إذا تراكمت مادة كافية في مكان ما في الكون، يتم ضغطها في كتلة كثيفة، حيث يبدأ التفاعل النووي الحراري. هكذا تضيء النجوم. اندلعت الأولى في ظلام الكون الشاب منذ 13.7 مليار (13.7 * 10 9) سنة، وشمسنا - منذ حوالي 4.5 مليار سنة فقط. يعتمد عمر النجم والعمليات التي تحدث في نهاية هذه الفترة على كتلة النجم.

بينما يستمر التفاعل النووي الحراري لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم في النجم، فهو في التسلسل الرئيسي. يعتمد الوقت الذي يقضيه النجم في التسلسل الرئيسي على كتلته: فأكبرها وأثقلها تصل بسرعة إلى مرحلة العملاق الأحمر، ثم تترك التسلسل الرئيسي نتيجة انفجار سوبر نوفا أو تكوين قزم أبيض.

مصير العمالقة

تحترق النجوم الأكبر والأضخم بسرعة وتنفجر على شكل مستعرات أعظم. بعد انفجار المستعر الأعظم، ما يتبقى هو نجم نيوتروني أو الثقب الأسودومن حولهم هناك مادة تقذفها الطاقة الهائلة للانفجار، والتي تصبح بعد ذلك مادة لنجوم جديدة. من أقرب جيراننا النجميين، ينتظر مثل هذا المصير، على سبيل المثال، منكب الجوزاء، ولكن من المستحيل حساب متى ينفجر.

سديم يتكون نتيجة قذف المادة أثناء انفجار المستعر الأعظم. يوجد في وسط السديم نجم نيوتروني.

النجم النيوتروني ظاهرة فيزيائية مخيفة. يتم ضغط قلب النجم المنفجر - بنفس الطريقة التي يتم بها ضغط الغاز الموجود في محرك الاحتراق الداخلي، إلا أنه كبير جدًا وفعال: حيث تتحول كرة يبلغ قطرها مئات الآلاف من الكيلومترات إلى كرة يتراوح طولها من 10 إلى 20 كيلومترًا. قطر الدائرة. قوة الضغط قوية جدًا لدرجة أن الإلكترونات تسقط على النوى الذرية لتشكل النيوترونات - ومن هنا جاء الاسم.

ناسا النجم النيوتروني (رؤية فنية)

تزداد كثافة المادة أثناء هذا الضغط بحوالي 15 مرة، وترتفع درجة الحرارة إلى درجة لا تصدق تبلغ 10 12 كلفن في مركز النجم النيوتروني و1,000,000 كلفن في محيطه. ينبعث بعض هذه الطاقة على شكل إشعاع فوتون، بينما يحمل البعض الآخر بعيدًا عن طريق النيوترينوات المنتجة في قلب النجم النيوتروني. ولكن حتى بسبب تبريد النيوترينو الفعال للغاية، يبرد النجم النيوتروني ببطء شديد: فهو يستغرق 10 16 أو حتى 10 22 عامًا لاستنفاد طاقته بالكامل. من الصعب أن نقول ما الذي سيبقى في مكان النجم النيوتروني المبرد، ومن المستحيل ملاحظته: فالعالم لا يزال صغيرًا جدًا على ذلك. هناك افتراض بأن ثقبًا أسودًا سيتشكل مرة أخرى بدلاً من النجم المبرد.

تنشأ الثقوب السوداء نتيجة لانهيار جاذبية الأجسام الضخمة جدًا، مثل انفجارات السوبرنوفا. وربما، بعد تريليونات السنين، ستتحول النجوم النيوترونية المبردة إلى ثقوب سوداء.

مصير النجوم متوسطة الحجم

تبقى النجوم الأخرى الأقل كتلة في التسلسل الرئيسي لفترة أطول من النجوم الأكبر، ولكن بمجرد مغادرتها فإنها تموت بشكل أسرع بكثير من أقربائها النيوترونات. أكثر من 99% من النجوم في الكون لن تنفجر أبدًا وتتحول إلى ثقوب سوداء أو نجوم نيوترونية، فقلوبها صغيرة جدًا بحيث لا تتحمل مثل هذه الدراما الكونية. بدلا من النجوم معدل الوزنوفي نهاية حياتهم يتحولون إلى عمالقة حمراء، والتي حسب كتلتها تتحول إلى أقزام بيضاء، أو تنفجر، أو تتبدد تمامًا، أو تصبح نجومًا نيوترونية.

تشكل الأقزام البيضاء الآن ما بين 3 إلى 10% من النجوم الموجودة في الكون. درجة حرارتها مرتفعة للغاية - أكثر من 20 ألف كلفن، أي أكثر من ثلاثة أضعاف درجة حرارة سطح الشمس - ولكنها لا تزال أقل من درجة حرارة النجوم النيوترونية، وذلك بسبب انخفاض درجة حرارتها ودرجة حرارتها. مساحة أكبرتبرد الأقزام البيضاء بشكل أسرع - خلال 10 14 - 10 15 سنة. وهذا يعني أنه في العشرة تريليونات سنة القادمة - عندما يكون الكون أقدم بألف مرة مما هو عليه الآن - سيكون هناك نوع جديدالجسم: قزم أسود، نتاج تبريد القزم الأبيض.

لا توجد أقزام سوداء في الفضاء حتى الآن. حتى أقدم نجوم التبريد حتى الآن فقدت ما يصل إلى 0.2% من طاقتها كحد أقصى؛ بالنسبة للقزم الأبيض الذي تبلغ درجة حرارته 20000 كلفن، فهذا يعني التبريد إلى 19960 كلفن.

للصغار

يعرف العلم أقل عما يحدث عندما تبرد أصغر النجوم، مثل أقرب جار لنا، القزم الأحمر بروكسيما سنتوري، مقارنة بالمستعرات الأعظمية والأقزام السوداء. يستمر الاندماج النووي الحراري في قلوبهم ببطء، ويظلون في التسلسل الرئيسي لفترة أطول من غيرهم - وفقًا لبعض الحسابات، ما يصل إلى 10 إلى 12 عامًا، وبعد ذلك، من المفترض أنهم سيستمرون في العيش كأقزام بيضاء، أي أنهم سيعيشون يلمع لمدة 10 14 - 10 15 سنة أخرى قبل أن يتحول إلى قزم أسود.

التطور النجمي في علم الفلك هو تسلسل التغيرات التي يمر بها النجم خلال حياته، أي على مدى مئات الآلاف أو الملايين أو المليارات من السنين بينما ينبعث منه الضوء والحرارة. خلال هذه الفترات الهائلة من الزمن، كانت التغييرات كبيرة جدًا.

يبدأ تطور النجم في سحابة جزيئية عملاقة، تسمى أيضًا المهد النجمي. يحتوي معظم الفضاء "الفارغ" في المجرة في الواقع على ما بين 0.1 و1 جزيء لكل سم 3. تبلغ كثافة السحابة الجزيئية حوالي مليون جزيء لكل سم 3 . تتجاوز كتلة هذه السحابة كتلة الشمس بمقدار 100000-10000000 مرة نظرًا لحجمها: من 50 إلى 300 سنة ضوئية.

يبدأ تطور النجم في سحابة جزيئية عملاقة، تسمى أيضًا المهد النجمي.

وبينما تدور السحابة بحرية حول مركز مجرتها الأصلية، لا يحدث شيء. ومع ذلك، بسبب عدم تجانس مجال الجاذبية، قد تنشأ اضطرابات فيه، مما يؤدي إلى تركيزات محلية للكتلة. مثل هذه الاضطرابات تسبب انهيار الجاذبية للسحابة. أحد السيناريوهات المؤدية إلى ذلك هو اصطدام سحابتين. ومن الأحداث الأخرى التي تسبب الانهيار هو مرور سحابة عبر الذراع الكثيفة لمجرة حلزونية. ومن العوامل الحاسمة أيضًا انفجار مستعر أعظم قريب، حيث ستصطدم موجة الصدمة بالسحابة الجزيئية بسرعة هائلة. ومن الممكن أيضًا أن تصطدم المجرات، مما قد يتسبب في حدوث انفجار لتكوين النجوم، حيث يتم ضغط سحب الغاز في كل مجرة ​​بسبب الاصطدام. بشكل عام، أي عدم تجانس في القوى المؤثرة على كتلة السحابة يمكن أن يؤدي إلى عملية تكوين النجوم.

وأي عدم تجانس في القوى المؤثرة على كتلة السحابة يمكن أن يؤدي إلى عملية تكوين النجوم.

خلال هذه العملية، تنضغط عدم تجانس السحابة الجزيئية تحت تأثير جاذبيتها وتأخذ شكل كرة تدريجيًا. عند ضغطها، تتحول طاقة الجاذبية إلى حرارة، وترتفع درجة حرارة الجسم.

عندما تصل درجة الحرارة في المركز إلى 15-20 مليون كلفن، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية ويتوقف الضغط. يصبح الكائن نجمًا كاملاً.

تعتمد المراحل اللاحقة من تطور النجم بشكل كامل تقريبًا على كتلته، وفقط في نهاية تطور النجم يمكن أن يلعب تركيبه الكيميائي دورًا.

تشبه المرحلة الأولى من حياة النجم حياة الشمس، حيث تهيمن عليها تفاعلات دورة الهيدروجين.

ويظل على هذه الحالة طوال معظم حياته، حيث يكون على التسلسل الرئيسي لمخطط هيرتزسبرونج-راسل، حتى نفاد احتياطيات الوقود في قلبه. عندما يتحول كل الهيدروجين الموجود في مركز النجم إلى هيليوم، يتشكل نواة الهيليوم، ويستمر الاحتراق النووي الحراري للهيدروجين في محيط النواة.

تحرق الأقزام الحمراء الصغيرة والباردة احتياطياتها من الهيدروجين ببطء وتبقى في التسلسل الرئيسي لعشرات المليارات من السنين، في حين تترك العمالقة الضخمة الضخمة التسلسل الرئيسي خلال بضع عشرات الملايين (وبعضها بضعة ملايين فقط) من السنين بعد التكوين.

في الوقت الحاضر، ليس من المعروف على وجه اليقين ما يحدث للنجوم الخفيفة بعد استنفاد مخزون الهيدروجين في قلبها. وبما أن عمر الكون يبلغ 13.8 مليار سنة، وهو ما لا يكفي لنفاد إمدادات الوقود الهيدروجيني في مثل هذه النجوم، النظريات الحديثةتعتمد على النمذجة الحاسوبية للعمليات التي تحدث في مثل هذه النجوم.

وفقا للمفاهيم النظرية، فإن بعض النجوم الخفيفة، التي تفقد مادتها (الرياح النجمية)، سوف تتبخر تدريجيا، وتصبح أصغر وأصغر. والبعض الآخر، الأقزام الحمراء، سوف يبرد ببطء على مدى مليارات السنين بينما يستمر في إصدار انبعاثات خافتة في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي.

تبقى النجوم متوسطة الحجم مثل الشمس في التسلسل الرئيسي لمدة متوسطها 10 مليارات سنة.

ويعتقد أن الشمس لا تزال عليه كما هي في منتصف دورة حياتها. بمجرد نفاد الهيدروجين من النجم في قلبه، فإنه يترك التسلسل الرئيسي.

بمجرد نفاد الهيدروجين من النجم في قلبه، فإنه يترك التسلسل الرئيسي.

وبدون الضغط الذي نشأ أثناء التفاعلات النووية الحرارية والجاذبية الداخلية المتوازنة، يبدأ النجم في الانكماش مرة أخرى، كما حدث سابقًا أثناء تكوينه.

ترتفع درجة الحرارة والضغط مرة أخرى، ولكن على عكس مرحلة النجم الأولي، إلى مستوى أعلى بكثير.

يستمر الانهيار حتى عند درجة حرارة تقارب 100 مليون كلفن، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية التي تتضمن الهيليوم، والتي يتم خلالها تحويل الهيليوم إلى عناصر أثقل (الهيليوم إلى كربون، والكربون إلى أكسجين، والأكسجين إلى سيليكون، وأخيراً - السيليكون إلى حديد).

يستمر الانهيار حتى تبدأ التفاعلات النووية الحرارية التي تتضمن الهيليوم عند درجة حرارة تقارب 100 مليون كلفن

يؤدي "حرق" المادة النووي الحراري، الذي يتم استئنافه عند مستوى جديد، إلى توسع هائل في النجم. "ينتفخ النجم" ويصبح "فضفاضًا" للغاية ويزداد حجمه حوالي 100 مرة.

يتحول النجم إلى عملاق أحمر، وتستمر مرحلة احتراق الهيليوم حوالي عدة ملايين من السنين.

وما سيحدث بعد ذلك يعتمد أيضًا على كتلة النجم.

عند النجوم حجم متوسطيمكن أن يؤدي رد فعل الاحتراق النووي الحراري للهيليوم إلى إطلاق متفجر الطبقات الخارجيةتتشكل النجوم منهم السديم الكوكبي. يبرد قلب النجم، الذي تتوقف فيه التفاعلات النووية الحرارية، ويتحول إلى قزم أبيض من الهيليوم، وعادة ما تصل كتلته إلى 0.5-0.6 كتلة شمسية وقطره يعادل قطر الأرض.

بالنسبة للنجوم الضخمة وفائقة الكتلة (التي تبلغ كتلتها خمس كتل شمسية أو أكثر)، فإن العمليات التي تحدث في قلبها مع زيادة ضغط الجاذبية تؤدي إلى انفجار سوبر نوفامع إطلاق طاقة هائلة. ويصاحب الانفجار قذف كتلة كبيرة من المادة النجمية إلى الفضاء بين النجوم. وتشارك هذه المادة لاحقًا في تكوين نجوم أو كواكب أو أقمار صناعية جديدة. بفضل المستعرات الأعظمية يتطور الكون ككل، وكل مجرة ​​على وجه الخصوص، كيميائيًا. قد ينتهي الأمر بالنواة النجمية المتبقية بعد الانفجار إلى التطور كنجم نيوتروني (نجم نابض) إذا تجاوزت كتلة النجم في المرحلة المتأخرة حد شاندراسيخار (1.44 كتلة شمسية)، أو كثقب أسود إذا تجاوزت كتلة النجم حد أوبنهايمر-فولكوف. (قيم تقديرية 2.5-3 كتلة شمسية).

إن عملية التطور النجمي في الكون مستمرة ودورية، حيث تتلاشى النجوم القديمة وتضيء نجوم جديدة لتحل محلها.

وبحسب المفاهيم العلمية الحديثة فإن العناصر اللازمة لنشوء الكواكب والحياة على الأرض تشكلت من المادة النجمية. على الرغم من عدم وجود وجهة نظر واحدة مقبولة بشكل عام حول كيفية نشوء الحياة.

في بداية القرن العشرين، رسم هرتزبرونج ورسل نجومًا مختلفة على مخطط "الحجم المطلق" - "الطبقة الطيفية"، واتضح أن معظمهم تم تجميعهم على طول منحنى ضيق. لاحقًا، تبين أن هذا المخطط (الذي يُسمى الآن مخطط هيرتزسبرونج-راسل) هو المفتاح لفهم ودراسة العمليات التي تحدث داخل النجم.

يتيح الرسم التخطيطي (وإن لم يكن دقيقًا جدًا) العثور على القيمة المطلقة حسب الفئة الطيفية. وخاصة بالنسبة للطيفية فئات O-F. بالنسبة للفصول اللاحقة، يكون الأمر معقدًا بسبب الحاجة إلى الاختيار بين العملاق والقزم. ومع ذلك، فإن بعض الاختلافات في شدة بعض الخطوط تسمح لنا باتخاذ هذا الاختيار بثقة.

تقع معظم النجوم (حوالي 90٪) في المخطط على طول شريط ضيق طويل يسمى التسلسل الرئيسي. ويمتد من الزاوية اليسرى العليا (من العمالقة الزرقاء الفائقة) إلى الزاوية اليمنى السفلى (إلى الأقزام الحمراء). تشمل نجوم التسلسل الرئيسي الشمس، التي يعتبر لمعانها وحدة.

تقع النقاط المقابلة للعمالقة والعملاقين فوق التسلسل الرئيسي على اليمين، والنقاط المقابلة للأقزام البيضاء موجودة في الزاوية اليسرى السفلية، أسفل التسلسل الرئيسي.

لقد أصبح من الواضح الآن أن نجوم التسلسل الرئيسي هي نجوم عادية، تشبه الشمس، ويحدث فيها احتراق الهيدروجين في تفاعلات نووية حرارية. التسلسل الرئيسي هو سلسلة من النجوم جماهير مختلفة. أكبر النجوم من حيث الكتلة تقع في الجزء العلوي من التسلسل الرئيسي وهي العمالقة الزرقاء. أصغر النجوم من حيث الكتلة هي أقزام. وهي تقع في الجزء السفلي من التسلسل الرئيسي. تقع الأقزام الفرعية بالتوازي مع التسلسل الرئيسي، ولكن أقل منه بقليل. وهي تختلف عن نجوم التسلسل الرئيسي في محتواها المعدني المنخفض.

يقضي النجم معظم حياته في التسلسل الرئيسي. خلال هذه الفترة، يظل اللون ودرجة الحرارة واللمعان والمعلمات الأخرى دون تغيير تقريبًا. ولكن قبل أن يصل النجم إلى هذه الحالة المستقرة، بينما لا يزال في حالة النجم الأولي، يكون له لون أحمر، ولفترة قصيرة، لمعان أكبر مما كان عليه في التسلسل الرئيسي.

تنفق النجوم ذات الكتلة الكبيرة (العمالقة الفائقة) طاقتها بسخاء، ويستمر تطور مثل هذه النجوم مئات الملايين من السنين فقط. ولذلك، فإن العمالقة الزرقاء العملاقة هي نجوم شابة.

مراحل تطور النجوم بعد التسلسل الرئيسي قصيرة أيضًا. تتحول النجوم النموذجية إلى عمالقة حمراء، والنجوم الضخمة جدًا تصبح عمالقة حمراء عملاقة. يزداد حجم النجم بسرعة ويزداد لمعانه. إن مراحل التطور هذه هي التي تنعكس في مخطط هيرتزسبرونج-راسل.

يقضي كل نجم حوالي 90% من حياته في التسلسل الرئيسي. خلال هذه الفترة، تكون المصادر الرئيسية للطاقة للنجم هي التفاعلات النووية الحرارية التي تحول الهيدروجين إلى هيليوم في مركزه. وبعد استنفاد هذا المصدر، ينتقل النجم إلى منطقة العمالقة، حيث يقضي حوالي 10% من حياته. في هذا الوقت، المصدر الرئيسي للطاقة التي يطلقها النجم هو تحويل الهيدروجين إلى هيليوم في الطبقة المحيطة بنواة الهيليوم الكثيفة. هذا هو ما يسمى مرحلة العملاق الأحمر.

ولادة النجوم

يبدأ تطور النجم في سحابة جزيئية عملاقة، تُسمى أيضًا مهد النجم، حيث يبدأ تقلب الكثافة الأولية في النمو نتيجة لعدم استقرار الجاذبية. تحتوي معظم المساحة "الفارغة" في المجرة في الواقع على ما بين 0.1 و1 جزيء لكل سم مكعب. تبلغ كثافة السحابة الجزيئية حوالي مليون جزيء لكل سم مكعب. تتجاوز كتلة هذه السحابة كتلة الشمس بمقدار 100000 إلى 10000000 مرة نظرًا لحجمها: من 50 إلى 300 سنة ضوئية في القطر.

أثناء الانهيار، تنقسم السحابة الجزيئية إلى أجزاء، لتشكل كتلًا أصغر فأصغر. الشظايا التي تقل كتلتها عن 100 كتلة شمسية قادرة على تكوين نجم. في مثل هذه التكوينات، يسخن الغاز أثناء تقلصه بسبب إطلاق طاقة الجاذبية الكامنة، وتصبح السحابة نجمًا أوليًا، وتتحول إلى جسم كروي دوار.

عادة ما تكون النجوم في المراحل الأولى من وجودها مخفية عن الأنظار داخل سحابة كثيفة من الغبار والغاز. غالبًا ما يمكن رؤية هذه الشرانق المكونة للنجوم وهي مظللة مقابل الإشعاع الساطع للغاز المحيط. وتسمى هذه التكوينات كريات بوك.

لا يصل جزء صغير جدًا من النجوم الأولية إلى مستويات كافية للتفاعلات الاندماج النووي الحراريدرجة حرارة. وتسمى هذه النجوم "الأقزام البنية"، ولا تتجاوز كتلتها عُشر كتلة الشمس. تموت هذه النجوم بسرعة، وتبرد تدريجيًا على مدى مئات الملايين من السنين. في بعض النجوم الأولية الأكثر ضخامة، يمكن أن تصل درجة الحرارة بسبب الضغط القوي إلى 10 مليون كلفن، مما يجعل من الممكن تصنيع الهيليوم من الهيدروجين. مثل هذا النجم يبدأ في التوهج. تؤدي بداية التفاعلات النووية الحرارية إلى تحقيق التوازن الهيدروستاتيكي، مما يمنع النواة من المزيد من الانهيار الجاذبي. علاوة على ذلك، يمكن للنجم أن يوجد في حالة مستقرة.

المرحلة الأولية لتطور النجوم

في مخطط هيرتزسبرونغ-راسل، يحتل النجم الناشئ نقطة في الزاوية اليمنى العليا: فهو يتمتع بلمعان عالٍ ودرجة حرارة منخفضة. يحدث الإشعاع الرئيسي في نطاق الأشعة تحت الحمراء. يصل إلينا الإشعاع الصادر عن قشرة الغبار الباردة. خلال عملية التطور، سيتغير موضع النجم على الرسم التخطيطي. المصدر الوحيد للطاقة في هذه المرحلة هو ضغط الجاذبية. لذلك، يتحرك النجم بسرعة كبيرة بالتوازي مع المحور الإحداثي.

لا تتغير درجة حرارة السطح، ولكن يتناقص نصف القطر واللمعان. ترتفع درجة الحرارة في وسط النجم، حيث تصل إلى قيمة تبدأ عندها التفاعلات مع العناصر الخفيفة: الليثيوم، والبريليوم، والبورون، والتي تحترق بسرعة، ولكنها تتمكن من إبطاء الضغط. يدور المسار بالتوازي مع المحور الإحداثي، وتزداد درجة الحرارة على سطح النجم، ويظل اللمعان ثابتًا تقريبًا. وأخيرا، في وسط النجم، تبدأ تفاعلات تكوين الهيليوم من الهيدروجين (احتراق الهيدروجين). النجم يدخل التسلسل الرئيسي.

يتم تحديد مدة المرحلة الأولية من خلال كتلة النجم. بالنسبة لنجوم مثل الشمس، يبلغ عمرها حوالي مليون سنة، وبالنسبة لنجم كتلته 10 ملايين سنة ☉ أقل بحوالي 1000 مرة، وبالنسبة لنجم كتلته 0.1 م ☉ ألف مرة أكثر.

مرحلة التسلسل الرئيسي

وفي مرحلة التسلسل الرئيسي، يسطع النجم بسبب انطلاق الطاقة في التفاعلات النووية لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم. يوفر إمداد الهيدروجين لمعان نجم كتلته 1M ☉ لمدة 10 10 سنوات. النجوم ذات الكتلة الأكبر تستهلك الهيدروجين بشكل أسرع: على سبيل المثال، نجم كتلته 10 كتلة شمسية ☉ سوف يستهلك الهيدروجين في أقل من 10 7 سنوات (اللمعان يتناسب مع القوة الرابعة للكتلة).

النجوم ذات الكتلة المنخفضة

ومع احتراق الهيدروجين، تنضغط المناطق المركزية للنجم بشكل كبير.

نجوم ذات كتلة عالية

بعد الدخول في التسلسل الرئيسي، تطور نجم عالي الكتلة (> 1.5 مليون). ☉ ) يتم تحديدها من خلال ظروف احتراق الوقود النووي في داخل النجم. في مرحلة التسلسل الرئيسي، يكون هذا هو احتراق الهيدروجين، ولكن على عكس النجوم منخفضة الكتلة، فإن تفاعلات دورة الكربون والنيتروجين تهيمن في القلب. في هذه الدورة، تلعب ذرات C و N دور المحفزات. يتناسب معدل إطلاق الطاقة في تفاعلات هذه الدورة مع T17. ولذلك يتكون في القلب نواة حملية، محاطة بمنطقة تنتقل فيها الطاقة عن طريق الإشعاع.

إن لمعان النجوم ذات الكتلة العالية أعلى بكثير من لمعان الشمس، ويتم استهلاك الهيدروجين بشكل أسرع بكثير. ويرجع ذلك أيضًا إلى حقيقة أن درجة الحرارة في وسط هذه النجوم أعلى أيضًا.

ومع انخفاض نسبة الهيدروجين في مادة نواة الحمل الحراري، ينخفض ​​معدل إطلاق الطاقة. ولكن بما أن معدل الإطلاق يتم تحديده بواسطة السطوع، فإن النواة تبدأ في الانكماش، ويظل معدل إطلاق الطاقة ثابتًا. وفي الوقت نفسه، يتوسع النجم وينتقل إلى منطقة العمالقة الحمراء.

مرحلة نضج النجوم

النجوم ذات الكتلة المنخفضة

وبحلول الوقت الذي يحترق فيه الهيدروجين بالكامل، تتشكل نواة صغيرة من الهيليوم في مركز نجم منخفض الكتلة. وفي القلب تصل كثافة المادة ودرجة الحرارة إلى قيم 10ـ9 كجم/م3 و10ـ8 كلفن على التوالي. يحدث احتراق الهيدروجين على سطح النواة. ومع ارتفاع درجة الحرارة في القلب، يزداد معدل احتراق الهيدروجين ويزداد اللمعان. المنطقة المشعة تختفي تدريجياً. وبسبب زيادة سرعة تدفقات الحمل الحراري، تنتفخ الطبقات الخارجية للنجم. يزداد حجمه ولمعانه - يتحول النجم إلى عملاق أحمر.

نجوم ذات كتلة عالية

عندما يتم استنفاد الهيدروجين الموجود في نجم كبير الكتلة تمامًا، يبدأ تفاعل الهيليوم الثلاثي بالحدوث في القلب وفي نفس الوقت تفاعل تكوين الأكسجين (3He=>C وC+He=>O). وفي الوقت نفسه، يبدأ الهيدروجين بالاحتراق على سطح نواة الهيليوم. يظهر مصدر الطبقة الأولى.

يتم استنفاد مخزون الهيليوم بسرعة كبيرة، لأنه في التفاعلات الموصوفة، يتم إطلاق طاقة قليلة نسبيًا في كل فعل أولي. تتكرر الصورة، ويظهر مصدران من طبقتين في النجم، ويبدأ التفاعل C+C=>Mg في القلب.

تبين أن المسار التطوري معقد للغاية. في مخطط هرتزشبرونج-راسل، يتحرك النجم على طول تسلسل العمالقة أو (مع كتلة عالية جدًا في منطقة العملاق الفائق) يصبح بشكل دوري نجمًا قيفاويًا.

المراحل النهائية لتطور النجوم

النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة

بالنسبة للنجم منخفض الكتلة، في النهاية تصل سرعة تدفق الحمل الحراري عند مستوى ما إلى المستوى الثاني سرعة الهروبتنفصل القشرة، ويتحول النجم إلى قزم أبيض محاط بسديم كوكبي.

موت النجوم ذات الكتلة العالية

في نهاية تطوره، يكون للنجم عالي الكتلة بنية معقدة للغاية. ولكل طبقة تركيبها الكيميائي الخاص، وتحدث التفاعلات النووية في عدة مصادر للطبقات، وتتكون نواة حديدية في المركز.

لا تحدث تفاعلات نووية مع الحديد، لأنها تتطلب إنفاق (وليس إطلاق) الطاقة. لذلك ينكمش اللب الحديدي بسرعة، وتزداد درجة الحرارة والكثافة فيه، وتصل إلى قيم خيالية - درجة حرارة 10 9 كلفن وكثافة 10 9 كجم / م 3.

في هذه اللحظة يبدأ اثنان عملية حرجة، الذهاب إلى القلب في وقت واحد وبسرعة كبيرة (على ما يبدو، في دقائق). الأول هو أنه خلال الاصطدامات النووية، تتحلل ذرات الحديد إلى 14 ذرة هيليوم، والثاني هو أن الإلكترونات "تضغط" على البروتونات، وتشكل النيوترونات. ترتبط كلتا العمليتين بامتصاص الطاقة، وتنخفض درجة الحرارة في القلب (الضغط أيضًا) على الفور. تبدأ الطبقات الخارجية للنجم بالسقوط باتجاه المركز.

يؤدي سقوط الطبقات الخارجية إلى ارتفاع حاد في درجة الحرارة فيها. يبدأ الهيدروجين والهيليوم والكربون في الاحتراق. ويصاحب ذلك تدفق قوي من النيوترونات يأتي من النواة المركزية. ونتيجة لذلك، يحدث انفجار نووي قوي، مما يؤدي إلى التخلص من الطبقات الخارجية للنجم، والتي تحتوي بالفعل على جميع العناصر الثقيلة، حتى الكاليفورنيوم. ووفقا لوجهات النظر الحديثة، فإن جميع الذرات ثقيلة العناصر الكيميائية(أي أثقل من الهيليوم) تشكلت في الكون على وجه التحديد في انفجارات المستعرات الأعظم. بدلاً من المستعر الأعظم المنفجر، اعتمادًا على كتلة النجم المنفجر، يبقى إما نجم نيوتروني أو ثقب أسود.

الكون هو عالم كبير يتغير باستمرار، حيث يكون كل كائن أو مادة أو مادة في حالة من التحول والتغيير. تستمر هذه العمليات لمليارات السنين. مقارنة بالمدة الحياة البشريةهذه الفترة الزمنية غير المفهومة هائلة. على المستوى الكوني، هذه التغييرات عابرة تمامًا. النجوم التي نراها الآن في سماء الليل كانت هي نفسها منذ آلاف السنين، عندما كان الفراعنة المصريون قادرين على رؤيتها، لكن في الواقع، كل هذا الوقت لم يتوقف التغيير في الخصائص الفيزيائية للأجرام السماوية ولو لثانية واحدة. تولد النجوم وتعيش وبالتأكيد تتقدم في العمر - ويستمر تطور النجوم كالمعتاد.

موقع نجوم كوكبة الدب الأكبر مختلف الفترات التاريخيةفي الفترة قبل 100 ألف سنة - عصرنا وبعد 100 ألف سنة

تفسير تطور النجوم من وجهة نظر الإنسان العادي

بالنسبة للشخص العادي، يبدو الفضاء وكأنه عالم من الهدوء والصمت. وفي الحقيقة فإن الكون عبارة عن مختبر فيزيائي عملاق تحدث فيه تحولات هائلة، يتغير خلالها التركيب الكيميائي، الخصائص البدنيةوبنية النجوم. تدوم حياة النجم ما دام يلمع ويطلق حرارته. ومع ذلك، فإن مثل هذه الحالة الرائعة لا تدوم إلى الأبد. وتتبع الولادة المشرقة فترة من نضج النجم، والتي تنتهي حتمًا بشيخوخة الجسم السماوي وموته.

تشكيل نجم أولي من سحابة الغاز والغبار منذ 5-7 مليار سنة

جميع معلوماتنا عن النجوم اليوم تدخل في إطار العلم. تقدم لنا الديناميكا الحرارية تفسيرًا لعمليات التوازن الهيدروستاتيكي والحراري التي تتواجد فيها المادة النجمية. تتيح لنا الفيزياء النووية والكمية فهم العملية المعقدة للاندماج النووي التي تسمح للنجم بالوجود، وإصدار الحرارة وإعطاء الضوء للفضاء المحيط به. عند ولادة النجم، يتشكل التوازن الهيدروستاتيكي والحراري، الذي تدعمه مصادر الطاقة الخاصة به. وفي نهاية مسيرة نجمية رائعة، ينتهك هذا التوازن. تبدأ سلسلة من العمليات التي لا رجعة فيها، والنتيجة هي تدمير النجم أو الانهيار - وهي عملية عظيمة لحظية و الموت الرائعجسم سماوي.

يعد انفجار المستعر الأعظم بمثابة خاتمة مشرقة لحياة نجم ولد في السنوات الأولى من عمر الكون.

التغيرات في الخصائص الفيزيائية للنجوم ترجع إلى كتلتها. يتأثر معدل تطور الأجسام بتركيبتها الكيميائية، وإلى حد ما، بالمعلمات الفيزيائية الفلكية الموجودة - سرعة الدوران وحالته. حقل مغناطيسي. ليس من الممكن التحدث بالضبط عن كيفية حدوث كل شيء بالفعل، نظرًا للمدة الهائلة للعمليات الموصوفة. ويعتمد معدل التطور ومراحل التحول على وقت ولادة النجم وموقعه في الكون وقت ولادته.

تطور النجوم من وجهة نظر علمية

يولد أي نجم من كتلة من الغاز البينجمي البارد، والتي، تحت تأثير قوى الجاذبية الخارجية والداخلية، يتم ضغطها إلى حالة كرة الغاز. إن عملية ضغط المادة الغازية لا تتوقف للحظة، مصحوبة بإطلاق هائل للطاقة الحرارية. تزداد درجة حرارة التكوين الجديد حتى يبدأ الاندماج النووي الحراري. من هذه اللحظة، يتوقف ضغط المادة النجمية، ويتم التوصل إلى التوازن بين الحالات الهيدروستاتيكية والحرارية للكائن. لقد تم تجديد الكون بنجم جديد كامل.

الوقود النجمي الرئيسي هو ذرة الهيدروجين نتيجة للتفاعل النووي الحراري المنطلق.

في تطور النجوم، تعتبر مصادر الطاقة الحرارية الخاصة بها ذات أهمية أساسية. يتم تجديد الطاقة الإشعاعية والحرارية المتسربة إلى الفضاء من سطح النجم عن طريق تبريد الطبقات الداخلية للجرم السماوي. التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث باستمرار وضغط الجاذبية في أحشاء النجم تعوض الخسارة. وطالما يوجد وقود نووي كافٍ في أحشاء النجم، يتوهج النجم بالضوء الساطع وينبعث الحرارة. وبمجرد أن تتباطأ عملية الاندماج النووي الحراري أو تتوقف تماما، يتم تنشيط آلية الضغط الداخلي للنجم للحفاظ على التوازن الحراري والديناميكي الحراري. في هذه المرحلة، الكائن ينبعث بالفعل طاقة حراريةوالتي تكون مرئية فقط في نطاق الأشعة تحت الحمراء.

استنادا إلى العمليات الموصوفة، يمكننا أن نستنتج أن تطور النجوم يمثل تغيرا ثابتا في مصادر الطاقة النجمية. في الفيزياء الفلكية الحديثةيمكن ترتيب عمليات التحول النجمي وفق ثلاثة مقاييس:

• الجدول الزمني النووي؛
• الفترة الحرارية لحياة النجم.
• الجزء الديناميكي (النهائي) من حياة النجم.

وفي كل حالة على حدة، يتم النظر في العمليات التي تحدد عمر النجم وخصائصه الفيزيائية ونوع موت الجسم. يعد الجدول الزمني النووي مثيرًا للاهتمام طالما أن الجسم يتم تشغيله بواسطة مصادر الحرارة الخاصة به وينبعث منه طاقة ناتجة عن التفاعلات النووية. يتم تقدير مدة هذه المرحلة من خلال تحديد كمية الهيدروجين التي سيتم تحويلها إلى هيليوم أثناء الاندماج النووي الحراري. كلما زادت كتلة النجم، زادت شدة التفاعلات النووية، وبالتالي، كلما زاد لمعان الكائن.

أحجام وكتل النجوم المختلفة، بدءًا من النجم العملاق إلى القزم الأحمر

يحدد المقياس الزمني الحراري مرحلة التطور التي يستهلك خلالها النجم كل طاقته الحرارية. تبدأ هذه العملية من اللحظة التي يتم فيها استخدام آخر احتياطيات الهيدروجين وتوقف التفاعلات النووية. للحفاظ على توازن الكائن، تبدأ عملية الضغط. المادة النجمية تسقط نحو المركز. وفي هذه الحالة يتم تحويل الطاقة الحركية إلى طاقة حرارية، يتم إنفاقها في الحفاظ على توازن درجة الحرارة اللازم داخل النجم. ويهرب جزء من الطاقة إلى الفضاء الخارجي.

وبالنظر إلى حقيقة أن لمعان النجوم يتحدد بكتلتها، فإنه في لحظة ضغط الجسم، لا يتغير سطوعه في الفضاء.

نجم في طريقه إلى التسلسل الرئيسي

يحدث تكوين النجوم وفقًا لمقياس زمني ديناميكي. يسقط الغاز النجمي بحرية إلى الداخل باتجاه المركز، مما يزيد من الكثافة والضغط في أحشاء الجسم المستقبلي. كلما زادت الكثافة في مركز كرة الغاز، زادت درجة الحرارة داخل الجسم. من هذه اللحظة، تصبح الحرارة الطاقة الرئيسية للجسم السماوي. كلما زادت الكثافة وارتفعت درجة الحرارة المزيد من الضغطفي أعماق نجم المستقبل. ويتوقف السقوط الحر للجزيئات والذرات، وتتوقف عملية ضغط الغازات النجمية. عادة ما تسمى حالة الجسم هذه بالنجم الأولي. الجسم عبارة عن 90% هيدروجين جزيئي. عندما تصل درجة الحرارة إلى 1800 كلفن، ينتقل الهيدروجين إلى الحالة الذرية. أثناء عملية الاضمحلال، يتم استهلاك الطاقة، ويتباطأ ارتفاع درجة الحرارة.

يتكون الكون من 75% من الهيدروجين الجزيئي، والذي يتحول أثناء تكوين النجوم الأولية إلى هيدروجين ذري - الوقود النووي للنجم

في هذه الحالة، ينخفض ​​الضغط داخل كرة الغاز، مما يعطي حرية لقوة الضغط. يتكرر هذا التسلسل في كل مرة يتأين فيها الهيدروجين بالكامل أولاً، ثم يتأين الهيليوم. عند درجة حرارة 10⁵ كلفن، يتأين الغاز تمامًا، ويتوقف ضغط النجم، وينشأ التوازن الهيدروستاتيكي للجسم. سيحدث التطور الإضافي للنجم وفقًا للمقياس الزمني الحراري، وهو أبطأ بكثير وأكثر اتساقًا.

لقد انخفض نصف قطر النجم الأولي من 100 وحدة فلكية منذ بداية التكوين. ما يصل إلى ¼ au. الكائن في وسط سحابة غازية. ونتيجة لتراكم الجزيئات من المناطق الخارجية لسحابة الغاز النجمية، فإن كتلة النجم ستزداد باستمرار. وبالتالي، سترتفع درجة الحرارة داخل الجسم، مصاحبة لعملية الحمل الحراري - نقل الطاقة من الطبقات الداخلية للنجم إلى حافته الخارجية. بعد ذلك، مع زيادة درجة الحرارة في داخل الجسم السماوي، يتم استبدال الحمل الحراري بالانتقال الإشعاعي، والتحرك نحو سطح النجم. في هذه اللحظة، يزداد لمعان الجسم بسرعة، كما تزداد درجة حرارة الطبقات السطحية للكرة النجمية.

عمليات الحمل الحراري والانتقال الإشعاعي في النجم المتشكل حديثًا قبل بداية تفاعلات الاندماج النووي الحراري

على سبيل المثال، بالنسبة للنجوم ذات الكتلة المطابقة لكتلة شمسنا، يحدث ضغط السحابة النجمية الأولية خلال بضع مئات من السنين فقط. أما بالنسبة للمرحلة الأخيرة من تكوين الجسم، فإن تكثيف المادة النجمية قد امتد بالفعل لملايين السنين. تتحرك الشمس نحو التسلسل الرئيسي بسرعة كبيرة، وستستغرق هذه الرحلة مئات الملايين أو مليارات السنين. وبعبارة أخرى، كلما زادت كتلة النجم، كلما زادت كتلة النجم فجوة أطولالوقت الذي يقضيه في تكوين نجم كامل. سيتحرك نجم كتلته 15 مليونًا على طول المسار المؤدي إلى التسلسل الرئيسي لفترة أطول بكثير - حوالي 60 ألف سنة.

مرحلة التسلسل الرئيسي

على الرغم من أن بعض التفاعلات الاندماجية تبدأ عند أكثر من ذلك درجات الحرارة المنخفضةتبدأ المرحلة الرئيسية لاحتراق الهيدروجين عند درجة حرارة 4 ملايين درجة. من هذه اللحظة تبدأ مرحلة التسلسل الرئيسي. يأتي دور صيغة جديدةاستنساخ الطاقة النجمية - النووية. الطاقة الحركية المنطلقة أثناء ضغط جسم ما تتلاشى في الخلفية. يضمن التوازن المحقق حياة طويلة وهادئة للنجم الذي يجد نفسه في المرحلة الأولية من التسلسل الرئيسي.

انشطار واضمحلال ذرات الهيدروجين أثناء تفاعل نووي حراري يحدث داخل النجم

من هذه اللحظة فصاعدًا، أصبحت مراقبة حياة النجم مرتبطة بشكل واضح بمرحلة التسلسل الرئيسي، وهو جزء مهم من تطور الأجرام السماوية. في هذه المرحلة يكون المصدر الوحيد للطاقة النجمية هو نتيجة احتراق الهيدروجين. الكائن في حالة توازن. مع استهلاك الوقود النووي، يتغير التركيب الكيميائي للجسم فقط. ستستمر بقاء الشمس في مرحلة التسلسل الرئيسي حوالي 10 مليارات سنة. هذا هو الوقت الذي سيستغرقه نجمنا الأصلي ليستهلك كامل مخزونه من الهيدروجين. أما النجوم الضخمة فإن تطورها يحدث بشكل أسرع. من خلال إصدار المزيد من الطاقة، يبقى النجم الهائل في مرحلة التسلسل الرئيسي لمدة 10-20 مليون سنة فقط.

تحترق النجوم الأقل ضخامة في سماء الليل لفترة أطول. وبالتالي، فإن النجم الذي تبلغ كتلته 0.25 كتلة شمسية سيبقى في مرحلة التسلسل الرئيسي لعشرات المليارات من السنين.

مخطط هيرتزسبرونج-راسل يقيّم العلاقة بين طيف النجوم ولمعانها. النقاط على الرسم البياني - الموقع النجوم الشهيرة. تشير الأسهم إلى إزاحة النجوم من التسلسل الرئيسي إلى مرحلتي القزم العملاق والأبيض.

لتخيل تطور النجوم، ما عليك سوى إلقاء نظرة على الرسم البياني الذي يوضح مسار جرم سماوي في التسلسل الرئيسي. الجزء العلويتبدو الرسومات أقل تشبعًا بالكائنات نظرًا لأن هذا هو المكان الذي تتركز فيه النجوم الضخمة. يتم تفسير هذا الموقع من خلال دورة حياتها القصيرة. من بين النجوم المعروفة اليوم، تبلغ كتلة بعضها 70 مليونًا. الأجسام التي تتجاوز كتلتها الحد الأعلى وهو 100 متر قد لا تتشكل على الإطلاق.

الأجرام السماوية التي تقل كتلتها عن 0.08 م لا تتاح لها الفرصة للتغلب على الكتلة الحرجة المطلوبة لبداية الاندماج النووي الحراري وتظل باردة طوال حياتها. تنهار أصغر النجوم الأولية وتشكل أقزامًا تشبه الكواكب.

قزم بني يشبه الكوكب مقارنة بنجم عادي (شمسنا) وكوكب المشتري

وفي أسفل التسلسل توجد أجسام مركزة تهيمن عليها النجوم ذات كتلة تساوي كتلة شمسنا وأكثر قليلا. الحدود الوهمية بين الأجزاء العلوية والسفلية من التسلسل الرئيسي هي كائنات كتلتها 1.5M.

المراحل اللاحقة من تطور النجوم

يتم تحديد كل خيار من خيارات تطور حالة النجم من خلال كتلته وطول الفترة الزمنية التي يحدث خلالها تحول المادة النجمية. ومع ذلك، فإن الكون متعدد الأوجه و آلية معقدةلذا فإن تطور النجوم يمكن أن يتخذ مسارات أخرى.

عند السفر على طول التسلسل الرئيسي، فإن النجم الذي تبلغ كتلته تقريبًا كتلة الشمس لديه ثلاثة خيارات رئيسية للمسار:

1. عش حياتك بهدوء واسترح بسلام في مساحات الكون الشاسعة؛
2. أدخل مرحلة العملاق الأحمر وتقدم في العمر ببطء؛
3. يتحول إلى قزم أبيض، ثم ينفجر على شكل مستعر أعظم، ويتحول إلى نجم نيوتروني.

الخيارات الممكنة لتطور النجوم الأولية حسب الوقت، التركيب الكيميائيالأجسام وكتلها

بعد التسلسل الرئيسي تأتي المرحلة العملاقة. بحلول هذا الوقت، يتم استنفاد احتياطيات الهيدروجين في أحشاء النجم بالكامل، والمنطقة الوسطى من الكائن هي جوهر الهيليوم، وتتحول التفاعلات النووية الحرارية إلى سطح الكائن. تحت تأثير الاندماج النووي الحراري، تتوسع القشرة، لكن كتلة قلب الهيليوم تزداد. يتحول النجم العادي إلى عملاق أحمر.

المرحلة العملاقة ومميزاتها

في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، تصبح الكثافة الأساسية هائلة، مما يحول المادة النجمية إلى غاز نسبي متحلل. إذا كانت كتلة النجم أكثر بقليل من 0.26 م، فإن زيادة الضغط ودرجة الحرارة تؤدي إلى بداية تصنيع الهيليوم، مما يغطي المنطقة الوسطى بأكملها من الجسم. ومن هذه اللحظة، ترتفع درجة حرارة النجم بسرعة. الميزة الأساسيةوتتمثل العملية في أن الغاز المنحل ليس لديه القدرة على التوسع. تحت تأثير درجة الحرارة المرتفعة، يزداد معدل انشطار الهيليوم فقط، والذي يصاحبه تفاعل انفجاري. في مثل هذه اللحظات يمكننا أن نلاحظ وميض الهيليوم. يزداد سطوع الجسم مئات المرات، لكن عذاب النجم يستمر. ينتقل النجم إلى حالة جديدة، حيث تحدث جميع العمليات الديناميكية الحرارية في قلب الهيليوم وفي الغلاف الخارجي المفرغ.

هيكل نجم التسلسل الرئيسي من النوع الشمسي والعملاق الأحمر مع قلب هيليوم متساوي الحرارة ومنطقة التخليق النووي ذات الطبقات

هذه الحالة مؤقتة وغير مستقرة. تختلط المادة النجمية باستمرار، وينبعث جزء كبير منها إلى الفضاء المحيط، لتشكل سديمًا كوكبيًا. ويبقى في المركز نواة ساخنة تسمى القزم الأبيض.

بالنسبة للنجوم ذات الكتل الكبيرة، فإن العمليات المذكورة أعلاه ليست كارثية للغاية. يتم استبدال احتراق الهيليوم بتفاعل الانشطار النووي للكربون والسيليكون. في النهاية سيتحول قلب النجم إلى حديد نجمي. يتم تحديد المرحلة العملاقة من خلال كتلة النجم. كلما زادت كتلة الجسم، انخفضت درجة الحرارة في مركزه. ومن الواضح أن هذا لا يكفي لتحفيز تفاعل الانشطار النووي للكربون والعناصر الأخرى.

مصير القزم الأبيض - نجم نيوتروني أو ثقب أسود

بمجرد وصول الجسم إلى حالة القزم الأبيض، يصبح في حالة غير مستقرة للغاية. ويؤدي توقف التفاعلات النووية إلى انخفاض الضغط، ويدخل القلب في حالة من الانهيار. الطاقة المنطلقة في في هذه الحالة، يتم إنفاقه على تحلل الحديد إلى ذرات الهيليوم، والتي تتحلل أكثر إلى بروتونات ونيوترونات. تتطور عملية التشغيل بسرعة كبيرة. يميز انهيار النجم الجزء الديناميكي من المقياس ويستغرق جزءًا من الثانية من الوقت. يحدث احتراق بقايا الوقود النووي بشكل متفجر، مما يؤدي إلى إطلاق كمية هائلة من الطاقة في جزء من الثانية. هذا يكفي لتفجير الطبقات العليا من الجسم. المرحلة الأخيرةالقزم الأبيض هو انفجار سوبر نوفا.

يبدأ قلب النجم في الانهيار (يسار). يشكل الانهيار نجمًا نيوترونيًا ويخلق تدفقًا للطاقة إلى الطبقات الخارجية للنجم (الوسط). الطاقة المنطلقة عندما تتساقط الطبقات الخارجية للنجم أثناء انفجار مستعر أعظم (على اليمين).

سيكون النواة فائقة الكثافة المتبقية عبارة عن مجموعة من البروتونات والإلكترونات، التي تصطدم مع بعضها البعض لتشكل النيوترونات. تم تجديد الكون بجسم جديد - نجم نيوتروني. بسبب كثافة عاليةيتدهور اللب، وتتوقف عملية الانهيار اللب. إذا كانت كتلة النجم كبيرة بما فيه الكفاية، فيمكن أن يستمر الانهيار حتى تسقط المادة النجمية المتبقية أخيرًا في مركز الجسم، لتشكل ثقبًا أسود.

شرح الجزء الأخير من تطور النجوم

بالنسبة للنجوم ذات التوازن الطبيعي، فإن عمليات التطور الموصوفة غير محتملة. ومع ذلك، فإن وجود الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية يثبت الوجود الحقيقي لعمليات ضغط المادة النجمية. كمية ضئيلة كائنات مماثلةفي الكون يدل على زوال وجودهم. يمكن تمثيل المرحلة الأخيرة من تطور النجوم على شكل سلسلة متتالية من نوعين:

• النجم العادي - العملاق الأحمر - تساقط الطبقات الخارجية - القزم الأبيض؛
• نجم ضخم – عملاق أحمر – انفجار سوبر نوفا – نجم نيوتروني أو ثقب أسود – العدم.

رسم تخطيطي لتطور النجوم. خيارات لاستمرار حياة النجوم خارج التسلسل الرئيسي.

من الصعب جدًا شرح العمليات الجارية من وجهة نظر علمية. ويتفق العلماء النوويون على أنه في حالة المرحلة الأخيرة من تطور النجوم، فإننا نتعامل مع إرهاق المادة. نتيجة للتأثير الميكانيكي والديناميكي الحراري المطول، تتغير المادة الخصائص الفيزيائية. تعب المادة النجمية، استنفدت لفترة طويلة التفاعلات النوويةيمكن للمرء أن يفسر ظهور غاز الإلكترون المتحلل وما تلا ذلك من عملية النيترون والإبادة. إذا تمت جميع العمليات المذكورة أعلاه من البداية إلى النهاية، فإن المادة النجمية تتوقف عن كونها مادة مادية - يختفي النجم في الفضاء، دون ترك أي شيء وراءه.

الفقاعات بين النجمية وسحب الغاز والغبار، التي هي مهد النجوم، لا يمكن تجديدها إلا بالنجوم المختفية والمنفجرة. الكون والمجرات في حالة توازن. يحدث فقدان الكتلة باستمرار، تنخفض كثافة الفضاء بين النجوم في جزء واحد الفضاء الخارجي. وبالتالي، في جزء آخر من الكون، يتم إنشاء الظروف لتشكيل نجوم جديدة. بمعنى آخر، يعمل المخطط: إذا فُقدت كمية معينة من المادة في مكان ما، فستظهر نفس الكمية من المادة في مكان آخر في الكون بشكل مختلف.

أخيراً

ومن خلال دراسة تطور النجوم نصل إلى نتيجة مفادها أن الكون عبارة عن محلول مخلخل عملاق يتحول فيه جزء من المادة إلى جزيئات الهيدروجين، وهو مواد بناءللنجوم. والجزء الآخر يذوب في الفضاء ويختفي من دائرة الأحاسيس المادية. والثقب الأسود بهذا المعنى هو مكان تحول جميع المواد إلى مادة مضادة. من الصعب جدًا أن نفهم تمامًا معنى ما يحدث، خاصة إذا اعتمدنا عند دراسة تطور النجوم فقط على قوانين الطاقة النووية، فيزياء الكموالديناميكا الحرارية. وينبغي إدراج النظرية في دراسة هذه المسألة. الاحتمال النسبي، والذي يسمح بانحناء الفضاء، مما يسمح بتحويل طاقة إلى أخرى، ومن حالة إلى أخرى.

الوكالة الفيدرالية للتعليم

غو فبو

أكاديمية ولاية أوفا للاقتصاد والخدمات

قسم الفيزياء

امتحان

في تخصص "مفاهيم العلوم الطبيعية الحديثة"

حول موضوع "النجوم وتطورها"

أكمله: لافرينينكو ر.س.

المجموعة SZ-12

تم الفحص بواسطة: Altaiskaya A.V.

أوفا 2010

مقدمة …………………………………………………………………………………………………………………

مراحل تطور النجوم ………………………………………………… 5

الخصائص والتركيب الكيميائي للنجوم………………………………………………………………………….11

توقعات تطور الشمس………………………………………………….20

مصادر الطاقة الحرارية للنجوم…………………………………………………………………………………………………………………

خاتمة…………………………………………………………..............

الأدب…………………………………………………………………………

مقدمة

وفي ليلة صافية خالية من القمر، يمكن رؤية حوالي 3000 نجم فوق الأفق بالعين المجردة. وفي كل مرة، ننظر إلى السماء المرصعة بالنجوم، نسأل أنفسنا السؤال - ما هي النجوم؟ نظرة سطحية سوف تجد أوجه التشابه بين النجوم والكواكب. بعد كل شيء، الكواكب، عند رؤيتها بالعين المجردة، تكون مرئية كنقاط مضيئة متفاوتة السطوع. ومع ذلك، قبل عدة آلاف من السنين، توصل مراقبو السماء اليقظون - الرعاة والمزارعون والبحارة والمشاركين في معابر القوافل - إلى استنتاج مفاده أن النجوم والكواكب هي ظواهر ذات طبيعة مختلفة. فالكواكب، مثل القمر والشمس، تغير مواقعها في السماء، وتنتقل من كوكبة إلى أخرى، وتتمكن من قطع مسافة كبيرة في السنة، بينما النجوم ساكنة بالنسبة لبعضها البعض. حتى كبار السن يرون الخطوط العريضة للأبراج تمامًا كما رأوها في مرحلة الطفولة.

لا يمكن للنجوم أن تنتمي إلى النظام الشمسي. إذا كانوا على نفس المسافة تقريبًا مع الكواكب، فسيكون من المستحيل العثور على تفسير لعدم حركتهم الواضحة. ومن الطبيعي أن نفترض أن النجوم تتحرك في الفضاء أيضًا، لكنها بعيدة عنا، وحركتها الظاهرية لا تذكر. يتم إنشاء وهم النجوم بلا حراك. ولكن إذا كانت النجوم بعيدة جدًا، فمع سطوع ظاهري مماثل للسطوع الظاهري للكواكب، يجب دراستها بقوة أكبر عدة مرات من الكواكب. أدى هذا المنطق إلى فكرة أن النجوم هي أجسام مشابهة للشمس في طبيعتها. وقد دافع جيوردانو برونو عن هذه الفكرة. ولكن تم حل المشكلة أخيرًا بعد اكتشافين. الأول قام به هالي في عام 1718. وأظهر اصطلاح الاسم التقليدي "النجوم الثابتة". ولتوضيح البادرة الثابتة، قام بمقارنة كتالوجات النجوم المعاصرة مع القديمة، وقبل كل شيء مع كتالوج هيبارخوس (حوالي 129 قبل الميلاد) - وهو أول كتالوج للنجوم ورد ذكره في الوثائق التاريخية ومع كتالوج المجسطي الأول لبطليموس (138 م). ). على خلفية الصورة المتجانسة، الإزاحة الطبيعية لجميع النجوم، اكتشف هالي حقيقة مذهلة: "ثلاثة نجوم: ... أو عين برج الثور الديبران وسيريوس وأركتوروس تتعارض بشكل مباشر مع هذه القاعدة". وهكذا تم اكتشاف حركة النجوم. وقد حصل على الاعتراف النهائي في سبعينيات القرن الثامن عشر، بعد أن قام الفلكي الألماني توبياس ماير والفلكي الإنجليزي نيفيل ماسكيلين بقياس الحركات الصحيحة لعشرات النجوم. تم الاكتشاف الثاني في عام 1824 من قبل جوزيف فراونهوفر، حيث قام بالملاحظات الأولى لأطياف النجوم. وفي وقت لاحق، أدت الدراسات التفصيلية لأطياف النجوم إلى استنتاج مفاده أن النجوم، مثل الشمس، تتكون من غاز مع درجة حرارة عاليةوأيضاً أن أطياف جميع النجوم يمكن أن تتوزع إلى عدة فئات وينتمي طيف الشمس إلى إحدى هذه الفئات. ويترتب على ذلك أن ضوء النجوم هو من نفس طبيعة ضوء الشمس.

الشمس هي واحدة من النجوم. هذا نجم قريب جدًا منا، وترتبط به الأرض جسديًا، وتتحرك حوله. ولكن هناك عدد كبير من النجوم، لديهم تألق مختلف، وألوان مختلفة، وهم يشعون كمية هائلة من الطاقة في الفضاء، وبالتالي، بعد أن فقدوا هذه الطاقة، لا يمكنهم إلا أن يتغيروا: يجب أن يمروا بنوع من المسار التطوري.

مراحل تطور النجوم

النجوم عبارة عن أنظمة بلازما هائلة تتغير فيها خصائصها الفيزيائية وبنيتها الداخلية وتركيبها الكيميائي بمرور الوقت. إن زمن تطور النجوم طويل جدًا، وليس من الممكن تتبع تطور أي نجم معين بشكل مباشر. يتم تعويض ذلك بحقيقة أن كل نجم من النجوم العديدة في السماء يمر بمرحلة معينة من التطور. ومن خلال تلخيص الملاحظات، يمكن استعادة الاتجاه العام التطور النجمي(وفقًا لمخطط هيرتزسبرونج-راسل (الشكل 1)، يتم عرضه حسب التسلسل الرئيسي والانحراف عنه لأعلى ولأسفل).

الشكل 1. مخطط هيرتزسبرونج-راسل

في مخطط هيرتزسبرونج-راسل، يتم توزيع النجوم بشكل غير متساو. يتركز حوالي 90% من النجوم في شريط ضيق يتقاطع مع المخطط قطريًا. تسمى هذه الفرقة بالتسلسل الرئيسي. وتقع نهايته العليا في منطقة النجوم الزرقاء اللامعة. الفرق في عدد النجوم الموجودة في التسلسل الرئيسي والمناطق المجاورة للتسلسل الرئيسي هو عدة مراتب من حيث الحجم. والسبب هو أنه يوجد في التسلسل الرئيسي نجوم في مرحلة حرق الهيدروجين، وهو ما يشكل الجزء الأكبر من عمر النجم. الشمس في التسلسل الرئيسي. المناطق التالية الأكثر اكتظاظًا بالسكان بعد التسلسل الرئيسي هي الأقزام البيضاء، والعملاق الأحمر، والعملاق الأحمر العملاق. العمالقة الحمراء والعملاقة الفائقة هي في الأساس نجوم في مرحلة احتراق الهيليوم والنوى الأثقل.

تشرح النظرية الحديثة لبنية النجوم وتطورها المسار العام لتطور النجوم بما يتوافق بشكل جيد مع بيانات الرصد.

المراحل الرئيسية في تطور النجم هي ولادته (تكوين النجم)؛ فترة طويلة (مستقرة عادة) من وجود النجم كنظام متكامل في التوازن الهيدروديناميكي والحراري؛ وأخيرًا فترة "وفاتها" أي. خلل لا رجعة فيه يؤدي إلى تدمير النجم أو انكماشه الكارثي.

وفقًا لفرضية سحابة الغبار الغازية المقبولة عمومًا، يولد النجم نتيجة لضغط الجاذبية لسحابة الغبار الغازية بين النجوم. عندما تنضغط هذه السحابة، يتشكل النجم الأولي لأول مرة، وتزداد درجة الحرارة في مركزه بشكل مطرد حتى تصل إلى الحد اللازم لسرعة الحركة الحرارية للجسيمات لتتجاوز العتبة، وبعد ذلك تكون البروتونات قادرة على التغلب على القوى العيانية للكهرباء الساكنة المتبادلة التنافر والدخول في تفاعل الاندماج النووي الحراري.

نتيجة لتفاعل الاندماج النووي الحراري متعدد المراحل، تتشكل نواة الهيليوم في النهاية من أربعة بروتونات (2 بروتون + 2 نيوترون) ونافورة كاملة من مختلف العناصر. الجسيمات الأولية. في الحالة النهائية، تكون الكتلة الإجمالية للجسيمات الناتجة أقل من كتلة البروتونات الأربعة الأولية، مما يعني إطلاق طاقة حرة أثناء التفاعل. ولهذا السبب، فإن النواة الداخلية للنجم حديث الولادة تسخن بسرعة إلى درجات حرارة عالية جدًا، وتبدأ طاقتها الزائدة في التدفق نحو سطحها الأقل سخونة - ثم إلى الخارج. وفي الوقت نفسه، يبدأ الضغط في مركز النجم في الزيادة. وهكذا، من خلال "حرق" الهيدروجين في عملية تفاعل نووي حراري، لا يسمح النجم لقوى الجذب الثقالي بضغط نفسها إلى حالة فائقة الكثافة، مما يقاوم انهيار الجاذبية بضغط حراري داخلي متجدد باستمرار، مما يؤدي إلى استقرار مستقر. توازن الطاقة. ويقال إن النجوم التي تحرق الهيدروجين بنشاط هي في "المرحلة الأولية" من دورة حياتها أو تطورها. يسمى تحول عنصر كيميائي إلى آخر داخل النجم بالاندماج النووي أو التخليق النووي.

على وجه الخصوص، كانت الشمس في المرحلة النشطة لحرق الهيدروجين في عملية التخليق النووي النشط لنحو 5 مليارات سنة، وينبغي أن تكون احتياطيات الهيدروجين في القلب لاستمرارها كافية لنجمنا لمدة 5.5 مليار سنة أخرى. كلما زادت كتلة النجم، زاد مخزون وقود الهيدروجين لديه، ولكن لمواجهة قوى انهيار الجاذبية، يجب عليه حرق الهيدروجين بكثافة تتجاوز معدل نمو احتياطي الهيدروجين مع زيادة كتلة النجم. بالنسبة للنجوم التي تبلغ كتلتها 15 ضعف كتلة الشمس، فإن زمن وجودها المستقر يبلغ حوالي 10 ملايين سنة فقط. هذا وقت ضئيل للغاية وفقا للمعايير الكونية، لأن الوقت المخصص لشمسنا أعلى بمقدار 3 أوامر - حوالي 10 مليارات سنة.

عاجلاً أم آجلاً، سيستهلك أي نجم كل الهيدروجين المناسب للاحتراق في فرنه النووي الحراري. كما يعتمد على كتلة النجم. الشمس (وكل النجوم التي لا تزيد كتلتها عن ثمانية أضعاف) تنهي حياتي بطريقة تافهة للغاية. ومع استنفاد احتياطيات الهيدروجين في أحشاء النجم، تبدأ قوى ضغط الجاذبية، التي كانت تنتظر هذه الساعة بفارغ الصبر منذ لحظة ولادة النجم، في الحصول على اليد العليا - وتحت تأثيرها يبدأ النجم بالانكماش ويصبح أكثر كثافة. هذه العملية لها تأثير مزدوج: ترتفع درجة الحرارة في الطبقات المحيطة مباشرة بنواة النجم إلى مستوى يخضع عنده الهيدروجين الموجود هناك للاندماج النووي الحراري ليشكل الهيليوم. في الوقت نفسه، ترتفع درجة الحرارة في القلب نفسه، والتي تتكون الآن بالكامل تقريبًا من الهيليوم، كثيرًا لدرجة أن الهيليوم نفسه - وهو نوع من "الرماد" لتفاعل التخليق النووي الأولي الباهت - يدخل في تفاعل اندماج نووي حراري جديد: من ثلاثة نواة الهيليوم تتشكل نواة واحدة من الكربون. تعد عملية تفاعل الاندماج النووي الحراري الثانوي، والتي تعمل فيها منتجات التفاعل الأولي كوقود، إحدى اللحظات الأساسية في دورة حياة النجوم.

أثناء الاحتراق الثانوي للهيليوم في قلب النجم، يتم إطلاق قدر كبير من الطاقة بحيث يبدأ النجم حرفيًا في التضخم. وعلى وجه الخصوص، سوف تتوسع قشرة الشمس في هذه المرحلة من الحياة إلى ما هو أبعد من مدار كوكب الزهرة. في هذه الحالة، تظل الطاقة الإجمالية لإشعاع النجم تقريبًا عند نفس المستوى الذي كانت عليه خلال المرحلة الرئيسية من حياته، ولكن بما أن هذه الطاقة تنبعث الآن عبر مساحة سطحية أكبر بكثير، فإن الطبقة الخارجية للنجم تبرد إلى درجة حرارة أعلى. الجزء الأحمر من الطيف. يتحول النجم إلى عملاق أحمر.

بالنسبة لنجوم الدرجة الشمسية، بعد استنفاد الوقود الذي يغذي تفاعل التخليق النووي الثانوي، تبدأ مرحلة انهيار الجاذبية مرة أخرى - وهذه المرة نهائية. لم تعد درجة الحرارة داخل القلب قادرة على الارتفاع إلى المستوى اللازم لبدء المستوى التالي من التفاعل النووي الحراري. ولذلك، ينكمش النجم حتى تتوازن قوى الجاذبية مع حاجز القوة التالي. ويلعب دوره ضغط غاز الإلكترون المنحل. الإلكترونات، التي لعبت حتى هذه المرحلة دور الإضافات العاطلة عن العمل في تطور النجم، ولا تشارك في تفاعلات الاندماج النووي وتتحرك بحرية بين النوى في عملية الاندماج، في مرحلة معينة من الانضغاط تجد نفسها محرومة من "مساحة المعيشة" والبدء في "مقاومة" المزيد من ضغط الجاذبية للنجم. وتستقر حالة النجم، ويتحول إلى قزم أبيض متحلل، يبعث الحرارة المتبقية إلى الفضاء حتى يبرد تماما.

تواجه النجوم الأضخم من الشمس نهايةً أكثر إثارةً بكثير. بعد احتراق الهيليوم، تبين أن كتلتها أثناء الضغط كافية لتسخين النواة والقشرة إلى درجات الحرارة اللازمة لبدء تفاعلات التخليق النووي التالية - الكربون، ثم السيليكون، والمغنيسيوم - وما إلى ذلك، مع نمو الكتل النووية. علاوة على ذلك، مع بداية كل تفاعل جديد في قلب النجم، يستمر التفاعل السابق في قشرته. في الواقع، جميع العناصر الكيميائية، بما في ذلك الحديد، التي يتكون منها الكون، تشكلت على وجه التحديد نتيجة للتخليق النووي في أعماق النجوم المحتضرة من هذا النوع. لكن الحديد هو الحد؛ ولا يمكن استخدامه كوقود للاندماج النووي أو تفاعلات الاضمحلال عند أي درجة حرارة أو ضغط، لأن اضمحلاله وإضافة نيوكليونات إضافية إليه يتطلبان تدفقًا من الطاقة الخارجية. ونتيجة لذلك، يقوم النجم الضخم تدريجيا بتجميع نواة حديدية داخل نفسه، والتي لا يمكن أن تكون بمثابة وقود لأي تفاعلات نووية أخرى.

بمجرد وصول درجة الحرارة والضغط داخل النواة إلى مستوى معين، تبدأ الإلكترونات بالتفاعل مع بروتونات نواة الحديد، مما يؤدي إلى تكوين النيوترونات. وفي فترة زمنية قصيرة جدًا (يعتقد بعض المنظرين أن هذا يستغرق بضع ثوانٍ)، تذوب الإلكترونات الحرة طوال التطور السابق للنجم حرفيًا في بروتونات نوى الحديد. تتحول كل المادة الموجودة في قلب النجم إلى مجموعة متواصلة من النيوترونات وتبدأ في الضغط بسرعة في انهيار الجاذبية، حيث ينخفض ​​الضغط المضاد لغاز الإلكترون المنحل إلى الصفر. ينهار الغلاف الخارجي للنجم، الذي تم التخلص من كل الدعم منه، باتجاه المركز. إن طاقة اصطدام الغلاف الخارجي المنهار بالنواة النيوترونية عالية جدًا لدرجة أنها ترتد بسرعة هائلة وتنتشر في كل الاتجاهات من القلب - وينفجر النجم حرفيًا في وميض مستعر أعظم مسبب للعمى. في غضون ثوانٍ، يمكن لانفجار المستعر الأعظم أن يطلق طاقة في الفضاء أكبر من كل النجوم الموجودة في المجرة مجتمعة خلال نفس الوقت.

بعد انفجار المستعر الأعظم وتوسع القشرة، بالنسبة للنجوم التي تبلغ كتلتها حوالي 10-30 كتلة شمسية، يؤدي الانهيار الجاذبي المستمر إلى تكوين نجم نيوتروني تنضغط مادته حتى يبدأ ضغط النيوترونات المتحللة لتجعل نفسها محسوسة. بمعنى آخر، بدأت النيوترونات الآن (تمامًا كما فعلت الإلكترونات سابقًا) في مقاومة المزيد من الضغط، مما يتطلب مساحة للعيش. ويحدث هذا عادةً عندما يصل حجم النجم إلى حوالي 15 كيلومترًا. والنتيجة هي نجم نيوتروني سريع الدوران، ينبعث منه نبضات كهرومغناطيسية على تردد دورانه؛ تسمى هذه النجوم بالنجوم النابضة. وأخيرًا، إذا تجاوزت كتلة نواة النجم 30 كتلة شمسية، فلا شيء يمكن أن يوقف المزيد من انهيار جاذبيته، ويتشكل ثقب أسود نتيجة انفجار سوبر نوفا.

من الكريات تنشأ النجوم، تذكر أن كل شيء النجومتنبعث و هُمالإشعاع له... ثم فترة ثورة كليهما النجومنسبياً هُممركز الثقل العام يساوي... المراحل الأخيرة منه تطورتفقد الاستقرار. هذه النجوميمكن أن تنفجر مثل...

تطورنجوم (6)

الملخص >> علم الأحياء

مخطط اللمعان النجوممن هُمالطبقات الطيفية (رسم بياني...)، في محيط الشمس أكثر النجومتتركز على طول شريط ضيق نسبياً وعلى مسافات مختلفة. النجوم تتطور و هُم تطورلا رجعة فيه، لأن كل شيء...

تطورالصحف في روسيا

الملخص >> الصحافة

مقدمة................................................. .......................................................... ............. .........3 الفصل الأول. تطورالصحف في روسيا... والتي حرمت ثلاثة النجومبطل العمل الاشتراكي...طوال الطريق هُم تطور، وهو ليس...