir. Məhz belə ulduzlardan M 3 üçün diaqramın üçüncü üfüqi budağı əmələ gəlir.
düyü. 17. 11 ulduz klasteri üçün Hertzsprung-Russell xülasə diaqramı
Əncirdə. Şəkil 17 sxematik şəkildə ikisi (M 3 və M 92) kürə şəklində olan 11 klaster üçün xülasə rəng-parlaqlıq diaqramını göstərir. Əsas ardıcıllıqların müxtəlif klasterlərdə necə sağa və yuxarıya doğru “əyilməsi” artıq müzakirə olunan nəzəri anlayışlarla tam uyğunluq təşkil etdiyi aydın görünür. Əncirdən. 17, hansı qrupların gənc, hansının köhnə olduğunu dərhal müəyyən etmək olar. Məsələn, "ikiqat" çoxluq X və h Perseus gəncdir. Əsas ardıcıllığın əhəmiyyətli bir hissəsini "saxladı". M 41 klasteri daha köhnədir, Hyades klasteri daha köhnədir və M 67 klasteri çox köhnədir, rəng-parlaqlıq diaqramı M 3 və M 92 qlobular klasterləri üçün oxşar diaqrama çox bənzəyir. Yalnız nəhəng filial qlobular klasterlərin sayı əvvəllər müzakirə edilən kimyəvi tərkibindəki fərqlərə uyğun olaraq daha yüksəkdir. Beləliklə, müşahidə məlumatları nəzəriyyənin nəticələrini tam təsdiq edir və əsaslandırır. Ulduz maddələrinin nəhəng qalınlığı ilə bizdən gizlədilən ulduz interyerlərindəki proseslərin nəzəriyyəsinin müşahidə əsasında yoxlanılmasını gözləmək çətin görünür. Yenə də burada nəzəriyyə daim astronomik müşahidələr praktikası ilə idarə olunur. Qeyd etmək lazımdır ki, çoxlu sayda "rəng - parlaqlıq" diaqramlarının tərtibi astronom-müşahidəçilərin böyük əməyini və müşahidə üsullarının köklü şəkildə təkmilləşdirilməsini tələb edirdi. Digər tərəfdən, ulduzların daxili quruluşu və təkamülü nəzəriyyəsinin uğuru yüksək sürətli elektron hesablama maşınlarının istifadəsinə əsaslanan müasir hesablama texnologiyası olmadan mümkün olmazdı. Nüvə fizikası sahəsində aparılan tədqiqatlar da nəzəriyyəyə əvəzsiz xidmət göstərdi ki, bu da ulduzların daxili hissəsində baş verən nüvə reaksiyalarının kəmiyyət xüsusiyyətlərini əldə etməyə imkan verdi. Mübaliğəsiz demək olar ki, ulduzların quruluşu və təkamülü nəzəriyyəsinin inkişafı 20-ci əsrin ikinci yarısında astronomiyanın ən böyük nailiyyətlərindən biridir. Müasir fizikanın inkişafı ulduzların, xüsusən də Günəşin daxili quruluşu nəzəriyyəsinin birbaşa müşahidə yolu ilə yoxlanılması imkanlarını açır. Söhbət onun dərinliklərində nüvə reaksiyaları baş verərsə, Günəşin buraxmalı olduğu güclü neytrino axınının aşkarlanması imkanından gedir. Məlumdur ki, neytrinolar digər elementar hissəciklərlə son dərəcə zəif qarşılıqlı əlaqədədirlər. Beləliklə, məsələn, bir neytrino Günəşin bütün qalınlığı boyunca demək olar ki, udulmadan uça bilər, rentgen şüaları isə yalnız günəşin daxili hissəsinin bir neçə millimetr maddəsindən udulmadan keçə bilər. Təsəvvür etsək ki, güclü bir neytrino şüası hər bir hissəciyin enerjisi ilə Günəşdən keçir.
İnsanlar səmada ulduzların yanmasının səbəbləri ilə çoxdan maraqlanırdılar, lakin biz bu prosesləri 20-ci əsrin birinci yarısından həqiqi mənada anlamağa başladıq. Bu yazıda bir ulduzun həyat dövrü ərzində baş verən bütün əsas prosesləri təsvir etməyə çalışdım.
Ulduz doğulması
Ulduzun əmələ gəlməsi molekulyar buluddan (kütləvi olaraq ulduzlararası maddənin 1%-ni ehtiva edir) başlayır - onlar ulduzlararası mühit üçün adi qaz-toz buludlarından daha yüksək sıxlığa və daha aşağı temperatura malik olması ilə fərqlənirlər - belə ki, atomlar molekullar əmələ gətirməyə başlaya bilər (əsasən H²). Bu xüsusiyyətin özü xüsusi əhəmiyyət kəsb etmir, lakin bu maddənin artan sıxlığı böyük əhəmiyyət kəsb edir - bu, bir protostarın ümumiyyətlə əmələ gələ biləcəyindən və nə qədər vaxt aparacağından asılıdır.
Bu buludların özləri, nisbi sıxlığı az olan, böyük ölçülərinə görə əhəmiyyətli kütlələrə - 10 6 günəş kütləsinə qədər ola bilər. "Beşik"inin qalıqlarını atmağa vaxtı olmayan yeni doğulmuş ulduzlar onları qızdırır ki, bu da belə böyük qruplar üçün çox "təsirli" görünür və əla astronomik fotoşəkillər mənbəyidir:
Yaradılış Sütunları və bu Hubble fotoşəkili haqqında video:
Omeqa Dumanlığı (ulduzlardan bəziləri "fondur", ulduzların şüalanması ilə qızdırılan qazlar sayəsində parlayır): 
Molekulyar buludun qalıqlarının atılması prosesinin özü "günəş küləyi" adlanan şeylə bağlıdır - bu, ulduzun elektromaqnit şüalanması ilə sürətlənən yüklü hissəciklərin axınıdır. Günəş bu prosesə görə saniyədə bir milyon ton maddə itirir ki, bu da onun üçün (çəkisi 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 ton) sadəcə olaraq xırda şeylərdir. Hissəciklərin özləri böyük bir temperatura (bir milyon dərəcəyə yaxın) və sürətə (iki fərqli komponent üçün təxminən 400 km / s və 750 km / s) malikdirlər:
Lakin bu maddənin aşağı sıxlığı onların çox zərər verə bilməyəcəyini bildirir.
Qravitasiya qüvvələri hərəkət etməyə başlayanda qazın sıxılması güclü istiləşməyə səbəb olur, bunun sayəsində termonüvə reaksiyaları başlayır. Toqquşan maddənin eyni istilik effekti 2004-cü ildə ekzoplanetin ilk birbaşa müşahidəsi üçün əsas oldu:
Planet 2M1207 b 170 sv məsafədə. illər bizdən.
Bununla belə, kiçik ulduzlarla qaz nəhəngi planetləri arasındakı fərq məhz ondadır ki, onların kütləsi katalizatorların iştirakı ilə, ümumiyyətlə, hidrogendən helium əmələ gəlməsindən ibarət olan ilkin termonüvə reaksiyasını dəstəkləmək üçün kifayət etmir. CNO dövrü adlanır - bu, aşağıda müzakirə ediləcək II və I nəsil ulduzlar üçün etibarlıdır):
Söhbət öz-özünə davam edən reaksiyadan gedir və təkcə onun faktının mövcudluğundan deyil - çünki bu reaksiyanın enerjisi (və deməli, temperatur) aşağıdan ciddi şəkildə məhdudlaşdırılsa da, qazda ayrı-ayrı hissəciklərin hərəkət enerjisi Maksvell paylanması ilə müəyyən edilir:
Və buna görə də, qazın orta temperaturu termonüvə reaksiyasının “aşağı həddi”ndən 10 dəfə aşağı olsa belə, həmişə qonşularından enerji toplayan və bir hal üçün kifayət qədər enerji qazanacaq “hiyləgər” hissəciklər olacaqdır. Orta temperatur nə qədər yüksək olarsa, bir o qədər çox hissəciklər "maneəni" aşa bilər və bu reaksiyalar zamanı bir o qədər çox enerji ayrılır. Buna görə də, planet və ulduz arasında ümumi tanınan sərhəd termonüvə reaksiyasının nəinki baş verdiyi, həm də səthindən enerji şüalanmasına baxmayaraq daxili temperaturu saxlamağa imkan verən hədddir.
Ulduz əhalisi
Ulduzların təsnifatı haqqında danışmazdan əvvəl bir təxribat etmək və 13 milyard il əvvələ - maddənin rekombinasiyasından sonra ilk ulduzların görünməyə başladığı anda geri qayıtmaq lazımdır. Bu an bizə qəribə görünəcəkdi - axı biz o an mavi nəhənglərdən başqa heç bir ulduz görməzdik. Bunun səbəbi ilkin Kainatda “metalların” olmamasıdır (astronomiyada isə heliumdan “ağır” olan bütün maddələr belə adlanır). Onların olmaması o demək idi ki, ilk ulduzların yanması üçün daha böyük kütlə tələb olunur (20-130 günəş kütləsi daxilində) - axırda "metallar" olmadan CNO dövrü mümkün deyil və bunun əvəzinə yalnız birbaşa var. hidrogen + hidrogen = helium dövrü. Bu, ulduz populyasiyası III olmalı idi (böyük çəkilərinə və erkən görünüşünə görə - onlar artıq Kainatın görünən hissəsində qalmırlar).
II populyasiya III populyasiya ulduzlarının qalıqlarından əmələ gələn ulduzlardır, onların yaşı 10 milyard ildən çoxdur və tərkibində artıq “metallar” var. Buna görə də, bu anda əldə etdikdən sonra heç bir xüsusi qəribəlik görməzdik - ulduzlar arasında artıq nəhənglər və "orta kəndlilər" - ulduzumuz kimi, hətta qırmızı cırtdanlar da var idi.
I əhali - bunlar artıq ikinci nəsil fövqəlnova qalıqlarından əmələ gələn və daha çox "metal" ehtiva edən ulduzlardır - bunlara ən müasir ulduzlar, o cümlədən Günəşimiz daxildir.
Ulduz təsnifatı
Ulduzların müasir təsnifatı (Harvard) çox sadədir - bu, ulduzların rənglərinə görə bölünməsinə əsaslanır. Kiçik ulduzlarda reaksiyalar daha yavaş gedir və bu qeyri-mütənasiblik səthin temperaturunda fərqə səbəb olur, ulduzun kütləsi nə qədər çox olarsa, onun səthindən şüalanma bir o qədər sıx olur:
Temperaturdan asılı olaraq rəng paylamaları (Kelvin dərəcəsində)
Yuxarıdakı Maksvell paylanma qrafikindən göründüyü kimi, reaksiya sürətləri temperaturla artır və xətti artmır - temperatur "kritik nöqtəyə" çox yaxınlaşdıqda reaksiyalar onlarla dəfə sürətlə getməyə başlayır. Buna görə də, böyük ulduzların ömrü astronomik miqyasda çox qısa ola bilər - cəmi bir neçə milyon il, bu, qırmızı cırtdanların təxmin edilən ömrü ilə müqayisədə heç bir şey deyil - bütöv bir trilyon il (məlum səbəblərə görə, heç bir belə ulduz yoxdur. hələ öldü və bu halda biz yalnız hesablamalara etibar edə bilərik, lakin onların ömrü yüz milyard ildən çoxdur).
Ulduz həyatı
Əksər ulduzlar yuxarıdan soldan aşağıya doğru uzanan əyri xətt olan əsas ardıcıllıqla yaşayır:
Hertzsprung-Russell diaqramı
Bu proses olduqca acınacaqlı görünə bilər: hidrogen heliuma çevrilir və bu proses milyonlarla, hətta milyardlarla il davam edir. Ancaq əslində, Günəşdə (və digər ulduzlarda), hətta bu proses zamanı səthdə (və içəridə) hər zaman nəsə baş verir:
NASA-nın “Ulduzlu həyat” proqramının bir hissəsi kimi təqdim edilən Günəş Dinamikası Rəsədxanasının fotoşəkillərindən hazırlanmış 5 il ərzində çəkilmiş videoda Günəşin görünən, ultrabənövşəyi və rentgen şüaları spektrlərindəki mənzərəsi nümayiş etdirilir.
Ağır ulduzlarda termonüvə reaksiyalarının tam prosesi belə görünür: hidrogen - helium - berilyum və karbon, sonra dəmirin əmələ gəlməsi ilə bitən bir neçə paralel proses getməyə başlayır:
Bu, dəmirin minimum bağlanma enerjisinə (hər nuklon başına) malik olması ilə əlaqədardır və sonrakı reaksiyalar enerjinin sərbəst buraxılması ilə deyil, udma ilə davam edir. Ulduz bütün ömrü boyu cazibə qüvvələri, onu sıxışdıran qüvvələr və enerji yayan və maddəni “itələməyə” meylli termonüvə reaksiyaları arasında tarazlıqda olur.
Bir maddənin yanmasından digərinə keçid ulduzun nüvəsində temperaturun artması ilə baş verir (çünki hər bir sonrakı reaksiya artan temperatur tələb edir - bəzən böyüklük əmrləri ilə). Ancaq temperaturun yüksəlməsinə baxmayaraq - ümumiyyətlə, "güc tarazlığı" son ana qədər saxlanılır ...
mövcudluğun sonu
Bu vəziyyətdə baş verən prosesləri dörd ssenariyə bölmək olar:
1) Ulduzun ömrü təkcə kütlədən deyil, həm də onun necə bitməsindən asılıdır. "Ən kiçik" ulduzlar üçün - qəhvəyi cırtdanlar (M sinfi) hidrogen tükənməsindən sonra bitəcək. Ancaq onlarda istilik ötürülməsinin yalnız konveksiya (qarışdırma) yolu ilə həyata keçirilməsi, ulduzun bütün ehtiyatından mümkün qədər səmərəli istifadə etməsi deməkdir. Həm də - uzun milyardlarla il ərzində mümkün qədər diqqətlə xərclənəcəkdir. Lakin bütün hidrogeni sərf etdikdən sonra ulduz yavaş-yavaş soyuyacaq və demək olar ki, tamamilə heliumdan ibarət möhkəm bir top (Pluton kimi) vəziyyətində olacaq.
2) Sonra daha ağır ulduzlar gəlir (bunlara Günəşimiz daxildir) - bunun kütləsi, mümkün gələcək ulduz qırmızı nəhəng mərhələdən sonra əmələ gələn qalıq üçün yuxarıdan 1,39 günəş kütləsi ilə məhdudlaşır (Çandrasekhar həddi). Ulduzun heliumdan karbon əmələ gəlməsi reaksiyasını alovlandırmaq üçün kifayət qədər çəkisi var (təbii ki, ən çox yayılmış nuklidlər helium-4 və karbon-12-dir). Ancaq hidrogen-helium reaksiyaları da davam etmir - sadəcə onların baş vermə bölgəsi ulduzun hələ də hidrogen təbəqələri ilə doymuş xarici təbəqəyə keçir. Termonüvə reaksiyalarının baş verdiyi iki təbəqənin olması parlaqlığın əhəmiyyətli dərəcədə artmasına gətirib çıxarır ki, bu da ulduzun ölçüsündə "şişməsinə" səbəb olur.
Çoxları səhvən belə hesab edir ki, qırmızı nəhəng anına qədər Günəşin (və digər oxşar ulduzların) parlaqlığı tədricən azalır, sonra isə kəskin şəkildə artmağa başlayır, əslində parlaqlığın artması həyatın bütün əsas hissəsi üçün davam edir. bir ulduz:
Və bunun əsasında yanlış nəzəriyyələr qururlar ki, uzunmüddətli perspektivdə - Venera insanların məskunlaşması üçün ən yaxşı variantdır - əslində, müasir Veneranı yerləşdirmək üçün texnologiyaya sahib olduğumuz zaman, onlar ümidsiz şəkildə köhnəlmiş və sadəcə yararsız ola bilər. Üstəlik, müasir məlumatlara görə, Yerin sərhədində olan Günəşin "qırmızı nəhəngi" vəziyyətindən sağ çıxmaq şansı yüksəkdir, lakin Veneranın heç bir şansı yoxdur və "həddindən artıq işləmək nəticəsində əldə edilən hər şey" bir hissəsi olacaq. "doldurulmuş" Günəşin.
Qırmızı nəhəng mərhələdə ulduz nəinki parlaqlığını əhəmiyyətli dərəcədə artırır, həm də sürətlə kütlə itirməyə başlayır, bu proseslər səbəbindən yanacaq ehtiyatları tez tükənir (bu mərhələ hidrogenin yanma mərhələsindən ən azı 10 dəfə azdır). Bundan sonra ulduz ölçüsündə kiçilir, ağ cırtdana çevrilir və tədricən soyuyur.
3) Kütləsi birinci hədddən yuxarı olduqda, belə ulduzların kütləsi dəmirin əmələ gəlməsinə qədər sonrakı reaksiyaları alovlandırmaq üçün kifayətdir, bu proseslər sonda fövqəlnova partlayışına səbəb olur.
Dəmir artıq termonüvə reaksiyalarında praktiki olaraq iştirak etmir (və mütləq enerji buraxmır) və xaricdən ona təsir edən təzyiqə qədər (və nüvənin özünün cazibə qüvvəsinin içəridən təsiri) sadəcə nüvənin mərkəzində toplanır. ) kritik nöqtəyə çatır. Bu zaman ulduzun nüvəsini sıxan qüvvə o qədər güclü olur ki, elektromaqnit şüalarının təzyiqi artıq maddənin büzülməsinə mane olmur. Elektronlar atom nüvəsinə "basılır" və protonlarla neytrallaşdırılır ki, nüvənin içərisində praktiki olaraq yalnız neytronlar qalır.
Bu anın kvant əsası var və çox aydın sərhədi var və nüvənin tərkibi kifayət qədər saf dəmirdən ibarətdir, ona görə də proses fəlakətli sürətlə gedir. Güman edilir ki, bu proses saniyələr ərzində baş verir və nüvənin həcmi 100.000 dəfə azalır (və sıxlığı müvafiq olaraq artır):
Ulduzun səth təbəqələri aşağıdan dəstəksiz olaraq dərinə doğru irəliləyir, əmələ gələn neytron “topu”na düşür, maddə geri sıçrayır və partlayış baş verir. Ulduzun qalınlığı boyunca yuvarlanan partlayıcı dalğalar maddənin elə bir sıxlaşması və temperaturunun artmasına səbəb olur ki, ağır elementlərin (urana qədər) əmələ gəlməsi ilə reaksiyalar getməyə başlayır.
Bu proseslər neytron tutulmasına (r-prosesi və s-prosesi) və ya protonun tutulmasına (p-proses və rp-proses) əsaslanır, hər bir belə reaksiya ilə kimyəvi element öz atom nömrəsini artırır. Ancaq normal vəziyyətdə, bu cür hissəciklərin daha bir neytron / proton "tutmağa" və çürüməyə vaxtı yoxdur. Fövqəlnovanın daxilində baş verən proseslərdə reaksiyalar o qədər sürətlə gedir ki, atomların parçalanmadan dövri cədvəlin çox hissəsini "atlamağa" vaxtları olur.
Neytron ulduzu belə əmələ gəlir:
4) Ulduzun kütləsi ikincini aşdıqda, Oppenheimer - Volkov həddi (qalıq üçün Günəşin 1,5 - 3 kütləsi və ya ilkin ulduz üçün 25 - 30 kütlə), fövqəlnova partlayışı prosesində həddindən artıq maddə kütləsi qalır və təzyiq hətta kvant qüvvələrini belə saxlaya bilmir.
Bu halda, iki hissəciyin (burada neytronlardan danışırıq) eyni kvant vəziyyətində ola bilməyəcəyini söyləyən Pauli prinsipinə görə həddi ifadə edir (bu, atomun quruluşunun əsasını təşkil edir. elektron qabıqların sayı, atom nömrəsi ilə tədricən artır).
Təzyiq neytronları sıxır və sonrakı proses geri dönməz olur - bütün maddələr bir nöqtədə büzülür və qara dəlik əmələ gəlir. O, artıq ətraf mühitə heç bir şəkildə təsir göstərmir (əlbəttə ki, cazibə qüvvəsi istisna olmaqla) və yalnız üzərinə maddənin yığılması (sadəcə düşməsi) səbəbindən parlaya bilər:
Bütün bu proseslərin cəmindən göründüyü kimi, ulduzlar fiziki qanunların əsl anbarıdır. Bəzi ərazilərdə (neytron ulduzları və qara dəliklər) bunlar həddindən artıq enerjilərə və maddə vəziyyətlərinə malik real fiziki laboratoriyalardır.
Post-elm - Neytron ulduzları və qara dəliklər (video seriyası):
Yuxarı sağ küncdə bir nöqtəni tutur: yüksək parlaqlığa və aşağı temperatura malikdir. Əsas şüalanma infraqırmızı diapazonda baş verir. Soyuq toz qabığından gələn radiasiya bizə çatır. Təkamül prosesində ulduzun diaqramdakı mövqeyi dəyişəcək. Bu mərhələdə yeganə enerji mənbəyi qravitasiya daralmasıdır. Beləliklə, ulduz y oxuna paralel olaraq kifayət qədər sürətlə hərəkət edir.
Səthin temperaturu dəyişmir, lakin radius və parlaqlıq azalır. Ulduzun mərkəzindəki temperatur yüksəlir, reaksiyaların yüngül elementlərlə başladığı bir dəyərə çatır: litium, berilyum, bor, tez yanar, lakin sıxılmanı yavaşlatmağı bacarır. Tras y oxuna paralel fırlanır, ulduzun səthində temperatur yüksəlir və parlaqlıq demək olar ki, sabit qalır. Nəhayət, ulduzun mərkəzində hidrogendən helium əmələ gəlməsi (hidrogenin yanması) reaksiyaları başlayır. Ulduz əsas ardıcıllığa daxil olur.
İlkin mərhələnin müddəti ulduzun kütləsi ilə müəyyən edilir. Günəş kimi ulduzlar üçün təxminən 1 milyon il, kütləsi 10 olan ulduz üçün M☉ təxminən 1000 dəfə kiçik və kütləsi 0,1 olan ulduz üçün M☉ minlərlə dəfə çox.
Kiçik kütləli gənc ulduzlar
Təkamülünün başlanğıcında az kütləli bir ulduzun parlaq nüvəsi və konvektiv zərfi var (şək. 82, I).
Əsas ardıcıllıq mərhələsində, ulduz hidrogenin heliuma çevrilməsinin nüvə reaksiyalarında enerjinin sərbəst buraxılması səbəbindən parlayır. Hidrogenin tədarükü kütləsi 1 olan ulduzun parlaqlığını təmin edir M☉ Təxminən 10 10 il ərzində. Kütləsi daha böyük olan ulduzlar hidrogeni daha tez istehlak edirlər: məsələn, kütləsi 10 olan ulduz M☉ hidrogeni 10 7 ildən az müddətdə istifadə edəcək (parlaqlıq kütlənin dördüncü gücünə mütənasibdir).
az kütləli ulduzlar
Hidrogen yandıqca ulduzun mərkəzi bölgələri güclü şəkildə sıxılır.
Böyük kütləli ulduzlar
Əsas ardıcıllığa daxil olduqdan sonra böyük kütləli ulduzun təkamülü (>1,5 M☉) ulduzun daxili hissəsində nüvə yanacağının yanma şəraiti ilə müəyyən edilir. Əsas ardıcıllıq mərhələsində bu, hidrogenin yanmasıdır, lakin aşağı kütləli ulduzlardan fərqli olaraq, nüvədə karbon-azot dövrünün reaksiyaları üstünlük təşkil edir. Bu dövrədə C və N atomları katalizator rolunu oynayır. Belə bir dövrün reaksiyalarında enerjinin sərbəst buraxılma sürəti ilə mütənasibdir T 17. Buna görə də nüvədə enerji ötürülməsinin radiasiya ilə həyata keçirildiyi zona ilə əhatə olunmuş konvektiv nüvə yaranır.
Böyük kütləli ulduzların parlaqlığı Günəşin parlaqlığından qat-qat yüksəkdir və hidrogen daha sürətli istehlak olunur. Bu, belə ulduzların mərkəzində temperaturun da xeyli yüksək olması ilə bağlıdır.
Konvektiv nüvənin maddəsində hidrogenin nisbəti azaldıqca enerjinin buraxılma sürəti də azalır. Lakin sərbəst buraxılma sürəti parlaqlıqla müəyyən edildiyi üçün nüvə kiçilməyə başlayır və enerjinin buraxılma sürəti sabit qalır. Eyni zamanda, ulduz genişlənir və qırmızı nəhənglər bölgəsinə keçir.
az kütləli ulduzlar
Hidrogen tamamilə yandıqda, az kütləli bir ulduzun mərkəzində kiçik bir helium nüvəsi meydana gəlir. Növdə maddənin sıxlığı və temperaturu müvafiq olaraq 10 9 kq/m və 10 8 K-ə çatır. Hidrogenin yanması nüvənin səthində baş verir. Nüvədəki temperatur yüksəldikcə hidrogenin yanma sürəti artır və parlaqlıq artır. Parlaq zona tədricən yox olur. Və konvektiv axınların sürətinin artması səbəbindən ulduzun xarici təbəqələri şişir. Onun ölçüsü və parlaqlığı artır - ulduz qırmızı nəhəngə çevrilir (şək. 82, II).
Böyük kütləli ulduzlar
Böyük kütləli bir ulduzun hidrogeni tam tükəndikdə nüvədə üçlü helium reaksiyası və eyni zamanda oksigen istehsalı reaksiyası başlayır (3He=>C və C+He=>0). Eyni zamanda, hidrogen helium nüvəsinin səthində yanmağa başlayır. Birinci təbəqə mənbəyi görünür.
Helium tədarükü çox tez tükənir, çünki hər bir elementar aktda təsvir olunan reaksiyalarda nisbətən az enerji ayrılır. Şəkil təkrarlanır və ulduzda iki təbəqə mənbəyi görünür və nüvədə C + C => Mg reaksiyası başlayır.
Bu vəziyyətdə təkamül yolu çox mürəkkəbdir (şək. 84). Hertzsprung-Russell diaqramında ulduz nəhənglərin ardıcıllığı boyunca hərəkət edir və ya (supernəhəng bölgədə çox böyük kütlə ilə) vaxtaşırı bir sefeyə çevrilir.
Köhnə aşağı kütləli ulduzlar
Kütləsi az olan ulduzda sonda hansısa səviyyədə konvektiv axının sürəti ikinci kosmik sürətə çatır, qabıq çıxır və ulduz planetar dumanlıqla əhatə olunmuş ağ cırtdana çevrilir.
Hertzsprung-Russell diaqramında aşağı kütləli ulduzun təkamül yolu Şəkil 83-də göstərilmişdir.
Yüksək kütləli ulduzların ölümü
Təkamülün sonunda böyük kütləli ulduz çox mürəkkəb bir quruluşa malikdir. Hər təbəqənin öz kimyəvi tərkibi var, bir neçə təbəqə mənbəyində nüvə reaksiyaları baş verir və mərkəzdə dəmir nüvəsi əmələ gəlir (şək. 85).
Dəmirlə nüvə reaksiyaları davam etmir, çünki onlar enerjinin xərclənməsini (və buraxılmamasını) tələb edir. Buna görə də, dəmir nüvəsi sürətlə sıxılır, içindəki temperatur və sıxlıq artır, fantastik dəyərlərə çatır - 10 9 K temperatur və 10 9 kq / m3 təzyiq. saytdan material
Bu anda nüvədə eyni vaxtda və çox sürətlə (görünür, dəqiqələrlə) gedən iki ən mühüm proses başlayır. Birincisi, nüvələrin toqquşması zamanı dəmir atomlarının 14 helium atomuna parçalanması, ikincisi, elektronların protonlara "sıxılması" və neytronların əmələ gəlməsidir. Hər iki proses enerjinin udulması ilə bağlıdır və nüvədəki temperatur (həmçinin təzyiq) dərhal aşağı düşür. Ulduzun xarici təbəqələri mərkəzə doğru enməyə başlayır.
Xarici təbəqələrin düşməsi onlarda temperaturun kəskin artmasına səbəb olur. Hidrogen, helium, karbon yanmağa başlayır. Bu, mərkəzi nüvədən gələn güclü neytron axını ilə müşayiət olunur. Nəticədə, ulduzun kaliforniuma qədər bütün ağır elementləri ehtiva edən xarici təbəqələrini ataraq güclü nüvə partlayışı baş verir. Müasir baxışlara görə, ağır kimyəvi elementlərin bütün atomları (yəni heliumdan daha ağır) Kainatda məhz alovlarda əmələ gəlmişdir.
Ulduzlararası mühitin kondensasiyası nəticəsində əmələ gəlir. Müşahidələr vasitəsilə ulduzların müxtəlif vaxtlarda yarandığını və bu günə qədər yarandığını müəyyən etmək mümkün olub.
Ulduzların təkamülünün əsas problemi onların enerjisinin mənşəyi məsələsidir, buna görə də onlar parlayır və böyük miqdarda enerji yayırlar. Əvvəllər ulduz enerjisinin mənbələrini müəyyən etmək üçün nəzərdə tutulmuş bir çox nəzəriyyə irəli sürülüb. Ulduz enerjisinin davamlı mənbəyinin davamlı sıxılma olduğuna inanılırdı. Bu mənbə, şübhəsiz ki, yaxşıdır, lakin adekvat radiasiyanı uzun müddət saxlaya bilməz. 20-ci əsrin ortalarında bu sualın cavabı tapıldı. Radiasiya mənbəyi termonüvə birləşmə reaksiyalarıdır. Bu reaksiyalar nəticəsində hidrogen heliuma çevrilir və ayrılan enerji ulduzun içindən keçir, çevrilir və dünya fəzasına şüalanır (qeyd etmək lazımdır ki, temperatur nə qədər yüksək olarsa, bu reaksiyalar bir o qədər sürətlə gedir; bu buna görə də isti massiv ulduzlar əsas ardıcıllığı daha tez tərk edirlər).
İndi bir ulduzun ortaya çıxmasını təsəvvür edin...
Ulduzlararası qaz və toz mühitinin buludu sıxlaşmağa başladı. Bu buluddan kifayət qədər sıx bir qaz topu əmələ gəlir. Topun daxilindəki təzyiq hələ cazibə qüvvələrini tarazlaşdıra bilmir, ona görə də kiçilir (bəlkə də bu zaman ulduzun ətrafında daha kiçik kütləyə malik topaklar əmələ gəlir və nəticədə onlar planetlərə çevrilir). Sıxıldığı zaman temperatur yüksəlir. Beləliklə, ulduz tədricən əsas ardıcıllığa yerləşir. Sonra ulduzun içindəki qazın təzyiqi cazibəni tarazlayır və ilk ulduz ulduza çevrilir.
Ulduzun təkamülünün ilkin mərhələsi çox kiçikdir və ulduz bu zaman dumanlığa batırılır, ona görə də proto ulduzu aşkar etmək çox çətindir.
Hidrogenin heliuma çevrilməsi yalnız ulduzun mərkəzi bölgələrində baş verir. Xarici təbəqələrdə hidrogen tərkibi praktiki olaraq dəyişməz qalır. Hidrogenin miqdarı məhdud olduğundan gec-tez yanıb sönür. Ulduzun mərkəzində enerjinin sərbəst buraxılması dayanır və ulduzun nüvəsi kiçilməyə, qabıq isə şişməyə başlayır. Bundan əlavə, əgər ulduz 1,2 günəş kütləsindən azdırsa, o, xarici təbəqəni (planet dumanlığının əmələ gəlməsi) tökür.
Qabıq ulduzdan ayrıldıqdan sonra onun daxili çox isti təbəqələri açılır və bu arada qabıq daha da uzaqlaşır. Bir neçə on minlərlə ildən sonra qabıq parçalanacaq və yalnız çox isti və sıx bir ulduz qalacaq, tədricən soyuyaraq ağ cırtdana çevriləcək. Tədricən soyuyaraq, görünməz qara cırtdanlara çevrilirlər. Qara cırtdanlar çox sıx və soyuq ulduzlardır, Yer kürəsindən bir qədər böyükdür, lakin kütləsi günəşinkinə bərabərdir. Ağ cırtdanların soyuma prosesi bir neçə yüz milyon il davam edir.
Bir ulduzun kütləsi 1,2 ilə 2,5 günəş arasındadırsa, belə bir ulduz partlayacaq. Bu partlayış deyilir fövqəlnova. Bir neçə saniyə ərzində partlayan ulduz öz parlaqlığını yüz milyonlarla dəfə artırır. Belə alovlanmalar olduqca nadirdir. Qalaktikamızda təxminən yüz ildə bir dəfə fövqəlnova partlayışı baş verir. Belə bir parıltıdan sonra böyük bir radio emissiyası olan, həmçinin çox tez səpilən bir dumanlıq və sözdə neytron ulduzu (bu barədə daha sonra) qalır. Nəhəng radio emissiyası ilə yanaşı, belə bir dumanlıq həm də rentgen şüalarının mənbəyi olacaq, lakin bu şüalanma yer atmosferi tərəfindən udulduğu üçün onu yalnız kosmosdan müşahidə etmək olar.
Ulduz partlayışlarının (supernovalar) səbəbi ilə bağlı bir neçə fərziyyə var, lakin hələlik ümumi qəbul edilmiş bir nəzəriyyə yoxdur. Belə bir fərziyyə var ki, bu, ulduzun daxili təbəqələrinin mərkəzə çox sürətlə aşağı düşməsi ilə bağlıdır. Ulduz sürətlə kiçilir, təxminən 10 km-lik fəlakətli kiçik ölçüyə çatır və onun bu vəziyyətdə sıxlığı 10 17 kq/m 3 təşkil edir ki, bu da atom nüvəsinin sıxlığına yaxındır. Bu ulduz neytronlardan ibarətdir (elektronlar protonlara sıxılmış kimi görünür), buna görə də ona deyilir. "NEYTRON". Onun ilkin temperaturu təxminən bir milyard kelvindir, lakin gələcəkdə tez soyuyacaq.
Bu ulduz kiçik ölçüləri və sürətli soyuması səbəbindən uzun müddətdir müşahidə edilməsi qeyri-mümkün hesab olunurdu. Ancaq bir müddət sonra pulsarlar kəşf edildi. Bu pulsarların neytron ulduzları olduğu ortaya çıxdı. Onlar radio impulslarının qısamüddətli şüalanmasına görə belə adlandırılmışdır. Bunlar. ulduz sanki yanıb-sönür. Bu kəşf olduqca təsadüfən və çox keçməmiş, yəni 1967-ci ildə edilmişdir. Bu dövri impulslar, baxışımızdan keçən çox sürətli bir fırlanma zamanı maqnit oxunun konusunun daim titrəməsi ilə əlaqədardır ki, bu da fırlanma oxu ilə bucaq əmələ gətirir.
Pulsar bizim üçün yalnız maqnit oxunun oriyentasiyası şəraitində aşkar edilə bilər və bu, onların ümumi sayının təxminən 5% -ni təşkil edir. Bəzi pulsarlar radio dumanlıqlarında tapılmır, çünki dumanlıqlar nisbətən tez dağılır. Yüz min ildən sonra bu dumanlıqlar görünməyi dayandırır və pulsarların yaşı on milyonlarla il qiymətləndirilir.
Əgər ulduzun kütləsi 2,5 günəş kütləsini keçərsə, o, öz mövcudluğunun sonunda, sanki, öz içinə çökəcək və öz çəkisi ilə əziləcək. Bir neçə saniyə ərzində o, nöqtəyə çevriləcək. Bu hadisəyə “qravitasiya çöküşü” və bu obyektə də “qara dəlik” deyirdilər.
Bütün yuxarıda deyilənlərdən görünür ki, ulduzun təkamülünün son mərhələsi onun kütləsindən asılıdır, lakin bu kütlənin və fırlanmanın qaçılmaz itkisini də nəzərə almaq lazımdır.
Salam əziz oxucular! Gözəl gecə səmasından danışmaq istərdim. Niyə gecə haqqında? soruşursan. Üzərində ulduzlar aydın göründüyü üçün səmamızın qara və mavi fonunda bu gözəl işıqlı kiçik nöqtələr var. Ancaq əslində onlar kiçik deyil, sadəcə olaraq nəhəngdirlər və böyük məsafəyə görə çox kiçik görünürlər..
Ulduzların necə doğulduğunu, həyatlarını necə yaşadıqlarını, ümumiyyətlə, necə həyat sürdüyünü təsəvvür edən varmı? Mən sizə indi bu yazını oxumağı və yol boyu ulduzların təkamülünü təsəvvür etməyi təklif edirəm. Vizual nümunə üçün bir neçə video hazırladım 😉
Səma çoxlu ulduzlarla bəzədilib, onların arasında səpələnmiş nəhəng toz və qaz buludları, əsasən də hidrogen var. Ulduzlar məhz belə dumanlıqlarda və ya ulduzlararası bölgələrdə doğulur.
Bir ulduz o qədər uzun (on milyardlarla ilə qədər) yaşayır ki, astronomlar həyatın əvvəlindən axıra qədər, hətta onlardan birini izləyə bilmirlər. Amma digər tərəfdən ulduzların müxtəlif inkişaf mərhələlərini müşahidə etmək imkanı var.
Elm adamları əldə edilən məlumatları birləşdirərək tipik ulduzların həyat mərhələlərini izləyə bildilər: ulduzlararası buludda ulduzun doğulduğu anı, gəncliyi, orta yaşı, qocalığı və bəzən çox möhtəşəm ölümü.
Bir ulduzun doğulması.
Ulduzun yaranması dumanlığın içərisində maddənin sıxılması ilə başlayır. Tədricən, formalaşan möhür çəkisi təsiri altında kiçilir, ölçüsü azalır. Bu daralma zamanı və ya çökmək, enerji ayrılır, bu da toz və qazı qızdırır və onların parlamasına səbəb olur.
Sözdə var protostar. Onun mərkəzində və ya nüvəsindəki maddənin temperaturu və sıxlığı maksimumdur. Temperatur təxminən 10.000.000°C-yə çatdıqda qazda termonüvə reaksiyaları baş verməyə başlayır.
Hidrogen atomlarının nüvələri birləşərək helium atomlarının nüvələrinə çevrilməyə başlayır. Bu sintezdə böyük miqdarda enerji ayrılır. Bu enerji konveksiya prosesində səth təbəqəsinə keçir, daha sonra işıq və istilik şəklində kosmosa şüalanır. Beləliklə, protostar əsl ulduza çevrilir.
Nüvədən gələn radiasiya qaz mühitini qızdıraraq xaricə yönəlmiş təzyiq yaradır və beləliklə də ulduzun cazibə qüvvəsinin çökməsinin qarşısını alır.
Nəticə odur ki, o, tarazlıq tapır, yəni sabit ölçülərə, sabit səth temperaturuna və sabit miqdarda sərbəst buraxılan enerjiyə malikdir.
Astronomlar inkişafın bu mərhələsində bir ulduz adlandırırlar əsas ardıcıllığın ulduzu, beləliklə, Hertzsprung-Russell diaqramında tutduğu yeri göstərir. Bu diaqram ulduzun temperaturu və parlaqlığı arasındakı əlaqəni ifadə edir.
Kiçik kütləyə malik olan proto-ulduzlar heç vaxt termonüvə reaksiyasına başlamaq üçün lazım olan temperaturlara qədər isinmirlər. Bu ulduzlar sıxılma nəticəsində sönükləşirlər qırmızı cırtdanlar , hətta sönük qəhvəyi cırtdanlar . İlk qəhvəyi cırtdan ulduz yalnız 1987-ci ildə kəşf edilib.
Nəhənglər və cırtdanlar.
Günəşin diametri təqribən 1.400.000 km, səthinin temperaturu təxminən 6.000°C-dir və sarımtıl işıq saçır. 5 milyard ildir ki, ulduzların əsas ardıcıllığının bir hissəsi olmuşdur.
Belə bir ulduzda hidrogen "yanacağı" təxminən 10 milyard ildən sonra tükənəcək və onun nüvəsində əsasən helium qalacaq.“Yanmağa” heç nə qalmadıqda, nüvədən yönəldilmiş şüalanmanın intensivliyi artıq nüvənin qravitasiya çöküşünü tarazlaşdırmaq üçün kifayət etmir.
Ancaq bu vəziyyətdə ayrılan enerji ətrafdakı maddəni qızdırmaq üçün kifayətdir. Bu qabıqda hidrogen nüvələrinin sintezi başlayır, daha çox enerji ayrılır.
Ulduz daha parlaq parlamağa başlayır, lakin indi qırmızımtıl işıqla və eyni zamanda o da genişlənir, ölçüsü on qat artır. İndi belə bir ulduz qırmızı nəhəng adlanır.
Qırmızı nəhəngin nüvəsi kiçilir və temperatur 100.000.000°C və ya daha çox yüksəlir. Burada helium nüvəsinin birləşmə reaksiyası baş verir və onu karbona çevirir. Bu vəziyyətdə ayrılan enerji sayəsində ulduz hələ də təxminən 100 milyon il parlayır.
Helium tükəndikdən və reaksiyalar söndükdən sonra bütün ulduz yavaş-yavaş cazibə qüvvəsinin təsiri altında demək olar ki, ölçüsünə qədər kiçilir. Bu vəziyyətdə ayrılan enerji ulduz üçün kifayətdir (indi ağ cırtdan) bir müddət parlaq şəkildə parlamağa davam etdi.
Ağ cırtdanda maddənin sıxılma dərəcəsi çox yüksəkdir və buna görə də çox yüksək sıxlığa malikdir - bir kaşığın çəkisi min tona çata bilər. Günəşimizin ölçüsündə ulduzlar belə inkişaf edir.
Günəşimizin ağ cırtdana çevrilməsini göstərən video
Kütləsi Günəşdən beş dəfə böyük olan ulduzun həyat dövrü daha qısadır və bir qədər fərqli şəkildə inkişaf edir. Belə bir ulduz daha parlaqdır və səthinin temperaturu 25.000 ° C və ya daha çox, ulduzların əsas ardıcıllığında qalma müddəti cəmi 100 milyon ildir.
Belə bir ulduz səhnəyə çıxanda qırmızı nəhəng , onun nüvəsindəki temperatur 600.000.000°C-dən çoxdur. Onun tərkibində karbon birləşmə reaksiyaları baş verir ki, bu da dəmir də daxil olmaqla daha ağır elementlərə çevrilir.
Ulduz sərbəst buraxılan enerjinin təsiri altında orijinal ölçüsündən yüzlərlə dəfə böyük ölçülərə qədər genişlənir. Bu mərhələdə bir ulduz super nəhəng adlanır .
Nüvədə enerji istehsalı prosesi qəfil dayanır və saniyələr ərzində daralır. Bütün bunlarla birlikdə böyük miqdarda enerji ayrılır və fəlakətli şok dalğası yaranır.
Bu enerji bütün ulduz boyunca hərəkət edir və onun əhəmiyyətli bir hissəsini partlamanın gücü ilə kosmosa ataraq, ulduz kimi tanınan bir fenomenə səbəb olur. supernova partlayışı .
Yazılan hər şeyi daha yaxşı təsvir etmək üçün diaqramda ulduzların təkamül dövrünü nəzərdən keçirin
1987-ci ilin fevralında oxşar məşəl yaxınlıqdakı qalaktikada, Böyük Magellan Buludunda müşahidə edildi. Bu supernova qısa müddət ərzində bir trilyon günəşdən daha parlaq parladı.
Supernəhəngin nüvəsi sıxılaraq diametri cəmi 10-20 km olan göy cismini əmələ gətirir və onun sıxlığı o qədər yüksəkdir ki, onun bir çay qaşığı maddənin çəkisi 100 milyon ton ola bilər!!! Belə bir göy cismi neytronlardan ibarətdir vəneytron ulduzu adlanır .
Yeni yaranmış neytron ulduzu yüksək fırlanma sürətinə və çox güclü maqnitliyə malikdir.
Nəticədə radio dalğaları və digər növ radiasiya yayan güclü elektromaqnit sahəsi yaranır. Ulduzun maqnit qütblərindən şüalar şəklində yayılırlar.
Bu şüalar ulduzun öz oxu ətrafında fırlanması səbəbindən sanki kosmosu skan edir. Onlar radio teleskoplarımızın yanından uçanda biz onları qısa partlayışlar və ya nəbzlər kimi qəbul edirik. Buna görə də belə ulduzlar adlanır pulsarlar.
Pulsarlar yaydıqları radio dalğaları sayəsində kəşf edildi. İndi məlum olub ki, onların bir çoxu işıq və rentgen impulsları buraxır.
İlk işıq pulsarı Crab Dumanlığında kəşf edildi. Onun impulsları saniyədə 30 dəfə tezliyi ilə təkrarlanır.
Digər pulsarların impulsları daha tez-tez təkrarlanır: PIR (radio emissiyasının pulsasiya mənbəyi) 1937+21 saniyədə 642 dəfə yanıb-sönür. Təsəvvür etmək belə çətindir!
Kütləsi Günəşdən on dəfə böyük olan ulduzlar da fövqəlnova kimi alovlanır. Lakin böyük kütləyə görə onların dağılması daha fəlakətlidir.
Dağıdıcı sıxılma hətta neytron ulduzunun əmələ gəlməsi mərhələsində də dayanmır, adi maddənin mövcudluğunu dayandırdığı bir bölgə yaradır.
Bircə cazibə qüvvəsi qalıb ki, o qədər güclüdür ki, heç bir şey, hətta işıq da onun təsirindən qaça bilmir. Bu sahə adlanır qara dəlik.Bəli, böyük ulduzların təkamülü qorxulu və çox təhlükəlidir.
Bu videoda biz supernovanın pulsara və qara dəliyə necə çevrilməsindən danışacağıq
Sizi bilmirəm, əziz oxucular, amma mən şəxsən kosmosu və onunla əlaqəli hər şeyi sevirəm və çox maraqlanıram, o qədər sirli və gözəldir, nəfəs kəsicidir! Ulduzların təkamülü bizə gələcəyimiz haqqında çox şey söylədi və hamısı.
