Բարձր զանգվածի աստղերի էվոլյուցիան հակիրճ. Աստղերի կյանքը. Երիտասարդ ցածր զանգվածի աստղեր
Մաս 1 ԽՆԴԻՐԻ ԱՍՏՂԱԳԻՏԱԿԱՆ ԱՍՊԵԿՏԸ
4. Աստղերի էվոլյուցիա Ժամանակակից աստղագիտությունը մեծ թվով փաստարկներ ունի այն պնդման օգտին, որ աստղերը ձևավորվում են գազային և փոշու միջաստղային միջավայրի ամպերի խտացումից: Այս միջավայրից աստղերի ձևավորման գործընթացը ներկայումս շարունակվում է։ Այս հանգամանքի պարզաբանումը ժամանակակից աստղագիտության մեծագույն ձեռքբերումներից է։ Մինչև համեմատաբար վերջերս ենթադրվում էր, որ բոլոր աստղերը գրեթե միաժամանակ ձևավորվել են միլիարդավոր տարիներ առաջ: Այս մետաֆիզիկական գաղափարների փլուզմանը նպաստեց առաջին հերթին դիտողական աստղագիտության առաջընթացը և աստղերի կառուցվածքի և էվոլյուցիայի տեսության զարգացումը։ Արդյունքում պարզ դարձավ, որ դիտված աստղերից շատերը համեմատաբար երիտասարդ առարկաներ են, և դրանցից մի քանիսն առաջացել են այն ժամանակ, երբ Երկրի վրա արդեն մարդ կար։ Կարևոր փաստարկ՝ հօգուտ այն եզրակացության, որ աստղերը ձևավորվել են միջաստեղային գազից և փոշուց, ակնհայտորեն երիտասարդ աստղերի խմբերի (այսպես կոչված «ասոցիացիաներ») տեղակայումն է Գալակտիկայի պարույր բազուկներում: Բանն այն է, որ, ըստ ռադիոաստղագիտական դիտարկումների, միջաստղային գազը կենտրոնացած է հիմնականում գալակտիկաների պարուրաձև բազուկներում։ Մասնավորապես, դա այդպես է նաև մեր Գալակտիկայի դեպքում։ Ավելին, մեզ մոտ գտնվող որոշ գալակտիկաների մանրամասն «ռադիոպատկերներից» հետևում է, որ միջաստղային գազի ամենաբարձր խտությունը դիտվում է պարույրի ներքին (համապատասխան գալակտիկայի կենտրոնի նկատմամբ) եզրերին, ինչը բնական բացատրություն է գտնում. , որի մանրամասներին այստեղ չենք կարող անդրադառնալ։ Բայց պարույրների այս հատվածներում է, որ օպտիկական աստղագիտության մեթոդները դիտարկվում են օպտիկական աստղագիտության մեթոդներով «HII գոտիներ», այսինքն՝ իոնացված միջաստեղային գազի ամպեր։ Գլ. 3 արդեն ասվել է, որ նման ամպերի իոնացման միակ պատճառը կարող է լինել զանգվածային տաք աստղերի՝ ակնհայտորեն երիտասարդ օբյեկտների ուլտրամանուշակագույն ճառագայթումը (տես ստորև): Աստղերի էվոլյուցիայի հիմնախնդրի առանցքը նրանց էներգիայի աղբյուրների հարցն է: Իսկապես, որտեղի՞ց, օրինակ, այն հսկայական էներգիան, որն անհրաժեշտ է արեգակնային ճառագայթումը մոտավորապես դիտարկված մակարդակում մի քանի միլիարդ տարի պահպանելու համար: Ամեն վայրկյան Արեգակն արձակում է 4x10 33 Էրգ, իսկ 3 միլիարդ տարվա ընթացքում այն ճառագայթում է 4x10 50 Էրգ: Կասկած չկա, որ Արեգակի տարիքը մոտ 5 միլիարդ տարի է։ Սա բխում է առնվազն ռադիոակտիվ տարբեր մեթոդներով Երկրի տարիքի ժամանակակից գնահատականներից: Դժվար թե Արեգակը Երկրից «երիտասարդ» լինի։ Անցյալ դարում և այս դարասկզբին տարբեր վարկածներ են առաջադրվել Արեգակի և աստղերի էներգիայի աղբյուրների բնույթի վերաբերյալ։ Որոշ գիտնականներ, օրինակ, կարծում էին, որ արեգակնային էներգիայի աղբյուրը երկնաքարերի շարունակական անկումն է նրա մակերեսին, մյուսները աղբյուր են փնտրում Արեգակի շարունակական սեղմման մեջ: Նման գործընթացի ընթացքում արձակված պոտենցիալ էներգիան որոշակի պայմաններում կարող է վերածվել ճառագայթման: Ինչպես կտեսնենք ստորև, այս աղբյուրը կարող է բավականին արդյունավետ լինել աստղի էվոլյուցիայի վաղ փուլում, սակայն այն չի կարող ապահովել Արեգակից ճառագայթում անհրաժեշտ ժամանակի համար: Միջուկային ֆիզիկայի առաջընթացը հնարավորություն տվեց լուծել աստղային էներգիայի աղբյուրների խնդիրը դեռևս մեր դարի երեսունականների վերջին։ Նման աղբյուրը աստղերի ինտերիերում տեղի ունեցող ջերմամիջուկային միաձուլման ռեակցիաներն են այնտեղ տիրող շատ բարձր ջերմաստիճանում (տաս միլիոն Կելվինի կարգի): Այս ռեակցիաների արդյունքում, որոնց արագությունը մեծապես կախված է ջերմաստիճանից, պրոտոնները վերածվում են հելիումի միջուկների, իսկ արձակված էներգիան դանդաղորեն «արտահոսում» է աստղերի ինտերիերից և, վերջապես, զգալիորեն փոխակերպվում, ճառագայթվում է համաշխարհային տարածություն։ Սա բացառիկ հզոր աղբյուր է։ Եթե ենթադրենք, որ ի սկզբանե Արեգակը բաղկացած էր միայն ջրածնից, որը ջերմամիջուկային ռեակցիաների արդյունքում ամբողջությամբ վերածվեց հելիումի, ապա թողարկված էներգիայի քանակը կկազմի մոտավորապես 10 52 Էրգ։ Այսպիսով, ճառագայթումը դիտարկված մակարդակում միլիարդավոր տարիներ պահպանելու համար բավական է, որ Արեգակը «օգտագործի» ջրածնի իր սկզբնական պաշարի 10%-ից ոչ ավելին։ Այժմ ինչ-որ աստղի էվոլյուցիայի պատկերը կարող ենք ներկայացնել հետևյալ կերպ. Չգիտես ինչու (դրանցից մի քանիսը կարելի է նշել), միջաստղային գազի և փոշու միջավայրի ամպը սկսեց խտանալ: Շատ շուտով (իհարկե, աստղագիտական մասշտաբով) Ունիվերսալ գրավիտացիոն ուժերի ազդեցության տակ այս ամպից ձևավորվում է համեմատաբար խիտ, անթափանց գազային գնդակ: Խստորեն ասած՝ այս գնդակը դեռևս չի կարելի աստղ անվանել, քանի որ նրա կենտրոնական շրջաններում ջերմաստիճանը բավարար չէ ջերմամիջուկային ռեակցիաներ սկսելու համար։ Գնդիկի ներսում գազի ճնշումը դեռևս ի վիճակի չէ հավասարակշռել նրա առանձին մասերի ձգողական ուժերը, ուստի այն շարունակաբար կսեղմվի։ Որոշ աստղագետներ նախկինում հավատում էին, որ նման «նախաստղերը» նկատվում են առանձին միգամածություններում՝ շատ մութ կոմպակտ գոյացությունների, այսպես կոչված, գնդիկների տեսքով (նկ. 12): Ռադիոաստղագիտության առաջընթացը, այնուամենայնիվ, ստիպեց մեզ հրաժարվել այս բավականին միամիտ տեսակետից (տե՛ս ստորև): Սովորաբար միաժամանակ ձևավորվում է ոչ թե մեկ նախաստղ, այլ դրանցից քիչ թե շատ մեծ խումբ։ Ապագայում այս խմբերը դառնում են աստղային ասոցիացիաներ և կլաստերներ, որոնք լավ հայտնի են աստղագետներին: Շատ հավանական է, որ աստղի էվոլյուցիայի այս շատ վաղ փուլում նրա շուրջ ձևավորվեն ավելի փոքր զանգվածի կուտակումներ, որոնք այնուհետև աստիճանաբար վերածվում են մոլորակների (տես Նկ. գլ. ինը):Բրինձ. 12. Գլոբուլներ դիֆուզիոն միգամածության մեջ
Երբ նախաստղը կծկվում է, նրա ջերմաստիճանը բարձրանում է, և արձակված պոտենցիալ էներգիայի մի զգալի մասը ճառագայթվում է շրջակա տարածություն: Քանի որ կծկվող գազի ոլորտի չափերը շատ մեծ են, դրա մակերեսի միավորի ճառագայթումը աննշան կլինի: Քանի որ միավորի մակերևույթից ճառագայթման հոսքը համաչափ է ջերմաստիճանի չորրորդ ուժին (Ստեֆան-Բոլցմանի օրենքը), աստղի մակերևութային շերտերի ջերմաստիճանը համեմատաբար ցածր է, մինչդեռ նրա պայծառությունը գրեթե նույնն է, ինչ սովորական աստղին: նույն զանգվածով։ Հետևաբար, «սպեկտր-պայծառություն» դիագրամում նման աստղերը կտեղակայվեն հիմնական հաջորդականությունից աջ, այսինքն՝ նրանք կընկնեն կարմիր հսկաների կամ կարմիր թզուկների շրջան՝ կախված դրանց սկզբնական զանգվածների արժեքներից: Ապագայում նախաստղը շարունակում է փոքրանալ։ Դրա չափերը փոքրանում են, իսկ մակերեսի ջերմաստիճանը մեծանում է, ինչի արդյունքում սպեկտրը ավելի ու ավելի «վաղ» է դառնում։ Այսպիսով, շարժվելով «սպեկտր-պայծառություն» գծապատկերով, նախաստղը բավականին արագ «նստում է» հիմնական հաջորդականության վրա։ Այս ժամանակահատվածում աստղային ինտերիերի ջերմաստիճանն արդեն բավարար է, որպեսզի այնտեղ ջերմամիջուկային ռեակցիաներ սկսվեն։ Միևնույն ժամանակ ապագա աստղի ներսում գազի ճնշումը հավասարակշռում է ձգողականությունը, և գազային գնդակը դադարում է փոքրանալ: Նախաստղը աստղ է դառնում։ Համեմատաբար քիչ ժամանակ է պահանջվում, որպեսզի նախաստղերն անցնեն իրենց էվոլյուցիայի այս վաղ փուլը: Եթե, օրինակ, նախաստղի զանգվածն ավելի մեծ է, քան արեգակնային զանգվածը, ապա անհրաժեշտ է ընդամենը մի քանի միլիոն տարի, եթե ավելի քիչ՝ մի քանի հարյուր միլիոն տարի: Քանի որ նախաստղերի էվոլյուցիայի ժամանակը համեմատաբար կարճ է, դժվար է հայտնաբերել աստղի զարգացման այս ամենավաղ փուլը։ Այնուամենայնիվ, այս փուլում աստղերը, ըստ երևույթին, դիտվում են։ Խոսքը շատ հետաքրքիր T Tauri աստղերի մասին է, որոնք սովորաբար ընկղմված են մութ միգամածությունների մեջ։ 1966 թվականին, միանգամայն անսպասելիորեն, հնարավոր դարձավ նախաստղերին դիտարկել նրանց էվոլյուցիայի վաղ փուլերում։ Այս գրքի երրորդ գլխում մենք արդեն նշել ենք միջաստղային միջավայրում մի շարք մոլեկուլների՝ հիմնականում հիդրօքսիլ OH-ի և ջրային գոլորշու H2O-ի ռադիոաստղագիտության միջոցով հայտնաբերումը: Մեծ էր ռադիոաստղագետների զարմանքը, երբ OH ռադիոգծին համապատասխանող 18 սմ ալիքի երկարությամբ երկինքը հետազոտելիս հայտնաբերվեցին պայծառ, չափազանց կոմպակտ (այսինքն՝ փոքր անկյունային չափսերով) աղբյուրներ։ Սա այնքան անսպասելի էր, որ սկզբում նրանք հրաժարվեցին նույնիսկ հավատալ, որ նման պայծառ ռադիոգծերը կարող են պատկանել հիդրօքսիլ մոլեկուլին: Ենթադրվում էր, որ այս տողերը պատկանում են ինչ-որ անհայտ նյութի, որին անմիջապես տրվել է «համապատասխան» անվանումը՝ «mysterium»։ Սակայն «միստերիումը» շատ շուտով կիսեց իր օպտիկական «եղբայրների»՝ «նեբուլիումի» և «կորոնիայի» ճակատագիրը։ Փաստն այն է, որ տասնամյակներ շարունակ միգամածությունների և արեգակնային պսակի պայծառ գծերը հնարավոր չէր նույնացնել որևէ հայտնի սպեկտրային գծերի հետ: Ուստի դրանք վերագրվել են որոշակի, երկրի վրա անհայտ, հիպոթետիկ տարրերի՝ «nebulium» և «coronia»։ Եկեք խնայողաբար չժպտանք մեր դարասկզբի աստղագետների անտեղյակությանը. չէ՞ որ այն ժամանակ ատոմի տեսություն չկար։ Ֆիզիկայի զարգացումը Մենդելեևի պարբերական համակարգում տեղ չթողեց էկզոտիկ «երկնայինների» համար. 1927թ.-ին ապամոնտաժվեց «nebulium»-ը, որի գծերը լիովին հավաստիորեն նույնացվեցին իոնացված թթվածնի և ազոտի «արգելված» գծերի հետ, իսկ 1939-1941 թթ. . համոզիչ կերպով ցույց տվեցին, որ առեղծվածային «կորոնիումի» գծերը պատկանում են երկաթի, նիկելի և կալցիումի բազմապատկված իոնացված ատոմներին։ Եթե տասնամյակներ են պահանջվել «նեբուլիումի» և «կոդոնիումի» «ապականացման համար», ապա հայտնաբերումից մի քանի շաբաթվա ընթացքում պարզ դարձավ, որ «միստերիումի» գծերը պատկանում են սովորական հիդրոքսիլին, բայց միայն արտասովոր պայմաններում։ Հետագա դիտարկումները, առաջին հերթին, պարզեցին, որ «առեղծվածի» աղբյուրները չափազանց փոքր անկյունային չափեր ունեն։ Սա ցույց է տրվել դեռևս նոր, շատ արդյունավետ հետազոտական մեթոդի օգնությամբ, որը կոչվում էր «շատ երկար բազային ռադիոինտերֆերոմետրիա»։ Մեթոդի էությունը կրճատվում է մի քանի հազար կմ հեռավորությամբ միմյանցից բաժանված երկու ռադիոաստղադիտակների վրա աղբյուրների միաժամանակյա դիտարկումներով։ Ինչպես պարզվում է, անկյունային լուծումն այս դեպքում որոշվում է ալիքի երկարության և ռադիոաստղադիտակների միջև եղած հեռավորության հարաբերությամբ։ Մեր դեպքում այս արժեքը կարող է լինել ~3x10 -8 ռադ կամ աղեղի վայրկյանի մի քանի հազարերորդական: Նկատի ունեցեք, որ օպտիկական աստղագիտության մեջ նման անկյունային լուծումը դեռևս լիովին անհասանելի է: Նման դիտարկումները ցույց են տվել, որ գոյություն ունի «առեղծվածային» աղբյուրների առնվազն երեք դաս։ Այստեղ մեզ կհետաքրքրեն 1-ին դասի աղբյուրները: Դրանք բոլորը գտնվում են գազային իոնացված միգամածությունների ներսում, օրինակ՝ հայտնի Օրիոնի միգամածությունում։ Ինչպես արդեն նշվեց, դրանց չափերը չափազանց փոքր են, հազարավոր անգամ փոքր են միգամածության չափսերից: Ամենահետաքրքիրն այն է, որ դրանք ունեն բարդ տարածական կառուցվածք։ Դիտարկենք, օրինակ, մի աղբյուր, որը գտնվում է միգամածության մեջ, որը կոչվում է W3:
Բրինձ. 13. Հիդրօքսիլ գծի չորս բաղադրիչների պրոֆիլներ
Նկ. Նկար 13-ը ցույց է տալիս այս աղբյուրից արտանետվող OH գծի պրոֆիլը: Ինչպես տեսնում եք, այն բաղկացած է մեծ թվով նեղ վառ գծերից։ Յուրաքանչյուր գիծ համապատասխանում է այս գիծ արձակող ամպի տեսողության գծի երկայնքով շարժման որոշակի արագությանը: Այս արագության արժեքը որոշվում է Դոպլերի էֆեկտով։ Տարբեր ամպերի միջև արագությունների տարբերությունը (տեսողության գծի երկայնքով) հասնում է ~10 կմ/վրկ-ի։ Վերը նշված ինտերֆերոմետրիկ դիտարկումները ցույց են տվել, որ յուրաքանչյուր տող արձակող ամպերը տարածականորեն չեն համընկնում։ Պատկերը հետևյալն է՝ մոտավորապես 1,5 վայրկյան տարածքի ներսում կամարները տարբեր արագությամբ շարժվում են մոտ 10 կոմպակտ ամպեր։ Յուրաքանչյուր ամպ արտանետում է մեկ կոնկրետ (ըստ հաճախականության) գիծ: Ամպերի անկյունային չափերը շատ փոքր են՝ աղեղի վայրկյանի մի քանի հազարերորդական կարգի: Քանի որ W3 միգամածությունից հեռավորությունը հայտնի է (մոտ 2000 հատ), անկյունային չափերը հեշտությամբ կարող են վերածվել գծայինի: Պարզվում է, որ այն շրջանի գծային չափերը, որտեղ շարժվում են ամպերը, 10-2 հատ կարգի են, իսկ յուրաքանչյուր ամպի չափերը մեծության միայն մի կարգով են մեծ, քան Երկրից Արև հեռավորությունը: Հարցեր են առաջանում՝ ի՞նչ են այդ ամպերը և ինչու են դրանք այդքան ուժեղ ճառագայթում հիդրօքսիլային ռադիոգծերում: Երկրորդ հարցին բավականին արագ պատասխան տրվեց. Պարզվել է, որ արտանետման մեխանիզմը բավականին նման է լաբորատոր մասերներում և լազերներում նկատվող մեխանիզմին։ Այսպիսով, «առեղծվածի» աղբյուրները հսկա, բնական տիեզերական մասերներն են, որոնք գործում են հիդրօքսիլային գծի ալիքի վրա, որի երկարությունը 18 սմ է: Ինչպես հայտնի է, այդ էֆեկտի շնորհիվ գծերում ճառագայթման ուժեղացումը հնարավոր է, երբ ինչ-որ կերպ «ակտիվանա» այն միջավայրը, որտեղ տարածվում է ճառագայթումը։ Սա նշանակում է, որ էներգիայի ինչ-որ «արտաքին» աղբյուր (այսպես կոչված «պոմպային») ատոմների կամ մոլեկուլների կոնցենտրացիան սկզբնական (վերին) մակարդակում անոմալ բարձր է դարձնում։ Մեզեր կամ լազեր հնարավոր չէ առանց մշտական «պոմպի»։ Տիեզերական մասերների համար «պոմպային» մեխանիզմի բնույթի հարցը դեռ վերջնականապես լուծված չէ։ Այնուամենայնիվ, բավականին հզոր ինֆրակարմիր ճառագայթումը, ամենայն հավանականությամբ, կօգտագործվի որպես «պոմպային»: Մեկ այլ հնարավոր «պոմպային» մեխանիզմ կարող է լինել ինչ-որ քիմիական ռեակցիա: Արժե ընդհատել տիեզերական մասերների մասին մեր պատմությունը, որպեսզի դիտարկենք, թե ինչ զարմանալի երևույթների են հանդիպում աստղագետները տիեզերքում: Մեր բուռն դարաշրջանի ամենամեծ տեխնիկական գյուտերից մեկը, որը նշանակալի դեր է խաղում գիտական և տեխնոլոգիական հեղափոխության մեջ, որը մենք այժմ ապրում ենք, հեշտությամբ իրագործվում է բնական պայմաններում և, առավել ևս, հսկայական մասշտաբով: Որոշ տիեզերական մասերներից ռադիոհաղորդումների հոսքն այնքան մեծ է, որ այն կարելի էր հայտնաբերել նույնիսկ ռադիոաստղագիտության տեխնիկական մակարդակում 35 տարի առաջ, այսինքն նույնիսկ մինչև մասերների և լազերների գյուտը: Դա անելու համար անհրաժեշտ էր «միայն» իմանալ OH ռադիոհաղորդիչի ալիքի ճշգրիտ երկարությունը և հետաքրքրվել խնդրով։ Ի դեպ, սա առաջին դեպքը չէ, երբ մարդկության առջեւ ծառացած գիտատեխնիկական կարեւորագույն խնդիրները իրացվում են բնական պայմաններում։ Արեգակի և աստղերի ճառագայթմանը աջակցող ջերմամիջուկային ռեակցիաները (տես ստորև) խթանեցին Երկրի վրա միջուկային «վառելիքի» ստացման նախագծերի մշակումն ու իրականացումը, որոնք ապագայում պետք է լուծեն մեր բոլոր էներգետիկ խնդիրները: Ավաղ, մենք դեռ հեռու ենք այս ամենակարեւոր խնդիրը լուծելուց, որը բնությունը «հեշտ» լուծել է։ Մեկուկես դար առաջ լույսի ալիքային տեսության հիմնադիր Ֆրենելը (իհարկե այլ առիթով) նկատեց. «Բնությունը ծիծաղում է մեր դժվարությունների վրա»։ Ինչպես տեսնում եք, Ֆրենսելի դիտողությունն այսօր ավելի ճիշտ է։ Վերադառնանք, սակայն, տիեզերական մասերներին։ Թեև այս մասերների «մղման» մեխանիզմը դեռևս լիովին պարզ չէ, այնուամենայնիվ կարելի է մոտավոր պատկերացում կազմել ամպերի ֆիզիկական պայմանների մասին, որոնք արձակում են 18 սմ գիծ մասեր մեխանիզմով: Նախ, պարզվում է, որ սրանք. ամպերը բավականին խիտ են. մեկ խորանարդ սանտիմետրում կա առնվազն 10 8 -10 9 մասնիկ, և դրանց զգալի (և գուցե մեծ) մասը մոլեկուլներ են: Ջերմաստիճանը դժվար թե գերազանցի երկու հազար Կելվինը, ամենայն հավանականությամբ այն մոտ 1000 Կելվին է։ Այս հատկությունները կտրուկ տարբերվում են միջաստղային գազի նույնիսկ ամենախիտ ամպերից։ Հաշվի առնելով ամպերի դեռևս համեմատաբար փոքր չափերը, մենք ակամա գալիս ենք այն եզրակացության, որ դրանք ավելի շուտ նման են գերհսկա աստղերի ընդարձակ, բավականին սառը մթնոլորտին: Շատ հավանական է, որ այս ամպերը ոչ այլ ինչ են, քան նախաստղերի զարգացման վաղ փուլ, անմիջապես միջաստղային միջավայրից դրանց խտացումից հետո: Այս պնդման օգտին են խոսում այլ փաստեր (որը այս գրքի հեղինակը արել է դեռ 1966թ.)։ Միգամածություններում, որտեղ նկատվում են տիեզերական մասերներ, տեսանելի են երիտասարդ տաք աստղերը (տես ստորև): Հետևաբար, աստղերի ձևավորման գործընթացը վերջերս ավարտվել է այնտեղ և, ամենայն հավանականությամբ, շարունակվում է ներկայումս։ Թերևս ամենահետաքրքիրն այն է, որ, ինչպես ցույց են տալիս ռադիոաստղագիտական դիտարկումները, այս տիպի տիեզերագնացները, այսպես ասած, «ընկղմված են» իոնացված ջրածնի փոքր, շատ խիտ ամպերի մեջ: Այս ամպերը պարունակում են մեծ քանակությամբ տիեզերական փոշի, ինչը նրանց աննկատ է դարձնում օպտիկական տիրույթում: Նման «կոկոնները» իոնացվում են նրանց ներսում գտնվող երիտասարդ, տաք աստղի կողմից։ Աստղերի ձևավորման գործընթացների ուսումնասիրության ժամանակ ինֆրակարմիր աստղագիտությունը շատ օգտակար է եղել։ Իրոք, ինֆրակարմիր ճառագայթների համար լույսի միջաստեղային կլանումը այնքան էլ նշանակալի չէ։ Այժմ մենք կարող ենք պատկերացնել հետևյալ պատկերը. միջաստղային միջավայրի ամպից, նրա խտացումով, ձևավորվում են տարբեր զանգվածների մի քանի թրոմբներ, որոնք վերածվում են նախաստղերի։ Էվոլյուցիայի տեմպերը տարբեր են. ավելի զանգվածային կուտակումների դեպքում այն ավելի բարձր կլինի (տե՛ս ստորև՝ Աղյուսակ 2): Հետևաբար, ամենազանգվածային փունջը նախ կվերածվի տաք աստղի, մինչդեռ մնացածը քիչ թե շատ երկար կմնա նախաստղային փուլում: Մենք դրանք դիտում ենք որպես մասեր ճառագայթման աղբյուրներ «նորածին» տաք աստղի անմիջական հարևանությամբ, որը իոնացնում է «կոկոն» ջրածինը, որը չի խտացել կույտերի մեջ։ Իհարկե, այս կոպիտ սխեման հետագայում կհղկվի, և, բնականաբար, էական փոփոխություններ կկատարվեն դրանում։ Բայց փաստը մնում է փաստ. հանկարծ պարզվեց, որ որոշ ժամանակ (ամենայն հավանականությամբ, համեմատաբար կարճ ժամանակ) նորածին նախաստղերը, պատկերավոր ասած, «գոռում են» իրենց ծննդյան մասին՝ օգտագործելով քվանտային ռադիոֆիզիկայի (այսինքն՝ մասերների) վերջին մեթոդները... 2-ից հետո։ Տիեզերական հիդրօքսիլ մասերների հայտնաբերումից տարիներ անց (տող 18 սմ) - պարզվել է, որ նույն աղբյուրները միաժամանակ արտանետում են (նաև մասեր մեխանիզմով) ջրային գոլորշի գիծ, որի ալիքի երկարությունը 1,35 սմ է: Ջրի ինտենսիվությունը «Մեզերը նույնիսկ ավելի մեծ է, քան «հիդրոքսիլը»: H2O գիծ արձակող ամպերը, թեև գտնվում են նույն փոքր ծավալով, ինչ «հիդրօքսիլ» ամպերը, բայց շարժվում են տարբեր արագություններով և շատ ավելի կոմպակտ են։ Չի կարելի բացառել, որ մոտ ապագայում կհայտնաբերվեն այլ maser գծեր*։ Այսպիսով, միանգամայն անսպասելիորեն ռադիոաստղագիտությունը աստղագոյացման դասական խնդիրը վերածեց դիտողական աստղագիտության ճյուղի**։ Երբ գտնվում է հիմնական հաջորդականության վրա և դադարում է կծկվել, աստղը երկար ժամանակ ճառագայթում է գործնականում առանց իր դիրքը փոխելու «սպեկտր-լուսավորություն» դիագրամի վրա: Նրա ճառագայթումն ապահովվում է կենտրոնական շրջաններում տեղի ունեցող ջերմամիջուկային ռեակցիաներով։ Այսպիսով, հիմնական հաջորդականությունը, ասես, «սպեկտր-պայծառություն» դիագրամի կետերի տեղն է, որտեղ աստղը (կախված իր զանգվածից) կարող է երկար ժամանակ և կայուն ճառագայթել ջերմամիջուկային ռեակցիաների պատճառով: Աստղի դիրքը հիմնական հաջորդականության վրա որոշվում է նրա զանգվածով։ Հարկ է նշել, որ կա ևս մեկ պարամետր, որը որոշում է հավասարակշռված ճառագայթող աստղի դիրքը «սպեկտր-լուսավորություն» դիագրամի վրա։ Այս պարամետրը աստղի նախնական քիմիական կազմն է։ Եթե ծանր տարրերի հարաբերական առատությունը նվազում է, աստղը «կընկնի» ստորև ներկայացված գծապատկերում։ Հենց այս հանգամանքն է բացատրում ենթաթզուկների հաջորդականության առկայությունը։ Ինչպես նշվեց վերևում, այս աստղերում ծանր տարրերի հարաբերական առատությունը տասն անգամ ավելի քիչ է, քան հիմնական հաջորդականության աստղերում: Աստղի բնակության ժամանակը հիմնական հաջորդականության վրա որոշվում է նրա սկզբնական զանգվածով։ Եթե զանգվածը մեծ է, աստղի ճառագայթումը հսկայական ուժ ունի, և այն արագորեն սպառում է ջրածնի «վառելիքի» պաշարները։ Օրինակ՝ հիմնական հաջորդականության աստղերը, որոնց զանգվածը մի քանի տասնյակ անգամ մեծ է արեգակնային զանգվածից (սրանք O սպեկտրալ տիպի տաք կապույտ հսկաներ են) կարող են կայուն ճառագայթել՝ լինելով այս հաջորդականության վրա ընդամենը մի քանի միլիոն տարի, մինչդեռ աստղերը Արեգակին մոտ զանգվածը գտնվում է հիմնական հաջորդականության վրա 10-15 միլիարդ տարի: Աղյուսակ ստորև. 2, որը տալիս է տարբեր սպեկտրային տիպի աստղերի գրավիտացիոն կծկման և հիմնական հաջորդականության վրա մնալու հաշվարկված տևողությունը։ Նույն աղյուսակը ցույց է տալիս արեգակնային միավորներով աստղերի զանգվածները, շառավիղները և պայծառությունը:
աղյուսակ 2
| տարիներ | |||||
|
Սպեկտրալ դաս |
Լուսավորություն |
գրավիտացիոն կծկում |
մնալով հիմնական հաջորդականության վրա | ||
|
G2 (Արև) |
|||||
Բրինձ. 14. Տարբեր զանգվածների աստղերի էվոլյուցիոն հետքերը «լուսավորություն-ջերմաստիճան» դիագրամի վրա
Բրինձ. 15. Հերցպրունգ-Ռասելի դիագրամ NGC 2254 աստղային կլաստերի համար
Բրինձ. 16. Հերցպրունգ-Ռասելի դիագրամ M 3 գնդաձեւ կլաստերի համար. Ուղղահայաց առանցքի վրա՝ հարաբերական մեծություն.
Համապատասխան դիագրամը հստակ ցույց է տալիս ամբողջ հիմնական հաջորդականությունը, ներառյալ դրա վերին ձախ մասը, որտեղ գտնվում են տաք զանգվածային աստղեր (գույնի ցուցիչը՝ 0,2-ը համապատասխանում է 20 հազար Կ ջերմաստիճանի, այսինքն՝ B դասի սպեկտրի): M 3 գնդիկավոր կլաստերը «հին» առարկա է։ Հստակ երևում է, որ այս կլաստերի համար կառուցված գծապատկերի հիմնական հաջորդականության վերին մասում գրեթե աստղեր չկան։ Մյուս կողմից, M 3-ի կարմիր հսկա ճյուղը շատ հարուստ է, մինչդեռ NGC 2254-ը շատ քիչ կարմիր հսկաներ ունի: Սա հասկանալի է. հին M 3 կլաստերում մեծ թվով աստղեր արդեն «հեռացել են» հիմնական հաջորդականությունից, մինչդեռ երիտասարդ NGC 2254 կլաստերի դեպքում դա տեղի ունեցավ միայն փոքր թվով համեմատաբար զանգվածային, արագ զարգացող աստղերի դեպքում: Հատկանշական է, որ M 3-ի հսկա ճյուղը բարձրանում է բավականին կտրուկ, մինչդեռ NGC 2254-ի համար այն գրեթե հորիզոնական է։ Տեսության տեսանկյունից դա կարելի է բացատրել M3-ում ծանր տարրերի զգալիորեն ավելի ցածր առատությամբ: Իրոք, գնդային կլաստերների աստղերում (ինչպես նաև այլ աստղերում, որոնք կենտրոնանում են ոչ այնքան դեպի գալակտիկական հարթությունը ինչպես դեպի գալակտիկական կենտրոն), ծանր տարրերի հարաբերական առատությունը աննշան է: M 3-ի «գույնի ինդեքս - պայծառություն» դիագրամի վրա տեսանելի է ևս մեկ գրեթե հորիզոնական ճյուղ: NGC 2254-ի համար կառուցված դիագրամում նման ճյուղ չկա: Տեսությունը բացատրում է այս ճյուղի առաջացումը հետևյալ կերպ. Այն բանից հետո, երբ աստղի` կարմիր հսկայի, փոքրացող խիտ հելիումի միջուկի ջերմաստիճանը կհասնի 100-150 միլիոն Կ-ի, այնտեղ կսկսվի նոր միջուկային ռեակցիա: Այս ռեակցիան բաղկացած է երեք հելիումի միջուկներից ածխածնի միջուկի ձևավորումից: Հենց այս ռեակցիան սկսվի, միջուկի կծկումը կդադարի։ Հետագայում մակերեսային շերտերը
աստղերը բարձրացնում են իրենց ջերմաստիճանը, իսկ «սպեկտր-պայծառություն» դիագրամի աստղը կտեղափոխվի ձախ: Հենց այդպիսի աստղերից է ձևավորվում M 3-ի դիագրամի երրորդ հորիզոնական ճյուղը։
Բրինձ. 17. Հերցպրունգ-Ռասելի ամփոփ դիագրամ 11 աստղային կլաստերների համար
Նկ. Նկար 17-ը սխեմատիկորեն ցույց է տալիս 11 կլաստերների գունավոր-լուսավորության ամփոփ դիագրամ, որոնցից երկուսը (M 3 և M 92) գնդաձև են: Հստակ երևում է, թե ինչպես են հիմնական հաջորդականությունները տարբեր կլաստերներում «կռում» դեպի աջ և վեր՝ լիովին համաձայնելով արդեն քննարկված տեսական հասկացություններին։ Սկսած թզ. 17, կարելի է անմիջապես որոշել, թե որ կլաստերներն են երիտասարդ, որոնք՝ հին: Օրինակ, «կրկնակի» կլաստերը X և h Perseus-ը երիտասարդ է: Այն «փրկեց» հիմնական հաջորդականության զգալի մասը։ M 41 կլաստերն ավելի հին է, Hyades կլաստերը ավելի հին է, իսկ M 67 կլաստերը շատ հին է, որի «գույն-լուսավորություն» դիագրամը շատ նման է M 3 և M 92 գնդաձև կլաստերների համանման դիագրամին: Գնդիկավոր կլաստերների հսկա ճյուղն ավելի բարձր է՝ համաձայն քիմիական կազմի տարբերությունների, որոնք ավելի վաղ քննարկվել էին: Այսպիսով, դիտորդական տվյալները լիովին հաստատում և հիմնավորում են տեսության եզրակացությունները։ Դժվար է ակնկալել աստղերի ինտերիերի պրոցեսների տեսության դիտողական ստուգում, որոնք մեզանից թաքցված են աստղային նյութի հսկայական հաստությամբ: Եվ այնուամենայնիվ տեսությունն այստեղ մշտապես վերահսկվում է աստղագիտական դիտարկումների պրակտիկայի միջոցով։ Հարկ է նշել, որ մեծ թվով «գույն-լուսավորություն» դիագրամների կազմումը պահանջում էր աստղագետ-դիտորդների հսկայական աշխատանք և դիտման մեթոդների արմատական կատարելագործում։ Մյուս կողմից, աստղերի ներքին կառուցվածքի և էվոլյուցիայի տեսության հաջողությունը հնարավոր չէր լինի առանց գերարագ էլեկտրոնային համակարգիչների օգտագործման վրա հիմնված ժամանակակից հաշվողական տեխնոլոգիայի։ Տեսությանը անգնահատելի ծառայություն են մատուցել նաև միջուկային ֆիզիկայի ոլորտում հետազոտությունները, որոնք հնարավորություն են տվել ստանալ աստղերի ինտերիերում տեղի ունեցող այդ միջուկային ռեակցիաների քանակական բնութագրերը։ Առանց չափազանցության կարելի է ասել, որ աստղերի կառուցվածքի և էվոլյուցիայի տեսության զարգացումը 20-րդ դարի երկրորդ կեսի աստղագիտության ամենամեծ ձեռքբերումներից է։ Ժամանակակից ֆիզիկայի զարգացումը բացում է աստղերի և մասնավորապես Արեգակի ներքին կառուցվածքի տեսության ուղղակի դիտողական ստուգման հնարավորությունը։ Խոսքը նեյտրինոների հզոր հոսք հայտնաբերելու հնարավորության մասին է, որը Արեգակը պետք է արձակի, եթե նրա խորքերում միջուկային ռեակցիաներ տեղի ունենան։ Հայտնի է, որ նեյտրինոները չափազանց թույլ են փոխազդում այլ տարրական մասնիկների հետ։ Այսպիսով, օրինակ, նեյտրինոն կարող է գրեթե առանց կլանման թռչել Արեգակի ամբողջ հաստությամբ, մինչդեռ ռենտգենյան ճառագայթները կարող են առանց կլանման անցնել միայն արեգակնային ինտերիերի մի քանի միլիմետր նյութի միջով: Եթե պատկերացնենք, որ նեյտրինոների հզոր ճառագայթն անցնում է Արեգակի միջով՝ յուրաքանչյուր մասնիկի էներգիայով
Մարդկանց վաղուց էր հետաքրքրում երկնքում աստղերի այրման պատճառները, բայց մենք իսկապես սկսեցինք հասկանալ այդ գործընթացները 20-րդ դարի առաջին կեսից: Այս հոդվածում ես փորձեցի նկարագրել բոլոր հիմնական գործընթացները, որոնք տեղի են ունենում աստղի կյանքի ցիկլի ընթացքում:
Աստղային ծնունդ
Աստղի ձևավորումը սկսվում է մոլեկուլային ամպից (որը ներառում է ընդհանուր միջաստեղային նյութի զանգվածի 1%-ը) - դրանք տարբերվում են միջաստղային միջավայրի սովորական գազափոշու ամպերից նրանով, որ ունեն ավելի մեծ խտություն և շատ ավելի ցածր ջերմաստիճան. այնպես, որ ատոմները սկսեն ձևավորել մոլեկուլներ (հիմնականում H²): Այս հատկությունն ինքնին առանձնահատուկ նշանակություն չունի, բայց այս նյութի ավելացված խտությունը մեծ նշանակություն ունի. դա կախված է նրանից, թե արդյոք կարող է առաջանալ նախաստղ ընդհանրապես, և որքան ժամանակ կպահանջվի:
Այս ամպերն իրենք, ցածր հարաբերական խտությամբ, իրենց հսկայական չափերի պատճառով կարող են ունենալ զգալի զանգվածներ՝ մինչև 10 6 արեգակնային զանգված։ Նորածին աստղերը, որոնք ժամանակ չունեն իրենց «օրորոցի» մնացորդները շպրտելու համար, տաքացնում են դրանք, ինչը շատ «տպավորիչ» է թվում նման մեծ կլաստերների համար և հիանալի աստղագիտական լուսանկարների աղբյուր է.
Արարման սյուները և տեսանյութ Hubble-ի այս լուսանկարի մասին.
Օմեգա միգամածություն (աստղերից մի քանիսը «ֆոն» են, գազը փայլում է աստղերի ճառագայթմամբ տաքանալու պատճառով). 
Մոլեկուլային ամպի մնացորդները հեռացնելու հենց գործընթացը պայմանավորված է այսպես կոչված «արևային քամով»՝ սա լիցքավորված մասնիկների հոսք է, որոնք արագանում են աստղի էլեկտրամագնիսական ճառագայթմամբ: Արևը վայրկյանում կորցնում է մեկ միլիոն տոննա նյութ այս գործընթացի պատճառով, ինչը նրա համար (կշռում է 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 տոննա) պարզապես մանրուք է: Մասնիկներն իրենք ունեն հսկայական ջերմաստիճան (միլիոն աստիճանի կարգի) և արագություն (մոտ 400 կմ / վ և 750 կմ / վ երկու տարբեր բաղադրիչների համար).
Սակայն այս նյութի ցածր խտությունը նշանակում է, որ նրանք չեն կարող մեծ վնաս պատճառել։
Երբ գրավիտացիոն ուժերը սկսում են գործել, գազի սեղմումն առաջացնում է ուժեղ տաքացում, որի պատճառով սկսվում են ջերմամիջուկային ռեակցիաները։ Բախվող նյութի նույն ջերմային էֆեկտը հիմք հանդիսացավ 2004 թվականին էկզոմոլորակի առաջին ուղղակի դիտարկման համար.
Մոլորակ 2M1207 b 170 sv հեռավորության վրա. տարիներ մեզանից:
Այնուամենայնիվ, փոքր աստղերի և գազային հսկա մոլորակների միջև տարբերությունը կայանում է հենց նրանում, որ նրանց զանգվածը բավարար չէ սկզբնական ջերմամիջուկային ռեակցիան ապահովելու համար, որն ընդհանուր առմամբ բաղկացած է ջրածնից հելիումի ձևավորումից՝ կատալիզատորների առկայության դեպքում (այսպես. կոչվում է CNO ցիկլ - այն վավեր է II և I սերնդի աստղերի համար, որոնք կքննարկվեն ստորև):
Մենք խոսում ենք ինքնապահպանվող ռեակցիայի մասին, և ոչ միայն դրա փաստի առկայության մասին, քանի որ թեև այս ռեակցիայի էներգիան (և հետևաբար՝ ջերմաստիճանը) խիստ սահմանափակված է ներքևից, գազում առանձին մասնիկների շարժման էներգիան որոշվում է Maxwell բաշխմամբ.
Եվ հետևաբար, եթե նույնիսկ գազի միջին ջերմաստիճանը 10 անգամ ցածր լինի ջերմամիջուկային ռեակցիայի «ստորին սահմանից», միշտ էլ կլինեն «խորամանկ» մասնիկներ, որոնք էներգիա կհավաքեն իրենց հարևաններից և բավարար էներգիա կստանան մեկ դեպքի համար: Որքան բարձր է միջին ջերմաստիճանը, այնքան ավելի շատ մասնիկներ կարող են հաղթահարել «պատնեշը», և այնքան ավելի շատ էներգիա է արտազատվում այդ ռեակցիաների ժամանակ։ Հետևաբար, մոլորակի և աստղի միջև ընդհանուր ճանաչված սահմանը այն շեմն է, որում ոչ միայն տեղի է ունենում ջերմամիջուկային ռեակցիա, այլև թույլ է տալիս պահպանել ներքին ջերմաստիճանը, չնայած նրա մակերևույթից էներգիայի ճառագայթմանը:
Աստղային բնակչություն
Մինչ աստղերի դասակարգման մասին խոսելը, անհրաժեշտ է շեղում կատարել և վերադառնալ 13 միլիարդ տարի առաջ՝ այն պահին, երբ առաջին աստղերը սկսեցին հայտնվել նյութի վերահամակցումից հետո։ Այս պահը մեզ տարօրինակ կթվա, չէ՞ որ մենք ոչ մի աստղ չէինք տեսնի, բացի կապույտ հսկաներից այդ պահին։ Դրա պատճառը վաղ Տիեզերքում «մետաղների» բացակայությունն է (իսկ աստղագիտության մեջ այդպես են կոչվում հելիումից «ծանր» բոլոր նյութերը): Նրանց բացակայությունը նշանակում էր, որ առաջին աստղերի լույսի համար պահանջվում էր շատ ավելի մեծ զանգված (20-130 արեգակնային զանգվածի սահմաններում) - ի վերջո, առանց «մետաղների» CNO ցիկլը հնարավոր չէ, և դրա փոխարեն կա միայն ուղիղ ցիկլ ջրածին + ջրածին = հելիում: Ենթադրվում էր, որ սա աստղային պոպուլյացիան III էր (իրենց հսկայական քաշի և վաղ տեսքի պատճառով նրանք այլևս չեն մնացել Տիեզերքի տեսանելի մասում):
II բնակչությունը աստղեր են, որոնք առաջացել են III բնակչության աստղերի մնացորդներից, դրանք ավելի քան 10 միլիարդ տարեկան են և իրենց բաղադրության մեջ արդեն պարունակում են «մետաղներ»։ Հետևաբար, այս պահին ստանալով, մենք որևէ հատուկ տարօրինակություն չէինք նկատի. աստղերի մեջ արդեն կային հսկաներ, և «միջին գյուղացիներ»՝ մեր աստղի նման, և նույնիսկ կարմիր թզուկներ:
Բնակչություն I - սրանք աստղեր են, որոնք ձևավորվել են արդեն երկրորդ սերնդի գերնոր աստղերի մնացորդներից, որոնք պարունակում են նույնիսկ ավելի շատ «մետաղներ», դրանք ներառում են ժամանակակից աստղերի մեծ մասը, ներառյալ մեր Արևը:
Աստղերի դասակարգում
Աստղերի ժամանակակից դասակարգումը (Հարվարդ) շատ պարզ է՝ այն հիմնված է աստղերի բաժանման վրա՝ ըստ իրենց գույների։ Փոքր աստղերում ռեակցիաները շատ ավելի դանդաղ են ընթանում, և այս անհամաչափությունն առաջացնում է մակերեսի ջերմաստիճանի տարբերություն, որքան մեծ է աստղի զանգվածը, այնքան ավելի ինտենսիվ է ճառագայթումը նրա մակերևույթից.
Գույնի բաշխումը՝ կախված ջերմաստիճանից (Քելվին աստիճաններով)
Ինչպես երևում է Maxwell-ի վերևի բաշխման գրաֆիկից, ռեակցիայի արագությունը մեծանում է ջերմաստիճանի հետ և չի աճում գծային, երբ ջերմաստիճանը մոտենում է «կրիտիկական կետին», ռեակցիաները սկսում են տասնյակ անգամ ավելի արագ ընթանալ: Հետևաբար, մեծ աստղերի կյանքը աստղագիտական մասշտաբով կարող է շատ կարճ լինել՝ ընդամենը մի քանի միլիոն տարի, սա ոչինչ է կարմիր թզուկների կյանքի գնահատված ժամկետի համեմատ՝ մի ամբողջ տրիլիոն տարի (հասկանալի պատճառներով, ոչ մի այդպիսի աստղ չունի դեռևս մահացել է, և այս դեպքում մենք կարող ենք հույս դնել միայն հաշվարկների վրա, բայց նրանց կյանքի տեւողությունը ակնհայտորեն ավելի քան հարյուր միլիարդ տարի է):
Աստղային կյանք
Աստղերի մեծ մասն ապրում է հիմնական հաջորդականության վրա, որը կոր գիծ է, որն անցնում է վերևից ձախից ներքև աջ.
Հերցպրունգ-Ռասելի դիագրամ
Այս գործընթացը կարող է բավականին տխուր թվալ. ջրածինը վերածվում է հելիումի, և այդ գործընթացը շարունակվում է միլիոնավոր և նույնիսկ միլիարդավոր տարիներ: Բայց փաստորեն, Արեգակի վրա (և այլ աստղերի), նույնիսկ այս գործընթացի ընթացքում, մակերեսի վրա (և ներսում) անընդհատ ինչ-որ բան է տեղի ունենում.
Տեսանյութը 5 տարվա ընթացքում՝ արված ՆԱՍԱ-ի Solar Dynamics աստղադիտարանի լուսանկարներից, որոնք գործարկվել են Life with a Star ծրագրի շրջանակներում, ցուցադրում են Արեգակի տեսարանը տեսանելի, ուլտրամանուշակագույն և ռենտգենյան լույսի սպեկտրներում:
Ծանր աստղերում ջերմամիջուկային ռեակցիաների ամբողջական գործընթացը նման է հետևյալին.
Դա պայմանավորված է նրանով, որ երկաթն ունի միացման նվազագույն էներգիա (մեկ նուկլեոնի համար), և հետագա ռեակցիաներն ընթանում են էներգիայի կլանմամբ, այլ ոչ թե ազատելով: Աստղն իր երկարատև կյանքի ընթացքում հավասարակշռության մեջ է ձգողականության, այն սեղմող ուժերի և ջերմամիջուկային ռեակցիաների միջև, որոնք էներգիա են ճառագայթում և հակված են «մղել» նյութը:
Մեկ նյութի այրումից մյուսին անցումը տեղի է ունենում աստղի միջուկում ջերմաստիճանի բարձրացմամբ (քանի որ յուրաքանչյուր հաջորդ ռեակցիա պահանջում է ջերմաստիճանի բարձրացում՝ երբեմն մեծության պատվերներով): Բայց չնայած ջերմաստիճանի բարձրացմանը՝ ընդհանուր առմամբ, «ուժերի հավասարակշռությունը» պահպանվում է մինչև վերջին պահը…
գոյության ավարտը
Այս դեպքում տեղի ունեցող գործընթացները կարելի է բաժանել չորս սցենարների.
1) Ոչ միայն աստղի կյանքի տևողությունը կախված է զանգվածից, այլև այն, թե ինչպես է այն ավարտվում: «Ամենափոքր» աստղերի՝ շագանակագույն թզուկների համար (դաս M) այն կավարտվի ջրածնի այրումից հետո: Բայց այն, որ ջերմության փոխանցումը դրանցում իրականացվում է բացառապես կոնվեկցիայով (խառնելով), նշանակում է, որ աստղը հնարավորինս արդյունավետ օգտագործում է իր ողջ պաշարը։ Եվ նաև՝ այն կծախսի այն հնարավորինս զգույշ երկար միլիարդավոր տարիներ: Բայց ամբողջ ջրածինը ծախսելուց հետո աստղը կամաց-կամաց կսառչի և կգտնվի պինդ գնդակի վիճակում (ինչպես Պլուտոնը), որը գրեթե ամբողջությամբ բաղկացած է հելիումից:
2) Հաջորդը գալիս են ավելի ծանր աստղերը (որոնք ներառում են մեր Արևը) - դրա զանգվածը, հնարավոր ապագա աստղը սահմանափակվում է վերևից մինչև 1,39 արեգակի զանգվածով կարմիր հսկայի փուլից հետո գոյացած մնացորդի համար (Չանդրասեխարի սահման): Աստղը բավականաչափ քաշ ունի, որպեսզի բռնկվի հելիումից ածխածնի առաջացման ռեակցիան (բնականաբար, ամենատարածված նուկլիդներն են հելիում-4 և ածխածին-12): Սակայն ջրածին-հելիումի ռեակցիաները նույնպես չեն դադարում շարունակվել, պարզապես դրանց առաջացման շրջանն անցնում է աստղի արտաքին, դեռևս հագեցած ջրածնային շերտերով: Երկու շերտերի առկայությունը, որոնցում ջերմամիջուկային ռեակցիաներ են տեղի ունենում, հանգեցնում է պայծառության զգալի աճի, ինչի պատճառով աստղը «փչում» է չափերով։
Շատերը սխալմամբ կարծում են, որ մինչև կարմիր հսկայի պահը Արեգակի (և նմանատիպ այլ աստղերի) պայծառությունն աստիճանաբար նվազում է, այնուհետև սկսում է կտրուկ աճել, իրականում պայծառության աճը շարունակվում է կյանքի ամբողջ հիմնական հատվածում: աստղի:
Եվ դրա հիման վրա նրանք կառուցում են սխալ տեսություններ, որ երկարաժամկետ հեռանկարում Վեներան մարդկանց բնակեցման լավագույն տարբերակն է, իրականում, մինչ մենք կունենանք ժամանակակից Վեներան վերափոխելու տեխնոլոգիա, դրանք կարող են լինել անհույս հնացած և պարզապես անօգուտ: Ավելին, Երկիրը, ժամանակակից տվյալների համաձայն, մեծ հնարավորություն ունի գոյատևելու Արեգակի «կարմիր հսկայի» վիճակից՝ իր սահմանին, բայց Վեներան հնարավորություն չունի, և «այն ամենն, ինչ ձեռք է բերվում գերաշխատանքով», կդառնա մաս։ «լցված» արևի:
Կարմիր հսկայի փուլում աստղը ոչ միայն զգալիորեն մեծացնում է իր պայծառությունը, այլև սկսում է արագ կորցնել զանգվածը, այս գործընթացների պատճառով վառելիքի պաշարները արագ սպառվում են (այս փուլը առնվազն 10 անգամ պակաս է ջրածնի այրման փուլից): Դրանից հետո աստղը փոքրանում է չափերով, վերածվում սպիտակ թզուկի և աստիճանաբար սառչում։
3) Երբ զանգվածը գերազանցում է առաջին սահմանը, նման աստղերի զանգվածը բավարար է հետագա ռեակցիաները բռնկելու համար, ընդհուպ մինչև երկաթի ձևավորումը, այդ գործընթացները ի վերջո հանգեցնում են գերնոր աստղի պայթյունի:
Երկաթը գործնականում այլևս չի մասնակցում ջերմամիջուկային ռեակցիաներին (և հաստատ էներգիա չի արձակում), և պարզապես հավաքվում է միջուկի կենտրոնում մինչև դրսից նրա վրա ազդող ճնշումը (և միջուկի գրավիտացիոն ուժի ազդեցությունը ներսից): ) հասնում է կրիտիկական կետի: Այս պահին աստղի միջուկը սեղմող ուժն այնքան ուժեղ է դառնում, որ էլեկտրամագնիսական ճառագայթման ճնշումն այլևս չի կարող խանգարել նյութի կծկմանը: Էլեկտրոնները «սեղմվում» են ատոմային միջուկի մեջ և չեզոքացվում պրոտոններով, այնպես որ միջուկի ներսում գործնականում մնում են միայն նեյտրոնները։
Այս պահն ունի քվանտային հիմք և ունի շատ հստակ սահման, և միջուկի կազմը բաղկացած է բավականին մաքուր երկաթից, ուստի գործընթացը աղետալիորեն արագ է ստացվում: Ենթադրվում է, որ այս գործընթացը տեղի է ունենում վայրկյանների ընթացքում, և միջուկի ծավալը նվազում է 100000-ով (և դրա խտությունը համապատասխանաբար մեծանում է).
Աստղի մակերևութային շերտերը, լինելով ներքևից առանց հենարանի, ներխուժում են խորը, ընկնելով նեյտրոնների ձևավորված «գնդակի» վրա, նյութը ետ է ցատկում և տեղի է ունենում պայթյուն։ Պայթուցիկ ալիքները, որոնք գլորվում են աստղի հաստությամբ, ստեղծում են այնպիսի խտացում և նյութի ջերմաստիճանի բարձրացում, որ ռեակցիաները սկսում են տեղի ունենալ ծանր տարրերի առաջացմամբ (մինչև ուրան):
Այս գործընթացները հիմնված են նեյտրոնի գրավման վրա (r-գործընթաց և s-գործընթաց) կամ պրոտոնի գրավում (p-գործընթաց և rp-գործընթաց), յուրաքանչյուր նման ռեակցիայի հետ քիմիական տարրը մեծացնում է իր ատոմային թիվը: Բայց նորմալ իրավիճակում նման մասնիկները ժամանակ չունեն ևս մեկ նեյտրոն/պրոտոն «բռնելու» և քայքայվելու։ Գերնոր աստղի ներսում տեղի ունեցող գործընթացներում ռեակցիաներն այնքան արագ են ընթանում, որ ատոմները ժամանակ են ունենում «բաց թողնել» պարբերական աղյուսակի մեծ մասը՝ առանց քայքայվելու։
Այսպես է ձևավորվում նեյտրոնային աստղը.
4) Երբ աստղի զանգվածը գերազանցում է երկրորդը, Օպենհայմեր-Վոլկովի սահմանը (1,5 - 3 զանգված Արեգակի համար մնացորդին կամ 25 - 30 զանգվածը սկզբնական աստղի համար), գերնոր աստղի պայթյունի ժամանակ, չափազանց շատ. նյութի զանգվածը մնում է, և ճնշումը չի կարողանում զսպել նույնիսկ քվանտային ուժերը։
Այս դեպքում դա նշանակում է Պաուլիի սկզբունքով պայմանավորված սահմանը, որն ասում է, որ երկու մասնիկ (տվյալ դեպքում խոսքը նեյտրոնների մասին է) չեն կարող լինել նույն քվանտային վիճակում (սա հիմք է հանդիսանում ատոմի կառուցվածքի համար, որը բաղկացած է. էլեկտրոնային թաղանթների, որոնց թիվը աստիճանաբար ավելանում է ատոմային թվի հետ):
Ճնշումը սեղմում է նեյտրոնները, և հետագա ընթացքը դառնում է անշրջելի՝ ամբողջ նյութը քաշվում է մեկ կետի մեջ և ձևավորվում է սև խոռոչ։ Այն ինքնին այլևս ոչ մի կերպ չի ազդում շրջակա միջավայրի վրա (իհարկե, բացառությամբ գրավիտացիայի), և կարող է փայլել միայն դրա վրա նյութի կուտակման (պարզապես ընկնելու) պատճառով.
Ինչպես տեսնում եք այս բոլոր գործընթացների հանրագումարից, աստղերը ֆիզիկական օրենքների իրական պահեստ են: Իսկ որոշ տարածքներում (նեյտրոնային աստղեր և սև խոռոչներ) դրանք իրական ֆիզիկական լաբորատորիաներ են՝ ծայրահեղ էներգիաներով և նյութի վիճակներով:
Հետգիտություն - Նեյտրոնային աստղեր և սև խոռոչներ (տեսաշար).
Այն զբաղեցնում է վերին աջ անկյունում մի կետ՝ ունի բարձր լուսավորություն և ցածր ջերմաստիճան։ Հիմնական ճառագայթումը տեղի է ունենում ինֆրակարմիր տիրույթում: Սառը փոշու պատյանից ճառագայթումը հասնում է մեզ։ Էվոլյուցիայի ընթացքում աստղի դիրքը դիագրամի վրա կփոխվի։ Այս փուլում էներգիայի միակ աղբյուրը գրավիտացիոն կծկումն է։ Ուստի աստղը բավականին արագ է շարժվում y առանցքին զուգահեռ։
Մակերեւույթի ջերմաստիճանը չի փոխվում, բայց շառավիղն ու պայծառությունը նվազում են։ Աստղի կենտրոնում ջերմաստիճանը բարձրանում է՝ հասնելով այն արժեքի, որով ռեակցիաները սկսվում են թեթև տարրերով՝ լիթիում, բերիլիում, բոր, որոնք արագ այրվում են, բայց կարողանում են դանդաղեցնել սեղմումը։ Հետքը պտտվում է y առանցքին զուգահեռ, աստղի մակերևույթի ջերմաստիճանը բարձրանում է, իսկ պայծառությունը մնում է գրեթե հաստատուն։ Վերջապես աստղի կենտրոնում սկսվում են ջրածնից հելիումի առաջացման ռեակցիաները (ջրածնի այրում)։ Աստղը մտնում է հիմնական հաջորդականությունը։
Սկզբնական փուլի տեւողությունը որոշվում է աստղի զանգվածով։ Արեգակի նման աստղերի համար դա մոտավորապես 1 միլիոն տարի է, 10 զանգված ունեցող աստղի համար Մ☉ մոտ 1000 անգամ փոքր, իսկ 0,1 զանգված ունեցող աստղի համար Մ☉ հազարավոր անգամ ավելի:
Երիտասարդ ցածր զանգվածի աստղեր
Իր էվոլյուցիայի սկզբում ցածր զանգված ունեցող աստղն ունի շողացող միջուկ և կոնվեկտիվ ծրար (նկ. 82, I):
Հիմնական հաջորդականության փուլում աստղը փայլում է ջրածնի հելիումի փոխակերպման միջուկային ռեակցիաներում էներգիայի ազատման շնորհիվ: Ջրածնի մատակարարումն ապահովում է 1 զանգվածով աստղի պայծառությունը Մ☉ Մոտավորապես 10 10 տարվա ընթացքում: Ավելի մեծ զանգված ունեցող աստղերն ավելի արագ են սպառում ջրածինը, օրինակ՝ 10 զանգված ունեցող աստղը Մ☉ ջրածինը կսպառի 107 տարուց պակաս ժամանակում (լուսավորությունը համաչափ է զանգվածի չորրորդ ուժին):
ցածր զանգվածի աստղեր
Երբ ջրածինը այրվում է, աստղի կենտրոնական շրջանները ուժեղ սեղմվում են:
Բարձր զանգվածի աստղեր
Հիմնական հաջորդականության մեջ մտնելուց հետո մեծ զանգվածով աստղի էվոլյուցիան (>1.5 Մ☉) որոշվում է աստղի ինտերիերում միջուկային վառելիքի այրման պայմաններով. Հիմնական հաջորդականության փուլում սա ջրածնի այրումն է, բայց ի տարբերություն ցածր զանգվածի աստղերի, միջուկում գերակշռում են ածխածին-ազոտ ցիկլի ռեակցիաները։ Այս ցիկլում C և N ատոմները խաղում են կատալիզատորների դեր։ Նման ցիկլի ռեակցիաներում էներգիայի արտանետման արագությունը համաչափ է Տ 17 . Հետևաբար միջուկում ձևավորվում է կոնվեկտիվ միջուկ՝ շրջապատված գոտիով, որտեղ էներգիայի փոխանցումն իրականացվում է ճառագայթման միջոցով։
Մեծ զանգվածի աստղերի պայծառությունը շատ ավելի բարձր է, քան Արեգակի պայծառությունը, իսկ ջրածինը շատ ավելի արագ է սպառվում։ Դա պայմանավորված է նրանով, որ նման աստղերի կենտրոնում նույնպես շատ ավելի բարձր է ջերմաստիճանը։
Քանի որ ջրածնի մասնաբաժինը կոնվեկտիվ միջուկի նյութում նվազում է, էներգիայի արտանետման արագությունը նվազում է: Բայց քանի որ արձակման արագությունը որոշվում է լուսավորությամբ, միջուկը սկսում է փոքրանալ, և էներգիայի արտազատման արագությունը մնում է անփոփոխ: Միևնույն ժամանակ աստղը ընդլայնվում է և անցնում կարմիր հսկաների շրջան։
ցածր զանգվածի աստղեր
Մինչ ջրածինը ամբողջությամբ այրվում է, փոքր զանգվածի աստղի կենտրոնում ձևավորվում է հելիումի փոքր միջուկ։ Միջուկում նյութի խտությունը և ջերմաստիճանը հասնում են համապատասխանաբար 10 9 կգ/մ և 10 8 Կ-ի։ Ջրածնի այրումը տեղի է ունենում միջուկի մակերեսին: Քանի որ միջուկում ջերմաստիճանը բարձրանում է, ջրածնի այրման արագությունը մեծանում է, իսկ պայծառությունը՝ մեծանում: Պայծառ գոտին աստիճանաբար անհետանում է։ Իսկ կոնվեկտիվ հոսքերի արագության մեծացման պատճառով աստղի արտաքին շերտերն ուռչում են։ Նրա չափերն ու պայծառությունը մեծանում են - աստղը վերածվում է կարմիր հսկայի (նկ. 82, II):
Բարձր զանգվածի աստղեր
Երբ մեծ զանգվածի աստղի ջրածինը լրիվ սպառվում է, միջուկում սկսվում է հելիումի եռակի ռեակցիան և միաժամանակ թթվածնի արտադրության ռեակցիան (3He=>C և C+He=>0)։ Միաժամանակ ջրածինը սկսում է այրվել հելիումի միջուկի մակերեսին։ Առաջին շերտի աղբյուրը հայտնվում է:
Հելիումի պաշարը սպառվում է շատ արագ, քանի որ նկարագրված ռեակցիաներում յուրաքանչյուր տարրական գործողության մեջ համեմատաբար քիչ էներգիա է արտազատվում: Նկարը կրկնվում է, և աստղի մեջ հայտնվում են երկու շերտ աղբյուրներ, և միջուկում սկսվում է C + C => Mg ռեակցիան։
Էվոլյուցիոն ուղին այս դեպքում պարզվում է, որ շատ բարդ է (նկ. 84): Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամում աստղը շարժվում է հսկաների հաջորդականությամբ կամ (գերհսկա շրջանում շատ մեծ զանգվածով) պարբերաբար դառնում է ցեֆեյ։
Հին ցածր զանգվածի աստղեր
Ցածր զանգվածի աստղում, ի վերջո, կոնվեկտիվ հոսքի արագությունը ինչ-որ մակարդակում հասնում է երկրորդ տիեզերական արագությանը, կեղևը դուրս է գալիս, և աստղը վերածվում է սպիտակ թզուկի, որը շրջապատված է մոլորակային միգամածությամբ։
Ցածր զանգվածով աստղի էվոլյուցիոն հետքը Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամի վրա ներկայացված է Նկար 83-ում:
Բարձր զանգվածի աստղերի մահ
Էվոլյուցիայի վերջում մեծ զանգված ունեցող աստղը շատ բարդ կառուցվածք ունի: Յուրաքանչյուր շերտ ունի իր քիմիական բաղադրությունը, միջուկային ռեակցիաները տեղի են ունենում մի քանի շերտերի աղբյուրներում, իսկ կենտրոնում ձևավորվում է երկաթե միջուկ (նկ. 85):
Երկաթի հետ միջուկային ռեակցիաները չեն ընթանում, քանի որ դրանք պահանջում են էներգիայի ծախս (և ոչ ազատում): Հետևաբար, երկաթի միջուկը արագորեն սեղմվում է, դրանում ջերմաստիճանը և խտությունը մեծանում են՝ հասնելով ֆանտաստիկ արժեքների՝ 10 9 Կ ջերմաստիճան և 10 9 կգ / մ 3 ճնշում: նյութը կայքից
Այս պահին սկսվում են երկու ամենակարևոր գործընթացները, որոնք ընթանում են միջուկում միաժամանակ և շատ արագ (ըստ երևույթին, րոպեների ընթացքում): Առաջինն այն է, որ միջուկների բախման ժամանակ երկաթի ատոմները քայքայվում են հելիումի 14 ատոմների, երկրորդն այն է, որ էլեկտրոնները «սեղմվում են» պրոտոնների մեջ՝ առաջացնելով նեյտրոններ։ Երկու գործընթացներն էլ կապված են էներգիայի կլանման հետ, և միջուկում ջերմաստիճանը (նաև ճնշումը) ակնթարթորեն նվազում է։ Աստղի արտաքին շերտերը սկսում են ընկնել դեպի կենտրոն։
Արտաքին շերտերի անկումը հանգեցնում է դրանցում ջերմաստիճանի կտրուկ բարձրացման։ Ջրածինը, հելիումը, ածխածինը սկսում են այրվել: Սա ուղեկցվում է նեյտրոնների հզոր հոսքով, որը գալիս է կենտրոնական միջուկից: Արդյունքում տեղի է ունենում հզոր միջուկային պայթյուն՝ դուրս շպրտելով աստղի արտաքին շերտերը, որոնք արդեն պարունակում են բոլոր ծանր տարրերը՝ ընդհուպ մինչև կալիֆորնիում։ Ըստ ժամանակակից տեսակետների՝ ծանր քիմիական տարրերի բոլոր ատոմները (այսինքն՝ ավելի ծանր, քան հելիումը) Տիեզերքում ձևավորվել են հենց բռնկումներով։
Ձևավորվել է միջաստղային միջավայրի խտացումից։ Դիտարկումների միջոցով հնարավոր եղավ պարզել, որ աստղերն առաջացել են տարբեր ժամանակներում և առաջանում են մինչ օրս։
Աստղերի էվոլյուցիայի հիմնական խնդիրը նրանց էներգիայի ծագման հարցն է, որի շնորհիվ նրանք փայլում են և ճառագայթում հսկայական էներգիա։ Նախկինում առաջ են քաշվել բազմաթիվ տեսություններ, որոնք նախատեսված էին աստղային էներգիայի աղբյուրները բացահայտելու համար։ Համարվում էր, որ աստղային էներգիայի շարունակական աղբյուրը շարունակական սեղմումն է: Այս աղբյուրը, իհարկե, լավ է, բայց չի կարող երկար ժամանակ պահպանել համապատասխան ճառագայթումը: 20-րդ դարի կեսերին այս հարցի պատասխանը գտնվեց. Ճառագայթման աղբյուրը ջերմամիջուկային միաձուլման ռեակցիաներն են։ Այս ռեակցիաների արդյունքում ջրածինը վերածվում է հելիումի, իսկ արձակված էներգիան անցնում է աստղի ինտերիերով, փոխակերպվում և ճառագայթվում է համաշխարհային տարածություն (արժե նշել, որ որքան բարձր է ջերմաստիճանը, այնքան արագ են ընթանում այդ ռեակցիաները. Ահա թե ինչու տաք զանգվածային աստղերն ավելի արագ են հեռանում հիմնական հաջորդականությունից):
Հիմա պատկերացրեք աստղի առաջացումը...
Միջաստղային գազի և փոշու միջավայրի ամպը սկսեց խտանալ: Այս ամպից ձևավորվում է գազի բավականին խիտ գնդիկ։ Գնդակի ներսում ճնշումը դեռևս ի վիճակի չէ հավասարակշռելու ձգողական ուժերը, ուստի այն կփոքրանա (գուցե այս պահին աստղի շուրջ ավելի փոքր զանգվածով կուտակումներ են ձևավորվում, որոնք ի վերջո վերածվում են մոլորակների): Երբ սեղմվում է, ջերմաստիճանը բարձրանում է: Այսպիսով, աստղը աստիճանաբար տեղավորվում է հիմնական հաջորդականության վրա: Այնուհետև աստղի ներսում գազի ճնշումը հավասարակշռում է ձգողականությունը և նախաստղը վերածվում է աստղի։
Աստղի էվոլյուցիայի վաղ փուլը շատ փոքր է, և աստղն այս պահին ընկղմված է միգամածության մեջ, ուստի շատ դժվար է հայտնաբերել նախաստղը:
Ջրածնի վերածումը հելիումի տեղի է ունենում միայն աստղի կենտրոնական շրջաններում։ Արտաքին շերտերում ջրածնի պարունակությունը գործնականում մնում է անփոփոխ։ Քանի որ ջրածնի քանակը սահմանափակ է, վաղ թե ուշ այն այրվում է։ Աստղի կենտրոնում էներգիայի արտազատումը դադարում է, և աստղի միջուկը սկսում է փոքրանալ, իսկ պատյանը՝ ուռչել։ Ավելին, եթե աստղը 1,2 արեգակնային զանգվածից պակաս է, այն դուրս է մղում արտաքին շերտը (մոլորակային միգամածության ձևավորում):
Այն բանից հետո, երբ կեղևը բաժանվում է աստղից, նրա ներքին շատ տաք շերտերը բացվում են, և այդ ընթացքում պատյանը ավելի ու ավելի է հեռանում։ Մի քանի տասնյակ հազար տարի անց կեղևը կքայքայվի և կմնա միայն շատ տաք և խիտ աստղ, որը աստիճանաբար սառչում է, այն կվերածվի սպիտակ թզուկի։ Աստիճանաբար սառչելով՝ նրանք վերածվում են անտեսանելի սև թզուկների։ Սև թզուկները շատ խիտ և սառը աստղեր են, մի փոքր ավելի մեծ, քան Երկիրը, բայց ունեն արեգակի զանգվածին համեմատելի: Սպիտակ թզուկների սառեցման գործընթացը տևում է մի քանի հարյուր միլիոն տարի:
Եթե աստղի զանգվածը 1,2-ից 2,5 արեգակնային է, ապա այդպիսի աստղը կպայթի։ Այս պայթյունը կոչվում է գերնոր աստղ. Պայթող աստղը մի քանի վայրկյանում մեծացնում է իր պայծառությունը հարյուր միլիոնավոր անգամներ: Նման բռնկումները չափազանց հազվադեպ են: Մեր Գալակտիկայում գերնոր աստղի պայթյուն տեղի է ունենում մոտավորապես հարյուր տարին մեկ անգամ: Նման բռնկումից հետո մնում է միգամածություն, որն ունի մեծ ռադիո արտանետում, ինչպես նաև շատ արագ ցրվում է, և այսպես կոչված նեյտրոնային աստղը (այս մասին ավելի ուշ)։ Բացի հսկայական ռադիո արտանետումից, նման միգամածությունը կլինի նաև ռենտգենյան ճառագայթների աղբյուր, սակայն այդ ճառագայթումը կլանում է երկրագնդի մթնոլորտը, ուստի այն կարելի է դիտարկել միայն տիեզերքից:
Աստղերի պայթյունների (գերնորերի) պատճառների մասին մի քանի վարկած կա, սակայն ընդհանուր ընդունված տեսություն դեռ չկա։ Ենթադրություն կա, որ դա պայմանավորված է աստղի ներքին շերտերի չափազանց արագ անկմամբ դեպի կենտրոն։ Աստղն արագորեն փոքրանում է մինչև մոտ 10 կմ աղետալիորեն փոքր չափս, և նրա խտությունը այս վիճակում կազմում է 10 17 կգ/մ 3, որը մոտ է ատոմային միջուկի խտությանը: Այս աստղը բաղկացած է նեյտրոններից (մինչդեռ էլեկտրոնները կարծես սեղմված են պրոտոնների մեջ), ինչի պատճառով էլ կոչվում է. «ՆԵՅՏՐՈՆ». Նրա սկզբնական ջերմաստիճանը մոտ միլիարդ կելվին է, բայց ապագայում այն արագ կսառչի։
Այս աստղը իր փոքր չափերի և արագ սառեցման պատճառով երկար ժամանակ համարվում էր, որ անհնար է դիտարկել: Սակայն որոշ ժամանակ անց պուլսարները հայտնաբերվեցին։ Պարզվեց, որ այս պուլսարները նեյտրոնային աստղեր են։ Նրանք այդպես են անվանվել ռադիոիմպուլսների կարճաժամկետ ճառագայթման պատճառով: Նրանք. աստղը կարծես թարթում է: Այս հայտնագործությունն արվել է միանգամայն պատահաբար և ոչ այնքան վաղուց, այն է՝ 1967թ. Այս պարբերական իմպուլսները պայմանավորված են նրանով, որ մեր հայացքի կողքով շատ արագ պտույտի ժամանակ մագնիսական առանցքի կոնը անընդհատ թարթում է, որը անկյուն է կազմում պտտման առանցքի հետ։
Պուլսարը մեզ համար կարելի է հայտնաբերել միայն մագնիսական առանցքի կողմնորոշման պայմաններում, և դա նրանց ընդհանուր թվի մոտավորապես 5%-ն է: Որոշ պուլսարներ չեն հայտնաբերվել ռադիոմիգամածություններում, քանի որ միգամածությունները համեմատաբար արագ են ցրվում: Հարյուր հազար տարի անց այս միգամածությունները դադարում են տեսանելի լինել, և պուլսարների տարիքը գնահատվում է տասնյակ միլիոնավոր տարիներ:
Եթե աստղի զանգվածը գերազանցում է 2,5 արեգակնային զանգվածը, ապա իր գոյության վերջում այն, ասես, կփլուզվի իր մեջ և կփշրվի իր իսկ քաշով։ Վայրկյանների ընթացքում այն կվերածվի կետի։ Այս երեւույթը կոչվում էր «գրավիտացիոն փլուզում», իսկ այս օբյեկտը կոչվում էր նաեւ «սեւ անցք»։
Վերոհիշյալ բոլորից պարզ է դառնում, որ աստղի էվոլյուցիայի վերջնական փուլը կախված է նրա զանգվածից, սակայն անհրաժեշտ է նաև հաշվի առնել հենց այս զանգվածի և պտույտի անխուսափելի կորուստը։
Բարև սիրելի ընթերցողներ:Ես կցանկանայի խոսել գիշերային գեղեցիկ երկնքի մասին: Ինչու՞ գիշերվա մասին: Դուք հարցնում եք. Քանի որ աստղերը հստակ տեսանելի են դրա վրա, այս գեղեցիկ լուսավոր փոքրիկ կետերը մեր երկնքի սև և կապույտ ֆոնի վրա: Բայց իրականում դրանք փոքր չեն, այլ պարզապես հսկայական են, և մեծ հեռավորության պատճառով այնքան փոքր են թվում:.
Ձեզանից որևէ մեկը պատկերացրե՞լ է, թե ինչպես են աստղերը ծնվում, ինչպես են ապրում, ընդհանրապես ինչպիսի կյանքով են ապրում։ Առաջարկում եմ կարդալ այս հոդվածը հիմա և պատկերացնել աստղերի էվոլյուցիան ճանապարհին: Վիզուալ օրինակի համար մի քանի տեսանյութ եմ պատրաստել 😉
Երկինքը կետագծված է բազմաթիվ աստղերով, որոնց մեջ ցրված են փոշու և գազերի հսկայական ամպեր, հիմնականում՝ ջրածին։ Աստղերը ծնվում են հենց այդպիսի միգամածություններում կամ միջաստղային շրջաններում:
Աստղն այնքան երկար է ապրում (մինչև տասնյակ միլիարդավոր տարիներ), որ աստղագետները չեն կարողանում հետևել կյանքի սկզբից մինչև վերջ, նույնիսկ դրանցից մեկին:Բայց մյուս կողմից նրանք հնարավորություն ունեն դիտելու աստղերի զարգացման տարբեր փուլեր։
Գիտնականները միավորել են ստացված տվյալները և կարողացել են հետևել բնորոշ աստղերի կյանքի փուլերին՝ աստղի ծննդյան պահը միջաստղային ամպի մեջ, երիտասարդությունը, միջին տարիքը, ծերությունը և երբեմն շատ տպավորիչ մահը:
Աստղի ծնունդ.
Աստղի առաջացումը սկսվում է միգամածության ներսում նյութի խտացումից:Աստիճանաբար ստացված կնիքը փոքրանում է չափերով՝ փոքրանալով ծանրության ազդեցության տակ։ Այս կծկման ժամանակ. կամ փլուզվել, էներգիա է արտազատվում, որը տաքացնում է փոշին ու գազը և առաջացնում նրանց փայլ։
Կա այսպես կոչված նախաստղ. Նյութի ջերմաստիճանը և խտությունը նրա կենտրոնում կամ միջուկում առավելագույնն են։ Երբ ջերմաստիճանը հասնում է մոտ 10,000,000°C, գազում սկսում են ջերմամիջուկային ռեակցիաներ տեղի ունենալ։
Ջրածնի ատոմների միջուկները սկսում են միավորվել և վերածվել հելիումի ատոմների միջուկների։ Այս սինթեզում հսկայական քանակությամբ էներգիա է ազատվում:Այս էներգիան, կոնվեկցիայի գործընթացում, փոխանցվում է մակերևութային շերտին, այնուհետև լույսի և ջերմության տեսքով տարածվում է տարածություն։ Այս կերպ նախաստղը վերածվում է իսկական աստղի։
Ճառագայթումը, որը գալիս է միջուկից, տաքացնում է գազային միջավայրը, առաջացնելով ճնշում, որն ուղղված է դեպի դուրս և դրանով իսկ կանխելով աստղի գրավիտացիոն փլուզումը։
Արդյունքն այն է, որ այն գտնում է հավասարակշռություն, այսինքն՝ ունի հաստատուն չափեր, մշտական մակերևույթի ջերմաստիճան և արտազատվող էներգիայի մշտական քանակ։
Աստղագետները զարգացման այս փուլում աստղ են անվանում հիմնական հաջորդականության աստղ, այսպիսով նշելով այն տեղը, որը զբաղեցնում է Հերցպրունգ-Ռասել դիագրամում։Այս դիագրամն արտահայտում է աստղի ջերմաստիճանի և պայծառության միջև կապը։
Պրոտաստղերը, ունենալով փոքր զանգված, երբեք չեն տաքանում այն ջերմաստիճաններին, որոնք անհրաժեշտ են ջերմամիջուկային ռեակցիա սկսելու համար։ Այս աստղերը սեղմման արդյունքում վերածվում են խամրածի կարմիր թզուկներ , կամ նույնիսկ ավելի մռայլ շագանակագույն թզուկներ . Առաջին շագանակագույն թզուկ աստղը հայտնաբերվել է միայն 1987 թվականին։
Հսկաներ և թզուկներ.
Արեգակի տրամագիծը մոտավորապես 1400000 կմ է, մակերեսի ջերմաստիճանը՝ մոտ 6000°C, և արձակում է դեղնավուն լույս։ Այն 5 միլիարդ տարի եղել է աստղերի հիմնական հաջորդականության մաս։
Նման աստղի վրա ջրածնային «վառելիքը» կսպառվի մոտ 10 միլիարդ տարի հետո, իսկ նրա միջուկում կմնա հիմնականում հելիումը։Երբ «վառելու» բան չի մնում, միջուկից ուղղվող ճառագայթման ինտենսիվությունն այլևս բավարար չէ միջուկի գրավիտացիոն փլուզումը հավասարակշռելու համար։
Բայց էներգիան, որն ազատվում է այս դեպքում, բավական է շրջակա նյութը տաքացնելու համար։ Այս պատյանում սկսվում է ջրածնի միջուկների սինթեզը, ավելի շատ էներգիա է ազատվում։
Աստղը սկսում է ավելի պայծառ շողալ, բայց այժմ կարմրավուն լույսով, և միևնույն ժամանակ այն նաև ընդլայնվում է՝ մեծանալով տասնապատիկ չափով։ Հիմա այդպիսի աստղ կոչվում է կարմիր հսկա.
Կարմիր հսկայի միջուկը փոքրանում է, և ջերմաստիճանը բարձրանում է մինչև 100,000,000°C կամ ավելի։ Այստեղ տեղի է ունենում հելիումի միջուկի միաձուլման ռեակցիան՝ այն վերածելով ածխածնի։ Այս դեպքում արտազատվող էներգիայի շնորհիվ աստղը դեռևս փայլում է մոտ 100 միլիոն տարի:
Այն բանից հետո, երբ հելիումն ավարտվում է և ռեակցիաները մեռնում են, ամբողջ աստղը աստիճանաբար, ձգողականության ազդեցության տակ, փոքրանում է գրեթե մինչև չափը: Այն էներգիան, որն ազատվում է այս դեպքում, բավական է աստղին (այժմ սպիտակ թզուկ)որոշ ժամանակ շարունակեց պայծառ փայլել:
Սպիտակ թզուկի մեջ նյութի սեղմման աստիճանը շատ բարձր է և, հետևաբար, այն ունի շատ բարձր խտություն՝ մեկ ճաշի գդալի կշիռը կարող է հասնել հազար տոննայի: Ահա թե ինչպես են զարգանում մեր Արեգակի չափ աստղերը:
Տեսանյութ, որը ցույց է տալիս մեր Արեգակի էվոլյուցիան սպիտակ թզուկի
Արեգակից հինգ անգամ մեծ զանգված ունեցող աստղը շատ ավելի կարճ կյանքի ցիկլ ունի և փոքր-ինչ այլ կերպ է զարգանում:Նման աստղը շատ ավելի պայծառ է, և նրա մակերևույթի ջերմաստիճանը 25000°C կամ ավելի է, աստղերի հիմնական հաջորդականության մեջ մնալու ժամանակահատվածը ընդամենը մոտ 100 միլիոն տարի է։
Երբ բեմ է մտնում այսպիսի աստղ կարմիր հսկա , նրա միջուկում ջերմաստիճանը գերազանցում է 600 000 000°C։ Նրանում տեղի են ունենում ածխածնի միաձուլման ռեակցիաներ, որոնք վերածվում են ավելի ծանր տարրերի, այդ թվում՝ երկաթի։
Աստղը, արձակված էներգիայի ազդեցության ներքո, ընդլայնվում է իր սկզբնական չափից հարյուրավոր անգամ ավելի մեծ չափերի:Աստղ այս փուլում կոչվում է գերհսկա .
Միջուկում էներգիայի արտադրության գործընթացը հանկարծակի դադարում է, և այն փոքրանում է վայրկյանների ընթացքում։ Այս ամենի հետ ահռելի քանակությամբ էներգիա է արտազատվում ու աղետալի հարվածային ալիք է գոյանում։
Այս էներգիան անցնում է ամբողջ աստղի միջով և պայթյունի ուժով դուրս է նետում դրա զգալի մասը արտաքին տարածություն՝ առաջացնելով մի երևույթ, որը հայտնի է որպես. գերնոր աստղերի պայթյուն .
Գրված ամեն ինչ ավելի լավ ներկայացնելու համար դիտարկեք գծապատկերում աստղերի էվոլյուցիայի ցիկլը
1987 թվականի փետրվարին նմանատիպ բռնկում նկատվեց մոտակա գալակտիկայում՝ Մեծ Մագելանի ամպում։ Այս գերնոր աստղը կարճ ժամանակով փայլեց ավելի պայծառ, քան մեկ տրիլիոն արև:
Գերհսկայի միջուկը սեղմվում է և ձևավորում է երկնային մարմին՝ ընդամենը 10-20 կմ տրամագծով, իսկ խտությունն այնքան մեծ է, որ նրա նյութից մեկ թեյի գդալը կարող է կշռել 100 միլիոն տոննա!!! Նման երկնային մարմինը բաղկացած է նեյտրոններից ևկոչվում է նեյտրոնային աստղ .
Նեյտրոնային աստղը, որը նոր է ձևավորվել, ունի պտտման բարձր արագություն և շատ ուժեղ մագնիսականություն:
Արդյունքում ստեղծվում է հզոր էլեկտրամագնիսական դաշտ, որն արձակում է ռադիոալիքներ և այլ տեսակի ճառագայթներ։ Նրանք աստղի մագնիսական բևեռներից տարածվում են ճառագայթների տեսքով։
Այս ճառագայթները, շնորհիվ իր առանցքի շուրջ աստղի պտույտի, կարծես սկանավորում են արտաքին տարածությունը։ Երբ նրանք թռչում են մեր ռադիոաստղադիտակների կողքով, մենք դրանք ընկալում ենք որպես կարճ պայթյուններ կամ իմպուլսներ: Հետեւաբար, նման աստղերը կոչվում են պուլսարներ.
Պուլսարները հայտնաբերվել են ռադիոալիքների շնորհիվ, որոնք նրանք արձակում են: Այժմ հայտնի է դարձել, որ դրանցից շատերը լույսի և ռենտգենյան իմպուլսներ են արձակում։
Առաջին լուսային պուլսարը հայտնաբերվել է Խեցգետնի միգամածությունում։ Նրա իմպուլսները կրկնվում են վայրկյանում 30 անգամ հաճախականությամբ։
Մյուս պուլսարների իմպուլսները շատ ավելի հաճախ են կրկնվում՝ PIR (ռադիոճառագայթման իմպուլսացիոն աղբյուր) 1937+21-ը վայրկյանում 642 անգամ բռնկվում է։ Դժվար է նույնիսկ պատկերացնել:
Աստղերը, որոնք ունեն ամենամեծ զանգվածը՝ Արեգակից տասնապատիկ զանգվածը, նույնպես բռնկվում են գերնոր աստղերի պես։Բայց հսկայական զանգվածի պատճառով դրանց փլուզումը շատ ավելի աղետալի է։
Կործանարար կծկումը չի դադարում նույնիսկ նեյտրոնային աստղի առաջացման փուլում՝ ստեղծելով մի շրջան, որտեղ սովորական նյութը դադարում է գոյություն ունենալ։
Մնացել է միայն մեկ ձգողականություն, որն այնքան ուժեղ է, որ ոչինչ, նույնիսկ լույսը, չի կարող խուսափել դրա ազդեցությունից։ Այս տարածքը կոչվում է Սեւ անցք.Այո, մեծ աստղերի էվոլյուցիան սարսափելի է և շատ վտանգավոր:
Այս տեսանյութում մենք կխոսենք այն մասին, թե ինչպես է գերնոր աստղը վերածվում պուլսարի և սև խոռոչի
Ես չգիտեմ ձեր մասին, սիրելի ընթերցողներ, բայց ես անձամբ սիրում և հետաքրքրված եմ տիեզերքով և այն ամենով, ինչ կապված է դրա հետ, այն այնքան խորհրդավոր և գեղեցիկ է, որ շունչը կտրում է: Աստղերի էվոլյուցիան մեզ շատ բան է պատմել մեր ապագայի մասին եւ բոլորը.
