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 والعملاقة الفائقة 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.

النجوم كتلة كبيرة(العمالقة العملاقة) تستهلك طاقتها بسخاء، ويستمر تطور مثل هذه النجوم لمئات 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 درجات حرارة كافية لتفاعلات الاندماج النووي الحراري. 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 مركز 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. وفي مرحلة التسلسل الرئيسي، يكون هذا هو احتراق الهيدروجين، ولكن على عكس النجوم كتلة منخفضةتهيمن تفاعلات دورة الكربون والنيتروجين 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 10 9 كجم/ م 3 و10 8 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 طبقية، ويتكون 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. وفقًا للآراء الحديثة، فإن جميع ذرات العناصر الكيميائية الثقيلة (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.

نجمة- جرم سماوي تحدث فيه تفاعلات نووية حرارية أو حدثت أو ستحدث. النجوم عبارة عن كرات ضخمة مضيئة من الغاز (البلازما). تتشكل من بيئة غبار الغاز (الهيدروجين والهيليوم) نتيجة لضغط الجاذبية. تُقاس درجة حرارة المادة في باطن النجوم بملايين الكلفن، وعلى سطحها بآلاف الكلفن. تنطلق طاقة الغالبية العظمى من النجوم نتيجة التفاعلات النووية الحرارية التي تحول الهيدروجين إلى هيليوم، والتي تحدث عند درجات حرارة عالية في المناطق الداخلية. غالبًا ما تسمى النجوم بالأجسام الرئيسية للكون، لأنها تحتوي على الجزء الأكبر من المادة المضيئة في الطبيعة. النجوم هي أجسام كروية ضخمة تتكون من الهيليوم والهيدروجين بالإضافة إلى غازات أخرى. طاقة النجم موجودة في قلبه، حيث يتفاعل الهيليوم مع الهيدروجين كل ثانية. مثل كل شيء عضوي في عالمنا، تنشأ النجوم وتتطور وتتغير وتختفي - وتستغرق هذه العملية مليارات السنين وتسمى عملية "تطور النجوم".

1. تطور النجوم

تطور النجوم- تسلسل التغيرات التي يمر بها النجم خلال حياته، أي على مدى مئات الآلاف أو ملايين أو مليارات السنين أثناء إشعاعه للضوء والحرارة. يبدأ النجم حياته كسحابة باردة متخلخلة من الغاز بين النجمي (وسط غازي مخلخل يملأ كل الفراغ بين النجوم)، ينضغط تحت تأثير جاذبيته ويأخذ شكل كرة تدريجيًا. عند ضغطها، تتحول طاقة الجاذبية (التفاعل الأساسي العالمي بين جميع الأجسام المادية) 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. 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 (الشكل 1) (يُظهر العلاقة بين الحجم المطلق واللمعان والطبقة الطيفية ودرجة حرارة سطح النجم، 1910)، حتى احتياطيات الوقود لديها تنفد في جوهرها. عندما يتحول كل الهيدروجين الموجود في مركز النجم إلى هيليوم، يتشكل قلب الهيليوم، ويستمر الحرق النووي الحراري للهيدروجين في محيطه. خلال هذه الفترة، يبدأ هيكل النجم في التغير. يزداد لمعانه، وتتوسع طبقاته الخارجية، وتنخفض درجة حرارة سطحه، ويصبح النجم عملاقًا أحمر، يشكل فرعًا على مخطط هيرتزسبرونج-راسل. يقضي النجم وقتًا أقل بكثير في هذا الفرع مقارنةً بالتسلسل الرئيسي. عندما تصبح الكتلة المتراكمة لنواة الهيليوم كبيرة، فإنها لا تستطيع تحمل وزنها وتبدأ في الانكماش؛ إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية، فإن زيادة درجة الحرارة يمكن أن تسبب مزيدًا من التحول النووي الحراري للهيليوم إلى عناصر أثقل (الهيليوم إلى كربون، والكربون إلى أكسجين، والأكسجين إلى سيليكون، وأخيرًا السيليكون إلى حديد).

2. الاندماج النووي الحراري في باطن النجوم

بحلول عام 1939، ثبت أن مصدر الطاقة النجمية هو الاندماج النووي الحراري الذي يحدث في أحشاء النجوم. تبعث معظم النجوم إشعاعًا لأنه في قلبها تتحد أربعة بروتونات من خلال سلسلة من الخطوات الوسيطة لتكوين جسيم ألفا واحد. يمكن أن يحدث هذا التحول بطريقتين رئيسيتين، تسمى دورة بروتون-بروتون، أو دورة p-p، ودورة نيتروجين الكربون، أو CN. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، يتم توفير إطلاق الطاقة بشكل أساسي من خلال الدورة الأولى، في النجوم الثقيلة - من خلال الثانية. إن إمدادات الوقود النووي في النجم محدودة ويتم إنفاقها باستمرار على الإشعاع. إن عملية الاندماج النووي الحراري، التي تطلق الطاقة وتغير تركيبة مادة النجم، بالاشتراك مع الجاذبية التي تميل إلى ضغط النجم وتطلق أيضًا الطاقة، وكذلك الإشعاع من السطح، الذي يحمل الطاقة المنبعثة بعيدًا، هي القوى الدافعة الرئيسية لتطور النجوم. يبدأ تطور النجم في سحابة جزيئية عملاقة، تسمى أيضًا المهد النجمي. تحتوي معظم المساحة "الفارغة" في المجرة في الواقع على ما بين 0.1 و1 جزيء لكل سم؟. تبلغ كثافة السحابة الجزيئية حوالي مليون جزيء لكل سم؟. تتجاوز كتلة هذه السحابة كتلة الشمس بمقدار 100000 إلى 10000000 مرة نظرًا لحجمها: من 50 إلى 300 سنة ضوئية في القطر. 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. من الممكن أن يكون هناك حدث آخر قد يتسبب في الانهيار، وهو 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 يبدأ عملية تكوين النجوم. وبسبب عدم التجانس الذي نشأ، لم يعد ضغط الغاز الجزيئي قادرًا على منع المزيد من الضغط، ويبدأ الغاز بالتجمع حول مركز النجم المستقبلي تحت تأثير قوى الجذب الجاذبية. يذهب نصف طاقة الجاذبية المنبعثة إلى تسخين السحابة، والنصف الآخر يذهب إلى الإشعاع الضوئي. وفي السحب يزداد الضغط والكثافة باتجاه المركز، ويحدث انهيار الجزء المركزي بشكل أسرع من المحيط. ومع انكماشها، يتناقص متوسط ​​المسار الحر للفوتونات، وتصبح السحابة أقل شفافية بالنسبة لإشعاعها. وهذا يؤدي إلى ارتفاع أسرع في درجة الحرارة وارتفاع أسرع في الضغط. ونتيجة لذلك، يوازن تدرج الضغط قوة الجاذبية، ويتشكل قلب هيدروستاتيكي، تبلغ كتلته حوالي 1% من كتلة السحابة. هذه اللحظة غير مرئية. التطور الإضافي للنجم الأولي هو تراكم المادة التي تستمر في السقوط على "سطح" النواة، والتي بسبب هذا ينمو حجمها. يتم استنفاد كتلة المادة التي تتحرك بحرية في السحابة، ويصبح النجم مرئيا في النطاق البصري. تعتبر هذه اللحظة نهاية مرحلة النجوم الأولية وبداية مرحلة النجم الشاب. يمكن وصف عملية تكوين النجوم بطريقة موحدة، لكن المراحل اللاحقة من تطور النجم تعتمد بشكل كامل تقريبًا على كتلته، وفقط في نهاية التطور النجمي يمكن أن يلعب التركيب الكيميائي دورًا.

3. دورة منتصف عمر النجم

النجوم تأتي في مجموعة واسعة من الألوان والأحجام. ويتراوح نوعها الطيفي من الأزرق الحار إلى الأحمر البارد، وتتراوح كتلتها من 0.0767 إلى أكثر من 200 كتلة شمسية. يعتمد لمعان النجم ولونه على درجة حرارة سطحه، والتي بدورها تتحدد بكتلته. جميع النجوم الجديدة "تأخذ مكانها" في التسلسل الرئيسي وفقًا لتركيبها الكيميائي وكتلتها. نحن لا نتحدث عن الحركة الجسدية للنجم - فقط عن موضعه على الرسم البياني المشار إليه، اعتمادًا على معلمات النجم. في الواقع، فإن حركة النجم على طول المخطط تتوافق فقط مع التغيير في معلمات النجم. تحرق الأقزام الحمراء الصغيرة والباردة احتياطياتها من الهيدروجين ببطء وتبقى في التسلسل الرئيسي لمئات المليارات من السنين، في حين أن العمالقة الضخمة ستترك التسلسل الرئيسي في غضون بضعة ملايين من السنين من التكوين. 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. وبعد فترة زمنية معينة - من مليون إلى عشرات المليارات من السنين، اعتمادًا على الكتلة الأولية - يستنزف النجم موارد الهيدروجين الموجودة في قلبه. يحدث هذا في النجوم الكبيرة والساخنة بشكل أسرع بكثير منه في النجوم الصغيرة والأكثر برودة. يؤدي استنفاد إمدادات الهيدروجين إلى توقف التفاعلات النووية الحرارية. وبدون الضغط الناتج عن هذه التفاعلات لتحقيق التوازن بين جاذبية النجم، يبدأ النجم في الانكماش مرة أخرى، كما حدث في وقت سابق أثناء تكوينه. ترتفع درجة الحرارة والضغط مرة أخرى، ولكن، على عكس مرحلة النجم الأولي، إلى المزيد مستوى عال. يستمر الانهيار حتى تبدأ التفاعلات النووية الحرارية التي تتضمن الهيليوم عند درجة حرارة تقارب 100 مليون كلفن. يؤدي استئناف الاحتراق النووي الحراري للمادة عند مستوى جديد إلى التوسع الهائل للنجم. "يفقد" النجم ويزداد حجمه حوالي 100 مرة. وبذلك يصبح النجم عملاقًا أحمر، وتستمر مرحلة احتراق الهيليوم حوالي عدة ملايين من السنين. تقريبا كل العمالقة الحمراء هي نجوم متغيرة. ما سيحدث بعد ذلك مرة أخرى يعتمد على كتلة النجم.

4. السنوات اللاحقة وموت النجوم

النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة

حتى الآن، ليس من المعروف على وجه اليقين ما يحدث للنجوم الخفيفة بعد استنفاد إمدادات الهيدروجين الخاصة بها. وبما أن عمر الكون يبلغ 13.7 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. يمكن لبعض النجوم تصنيع الهيليوم فقط في مناطق نشطة معينة، مما يسبب عدم الاستقرار ورياح نجمية قوية. في هذه الحالة، لا يحدث تكوين سديم كوكبي، ويتبخر النجم فقط، ليصبح أصغر من القزم البني. النجوم التي كتلتها أقل من 0.5 شمس غير قادرة على تحويل الهيليوم حتى بعد توقف التفاعلات التي تنطوي على الهيدروجين في القلب - كتلتها صغيرة جدًا بحيث لا توفر مرحلة جديدة من ضغط الجاذبية إلى الحد الذي يبدأ "اشتعال" الهيليوم. تشمل هذه النجوم الأقزام الحمراء مثل بروكسيما سنتوري، والتي تتراوح أعمارها في التسلسل الرئيسي من عشرات المليارات إلى عشرات التريليونات من السنين. بعد توقف التفاعلات النووية الحرارية في جوهرها، فإنها، تبريدها تدريجيا، ستستمر في انبعاث ضعيف في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي.

نجوم متوسطة الحجم

عندما يصل النجم حجم متوسط(من 0.4 إلى 3.4 كتلة شمسية) من مرحلة العملاق الأحمر، ينفد الهيدروجين من قلبه وتبدأ تفاعلات تخليق الكربون من الهيليوم. وتحدث هذه العملية عند درجات حرارة أعلى وبالتالي يزداد تدفق الطاقة من النواة، مما يؤدي إلى أن الطبقات الخارجية للنجم تبدأ في التوسع. تمثل بداية تخليق الكربون مرحلة جديدة في حياة النجم وتستمر لبعض الوقت. بالنسبة لنجم مماثل في الحجم للشمس، يمكن أن تستغرق هذه العملية حوالي مليار سنة. تؤدي التغيرات في كمية الطاقة المنبعثة إلى مرور النجم بفترات من عدم الاستقرار، بما في ذلك التغيرات في الحجم ودرجة حرارة السطح ومخرجات الطاقة. يتحول إنتاج الطاقة نحو الإشعاع منخفض التردد. ويصاحب كل هذا زيادة في فقدان الكتلة بسبب الرياح النجمية القوية والنبضات الشديدة. تسمى النجوم في هذا الطور بالنجوم من النوع المتأخر، أو نجوم OH-IR، أو نجوم شبيهة بميرا، اعتمادًا على حجمها المواصفات الدقيقة. ويكون الغاز المقذوف غنيًا نسبيًا بالعناصر الثقيلة المنتجة في باطن النجم، مثل الأكسجين والكربون. يشكل الغاز غلافًا متوسعًا ويبرد أثناء تحركه بعيدًا عن النجم، مما يسمح بتكوين جزيئات وجزيئات الغبار. مع الأشعة تحت الحمراء القوية من النجم المركزي، الظروف المثاليةلتفعيل الماستر تفاعلات احتراق الهيليوم حساسة جدًا لدرجة الحرارة. في بعض الأحيان يؤدي هذا إلى عدم استقرار كبير. تنشأ نبضات قوية، مما يمنح في النهاية تسارعًا كافيًا للطبقات الخارجية لتتخلص منها وتتحول إلى سديم كوكبي. في وسط السديم يبقى اللب العاري للنجم، حيث تتوقف التفاعلات النووية الحرارية، وعندما يبرد يتحول إلى قزم أبيض من الهيليوم، تبلغ كتلته عادة ما يصل إلى 0.5-0.6 شمسي وقطره على الأرض. ترتيب قطر الأرض.

الأقزام البيضاء

بعد فترة وجيزة من وميض الهيليوم، "يشتعل" الكربون والأكسجين؛ يؤدي كل حدث من هذه الأحداث إلى إعادة هيكلة جادة للنجم وحركته السريعة على طول مخطط هيرتزسبرونج-راسل. يزداد حجم الغلاف الجوي للنجم أكثر، ويبدأ في فقدان الغاز بشكل مكثف في شكل تيارات متناثرة من الرياح النجمية. يعتمد مصير الجزء المركزي من النجم بشكل كامل على كتلته الأولية: يمكن أن ينهي نواة النجم تطوره كقزم أبيض (نجوم منخفضة الكتلة)؛ إذا تجاوزت كتلتها في المراحل اللاحقة من التطور حد شاندراسيخار - مثل النجم النيوتروني (النجم النابض)؛ فإذا تجاوزت الكتلة حد أوبنهايمر – فولكوف – مثل الثقب الأسود. في الحالتين الأخيرتين، كان اكتمال تطور النجوم مصحوبًا بأحداث كارثية - انفجارات السوبرنوفا. الغالبية العظمى من النجوم، بما في ذلك الشمس، تنتهي من تطورها بالانكماش حتى يوازن ضغط الإلكترونات المتحللة الجاذبية. وفي هذه الحالة، عندما يتناقص حجم النجم مائة مرة، وتصبح كثافته أعلى من كثافة الماء بمليون مرة، يسمى النجم بالقزم الأبيض. إنه محروم من مصادر الطاقة، وبعد أن يبرد تدريجيا، يصبح مظلما وغير مرئي. في النجوم الأكبر كتلة من الشمس، لا يمكن لضغط الإلكترونات المتحللة أن يوقف المزيد من الضغط على النواة، وتبدأ "الضغط" على الإلكترونات في النوى الذرية، مما يؤدي إلى تحول البروتونات إلى نيوترونات، لا يوجد بينها تنافر إلكتروستاتيكي. القوات. تؤدي هذه النيوترنة للمادة إلى حقيقة أن حجم النجم، الذي يمثل الآن نواة ذرية ضخمة واحدة، يُقاس بعدة كيلومترات، وتكون كثافته أعلى 100 مليون مرة من كثافة الماء. مثل هذا الجسم يسمى النجم النيوتروني.

النجوم فائقة الضخامة

بعد أن يدخل نجم كتلته أكبر من خمسة أضعاف كتلة الشمس إلى مرحلة العملاق الأحمر، يبدأ قلبه بالانكماش تحت تأثير الجاذبية. ومع زيادة الضغط، تزداد درجة الحرارة والكثافة، ويبدأ تسلسل جديد من التفاعلات النووية الحرارية. في مثل هذه التفاعلات، يتم تصنيع عناصر أثقل بشكل متزايد: الهيليوم والكربون والأكسجين والسيليكون والحديد، مما يحد مؤقتًا من انهيار النواة. في النهاية، مع تكوين عناصر أثقل وأثقل في الجدول الدوري، يتم تصنيع الحديد-56 من السيليكون. في هذه المرحلة، يصبح المزيد من الاندماج النووي الحراري مستحيلا، لأن نواة الحديد 56 لديها أقصى عيب في الكتلة وتكوين نوى أثقل مع إطلاق الطاقة أمر مستحيل. لذلك، عندما يصل اللب الحديدي للنجم إلى حجم معين، فإن الضغط الموجود فيه لا يعود قادرًا على تحمل جاذبية الطبقات الخارجية للنجم، ويحدث الانهيار الفوري للنواة مع نيترون مادته. ما سيحدث بعد ذلك ليس واضحًا تمامًا بعد، ولكن على أي حال، تؤدي العمليات التي تحدث في غضون ثوانٍ إلى انفجار مستعر أعظم بقوة لا تصدق. يثير انفجار النيوترينوات المصاحب موجة صدمة. تقوم نفاثات النيوترينو القوية والمجال المغناطيسي الدوار بدفع الكثير من المواد المتراكمة في النجم إلى الخارج - ما يسمى بالعناصر البذرة، بما في ذلك الحديد والعناصر الأخف. يتم قصف المادة المتفجرة بالنيوترونات المنبعثة من النواة، فتلتقطها وبالتالي تكوّن مجموعة من العناصر الأثقل من الحديد، بما في ذلك العناصر المشعة، وصولاً إلى اليورانيوم (وربما حتى الكاليفورنيوم). وهكذا، تفسر انفجارات المستعرات الأعظم وجود عناصر أثقل من الحديد في المادة بين النجوم، لكن هذه ليست الطريقة الوحيدة الممكنة لتشكلها، على سبيل المثال، تثبت ذلك نجوم التكنيشيوم؛ تحمل موجة الانفجار ونفاثات النيوترينو المادة بعيدًا عن النجم المحتضر إلى الفضاء بين النجوم. وبعد ذلك، عندما تبرد وتتحرك عبر الفضاء، يمكن أن تصطدم مادة المستعر الأعظم هذه مع "خردة" فضائية أخرى وربما تشارك في تكوين نجوم أو كواكب أو أقمار صناعية جديدة. لا تزال العمليات التي تحدث أثناء تكوين المستعر الأعظم قيد الدراسة، وحتى الآن لا يوجد وضوح بشأن هذه المسألة. ومن المشكوك فيه أيضًا ما تبقى بالفعل من النجم الأصلي. ومع ذلك، يتم النظر في خيارين: النجوم النيوترونية والثقوب السوداء.

النجوم النيوترونية

ومن المعروف أنه في بعض المستعرات الأعظم، تعمل الجاذبية القوية في أعماق العملاق الهائل على امتصاص الإلكترونات من قبل النواة الذرية، حيث تندمج مع البروتونات لتكوين النيوترونات. وتسمى هذه العملية النيوترونات. تختفي القوى الكهرومغناطيسية التي تفصل بين النوى القريبة. أصبح قلب النجم الآن عبارة عن كرة كثيفة من النوى الذرية والنيوترونات الفردية. مثل هذه النجوم، المعروفة باسم النجوم النيوترونية، صغيرة للغاية - لا يزيد حجمها عن مدينة كبيرة - ولها كثافة عالية لا يمكن تصورها. تصبح الفترة المدارية قصيرة للغاية مع انخفاض حجم النجم (بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي). بعضها يقوم بـ 600 دورة في الثانية. وعند بعضهم قد تكون الزاوية بين ناقل الإشعاع ومحور الدوران بحيث تسقط الأرض في المخروط الذي يشكله هذا الإشعاع؛ وفي هذه الحالة من الممكن اكتشاف نبضة إشعاعية تتكرر على فترات تساوي الفترة المدارية للنجم. كانت تسمى هذه النجوم النيوترونية "النجوم النابضة" وأصبحت أول النجوم النيوترونية التي تم اكتشافها.

الثقوب السوداء

لا تصبح جميع المستعرات الأعظمية نجومًا نيوترونية. إذا كان النجم لديه كتلة كبيرة بما فيه الكفاية، فسيستمر انهيار النجم، وستبدأ النيوترونات نفسها في الانخفاض إلى الداخل حتى يصبح نصف قطرها أقل من نصف قطر شفارتزشيلد. وبعد ذلك يتحول النجم إلى ثقب أسود. تم التنبؤ بوجود الثقوب السوداء من خلال النظرية النسبية العامة. ووفقا لهذه النظرية، فإن المادة والمعلومات لا يمكن أن تغادر الثقب الأسودمستحيل. ومع ذلك، ربما تجعل ميكانيكا الكم استثناءات لهذه القاعدة ممكنة. يبقى هناك رقم أسئلة مفتوحة. وأهمها: "هل هناك ثقوب سوداء على الإطلاق؟" بعد كل شيء، من أجل القول على وجه اليقين أن هذا الكائن هو ثقب أسود، فمن الضروري مراقبة أفق الحدث الخاص به. وهذا مستحيل من خلال تحديد الأفق فقط، ولكن باستخدام قياس التداخل الراديوي الأساسي الطويل للغاية، من الممكن تحديد القياس بالقرب من جسم ما، بالإضافة إلى تسجيل التباين السريع بالمللي ثانية. هذه الخصائص، التي لوحظت في جسم واحد، يجب أن تثبت بشكل قاطع وجود الثقوب السوداء.

الاندماج النووي الحراري في باطن النجوم

في هذا الوقت، بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 0.8 كتلة شمسية، يصبح اللب شفافًا للإشعاع، ويسود نقل الطاقة الإشعاعية في اللب، بينما تظل القشرة في الأعلى حاملة للحمل. لا أحد يعرف على وجه اليقين كيف تصل النجوم ذات الكتلة الأقل إلى التسلسل الرئيسي، حيث أن الوقت الذي تقضيه هذه النجوم في فئة الشباب يتجاوز عمر الكون. كل أفكارنا حول تطور هذه النجوم مبنية على حسابات رقمية.

عندما ينكمش النجم، يبدأ ضغط غاز الإلكترون المنحل في الزيادة، وعند نصف قطر معين من النجم، يوقف هذا الضغط النمو درجة الحرارة المركزية، ثم يبدأ في خفضه. وبالنسبة للنجوم الأصغر من 0.08، يتبين أن هذا أمر مميت: فالطاقة المنبعثة أثناء التفاعلات النووية لن تكون كافية أبدًا لتغطية تكاليف الإشعاع. وتسمى مثل هذه النجوم الفرعية بالأقزام البنية، ومصيرها هو الضغط المستمر حتى يوقفها ضغط الغاز المنحل، ثم التبريد التدريجي مع توقف جميع التفاعلات النووية.

النجوم المتوسطة الكتلة الشابة

تتطور النجوم الشابة ذات الكتلة المتوسطة (من 2 إلى 8 أضعاف كتلة الشمس) من الناحية النوعية بنفس الطريقة تمامًا مثل أخواتها الأصغر، باستثناء أنها لا تحتوي على مناطق الحمل الحراري حتى التسلسل الرئيسي.

ترتبط الكائنات من هذا النوع بما يسمى. نجوم Ae\Be Herbit ذات متغيرات غير منتظمة من النوع الطيفي B-F5. لديهم أيضًا أقراص نفاثة ثنائية القطب. سرعة التدفق الخارجي واللمعان ودرجة الحرارة الفعالة أعلى بكثير من تلك الموجودة في τ برج الثور، لذلك يقومون بتسخين وتشتيت بقايا السحابة النجمية بشكل فعال.

النجوم الشابة التي تزيد كتلتها عن 8 أضعاف كتلة الشمس

في الواقع، هذه نجوم عادية بالفعل. وبينما كانت كتلة النواة الهيدروستاتيكية تتراكم، تمكن النجم من القفز عبر جميع المراحل الوسيطة وتسخين التفاعلات النووية إلى حد تعويض الخسائر الناجمة عن الإشعاع. بالنسبة لهذه النجوم، يكون تدفق الكتلة واللمعان إلى الخارج كبيرًا جدًا لدرجة أنه لا يوقف انهيار المناطق الخارجية المتبقية فحسب، بل يدفعها إلى الخلف. وبالتالي، فإن كتلة النجم الناتج أقل بشكل ملحوظ من كتلة السحابة النجمية. على الأرجح، يفسر هذا الغياب في مجرتنا من النجوم التي تزيد كتلتها عن 100-200 مرة كتلة الشمس.

دورة منتصف عمر النجم

من بين النجوم المتكونة هناك مجموعة كبيرة ومتنوعة من الألوان والأحجام. وهي تتراوح في النوع الطيفي من الأزرق الحار إلى الأحمر البارد، وكتلتها من 0.08 إلى أكثر من 200 كتلة شمسية. يعتمد لمعان النجم ولونه على درجة حرارة سطحه، والتي بدورها تتحدد بكتلته. جميع النجوم الجديدة "تأخذ مكانها" في التسلسل الرئيسي وفقًا لتركيبها الكيميائي وكتلتها. نحن لا نتحدث عن الحركة الجسدية للنجم - فقط عن موضعه على الرسم البياني المشار إليه، اعتمادًا على معلمات النجم. أي أننا في الواقع نتحدث فقط عن تغيير معالم النجم.

ما سيحدث بعد ذلك مرة أخرى يعتمد على كتلة النجم.

السنوات اللاحقة وموت النجوم

النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة

حتى الآن، ليس من المعروف على وجه اليقين ما يحدث للنجوم الخفيفة بعد استنفاد إمدادات الهيدروجين الخاصة بها. وبما أن عمر الكون يبلغ 13.7 مليار سنة، وهو ما لا يكفي لاستنفاد مخزون وقود الهيدروجين، فإن النظريات الحديثة تعتمد على المحاكاة الحاسوبية للعمليات التي تحدث في مثل هذه النجوم.

يمكن لبعض النجوم دمج الهيليوم فقط في مناطق نشطة معينة، مما يسبب عدم الاستقرار والرياح الشمسية القوية. في هذه الحالة، لا يحدث تكوين سديم كوكبي، ويتبخر النجم فقط، ليصبح أصغر من القزم البني.

لكن النجم الذي كتلته أقل من 0.5 شمس لن يتمكن أبدًا من تصنيع الهيليوم حتى بعد توقف التفاعلات التي تتضمن الهيدروجين في القلب. غلافها النجمي ليس ضخمًا بما يكفي للتغلب على الضغط الناتج عن النواة. وتشمل هذه النجوم الأقزام الحمراء (مثل بروكسيما سنتوري)، والتي كانت في التسلسل الرئيسي لمئات المليارات من السنين. بعد توقف التفاعلات النووية الحرارية في جوهرها، فإنها، تبريدها تدريجيا، ستستمر في انبعاث ضعيف في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي.

نجوم متوسطة الحجم

عندما يصل نجم متوسط ​​الحجم (من 0.4 إلى 3.4 كتلة شمسية) إلى مرحلة العملاق الأحمر، تستمر طبقاته الخارجية في التوسع، وينقبض قلبه، وتبدأ التفاعلات في تصنيع الكربون من الهيليوم. يُطلق الاندماج قدرًا كبيرًا من الطاقة، مما يمنح النجم فترة راحة مؤقتة. بالنسبة لنجم مماثل في الحجم للشمس، يمكن أن تستغرق هذه العملية حوالي مليار سنة.

تؤدي التغيرات في كمية الطاقة المنبعثة إلى مرور النجم بفترات من عدم الاستقرار، بما في ذلك التغيرات في الحجم ودرجة حرارة السطح ومخرجات الطاقة. يتحول إنتاج الطاقة نحو الإشعاع منخفض التردد. كل هذا يصاحبه فقدان متزايد للوزن بسبب القوة الرياح الشمسيةونبضات مكثفة. تسمى النجوم في هذه المرحلة نجوم من النوع المتأخر, أوه -IR النجومأو نجوم تشبه ميرا، اعتمادًا على خصائصها الدقيقة. ويكون الغاز المقذوف غنيًا نسبيًا بالعناصر الثقيلة المنتجة في باطن النجم، مثل الأكسجين والكربون. يشكل الغاز غلافًا متوسعًا ويبرد أثناء تحركه بعيدًا عن النجم، مما يسمح بتكوين جزيئات وجزيئات الغبار. مع الأشعة تحت الحمراء القوية الصادرة عن النجم المركزي، تتشكل الظروف المثالية لتفعيل الميزر في مثل هذه الأصداف.

تفاعلات احتراق الهيليوم حساسة جدًا لدرجة الحرارة. في بعض الأحيان يؤدي هذا إلى عدم استقرار كبير. تحدث نبضات عنيفة، والتي تنقل في النهاية ما يكفي من الطاقة الحركية إلى الطبقات الخارجية ليتم إخراجها وتصبح سديمًا كوكبيًا. في وسط السديم، يبقى جوهر النجم، الذي يتحول، عندما يبرد، إلى قزم أبيض من الهيليوم، وعادة ما تصل كتلته إلى 0.5-0.6 شمسي وقطره يعادل قطر الأرض. .

الأقزام البيضاء

الغالبية العظمى من النجوم، بما في ذلك الشمس، تنتهي من تطورها بالانكماش حتى يوازن ضغط الإلكترونات المتحللة الجاذبية. وفي هذه الحالة، عندما يتناقص حجم النجم مائة مرة، وتصبح كثافته أعلى من كثافة الماء بمليون مرة، يسمى النجم بالقزم الأبيض. إنه محروم من مصادر الطاقة، وبعد أن يبرد تدريجيا، يصبح مظلما وغير مرئي.

في النجوم الأضخم من الشمس، لا يمكن أن يحتوي ضغط الإلكترونات المتحللة على ضغط النواة، ويستمر حتى تتحول معظم الجسيمات إلى نيوترونات، معبأة بإحكام بحيث يتم قياس حجم النجم بالكيلومترات وهو 100. مياه أكثر كثافة بمليون مرة. يُسمى مثل هذا الجسم بالنجم النيوتروني؛ ويتم الحفاظ على توازنها عن طريق ضغط المادة النيوترونية المتحللة.

النجوم فائقة الضخامة

بعد أن تتناثر الطبقات الخارجية لنجم كتلته أكبر من خمس كتل شمسية لتشكل عملاقًا أحمرًا فائقًا، يبدأ القلب في الانضغاط بسبب قوى الجاذبية. ومع زيادة الضغط، تزداد درجة الحرارة والكثافة، ويبدأ تسلسل جديد من التفاعلات النووية الحرارية. في مثل هذه التفاعلات، يتم تصنيع العناصر الثقيلة، مما يمنع انهيار النواة مؤقتًا.

في النهاية، مع تكوين عناصر أثقل وأثقل في الجدول الدوري، يتم تصنيع الحديد-56 من السيليكون. حتى هذه اللحظة، تم إطلاق تخليق العناصر عدد كبير منومع ذلك، فإن نواة الحديد -56 هي التي لديها أقصى عيب في الكتلة وتكوين نوى أثقل غير مناسب. لذلك، عندما يصل اللب الحديدي للنجم إلى قيمة معينة، فإن الضغط الموجود فيه لم يعد قادرًا على تحمل قوة الجاذبية الهائلة، ويحدث الانهيار الفوري للنواة مع نيترون مادته.

ما سيحدث بعد ذلك ليس واضحا تماما. ولكن مهما كان الأمر، فإنه يتسبب في انفجار سوبر نوفا بقوة لا تصدق في غضون ثوان.

يثير انفجار النيوترينوات المصاحب موجة صدمة. تدفع النفاثات القوية من النيوترينوات والمجال المغناطيسي الدوار الكثير من المواد المتراكمة في النجم - ما يسمى بالعناصر البذرة، بما في ذلك الحديد والعناصر الأخف. يتم قصف المادة المتفجرة بالنيوترونات المنبعثة من النواة، فتلتقطها وبالتالي تكوّن مجموعة من العناصر الأثقل من الحديد، بما في ذلك العناصر المشعة، وصولاً إلى اليورانيوم (وربما حتى الكاليفورنيوم). وهكذا، تفسر انفجارات المستعرات الأعظم وجود عناصر أثقل من الحديد في المادة بين النجوم.

تحمل موجة الانفجار ونفاثات النيوترينو المواد بعيدًا عن النجم المحتضر إلى الفضاء بين النجوم. وبعد ذلك، أثناء تحركها عبر الفضاء، قد تصطدم مادة المستعر الأعظم هذه بحطام فضائي آخر، وربما تشارك في تكوين نجوم أو كواكب أو أقمار صناعية جديدة.

لا تزال العمليات التي تحدث أثناء تكوين المستعر الأعظم قيد الدراسة، وحتى الآن لا يوجد وضوح بشأن هذه المسألة. ومن المشكوك فيه أيضًا ما تبقى بالفعل من النجم الأصلي. ومع ذلك، يتم النظر في خيارين:

النجوم النيوترونية

ومن المعروف أنه في بعض المستعرات الأعظم، تؤدي الجاذبية القوية في أعماق العملاق إلى سقوط الإلكترونات في نواة الذرة، حيث تندمج مع البروتونات لتشكل النيوترونات. تختفي القوى الكهرومغناطيسية التي تفصل بين النوى القريبة. أصبح قلب النجم الآن عبارة عن كرة كثيفة من النوى الذرية والنيوترونات الفردية.

مثل هذه النجوم، المعروفة باسم النجوم النيوترونية، صغيرة للغاية - لا يزيد حجمها عن حجم مدينة كبيرة - ولها كثافة عالية لا يمكن تصورها. تصبح الفترة المدارية قصيرة للغاية مع انخفاض حجم النجم (بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي). بعضها يقوم بـ 600 دورة في الثانية. عندما يشير المحور الذي يربط القطبين المغناطيسيين الشمالي والجنوبي لهذا النجم الذي يدور بسرعة نحو الأرض، يمكن اكتشاف نبضة من الإشعاع تتكرر على فترات تساوي الفترة المدارية للنجم. كانت تسمى هذه النجوم النيوترونية "النجوم النابضة"، وكانت أول النجوم النيوترونية التي تم اكتشافها.

الثقوب السوداء

لا تصبح جميع المستعرات الأعظمية نجومًا نيوترونية. إذا كان لدى النجم كتلة كبيرة بما فيه الكفاية، فسيستمر انهيار النجم وستبدأ النيوترونات نفسها في الانخفاض إلى الداخل حتى يصبح نصف قطرها أقل من نصف قطر شفارتزشيلد. وبعد ذلك يتحول النجم إلى ثقب أسود.

تم التنبؤ بوجود الثقوب السوداء من خلال النظرية النسبية العامة. وفقا للنسبية العامة، لا يمكن للمادة والمعلومات أن تترك الثقب الأسود تحت أي ظرف من الظروف. ومع ذلك، فإن ميكانيكا الكم تجعل الاستثناءات لهذه القاعدة ممكنة.

ولا يزال هناك عدد من الأسئلة المفتوحة. وأهمها: "هل هناك ثقوب سوداء على الإطلاق؟" بعد كل شيء، من أجل القول على وجه اليقين أن هذا الكائن هو ثقب أسود، فمن الضروري مراقبة أفق الحدث الخاص به. كل المحاولات للقيام بذلك انتهت بالفشل. لكن لا يزال هناك أمل، إذ لا يمكن تفسير بعض الأجسام دون أن تنطوي على التراكم، والتراكم على جسم دون سطح صلب، لكن هذا لا يثبت وجود الثقوب السوداء في حد ذاته.

الأسئلة مفتوحة أيضًا: هل من الممكن أن ينهار النجم مباشرة في ثقب أسود، متجاوزًا المستعر الأعظم؟ هل هناك مستعرات أعظمية ستصبح فيما بعد ثقوبًا سوداء؟ ما هو التأثير الدقيق للكتلة الأولية للنجم على تكوين الأجسام في نهاية دورة حياته؟

تطور النجوم ذات الكتل المختلفة

لا يستطيع علماء الفلك مراقبة حياة نجم واحد من البداية إلى النهاية، لأنه حتى أقصر النجوم عمرًا توجد لملايين السنين - أطول من عمر البشرية جمعاء. التغيرات مع مرور الوقت في الخصائص الفيزيائية و التركيب الكيميائيوالنجوم أي. تطور النجوم، يدرس علماء الفلك من خلال مقارنة خصائص العديد من النجوم الموجودة عليها مراحل مختلفةتطور.

تنعكس الأنماط الفيزيائية التي تربط الخصائص المرصودة للنجوم في مخطط اللون واللمعان - مخطط هيرتزسبرونج - راسل، حيث تشكل النجوم مجموعات منفصلة - تسلسلات: التسلسل الرئيسي للنجوم، تسلسل العمالقة الفائقة، العمالقة اللامعة والخافتة، العمالقة الفرعية، الأقزام الفرعية والأقزام البيضاء.

في معظم فترات حياته، يكون أي نجم ضمن ما يسمى بالتسلسل الرئيسي لمخطط اللون واللمعان. جميع المراحل الأخرى من تطور النجم قبل تكوين البقايا المدمجة لا تستغرق أكثر من 10٪ من هذا الوقت. ولهذا السبب فإن معظم النجوم المرصودة في مجرتنا هي أقزام حمراء متواضعة ذات كتلة الشمس أو أقل. يحتوي التسلسل الرئيسي على حوالي 90% من جميع النجوم المرصودة.

عمر النجم وما يتحول إليه في النهاية مسار الحياة، يتم تحديده بالكامل من خلال كتلته. النجوم ذات الكتل الأكبر من الشمس تعيش أقل بكثير من الشمس، وعمر النجوم الأكثر ضخامة هو ملايين السنين فقط. ويبلغ عمر الغالبية العظمى من النجوم حوالي 15 مليار سنة. بعد أن يستنفد النجم مصادر طاقته، يبدأ في التبريد والانكماش. المنتج النهائي للتطور النجمي هو أجسام مدمجة وضخمة كثافتها أكبر بعدة مرات من كثافة النجوم العادية.

تنتهي النجوم ذات الكتل المختلفة في إحدى الحالات الثلاث: الأقزام البيضاء، أو النجوم النيوترونية، أو الثقوب السوداء. إذا كانت كتلة النجم صغيرة، فإن قوى الجاذبية تكون ضعيفة نسبيًا ويتوقف ضغط النجم (انهيار الجاذبية). وينتقل إلى حالة القزم الأبيض المستقرة. إذا تجاوزت الكتلة قيمة حرجة، يستمر الضغط. في جدا كثافة عاليةتتحد الإلكترونات مع البروتونات لتكوين النيوترونات. وسرعان ما يتكون النجم بأكمله تقريبًا من نيوترونات فقط وله كثافة هائلة لدرجة أن الكتلة النجمية الضخمة تتركز في كرة صغيرة جدًا يبلغ نصف قطرها عدة كيلومترات ويتوقف الضغط - ويتشكل نجم نيوتروني. إذا كانت كتلة النجم كبيرة جدًا لدرجة أن حتى تكوين نجم نيوتروني لن يوقف انهيار الجاذبية، فإن المرحلة الأخيرة من تطور النجم ستكون ثقبًا 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 وينبعث منه حرارة. 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. توفر الفيزياء النووية والكمية نظرة ثاقبة عملية صعبةالاندماج النووي، الذي بفضله يوجد نجم، ينبعث الحرارة ويعطي الضوء للفضاء المحيط. 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 الحديثة، يمكن ترتيب عمليات تحول النجوم وفقًا لثلاثة 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، ارتفع 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 بنسبة 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. ويتكرر 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، الذي يتحرك 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 النهائية 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 مترًا على طول الطريق إلى التسلسل الرئيسي لفترة أطول - 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 كتلتها 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، وينفجر على شكل مستعر أعظم، ويتحول إلى نجم نيوتروني.

الخيارات الممكنة لتطور النجوم الأولية تعتمد على الوقت والتركيب الكيميائي للأجسام وكتلتها

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 النفوذ درجة حرارة عاليةفقط يزداد معدل انشطار الهيليوم، 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 جدًا. 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 الجري بوتيرة سريعة. 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 نتيجة الإغراق الطبقات الخارجيةالنجوم أثناء انفجار المستعر الأعظم (يمين).

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 الكثافة العالية، يتحلل اللب، وتتوقف عملية انهيار اللب. إذا كانت كتلة النجم كبيرة بما فيه الكفاية، فمن الممكن 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 التطور النجمي كسلسلة 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 كنا نعتمد 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.