تولد ستارگان و کل کهکشان ها به طور دائمی اتفاق می افتد و همچنین مرگ آنها. ناپدید شدن یک ستاره، ظاهر ستاره دیگر را جبران می کند، بنابراین به نظر ما می رسد که همان ستاره ها دائماً در آسمان هستند.

ستارگان تولد خود را مدیون فرآیند فشرده سازی ابر بین ستاره ای هستند که تحت تأثیر افت شدید فشار گاز قرار می گیرد. بسته به جرم گاز فشرده کننده، تعداد ستاره های متولد شده تغییر می کند: اگر کوچک باشد، یک ستاره متولد می شود، اگر بزرگ باشد، تشکیل یک خوشه کامل امکان پذیر است.

مراحل تشکیل ستاره

در اینجا باید دو مرحله اصلی را متمایز کرد - فشرده سازی سریع پیش ستاره و مرحله آهسته. در مورد اول انگگرانش است: ماده پیش ستاره تقریباً آزادانه به سمت مرکز خود سقوط می کند. در این مرحله دمای گاز بدون تغییر باقی می ماند، مدت آن حدود 100 هزار سال است و در این مدت اندازه پیش ستاره به طور قابل توجهی کاهش می یابد.

و اگر در مرحله اول گرمای اضافی دائماً از بین می رفت، آنگاه پیش ستاره متراکم تر می شود. گرما دیگر با چنین سرعت بالایی حذف نمی شود، گاز به فشرده شدن و گرم شدن سریع ادامه می دهد. فشرده سازی آهسته پیش ستاره حتی بیشتر طول می کشد - بیش از ده میلیون سال. با رسیدن به دمای فوق العاده بالا (بیش از یک میلیون درجه)، ترمو واکنش های هسته ایمنجر به خاتمه فشرده سازی می شود. پس از آن تشکیل می شود ستاره جدیداز یک پیش ستاره

چرخه زندگی یک ستاره

ستاره ها مانند یک موجود زنده هستند: متولد می شوند، به اوج رشد خود می رسند و سپس می میرند. تغییر بزرگ زمانی شروع می شود که هیدروژن در قسمت مرکزی ستاره تمام شود. از قبل در پاکت شروع به سوختن می کند، به تدریج اندازه آن افزایش می یابد و ستاره می تواند به یک غول قرمز یا حتی یک ابرغول تبدیل شود.

چرخه زندگی همه ستارگان کاملاً متفاوت است، همه اینها به جرم آنها بستگی دارد. آنهایی که دارند وزن سنگینطولانی تر زندگی می کنند و در نهایت منفجر می شوند. خورشید ما به ستارگان پرجرم تعلق ندارد، بنابراین، اجرام آسمانی از این نوع در انتظار پایان متفاوتی هستند: آنها به تدریج محو می شوند و به ساختاری متراکم به نام کوتوله سفید تبدیل می شوند.

غول سرخ

ستارگانی که ذخایر هیدروژن خود را مصرف کرده اند می توانند ابعاد عظیمی پیدا کنند. به چنین نورانی غول سرخ می گویند. وجه تمایز آنها، علاوه بر اندازه، فضای گسترده و بسیار است دمای پایینسطح مطالعات نشان داده است که همه ستاره ها این مرحله از رشد را طی نمی کنند. فقط آن چراغانی با جرم جامد به غول سرخ تبدیل می شوند.

درخشان ترین نمایندگان Arcturus و Antara هستند که لایه های قابل مشاهده آنها دمای نسبتاً پایینی دارند و پوسته تخلیه شده دارای طول جامد است. در داخل بدنه ها، فرآیند اشتعال هلیوم انجام می شود که با عدم وجود نوسانات شدید در درخشندگی مشخص می شود.

کوتوله سفید

ستاره ها با اندازه و جرم کوچک به یک کوتوله سفید تبدیل می شوند. چگالی آنها بسیار زیاد است (حدود یک میلیون برابر بیشتر از چگالی آب)، به همین دلیل ماده نور به حالتی به نام "گاز منحط" می رود. هیچ واکنش گرما هسته‌ای در داخل کوتوله سفید مشاهده نمی‌شود و فقط سرد شدن آن به آن نور می‌دهد. اندازه یک ستاره در این حالت بسیار کوچک است. به عنوان مثال، بسیاری از کوتوله های سفید از نظر اندازه شبیه به زمین هستند.

در آغاز قرن بیستم، هرتسسپرونگ و راسل قدر مطلق در مقابل کلاس طیفی ستارگان مختلف را بر روی یک نمودار ترسیم کردند و معلوم شد که بیشتر آنها در امتداد یک منحنی باریک گروه بندی شده اند. بعداً، این نمودار (که اکنون نمودار هرتسسپرونگ - راسل نامیده می شود) کلید درک و مطالعه فرآیندهایی است که در داخل ستاره اتفاق می افتد.

نمودار این امکان را فراهم می کند (البته نه خیلی دقیق) قدر مطلق را بر اساس نوع طیفی پیدا کنید. مخصوصا برای طیفی کلاس های O-F... برای کلاس های بعدی، این امر به دلیل نیاز به انتخاب بین یک غول و یک کوتوله پیچیده می شود. با این حال، تفاوت های خاص در شدت برخی از خطوط، این امکان را فراهم می کند که با اطمینان این انتخاب را انجام دهید.

بیشتر ستارگان (حدود 90٪) در نمودار در امتداد یک نوار باریک طولانی به نام قرار دارند. دنباله اصلی... از گوشه سمت چپ بالا (از ابرغول های آبی) تا گوشه پایین سمت راست (تا کوتوله های قرمز) امتداد دارد. ستاره های دنباله اصلی شامل خورشید است که درخشندگی آن به عنوان وحدت در نظر گرفته می شود.

نقاط مربوط به غول ها و ابرغول ها در بالای دنباله اصلی در سمت راست و موارد مربوط به کوتوله های سفید - در گوشه پایین سمت چپ، در زیر دنباله اصلی قرار دارند.

اکنون مشخص شده است که ستارگان دنباله اصلی، ستارگان عادی، مشابه خورشید هستند، که در آن ها هیدروژن در واکنش های گرما هسته ای سوزانده می شود. دنباله اصلی دنباله ای از ستارگان با جرم های مختلف است.بزرگترین ستارگان از نظر جرم در قسمت بالایی دنباله اصلی قرار دارند و غول های آبی هستند. کوچکترین ستارگان از نظر جرم کوتوله هستند. آنها در پایین دنباله اصلی قرار دارند. به موازات دنباله اصلی، اما کمی زیر آن، زیرکوتوله ها قرار دارند. آنها با ستارگان دنباله اصلی از نظر میزان فلز کمتر متفاوت هستند.

ستاره بیشتر عمر خود را صرف سکانس اصلی می کند. در این دوره، رنگ، دما، درخشندگی و سایر پارامترهای آن به سختی تغییر می کند. اما قبل از اینکه ستاره به این حالت پایدار برسد، در حالی که هنوز در حالت یک پیش ستاره است، قرمز است و برای مدت کوتاهی درخشان تر از آن چیزی است که در دنباله اصلی خواهد داشت.

ستاره ها جرم بزرگ(ابرغول ها) انرژی خود را سخاوتمندانه خرج می کنند و تکامل چنین ستارگانی تنها صدها میلیون سال طول می کشد. بنابراین ابرغول های آبی ستاره های جوانی هستند.

مراحل تکامل یک ستاره بعد از دنباله اصلی نیز کوتاه است. ستاره‌های معمولی به غول‌های قرمز تبدیل می‌شوند و ستارگان بسیار پرجرم به ابرغول‌های قرمز تبدیل می‌شوند. اندازه ستاره به سرعت افزایش می یابد و درخشندگی آن افزایش می یابد. این مراحل تکامل هستند که در نمودار هرتسسپرونگ-راسل منعکس شده اند.

هر ستاره حدود 90 درصد از عمر خود را صرف سکانس اصلی می کند. در این دوره، منابع اصلی انرژی برای ستاره، واکنش های گرما هسته ای تبدیل هیدروژن به هلیوم در مرکز آن است. پس از اتمام این منبع، ستاره به منطقه غول ها منتقل می شود، جایی که حدود 10٪ از عمر خود را سپری می کند. در این زمان، منبع اصلی آزاد شدن انرژی از ستاره، تبدیل هیدروژن به هلیوم در لایه اطراف هسته متراکم هلیوم است. این به اصطلاح است مرحله غول سرخ.

تولد ستاره ها

تکامل یک ستاره در یک ابر مولکولی غول‌پیکر، که گهواره ستاره‌ای نیز نامیده می‌شود، آغاز می‌شود، که در آن، در نتیجه ناپایداری گرانشی، نوسانات چگالی اولیه شروع به رشد می‌کند. بیشتر فضای خالی در یک کهکشان در واقع بین 0.1 تا 1 مولکول در هر سانتی متر مکعب است. چگالی ابر مولکولی در حدود یک میلیون مولکول در سانتی متر مکعب است. جرم چنین ابری به دلیل اندازه آن 100000-10000000 برابر از جرم خورشید بیشتر است: وسعت 50 تا 300 سال نوری.

هنگامی که یک ابر مولکولی فرو می ریزد، به توده های کوچکتر و کوچکتر تقسیم می شود. قطعاتی با جرم کمتر از 100 جرم خورشیدی قادر به تشکیل یک ستاره هستند. در چنین تشکل هایی، گاز با انقباض به دلیل آزاد شدن انرژی پتانسیل گرانشی گرم می شود و ابر به یک پیش ستاره تبدیل می شود و به یک جسم کروی در حال چرخش تبدیل می شود.

ستارگان در مراحل اولیه وجودشان معمولاً در داخل ابر متراکم غبار و گاز از دید پنهان می مانند. اغلب، شبح های چنین پیله های ستاره ساز را می توان در پس زمینه تابش درخشان گاز اطراف مشاهده کرد. چنین تشکیلاتی را گلبول های بوکا می نامند.

بخش بسیار کوچکی از پیش ستاره ها به دمای کافی برای واکنش های همجوشی گرما هسته ای نمی رسند. چنین ستاره هایی "کوتوله های قهوه ای" نامیده می شوند، جرم آنها از یک دهم خورشیدی تجاوز نمی کند. چنین ستاره هایی به سرعت می میرند و به تدریج در طی چند صد میلیون سال سرد می شوند. در برخی از پرجرم‌ترین پیش‌ستارگان، دما، به دلیل فشرده‌سازی قوی، می‌تواند به 10 میلیون کلوین برسد و سنتز هلیوم از هیدروژن را ممکن می‌سازد. چنین ستاره ای شروع به درخشش می کند. شروع واکنش های گرما هسته ای تعادل هیدرواستاتیکی را برقرار می کند و از فروپاشی بیشتر گرانشی هسته جلوگیری می کند. علاوه بر این، ستاره می تواند در یک حالت پایدار وجود داشته باشد.

مرحله اولیه تکامل ستاره ها

در نمودار هرتزسپرونگ - راسل، ستاره نوظهور نقطه ای را در گوشه سمت راست بالا اشغال می کند: درخشندگی بالا و دمای پایینی دارد. تابش اصلی در محدوده مادون قرمز رخ می دهد. تابش یک پوسته گرد و غبار سرد به ما می رسد. در سیر تکامل، موقعیت ستاره در نمودار تغییر خواهد کرد. تنها منبع انرژی در این مرحله فشرده سازی گرانشی است. بنابراین، ستاره نسبتاً سریع به موازات محور مختصات حرکت می کند.

دمای سطح تغییر نمی کند، اما شعاع و درخشندگی کاهش می یابد. دما در مرکز ستاره افزایش می یابد و به مقداری می رسد که در آن واکنش ها با عناصر سبک آغاز می شود: لیتیوم، بریلیم، بور، که به سرعت می سوزند، اما می توانند فشرده سازی را کاهش دهند. مسیر به موازات ارتجاع می‌چرخد، دمای سطح ستاره افزایش می‌یابد و درخشندگی تقریباً ثابت می‌ماند. سرانجام، در مرکز ستاره، واکنش های تشکیل هلیوم از هیدروژن (احتراق هیدروژن) آغاز می شود. ستاره به سکانس اصلی می رود.

مدت مرحله اولیه با جرم ستاره تعیین می شود. برای ستاره هایی مانند خورشید، حدود 1 میلیون سال است، برای ستاره ای با جرم 10 M ☉ حدود 1000 برابر کمتر و برای ستاره ای با جرم 0.1 M ☉ هزار بار بیشتر

مرحله سکانس اصلی

در مرحله دنباله اصلی، ستاره به دلیل آزاد شدن انرژی در واکنش های هسته ای تبدیل هیدروژن به هلیوم می درخشد. تامین هیدروژن درخشندگی ستاره ای با جرم 1M را فراهم می کند ☉ برای حدود 10 تا 10 سال ستارگان با جرم بیشتر هیدروژن را سریعتر مصرف می کنند: برای مثال، ستاره ای با جرم 10 M. ☉ هیدروژن را در کمتر از 10 7 سال مصرف می کند (درخشندگی متناسب با چهارمین توان جرم است).

ستاره های کم جرم

با سوختن هیدروژن، نواحی مرکزی ستاره به شدت کوچک می شوند.

ستاره های بزرگ

پس از رسیدن به دنباله اصلی، تکامل یک ستاره با جرم بزرگ (> 1.5 M ☉ ) با شرایط احتراق سوخت هسته ای در داخل ستاره تعیین می شود. در مرحله دنباله اصلی، این احتراق هیدروژن است، اما، بر خلاف ستاره های کم جرم، واکنش های چرخه کربن-نیتروژن در هسته غالب است. در این چرخه، اتم های C و N به عنوان کاتالیزور عمل می کنند. سرعت آزاد شدن انرژی در واکنش های چنین چرخه ای با T 17 متناسب است. بنابراین، یک هسته همرفتی در هسته تشکیل می شود که توسط ناحیه ای احاطه شده است که در آن انرژی توسط تابش منتقل می شود.

درخشندگی ستارگان با جرم بزرگ بسیار بیشتر از درخشندگی خورشید است و هیدروژن بسیار سریعتر مصرف می شود. این به این دلیل است که درجه حرارت در مرکز چنین ستارگانی نیز بسیار بالاتر است.

با کاهش نسبت هیدروژن در مواد هسته همرفتی، سرعت آزاد شدن انرژی کاهش می یابد. اما از آنجایی که سرعت رهاسازی توسط درخشندگی تعیین می شود، هسته شروع به کوچک شدن می کند و سرعت آزاد شدن انرژی ثابت می ماند. در همان زمان، ستاره منبسط می شود و به منطقه غول های قرمز می رود.

مرحله بلوغ ستارگان

ستاره های کم جرم

در زمان سوختن کامل هیدروژن، یک هسته هلیوم کوچک در مرکز یک ستاره کم جرم تشکیل می شود. در هسته، چگالی ماده و دما به ترتیب به 10 9 کیلوگرم بر متر مکعب و 10 8 K می رسد. احتراق هیدروژن در سطح هسته اتفاق می افتد. با افزایش دمای هسته، سرعت سوختن هیدروژن افزایش می یابد و درخشندگی افزایش می یابد. ناحیه تابشی به تدریج ناپدید می شود. و به دلیل افزایش سرعت جریان های همرفتی، لایه های بیرونی ستاره متورم می شوند. اندازه و درخشندگی آن افزایش می یابد - ستاره به یک غول قرمز تبدیل می شود.

ستاره های بزرگ

هنگامی که هیدروژن یک ستاره با جرم بزرگ به طور کامل تخلیه می شود، یک واکنش هلیوم سه گانه در هسته آغاز می شود و در همان زمان واکنش تشکیل اکسیژن (3He => C و C + He => O) آغاز می شود. در همان زمان، هیدروژن شروع به سوختن در سطح هسته هلیوم می کند. منبع لایه اول ظاهر می شود.

ذخایر هلیوم خیلی سریع تخلیه می شود، زیرا در واکنش های توصیف شده در هر عمل اولیه، انرژی نسبتا کمی آزاد می شود. تصویر تکرار می شود و دو منبع لایه در ستاره ظاهر می شوند و واکنش C + C => Mg در هسته آغاز می شود.

در عین حال، مسیر تکاملی بسیار دشوار است. در نمودار هرتسسپرونگ-راسل، یک ستاره در امتداد دنباله‌ای از غول‌ها حرکت می‌کند یا (با جرم بسیار زیاد در ناحیه ابرغول‌ها) به صورت دوره‌ای به قیفاووس تبدیل می‌شود.

مراحل پایانیتکامل ستارگان

ستاره های قدیمی کم جرم

در ستاره ای با جرم کم، در پایان، سرعت جریان همرفتی در یک سطح به دوم می رسد. سرعت فضایی، پوسته می شکند و ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می شود که توسط یک سحابی سیاره ای احاطه شده است.

مرگ ستارگان بزرگ

در پایان تکامل، یک ستاره با جرم بزرگ ساختار بسیار پیچیده ای دارد. هر لایه خودش را دارد ترکیب شیمیایی، واکنش های هسته ای در چندین منبع لایه ای انجام می شود و یک هسته آهنی در مرکز تشکیل می شود.

واکنش‌های هسته‌ای با آهن ادامه نمی‌یابد، زیرا به صرف انرژی (و نه آزادسازی) نیاز دارند. بنابراین، هسته آهن به سرعت در حال کوچک شدن است، دما و چگالی در آن افزایش می یابد و به مقادیر خارق العاده ای می رسد - دمای 10 9 K و چگالی 10 9 کیلوگرم بر متر مکعب.

در این مرحله دو شروع می شوند فرآیند بحرانیبه طور همزمان و بسیار سریع (ظاهراً در عرض چند دقیقه) وارد هسته می شود. اول این که در برخورد هسته ها، اتم های آهن به 14 اتم هلیوم تجزیه می شوند، دوم اینکه الکترون ها به پروتون "فشرده می شوند" و نوترون ها را تشکیل می دهند. هر دو فرآیند با جذب انرژی مرتبط هستند و دمای هسته (همچنین فشار) فوراً کاهش می یابد. لایه های بیرونی ستاره شروع به سقوط به سمت مرکز می کنند.

سقوط لایه های بیرونی منجر به افزایش شدید دما در آنها می شود. هیدروژن، هلیوم، کربن شروع به سوزاندن می کنند. این با شار قدرتمندی از نوترون ها همراه است که از هسته مرکزی می آید. در نتیجه، یک انفجار هسته‌ای قدرتمند رخ می‌دهد و لایه‌های بیرونی ستاره را که در حال حاضر حاوی تمام عناصر سنگین است، تا کالیفرنیا می‌ریزد. بر اساس دیدگاه‌های مدرن، تمام اتم‌های عناصر شیمیایی سنگین (یعنی سنگین‌تر از هلیوم) در کیهان دقیقاً در انفجارهای ابرنواختری تشکیل شده‌اند. به جای ابرنواختر منفجر شده، بسته به جرم ستاره منفجر شده، یک ستاره نوترونی یا یک سیاهچاله باقی می ماند.

ستاره- یک جرم آسمانی که در آن واکنش های گرما هسته ای در حال انجام، رفتن یا رفتن هستند. ستارگان، توپ های عظیم گازی درخشان (پلاسما) هستند. از یک محیط گاز-غبار (هیدروژن و هلیوم) در نتیجه فشرده سازی گرانشی تشکیل شده است. دمای ماده در فضای داخلی ستارگان با میلیون ها کلوین و در سطح آنها با هزاران کلوین اندازه گیری می شود. انرژی اکثریت قریب به اتفاق ستارگان در نتیجه واکنش های گرما هسته ای تبدیل هیدروژن به هلیوم آزاد می شود که زمانی رخ می دهد. دمای بالادر مناطق داخلی ستاره ها اغلب اجسام اصلی کیهان نامیده می شوند، زیرا آنها حاوی بخش عمده ای از مواد درخشان در طبیعت هستند. ستاره ها اجرام کروی و عظیمی هستند که از هلیوم و هیدروژن و همچنین گازهای دیگر تشکیل شده اند. انرژی یک ستاره در هسته آن وجود دارد، جایی که هلیوم در هر ثانیه با هیدروژن برهمکنش می کند. مانند هر چیز ارگانیک در جهان ما، ستارگان به وجود می آیند، توسعه می یابند، تغییر می کنند و ناپدید می شوند - این فرآیند میلیاردها سال طول می کشد و فرآیند "تکامل ستارگان" نامیده می شود.

1. تکامل ستارگان

تکامل ستارگان- توالی تغییراتی که یک ستاره در طول زندگی خود متحمل می شود، یعنی در طول صدها هزار، میلیون ها یا میلیاردها سال، در حالی که نور و گرما ساطع می کند. یک ستاره زندگی خود را به عنوان یک ابر نادر سرد از گاز بین ستاره ای (یک محیط گازی کمیاب که کل فضای بین ستاره ها را پر می کند) آغاز می کند، تحت تأثیر گرانش خود منقبض می شود و به تدریج شکل یک توپ را به خود می گیرد. هنگامی که فشرده می شود، انرژی گرانش (برهم کنش اساسی جهانی بین تمام اجسام مادی) به گرما تبدیل می شود و دمای جسم افزایش می یابد. هنگامی که درجه حرارت در مرکز به 15-20 میلیون کلوین رسید، واکنش های گرما هسته ای شروع می شود و فشرده سازی متوقف می شود. جسم به یک ستاره تمام عیار تبدیل می شود. مرحله اول زندگی یک ستاره شبیه به زندگی خورشید است - واکنش های چرخه هیدروژن بر آن غالب است. در بیشتر عمر خود در این حالت باقی می ماند و در دنباله اصلی نمودار هرتسسپرونگ-راسل (شکل 1) (رابطه بین قدر مطلق، درخشندگی، نوع طیفی و دمای سطح ستاره، 1910) را نشان می دهد. ذخایر سوخت در هسته آن تمام می شود. هنگامی که در مرکز یک ستاره تمام هیدروژن به هلیوم تبدیل می شود، یک هسته هلیوم تشکیل می شود و احتراق حرارتی هیدروژن در حاشیه آن ادامه می یابد. در این دوره، ساختار ستاره شروع به تغییر می کند. درخشندگی آن افزایش می‌یابد، لایه‌های بیرونی منبسط می‌شوند و دمای سطح کاهش می‌یابد - ستاره به یک غول قرمز تبدیل می‌شود که در نمودار هرتزسپرونگ-راسل شاخه‌ای را تشکیل می‌دهد. ستاره زمان بسیار کمتری را در این شاخه نسبت به سکانس اصلی صرف می کند. هنگامی که جرم انباشته شده هسته هلیوم قابل توجه است، نمی تواند وزن خود را تحمل کند و شروع به کوچک شدن می کند. اگر ستاره به اندازه کافی جرم باشد، افزایش دما همزمان می تواند باعث تبدیل گرما هسته ای بیشتر هلیوم به عناصر سنگین تر شود (هلیوم - به کربن، کربن - به اکسیژن، اکسیژن - به سیلیکون، و در نهایت - سیلیکون به آهن).

2. همجوشی گرما هسته ای در روده ستارگان

در سال 1939 مشخص شد که منبع انرژی ستاره‌ای همجوشی گرما هسته‌ای است که در فضای داخلی ستارگان رخ می‌دهد. بیشتر ستارگان به این دلیل ساطع می شوند که در درون آنها چهار پروتون از طریق یک سری مراحل میانی به یک ذره آلفا ترکیب می شوند. این تبدیل می تواند به دو روش اصلی انجام شود که به آنها چرخه پروتون-پروتون یا چرخه p-p و چرخه کربن-نیتروژن یا CN گفته می شود. در ستارگان کم جرم، آزاد شدن انرژی عمدتاً توسط چرخه اول و در ستارگان سنگین - توسط چرخه دوم تأمین می شود. ذخیره سوخت هسته ای در ستاره محدود است و دائماً برای تشعشعات مصرف می شود. فرآیند همجوشی گرما هسته ای که انرژی آزاد می کند و ترکیب ماده ستاره را تغییر می دهد، در ترکیب با گرانش که تمایل به فشرده سازی ستاره دارد و همچنین انرژی آزاد می کند و همچنین تشعشعات از سطح که انرژی آزاد شده را می برد. نیروهای محرکه اصلی تکامل ستارگان تکامل ستاره در یک ابر مولکولی غول پیکر که گهواره ستاره ای نیز نامیده می شود آغاز می شود. بیشتر فضای خالی در یک کهکشان در واقع بین 0.1 تا 1 مولکول در هر سانتی متر مربع است. یک ابر مولکولی دارای چگالی حدود یک میلیون مولکول در هر سانتی متر مربع است. جرم چنین ابری به دلیل اندازه آن 100000-10000000 برابر از جرم خورشید بیشتر است: وسعت 50 تا 300 سال نوری. تا زمانی که ابر آزادانه به دور مرکز کهکشان اصلی خود بچرخد، هیچ اتفاقی نمی افتد. با این حال، به دلیل ناهمگن بودن میدان گرانشی، اختلالاتی در آن ایجاد می‌شود که منجر به غلظت‌های جرم موضعی می‌شود. چنین آشفتگی هایی باعث فروپاشی گرانشی ابر می شود. یکی از سناریوهایی که منجر به این می شود، برخورد دو ابر است. رویداد دیگری که باعث فروپاشی می شود می تواند عبور یک ابر از بازوی متراکم یک کهکشان مارپیچی باشد. همچنین، یک عامل حیاتی ممکن است انفجار یک ابرنواختر نزدیک باشد که موج ضربه ای آن با سرعت زیادی با ابر مولکولی برخورد می کند. علاوه بر این، برخورد کهکشان‌ها ممکن است، که می‌تواند باعث انفجار ستاره‌زایی شود، زیرا ابرهای گازی در هر یک از کهکشان‌ها در اثر برخورد فرو می‌روند. به طور کلی، هر گونه ناپیوستگی در نیروهای وارد بر جرم ابر می تواند آغازگر فرآیند تشکیل ستاره باشد. به دلیل ناهمگونی هایی که به وجود آمده است، فشار گاز مولکولی دیگر نمی تواند از فشرده سازی بیشتر جلوگیری کند و گاز تحت تأثیر نیروهای جاذبه گرانشی شروع به جمع شدن در اطراف مرکز ستاره آینده می کند. نیمی از انرژی گرانشی آزاد شده صرف گرم کردن ابر و نیمی از آن برای تابش نور می شود. در ابرها فشار و چگالی به سمت مرکز افزایش می یابد و فروپاشی قسمت مرکزی سریعتر از پیرامون اتفاق می افتد. همانطور که فشرده سازی پیشرفت می کند، مسیر آزاد میانگین فوتون کاهش می یابد و ابر برای تابش خود شفافیت کمتر و کمتری پیدا می کند. این منجر به افزایش سریعتر دما و حتی افزایش سریعتر فشار می شود. در نتیجه، گرادیان فشار، نیروی گرانشی را متعادل می کند، یک هسته هیدرواستاتیک با جرم حدود 1٪ از جرم ابر تشکیل می شود. این لحظه نامرئی است. تکامل بیشتر پیش ستاره، تجمع ماده است که همچنان بر روی "سطح" هسته فرو می رود، که به همین دلیل، اندازه آن افزایش می یابد. جرم ماده ای که آزادانه در ابر حرکت می کند تخلیه می شود و ستاره در محدوده نوری قابل مشاهده می شود. این لحظه پایان مرحله پیش ستاره و آغاز مرحله ستاره جوان در نظر گرفته می شود. فرآیند تشکیل ستاره را می توان به روشی یکپارچه توصیف کرد، اما مراحل بعدی رشد یک ستاره تقریباً به طور کامل به جرم آن بستگی دارد و تنها در انتهای تکامل ستاره، ترکیب شیمیایی می تواند نقش خود را ایفا کند.

3. وسط چرخه زندگیستاره ها

در میان ستارگان، رنگ ها و اندازه های بسیار متنوعی وجود دارد. در کلاس طیفی، آنها از آبی داغ تا قرمز سرد، در جرم - از 0.0767 تا بیش از 200 جرم خورشیدی متغیر هستند. درخشندگی و رنگ یک ستاره به دمای سطح آن بستگی دارد که به نوبه خود با جرم آن تعیین می شود. همه ستارگان جدید با توجه به ترکیب شیمیایی و جرمشان «جای خود را» روی دنباله اصلی می گیرند. ما در مورد حرکت فیزیکی ستاره صحبت نمی کنیم - فقط در مورد موقعیت آن در نمودار نشان داده شده بسته به پارامترهای ستاره. در واقع حرکت ستاره در طول نمودار تنها با تغییر پارامترهای ستاره مطابقت دارد. کوتوله‌های سرخ کوچک و سرد به آرامی ذخایر هیدروژن خود را می‌سوزاند و صدها میلیارد سال در توالی اصلی باقی می‌مانند، در حالی که ابرغول‌های عظیم در چند میلیون سال پس از تشکیل، دنباله اصلی را ترک خواهند کرد. ستارگان با اندازه متوسط ​​مانند خورشید به طور متوسط ​​10 میلیارد سال در دنباله اصلی باقی می مانند. اعتقاد بر این است که خورشید همچنان روی آن است، زیرا در میانه چرخه زندگی خود قرار دارد. به محض اینکه یک ستاره ذخایر هیدروژن هسته خود را تخلیه می کند، دنباله اصلی را ترک می کند. پس از مدتی مشخص - از یک میلیون تا دهها میلیارد سال، بسته به جرم اولیه - ستاره منابع هیدروژنی هسته را تخلیه می کند. در ستارگان بزرگ و داغ، این خیلی سریعتر از ستاره های کوچک و سردتر اتفاق می افتد. کاهش ذخایر هیدروژن منجر به توقف واکنش های گرما هسته ای می شود. بدون فشاری که در جریان این واکنش‌ها ایجاد می‌شود و جاذبه گرانشی خود ستاره را متعادل می‌کند، ستاره دوباره شروع به انقباض می‌کند، مانند قبل، در روند شکل‌گیری خود. دما و فشار دوباره افزایش می‌یابد، اما برخلاف مرحله پیش‌ستار، تا بیشتر می‌شود سطح بالا... فروپاشی ادامه می یابد تا زمانی که در دمای حدود 100 میلیون کلوین، واکنش های گرما هسته ای با مشارکت هلیوم آغاز شود. احتراق حرارتی ماده که در سطح جدیدی تجدید شده است، علت انبساط هیولایی ستاره می شود. ستاره "شل می شود" و اندازه آن حدود 100 برابر افزایش می یابد. بدین ترتیب ستاره به یک غول سرخ تبدیل می شود و فاز سوزاندن هلیوم حدود چندین میلیون سال طول می کشد. تقریباً همه غول‌های قرمز ستارگان متغیر هستند. آنچه در آینده دوباره اتفاق می افتد به جرم ستاره بستگی دارد.

4. سالهای بعد و مرگ ستارگان

ستاره های قدیمی با جرم کم

تا به امروز، به طور قطعی مشخص نیست که پس از اتمام ذخایر هیدروژنی ستاره های نورانی چه اتفاقی می افتد. از آنجایی که سن کیهان 13.7 میلیارد سال است که برای کاهش ذخایر سوخت هیدروژن در چنین ستارگانی کافی نیست، نظریه های مدرن مبتنی بر شبیه سازی کامپیوتری فرآیندهای رخ داده در چنین ستارگانی هستند. برخی از ستارگان فقط در برخی مناطق فعال می توانند هلیوم را سنتز کنند که باعث بی ثباتی و بادهای ستاره ای قوی آنها می شود. در این حالت، تشکیل یک سحابی سیاره ای رخ نمی دهد و ستاره فقط تبخیر می شود و حتی از یک کوتوله قهوه ای کوچکتر می شود. ستارگان با جرم کمتر از 0.5 جرم خورشیدی حتی پس از توقف واکنش های با مشارکت هیدروژن در هسته قادر به تبدیل هلیوم نیستند - جرم آنها برای ایجاد فاز جدیدی بسیار کوچک است. فشرده سازی گرانشیتا حدی که هلیوم «اشتعال» می کند. این ستارگان شامل کوتوله‌های قرمز مانند پروکسیما قنطورس می‌شوند که ده‌ها میلیارد تا ده‌ها تریلیون سال در دنباله اصلی زندگی کرده‌اند. پس از خاتمه واکنش های گرما هسته ای در هسته آنها، آنها به تدریج سرد می شوند و به تابش ضعیف در محدوده مادون قرمز و مایکروویو طیف الکترومغناطیسی ادامه می دهند.

ستاره های متوسط

وقتی یک ستاره به اندازه متوسط ​​(از 0.4 تا 3.4 جرم خورشیدی) فاز غول سرخ می رسد، هیدروژن در هسته آن به پایان می رسد و واکنش های سنتز کربن از هلیوم آغاز می شود. این فرآیند در دماهای بالاتر انجام می شود و بنابراین جریان انرژی از هسته افزایش می یابد، که منجر به این واقعیت می شود که لایه های بیرونی ستاره شروع به انبساط می کنند. شروع سنتز کربن مرحله جدیدی از زندگی یک ستاره را نشان می دهد و برای مدتی ادامه می یابد. برای ستاره ای به اندازه خورشید، این فرآیند می تواند حدود یک میلیارد سال طول بکشد. تغییرات در مقدار انرژی ساطع شده باعث می شود ستاره دوره های بی ثباتی را پشت سر بگذارد که شامل تغییر در اندازه، دمای سطح و آزاد شدن انرژی است. انرژی آزاد شده به سمت تابش فرکانس پایین منتقل می شود. همه اینها با کاهش فزاینده جرم به دلیل بادهای ستاره ای قوی و ضربان های شدید همراه است. ستارگان در این مرحله بسته به مشخصات دقیق آنها، ستارگان نوع متأخر، ستارگان OH-IR یا ستارگان جهان مانند نامیده می شوند. گاز پرتاب شده از نظر عناصر سنگین تولید شده در داخل ستاره، مانند اکسیژن و کربن، نسبتاً غنی است. گاز یک پوشش در حال انبساط را تشکیل می دهد و با دور شدن از ستاره سرد می شود و به ذرات غبار و مولکول ها اجازه تشکیل می دهد. با تشعشعات مادون قرمز قوی از ستاره مرکزی، شرایط ایده آل برای فعال شدن میزرها در چنین پوشش هایی ایجاد می شود. واکنش های احتراق هلیوم بسیار حساس به دما هستند. این گاهی اوقات منجر به بی ثباتی بزرگ می شود. ضربان‌های شدید رخ می‌دهند، که در نهایت شتاب کافی به لایه‌های بیرونی می‌دهند تا پرتاب شوند و به یک سحابی سیاره‌ای تبدیل شوند. در مرکز سحابی هسته‌ای از ستاره باقی می‌ماند که در آن واکنش‌های گرما هسته‌ای متوقف می‌شود و با سرد شدن، به یک کوتوله سفید هلیوم تبدیل می‌شود که معمولاً جرمی تا 0.5-0.6 خورشیدی و قطر آن دارد. ترتیب قطر زمین

کوتوله های سفید

به زودی پس از فلاش هلیوم، کربن و اکسیژن "اشتعال" می کنند. هر یک از این رویدادها باعث بازسازی جدی ستاره و حرکت سریع آن در امتداد نمودار هرتسسپرونگ-راسل می شود. اندازه اتمسفر ستاره حتی بیشتر می شود و شروع به از دست دادن شدید گاز به شکل جریان های پراکنده باد ستاره ای می کند. سرنوشت بخش مرکزی یک ستاره کاملاً به جرم اولیه آن بستگی دارد: هسته ستاره می تواند به تکامل خود به عنوان یک کوتوله سفید (ستاره های کم جرم) پایان دهد. اگر جرم آن در مراحل بعدی تکامل از حد چاندراسخار تجاوز کند - مانند یک ستاره نوترونی (تپ اختر)؛ اگر جرم از حد اوپنهایمر-ولکوف بیشتر شود، مانند یک سیاهچاله است. در دو مورد اخیر، تکمیل تکامل ستارگان با رویدادهای فاجعه بار انفجارهای ابرنواختری همراه است. اکثریت قریب به اتفاق ستارگان، از جمله خورشید، به تکامل خود پایان می دهند، تا زمانی که فشار الکترون های منحط، گرانش را متعادل کند. در این حالت وقتی اندازه ستاره صد برابر شود و چگالی آن یک میلیون برابر آب شود، ستاره را کوتوله سفید می نامند. فاقد منابع انرژی است و با سرد شدن تدریجی، تاریک و نامرئی می شود. در ستارگانی که جرم بیشتری نسبت به خورشید دارند، فشار الکترون‌های منحط نمی‌تواند فشردگی بیشتر هسته را متوقف کند و الکترون‌ها شروع به فشار دادن به هسته‌های اتمی می‌کنند که منجر به تبدیل پروتون‌ها به نوترون می‌شود که بین آنها هیچ الکترواستاتیکی وجود ندارد. نیروهای دافعه این نوترونی شدن ماده منجر به این واقعیت می شود که اندازه ستاره، که در واقع اکنون یک هسته عظیم اتمی را نشان می دهد، در چندین کیلومتر اندازه گیری می شود و چگالی آن 100 میلیون بار بیشتر از چگالی آب است. چنین جسمی ستاره نوترونی نامیده می شود.

ستاره های پرجرم

پس از اینکه ستاره ای با جرم بیشتر از پنج جرم خورشیدی وارد مرحله یک ابرغول سرخ می شود، هسته آن تحت تأثیر نیروهای گرانشی شروع به انقباض می کند. با ادامه فشرده سازی، دما و چگالی افزایش می یابد و توالی جدیدی از واکنش های گرما هسته ای آغاز می شود. در چنین واکنش هایی، عناصر سنگین به طور فزاینده ای سنتز می شوند: هلیوم، کربن، اکسیژن، سیلیکون و آهن، که به طور موقت فروپاشی هسته را مهار می کند. در نهایت، با تشکیل بیشتر و بیشتر عناصر سنگین جدول تناوبی، آهن 56 از سیلیکون سنتز می شود. در این مرحله، همجوشی حرارتی بیشتر غیرممکن می شود، زیرا هسته آهن-56 دارای حداکثر نقص جرمی است و تشکیل هسته های سنگین تر با آزاد شدن انرژی غیرممکن است. بنابراین، وقتی هسته آهنی یک ستاره به اندازه مشخصی می رسد، فشار موجود در آن دیگر قادر به تحمل گرانش لایه های بیرونی ستاره نیست و با نوترونی شدن ماده آن، فروپاشی فوری هسته رخ می دهد. آنچه در آینده اتفاق می‌افتد هنوز کاملاً مشخص نیست، اما در هر صورت، فرآیندهایی که در عرض چند ثانیه اتفاق می‌افتند منجر به انفجار ابرنواختری با قدرت باورنکردنی می‌شوند. انفجار نوترینوی همراه موج ضربه ای را تحریک می کند. فوران های قوی نوترینوها و میدان مغناطیسی دوار بیشتر مواد انباشته شده توسط ستاره - به اصطلاح عناصر نشسته، از جمله آهن و عناصر سبک تر را دفع می کنند. مواد پراکنده توسط نوترون‌هایی که از هسته پرتاب می‌شوند بمباران می‌شوند، آنها را می‌گیرند و در نتیجه مجموعه‌ای از عناصر سنگین‌تر از آهن، از جمله عناصر رادیواکتیو، تا اورانیوم (و احتمالاً تا کالیفرنیوم) را ایجاد می‌کنند. بنابراین، انفجارهای ابرنواختری وجود عناصر سنگین‌تر از آهن را در ماده بین‌ستاره‌ای توضیح می‌دهند، که با این حال، تنها راه ممکن برای شکل‌گیری آن‌ها نیست، برای مثال، ستاره‌های تکنسیوم این را نشان می‌دهند. موج انفجار و جت های نوترینوها مواد را از آن دور می کنند یک ستاره در حال مرگبه فضای بین ستاره ای متعاقباً، خنک شدن و حرکت در فضا، این ماده ابرنواختر می تواند با دیگر "آوارهای فضایی" برخورد کند و احتمالاً در شکل گیری ستاره ها، سیارات یا ماهواره های جدید شرکت کند. فرآیندهایی که در طول شکل‌گیری یک ابرنواختر اتفاق می‌افتد هنوز در حال بررسی است و تاکنون هیچ شفافیتی در مورد این موضوع وجود ندارد. همچنین این لحظه سوال برانگیز است که واقعاً چه چیزی از ستاره اصلی باقی مانده است. با این حال، دو گزینه در نظر گرفته می شود: ستاره های نوترونی و سیاهچاله ها.

ستاره های نوترونی

مشخص است که در برخی از ابرنواخترها، گرانش قوی در داخل یک ابرغول، الکترون ها را مجبور می کند که توسط هسته اتم جذب شوند، جایی که با پروتون ها ادغام می شوند و نوترون می سازند. این فرآیند نوترونیزه شدن نامیده می شود. نیروهای الکترومغناطیسی جدا کننده هسته های مجاور ناپدید می شوند. هسته ستاره اکنون یک توپ متراکم است هسته های اتمیو نوترون های منفرد. چنین ستارگانی که به ستارگان نوترونی معروف هستند، بسیار کوچک هستند - به اندازه یک شهر بزرگ - و چگالی غیرقابل تصور بالایی دارند. دوره انقلاب آنها با کاهش اندازه ستاره (به دلیل حفظ تکانه زاویه ای) بسیار کوتاه می شود. برخی 600 دور در ثانیه انجام می دهند. برای برخی از آنها، زاویه بین بردار تابش و محور چرخش ممکن است به گونه ای باشد که زمین به مخروطی که توسط این تشعشع تشکیل شده است سقوط کند. در این حالت، می توان یک پالس تابشی را که در فواصل زمانی برابر با دوره انقلاب ستاره تکرار می شود، ثابت کرد. چنین ستارگان نوترونی "تپ اختر" نامیده می شدند و اولین ستاره های نوترونی هستند که کشف شدند.

سیاه چاله ها

همه ابرنواخترها به ستاره های نوترونی تبدیل نمی شوند. اگر جرم ستاره به اندازه کافی بزرگ باشد، فروپاشی ستاره ادامه خواهد یافت و خود نوترون ها شروع به سقوط به داخل خواهند کرد تا زمانی که شعاع آن از شعاع شوارتزشیلد کمتر شود. پس از آن ستاره تبدیل به سیاهچاله می شود. وجود سیاهچاله ها توسط نسبیت عام پیش بینی شده بود. بر اساس این نظریه، ماده و اطلاعات تحت هیچ شرایطی نمی توانند از سیاهچاله خارج شوند. با این حال، مکانیک کوانتومی احتمالاً استثناهایی را برای این قاعده ایجاد می کند. تعدادی سوال باز باقی مانده است. رئیس بین آنها: "آیا اصلاً سیاهچاله ها وجود دارند؟" در واقع، برای اینکه بگوییم یک جسم معین سیاهچاله است، باید افق رویداد آن را مشاهده کرد. این امر صرفاً با تعریف افق غیرممکن است، اما با کمک تداخل سنجی رادیویی با یک خط پایه فوق العاده طولانی، می توان متریک نزدیک جسم را تعیین کرد و همچنین تغییرپذیری سریع و میلی ثانیه ای را ثبت کرد. این ویژگی‌ها که در یک جسم مشاهده می‌شوند، در نهایت باید وجود سیاه‌چاله‌ها را ثابت کنند.

با اندیشیدن به آسمان صاف شب به دور از نورهای شهر، به راحتی می توان فهمید که جهان پر از ستاره است. چگونه طبیعت توانست تعداد بی شماری از این اشیاء را خلق کند؟ در واقع، طبق برآوردها، تنها در راه شیریحدود 100 میلیارد ستاره علاوه بر این، ستارگان هنوز در حال تولد هستند، 10-20 میلیارد سال پس از شکل گیری کیهان. ستاره ها چگونه تشکیل می شوند؟ یک ستاره قبل از رسیدن به حالت ثابت، مانند خورشید ما، دستخوش چه تغییراتی می شود؟

از نظر فیزیکی، یک ستاره یک توپ گازی است.

از نظر فیزیک یک توپ گازی است. گرما و فشار ایجاد شده در واکنش‌های هسته‌ای - عمدتاً در همجوشی هلیوم از هیدروژن - از فروپاشی ستاره تحت گرانش خود جلوگیری می‌کند. زندگی این شی نسبتا ساده از سناریوی کاملاً تعریف شده پیروی می کند. ابتدا ستاره ای از ابر پراکنده گاز بین ستاره ای متولد می شود، سپس طولانی می شودپایان دنیا. اما در نهایت، وقتی تمام سوخت هسته‌ای تمام شود، به یک کوتوله سفید کم‌نور، ستاره نوترونی یا سیاه‌چاله تبدیل می‌شود.

این توصیف ممکن است این تصور را ایجاد کند که تجزیه و تحلیل دقیق شکل‌گیری و مراحل اولیه تکامل ستارگان نباید مشکلات قابل توجهی ایجاد کند. اما اثر متقابل گرانش و فشار گرما باعث می شود که ستاره ها به شیوه های غیر قابل پیش بینی رفتار کنند.
برای مثال، تکامل درخشندگی را در نظر بگیرید، یعنی تغییر در مقدار انرژی ساطع شده از سطح ستاره در واحد زمان. دمای داخلی یک ستاره جوان برای ادغام اتم های هیدروژن بسیار پایین است، بنابراین درخشندگی آن باید نسبتاً کم باشد. هنگامی که واکنش های هسته ای شروع می شود می تواند افزایش یابد و تنها در این صورت می تواند به تدریج سقوط کند. در واقع، یک ستاره بسیار جوان بسیار درخشان است. درخشندگی آن با افزایش سن کاهش می یابد و در طی احتراق هیدروژن به حداقل موقتی می رسد.

در مراحل اولیه تکامل، فرآیندهای فیزیکی مختلفی در ستارگان رخ می دهد.

در مراحل اولیه تکامل، فرآیندهای فیزیکی مختلفی در ستارگان اتفاق می‌افتد که برخی از آنها هنوز به خوبی شناخته نشده‌اند. تنها در دو دهه گذشته است که ستاره شناسان شروع به ساختن تصویری دقیق از تکامل ستاره ها بر اساس پیشرفت های تئوری و رصد کرده اند.
ستاره ها از ابرهای بزرگ و نامرئی واقع در قرص کهکشان های مارپیچی متولد می شوند. ستاره شناسان این اجرام را مجتمع های مولکولی غول پیکر می نامند. اصطلاح "مولکولی" نشان دهنده این واقعیت است که گاز موجود در مجتمع ها عمدتاً از هیدروژن به شکل مولکولی تشکیل شده است. چنین ابرهایی بزرگترین تشکیلات در کهکشان هستند که گاهی اوقات به بیش از 300 sv می رسند. در طول سال

نگاهی دقیق تر به تکامل یک ستاره

تجزیه و تحلیل دقیق تر نشان می دهد که ستارگان از تراکم های گسسته - مناطق فشرده - در یک ابر مولکولی غول پیکر تشکیل شده اند. ستاره شناسان خواص مناطق فشرده را با استفاده از تلسکوپ های رادیویی بزرگ، تنها ابزاری که قادر به تشخیص میلیموئیدهای ضعیف هستند، بررسی کرده اند. از مشاهدات این تابش، چنین بر می آید که معمولی است منطقه فشردهقطر چند ماه نوری، چگالی 30000 مولکول هیدروژن در سانتی متر ^ و دمای 10 کلوین دارد.
بر اساس این مقادیر، نتیجه گرفته شد که فشار گاز در مناطق فشرده به حدی است که می تواند تحت تأثیر نیروهای خود گرانشی در برابر فشار مقاومت کند.

بنابراین، برای تشکیل یک ستاره، منطقه فشرده باید از حالت ناپایدار فشرده شود، و به طوری که نیروهای گرانش از فشار داخلی گاز بیشتر شود.
هنوز مشخص نیست که چگونه مناطق فشرده از ابر مولکولی اولیه متراکم می شوند و چنین حالت ناپایداری به دست می آورند. با این وجود، حتی قبل از کشف مناطق فشرده، اخترفیزیکدانان این فرصت را داشتند که فرآیند تشکیل ستاره را شبیه سازی کنند. در اوایل دهه 1960، نظریه پردازان از شبیه سازی های کامپیوتری برای تعیین چگونگی فروپاشی ابرهای ناپایدار استفاده کردند.
اگرچه طیف گسترده‌ای از شرایط اولیه برای محاسبات نظری استفاده شد، نتایج به‌دست‌آمده همزمان بود: برای ابری که بیش از حد ناپایدار است، ابتدا قسمت داخلی فشرده می‌شود، یعنی سقوط آزادماده در مرکز ابتدا در معرض قرار می گیرد، در حالی که نواحی محیطی پایدار می مانند. به تدریج، ناحیه فشرده سازی به سمت بیرون گسترش می یابد و کل ابر را در بر می گیرد.

در اعماق روده های ناحیه در حال کوچک شدن، تکامل ستارگان آغاز می شود

در اعماق روده های ناحیه در حال کوچک شدن، تشکیل ستاره آغاز می شود. قطر ستاره تنها یک ثانیه نوری است، یعنی یک میلیونم قطر ناحیه فشرده. برای چنین اندازه های نسبتا کوچک، تصویر کلی از فشرده سازی ابر ناچیز است، و نقش اصلیدر اینجا سرعت ماده در حال سقوط روی ستاره بازی می کند

سرعت سقوط ماده می تواند متفاوت باشد، اما مستقیماً به دمای ابر بستگی دارد. هر چه دما بالاتر باشد سرعت بیشتر است. محاسبات نشان می دهد که جرمی برابر با جرم خورشید می تواند در مرکز یک منطقه فشرده در حال انقباض در زمانی بین 100 هزار تا 1 میلیون سال جمع شود.جسمی که در مرکز یک ابر در حال فروپاشی تشکیل شده است، پیش ستاره نامیده می شود. ستاره شناسان با استفاده از شبیه سازی های کامپیوتری، مدلی را توسعه داده اند که ساختار یک پیش ستاره را توصیف می کند.
معلوم شد که گاز فرود با سطح پیش ستاره برخورد می کند سرعت بالا... بنابراین، یک جبهه شوک قدرتمند تشکیل می شود (انتقال ناگهانی به یک بسیار فشار بالا). در جبهه شوک، گاز تا حدود 1 میلیون کلوین گرم می شود، سپس، هنگامی که در نزدیکی سطح منتشر می شود، به سرعت تا حدود 10000 کلوین سرد می شود و لایه به لایه یک پیش ستاره را تشکیل می دهد.

وجود یک جبهه شوک روشنایی بالای ستاره های جوان را توضیح می دهد

وجود یک جبهه شوک روشنایی بالای ستاره های جوان را توضیح می دهد. اگر جرم ستاره پروتوزی برابر با یک جرم خورشیدی باشد، درخشندگی آن می تواند ده برابر از یک خورشیدی بیشتر شود. اما این ناشی از واکنش های همجوشی گرما هسته ای نیست، مانند ستارگان معمولی، بلکه توسط انرژی جنبشی ماده به دست آمده در میدان گرانشی ایجاد می شود.
پروتوستارها را می توان مشاهده کرد، اما نه با تلسکوپ های نوری معمولی.
همه گازهای بین ستاره ای، از جمله گازی که ستاره ها از آن تشکیل شده اند، حاوی "غبار" هستند - مخلوطی از ذرات جامد در اندازه های زیر میکرون. تابش جبهه شوک در راه خود به هم می رسد عدد بزرگاین ذرات همراه با گاز بر روی سطح پیش ستاره سقوط می کنند.
ذرات گرد و غبار سرد فوتون های ساطع شده از جبهه شوک را جذب می کنند و دوباره آنها را در طول موج های بلندتر ساطع می کنند. این تابش با طول موج بلند به نوبه خود جذب می شود و سپس توسط گرد و غبار دورتر بازتاب می شود. بنابراین، در حالی که فوتون راه خود را از میان ابرهای غبار و گاز باز می کند، طول موج آن در محدوده مادون قرمز طیف الکترومغناطیسی است. اما در فاصله چند ساعت نوری از پیش ستاره، طول موج فوتون بیش از حد طولانی می شود، به طوری که غبار نمی تواند آن را جذب کند و در نهایت می تواند بدون هیچ مانعی به سمت تلسکوپ های حساس به فروسرخ زمینی بشتابد.
علی رغم فرصت های فراواندر آشکارسازهای مدرن، ستاره شناسان نمی توانند ادعا کنند که تلسکوپ ها واقعاً تابش پیش ستاره ها را ثبت می کنند. ظاهراً آنها عمیقاً در اعماق مناطق فشرده ثبت شده در محدوده رادیویی پنهان هستند. عدم قطعیت در ثبت به این دلیل است که آشکارسازها نمی توانند یک پیش ستاره را از ستاره های قدیمی تر که با گاز و غبار در هم آمیخته اند تشخیص دهند.
برای شناسایی مطمئن، یک تلسکوپ مادون قرمز یا رادیویی باید تغییر داپلر خطوط گسیل طیفی پیش ستاره را تشخیص دهد. جابجایی داپلر حرکت واقعی گازی که روی سطح آن می افتد را نشان می دهد.
به محض اینکه در نتیجه سقوط ماده، جرم پیش ستاره به چندین دهم جرم خورشید می رسد، دمای مرکز برای شروع واکنش های همجوشی گرما هسته ای کافی می شود. با این حال، واکنش های گرما هسته ای در پیش ستاره ها با واکنش های ستاره های میانسال تفاوت اساسی دارد. منبع انرژی چنین ستارگانی واکنش همجوشی گرما هسته ای هلیوم از هیدروژن است.

هیدروژن فراوان ترین عنصر شیمیایی در جهان است

هیدروژن فراوان ترین است عنصر شیمیاییدر جهان. در بدو تولد کیهان (بیگ بنگ) این عنصر به شکل معمول با هسته ای متشکل از یک پروتون تشکیل شد. اما دو هسته از هر 100000 هسته دوتریوم هستند که از یک پروتون و یک نوترون تشکیل شده اند. این ایزوتوپ هیدروژن در عصر مدرن در گاز بین ستاره ای وجود دارد که از آن وارد ستارگان می شود.
قابل توجه است که این ترکیب کم نقش غالب در زندگی پیش ستاره ها را ایفا می کند. دمای روده آنها برای واکنش های هیدروژن معمولی که در 10 میلیون کلوین رخ می دهد، کافی نیست. اما در نتیجه انقباض گرانشی، دمای مرکز پیش ستاره به راحتی می تواند به 1 میلیون کلوین برسد، زمانی که همجوشی هسته های دوتریوم آغاز می شود که در آن انرژی عظیمی نیز آزاد می شود.

کدورت ماده پیش ستاره ای بسیار زیاد است

کدورت ماده پیش ستاره ای برای این که این انرژی از طریق انتقال تابشی منتقل شود بسیار زیاد است. بنابراین، ستاره به طور همرفتی ناپایدار می شود: حباب های گازی که روی "آتش هسته ای" گرم شده اند به سطح شناور می شوند. این جریان‌های صعودی توسط گاز سردی که به سمت پایین به سمت مرکز جریان دارد متعادل می‌شوند. حرکات همرفتی مشابه، اما در مقیاس بسیار کوچکتر، در اتاقی با گرمایش بخار انجام می شود. در یک پیش ستاره، گردابه های همرفتی دوتریوم را از سطح به داخل آن می برند. بنابراین، سوخت مورد نیاز برای واکنش های گرما هسته ای به هسته ستاره می رسد.
علیرغم غلظت بسیار کم هسته های دوتریوم، گرمای آزاد شده در طی همجوشی آنها تأثیر قوی بر پیش ستاره دارد. پیامد اصلی واکنش های احتراق دوتریوم "تورم" پیش ستاره است. به دلیل انتقال موثر گرما توسط همرفت در نتیجه "سوختن" دوتریوم، اندازه پیش ستاره افزایش می یابد که به جرم آن بستگی دارد. شعاع یک پیش ستاره با یک جرم خورشیدی برابر با پنج خورشیدی است. با جرمی برابر با سه خورشیدی، پیش ستاره به شعاع 10 خورشیدی متورم می شود.
جرم یک منطقه فشرده معمولی بیشتر از جرم ستاره تولید شده آن است. بنابراین باید مکانیزمی وجود داشته باشد که جرم اضافی را از بین ببرد و ریزش ماده را متوقف کند. بیشتر ستاره شناسان متقاعد شده اند که باد ستاره ای قوی که از سطح پیش ستاره می وزد باعث این امر است. باد ستاره ای گاز در حال سقوط را در جهت مخالف منفجر می کند و در نهایت منطقه فشرده را پراکنده می کند.

ایده باد ستاره ای

"ایده باد ستاره ای" از محاسبات نظری نتیجه نمی گیرد. و به نظریه پردازان شگفت زده شواهدی از این پدیده ارائه شد: مشاهدات جریان های گاز مولکولی که از منابع مادون قرمزتابش - تشعشع. این جریان‌ها با باد پیش‌ستاره‌ای مرتبط هستند. منشا آن یکی از عمیق ترین رازهای ستاره های جوان است.
هنگامی که منطقه فشرده از بین می رود، جسمی در معرض دید قرار می گیرد که می توان آن را در محدوده نوری مشاهده کرد - یک ستاره جوان. مانند یک پیش ستاره، درخشندگی بالایی دارد که بیشتر توسط گرانش تعیین می شود تا همجوشی گرما هسته ای. فشار داخل ستاره از فروپاشی گرانشی فاجعه آمیز جلوگیری می کند. با این حال، گرمای مسئول این فشار از سطح ستاره تابش می شود، بنابراین ستاره بسیار درخشان می درخشد و به آرامی منقبض می شود.
با انقباض، دمای داخلی آن به تدریج افزایش می یابد و در نهایت به 10 میلیون کلوین می رسد. سپس واکنش های همجوشی هسته های هیدروژن با تشکیل هلیوم آغاز می شود. گرمای آزاد شده فشاری ایجاد می کند که از فشردگی جلوگیری می کند و ستاره برای مدت طولانی می درخشد تا زمانی که سوخت هسته ای در داخل آن تمام شود.
خورشید ما، یک ستاره معمولی، حدود 30 میلیون سال طول کشید تا از پیش ستاره ای به ستاره ای منقبض شود اندازه های مدرن... به دلیل گرمای آزاد شده در طی واکنش های حرارتی، این ابعاد را برای حدود 5 میلیارد سال حفظ می کند.
ستاره ها اینگونه متولد می شوند. اما علیرغم چنین موفقیت‌های آشکار دانشمندان، که به ما امکان می‌دهد یکی از بسیاری از اسرار جهان را بیاموزیم، بسیاری از ویژگی‌های شناخته‌شده ستارگان جوان هنوز به طور کامل درک نشده‌اند. این به تنوع نامنظم، باد ستاره ای عظیم، شعله های درخشان غیرمنتظره آنها اشاره دارد. هنوز پاسخ مطمئنی برای این سوالات وجود ندارد. اما اینها مسائل حل نشدهباید به عنوان شکستگی در یک زنجیره در نظر گرفته شود که حلقه های اصلی آن قبلاً لحیم شده است. و اگر کلید ایجاد شده توسط طبیعت را پیدا کنیم، قادر خواهیم بود این زنجیره را ببندیم و بیوگرافی ستاره های جوان را کامل کنیم. و این کلید در آسمان صاف بالای سر ما سوسو می زند.

ویدیوی A Star Is Born:

حیات درونی یک ستاره با تأثیر دو نیرو تنظیم می‌شود: نیروی گرانش، که مخالف ستاره است، آن را نگه می‌دارد، و نیروی آزاد شده در طی واکنش‌های هسته‌ای که در هسته رخ می‌دهد. برعکس، به دنبال "هل دادن" ستاره به فضای دور است. در طی مراحل شکل گیری، یک ستاره متراکم و فشرده به شدت تحت تأثیر گرانش قرار می گیرد. در نتیجه، گرمایش قوی رخ می دهد، دما به 10-20 میلیون درجه می رسد. این برای شروع واکنش های هسته ای کافی است که در نتیجه هیدروژن به هلیوم تبدیل می شود.

سپس، طی یک دوره طولانی، دو نیرو یکدیگر را متعادل می کنند، ستاره در حالت پایدار است. وقتی سوخت هسته ای هسته کم کم خشک می شود، ستاره وارد مرحله ناپایداری می شود، دو نیرو در مقابل هم قرار می گیرند. برای یک ستاره، یک لحظه بحرانی فرا می رسد، عوامل مختلفی وارد بازی می شوند - دما، چگالی، ترکیب شیمیایی. در وهله اول جرم ستاره است، آینده این جرم آسمانی به آن بستگی دارد - یا ستاره مانند یک ابرنواختر شعله ور می شود، یا به یک کوتوله سفید، یک ستاره نوترونی یا یک سیاهچاله تبدیل می شود.

چگونه هیدروژن خشک می شود

فقط اجرام آسمانی بسیار بزرگ (حدود 80 برابر جرم مشتری) به ستاره تبدیل می شوند، و اجرام کوچکتر (حدود 17 برابر کوچکتر از مشتری) به سیاره تبدیل می شوند. اجساد وجود دارد وزن میانگینآن‌ها بزرگ‌تر از آن هستند که به کلاس سیارات تعلق داشته باشند، و بسیار کوچک و سرد هستند تا واکنش‌های هسته‌ای مشخصه ستارگان در اعماق آنها رخ ندهد.

این اجرام آسمانی تیره رنگ درخشندگی ضعیفی دارند، تشخیص آنها در آسمان بسیار دشوار است. به آنها کوتوله قهوه ای می گویند.

بنابراین، یک ستاره از ابرهای گاز بین ستاره ای تشکیل شده است. همانطور که اشاره شد، کاملا مدت زمان طولانیستاره در حالت متعادل است. سپس یک دوره بی ثباتی فرا می رسد. سرنوشت بیشتر یک ستاره به عوامل مختلفی بستگی دارد. یک ستاره فرضی را در نظر بگیرید اندازه کوچککه جرم آن بین 0.1 تا 4 جرم خورشیدی است. ویژگی مشخصهستارگان با جرم کوچک عدم وجود همرفت در لایه های داخلی است، یعنی. مواد تشکیل دهنده یک ستاره با هم مخلوط نمی شوند، همانطور که در ستارگان با جرم زیاد اتفاق می افتد.

این بدان معناست که وقتی هیدروژن در هسته تمام می شود، هیچ ذخایر جدیدی از این عنصر در لایه های بیرونی وجود ندارد. وقتی هیدروژن می سوزد به هلیوم تبدیل می شود. کم کم هسته گرم می شود، لایه های سطحی ساختار خود را بی ثبات می کنند و ستاره همانطور که از نمودار HR مشخص است، به آرامی فاز توالی اصلی را ترک می کند. در فاز جدید، چگالی ماده در داخل ستاره افزایش می‌یابد، ترکیب هسته «تخریب» می‌شود و در نتیجه قوام خاصی ایجاد می‌شود. با ماده معمولی فرق دارد.

دگرگونی ماده

وقتی ماده جهش می یابد، فشار فقط به چگالی گازها بستگی دارد و نه به دما.

در نمودار هرتسسپرونگ-راسل، ستاره به سمت راست و سپس به سمت بالا حرکت می کند و به ناحیه غول های قرمز نزدیک می شود. اندازه آن به طور قابل توجهی افزایش می یابد، و به همین دلیل، دما لایه های بیرونیسقوط. قطر غول سرخ می تواند به صدها میلیون کیلومتر برسد. هنگامی که زهره ما وارد این مرحله می شود، هر یک از زهره ها را "بلع" می کند و اگر نتواند زمین را بگیرد، آن را به حدی گرم می کند که زندگی در سیاره ما از بین می رود.

در طول تکامل یک ستاره، دمای هسته آن افزایش می یابد. واکنش های هسته ای ابتدا رخ می دهد، سپس پس از رسیدن دمای بهینهذوب هلیوم آغاز می شود. هنگامی که این اتفاق می افتد، افزایش ناگهانی دمای هسته باعث شعله ور شدن می شود و ستاره به سرعت به سمت چپ حرکت می کند. نمودارهای منابع انسانی... این به اصطلاح "فلاش هلیوم" است. در این زمان، هسته حاوی هلیوم همراه با هیدروژن می سوزد، که بخشی از پوسته اطراف هسته است. در نمودار HR این مرحله با حرکت به سمت راست در امتداد یک خط افقی ثبت می شود.

آخرین مراحل تکامل

هنگامی که هلیوم به کربن تبدیل می شود، هسته تغییر می کند. دمای آن تا زمانی که (اگر ستاره بزرگ باشد) افزایش می یابد تا زمانی که کربن شروع به سوختن کند. شیوع جدیدی رخ می دهد. در هر صورت، در آخرین مراحل تکامل ستاره، کاهش قابل توجهی از جرم آن مشاهده می شود. این می تواند به تدریج یا ناگهانی، در طول یک فوران، زمانی که لایه های بیرونی ستاره مانند یک حباب بزرگ می ترکد، اتفاق بیفتد. در مورد دوم، یک سحابی سیاره ای تشکیل می شود - یک پوسته کروی، که در آن انتشار می یابد فضای بیرونیبا سرعت چند ده یا حتی صدها کیلومتر در ثانیه.

سرنوشت نهایی یک ستاره به جرم باقی مانده پس از هر چیزی که در آن اتفاق می افتد بستگی دارد. اگر در تمام دگرگونی ها و شعله ها، مقدار زیادی ماده به بیرون پرتاب شود و جرم آن از جرم خورشیدی 1.44 تجاوز نکند، ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می شود. این رقم به افتخار اخترفیزیکدان پاکستانی Subrahmanyan Chandrasekhar "حد چاندرا سکار" نامیده می شود. این حداکثر جرم ستاره‌ای است که ممکن است به دلیل فشار الکترون‌ها در هسته، پایان فاجعه‌باری رخ ندهد.

پس از فوران لایه های بیرونی، هسته ستاره باقی می ماند و دمای سطح آن بسیار بالا است - حدود 100000 درجه کلوین. ستاره به سمت لبه چپ نمودار HR حرکت می کند و به سمت پایین پایین می آید. درخشندگی آن با کاهش اندازه آن کاهش می یابد.

ستاره به آرامی به منطقه کوتوله های سفید می رسد. اینها ستارگانی با قطر کم (مثل ما) هستند، اما چگالی بسیار بالایی دارند، یک و نیم میلیون برابر چگالی آب. یک سانتی‌متر مکعب ماده که یک کوتوله سفید را تشکیل می‌دهد حدود یک تن روی زمین وزن دارد!

کوتوله سفید آخرین مرحله در تکامل یک ستاره است، بدون شراره. کمی خنک می شود.

دانشمندان بر این باورند که پایان کوتوله سفید بسیار کند است، در هر صورت از ابتدای پیدایش جهان به نظر می رسد که حتی یک کوتوله سفید نیز دچار «مرگ حرارتی» نشده است.

اگر ستاره بزرگ باشد و جرم آن از خورشید بیشتر باشد، مانند یک ابرنواختر منفجر می شود. در طول یک طغیان، ستاره می تواند به طور کامل یا جزئی سقوط کند. در حالت اول، ابری از گاز با ماده باقیمانده ستاره از آن باقی می ماند. در دوم - جسم آسمانی باقی می ماند بالاترین تراکم- ستاره نوترونی یا سیاهچاله.