Yuqori massali yulduzlarning evolyutsiyasi qisqacha. Yulduzlarning umri. Kichik massali yosh yulduzlar
Birinchi qism MUAMMONING ASTRONOMIK ASSPEKTI
4. Yulduzlarning evolyutsiyasi Zamonaviy astronomiyada yulduzlar gaz bulutlari va chang yulduzlararo muhitning kondensatsiyasi natijasida hosil bo'lgan degan fikrni qo'llab-quvvatlovchi ko'plab dalillar mavjud. Hozirgi vaqtda bu muhitdan yulduzlarning paydo bo'lish jarayoni davom etmoqda. Ushbu holatning aniqlanishi zamonaviy astronomiyaning eng katta yutuqlaridan biridir. Nisbatan yaqin vaqtgacha barcha yulduzlar deyarli bir vaqtning o'zida milliardlab yillar oldin paydo bo'lgan deb hisoblar edi. Ushbu metafizik g'oyalarning yemirilishiga, birinchi navbatda, kuzatuv astronomiyasining rivojlanishi va yulduzlarning tuzilishi va evolyutsiyasi nazariyasining rivojlanishi yordam berdi. Natijada, kuzatilgan yulduzlarning ko'pchiligi nisbatan yosh jismlar ekanligi va ularning ba'zilari Yerda allaqachon odam bo'lganida paydo bo'lganligi ma'lum bo'ldi. Yulduzlar yulduzlararo gaz va chang muhitidan hosil bo'lgan degan xulosaga kelish uchun muhim dalil Galaktikaning spiral qo'llarida aniq yosh yulduzlar ("assotsiatsiyalar" deb ataladigan) guruhlarining joylashishi hisoblanadi. Gap shundaki, radioastronomik kuzatishlarga ko'ra, yulduzlararo gaz asosan galaktikalarning spiral qo'llarida to'plangan. Xususan, bizning Galaktikada ham shunday. Bundan tashqari, bizga yaqin bo'lgan ba'zi galaktikalarning batafsil "radio tasvirlari" dan kelib chiqadiki, yulduzlararo gazning eng yuqori zichligi spiralning ichki (tegishli galaktika markaziga nisbatan) qirralarida kuzatiladi, bu tabiiy tushuntirishni topadi. , tafsilotlari haqida bu yerda toʻxtalib boʻlmaydi. Lekin spirallarning aynan shu qismlarida optik astronomiya usullaridan “HII zonalari”, ya’ni ionlangan yulduzlararo gaz bulutlarini kuzatishda foydalaniladi. ch.da. 3-rasmda allaqachon aytilganki, bunday bulutlarning ionlanishining yagona sababi massiv issiq yulduzlarning ultrabinafsha nurlanishi bo'lishi mumkin - aniq yosh jismlar (pastga qarang). Yulduzlarning evolyutsiyasi muammosining markazida ularning energiya manbalari masalasi turadi. Darhaqiqat, masalan, bir necha milliard yil davomida quyosh nurlanishini kuzatilgan darajada ushlab turish uchun zarur bo'lgan katta energiya qaerdan keladi? Quyosh har soniyada 4x10 33 erg chiqaradi va 3 milliard yil davomida u 4x10 50 erg nurini chiqaradi. Quyoshning yoshi taxminan 5 milliard yil ekanligiga shubha yo'q. Bu hech bo'lmaganda turli xil radioaktiv usullar bilan Yerning yoshini zamonaviy hisob-kitoblardan kelib chiqadi. Quyoshning Yerdan "yoshroq" bo'lishi dargumon. O'tgan asrda va shu asrning boshlarida Quyosh va yulduzlarning energiya manbalarining tabiati haqida turli xil farazlar ilgari surildi. Ba'zi olimlar, masalan, quyosh energiyasining manbai meteoroidlarning uning yuzasiga uzluksiz tushishi deb hisoblashgan, boshqalari esa Quyoshning doimiy siqilishida manba izlaganlar. Bunday jarayon davomida ajralib chiqadigan potentsial energiya, ma'lum sharoitlarda, nurlanishga aylanishi mumkin edi. Quyida ko'rib turganimizdek, bu manba yulduz evolyutsiyasining dastlabki bosqichida juda samarali bo'lishi mumkin, ammo u kerakli vaqt davomida Quyoshdan nurlanishni ta'minlay olmaydi. Yadro fizikasining yutuqlari yulduz energiyasi manbalari muammosini asrimizning 30-yillari oxiridayoq hal qilish imkonini berdi. Bunday manba yulduzlarning ichki qismida juda yuqori haroratda (o'n million Kelvin darajasida) sodir bo'ladigan termoyadro sintez reaktsiyalaridir. Tezligi haroratga kuchli bog'liq bo'lgan bu reaktsiyalar natijasida protonlar geliy yadrolariga aylanadi va ajralib chiqadigan energiya yulduzlarning ichki qismlaridan asta-sekin "oqib chiqadi" va nihoyat, sezilarli darajada o'zgarib, dunyo fazosiga tarqaladi. Bu juda kuchli manba. Agar dastlab Quyosh faqat termoyadro reaktsiyalari natijasida geliyga aylangan vodoroddan iborat bo'lgan deb faraz qilsak, u holda chiqarilgan energiya miqdori taxminan 10 52 erg bo'ladi. Shunday qilib, radiatsiyani milliardlab yillar davomida kuzatilgan darajada ushlab turish uchun Quyosh vodorodning dastlabki zaxirasining 10% dan ko'p bo'lmagan qismini "ishlatishi" kifoya qiladi. Endi biz qandaydir yulduz evolyutsiyasining rasmini quyidagicha taqdim etishimiz mumkin. Ba'zi sabablarga ko'ra (ularning bir nechtasini ko'rsatish mumkin) yulduzlararo gaz va chang muhitining buluti zichlasha boshladi. Tez orada (albatta, astronomik miqyosda!) Umumjahon tortishish kuchlari ta'sirida bu bulutdan nisbatan zich, shaffof bo'lmagan gaz shari hosil bo'ladi. To'g'ri aytganda, bu to'pni hali yulduz deb atash mumkin emas, chunki uning markaziy hududlarida termoyadroviy reaktsiyalar boshlanishi uchun harorat etarli emas. To'p ichidagi gazning bosimi hali uning alohida qismlarini tortish kuchlarini muvozanatlashtira olmaydi, shuning uchun u doimiy ravishda siqiladi. Ba'zi astronomlar bunday "protoyulduzlar" alohida tumanliklarda juda qorong'i ixcham shakllanishlar, ya'ni globulalar deb ataladigan shaklda kuzatiladi, deb ishonishgan (12-rasm). Biroq, radio astronomiyadagi yutuqlar bizni bu juda sodda nuqtai nazardan voz kechishga majbur qildi (pastga qarang). Odatda bir vaqtning o'zida bitta protoyulduz emas, balki ularning ko'p yoki kamroq guruhi hosil bo'ladi. Kelajakda bu guruhlar astronomlarga yaxshi ma'lum bo'lgan yulduzlar uyushmalari va klasterlariga aylanadi. Yulduz evolyutsiyasining dastlabki bosqichida uning atrofida kichikroq massali bo'laklar paydo bo'lishi ehtimoldan yiroq, ular asta-sekin sayyoralarga aylanadi (2-rasmga qarang). ch. to'qqiz).Guruch. 12. Diffuziya tumanligidagi globulalar
Protoyulduz qisqarganda, uning harorati ko'tariladi va ajralib chiqadigan potentsial energiyaning muhim qismi atrofdagi bo'shliqqa tarqaladi. Kesuvchi gaz sferasining o'lchamlari juda katta bo'lganligi sababli, uning sirt birligidan nurlanish ahamiyatsiz bo'ladi. Birlik yuzasidan nurlanish oqimi haroratning toʻrtinchi darajasiga mutanosib boʻlganligi sababli (Stefan-Boltzman qonuni), yulduz sirt qatlamlarining harorati nisbatan past, yorqinligi esa oddiy yulduzniki bilan deyarli bir xil. bir xil massa bilan. Shuning uchun, "spektr - yorqinlik" diagrammasida bunday yulduzlar asosiy ketma-ketlikning o'ng tomonida joylashgan bo'ladi, ya'ni ular boshlang'ich massalarining qiymatlariga qarab qizil gigantlar yoki qizil mittilar mintaqasiga tushadilar. Kelajakda protoyulduz qisqarishda davom etadi. Uning o'lchamlari kichikroq bo'ladi va sirt harorati oshadi, buning natijasida spektr tobora ko'proq "erta" bo'ladi. Shunday qilib, "spektr - yorqinlik" diagrammasi bo'ylab harakatlanayotganda, protoyulduz asosiy ketma-ketlikda juda tez "o'tiradi". Bu davrda yulduz ichki qismidagi harorat u yerda termoyadro reaksiyalari boshlanishi uchun yetarli bo‘ladi. Shu bilan birga, kelajakdagi yulduz ichidagi gazning bosimi tortishishni muvozanatlashtiradi va gaz to'pi qisqarishni to'xtatadi. Protoyulduz yulduzga aylanadi. Protoyulduzlar o'z evolyutsiyasining eng dastlabki bosqichidan o'tishlari uchun nisbatan oz vaqt talab etiladi. Agar, masalan, protoyulduzning massasi quyosh massasidan katta bo'lsa, bir necha million yil kerak bo'ladi, agar kamroq bo'lsa, bir necha yuz million yil. Protoyulduzlarning evolyutsiya vaqti nisbatan qisqa bo'lganligi sababli, yulduz rivojlanishining bu eng dastlabki bosqichini aniqlash qiyin. Shunga qaramay, bu bosqichdagi yulduzlar, aftidan, kuzatiladi. Biz odatda qorong'u tumanliklarga botgan juda qiziqarli T Tauri yulduzlari haqida gapiramiz. 1966 yilda kutilmaganda protoyulduzlarni ularning evolyutsiyasining dastlabki bosqichlarida kuzatish mumkin bo'ldi. Biz bu kitobning uchinchi bobida radioastronomiya yoʻli bilan yulduzlararo muhitda bir qancha molekulalar, birinchi navbatda gidroksil OH va suv bugʻi H2O topilganini aytib oʻtgan edik. Osmonni OH radio chizig'iga mos keladigan 18 sm to'lqin uzunligida o'rganayotganda yorqin, juda ixcham (ya'ni kichik burchak o'lchamlariga ega) manbalar topilganida radio astronomlarini hayratda qoldirdi. Bu shunchalik kutilmagan ediki, dastlab ular bunday yorqin radioliniyalar gidroksil molekulasiga tegishli bo'lishi mumkinligiga ishonishdan ham bosh tortdilar. Bu chiziqlar qandaydir noma'lum moddaga tegishli ekanligi faraz qilindi va unga darhol "tegishli" "sir" nomi berildi. Biroq, "mysterium" tez orada o'zining optik "akalari" - "nebulium" va "coronia" taqdirini o'rtoqlashdi. Gap shundaki, ko'p o'n yillar davomida tumanliklarning yorqin chiziqlari va quyosh tojini hech qanday ma'lum spektral chiziqlar bilan aniqlab bo'lmadi. Shuning uchun ular ma'lum, er yuzida noma'lum, faraziy elementlarga - "nebulium" va "coronia" ga tegishli edi. Keling, asrimiz boshlarida astronomlarning jaholatiga xo'rsinib tabassum qilmaylik: axir, o'sha paytda atom nazariyasi yo'q edi! Fizikaning rivojlanishi Mendeleyev davriy tizimida ekzotik "osmoniylar" uchun joy qoldirmadi: 1927 yilda "nebulium" buzildi, uning chiziqlari ionlangan kislorod va azotning "taqiqlangan" chiziqlari bilan to'liq ishonchlilik bilan aniqlandi va 1939-1941 yillarda. . sirli "koroniy" chiziqlari temir, nikel va kaltsiyning ko'payib ionlangan atomlariga tegishli ekanligi ishonchli tarzda ko'rsatildi. Agar "nebulium" va "kodoniy" ni "yo'q qilish" uchun o'nlab yillar kerak bo'lsa, kashf etilgandan keyin bir necha hafta o'tgach, "sir" chiziqlari oddiy gidroksilga tegishli ekanligi, lekin faqat g'ayrioddiy sharoitlarda ekanligi ma'lum bo'ldi. Keyingi kuzatishlar, birinchi navbatda, "sir" manbalari juda kichik burchak o'lchamlariga ega ekanligini aniqladi. Bu "juda uzoq bazaviy radio interferometriya" deb nomlangan o'sha paytdagi yangi, juda samarali tadqiqot usuli yordamida ko'rsatildi. Usulning mohiyati bir-biridan bir necha ming km masofada ajratilgan ikkita radio teleskopda manbalarni bir vaqtning o'zida kuzatishga qisqartiriladi. Ma'lum bo'lishicha, bu holda burchak o'lchamlari to'lqin uzunligining radio teleskoplar orasidagi masofaga nisbati bilan belgilanadi. Bizning holatda, bu qiymat ~ 3x10 -8 rad yoki yoy soniyasining bir necha mingdan bir qismi bo'lishi mumkin! E'tibor bering, optik astronomiyada bunday burchak o'lchamlari hali ham to'liq erishib bo'lmaydi. Bunday kuzatishlar shuni ko'rsatdiki, "sirli" manbalarning kamida uchta sinfi mavjud. Biz bu yerda 1-sinf manbalari bilan qiziqamiz. Ularning barchasi gazsimon ionlashgan tumanliklar ichida, masalan, mashhur Orion tumanligida joylashgan. Yuqorida aytib o'tilganidek, ularning o'lchamlari juda kichik, tumanlik o'lchamlaridan minglab marta kichikroq. Eng qizig'i shundaki, ular murakkab fazoviy tuzilishga ega. Misol uchun, W3 deb nomlangan tumanlikda joylashgan manbani ko'rib chiqaylik.
Guruch. 13. Gidroksil chizig'ining to'rtta komponentining profillari
Shaklda. 13-rasmda ushbu manba tomonidan chiqarilgan OH liniyasining profili ko'rsatilgan. Ko'rib turganingizdek, u ko'p sonli tor yorqin chiziqlardan iborat. Har bir chiziq bu chiziqni chiqaradigan bulutning ko'rish chizig'i bo'ylab ma'lum bir harakat tezligiga to'g'ri keladi. Ushbu tezlikning qiymati Doppler effekti bilan aniqlanadi. Har xil bulutlar orasidagi tezliklar farqi (koʻrish chizigʻi boʻylab) ~10 km/s ga etadi. Yuqorida qayd etilgan interferometrik kuzatishlar shuni ko'rsatdiki, har bir chiziqni chiqaradigan bulutlar fazoda bir-biriga to'g'ri kelmaydi. Rasm quyidagicha: taxminan 1,5 sekundlik maydon ichida yoylar har xil tezlikda 10 ga yaqin ixcham bulutlar bilan harakatlanadi. Har bir bulut bitta aniq (chastota bo'yicha) chiziq chiqaradi. Bulutlarning burchak o'lchamlari juda kichik, yoy soniyasining bir necha mingdan bir qismiga teng. W3 tumanligigacha bo'lgan masofa ma'lum bo'lganligi sababli (taxminan 2000 pc), burchak o'lchamlari osongina chiziqli o'lchamlarga aylantirilishi mumkin. Ma'lum bo'lishicha, bulutlar harakatlanadigan hududning chiziqli o'lchamlari 10 -2 pc ga teng va har bir bulutning o'lchamlari Yerdan Quyoshgacha bo'lgan masofadan kattaroq kattalik tartibidir. Savollar tug'iladi: bu bulutlar nima va nima uchun ular gidroksil radio liniyalarida shunchalik kuchli nurlanishadi? Ikkinchi savolga juda tez javob berildi. Ma'lum bo'lishicha, emissiya mexanizmi laboratoriya maserlari va lazerlarida kuzatilganiga juda o'xshash. Shunday qilib, "sir" manbalari uzunligi 18 sm bo'lgan gidroksil chizig'i to'lqinida ishlaydigan ulkan, tabiiy kosmik maserlardir. . Ma'lumki, bu ta'sir tufayli chiziqlardagi nurlanishning kuchayishi, nurlanish tarqaladigan muhit qandaydir tarzda "faollashtirilganda" mumkin. Bu shuni anglatadiki, ba'zi "tashqi" energiya manbalari ("nasos" deb ataladigan) atomlar yoki molekulalarning kontsentratsiyasini boshlang'ich (yuqori) darajada anomal darajada yuqori qiladi. Doimiy "nasos" bo'lmasa, maser yoki lazer mumkin emas. Kosmik maserlar uchun "nasos" mexanizmining tabiati haqidagi savol hali oxirigacha hal qilinmagan. Biroq, juda kuchli infraqizil nurlanish "nasos" sifatida ishlatilishi mumkin. Boshqa mumkin bo'lgan "nasos" mexanizmi ba'zi kimyoviy reaktsiya bo'lishi mumkin. Astronomlar kosmosda qanday ajoyib hodisalarga duch kelishlarini ko'rib chiqish uchun kosmik maserlar haqidagi hikoyamizni to'xtatib qo'yishga arziydi. Hozir biz boshdan kechirayotgan ilmiy-texnikaviy inqilobda salmoqli o‘rin tutgan notinch davrimizning eng buyuk texnik ixtirolaridan biri tabiiy sharoitda, qolaversa, ulkan miqyosda osonlik bilan amalga oshiriladi! Ba'zi kosmik maserlardan radio emissiya oqimi shunchalik kattaki, uni radioastronomiyaning texnik darajasida ham 35 yil oldin, ya'ni maserlar va lazerlar ixtiro qilinishidan oldin ham aniqlash mumkin edi! Buning uchun "faqat" OH radio aloqasining aniq to'lqin uzunligini bilish va muammoga qiziqish kerak edi. Darvoqe, bu insoniyat oldida turgan eng muhim ilmiy-texnikaviy muammolar tabiiy sharoitda amalga oshirilayotgan birinchi holat emas. Quyosh va yulduzlarning nurlanishini qo'llab-quvvatlovchi termoyadroviy reaktsiyalar (pastga qarang) Yerda yadroviy "yoqilg'i" olish bo'yicha loyihalarni ishlab chiqish va amalga oshirishni rag'batlantirdi, bu kelajakda bizning barcha energiya muammolarimizni hal qilishi kerak. Afsuski, tabiat “osonlik bilan” hal qilgan bu eng muhim vazifani hal qilishdan hali uzoqmiz. Bir yarim asr oldin yorug'likning to'lqin nazariyasining asoschisi Fresnel (albatta, boshqa vaziyatda): "Tabiat bizning qiyinchiliklarimizga kuladi" deb ta'kidladi. Ko'rib turganingizdek, Fresnelning so'zlari bugungi kunda yanada to'g'ri. Biroq, keling, kosmik maserlarga qaytaylik. Ushbu maserlarni "nasoslash" mexanizmi hali to'liq aniq bo'lmasa-da, maser mexanizmi orqali 18 sm chiziqni chiqaradigan bulutlardagi jismoniy sharoitlar haqida taxminan tasavvurga ega bo'lish mumkin. bulutlar juda zich: bir kub santimetrda kamida 10 8 -10 9 zarrachalar mavjud va ularning muhim (va balki katta) qismi molekulalardir. Harorat ikki ming Kelvindan oshishi mumkin emas, ehtimol u 1000 Kelvin atrofida. Bu xususiyatlar hatto yulduzlararo gazning eng zich bulutlaridan ham keskin farq qiladi. Bulutlar hali ham nisbatan kichikligini hisobga olsak, biz beixtiyor xulosaga kelamizki, ular o'ta gigant yulduzlarning cho'zilgan, ancha sovuq atmosferasiga o'xshaydi. Ehtimol, bu bulutlar yulduzlararo muhitdan kondensatsiyalanishidan so'ng, protoyulduzlar rivojlanishining dastlabki bosqichidan boshqa narsa emas. Boshqa faktlar bu fikrni tasdiqlaydi (bu kitob muallifi 1966 yilda aytgan). Kosmik maserlar kuzatilgan tumanliklarda yosh issiq yulduzlar ko'rinadi (pastga qarang). Binobarin, yulduzlarning paydo bo'lish jarayoni yaqinda u erda tugadi va, ehtimol, hozirda davom etmoqda. Ehtimol, eng qiziq narsa shundaki, radioastronomik kuzatishlar shuni ko'rsatadiki, bunday turdagi kosmik maserlar, go'yo ionlangan vodorodning kichik, juda zich bulutlariga "cho'milgan". Bu bulutlar juda ko'p kosmik changni o'z ichiga oladi, bu ularni optik diapazonda kuzatilmaydi. Bunday "pillalar" ularning ichidagi yosh, issiq yulduz tomonidan ionlanadi. Yulduzlarning paydo bo'lish jarayonlarini o'rganishda infraqizil astronomiya juda foydali ekanligini isbotladi. Darhaqiqat, infraqizil nurlar uchun yorug'likning yulduzlararo yutilishi unchalik muhim emas. Endi biz quyidagi rasmni tasavvur qilishimiz mumkin: yulduzlararo muhit bulutidan uning kondensatsiyasi natijasida turli xil massadagi bir nechta quyqalar hosil bo'lib, proto-yulduzlarga aylanadi. Evolyutsiya tezligi boshqacha: kattaroq bo'laklar uchun u yuqori bo'ladi (quyidagi 2-jadvalga qarang). Shuning uchun, eng katta to'da birinchi navbatda issiq yulduzga aylanadi, qolganlari esa protoyulduz bosqichida ko'proq yoki kamroq vaqt turadi. Biz ularni maser nurlanish manbalari sifatida kondensatsiyalanmagan “pilla” vodorodini ionlashtiruvchi “yangi tug‘ilgan” issiq yulduzga yaqin joyda kuzatamiz. Albatta, bu taxminiy sxema kelajakda takomillashtiriladi va, albatta, unga sezilarli o'zgarishlar kiritiladi. Ammo haqiqat saqlanib qolmoqda: to'satdan ma'lum bo'ldiki, bir muncha vaqt (ehtimol nisbatan qisqa vaqt) yangi tug'ilgan protoyulduzlar, majoziy ma'noda, kvant radiofizikasining eng so'nggi usullaridan (ya'ni maserlar) foydalanib, o'zlarining tug'ilishi haqida "qichqiradilar" ... 2 dan keyin Koinot gidroksil maserlari (chiziq 18 sm) kashf qilingandan so'ng yillar o'tgach - xuddi shu manbalar bir vaqtning o'zida (shuningdek, maser mexanizmi orqali) to'lqin uzunligi 1,35 sm bo'lgan suv bug'ining chizig'ini chiqarishi aniqlandi. "suvning intensivligi. "Maser "gidroksil" dan ham kattaroqdir. H2O chizig'ini chiqaradigan bulutlar, garchi "gidroksil" bulutlar bilan bir xil kichik hajmda joylashgan bo'lsa-da, har xil tezlikda harakatlanadi va ancha ixchamroqdir. Yaqin kelajakda boshqa maser liniyalari* ochilishini inkor etib bo'lmaydi. Shunday qilib, kutilmaganda radioastronomiya yulduz shakllanishining klassik muammosini kuzatuv astronomiyasining bir tarmog'iga aylantirdi**. Yulduz asosiy ketma-ketlikda va qisqarishni to'xtatgandan so'ng, "spektr - yorug'lik" diagrammasidagi o'rnini deyarli o'zgartirmasdan uzoq vaqt nurlanadi. Uning nurlanishi markaziy hududlarda sodir bo'ladigan termoyadro reaktsiyalari bilan quvvatlanadi. Shunday qilib, asosiy ketma-ketlik go'yo "spektr - yorug'lik" diagrammasidagi nuqtalarning joylashuvi bo'lib, bu erda yulduz (massasiga qarab) termoyadro reaktsiyalari tufayli uzoq vaqt va barqaror ravishda nurlanishi mumkin. Yulduzning asosiy ketma-ketlikda joylashishi uning massasi bilan belgilanadi. Shuni ta'kidlash kerakki, "spektr-yorqinlik" diagrammasida muvozanat nurlanadigan yulduzning o'rnini belgilovchi yana bir parametr mavjud. Bu parametr yulduzning dastlabki kimyoviy tarkibi. Agar og'ir elementlarning nisbiy ko'pligi kamaysa, yulduz quyidagi diagrammada "tushadi". Aynan shu holat pastki mittilar ketma-ketligi mavjudligini tushuntiradi. Yuqorida aytib o'tilganidek, bu yulduzlardagi og'ir elementlarning nisbiy ko'pligi asosiy ketma-ketlikdagi yulduzlarga qaraganda o'n baravar kam. Yulduzning asosiy ketma-ketlikda turish vaqti uning dastlabki massasi bilan belgilanadi. Agar massa katta bo'lsa, yulduzning nurlanishi juda katta kuchga ega va u o'zining vodorod "yoqilg'i" zahiralarini tezda iste'mol qiladi. Misol uchun, massasi quyosh massasidan bir necha o'n marta katta bo'lgan asosiy ketma-ket yulduzlar (bular O spektral tipidagi issiq ko'k gigantlardir) bu ketma-ketlikda bor-yo'g'i bir necha million yil davomida barqaror ravishda nurlanishi mumkin, yulduzlar esa massasi quyoshga yaqin, asosiy ketma-ketlikda 10-15 milliard yil. Quyidagi jadval. 2, bu tortishish qisqarishining hisoblangan davomiyligini va turli spektrli yulduzlar uchun asosiy ketma-ketlikda qolishni beradi. Xuddi shu jadvalda yulduzlarning massalari, radiuslari va yorug'liklari quyosh birliklarida ko'rsatilgan.
jadval 2
| yillar | |||||
|
Spektral sinf |
Yorqinlik |
gravitatsion qisqarish |
asosiy ketma-ketlikda qolish | ||
|
G2 (Quyosh) |
|||||
Guruch. 14. "Yorqinlik-harorat" diagrammasi bo'yicha turli massali yulduzlar uchun evolyutsiya izlari
Guruch. 15. NGC 2254 yulduz klasteri uchun Hertzsprung-Russell diagrammasi
Guruch. 16. Globulyar klaster M uchun Gertssprung-Russell diagrammasi 3. Vertikal o'qda - nisbiy kattalik
Tegishli diagrammada butun asosiy ketma-ketlik, shu jumladan issiq massiv yulduzlar joylashgan yuqori chap qismi aniq ko'rsatilgan (rang-ko'rsatkich - 0,2 20 ming K haroratga to'g'ri keladi, ya'ni B sinf spektri). Globulyar klaster M 3 "eski" ob'ektdir. Ushbu klaster uchun tuzilgan diagrammaning asosiy ketma-ketligining yuqori qismida deyarli hech qanday yulduz yo'qligi aniq ko'rinib turibdi. Boshqa tomondan, M 3 ning qizil gigant novdasi juda boy, NGC 2254da esa juda kam qizil gigantlar mavjud. Bu tushunarli: eski M 3 klasterida ko'p sonli yulduzlar asosiy ketma-ketlikdan allaqachon "ketgan", yosh NGC 2254 klasterida esa bu nisbatan massiv, tez o'zgaruvchan yulduzlarning kichik soni bilan sodir bo'lgan. Shunisi e'tiborga loyiqki, M 3 uchun gigant novda juda tik ko'tariladi, NGC 2254 uchun esa u deyarli gorizontal. Nazariya nuqtai nazaridan, buni M 3 dagi og'ir elementlarning sezilarli darajada kamligi bilan izohlash mumkin. Darhaqiqat, globulyar klasterlarning yulduzlarida (shuningdek, galaktik tekislik tomon unchalik ko'p bo'lmagan boshqa yulduzlarda ham) Galaktika markaziga nisbatan) og'ir elementlarning nisbiy ko'pligi ahamiyatsiz. M 3 uchun "rang ko'rsatkichi - yorqinlik" diagrammasida yana bitta deyarli gorizontal novda ko'rinadi. NGC 2254 uchun tuzilgan diagrammada shunga o'xshash filial yo'q. Nazariya bu tarmoqning paydo bo'lishini quyidagicha tushuntiradi. Yulduz - qizil gigantning qisqarayotgan zich geliy yadrosi harorati 100-150 million K ga etgandan so'ng, u erda yangi yadro reaktsiyasi boshlanadi. Bu reaksiya uchta geliy yadrosidan uglerod yadrosini hosil qilishdan iborat. Bu reaksiya boshlanishi bilan yadroning qisqarishi to'xtaydi. Keyinchalik, sirt qatlamlari
yulduzlar haroratini oshiradi va "spektr - yorqinlik" diagrammasidagi yulduz chapga siljiydi. Aynan shunday yulduzlardan M 3 uchun diagrammaning uchinchi gorizontal novdasi hosil bo'ladi.
Guruch. 17. 11 yulduzli klasterlar uchun Xertzsprung-Russelning qisqacha diagrammasi
Shaklda. 17-rasmda sxematik tarzda 11 ta klaster uchun rang-yorug'lik diagrammasi ko'rsatilgan, ulardan ikkitasi (M 3 va M 92) sharsimondir. Turli klasterlarda asosiy ketma-ketliklar qanday qilib o'ngga va yuqoriga "egilib", allaqachon muhokama qilingan nazariy tushunchalar bilan to'liq mos kelishi aniq ko'rinib turibdi. Anjirdan. 17, qaysi klasterlar yosh va qaysi biri eski ekanligini darhol aniqlash mumkin. Misol uchun, "er-xotin" klaster X va h Perseus yosh. U asosiy ketma-ketlikning muhim qismini "tejab qoldi". M 41 klasteri eskiroq, Hyades klasteri undan ham eskiroq, M 67 klasteri esa juda eski bo‘lib, uning "rang - yorqinlik" diagrammasi M 3 va M 92 globular klasterlari uchun o‘xshash diagrammaga juda o‘xshash. Faqat globulyar klasterlarning gigant novdasi yuqorida aytib o'tilgan kimyoviy tarkibidagi farqlarga mos keladi. Shunday qilib, kuzatish ma'lumotlari nazariya xulosalarini to'liq tasdiqlaydi va asoslaydi. Yulduzli materiyaning katta qalinligi bizdan yashiringan yulduz interyerlaridagi jarayonlar nazariyasini kuzatish orqali tekshirishni kutish qiyin bo'lib tuyuladi. Va shunga qaramay, bu erda nazariya doimiy ravishda astronomik kuzatishlar amaliyoti tomonidan nazorat qilinadi. Shuni ta'kidlash kerakki, ko'p sonli "rang - yorug'lik" diagrammalarini tuzish astronom-kuzatuvchilar tomonidan katta hajmdagi mehnatni va kuzatish usullarini tubdan yaxshilashni talab qildi. Boshqa tomondan, yulduzlarning ichki tuzilishi va evolyutsiyasi nazariyasining muvaffaqiyatini yuqori tezlikdagi elektron hisoblash mashinalaridan foydalanishga asoslangan zamonaviy hisoblash texnikasisiz amalga oshirish mumkin emas edi. Yadro fizikasi sohasidagi tadqiqotlar ham nazariyaga bebaho xizmat ko'rsatdi, bu yulduzlar ichki qismida sodir bo'ladigan yadro reaktsiyalarining miqdoriy xususiyatlarini olish imkonini berdi. Mubolag'asiz aytish mumkinki, yulduzlarning tuzilishi va evolyutsiyasi nazariyasining rivojlanishi 20-asrning ikkinchi yarmida astronomiyaning eng katta yutuqlaridan biridir. Zamonaviy fizikaning rivojlanishi yulduzlarning, xususan, Quyoshning ichki tuzilishi nazariyasini bevosita kuzatish orqali tekshirish imkoniyatini ochib beradi. Gap neytrinolarning kuchli oqimini aniqlash imkoniyati haqida bormoqda, agar uning chuqurligida yadro reaktsiyalari sodir bo'lsa, Quyosh uni chiqarishi kerak. Ma'lumki, neytrinolar boshqa elementar zarralar bilan juda zaif ta'sir qiladi. Shunday qilib, masalan, neytrino Quyoshning butun qalinligi bo'ylab deyarli yutilmasdan ucha oladi, rentgen nurlari esa quyosh ichki qismidagi moddaning bir necha millimetrlari orqali yutmasdan o'tishi mumkin. Agar neytrinolarning kuchli nurlari Quyoshdan har bir zarraning energiyasi bilan o'tadi deb tasavvur qilsak.
Odamlar uzoq vaqtdan beri osmonda yulduzlarning yonishi sabablari bilan qiziqishgan, ammo biz bu jarayonlarni 20-asrning birinchi yarmidanoq tushuna boshladik. Ushbu maqolada men yulduzning hayot aylanish jarayonida yuzaga keladigan barcha asosiy jarayonlarni tasvirlashga harakat qildim.
Yulduz tug'ilishi
Yulduzning paydo bo'lishi molekulyar bulutdan boshlanadi (massa bo'yicha umumiy yulduzlararo materiyaning 1% ni o'z ichiga oladi) - ular yulduzlararo muhit uchun odatdagi gaz-chang bulutlaridan yuqori zichlik va ancha past haroratga ega bo'lishi bilan farq qiladi - shuning uchun atomlar molekulalarni (asosan H²) hosil qila boshlaydi. Bu xususiyatning o'zi alohida ahamiyatga ega emas, lekin bu moddaning ortib borayotgan zichligi katta ahamiyatga ega - bu protoyulduz umuman paydo bo'lishi mumkinmi yoki qancha vaqt ketishiga bog'liq.
Nisbatan zichligi past bo'lgan bu bulutlarning o'zlari katta o'lchamlari tufayli sezilarli massaga ega bo'lishi mumkin - 10 6 quyosh massasi. "Beshik" qoldiqlarini tashlab yuborishga ulgurmagan yangi tug'ilgan yulduzlar ularni isitadi, bu bunday yirik klasterlar uchun juda "ta'sirli" ko'rinadi va ajoyib astronomik fotosuratlar manbai:
Yaratilish ustunlari va ushbu Hubble fotosurati haqidagi video:
Omega tumanligi (yulduzlarning ba'zilari "fon" bo'lib, gaz yulduzlarning nurlanishi bilan isishi tufayli porlaydi): 
Molekulyar bulut qoldiqlarini yo'q qilish jarayonining o'zi "quyosh shamoli" deb ataladigan narsa bilan bog'liq - bu yulduzning elektromagnit nurlanishi bilan tezlashtirilgan zaryadlangan zarralar oqimi. Quyosh bu jarayon tufayli soniyada million tonna materiyani yo'qotadi, bu uning uchun (og'irligi 1,98855 ± 0,00025 * 10 27 tonna) shunchaki arzimas narsadir. Zarrachalarning o'zi juda katta haroratga (million darajaga teng) va tezlikka (ikki xil komponent uchun taxminan 400 km / s va 750 km / s) ega:
Biroq, bu moddaning past zichligi ular juda ko'p zarar etkaza olmasligini anglatadi.
Gravitatsion kuchlar harakat qila boshlaganda, gazning siqilishi kuchli isishni keltirib chiqaradi, buning natijasida termoyadro reaktsiyalari boshlanadi. To'qnashayotgan moddaning bir xil qizdirish effekti 2004 yilda ekzosayyorani birinchi to'g'ridan-to'g'ri kuzatish uchun asos bo'ldi:
2M1207 b sayyorasi 170 sv masofada. yillar bizdan.
Biroq, kichik yulduzlar va gaz gigant sayyoralari o'rtasidagi farq aniq shundaki, ularning massasi katalizatorlar ishtirokida (ya'ni, vodoroddan geliy hosil bo'lishidan iborat) dastlabki termoyadro reaktsiyasini qo'llab-quvvatlash uchun etarli emas. CNO tsikli deb ataladi - u II va I avlod yulduzlari uchun amal qiladi, ular quyida muhokama qilinadi):
Biz o'z-o'zini ta'minlaydigan reaktsiya haqida gapiramiz, nafaqat uning mavjudligi haqida - chunki bu reaktsiya uchun energiya (va shuning uchun harorat) pastdan qat'iy cheklangan bo'lsa-da, gazdagi alohida zarrachalarning harakat energiyasi. Maksvell taqsimoti bilan aniqlanadi:
Va shuning uchun gazning o'rtacha harorati termoyadroviy reaktsiyaning "pastki chegarasi" dan 10 baravar past bo'lsa ham, har doim qo'shnilaridan energiya to'playdigan va bitta holat uchun etarli energiya oladigan "ayyor" zarralar bo'ladi. O‘rtacha harorat qancha yuqori bo‘lsa, shuncha ko‘p zarrachalar “to‘siq”ni yengib o‘ta oladi va bu reaksiyalar davomida shunchalik ko‘p energiya ajralib chiqadi. Shuning uchun sayyora va yulduz o'rtasidagi umumiy e'tirof etilgan chegara bu nafaqat termoyadro reaktsiyasi sodir bo'ladigan, balki uning yuzasidan energiya nurlanishiga qaramay, ichki haroratni saqlab turishga imkon beradigan chegaradir.
Yulduzli aholi
Yulduzlarning tasnifi haqida gapirishdan oldin, bir chetga chiqish va 13 milliard yil avval - materiyaning rekombinatsiyasidan keyin birinchi yulduzlar paydo bo'la boshlagan paytga qaytish kerak. Bu lahza bizga g‘alati tuyulgan bo‘lardi – axir, biz o‘sha paytda ko‘k devlardan boshqa hech qanday yulduzni ko‘rmagan bo‘lardik. Buning sababi erta koinotda "metallar" ning yo'qligi (va astronomiyada geliydan "og'irroq" barcha moddalar shunday deyiladi). Ularning yo'qligi shuni anglatadiki, birinchi yulduzlar porlashi uchun ancha katta massa talab qilinadi (20-130 quyosh massasi ichida) - axir, "metallar"siz CNO aylanishi mumkin emas va uning o'rniga faqat to'g'ridan-to'g'ri aylanish mavjud. vodorod + vodorod = geliy aylanishi. Bu yulduzlar populyatsiyasi III bo'lishi kerak edi (ularning katta vazni va erta ko'rinishi tufayli ular endi koinotning ko'rinadigan qismida qolmaydi).
II populyatsiya - III populyatsiya yulduzlarining qoldiqlaridan hosil bo'lgan yulduzlar, ularning yoshi 10 milliard yoshdan oshgan va tarkibida allaqachon "metallar" mavjud. Shuning uchun, hozirgi paytda biz hech qanday g'alati narsalarni sezmagan bo'lardik - yulduzlar orasida allaqachon gigantlar va "o'rta dehqonlar" - bizning yulduzimiz kabi, hatto qizil mittilar ham bor edi.
I populyatsiya - bu o'ta yangi yulduz qoldiqlarining ikkinchi avlodidan hosil bo'lgan yulduzlar bo'lib, ularda ko'proq "metallar" mavjud - ular ko'pgina zamonaviy yulduzlarni, shu jumladan bizning Quyoshni ham o'z ichiga oladi.
Yulduzlar tasnifi
Yulduzlarning zamonaviy tasnifi (Garvard) juda oddiy - bu yulduzlarning ranglariga ko'ra bo'linishiga asoslangan. Kichik yulduzlarda reaktsiyalar ancha sekinroq va bu nomutanosiblik sirt haroratining farqiga olib keladi, yulduzning massasi qanchalik katta bo'lsa, uning yuzasidan nurlanish shunchalik kuchli bo'ladi:
Haroratga qarab rang taqsimoti (Kelvin darajasida)
Yuqoridagi Maksvell taqsimot grafigidan ko‘rinib turibdiki, reaksiya tezligi harorat oshgani sayin ortib boradi va chiziqli o‘smaydi – harorat “kritik nuqta”ga juda yaqin yaqinlashganda, reaksiyalar o‘nlab marta tezroq keta boshlaydi. Shuning uchun katta yulduzlarning umri astronomik miqyosda juda qisqa bo'lishi mumkin - bor-yo'g'i bir necha million yil, bu qizil mittilarning taxminiy umri bilan solishtirganda hech narsa emas - butun bir trillion yil (aniq sabablarga ko'ra, bitta ham bunday yulduz yo'q. hali vafot etdi va bu holda biz faqat hisob-kitoblarga tayanishimiz mumkin, ammo ularning umr ko'rish davomiyligi aniq yuz milliard yildan ortiq).
Yulduzli hayot
Ko'pgina yulduzlar asosiy ketma-ketlikda yashaydilar, bu yuqoridan chapdan pastgacha o'ngga cho'zilgan egri chiziq:
Gertssprung-Russell diagrammasi
Bu jarayon ancha ayanchli tuyulishi mumkin: vodorod geliyga aylanadi va bu jarayon millionlab va hatto milliardlab yillar davom etadi. Ammo, aslida, Quyoshda (va boshqa yulduzlarda), hatto bu jarayonda ham har doim sirtda (va ichkarida) nimadir sodir bo'ladi:
“Yulduzli hayot” dasturi doirasida ishga tushirilgan NASA Quyosh dinamikasi observatoriyasi fotosuratlaridan olingan 5 yil davomidagi videoda Quyoshning koʻrinadigan, ultrabinafsha va rentgen nurlari spektrlarida koʻrinishi aks etgan.
Og'ir yulduzlardagi termoyadro reaktsiyalarining to'liq jarayoni quyidagicha ko'rinadi: vodorod - geliy - berilliy va uglerod, so'ngra temir hosil bo'lishi bilan tugaydigan bir nechta parallel jarayonlar boshlanadi:
Bu temirning minimal bog'lanish energiyasiga (nuklonga) ega bo'lishi va keyingi reaktsiyalar energiya chiqarish emas, balki yutilish bilan davom etishi bilan bog'liq. Yulduz butun umri davomida tortishish, uni siqish kuchlari va energiya chiqaradigan va moddani "itarish" ga moyil bo'lgan termoyadro reaktsiyalari o'rtasida muvozanatda bo'ladi.
Bir moddaning yonishidan ikkinchisiga o'tish yulduz yadrosida haroratning oshishi bilan sodir bo'ladi (chunki har bir keyingi reaktsiya haroratni oshirishni talab qiladi - ba'zan kattalik buyurtmalari bilan). Ammo haroratning ko'tarilishiga qaramay - umuman olganda, "kuch muvozanati" so'nggi daqiqagacha saqlanadi ...
mavjudligining oxiri
Bu holatda sodir bo'ladigan jarayonlarni to'rtta stsenariyga bo'lish mumkin:
1) Yulduzning umri nafaqat massaga, balki uning qanday tugashiga ham bog'liq. "Eng kichik" yulduzlar uchun - jigarrang mittilar (M klassi) vodorod yoqilganidan keyin tugaydi. Ammo ulardagi issiqlikni uzatish faqat konveksiya (aralashtirish) yo'li bilan amalga oshirilishi yulduzning butun ta'minotidan iloji boricha samarali foydalanishini anglatadi. Va shuningdek, uni milliardlab yillar davomida iloji boricha ehtiyotkorlik bilan sarflaydi. Ammo barcha vodorodni sarflagandan so'ng - yulduz asta-sekin soviydi va deyarli butunlay geliydan tashkil topgan qattiq to'p (Pluton kabi) holatida bo'ladi.
2) Keyinchalik og'irroq yulduzlar keladi (ular bizning Quyoshimizni ham o'z ichiga oladi) - buning massasi, kelajakda mumkin bo'lgan yulduz qizil gigant bosqichidan keyin hosil bo'lgan qoldiq uchun yuqoridan 1,39 quyosh massasigacha cheklangan (Chandrasekhar chegarasi). Yulduz geliydan uglerod hosil bo'lish reaktsiyasini yoqish uchun etarli vaznga ega (tabiiyki, eng keng tarqalgan nuklidlar geliy-4 va uglerod-12). Ammo vodorod-geliy reaktsiyalari ham davom etishdan to'xtamaydi - shunchaki ularning paydo bo'lish hududi yulduzning vodorod qatlamlari bilan to'yingan tashqi qismiga o'tadi. Termoyadro reaktsiyalari sodir bo'ladigan ikkita qatlamning mavjudligi yorqinlikning sezilarli darajada oshishiga olib keladi, bu esa yulduzning o'lchamining "shishishiga" olib keladi.
Ko'pchilik noto'g'ri fikrda, qizil gigant paydo bo'lgunga qadar Quyoshning (va shunga o'xshash boshqa yulduzlarning) yorqinligi asta-sekin pasayadi va keyin keskin o'sa boshlaydi, aslida yorqinlikning o'sishi hayotning butun asosiy qismida davom etadi. yulduzcha:
Va shunga asoslanib, uzoq muddatli istiqbolda - Venera odamlarning yashashi uchun eng yaxshi variant - aslida, biz zamonaviy Venerani terraformatsiya qilish texnologiyasiga ega bo'lganimizda, ular umidsiz ravishda eskirgan bo'lishi mumkinligi haqida yolg'on nazariyalar qurilmoqda. foydasiz. Bundan tashqari, zamonaviy ma'lumotlarga ko'ra, Yer o'z chegarasida joylashgan Quyoshning "qizil giganti" holatidan omon qolish uchun yuqori imkoniyatga ega, ammo Venerada hech qanday imkoniyat yo'q va "haddan tashqari ish bilan qo'lga kiritilgan hamma narsa" uning qismiga aylanadi. "to'ldirilgan" Quyosh.
Qizil gigant bosqichida yulduz nafaqat yorqinligini sezilarli darajada oshiradi, balki tezda massasini yo'qotishni boshlaydi, bu jarayonlar tufayli yoqilg'i zaxiralari tezda tugaydi (bu bosqich vodorod yoqish bosqichidan kamida 10 baravar kam). Shundan so'ng, yulduz hajmi kamayadi, oq mittiga aylanadi va asta-sekin soviydi.
3) Massa birinchi chegaradan yuqori bo'lsa, bunday yulduzlarning massasi temir hosil bo'lgunga qadar keyingi reaktsiyalarni yoqish uchun etarli bo'ladi, bu jarayonlar oxir-oqibat o'ta yangi yulduz portlashiga olib keladi.
Temir endi termoyadro reaktsiyalarida deyarli qatnashmaydi (va, albatta, energiya chiqarmaydi) va shunchaki yadro markazida to'planadi, unga tashqi bosim (va yadroning tortishish kuchining ichkaridan ta'siri) ta'sir qiladi. ) tanqidiy nuqtaga etadi. Bu vaqtda yulduz yadrosini siqib chiqaradigan kuch shunchalik kuchli bo'ladiki, elektromagnit nurlanish bosimi materiyaning qisqarishiga to'sqinlik qila olmaydi. Elektronlar atom yadrosiga "bosiladi" va protonlar bilan neytrallanadi, shuning uchun yadro ichida amalda faqat neytronlar qoladi.
Bu moment kvant asosiga ega va juda aniq chegaraga ega va yadro tarkibi juda toza temirdan iborat, shuning uchun jarayon halokatli tez bo'lib chiqadi. Taxminlarga ko'ra, bu jarayon soniyalarda sodir bo'ladi va yadro hajmi 100 000 marta kamayadi (va uning zichligi mos ravishda ortadi):
Yulduzning sirt qatlamlari pastdan qo'llab-quvvatlanmasdan, chuqur kirib, neytronlarning hosil bo'lgan "to'pi" ga tushadi, modda orqaga qaytadi va portlash sodir bo'ladi. Yulduzning qalinligi bo'ylab o'tadigan portlovchi to'lqinlar moddaning shunday siqilishi va haroratining oshishini keltirib chiqaradiki, reaktsiyalar og'ir elementlarning (urangacha) hosil bo'lishi bilan boshlanadi.
Bu jarayonlar neytronni (r-jarayon va s-jarayon) yoki protonni (p-jarayon va rp-jarayon) ushlashga asoslanadi, har bir bunday reaksiya bilan kimyoviy element oʻzining atom raqamini oshiradi. Ammo oddiy vaziyatda bunday zarralar yana bitta neytron/protonni “tutib olish”ga va parchalanishga vaqtlari yo'q. O'ta yangi yulduz ichida sodir bo'ladigan jarayonlarda reaktsiyalar shunchalik tez boradiki, atomlar parchalanmasdan davriy jadvalning ko'p qismini "o'tkazib yuborishga" vaqt topadilar.
Neytron yulduzi shunday hosil bo'ladi:
4) Yulduzning massasi ikkinchisidan oshib ketganda, Oppengeymer - Volkov chegarasi (qoldiq uchun Quyoshning 1,5 - 3 massasi yoki dastlabki yulduz uchun 25 - 30 massa), o'ta yangi yulduz portlashi jarayonida, juda ko'p. materiyaning massasi qoladi va bosim hatto kvant kuchlarini ham ushlab turolmaydi.
Bu holda, bu ikki zarracha (bu holda, biz neytronlar haqida gapirayapmiz) bir xil kvant holatida bo'lishi mumkin emasligini aytadigan Pauli printsipiga ko'ra chegarani anglatadi (bu atomning tuzilishi uchun asos bo'lib, undan iborat elektron qobiqlarning soni, ularning soni asta-sekin atom raqami bilan ortadi).
Bosim neytronlarni siqib chiqaradi va keyingi jarayon qaytarilmas holga keladi - barcha moddalar bir nuqtaga tortiladi va qora tuynuk hosil bo'ladi. Uning o'zi endi atrof-muhitga hech qanday ta'sir qilmaydi (tortishish kuchi bundan mustasno) va faqat materiyaning to'planishi (shunchaki tushishi) tufayli porlashi mumkin:
Bu jarayonlarning yig'indisidan ko'rinib turibdiki, yulduzlar fizik qonunlarning haqiqiy ombori hisoblanadi. Va ba'zi hududlarda (neytron yulduzlar va qora tuynuklar) bu haddan tashqari energiya va materiya holatiga ega haqiqiy jismoniy laboratoriyalar.
Post-fan - Neytron yulduzlari va qora tuynuklar (video seriyali):
U yuqori o'ng burchakda bir nuqtani egallaydi: u yuqori yorug'lik va past haroratga ega. Asosiy nurlanish infraqizil diapazonda sodir bo'ladi. Sovuq chang qobig'idan radiatsiya bizga etib boradi. Evolyutsiya jarayonida yulduzning diagrammadagi pozitsiyasi o'zgaradi. Ushbu bosqichda yagona energiya manbai tortishish qisqarishidir. Shuning uchun yulduz Y o'qiga parallel ravishda juda tez harakat qiladi.
Sirt harorati o'zgarmaydi, lekin radius va yorqinlik kamayadi. Yulduzning markazidagi harorat ko'tarilib, reaktsiyalar engil elementlardan boshlanadigan qiymatga etadi: litiy, berilliy, bor, ular tezda yonib ketadi, lekin siqishni sekinlashtiradi. Yo'l y o'qiga parallel ravishda buriladi, yulduz yuzasida harorat ko'tariladi va yorug'lik deyarli doimiy bo'lib qoladi. Nihoyat, yulduzning markazida vodoroddan geliy hosil bo'lish reaktsiyalari (vodorodning yonishi) boshlanadi. Yulduz asosiy ketma-ketlikka kiradi.
Dastlabki bosqichning davomiyligi yulduzning massasi bilan belgilanadi. Quyosh kabi yulduzlar uchun bu taxminan 1 million yil, massasi 10 bo'lgan yulduz uchun M☉ taxminan 1000 marta kichikroq va massasi 0,1 bo'lgan yulduz uchun M☉ minglab marta ko'proq.
Kichik massali yosh yulduzlar
Evolyutsiyasining boshida kichik massali yulduz nurli yadro va konvektiv konvertga ega (82-rasm, I).
Asosiy ketma-ketlik bosqichida yulduz vodorodning geliyga aylanishining yadroviy reaktsiyalarida energiya chiqishi tufayli porlaydi. Vodorod bilan ta'minlash 1 massali yulduzning yorqinligini ta'minlaydi M☉ Taxminan 10 10 yil ichida. Kattaroq massali yulduzlar vodorodni tezroq iste'mol qiladilar: masalan, massasi 10 bo'lgan yulduz M☉ vodorodni 10 7 yildan kamroq vaqt ichida iste'mol qiladi (yorqinlik massaning to'rtinchi darajasiga mutanosib).
past massali yulduzlar
Vodorod yonib ketganda, yulduzning markaziy hududlari kuchli siqiladi.
Katta massali yulduzlar
Asosiy ketma-ketlikka kirgandan so'ng, katta massali yulduzning evolyutsiyasi (>1,5 M☉) yulduzning ichki qismida yadro yoqilg'isining yonish shartlari bilan belgilanadi. Asosiy ketma-ketlik bosqichida bu vodorodning yonishi, ammo kam massali yulduzlardan farqli o'laroq, yadroda uglerod-azot aylanishining reaktsiyalari hukmronlik qiladi. Bu tsiklda C va N atomlari katalizator rolini o'ynaydi. Bunday tsiklning reaktsiyalarida energiyaning ajralib chiqish tezligi proportsionaldir T 17 . Shuning uchun yadroda energiya almashinuvi radiatsiya orqali amalga oshiriladigan zona bilan o'ralgan konvektiv yadro hosil bo'ladi.
Katta massali yulduzlarning yorqinligi Quyoshning yorqinligidan ancha yuqori va vodorod ancha tez iste'mol qilinadi. Buning sababi shundaki, bunday yulduzlarning markazidagi harorat ham ancha yuqori.
Konvektiv yadro moddasida vodorodning ulushi kamayishi bilan energiyaning ajralib chiqish tezligi pasayadi. Ammo ajralib chiqish tezligi yorug'lik bilan aniqlanganligi sababli, yadro qisqara boshlaydi va energiyani chiqarish tezligi doimiy bo'lib qoladi. Shu bilan birga, yulduz kengayib, qizil gigantlar hududiga o'tadi.
past massali yulduzlar
Vodorod butunlay yondirilganda, massasi past bo'lgan yulduzning markazida kichik geliy yadrosi hosil bo'ladi. Yadroda moddaning zichligi va harorati mos ravishda 10 9 kg / m va 10 8 K ga etadi. Vodorodning yonishi yadro yuzasida sodir bo'ladi. Yadrodagi harorat ko'tarilgach, vodorodning yonish tezligi oshadi va yorug'lik kuchayadi. Nurlanish zonasi asta-sekin yo'qoladi. Va konvektiv oqimlar tezligining oshishi tufayli yulduzning tashqi qatlamlari shishadi. Uning kattaligi va yorqinligi oshadi - yulduz qizil gigantga aylanadi (82-rasm, II).
Katta massali yulduzlar
Katta massali yulduzning vodorodi toʻliq tugagach, yadroda uch marta geliy reaksiyasi va shu bilan birga kislorod hosil boʻlish reaksiyasi boshlanadi (3He=>C va C+He=>0). Shu bilan birga, geliy yadrosi yuzasida vodorod yonishni boshlaydi. Birinchi qatlam manbai paydo bo'ladi.
Geliy ta'minoti juda tez tugaydi, chunki har bir elementar harakatda tasvirlangan reaktsiyalarda nisbatan kam energiya chiqariladi. Rasm takrorlanadi va yulduzda ikkita qatlam manbalari paydo bo'ladi va yadroda C + C => Mg reaktsiyasi boshlanadi.
Bu holda evolyutsiya yo'li juda murakkab bo'lib chiqadi (84-rasm). Hertzsprung-Russell diagrammasida yulduz gigantlar ketma-ketligi bo'ylab harakatlanadi yoki (supergigant hududida juda katta massa bilan) vaqti-vaqti bilan sefeyga aylanadi.
Qadimgi past massali yulduzlar
Kam massali yulduzda, oxir-oqibat, konvektiv oqim tezligi qaysidir darajada ikkinchi kosmik tezlikka etadi, qobiq chiqib ketadi va yulduz sayyora tumanligi bilan o'ralgan oq mittiga aylanadi.
Gertssprung-Russell diagrammasidagi past massali yulduzning evolyutsion izi 83-rasmda ko'rsatilgan.
Yuqori massali yulduzlarning o'limi
Evolyutsiya oxirida katta massali yulduz juda murakkab tuzilishga ega. Har bir qatlam o'ziga xos kimyoviy tarkibga ega, bir nechta qatlam manbalarida yadro reaktsiyalari sodir bo'ladi va markazda temir yadro hosil bo'ladi (85-rasm).
Temir bilan yadroviy reaktsiyalar davom etmaydi, chunki ular energiya sarflashni (va chiqarilishini emas) talab qiladi. Shuning uchun temir yadro tez siqiladi, undagi harorat va zichlik oshib, fantastik qiymatlarga etadi - 10 9 K harorat va 10 9 kg / m3 bosim. saytdan olingan material
Ayni paytda yadroda bir vaqtning o'zida va juda tez (aftidan, daqiqalarda) sodir bo'lgan ikkita eng muhim jarayon boshlanadi. Birinchisi, yadrolarning to'qnashuvi paytida temir atomlari 14 geliy atomiga parchalanadi, ikkinchisi elektronlar protonlarga "bosiladi", neytronlar hosil bo'ladi. Ikkala jarayon ham energiyaning yutilishi bilan bog'liq va yadrodagi harorat (shuningdek bosim) bir zumda tushadi. Yulduzning tashqi qatlamlari markazga qarab tusha boshlaydi.
Tashqi qatlamlarning tushishi ulardagi haroratning keskin oshishiga olib keladi. Vodorod, geliy, uglerod yona boshlaydi. Bu markaziy yadrodan keladigan neytronlarning kuchli oqimi bilan birga keladi. Natijada, kuchli yadro portlashi sodir bo'lib, yulduzning kaliforniygacha bo'lgan barcha og'ir elementlarni o'z ichiga olgan tashqi qatlamlarini tashlab yuboradi. Zamonaviy qarashlarga ko'ra, og'ir kimyoviy elementlarning barcha atomlari (ya'ni geliydan og'irroq) koinotda aniq olovlarda hosil bo'lgan.
Yulduzlararo muhitning kondensatsiyasi natijasida hosil bo'lgan. Kuzatishlar orqali yulduzlar turli vaqtlarda paydo bo'lganligini va hozirgi kungacha paydo bo'lganligini aniqlash mumkin edi.
Yulduzlar evolyutsiyasidagi asosiy muammo bu ularning energiyasining kelib chiqishi masalasidir, buning natijasida ular porlaydilar va juda katta energiya chiqaradilar. Ilgari, yulduz energiyasining manbalarini aniqlash uchun mo'ljallangan ko'plab nazariyalar ilgari surilgan. Yulduz energiyasining uzluksiz manbai uzluksiz siqilish ekanligiga ishonishgan. Bu manba, albatta, yaxshi, lekin uzoq vaqt davomida etarli radiatsiya saqlay olmaydi. 20-asrning o'rtalarida bu savolga javob topildi. Nurlanish manbai termoyadro termoyadroviy reaksiyalaridir. Ushbu reaksiyalar natijasida vodorod geliyga aylanadi va ajralib chiqadigan energiya yulduz ichaklari orqali o'tadi, aylanadi va dunyo bo'shlig'iga tarqaladi (ta'kidlash joizki, harorat qancha yuqori bo'lsa, bu reaktsiyalar tezroq boradi; ya'ni nega issiq massiv yulduzlar asosiy ketma-ketlikni tezroq tark etadilar).
Endi yulduz paydo bo'lishini tasavvur qiling...
Yulduzlararo gaz va chang muhitining buluti zichlasha boshladi. Ushbu bulutdan juda zich gaz to'pi hosil bo'ladi. To'p ichidagi bosim hali tortishish kuchlarini muvozanatlashtira olmaydi, shuning uchun u qisqaradi (ehtimol, bu vaqtda yulduz atrofida kichikroq massaga ega bo'laklar hosil bo'ladi va ular oxir-oqibat sayyoralarga aylanadi). Siqilganida harorat ko'tariladi. Shunday qilib, yulduz asta-sekin asosiy ketma-ketlikka joylashadi. Keyin yulduz ichidagi gazning bosimi tortishuvni muvozanatlashtiradi va protoyulduz yulduzga aylanadi.
Yulduz evolyutsiyasining dastlabki bosqichi juda kichik va bu vaqtda yulduz tumanlik ichiga botiriladi, shuning uchun protoyulduzni aniqlash juda qiyin.
Vodorodning geliyga aylanishi faqat yulduzning markaziy mintaqalarida sodir bo'ladi. Tashqi qatlamlarda vodorod miqdori deyarli o'zgarmaydi. Vodorod miqdori cheklanganligi sababli, ertami-kechmi u yonib ketadi. Yulduzning markazida energiyaning chiqishi to'xtaydi va yulduzning yadrosi qisqara boshlaydi va qobiq shishiradi. Bundan tashqari, agar yulduz 1,2 Quyosh massasidan kam bo'lsa, u tashqi qatlamni (sayyora tumanligining shakllanishi) to'kadi.
Chig'anoq yulduzdan ajralgandan so'ng uning ichki juda issiq qatlamlari ochiladi va bu orada qobiq tobora uzoqlashib boradi. Bir necha o'n minglab yillar o'tgach, qobiq parchalanadi va faqat juda issiq va zich yulduz qoladi, asta-sekin soviydi, u oq mittiga aylanadi. Asta-sekin sovib, ular ko'rinmas qora mittilarga aylanadi. Qora mittilar juda zich va sovuq yulduzlar bo'lib, Yerdan bir oz kattaroq, ammo massasi quyoshnikiga teng. Oq mittilarning sovutish jarayoni bir necha yuz million yil davom etadi.
Agar yulduzning massasi 1,2 dan 2,5 gacha quyosh bo'lsa, unda bunday yulduz portlaydi. Bu portlash deyiladi o'ta yangi yulduz. Bir necha soniya ichida porlayotgan yulduz o'zining yorqinligini yuz millionlab marta oshiradi. Bunday epidemiyalar juda kam uchraydi. Bizning Galaktikada o'ta yangi yulduz portlashi taxminan har yuz yilda bir marta sodir bo'ladi. Bunday chaqnashdan so'ng, katta radio emissiyasiga ega bo'lgan tumanlik qoladi, shuningdek, juda tez tarqaladi va neytron yulduzi (bu haqda keyinroq). Katta radio emissiyasidan tashqari, bunday tumanlik rentgen nurlarining manbai ham bo'ladi, ammo bu radiatsiya yer atmosferasi tomonidan so'riladi, shuning uchun uni faqat kosmosdan kuzatish mumkin.
Yulduz portlashlarining (supernovalar) sabablari haqida bir qancha farazlar mavjud, ammo hozircha umumiy qabul qilingan nazariya mavjud emas. Bu yulduzning ichki qatlamlarining markazga juda tez tushishi bilan bog'liq degan taxmin mavjud. Yulduz tezda 10 km gacha bo'lgan halokatli kichik o'lchamga qisqaradi va uning bu holatda zichligi 10 17 kg / m 3 ni tashkil qiladi, bu atom yadrosining zichligiga yaqin. Bu yulduz neytronlardan iborat (elektronlar protonlarga bosilgandek tuyuladi), shuning uchun u deyiladi. "NEYTRON". Uning dastlabki harorati taxminan bir milliard kelvinni tashkil qiladi, ammo kelajakda u tezda soviydi.
Bu yulduz oʻzining kichik oʻlchamlari va tez sovishi tufayli uzoq vaqtdan beri kuzatish imkonsiz deb hisoblangan. Ammo bir muncha vaqt o'tgach, pulsarlar topildi. Bu pulsarlar neytron yulduzlari bo'lib chiqdi. Ular radio impulslarining qisqa muddatli nurlanishi tufayli shunday nomlangan. Bular. yulduz miltillayotganga o'xshaydi. Ushbu kashfiyot tasodifan va yaqinda emas, ya'ni 1967 yilda qilingan. Ushbu davriy impulslar bizning nigohimizdan o'tgan juda tez aylanish paytida magnit o'qning konusi doimo miltillashi bilan bog'liq, bu aylanish o'qi bilan burchak hosil qiladi.
Pulsar biz uchun faqat magnit o'q yo'nalishi sharoitida aniqlanishi mumkin va bu ularning umumiy sonining taxminan 5% ni tashkil qiladi. Ba'zi pulsarlar radio tumanliklarida uchramaydi, chunki tumanliklar nisbatan tez tarqaladi. Yuz ming yil o'tgach, bu tumanliklar ko'rinmay qoladi va pulsarlarning yoshi o'n millionlab yillarga baholanadi.
Agar yulduzning massasi 2,5 quyosh massasidan oshsa, u mavjudligining oxirida u go'yo o'z ichiga qulab tushadi va o'z og'irligi bilan eziladi. Bir necha soniya ichida u nuqtaga aylanadi. Bu hodisa "gravitatsiyaviy qulash" deb ataldi va bu ob'ekt "qora tuynuk" deb ham ataldi.
Yuqorida aytilganlarning barchasidan ko'rinib turibdiki, yulduz evolyutsiyasining yakuniy bosqichi uning massasiga bog'liq, lekin ayni paytda aynan shu massa va aylanishning muqarrar yo'qolishini ham hisobga olish kerak.
Salom aziz o'quvchilar! Men go'zal tungi osmon haqida gapirmoqchiman. Nega kecha haqida? Siz so'raysiz. Unda yulduzlar yaqqol ko'rinib turgani uchun osmonimiz qora va ko'k fonida bu go'zal nurli kichik nuqtalar. Ammo, aslida, ular kichik emas, balki juda katta va katta masofa tufayli ular juda kichkina ko'rinadi..
Sizlardan birortangiz yulduzlar qanday tug'ilishlari, qanday hayot kechirishlari, umuman olganda qanday hayot kechirishlarini tasavvur qilganmisiz? Men sizga hozir ushbu maqolani o'qib chiqishingizni va yulduzlar evolyutsiyasini yo'lda tasavvur qilishingizni taklif qilaman. Vizual misol uchun bir nechta video tayyorladim 😉
Osmon ko'plab yulduzlar bilan bezatilgan, ular orasida chang va gazlardan iborat ulkan bulutlar, asosan vodorod tarqalgan. Yulduzlar aynan shunday tumanliklarda yoki yulduzlararo mintaqalarda tug'iladi.
Yulduz shu qadar uzoq umr ko'radiki (o'nlab milliard yillargacha) astronomlar hayotni boshidan oxirigacha kuzata olmaydi, hatto ulardan bittasi ham. Ammo boshqa tomondan, ular yulduzlar rivojlanishining turli bosqichlarini kuzatish imkoniyatiga ega.
Olimlar olingan ma'lumotlarni birlashtirib, odatiy yulduzlarning hayot bosqichlarini kuzatishga muvaffaq bo'lishdi: yulduzlararo bulutda yulduzning tug'ilish lahzasi, uning yoshligi, o'rta yoshi, qariligi va ba'zan juda ajoyib o'lim.
Yulduzning tug'ilishi.
Yulduzning paydo bo'lishi tumanlik ichidagi materiyaning siqilishi bilan boshlanadi. Asta-sekin, hosil bo'lgan muhr hajmi kamayadi, tortishish ta'sirida kichrayadi. Ushbu qisqarish paytida, yoki qulash, energiya chiqariladi, bu chang va gazni isitadi va ularning porlashiga olib keladi.
deb atalmish bor protoyulduz. Uning markazidagi yoki yadrosidagi materiyaning harorati va zichligi maksimaldir. Harorat 10 000 000 ° C atrofida bo'lganda, gazda termoyadro reaktsiyalari boshlanadi.
Vodorod atomlarining yadrolari birlasha boshlaydi va geliy atomlarining yadrolariga aylanadi. Ushbu sintezda juda katta miqdordagi energiya ajralib chiqadi. Bu energiya konvektsiya jarayonida sirt qatlamiga o'tadi, so'ngra yorug'lik va issiqlik shaklida kosmosga tarqaladi. Shunday qilib, protoyulduz haqiqiy yulduzga aylanadi.
Yadrodan keladigan radiatsiya gazsimon muhitni isitadi, tashqi tomonga yo'naltirilgan bosim hosil qiladi va shu bilan yulduzning tortishish qulashini oldini oladi.
Natijada u muvozanatni topadi, ya'ni o'zgarmas o'lchamlarga, doimiy sirt haroratiga va doimiy miqdorda chiqarilgan energiyaga ega.
Astronomlar rivojlanishning ushbu bosqichida yulduzni chaqirishadi asosiy ketma-ketlik yulduzi, Shunday qilib, Gertzsprung-Russell diagrammasida egallagan o'rnini ko'rsatadi. Ushbu diagramma yulduzning harorati va yorqinligi o'rtasidagi munosabatni ifodalaydi.
Kichik massaga ega bo'lgan protoyulduzlar hech qachon termoyadroviy reaktsiyani boshlash uchun zarur bo'lgan haroratgacha qizimaydilar. Bu yulduzlar siqilish natijasida xiralashadi qizil mittilar , yoki hatto xiraroq jigarrang mittilar . Birinchi jigarrang mitti yulduz faqat 1987 yilda kashf etilgan.
Gigantlar va mittilar.
Quyoshning diametri taxminan 1 400 000 km, sirt harorati 6 000 ° C atrofida va sarg'ish nur chiqaradi. U 5 milliard yil davomida asosiy yulduzlar ketma-ketligining bir qismi bo'lib kelgan.
Bunday yulduzdagi vodorod "yoqilg'i" taxminan 10 milliard yildan keyin tugaydi va uning yadrosida asosan geliy qoladi."Kuyish" uchun hech narsa qolmaganda, yadrodan yo'naltirilgan nurlanishning intensivligi yadroning tortishish qulashini muvozanatlash uchun endi etarli emas.
Ammo bu holda chiqarilgan energiya atrofdagi materiyani isitish uchun etarli. Bu qobiqda vodorod yadrolarining sintezi boshlanadi, ko'proq energiya chiqariladi.
Yulduz yorqinroq porlay boshlaydi, lekin hozir qizg'ish nur bilan va shu bilan birga u ham kengayib, o'n baravar kattalashadi. Endi shunday yulduz qizil gigant deb ataladi.
Qizil gigantning yadrosi qisqaradi va harorat 100 000 000 ° S va undan yuqori darajaga ko'tariladi. Bu erda geliy yadrosining sintez reaktsiyasi sodir bo'lib, uni uglerodga aylantiradi. Bu holda chiqarilgan energiya tufayli yulduz hali ham 100 million yil davomida porlaydi.
Geliy tugaydi va reaktsiyalar o'lgandan so'ng, butun yulduz asta-sekin tortishish ta'sirida deyarli o'lchamiga qisqaradi. Bu holda chiqarilgan energiya yulduz uchun etarli (hozir oq mitti) bir muncha vaqt yorqin porlashni davom ettirdi.
Oq mitti materiyaning siqilish darajasi juda yuqori va shuning uchun u juda yuqori zichlikka ega - bir osh qoshiqning og'irligi ming tonnaga etishi mumkin. Quyosh o'lchamidagi yulduzlar shunday rivojlanadi.
Quyoshimizning oq mittiga aylanishini ko'rsatadigan video
Massasi Quyoshnikidan besh baravar katta boʻlgan yulduzning hayot aylanish davri ancha qisqaroq boʻlib, biroz boshqacha rivojlanadi. Bunday yulduz ancha yorqinroq va uning sirt harorati 25 000 ° S yoki undan yuqori, yulduzlarning asosiy ketma-ketligida qolish muddati atigi 100 million yil.
Bunday yulduz sahnaga kirganda qizil gigant , uning yadrosidagi harorat 600 000 000 ° S dan oshadi. Unda uglerod sintezi reaktsiyalari sodir bo'lib, u og'irroq elementlarga, shu jumladan temirga aylanadi.
Yulduz ajralib chiqadigan energiya ta'sirida o'zining dastlabki hajmidan yuzlab marta kattaroq o'lchamlarga qadar kengayadi. Bu bosqichda yulduz supergigant deb ataladi .
Yadroda energiya ishlab chiqarish jarayoni birdan to'xtaydi va u bir necha soniya ichida qisqaradi. Bularning barchasi bilan katta miqdorda energiya chiqariladi va halokatli zarba to'lqini hosil bo'ladi.
Bu energiya butun yulduz bo'ylab tarqaladi va uning katta qismini portlash kuchi bilan kosmosga chiqaradi va bu hodisa deb nomlanuvchi hodisani keltirib chiqaradi. o'ta yangi yulduz portlashi .
Yozilgan hamma narsani yaxshiroq tasvirlash uchun diagrammadagi yulduzlarning evolyutsiya aylanishini ko'rib chiqing
1987 yil fevral oyida xuddi shunday chaqnash yaqin atrofdagi galaktikada - Katta Magellan bulutida kuzatilgan. Bu o'ta yangi yulduz qisqa vaqt ichida trillion quyoshdan ham yorqinroq porladi.
Supergigantning yadrosi siqilib, diametri atigi 10-20 km bo'lgan samoviy jismni hosil qiladi va uning zichligi shunchalik yuqoriki, uning bir choy qoshig'i moddasining og'irligi 100 million tonnaga etadi!!! Bunday samoviy jism neytronlardan iborat vaneytron yulduzi deb ataladi .
Hozirgina paydo bo'lgan neytron yulduzi yuqori aylanish tezligiga va juda kuchli magnitlanishga ega.
Natijada, radio to'lqinlar va boshqa turdagi nurlanishlarni chiqaradigan kuchli elektromagnit maydon hosil bo'ladi. Ular yulduzning magnit qutblaridan nurlar shaklida yoyilgan.
Yulduzning o'z o'qi atrofida aylanishi tufayli bu nurlar tashqi fazoni skanerlagandek tuyuladi. Ular bizning radioteleskopimiz yonidan uchib o'tishganda, biz ularni qisqa portlashlar yoki impulslar sifatida qabul qilamiz. Shuning uchun bunday yulduzlar deyiladi pulsarlar.
Pulsarlar ular chiqaradigan radioto'lqinlar tufayli topilgan. Hozirgi vaqtda ularning ko'pchiligi yorug'lik va rentgen impulslarini chiqarishi ma'lum bo'ldi.
Birinchi yorug'lik pulsari Qisqichbaqa tumanligida topilgan. Uning zarbalari sekundiga 30 marta chastotada takrorlanadi.
Boshqa pulsarlarning impulslari tez-tez takrorlanadi: PIR (radio emissiyasining pulsatsiyalanuvchi manbai) 1937+21 soniyada 642 marta miltillaydi. Tasavvur qilish ham qiyin!
Massasi Quyoshnikidan oʻn baravar katta boʻlgan yulduzlar ham oʻta yangi yulduzlar kabi yonadi. Ammo katta massa tufayli ularning qulashi yanada halokatli.
Vayron qiluvchi siqilish hatto neytron yulduzining paydo bo'lish bosqichida ham to'xtamaydi, oddiy materiya mavjud bo'lmagan hududni yaratadi.
Faqat bitta tortishish kuchi qoldi, u shunchalik kuchliki, uning ta'siridan hech narsa, hatto yorug'lik ham qochib qutula olmaydi. Bu hudud deyiladi qora tuynuk.Ha, katta yulduzlarning evolyutsiyasi qo'rqinchli va juda xavflidir.
Ushbu videoda biz o'ta yangi yulduz qanday qilib pulsarga va qora tuynukga aylanishi haqida gapiramiz
Siz haqingizda bilmayman, aziz o'quvchilar, lekin men shaxsan kosmosni va u bilan bog'liq barcha narsalarni yaxshi ko'raman va juda qiziqaman, u juda sirli va go'zal, hayajonli! Yulduzlarning evolyutsiyasi bizning kelajagimiz haqida ko'p narsalarni aytib berdi va hammasi.
