Bir yıldızın evriminin son aşamasını ne belirler? Yıldızların yaşam döngüsü
Yıldızlar da insanlar gibi yeni doğmuş, genç, yaşlı olabilir. Her an bazı yıldızlar ölüyor, bazıları oluşuyor. Genellikle en küçüğü Güneş'e benzer. Onlar oluşum aşamasındadırlar ve aslında ön yıldızlardır. Gökbilimciler onlara prototiplerinden dolayı T-Taurus yıldızları adını veriyor. Varlıkları henüz istikrarlı bir aşamaya girmediğinden, özellikleri (örneğin parlaklık) açısından ön yıldızlar değişkendir. Birçoğunun çevresinde büyük miktarda madde var. Güçlü rüzgar akımları T tipi yıldızlardan yayılır.
Protostarlar: yaşam döngülerinin başlangıcı
Eğer madde bir protostarın yüzeyine düşerse hızla yanar ve ısıya dönüşür. Sonuç olarak ön yıldızların sıcaklığı sürekli artıyor. Merkezde yıldızlar fırlatılacak kadar yükseğe çıktığında nükleer reaksiyonlar protostar sıradan bir yıldızın statüsünü kazanır. Nükleer reaksiyonların başlamasıyla birlikte yıldız, yaşamını uzun süre destekleyecek sürekli bir enerji kaynağına sahip olur. Bir yıldızın Evrendeki yaşam döngüsünün ne kadar süreceği, onun orijinal boyutuna bağlıdır. Ancak Güneş çapındaki yıldızların yaklaşık 10 milyar yıl boyunca rahatça var olmaya yetecek enerjiye sahip olduklarına inanılıyor. Buna rağmen çok daha büyük yıldızların yalnızca birkaç milyon yıl yaşadığı da oluyor. Bunun nedeni yakıtlarını çok daha hızlı yakmalarıdır.
Normal büyüklükteki yıldızlar
Yıldızların her biri bir sıcak gaz yığınıdır. Derinliklerinde nükleer enerji üretme süreci sürekli olarak meydana gelir. Ancak tüm yıldızlar Güneş gibi değildir. Temel farklılıklardan biri renktir. Yıldızlar sadece sarı değil aynı zamanda mavimsi ve kırmızımsıdır.
Parlaklık ve Parlaklık
Ayrıca parlaklık ve parlaklık gibi özellikler bakımından da farklılık gösterirler. Dünya yüzeyinden gözlemlenen bir yıldızın ne kadar parlak olacağı, yalnızca parlaklığına değil aynı zamanda gezegenimize olan uzaklığına da bağlıdır. Dünya'ya olan uzaklıkları göz önüne alındığında yıldızlar tamamen farklı parlaklıklara sahip olabilir. Bu gösterge, Güneş'in parlaklığının on binde biri ile bir milyondan fazla Güneş'in parlaklığıyla karşılaştırılabilecek bir parlaklık arasında değişir.
Yıldızların çoğu bu spektrumun alt ucundadır ve sönüktür. Güneş birçok bakımdan ortalama, tipik bir yıldızdır. Ancak diğerleriyle karşılaştırıldığında çok daha fazla parlaklığa sahiptir. Çok sayıda sönük yıldızlar çıplak gözle bile gözlemlenebilir. Yıldızların parlaklıklarının değişmesinin nedeni kütlelerinden kaynaklanmaktadır. Renk, parlaklık ve parlaklığın zaman içindeki değişimi madde miktarına göre belirlenir.
Yıldızların yaşam döngüsünü açıklama girişimleri
İnsanlar uzun zamandır yıldızların yaşamının izini sürmeye çalışıyorlardı, ancak bilim adamlarının ilk girişimleri oldukça çekingendi. İlk ilerleme, Lane yasasının yerçekimsel büzülmeye ilişkin Helmholtz-Kelvin hipotezine uygulanmasıydı. Bu, astronomiye yeni bir anlayış getirdi: teorik olarak, yoğunluktaki bir artış sıkıştırma işlemlerini yavaşlatıncaya kadar bir yıldızın sıcaklığı artmalıdır (göstergesi yıldızın yarıçapı ile ters orantılıdır). O zaman enerji tüketimi gelirinden daha yüksek olacaktır. Şu anda yıldız hızla soğumaya başlayacak.
Yıldızların yaşamı hakkında hipotezler
Bir yıldızın yaşam döngüsüyle ilgili orijinal hipotezlerden biri gökbilimci Norman Lockyer tarafından öne sürüldü. Yıldızların meteorik maddelerden doğduğuna inanıyordu. Dahası, hipotezinin hükümleri yalnızca astronomide mevcut olan teorik sonuçlara değil, aynı zamanda yıldızların spektral analizinden elde edilen verilere de dayanıyordu. Lockyer buna ikna olmuştu kimyasal elementler Gök cisimlerinin evriminde rol oynayanlar şunlardan oluşur: temel parçacıklar- “ön elementler”. Modern nötronların, protonların ve elektronların aksine ortak bir noktaları yoktur, ancak bireysel karakter. Örneğin Lockyer'a göre hidrojen, "protohidrojen" adı verilen şeye bozunur; demir “proto-demir” haline gelir. James Hopwood, Yakov Zeldovich, Fred Hoyle gibi diğer gökbilimciler de bir yıldızın yaşam döngüsünü tanımlamaya çalıştılar.
Dev yıldızlar ve cüce yıldızlar
Yıldızlar büyük boyutlar en sıcak ve en parlak olanlardır. Genellikle beyazdırlar veya mavimsi renk tonu. Devasa büyüklükte olmalarına rağmen içlerindeki yakıt o kadar çabuk yanar ki, birkaç milyon yıl içinde bu yakıttan mahrum kalırlar.
Dev yıldızların aksine küçük yıldızlar genellikle o kadar parlak değildir. Renkleri kırmızıdır ve milyarlarca yıl kadar uzun yaşarlar. Ancak gökyüzündeki parlak yıldızların arasında kırmızı ve turuncu olanlar da var. Bunun bir örneği, Boğa takımyıldızında bulunan ve "boğanın gözü" olarak adlandırılan yıldız Aldebaran'dır; ve ayrıca Akrep takımyıldızında. Bu soğuk yıldızlar neden parlaklık konusunda Sirius gibi sıcak yıldızlarla rekabet edebiliyor?
Bunun nedeni, bir zamanlar çok genişlemiş olmaları ve çaplarının büyük kırmızı yıldızları (süperdevler) aşmaya başlamasıdır. Devasa alan, bu yıldızların Güneş'ten çok daha fazla enerji yaymasına olanak tanıyor. Bu, sıcaklıklarının çok daha düşük olmasına rağmen. Örneğin Orion takımyıldızında bulunan Betelgeuse'nin çapı Güneş'in çapından birkaç yüz kat daha büyüktür. Ve sıradan kırmızı yıldızların çapı genellikle Güneş'in onda biri kadar bile değildir. Bu tür yıldızlara cüce denir. Her gök cismi bu tür yıldız yaşam döngülerinden geçebilir; aynı yıldız, yaşamının farklı aşamalarında hem kırmızı dev hem de cüce olabilir.
Kural olarak Güneş gibi armatürler, içinde bulunan hidrojen nedeniyle varlıklarını destekler. Yıldızın nükleer çekirdeğinde helyuma dönüşür. Güneş'in çok büyük miktarda yakıtı var, ama bu bile sonsuz değil; son beş milyar yılda, arzın yarısı tükendi.
Yıldızların ömrü. Yıldızların yaşam döngüsü
Bir yıldızın içindeki hidrojen tükendiğinde büyük değişiklikler meydana gelir. Geriye kalan hidrojen ise çekirdeğinin içinde değil yüzeyinde yanmaya başlıyor. Aynı zamanda bir yıldızın ömrü de giderek kısalıyor. Bu dönemde yıldızların döngüsü, en azından büyük bir kısmı, kırmızı dev aşamasına girer. Yıldızın boyutu büyür ve tam tersine sıcaklığı düşer. Çoğu kırmızı dev ve süper dev bu şekilde ortaya çıkar. Bu süreç, bilim adamlarının yıldız evrimi adını verdiği, yıldızlarda meydana gelen genel değişim dizisinin bir parçasıdır. Bir yıldızın yaşam döngüsü tüm aşamaları içerir: sonuçta tüm yıldızlar yaşlanır ve ölür ve varlıklarının süresi doğrudan yakıt miktarına göre belirlenir. Büyük yıldızlar, çok büyük, muhteşem bir patlamayla hayatlarına son verirler. Aksine, daha mütevazı olanlar yavaş yavaş beyaz cücelerin boyutuna küçülerek ölürler. Sonra kaybolup gidiyorlar.
Ortalama bir yıldız ne kadar yaşar? Yaşam döngüsü Bir yıldızın ömrü 1,5 milyon yıldan az, 1 milyar yıl veya daha fazla olabilir. Bütün bunlar, söylendiği gibi, bileşimine ve boyutuna bağlıdır. Güneş gibi yıldızlar 10 ile 16 milyar yıl arasında yaşarlar. Çok parlak yıldızlar Sirius gibi nispeten kısa ömürlüdürler; yalnızca birkaç yüz milyon yıl. Yıldız yaşam döngüsü diyagramı aşağıdaki aşamaları içerir. Bu moleküler bulut, bulutun yerçekimsel çöküşüdür - doğum süpernova- bir ön yıldızın evrimi - ön yıldız aşamasının sonu. Daha sonra aşamaları takip edin: genç yıldız aşamasının başlangıcı - orta yaş - olgunluk - kırmızı dev aşaması - gezegenimsi bulutsu - beyaz cüce aşaması. Son iki aşama küçük yıldızların karakteristiğidir.
Gezegenimsi bulutsuların doğası
Böylece bir yıldızın yaşam döngüsüne kısaca baktık. Ancak büyük bir kırmızı devten beyaz cüceye dönüşen şey, bazen yıldızların dış katmanlarını dökmesi ve ardından yıldızın çekirdeğinin ortaya çıkmasıdır. Gaz kabuğu, yıldızın yaydığı enerjinin etkisi altında parlamaya başlar. Bu aşama, bu kabuktaki parlak gaz kabarcıklarının genellikle gezegenlerin etrafındaki disklere benzemesi nedeniyle adını almıştır. Fakat gerçekte bunların gezegenlerle hiçbir ilgisi yoktur. Çocuklar için yıldızların yaşam döngüsü tüm bilimsel detayları içermeyebilir. Gök cisimlerinin evriminin yalnızca ana aşamaları açıklanabilir.
Yıldız kümeleri
Gökbilimciler keşfetmeyi severler.Tüm armatürlerin bireysel olarak değil, gruplar halinde doğduğuna dair bir hipotez vardır. Aynı kümeye ait yıldızlar benzer özelliklere sahip olduğundan aralarındaki farklar doğrudur ve Dünya'ya olan uzaklığa bağlı değildir. Bu yıldızlarda ne tür değişiklikler olursa olsun, aynı anda ve aynı anda meydana gelirler. eşit koşullar. Özellikle özelliklerinin kütleye bağımlılığı incelenerek pek çok bilgi elde edilebilir. Sonuçta, kümelerdeki yıldızların yaşı ve Dünya'ya olan mesafeleri yaklaşık olarak eşittir, bu nedenle yalnızca bu göstergede farklılık gösterirler. Kümeler yalnızca profesyonel gökbilimcilerin ilgisini çekmeyecek; her amatör, gökbilimcilerin ilgisini çekmekten mutluluk duyacaktır. güzel fotoğraf, onlara özel olarak hayran olun güzel manzara planetaryumda.
Yıldızlararası ortamın yoğunlaşmasıyla oluşur. Gözlemler yoluyla yıldızların ortaya çıktığını belirlemek mümkün oldu. farklı zaman ve bugüne kadar hala ortaya çıkıyor.
Yıldızların evrimindeki temel sorun, parıldadıkları ve büyük miktarda enerji yaydıkları enerjilerinin kökeni sorusudur. Daha önce yıldızların enerji kaynaklarının belirlenmesine yönelik birçok teori ortaya atılmıştı. Sürekli bir yıldız enerjisi kaynağının sürekli sıkıştırma olduğuna inanılıyordu. Bu kaynak kesinlikle iyidir ancak uygun radyasyonu uzun süre koruyamaz. 20. yüzyılın ortalarında bu sorunun cevabı bulundu. Radyasyonun kaynağı termonükleer füzyon reaksiyonlarıdır. Bu reaksiyonlar sonucunda hidrojen helyuma dönüşür ve açığa çıkan enerji yıldızın bağırsaklarından geçerek dönüşerek uzaya yayılır (şunu belirtmek gerekir ki daha yüksek sıcaklık bu reaksiyonlar ne kadar hızlı giderse; Sıcak ve büyük kütleli yıldızların ana diziden daha hızlı uzaklaşmasının nedeni budur.
Şimdi bir yıldızın ortaya çıkışını hayal edin...
Yıldızlararası gaz ve toz ortamından oluşan bir bulut yoğunlaşmaya başladı. Bu buluttan oldukça yoğun bir gaz topu oluşuyor. Topun içindeki basınç henüz çekim kuvvetlerini dengeleyemediğinden küçülecek (belki de bu sırada yıldızın etrafında daha az kütleli kümeler oluşacak ve bunlar sonunda gezegenlere dönüşecek). Sıkıştırıldığında sıcaklık artar. Böylece yıldız yavaş yavaş ana diziye batıyor. Daha sonra yıldızın içindeki gazın basıncı yer çekimini dengeler ve önyıldız bir yıldıza dönüşür.
Yıldızın evriminin erken aşaması çok küçüktür ve yıldız şu anda bir nebulanın içine gömülmüştür, dolayısıyla önyıldızı tespit etmek çok zordur.
Hidrojenin helyuma dönüşümü yalnızca yıldızın merkez bölgelerinde meydana gelir. Dış katmanlarda hidrojen içeriği neredeyse hiç değişmeden kalır. Hidrojen miktarı sınırlı olduğundan er ya da geç yanar. Yıldızın merkezindeki enerji salınımı durur ve yıldızın çekirdeği küçülmeye, kabuğu ise şişmeye başlar. Ayrıca yıldızın güneş kütlesi 1,2'den azsa dış katmanını atar (gezegenimsi bir bulutsu oluşumu).
Zarf yıldızdan ayrıldıktan sonra içteki çok sıcak katmanlar açığa çıkar ve bu arada zarf giderek daha da uzaklaşır. Birkaç onbin yıl sonra kabuk parçalanacak ve geriye yalnızca çok sıcak ve yoğun bir yıldız kalacak; yavaş yavaş soğuyarak beyaz bir cüceye dönüşecek. Yavaş yavaş soğuyarak görünmez siyah cücelere dönüşürler. Siyah cüceler çok yoğun ve soğuk yıldızlardır. Dünya'dan daha fazlası, ancak güneşin kütlesiyle karşılaştırılabilecek bir kütleye sahip. Beyaz cücelerin soğuma süreci birkaç yüz milyon yıl sürer.
Bir yıldızın kütlesi 1,2 ile 2,5 güneş arasında ise böyle bir yıldız patlayacaktır. Bu patlamanın adı süpernova patlaması. Parlayan yıldız, parlaklığını birkaç saniye içinde yüz milyonlarca kez artırır. Bu tür salgınlar oldukça nadir görülür. Galaksimizde yaklaşık her yüz yılda bir süpernova patlaması meydana gelir. Böyle bir salgından sonra, çok fazla radyo emisyonuna sahip olan ve aynı zamanda çok hızlı bir şekilde dağılan bir nebula ve sözde nötron yıldızı (bununla ilgili daha sonra biraz sonra) kalır. Muazzam radyo emisyonuna ek olarak, böyle bir bulutsu aynı zamanda X-ışını radyasyonunun da kaynağı olacaktır, ancak bu radyasyon dünyanın atmosferi tarafından emilir ve bu nedenle yalnızca uzaydan gözlemlenebilir.
Yıldız patlamalarının (süpernova) nedeni hakkında çeşitli hipotezler var, ancak henüz genel kabul görmüş bir teori yok. Bunun yıldızın iç katmanlarının merkeze doğru çok hızlı azalmasından kaynaklandığı varsayımı var. Yıldız hızla felaket düzeyinde küçülüyor küçük boy yaklaşık 10 km ve bu durumdaki yoğunluğu 10.17 kg/m3 olup, atom çekirdeğinin yoğunluğuna yakındır. Bu yıldız nötronlardan oluşur (aynı zamanda elektronlar protonlara bastırılır), bu yüzden ona denir. "NÖTRON". Başlangıçtaki sıcaklığı yaklaşık bir milyar Kelvin'dir, ancak gelecekte hızla soğuyacaktır.
Bu yıldız, küçük boyutu ve hızlı soğuması nedeniyle uzun zamandır gözlemlenmesinin imkansız olduğu düşünülüyordu. Ancak bir süre sonra pulsarlar keşfedildi. Bu pulsarların nötron yıldızları olduğu ortaya çıktı. Radyo darbelerinin kısa süreli emisyonu nedeniyle bu şekilde adlandırılmıştır. Onlar. yıldız "yanıp sönüyor" gibi görünüyor. Bu keşif tamamen tesadüf eseri ve çok uzun zaman önce, yani 1967'de yapıldı. Bu periyodik darbeler, çok hızlı dönüş sırasında, manyetik eksen konisinin, dönme ekseni ile bir açı oluşturan bakışımızın önünden sürekli olarak yanıp sönmesi nedeniyledir.
Bir pulsar bizim için ancak manyetik eksenin yönelimi koşullarında tespit edilebilir ve bu, toplam sayılarının yaklaşık% 5'idir. Bulutsular nispeten hızlı bir şekilde dağıldığından, bazı pulsarlar radyo bulutsularında bulunmaz. Yüz bin yıl sonra bu bulutsular artık görünmez oluyor ve pulsarların yaşı on milyonlarca yıldır.
Bir yıldızın kütlesi 2,5 güneşi aşarsa, varlığının sonunda kendi içine çökecek ve kendi ağırlığı altında ezilecek gibi görünecektir. Birkaç saniye içinde bir noktaya dönüşecek. Bu olaya "yerçekimi çökmesi" adı verildi ve bu nesneye de "kara delik" adı verildi.
Yukarıda söylenenlerin hepsinden, bir yıldızın evriminin son aşamasının kütlesine bağlı olduğu açıktır, ancak aynı zamanda bu kütlenin ve dönüşün kaçınılmaz kaybını da hesaba katmak gerekir.
> Bir yıldızın yaşam döngüsü
Tanım yıldızların yaşamı ve ölümü: fotoğraflarla gelişim aşamaları, moleküler bulutlar, ilk yıldız, T Boğa, ana dizi, kırmızı dev, beyaz cüce.
Bu dünyadaki her şey gelişiyor. Her döngü doğumla başlar, büyümeyle başlar ve ölümle biter. Elbette yıldızların bu döngüleri özel bir şekilde vardır. En azından zaman dilimlerinin daha büyük olduğunu ve milyonlarca, milyarlarca yılla ölçüldüğünü hatırlayalım. Ayrıca ölümleri de bazı sonuçlar doğurur. Nasıl görünüyor yıldızların yaşam döngüsü?
Bir yıldızın ilk yaşam döngüsü: Moleküler bulutlar
Bir yıldızın doğuşuyla başlayalım. Evrende herhangi bir değişiklik olmadan sessizce var olabilen devasa bir soğuk moleküler gaz bulutunu hayal edin. Fakat birdenbire çok uzakta olmayan bir süpernova patlıyor ya da başka bir bulutla çarpışıyor. Böyle bir itme nedeniyle imha süreci devreye girer. Her biri kendi içine çekilen küçük parçalara bölünmüştür. Zaten anladığınız gibi tüm bu gruplar yıldız olmaya hazırlanıyor. Yerçekimi sıcaklığı ısıtır ve depolanan momentum, dönme sürecini sürdürür. Alttaki diyagram, yıldızların döngüsünü (yaşamı, gelişim aşamaları, dönüşüm seçenekleri ve bir gök cisminin ölümü) bir fotoğrafla açıkça göstermektedir.
Bir yıldızın ikinci yaşam döngüsü:Önyıldız
Malzeme daha yoğun bir şekilde yoğunlaşır, ısınır ve yerçekimsel çöküşle itilir. Böyle bir nesneye, çevresinde bir malzeme diskinin oluştuğu ön yıldız denir. Parça nesneye çekilerek kütlesi artar. Geriye kalan enkaz gruplanıp bir gezegen sistemi oluşturacak. Yıldızın daha da gelişmesi tamamen kütleye bağlıdır.
Bir yıldızın üçüncü yaşam döngüsü: T Boğa
Malzeme bir yıldıza çarptığında büyük miktarda enerji açığa çıkar. Yeni yıldız aşamasına prototipin adı verildi - T Tauri. 600 ışıkyılı uzaklıkta (yakın) bulunan değişken bir yıldızdır.
Malzeme parçalanıp enerji açığa çıkardığı için büyük parlaklığa ulaşabiliyor. Ancak orta kısım nükleer füzyonu destekleyecek yeterli sıcaklığa sahip değil. Bu aşama 100 milyon yıl sürer.
Bir yıldızın dördüncü yaşam döngüsü:Ana sıra
Belirli bir anda gök cisminin sıcaklığı gerekli seviyeye yükselerek nükleer füzyonu harekete geçirir. Bütün yıldızlar bundan geçer. Hidrojen helyuma dönüşerek muazzam ısı ve enerji açığa çıkar.
Enerji gama ışınları olarak salınır, ancak yıldızın yavaş hareketi nedeniyle aynı dalga boyunda düşer. Işık dışarı doğru itilir ve yerçekimi ile çatışmaya girer. Burada ideal bir dengenin oluştuğunu varsayabiliriz.
Ana dizide ne kadar süre kalacak? Yıldızın kütlesinden başlamanız gerekiyor. Kırmızı cüceler (güneşin yarısı kadar kütle) yakıt kaynaklarını yüz milyarlarca (trilyonlarca) yıl boyunca yakabilirler. Ortalama yıldızlar (gibi) 10-15 milyar yaşar. Ancak en büyükleri milyarlarca veya milyonlarca yaşındadır. Diyagramda farklı sınıflardaki yıldızların evriminin ve ölümünün nasıl göründüğünü görün.
Bir yıldızın beşinci yaşam döngüsü: kırmızı dev
Erime işlemi sırasında hidrojen tükenir ve helyum birikir. Hiç hidrojen kalmadığında tüm nükleer reaksiyonlar durur ve yıldız, yerçekimi nedeniyle küçülmeye başlar. Çekirdeğin etrafındaki hidrojen kabuğu ısınıp tutuşarak nesnenin 1.000 ila 10.000 kat büyümesine neden olur. Belli bir anda Güneşimiz de aynı kaderi tekrarlayacak ve Dünya'nın yörüngesine çıkacak.
Sıcaklık ve basınç maksimuma ulaşır ve helyum birleşerek karbona dönüşür. Bu noktada yıldız küçülür ve kırmızı dev olmaktan çıkar. Kütlesi arttıkça nesne diğer ağır elementleri yakacaktır.
Bir yıldızın altıncı yaşam döngüsü: Beyaz cüce
Güneş kütleli bir yıldız, karbonu eritmeye yetecek kadar çekimsel basınca sahip değildir. Dolayısıyla helyumun bitmesiyle ölüm meydana gelir. Dış katmanlar dışarı atılır ve beyaz bir cüce ortaya çıkar. Başlangıçta sıcaktır ama yüz milyarlarca yıl sonra soğur.
Doğadaki herhangi bir cisim gibi yıldızlar da değişmeden kalamaz. Doğarlar, gelişirler ve sonunda “ölürler”. Yıldızların evrimi milyarlarca yıl sürüyor ancak oluşum zamanları konusunda tartışmalar var. Daha önce gökbilimciler yıldız tozundan "doğum" sürecinin milyonlarca yıl sürdüğüne inanıyorlardı, ancak çok uzun zaman önce Büyük Orion Bulutsusu'ndan gökyüzü bölgesinin fotoğrafları elde edildi. Birkaç yıl boyunca küçük bir
1947'deki fotoğraflar bu konumda küçük bir grup yıldız benzeri nesneyi gösteriyordu. 1954'e gelindiğinde bazıları zaten dikdörtgen hale gelmişti ve beş yıl sonra bu nesneler ayrı nesnelere bölündü. Böylece yıldızların doğuş süreci ilk kez tam anlamıyla gökbilimcilerin gözü önünde gerçekleşti.
İnsan standartlarına göre sonsuz yaşamın başladığı ve bittiği yıldızların yapısına ve evrimine ayrıntılı olarak bakalım.
Geleneksel olarak bilim adamları, yıldızların gaz ve toz bulutlarının yoğunlaşması sonucu oluştuğunu varsayarlar. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, ortaya çıkan bulutlardan yapısı yoğun, opak bir gaz topu oluşur. İç basıncı, kendisini sıkıştıran yer çekimi kuvvetlerini dengeleyemez. Yavaş yavaş, top o kadar büzülür ki, yıldızın iç kısmının sıcaklığı yükselir ve topun içindeki sıcak gazın basıncı dengelenir. dış kuvvetler. Bundan sonra sıkıştırma durur. Bu sürecin süresi yıldızın kütlesine bağlıdır ve genellikle iki ila birkaç yüz milyon yıl arasında değişir.
Yıldızların yapısı çok şey ifade ediyor Yüksek sıcaklık derinliklerinde sürekli termonükleer işlemlere katkıda bulunur (onları oluşturan hidrojen helyuma dönüşür). Yıldızlardan gelen yoğun radyasyona neden olan da bu süreçlerdir. Mevcut hidrojen kaynağını tükettikleri süre, kütlelerine göre belirlenir. Radyasyonun süresi de buna bağlıdır.
Hidrojen rezervleri tükendiğinde yıldızların evrimi oluşum aşamasına yaklaşır ve bu durum şu şekilde gerçekleşir. Enerji salınımı sona erdikten sonra yerçekimi kuvvetleri çekirdeği sıkıştırmaya başlar. Aynı zamanda yıldızın boyutu da önemli ölçüde artar. İşlem devam ettikçe parlaklık da artar, ancak yalnızca çekirdek sınırında ince bir katman halinde.
Bu sürece, büzülen helyum çekirdeğinin sıcaklığındaki bir artış ve helyum çekirdeklerinin karbon çekirdeklerine dönüşümü eşlik ediyor.
Güneşimizin sekiz milyar yıl içinde kırmızı bir dev haline gelebileceği öngörülüyor. Yarıçapı onlarca kat artacak ve parlaklığı mevcut seviyelere göre yüzlerce kat artacak.
Bir yıldızın ömrü, daha önce de belirtildiği gibi, kütlesine bağlıdır. Kütlesi Güneş'ten küçük olan cisimler, rezervlerini çok ekonomik bir şekilde "tüketir" ve on milyarlarca yıl boyunca parlayabilirler.
Yıldızların evrimi oluşumu ile sona erer, bu durum kütlesi Güneş'in kütlesine yakın olanlarda yani Güneş'in kütlesine yakın olanlarda olur. 1,2'sini geçmiyor.
Dev yıldızlar nükleer yakıt kaynaklarını hızla tüketme eğilimindedir. Buna, özellikle dış kabukların dökülmesi nedeniyle önemli bir kütle kaybı eşlik eder. Sonuç olarak, nükleer reaksiyonların tamamen durduğu, yalnızca yavaş yavaş soğuyan bir orta kısım kalır. Zamanla bu tür yıldızlar yaymayı bırakır ve görünmez hale gelir.
Ama bazen normal evrim ve yıldızların yapısı bozulur. Çoğu zaman bu, her türlü termonükleer yakıtı tüketen devasa nesnelerle ilgilidir. Daha sonra nötronlara dönüştürülebilirler veya bilim adamları bu nesneler hakkında ne kadar çok şey öğrenirse, o kadar yeni sorular ortaya çıkar.
Astronomide yıldız evrimi, bir yıldızın yaşamı boyunca, yani yüz binlerce, milyonlarca veya milyarlarca yıl boyunca ışık ve ısı yayarken geçirdiği değişimlerin dizisidir. Bu kadar muazzam zaman dilimleri boyunca, değişiklikler oldukça önemlidir.
Bir yıldızın evrimi, yıldız beşiği olarak da adlandırılan dev bir moleküler bulutta başlar. Bir galaksideki "boş" alanın çoğu aslında cm3 başına 0,1 ila 1 molekül içerir. Bir moleküler bulutun yoğunluğu cm3 başına yaklaşık bir milyon moleküldür. Böyle bir bulutun kütlesi, büyüklüğü nedeniyle Güneş'in kütlesini 100.000-10.000.000 kat aşıyor: çapı 50 ila 300 ışık yılı arasında.
Bir yıldızın evrimi, yıldız beşiği olarak da adlandırılan dev bir moleküler bulutta başlar.
Bulut, kendi galaksisinin merkezi etrafında serbestçe dönerken hiçbir şey olmuyor. Bununla birlikte, yerçekimi alanının homojen olmaması nedeniyle, yerel kütle konsantrasyonlarına yol açan rahatsızlıklar ortaya çıkabilir. Bu tür rahatsızlıklar bulutun yerçekimsel çökmesine neden olur. Buna yol açan senaryolardan biri de iki bulutun çarpışmasıdır. Çökmeye neden olan bir diğer olay da bir bulutun sarmal gökadanın yoğun kolundan geçmesi olabilir. Ayrıca kritik bir faktör, şok dalgasının moleküler bulutla muazzam bir hızla çarpışacağı yakındaki bir süpernovanın patlaması olabilir. Galaksilerin çarpışması da mümkündür; bu, her galaksideki gaz bulutlarının çarpışma nedeniyle sıkıştırılması nedeniyle yıldız oluşumunda bir patlamaya neden olabilir. Genel olarak bulutun kütlesine etki eden kuvvetlerdeki herhangi bir homojensizlik, yıldız oluşum sürecini tetikleyebilir.
Bulutun kütlesine etki eden kuvvetlerdeki herhangi bir homojensizlik, yıldız oluşum sürecini tetikleyebilir.
Bu işlem sırasında moleküler buluttaki homojen olmayan yapılar, kendi yerçekiminin etkisi altında sıkışacak ve yavaş yavaş top şeklini alacaktır. Sıkıştırıldığında yerçekimi enerjisi ısıya dönüşür ve nesnenin sıcaklığı artar.
Merkezdeki sıcaklık 15-20 milyon K'ye ulaştığında termonükleer reaksiyonlar başlar ve sıkıştırma durur. Nesne tam teşekküllü bir yıldız haline gelir.
Bir yıldızın evriminin sonraki aşamaları neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldızın evriminin en sonunda kimyasal bileşimi bir rol oynayabilir.
Bir yıldızın yaşamının ilk aşaması Güneş'inkine benzer; hidrojen döngüsü reaksiyonları hakimdir.
Çekirdeğindeki yakıt rezervleri tükenene kadar, Hertzsprung-Russell diyagramının ana dizisinde yer alarak ömrünün büyük bir bölümünde bu durumda kalır. Yıldızın merkezindeki hidrojenin tamamı helyuma dönüştüğünde bir helyum çekirdeği oluşur ve çekirdeğin çevresinde hidrojenin termonükleer yanması devam eder.
Küçük, soğuk kırmızı cüceler, hidrojen rezervlerini yavaşça yakar ve on milyarlarca yıl boyunca ana dizide kalırken, büyük süper devler, oluşumdan birkaç on milyon (ve bazıları sadece birkaç milyon) yıl sonra ana diziyi terk ederler.
Şu anda, çekirdeklerindeki hidrojen tükendikten sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin yaşı 13,8 milyar yıl olduğundan, bu yıldızlardaki hidrojen yakıtının tükenmesi için yeterli değildir, modern teoriler bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçlerin bilgisayar simülasyonlarına dayanmaktadır.
Teorik kavramlara göre, bazı hafif yıldızlar maddelerini (yıldız rüzgarı) kaybederek yavaş yavaş buharlaşacak ve giderek küçülecek. Diğerleri, yani kırmızı cüceler, elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf emisyonlar yaymaya devam ederken milyarlarca yıl içinde yavaş yavaş soğuyacaklar.
Güneş gibi orta büyüklükteki yıldızlar ortalama 10 milyar yıl boyunca ana dizide kalırlar.
Güneş'in yaşam döngüsünün ortasında olması nedeniyle hala üzerinde olduğuna inanılıyor. Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen bittiğinde ana diziden ayrılır.
Bir yıldızın çekirdeğindeki hidrojen bittiğinde ana diziden ayrılır.
Termonükleer reaksiyonlar sırasında ortaya çıkan ve iç yerçekimini dengeleyen basınç olmadan yıldız, daha önce oluşum sürecinde olduğu gibi yeniden küçülmeye başlar.
Sıcaklık ve basınç tekrar yükselir, ancak önyıldız aşamasından farklı olarak çok daha yüksek bir seviyeye çıkar.
Çökme, yaklaşık 100 milyon K sıcaklıkta, helyumun daha ağır elementlere (helyumun karbona, karbonun oksijene, oksijenin silikona ve son olarak silikonun demire) dönüştüğü helyum içeren termonükleer reaksiyonlar başlayana kadar devam eder.
Çökme, helyum içeren termonükleer reaksiyonlar yaklaşık 100 milyon K sıcaklıkta başlayana kadar devam eder.
Yeni bir seviyede devam eden maddenin termonükleer "yanması", yıldızın korkunç bir şekilde genişlemesine neden olur. Yıldız "şişir", çok "gevşek" hale gelir ve boyutu yaklaşık 100 kat artar.
Yıldız kırmızı bir deve dönüşür ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl sürer.
Bundan sonra ne olacağı aynı zamanda yıldızın kütlesine de bağlıdır.
Yıldızlarda ortalama boyut Helyumun termonükleer yanma reaksiyonu, yıldızın dış katmanlarının patlayıcı salınımına yol açarak oluşumuna yol açabilir. gezegenimsi bulutsu. Termonükleer reaksiyonların durduğu yıldızın çekirdeği soğur ve genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine kadar bir kütleye ve Dünya'nın çapı civarında bir çapa sahip olan bir helyum beyaz cücesine dönüşür.
Büyük ve süper kütleli yıldızlar için (kütlesi beş güneş kütlesi veya daha fazla olan), kütleçekimsel sıkıştırma arttıkça çekirdeklerinde meydana gelen süreçler bir patlamaya yol açar. süpernova Muazzam bir enerjinin serbest bırakılmasıyla. Patlamaya önemli miktarda yıldız maddesinin yıldızlararası uzaya fırlatılması eşlik ediyor. Bu madde daha sonra yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılır. Süpernovalar sayesinde bir bütün olarak Evren ve özellikle de her galaksi kimyasal olarak evrimleşiyor. Patlamadan sonra kalan yıldız çekirdeği, yıldızın son aşamadaki kütlesi Chandrasekhar sınırını (1,44 Güneş kütlesi) aşarsa bir nötron yıldızına (pulsar) veya yıldızın kütlesi Oppenheimer-Volkoff sınırını aşarsa bir kara deliğe dönüşebilir. (tahmini değerler 2 .5-3 Güneş kütlesidir).
Evrendeki yıldızların evrimi süreci sürekli ve döngüseldir; eski yıldızlar kaybolur ve onların yerine yenileri yanar.
Modern bilimsel kavramlara göre, gezegenlerin ve Dünya'daki yaşamın ortaya çıkması için gerekli olan elementler yıldız maddesinden oluşmuştur. Hayatın nasıl ortaya çıktığına dair genel kabul görmüş tek bir bakış açısı olmamasına rağmen.
