اگر ماده کافی در جایی در کیهان انباشته شود، به یک توده متراکم تبدیل می شود که در آن یک واکنش گرما هسته ای آغاز می شود. ستاره ها اینگونه روشن می شوند. اولین ها 13.7 میلیارد (13.7 * 10 9) سال پیش در تاریکی کیهان جوان شعله ور شدند و خورشید ما فقط 4.5 میلیارد سال پیش. طول عمر یک ستاره و فرآیندهای رخ داده در پایان این دوره به جرم ستاره بستگی دارد.

در حالی که واکنش گرما هسته ای تبدیل هیدروژن به هلیوم در ستاره ادامه دارد، در دنباله اصلی است. زمانی که یک ستاره روی دنباله اصلی می گذراند به جرم آن بستگی دارد: بزرگترین و سنگین ترین آنها به سرعت به مرحله غول سرخ می رسند و سپس در نتیجه یک انفجار ابرنواختر یا تشکیل یک کوتوله سفید، دنباله اصلی را ترک می کنند.

سرنوشت غول ها

بزرگترین و پرجرم ترین ستاره ها به سرعت می سوزند و به صورت ابرنواختر منفجر می شوند. پس از یک انفجار ابرنواختر، یک ستاره نوترونی باقی می ماند یا سیاه چالهو اطراف آنها - ماده ای که توسط انرژی عظیم انفجار به بیرون پرتاب می شود، که سپس ماده ای برای ستاره های جدید می شود. از نزدیکترین همسایگان ستاره ای ما، چنین سرنوشتی در انتظار بتلژوز است، اما وقتی منفجر می شود، محاسبه غیرممکن است.

سحابی که در نتیجه رها شدن ماده در طی یک انفجار ابرنواختری شکل گرفته است. در مرکز سحابی یک ستاره نوترونی قرار دارد.

ستاره نوترونی یک پدیده فیزیکی وحشتناک است. هسته یک ستاره در حال انفجار منقبض می شود - بسیار شبیه گاز در یک موتور احتراق داخلی، فقط بسیار بزرگ و کارآمد: توپی به قطر صدها هزار کیلومتر به توپی با عرض 10 تا 20 کیلومتر تبدیل می شود. نیروی فشردگی آنقدر زیاد است که الکترون‌ها روی هسته‌های اتم می‌افتند و نوترون‌ها را تشکیل می‌دهند - از این رو نام آن‌ها به آن اشاره شد.

ناسا ستاره نوترونی (دیدگاه هنرمند)

چگالی ماده در طول چنین فشردگی حدود 15 مرتبه قدر افزایش می‌یابد و درجه حرارت به 1012 کلوین در مرکز یک ستاره نوترونی و 1000000 کلوین در پیرامون افزایش می‌یابد. مقداری از این انرژی به صورت تابش فوتون منتشر می‌شود و مقداری نیز توسط نوترینوهایی که در هسته یک ستاره نوترونی تشکیل شده‌اند، با خود می‌برند. اما حتی به دلیل خنک‌سازی بسیار کارآمد نوترینو، یک ستاره نوترونی بسیار آهسته سرد می‌شود: 10 16 یا حتی 10 22 سال طول می‌کشد تا به طور کامل انرژی تمام شود. گفتن اینکه چه چیزی در محل ستاره نوترونی سرد شده باقی می ماند دشوار است، اما مشاهده آن غیرممکن است: جهان برای این کار بسیار جوان است. این فرض وجود دارد که یک سیاهچاله دوباره به جای یک ستاره سرد شده تشکیل می شود.

سیاهچاله ها در نتیجه فروپاشی گرانشی اجرام بسیار عظیم - به عنوان مثال، در انفجارهای ابرنواختر - رخ می دهند. شاید تریلیون‌ها سال دیگر، ستاره‌های نوترونی سرد شده به سیاه‌چاله تبدیل شوند.

سرنوشت ستاره های متوسط

ستارگان دیگر با جرم کمتر، بیشتر از بزرگ‌ترین‌ها روی دنباله اصلی می‌مانند، اما پس از ترک آن، بسیار سریع‌تر از پسرعموهای نوترونی خود می‌میرند. بیش از 99 درصد از ستارگان جهان هرگز منفجر نمی شوند و نه به سیاهچاله ها و نه به ستاره های نوترونی تبدیل نمی شوند - هسته آنها برای چنین نمایش های کیهانی بسیار کوچک است. به جای ستاره ها وزن متوسطدر پایان عمر آنها به غول های قرمز تبدیل می شوند که بسته به جرم آنها به کوتوله های سفید تبدیل می شوند، منفجر می شوند، به طور کامل پراکنده می شوند یا به ستاره های نوترونی تبدیل می شوند.

کوتوله های سفید در حال حاضر بین 3 تا 10 درصد از جمعیت ستاره ای جهان را تشکیل می دهند. دمای آنها بسیار بالا است - بیش از 20000 کلوین، بیش از سه برابر دمای سطح خورشید - اما هنوز کمتر از دمای ستارگان نوترونی است و به دلیل دمای پایین تر و منطقه بزرگترکوتوله های سفید سریعتر سرد می شوند - در 10 14 - 10 15 سال. این بدان معناست که در 10 تریلیون سال آینده - زمانی که کیهان هزار بار پیرتر از الان شود - وجود خواهد داشت. نوع جدیدشیء: یک کوتوله سیاه، محصول خنک کننده یک کوتوله سفید.

هنوز هیچ کوتوله سیاهی در فضا وجود ندارد. حتی قدیمی‌ترین ستاره‌های خنک‌کننده تا به امروز حداکثر 0.2 درصد انرژی خود را از دست داده‌اند. برای یک کوتوله سفید با دمای 20000 کلوین، این به معنای خنک شدن تا 19960 کلوین است.

برای کوچولوها

علم حتی کمتر از ابرنواخترها و کوتوله‌های سیاه می‌داند که وقتی کوچک‌ترین ستاره‌ها، مانند نزدیک‌ترین همسایه ما، کوتوله قرمز پروکسیما قنطورس، سرد می‌شوند چه اتفاقی می‌افتد. همجوشی گرما هسته ای در هسته های آنها به کندی پیش می رود و در دنباله اصلی آنها طولانی تر از سایرین باقی می مانند - طبق برخی محاسبات تا 10 12 سال و پس از آن احتمالاً به عنوان کوتوله های سفید به زندگی خود ادامه می دهند ، یعنی می درخشند. برای 10 14 - 10 15 سال دیگر قبل از تبدیل شدن به یک کوتوله سیاه.

تکامل ستارگان در نجوم دنباله ای از تغییراتی است که یک ستاره در طول زندگی خود، یعنی در طی صدها هزار، میلیون ها یا میلیاردها سال، در حالی که نور و گرما ساطع می کند، متحمل می شود. در چنین دوره های عظیم زمانی، تغییرات بسیار قابل توجه است.

تکامل ستاره در یک ابر مولکولی غول پیکر که گهواره ستاره ای نیز نامیده می شود آغاز می شود. بیشتر فضای «خالی» یک کهکشان در واقع حاوی 0.1 تا 1 مولکول در هر سانتی متر مکعب است. چگالی ابر مولکولی در حدود یک میلیون مولکول در هر 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.

تکامل ستاره در یک ابر مولکولی غول پیکر که گهواره ستاره ای نیز نامیده می شود آغاز می شود.

تا زمانی که ابر آزادانه به دور مرکز کهکشان اصلی خود می چرخد، 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 مجاور باشد که موج ضربه ای آن با یک ابر مولکولی با سرعت زیادی 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 فرآیند تشکیل ستاره را آغاز کند.

هر گونه ناپیوستگی در نیروهای وارده بر جرم ابر می تواند فرآیند تشکیل ستاره را آغاز کند.

در طی این فرآیند، ناهمگونی های ابر مولکولی تحت تأثیر گرانش خود منقبض می شوند و به تدریج شکل یک توپ را به خود می گیرند. هنگامی که فشرده می شود، انرژی گرانشی به گرما تبدیل می شود و دمای جسم افزایش می یابد.

هنگامی که دمای مرکز به 15 تا 20 میلیون کلوین می رسد، واکنش های گرما هسته ای شروع می شود و فشرده سازی متوقف می شود. جسم به یک ستاره تمام عیار تبدیل می شود.

مراحل بعدی تکامل یک ستاره تقریباً به طور کامل به جرم آن بستگی دارد و تنها در انتهای تکامل یک ستاره می تواند ترکیب شیمیایی آن نقش خود را ایفا کند.

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 هرتزسپرونگ-راسل قرار می گیرد تا زمانی که سوخت هسته آن تمام شود. هنگامی که در مرکز ستاره تمام هیدروژن به هلیوم تبدیل می شود، یک هسته هلیوم تشکیل می شود و احتراق حرارتی هیدروژن در حاشیه هسته ادامه می یابد.

کوتوله های قرمز کوچک و سرد به آرامی ذخایر هیدروژن را می سوزانند و برای ده ها میلیارد سال در دنباله اصلی باقی می مانند، در حالی که ابرغول های عظیم توالی اصلی را در ده ها میلیون (و برخی تنها پس از چند میلیون) سال پس از تشکیل ترک می کنند.

در حال حاضر، به طور قطعی مشخص نیست که پس از پایان یافتن ذخایر هیدروژن در اعماق ستاره‌های نورانی چه اتفاقی می‌افتد. از آنجایی که عمر کیهان 13.8 میلیارد سال است که برای کاهش ذخایر سوخت هیدروژن در چنین ستارگان کافی نیست. نظریه های مدرنبر اساس مدل‌سازی رایانه‌ای فرآیندهایی که در چنین ستاره‌هایی اتفاق می‌افتند، هستند.

بر اساس مفاهیم نظری، برخی از ستارگان نورانی با از دست دادن ماده خود (باد ستاره ای) به تدریج تبخیر شده و کوچکتر و کوچکتر می شوند. برخی دیگر، کوتوله‌های قرمز، به آرامی برای میلیاردها سال سرد می‌شوند و به انتشار ضعیف در محدوده مادون قرمز و مایکروویو طیف الکترومغناطیسی ادامه می‌دهند.

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.

به محض اینکه یک ستاره ذخایر هیدروژن هسته خود را تخلیه می کند، دنباله اصلی را ترک می کند.

بدون فشاری که در جریان واکنش‌های گرما هسته‌ای ایجاد می‌شود و گرانش داخلی را متعادل می‌کند، ستاره دوباره شروع به کوچک شدن می‌کند، همانطور که در مراحل اولیه شکل‌گیری خود بود.

دما و فشار دوباره افزایش می‌یابد، اما برخلاف مرحله پیش‌ستار، به سطوح بسیار بالاتری می‌رسد.

فروپاشی ادامه می یابد تا زمانی که در دمای حدود 100 میلیون کلوین، واکنش های گرما هسته ای با مشارکت هلیوم آغاز می شود که طی آن هلیم به عناصر سنگین تری تبدیل می شود (هلیوم - به کربن، کربن - به اکسیژن، اکسیژن - به سیلیکون، و در نهایت - سیلیکون به آهن).

فروپاشی تا زمانی ادامه می یابد که در دمای حدود 100 میلیون کلوین، واکنش های گرما هسته ای با مشارکت هلیوم آغاز شود.

"سوزاندن" گرما هسته ای ماده، که در سطح جدیدی تجدید شده است، علت انبساط هیولایی ستاره می شود. ستاره "متورم می کند" ، بسیار "شل" می شود و اندازه آن حدود 100 برابر افزایش می یابد.

ستاره به غول سرخ تبدیل می شود و فاز سوزاندن هلیوم حدود چندین میلیون سال طول می کشد.

اتفاق بعدی به جرم ستاره نیز بستگی دارد.

در ستاره ها اندازه متوسطواکنش همجوشی هلیوم می تواند منجر به ترشحات انفجاری شود لایه های بیرونیستاره ها با تشکیل آنها سحابی سیاره ای... هسته یک ستاره که در آن واکنش های گرما هسته ای متوقف می شود، در حالی که سرد می شود، به عنوان یک قاعده به یک کوتوله سفید هلیوم تبدیل می شود که جرم آن تا 0.5-0.6 جرم خورشیدی و قطری برابر با قطر زمین دارد.

برای ستارگان پرجرم و پرجرم (با جرم پنج جرم خورشیدی یا بیشتر)، فرآیندهایی که در هسته آنها با افزایش فشردگی گرانشی رخ می دهد، منجر به انفجار می شود. ابرنواختربا آزاد شدن انرژی فوق العاده این انفجار با پرتاب توده قابل توجهی از ماده ستاره ای به فضای بین ستاره ای همراه است. این ماده بیشتر در شکل گیری ستاره ها، سیارات یا ماهواره های جدید شرکت می کند. به لطف ابرنواخترها است که جهان به عنوان یک کل، و هر کهکشان به طور خاص، از نظر شیمیایی تکامل می یابد. اگر جرم ستاره در مراحل بعدی از حد چاندراسخار (1.44 جرم خورشیدی) فراتر رود، می تواند به تکامل خود به عنوان یک ستاره نوترونی (تپ اختر) پایان دهد، یا اگر جرم ستاره بیش از جرم ستاره باشد، به عنوان یک سیاهچاله پایان دهد. حد اوپنهایمر - ولکوف (مقادیر تخمینی 2، 5-3 جرم خورشیدی).

روند تکامل ستارگان در کیهان پیوسته و چرخه ای است - ستاره های قدیمی محو می شوند، ستاره های جدید برای جایگزینی آنها روشن می شوند.

بر اساس مفاهیم علمی مدرن، عناصر لازم برای پیدایش سیارات و حیات روی زمین از ماده ستاره ای شکل گرفته اند. اگرچه هنوز هیچ دیدگاه واحدی در مورد چگونگی پیدایش زندگی وجود ندارد.

در اوایل قرن بیستم، هرتسسپرونگ و راسل «قدر مطلق» در مقابل «طبقه طیفی» ستارگان مختلف را بر روی یک نمودار ترسیم کردند و معلوم شد که بیشتر آنها در امتداد یک منحنی باریک گروه‌بندی شده‌اند. 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 است توده های مختلف. 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.

ستارگان با جرم بزرگ (ابرغول ها) انرژی خود را سخاوتمندانه هدر می دهند 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 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.

کسر بسیار کوچکی از پیش ستاره ها به اندازه کافی برای واکنش نمی رسند همجوشی گرما هسته ایدرجه حرارت. 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 است فشرده سازی گرانشی... بنابراین، ستاره نسبتاً سریع به موازات محور مختصات حرکت می کند.

دمای سطح تغییر نمی کند، اما شعاع و درخشندگی کاهش می یابد. درجه حرارت در مرکز ستاره افزایش می یابد و به مقداری می رسد که در آن واکنش ها با عناصر سبک شروع می شود: لیتیوم، بریلیم، بور، که به سرعت می سوزند، اما زمان دارند تا 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 پایانی تکامل ستاره ها

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 ترکیب شیمیایی خاص خود را دارد، واکنش های هسته ای در چندین منبع لایه 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 دیدگاه های مدرن، تمام اتم های سنگین عناصر شیمیایی(یعنی سنگین تر از هلیوم) دقیقاً در انفجارهای ابرنواختری در جهان شکل گرفتند. به جای ابرنواختر منفجر شده، بسته به جرم ستاره منفجر شده، یک ستاره نوترونی یا یک سیاهچاله باقی می ماند.

کیهان یک عالم کلان دائماً در حال تغییر است که در آن هر جسم، ماده یا ماده در حالت دگرگونی و تغییر است. این فرآیندها میلیاردها سال طول می کشد. در مقایسه با مدت زمان زندگی انساناین دوره زمانی غیرقابل درک برای ذهن بسیار زیاد است. در مقیاس فضایی، این تغییرات نسبتا گذرا هستند. ستارگانی که اکنون در آسمان شب مشاهده می کنیم، همان ستارگانی بودند که هزاران سال پیش فراعنه مصر می توانستند آنها را ببینند، اما در واقع، در تمام این مدت، ویژگی های فیزیکی اجرام آسمانی یک ثانیه متوقف نشد. ستارگان متولد می شوند، زندگی می کنند و مطمئناً پیر می شوند - تکامل ستارگان طبق معمول ادامه دارد.

موقعیت ستارگان صورت فلکی دب اکبر در متفاوت است دوره های تاریخیدر فاصله 100000 سال پیش - زمان ما و بعد از 100 هزار سال

تفسیر تکامل ستارگان از دیدگاه مردم عادی

برای افراد عادی، فضا به نظر دنیایی از آرامش و سکوت است. در واقع، کیهان یک آزمایشگاه فیزیکی غول‌پیکر است که در آن دگرگونی‌های فوق‌العاده‌ای رخ می‌دهد که در طی آن ترکیب شیمیایی تغییر می‌کند. خصوصیات فیزیکیو ساختار ستارگان عمر یک ستاره تا زمانی که بدرخشد و گرما بدهد ادامه دارد. با این حال، چنین حالت درخشانی برای همیشه دوام نمی آورد. پس از تولد درخشان، دوره بلوغ ستاره به دنبال دارد که ناگزیر با پیر شدن جرم آسمانی و مرگ آن به پایان می رسد.

تشکیل یک پیش ستاره از یک ابر گاز-غبار 5-7 میلیارد سال پیش

تمام اطلاعات ما در مورد ستارگان امروزی در چارچوب علم قرار می گیرد. ترمودینامیک به ما توضیحی از فرآیندهای تعادل هیدرواستاتیکی و حرارتی می دهد که ماده ستاره ای در آن قرار دارد. فیزیک هسته ای و کوانتومی به ما اجازه می دهد تا فرآیند پیچیده همجوشی هسته ای را درک کنیم، که به لطف آن یک ستاره وجود دارد، گرما ساطع می کند و به فضای اطراف نور می دهد. در هنگام تولد یک ستاره، تعادل هیدرواستاتیکی و حرارتی تشکیل می شود که توسط منابع انرژی خود حفظ می شود. در پایان یک حرفه درخشان، این تعادل به هم می‌خورد. نوبتی از فرآیندهای برگشت ناپذیر می رسد که نتیجه آن نابودی یا فروپاشی یک ستاره است - یک فرآیند بزرگ و آنی و آنی مرگ درخشانبدن آسمانی.

انفجار ابرنواختر پایان درخشان زندگی ستاره ای است که در سال های اولیه وجود کیهان متولد شده است.

تغییر خصوصیات فیزیکی ستارگان به دلیل جرم آنهاست. سرعت تکامل اجسام تحت تأثیر ترکیب شیمیایی آنها و تا حدی پارامترهای اخترفیزیکی موجود - سرعت و حالت چرخش است. میدان مغناطیسی... به دلیل مدت زمان بسیار زیاد فرآیندهای توصیف شده، نمی توان دقیقاً گفت که همه چیز واقعاً چگونه اتفاق می افتد. سرعت تکامل، مراحل دگرگونی به زمان تولد یک ستاره و مکان آن در جهان در زمان تولد بستگی دارد.

تکامل ستارگان از دیدگاه علمی

هر ستاره ای از یک دسته گاز سرد بین ستاره ای متولد می شود که تحت تأثیر نیروهای گرانشی خارجی و داخلی به حالت یک توپ گاز فشرده می شود. فرآیند فشرده سازی ماده گازی برای یک لحظه متوقف نمی شود و با انتشار عظیم انرژی حرارتی همراه است. دمای سازند جدید تا زمانی که همجوشی گرما هسته ای راه اندازی شود افزایش می یابد. از این لحظه، فشردگی ماده ستاره ای متوقف می شود و تعادل بین حالت هیدرواستاتیک و حرارتی جسم حاصل می شود. جهان با یک ستاره تمام عیار جدید پر شده است.

سوخت اصلی ستاره یک اتم هیدروژن در نتیجه یک واکنش گرما هسته ای پرتاب شده است

در تکامل ستارگان، منابع انرژی حرارتی آنها از اهمیت اساسی برخوردار است. انرژی تابشی و گرمایی که از سطح ستاره به فضا فرار می کند به دلیل خنک شدن لایه های داخلی جرم آسمانی دوباره پر می شود. واکنش‌های گرما هسته‌ای و فشردگی گرانشی دائمی در فضای داخلی ستاره، از دست دادن را جبران می‌کند. تا زمانی که سوخت هسته ای کافی در داخل ستاره وجود داشته باشد، ستاره با نور درخشان می درخشد و گرما از خود ساطع می کند. به محض اینکه فرآیند همجوشی گرما هسته ای کند شود یا به طور کلی متوقف شود، مکانیسم انقباض داخلی ستاره برای حفظ تعادل حرارتی و ترمودینامیکی فعال می شود. در این مرحله، جسم در حال ساطع است انرژی حرارتی، که فقط در محدوده مادون قرمز قابل مشاهده است.

بر اساس فرآیندهای توصیف شده، می‌توان نتیجه گرفت که تکامل ستارگان یک تغییر متوالی در منابع انرژی ستاره‌ای است. V اخترفیزیک مدرنفرآیندهای تبدیل ستارگان را می توان مطابق با سه مقیاس مرتب کرد:

• جدول زمانی هسته ای؛
• بخش حرارتی از زندگی یک ستاره؛
• بخش پویا (نهایی) از زندگی ستاره.

در هر مورد، فرآیندهایی که سن ستاره، ویژگی های فیزیکی آن و نوع مرگ جسم را تعیین می کند در نظر گرفته می شود. جدول زمانی هسته ای تا زمانی جالب است که جسم از منابع گرمایی خودش تغذیه می کند و انرژی را که محصول واکنش های هسته ای است، ساطع می کند. تخمین مدت زمان این مرحله با تعیین مقدار هیدروژنی که در جریان همجوشی گرما هسته ای به هلیوم تبدیل می شود محاسبه می شود. هر چه جرم ستاره بیشتر باشد، شدت واکنش های هسته ای بیشتر می شود و بر این اساس، درخشندگی جسم بیشتر می شود.

اندازه و جرم ستارگان مختلف، از یک ابرغول گرفته تا یک کوتوله قرمز

جدول زمانی حرارتی مرحله تکاملی را تعریف می کند که طی آن یک ستاره تمام انرژی حرارتی خود را مصرف می کند. این فرآیند از لحظه ای شروع می شود که آخرین ذخایر هیدروژن مصرف شده و واکنش های هسته ای متوقف شده است. برای حفظ تعادل جسم، فرآیند فشرده سازی آغاز می شود. ماده ستاره ای به سمت مرکز سقوط می کند. در این حالت، انتقال انرژی جنبشی به انرژی گرمایی وجود دارد که صرف حفظ تعادل دمایی مورد نیاز در داخل ستاره می شود. بخشی از انرژی به فضای بیرونی فرار می کند.

با توجه به اینکه درخشندگی ستارگان با جرم آنها تعیین می شود، در لحظه فشرده شدن یک جسم، درخشندگی آن در فضا تغییر نمی کند.

ستاره ای در مسیر رسیدن به سکانس اصلی

تشکیل ستاره بر اساس یک جدول زمانی پویا اتفاق می افتد. گاز ستاره ای آزادانه به سمت مرکز می افتد و چگالی و فشار را در روده های جسم آینده افزایش می دهد. هر چه چگالی در مرکز گلوله گاز بیشتر باشد، دمای داخل جسم نیز بالاتر است. از این لحظه گرما به انرژی اصلی جسم آسمانی تبدیل می شود. هر چه چگالی بیشتر و دما بیشتر باشد، فشار بیشتردر روده های ستاره آینده سقوط آزاد مولکول ها و اتم ها متوقف می شود، فرآیند فشرده سازی گاز ستاره ای متوقف می شود. این حالت جسم معمولاً پیش ستاره نامیده می شود. این جسم 90 درصد هیدروژن مولکولی است. هنگامی که دما به 1800 کلوین می رسد، هیدروژن به حالت اتمی می رسد. در فرآیند پوسیدگی، انرژی مصرف می شود، افزایش دما کند می شود.

کیهان از 75 درصد هیدروژن مولکولی تشکیل شده است که در طی شکل گیری پیش ستاره ها به هیدروژن اتمی - سوخت هسته ای ستاره تبدیل می شود.

در این حالت فشار داخل گلوله گاز کاهش می یابد و در نتیجه به نیروی فشرده سازی آزادی می دهد. این توالی هر بار که تمام هیدروژن یونیزه می شود، تکرار می شود و سپس نوبت یونیزاسیون هلیوم آغاز می شود. در دمای 105 کلوین، گاز به طور کامل یونیزه می شود، انقباض ستاره متوقف می شود و جسم هیدرواستاتیک می شود. تکامل بیشتر ستاره مطابق با مقیاس زمانی حرارتی، بسیار آهسته تر و پیوسته تر پیش خواهد رفت.

شعاع پیش ستاره از ابتدای شکل گیری از 100 واحد نجومی کاهش می یابد. به ¼ au جسم در وسط یک ابر گازی قرار دارد. در نتیجه تجمع ذرات از نواحی بیرونی ابر گازی ستاره ای، جرم ستاره به طور مداوم افزایش می یابد. در نتیجه، دمای داخل جسم افزایش می‌یابد و فرآیند همرفت را همراهی می‌کند - انتقال انرژی از لایه‌های داخلی ستاره به لبه بیرونی آن. متعاقباً، با افزایش دما در فضای داخلی یک جرم آسمانی، جابجایی با انتقال تابشی جایگزین می‌شود و به سمت سطح ستاره جابه‌جا می‌شود. در این لحظه، درخشندگی جسم به سرعت افزایش می یابد و دمای لایه های سطحی توپ ستاره نیز افزایش می یابد.

فرآیندهای همرفت و انتقال تشعشع در یک ستاره تازه تشکیل شده قبل از شروع واکنش های همجوشی گرما هسته ای

به عنوان مثال، برای ستارگانی که جرم آنها با جرم خورشید ما یکسان است، فشرده سازی ابر پیش ستاره ای تنها در چند صد سال اتفاق می افتد. در مورد مرحله نهایی شکل گیری جرم، تراکم ماده ستاره ای میلیون ها سال است که کشیده شده است. خورشید با سرعت کافی به سمت دنباله اصلی حرکت می کند و این مسیر صدها میلیون یا میلیاردها سال طول خواهد کشید. به عبارت دیگر، هر چه جرم ستاره بیشتر باشد، بازه طولانی ترزمان صرف شده برای تشکیل یک ستاره تمام عیار. ستاره ای با جرم 15M در طول مسیر به دنباله اصلی برای مدت طولانی تری حرکت می کند - حدود 60 هزار سال.

فاز توالی اصلی

علیرغم این واقعیت که برخی از واکنش های همجوشی گرما هسته ای در بیشتر آغاز می شوند دمای پایینفاز اصلی احتراق هیدروژن در دمای 4 میلیون درجه شروع می شود. از این مرحله به بعد، مرحله سکانس اصلی آغاز می شود. وارد عمل می شود فرم جدیدبازتولید انرژی ستاره ای - هسته ای. انرژی جنبشی آزاد شده در طول انقباض جسم در پس زمینه محو می شود. تعادل به‌دست‌آمده، زندگی طولانی و آرام را برای یک ستاره در مرحله اولیه سکانس اصلی تضمین می‌کند.

شکافت و فروپاشی اتم های هیدروژن در جریان یک واکنش گرما هسته ای که در داخل یک ستاره رخ می دهد.

از این نقطه به بعد، رصد زندگی ستاره به وضوح با فاز دنباله اصلی، که بخش مهمی از تکامل اجرام آسمانی است، گره خورده است. در این مرحله است که تنها منبع انرژی ستاره ای نتیجه سوختن هیدروژن است. جسم در حالت تعادل است. با مصرف سوخت هسته ای، تنها ترکیب شیمیایی جسم تغییر می کند. ماندن خورشید در فاز توالی اصلی تقریباً 10 میلیارد سال طول خواهد کشید. طول می کشد تا ستاره بومی ما تمام ذخایر هیدروژن خود را مصرف کند. در مورد ستارگان پرجرم، تکامل آنها سریعتر است. با انتشار انرژی بیشتر، ستاره پرجرم تنها برای 10 تا 20 میلیون سال در فاز توالی اصلی باقی می ماند.

ستارگان کم جرم خیلی بیشتر در آسمان شب می سوزند. بنابراین، ستاره ای با جرم 0.25M برای ده ها میلیارد سال در فاز دنباله اصلی باقی می ماند.

نمودار هرتزسپرونگ - راسل که رابطه بین طیف ستارگان و درخشندگی آنها را ارزیابی می کند. نقاط روی نمودار - مکان ستاره های معروف... فلش ها نشان دهنده جابجایی ستاره ها از دنباله اصلی به فازهای غول پیکر و کوتوله سفید است.

برای تجسم تکامل ستارگان، کافی است به نموداری نگاه کنید که مسیر حرکت جرم آسمانی را در دنباله اصلی نشان می دهد. قسمت بالاگرافیک کمتر از اجسام اشباع شده است، زیرا ستاره های عظیم در اینجا متمرکز شده اند. این مکان به دلیل چرخه زندگی کوتاه آنها است. جرم برخی از ستارگانی که تا به امروز شناخته شده اند 70 متر است. اجسامی که جرم آنها از حد بالای 100M بیشتر است ممکن است اصلاً تشکیل نشوند.

اجرام آسمانی که جرم آنها کمتر از 0.08M است، نمی توانند بر جرم بحرانی مورد نیاز برای شروع همجوشی حرارتی غلبه کنند و در طول عمر خود سرد می مانند. کوچکترین پیش ستاره ها کوچک می شوند و کوتوله های سیاره مانندی را تشکیل می دهند.

یک کوتوله قهوه ای سیاره مانند در مقایسه با یک ستاره معمولی (خورشید ما) و سیاره مشتری

در پایین این دنباله اجرام تحت سلطه ستارگان با جرمی برابر با جرم خورشید ما و کمی بیشتر قرار دارند. مرز خیالی بین قسمت های بالایی و پایینی دنباله اصلی اجسامی هستند که جرم آنها 1.5 متر است.

مراحل بعدی تکامل ستارگان

هر یک از گزینه های توسعه وضعیت یک ستاره با جرم آن و مدت زمانی که در طی آن تبدیل ماده ستاره ای انجام می شود تعیین می شود. با این حال، جهان چند وجهی است و مکانیزم پیچیدهبنابراین، تکامل ستارگان می تواند به روش های دیگری پیش برود.

ستاره ای با جرم تقریباً برابر با جرم خورشید، در طول دنباله اصلی، سه گزینه مسیر اصلی دارد:

1. زندگی خود را آرام بگذرانید و در وسعت پهناور کیهان با آرامش استراحت کنید.
2. وارد فاز غول سرخ شوید و به آرامی پیر شوید.
3. به دسته کوتوله های سفید بروید، به ابرنواختر بروید و به یک ستاره نوترونی تبدیل شوید.

انواع احتمالی تکامل پیش ستاره ها بسته به زمان، ترکیب شیمیاییاجسام و جرم آنها

بعد از سکانس اصلی، فاز غول پیکر می آید. در این زمان، ذخایر هیدروژن در داخل ستاره به طور کامل تمام شده است، منطقه مرکزی جسم یک هسته هلیوم است، و واکنش های گرما هسته ای به سطح جسم منتقل می شود. تحت تأثیر همجوشی گرما هسته ای، پوسته منبسط می شود، اما جرم هسته هلیوم رشد می کند. یک ستاره معمولی به یک غول سرخ تبدیل می شود.

فاز غول پیکر و ویژگی های آن

در ستارگان با جرم کوچک، چگالی هسته عظیم می شود و ماده ستاره ای را به گاز نسبیتی منحط تبدیل می کند. اگر جرم ستاره کمی بیشتر از 0.26M باشد، افزایش فشار و دما منجر به شروع سنتز هلیوم می شود و کل ناحیه مرکزی جسم را می پوشاند. از آن لحظه به بعد دمای ستاره به سرعت افزایش می یابد. ویژگی اصلیفرآیند در این واقعیت نهفته است که گاز منحط شده توانایی انبساط را ندارد. تحت تأثیر دمای بالا، تنها سرعت شکافت هلیوم افزایش می یابد که با واکنش انفجاری همراه است. در چنین لحظاتی می توانیم فلاش هلیوم را مشاهده کنیم. روشنایی جسم صدها برابر افزایش می یابد، اما عذاب ستاره ادامه دارد. انتقال ستاره به حالت جدیدی وجود دارد که در آن تمام فرآیندهای ترمودینامیکی در هسته هلیوم و در پوسته بیرونی تخلیه شده رخ می دهد.

ساختار یک ستاره دنباله اصلی از نوع خورشیدی و یک غول سرخ با هسته هلیوم همدما و یک منطقه هسته‌ای لایه‌ای

این وضعیت موقتی است و پایدار نیست. ماده ستاره ای دائماً در حال مخلوط شدن است، در حالی که بخش قابل توجهی از آن به فضای اطراف پرتاب می شود و یک سحابی سیاره ای را تشکیل می دهد. در مرکز، یک هسته داغ باقی می ماند که به آن کوتوله سفید می گویند.

برای ستارگان با جرم بزرگ، فرآیندهای ذکر شده چندان فاجعه آمیز نیستند. احتراق هلیوم با یک واکنش شکافت هسته ای کربن و سیلیکون جایگزین می شود. در نهایت هسته ستاره به آهن ستاره ای تبدیل می شود. فاز یک غول با جرم ستاره تعیین می شود. هر چه جرم یک جسم بیشتر باشد، دمای مرکز آن کمتر می شود. این به وضوح برای ایجاد واکنش شکافت هسته ای کربن و سایر عناصر کافی نیست.

سرنوشت کوتوله سفید یک ستاره نوترونی یا سیاهچاله است

هنگامی که جسم در حالت یک کوتوله سفید قرار می گیرد، در حالت بسیار ناپایدار قرار می گیرد. واکنش های هسته ای متوقف شده منجر به افت فشار می شود، هسته به حالت فروپاشی می رود. انرژی آزاد شده در در این مورد، صرف تجزیه اتم های آهن به هلیوم می شود که بیشتر به پروتون و نوترون تجزیه می شود. روند راه اندازی شده با سرعتی سریع در حال توسعه است. فروپاشی یک ستاره بخش دینامیکی مقیاس را مشخص می کند و در زمان کسری از ثانیه طول می کشد. بقایای سوخت هسته ای به شکلی انفجاری مشتعل می شود و در کسری از ثانیه مقدار عظیمی انرژی آزاد می کند. این برای منفجر کردن لایه های بالایی جسم کافی است. مرحله نهایییک کوتوله سفید یک ابرنواختر است.

هسته ستاره شروع به فروپاشی می کند (سمت چپ). این فروپاشی یک ستاره نوترونی را تشکیل می دهد و یک جریان انرژی به لایه های بیرونی ستاره (مرکز) ایجاد می کند. انرژی آزاد شده در نتیجه پرتاب لایه های بیرونی یک ستاره در طی یک انفجار ابرنواختری (سمت راست).

هسته فوق چگال باقی مانده، خوشه ای از پروتون ها و الکترون ها خواهد بود که با یکدیگر برخورد می کنند و نوترون می سازند. جهان با یک جسم جدید - یک ستاره نوترونی - پر شده است. به خاطر اینکه تراکم بالاهسته منحط می شود، روند فروپاشی هسته متوقف می شود. اگر جرم ستاره به اندازه کافی بزرگ بود، فروپاشی می‌توانست تا زمانی که بقایای ماده ستاره‌ای در مرکز جسم سقوط کند و سیاهچاله‌ای را تشکیل دهد ادامه یابد.

توضیح قسمت پایانی تکامل ستاره

فرآیندهای تکاملی توصیف شده برای ستارگان تعادل معمولی بعید است. با این حال، وجود کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی وجود واقعی فرآیندهای فشرده سازی ماده ستاره ای را ثابت می کند. مقدار ناچیز اشیاء مشابهدر کائنات گواه گذرا بودن وجود آنهاست. مرحله نهایی در تکامل ستارگان را می توان به عنوان یک زنجیره متوالی از دو نوع نشان داد:

• ستاره معمولی - غول قرمز - تخلیه لایه های بیرونی - کوتوله سفید؛
• ستاره عظیم - ابرغول سرخ - انفجار ابرنواختر - ستاره نوترونی یا سیاهچاله - عدم وجود.

نمودار تکامل ستاره ای گزینه هایی برای ادامه زندگی ستارگان خارج از سکانس اصلی.

توضیح فرآیندهای در حال وقوع از دیدگاه علم نسبتاً دشوار است. دانشمندان هسته ای اتفاق نظر دارند که در مورد مرحله نهایی تکامل ستارگان، ما با خستگی ماده سروکار داریم. در نتیجه عمل مکانیکی و ترمودینامیکی طولانی مدت، ماده تغییر می کند مشخصات فیزیکی... خستگی از ماده ستاره ای، تخلیه طولانی مدت واکنش های هسته ای، می توان ظاهر یک گاز الکترونی منحط، نوترونی شدن و نابودی بعدی آن را توضیح داد. اگر همه این فرآیندها از ابتدا تا انتها پیش بروند، ماده ستاره‌ای دیگر یک ماده فیزیکی نیست - ستاره در فضا ناپدید می‌شود و چیزی از خود باقی نمی‌گذارد.

حباب های بین ستاره ای و ابرهای گاز و غبار که زادگاه ستارگان هستند، تنها به دلیل ستارگان ناپدید شده و منفجر شده قابل جبران نیستند. جهان و کهکشان ها در تعادل هستند. از دست دادن مداوم جرم وجود دارد، چگالی فضای بین ستاره ای در یک قسمت کاهش می یابد فضای بیرونی... در نتیجه در بخشی دیگر از کیهان شرایط برای تشکیل ستاره های جدید ایجاد می شود. به عبارت دیگر، این طرح کار می کند: اگر مقدار معینی از ماده در یک مکان ناپدید شده باشد، در جای دیگر در جهان همان مقدار ماده به شکل دیگری ظاهر می شود.

سرانجام

با مطالعه تکامل ستاره ها به این نتیجه می رسیم که کیهان محلول کمیاب غول پیکری است که در آن بخشی از ماده به مولکول های هیدروژن تبدیل می شود. مواد و مصالح ساختمانیبرای ستاره ها بخش دیگر در فضا حل می شود و از حوزه احساسات مادی ناپدید می شود. سیاهچاله به این معنا جایی است که هر ماده ای در آن به پادماده منتقل می شود. درک کامل معنای آنچه اتفاق می افتد بسیار دشوار است، به خصوص اگر هنگام مطالعه تکامل ستارگان، فقط به قوانین هسته ای تکیه کنید. فیزیک کوانتومو ترمودینامیک نظریه باید با مطالعه این موضوع مرتبط باشد. احتمال نسبی، که اجازه انحنای فضا را می دهد و امکان تبدیل یک انرژی به انرژی دیگر و یک حالت به حالت دیگر را فراهم می کند.

آژانس فدرال آموزش

GOU VPO

آکادمی ایالتی اوفا اقتصاد و خدمات

گروه فیزیک

تست

در رشته "مفاهیم علوم طبیعی مدرن"

با موضوع "ستاره ها و تکامل آنها"

تکمیل شده توسط: Lavrinenko R.S.

گروه SZ-12

بررسی شده توسط: A.V. Altayskaya

Ufa-2010

مقدمه……………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………………

مراحل تکامل ستارگان……………………………………………………………………………………………………

ویژگی ها و ترکیبات شیمیایی ستارگان ........................... ................... 11

پیش‌بینی تکامل خورشید…………………………………………………………………………………………………………………………

منابع انرژی حرارتی ستارگان …………………………………………………………………………………………………

نتیجه…………………………………………………………..............

ادبیات…………………………………………………………………………

معرفی

در یک شب صاف بدون ماه، حدود 3000 ستاره در بالای افق با چشم غیر مسلح دیده می شود. و هر بار که به آسمان پر ستاره نگاه می کنیم، از خود این سوال را می پرسیم که ستاره ها چه هستند؟ با یک نگاه گذرا، شباهت هایی بین ستاره ها و سیارات مشاهده می شود. از این گذشته، سیارات، هنگامی که با یک چشم ساده رصد شوند، به صورت نقاط نورانی با درخشندگی متفاوت قابل مشاهده هستند. با این حال، چندین هزار سال قبل از ما، ناظران آسمان - چوپانان و کشاورزان، دریانوردان و شرکت کنندگان در گذرگاه های کاروان - به این باور رسیدند که ستارگان و سیارات پدیده هایی با طبیعت متفاوت هستند. سیارات، مانند ماه و خورشید، موقعیت خود را در آسمان تغییر می دهند، از صورت فلکی به صورت فلکی دیگر حرکت می کنند و طی یک سال مسافت قابل توجهی را طی می کنند، در حالی که ستارگان نسبت به یکدیگر ساکن هستند. حتی افراد مسن عمیق، خطوط صورت فلکی را دقیقاً مشابه آنچه در دوران کودکی می دیدند، می بینند.

ستاره ها نمی توانند متعلق به منظومه شمسی باشند. اگر فاصله آنها با سیارات یکسان باشد، نمی توان توضیحی برای بی حرکتی ظاهری آنها پیدا کرد. طبیعی است که فرض کنیم ستارگان نیز در فضا حرکت می کنند، اما آنها از ما دور هستند، که حرکت ظاهری آنها ناچیز است. توهم بی حرکتی ستارگان ایجاد می شود. اما اگر ستارگان بسیار دور هستند، پس با روشنایی ظاهری قابل مقایسه با درخشندگی ظاهری سیارات، باید چندین برابر قدرتمندتر از سیارات مطالعه کنند. این خط استدلال منجر به این ایده شد که ستارگان بدنی شبیه به خورشید هستند. جوردانو برونو از این ایده دفاع کرد. اما این سوال در نهایت پس از دو کشف حل شد. اولین مورد توسط هالی در سال 1718 ساخته شد. او قرارداد نام سنتی "ستاره های ثابت" را نشان داد. او برای روشن شدن تقدم ثابت، فهرست ستارگان معاصر خود را با فهرست های دوران باستان، و بالاتر از همه با فهرست هیپارخوس (حدود 129 قبل از میلاد) مقایسه کرد - اولین فهرست ستاره ای که در اسناد تاریخی و با فهرست در بطلمیوس ذکر شده است. «المجست 1» (138 م). در پس زمینه یک تصویر همگن، جابجایی منظم همه ستارگان، هالی یک واقعیت شگفت انگیز را کشف کرد: "سه ستاره: ... یا چشم توروس، آلدباران، سیریوس و آرکتوروس مستقیماً با این قانون در تضاد بودند." بنابراین حرکت خود ستارگان کشف شد. در دهه 70 قرن هجدهم، پس از اندازه گیری حرکات مناسب ده ها ستاره توسط ستاره شناس آلمانی توبیاس مایر و ستاره شناس انگلیسی، نویل ماسکلین، به رسمیت نهایی رسید. کشف دوم در سال 1824 توسط جوزف فراونهوفر انجام شد و اولین مشاهدات طیف ستارگان را انجام داد. متعاقباً، مطالعات دقیق طیف ستارگان به این نتیجه رسید که ستارگان، مانند خورشید، از گازی تشکیل شده اند که دارای تب شدیدو همچنین اینکه طیف همه ستارگان را می توان به چند طبقه تقسیم کرد و طیف خورشیدی متعلق به یکی از این طبقات است. از اینجا نتیجه می شود که نور ستارگان با نور خورشید ماهیت یکسانی دارد.

خورشید یکی از ستارگان است. این یک ستاره بسیار نزدیک به ما است که زمین از نظر فیزیکی با آن ارتباط دارد و به دور آن حرکت می کند. اما تعداد زیادی ستاره وجود دارد، آنها درخشش متفاوت، رنگ های مختلف دارند، آنها مقدار زیادی انرژی را به فضا می تابانند و بنابراین، با از دست دادن این انرژی، نمی توانند تغییر کنند: آنها باید نوعی مسیر تکاملی را طی کنند.

مراحل تکامل ستارگان

ستارگان سیستم‌های پلاسمایی عظیمی هستند که در آنها ویژگی‌های فیزیکی، ساختار داخلی و ترکیب شیمیایی در طول زمان تغییر می‌کنند. زمان تکامل ستاره ها بسیار طولانی است و نمی توان به طور مستقیم تکامل یک ستاره خاص را ردیابی کرد. این با این واقعیت خنثی می شود که هر یک از ستارگان متعدد در آسمان مراحلی از تکامل را طی می کنند. با جمع بندی مشاهدات می توان جهت گیری کلی را بازیابی کرد تکامل ستاره ای(طبق نمودار Hertzsprung - Russell (شکل 1) با دنباله اصلی و انحراف از آن بالا و پایین نمایش داده می شود.

شکل 1. نمودار هرتزسپرونگ-راسل

در نمودار هرتسسپرونگ-راسل، ستارگان به طور نابرابر توزیع شده اند. حدود 90 درصد از ستارگان در نوار باریکی متمرکز شده اند که به صورت مورب از نمودار عبور می کند. این نوار را دنباله اصلی می نامند. انتهای بالایی آن در ناحیه ستاره های آبی روشن قرار دارد. تفاوت در جمعیت ستارگان واقع در دنباله اصلی و مناطق مجاور دنباله اصلی چندین مرتبه قدر است. دلیل آن این است که ستارگان دنباله اصلی در مرحله سوختن هیدروژن هستند که بخش عمده ای از عمر ستاره را تشکیل می دهد. خورشید در سکانس اصلی است. مناطق پرجمعیت بعدی بعد از دنباله اصلی کوتوله های سفید، غول های قرمز و ابرغول های قرمز هستند. غول‌های سرخ و ابرغول‌ها عمدتاً ستارگانی هستند که در مرحله سوختن هلیوم و هسته‌های سنگین‌تر هستند.

تئوری مدرن ساختار و تکامل ستارگان سیر کلی تکامل ستارگان را در توافق خوبی با داده های رصدی توضیح می دهد.

مراحل اصلی تکامل یک ستاره تولد آن (تشکیل ستاره) است. یک دوره طولانی (معمولاً پایدار) وجود یک ستاره به عنوان یک سیستم یکپارچه در تعادل هیدرودینامیکی و حرارتی. و در نهایت، دوره "مرگ" او، یعنی. عدم تعادل برگشت ناپذیر که منجر به نابودی ستاره یا انقباض فاجعه بار آن می شود.

طبق فرضیه عمومی پذیرفته شده ابر گاز و غبار، یک ستاره در نتیجه فشردگی گرانشی یک ابر گاز و غبار بین ستاره ای متولد می شود. با ضخیم شدن چنین ابری، ابتدا یک پیش ستاره تشکیل می شود، درجه حرارت در مرکز آن به طور پیوسته افزایش می یابد تا زمانی که به حد لازم برای سرعت حرکت حرارتی ذرات برسد تا از آستانه فراتر رود، پس از آن پروتون ها قادر به غلبه بر نیروهای ماکروسکوپی هستند. دافعه الکترواستاتیک متقابل و وارد یک واکنش همجوشی گرما هسته ای می شود.

در نتیجه واکنش چند مرحله ای همجوشی گرما هسته ای چهار پروتون، در نهایت یک هسته هلیوم (2 پروتون + 2 نوترون) و یک چشمه کامل از انواع مختلف تشکیل می شود. ذرات بنیادی... در حالت نهایی، جرم کل ذرات تشکیل شده کمتر از جرم چهار پروتون اولیه است، به این معنی که انرژی آزاد در طول واکنش آزاد می شود. به همین دلیل، هسته داخلی یک ستاره تازه متولد شده به سرعت تا دمای بسیار بالا گرم می شود و انرژی اضافی آن شروع به پاشیدن به سمت سطح کمتر داغ آن - و خارج می کند. در همان زمان، فشار در مرکز ستاره شروع به افزایش می کند. بنابراین، با "سوختن" هیدروژن در جریان یک واکنش گرما هسته ای، ستاره به نیروهای جاذبه گرانشی اجازه نمی دهد تا خود را به حالت فوق متراکم فشرده کنند و فشار حرارتی داخلی را که به طور مداوم تجدید می شود در مقابل فروپاشی گرانشی قرار دهد، در نتیجه یک تعادل انرژی پایدار بوجود می آید. گفته می شود ستارگانی که به طور فعال هیدروژن را می سوزانند در "مرحله اصلی" چرخه زندگی یا تکامل خود هستند. تبدیل برخی از عناصر شیمیایی به عناصر دیگر در درون یک ستاره، همجوشی هسته ای یا سنتز هسته نامیده می شود.

به طور خاص، خورشید حدود 5 میلیارد سال است که در مرحله فعال سوزاندن هیدروژن در فرآیند سنتز هسته فعال بوده است و ذخایر هیدروژن در هسته برای ادامه آن باید برای ستاره ما برای 5.5 میلیارد سال دیگر کافی باشد. هرچه جرم ستاره بیشتر باشد، سوخت هیدروژن بیشتری دارد، اما برای مقابله با نیروهای فروپاشی گرانشی، باید با افزایش جرم ستاره، هیدروژن را با شدتی فراتر از نرخ رشد ذخایر هیدروژن بسوزاند. برای ستاره هایی با جرم 15 برابر جرم خورشید، زمان وجود پایدار تنها حدود 10 میلیون سال است. این زمان از نظر استانداردهای کیهانی بسیار ناچیز است، زیرا زمان اختصاص داده شده برای خورشید ما 3 مرتبه بزرگتر است - حدود 10 میلیارد سال.

دیر یا زود، هر ستاره ای از تمام هیدروژن موجود برای احتراق در کوره گرما هسته ای خود استفاده می کند. این به جرم ستاره نیز بستگی دارد. خورشید (و همه ستارگانی که بیش از هشت برابر از آن بیشتر نیستند) زندگی من را به شیوه ای بسیار پیش پا افتاده به پایان می رساند. همانطور که ذخایر هیدروژن در داخل ستاره تمام می شود، نیروهای فشرده سازی گرانشی، که صبورانه منتظر این ساعت از همان لحظه تولد ستاره هستند، شروع به برتری می کنند - و تحت تأثیر آنها، ستاره شروع به جمع شدن و ضخیم شدن می کند. این فرآیند به یک اثر دوگانه منجر می شود: درجه حرارت در لایه های بلافاصله در اطراف هسته ستاره به سطحی می رسد که در آن هیدروژن موجود در آنجا با تشکیل هلیوم وارد یک واکنش همجوشی گرما هسته ای می شود. در همان زمان، درجه حرارت در خود هسته، که اکنون تقریباً از یک هلیوم تشکیل شده است، به قدری افزایش می یابد که خود هلیم - نوعی "خاکستر" واکنش سنتز هسته اولیه در حال مرگ - وارد یک واکنش همجوشی گرما هسته ای جدید می شود: یک کربن. هسته از سه هسته هلیوم تشکیل شده است. این واکنش ثانویه همجوشی گرما هسته ای که توسط محصولات واکنش اولیه سوخت می شود، یکی از لحظات کلیدی در چرخه زندگی ستارگان است.

با احتراق ثانویه هلیوم در هسته ستاره، انرژی زیادی آزاد می شود که ستاره به معنای واقعی کلمه شروع به متورم شدن می کند. به ویژه، پوسته خورشید در این مرحله از زندگی فراتر از مدار زهره گسترش می یابد. در این حالت، کل انرژی تابشی ستاره تقریباً در همان سطح در مرحله اصلی زندگی خود باقی می‌ماند، اما از آنجایی که این انرژی اکنون از سطح بسیار بزرگ‌تری تابش می‌کند، لایه بیرونی ستاره خنک می‌شود. قسمت قرمز طیف ستاره به غول سرخ تبدیل می شود.

برای ستارگان کلاس خورشید، پس از اتمام سوختی که واکنش ثانویه سنتز هسته را تغذیه می کند، مرحله فروپاشی گرانشی دوباره آغاز می شود - این بار مرحله نهایی. دمای داخل هسته دیگر قادر به افزایش سطح مورد نیاز برای شروع سطح بعدی واکنش گرما هسته ای نیست. بنابراین، ستاره منقبض می شود تا زمانی که نیروهای جاذبه گرانشی توسط سد نیروی بعدی متعادل شوند. نقش آن توسط فشار گاز الکترونی منحط ایفا می شود. الکترون‌هایی که تا این مرحله نقش اضافه‌های بی‌کار را در تکامل یک ستاره بازی می‌کردند، بدون اینکه در واکنش‌های همجوشی هسته‌ای شرکت کنند و آزادانه بین هسته‌ها در فرآیند همجوشی حرکت کنند، در مرحله خاصی از فشرده‌سازی از «فضای زندگی» محروم می‌شوند. و شروع به "مقاومت" در برابر فشرده سازی بیشتر گرانشی ستاره می کنند. وضعیت ستاره تثبیت می شود و به یک کوتوله سفید منحط تبدیل می شود که تا زمانی که کاملاً خنک شود گرمای باقیمانده را به فضا می تاباند.

ستارگانی که جرم بیشتری از خورشید دارند، منتظر پایانی بسیار دیدنی تر هستند. پس از احتراق هلیوم، جرم آنها در حین فشرده سازی برای گرم کردن هسته و پوسته به دمای لازم برای شروع واکنش های سنتز هسته بعدی - کربن، سپس سیلیکون، منیزیم - و غیره، با رشد توده های هسته ای کافی است. علاوه بر این، در آغاز هر واکنش جدید در هسته ستاره، واکنش قبلی در پوشش خود ادامه می یابد. در واقع، تمام عناصر شیمیایی تا آهن که کیهان را تشکیل می دهند دقیقاً در نتیجه سنتز هسته در اعماق ستارگان در حال مرگ از این نوع شکل گرفته اند. اما آهن حد است. نمی تواند به عنوان سوختی برای واکنش های همجوشی هسته ای یا فروپاشی در هر دما و فشاری عمل کند، زیرا هجوم انرژی خارجی هم برای فروپاشی آن و هم برای افزودن نوکلئون های اضافی به آن مورد نیاز است. در نتیجه، ستاره پرجرم به تدریج یک هسته آهنی را در درون خود جمع می کند، که نمی تواند به عنوان سوخت برای واکنش های هسته ای دیگر عمل کند.

به محض اینکه دما و فشار درون هسته به حد معینی رسید، الکترون ها شروع به برهمکنش با پروتون های هسته های آهن می کنند و در نتیجه نوترون ها تشکیل می شود. و در مدت زمان بسیار کوتاهی (برخی از نظریه پردازان معتقدند که چند ثانیه طول می کشد)، آزاد، در طول تکامل قبلی ستاره، الکترون ها به معنای واقعی کلمه در پروتون های هسته آهن حل می شوند. کل ماده هسته ستاره به دسته ای پیوسته از نوترون ها تبدیل می شود و در فروپاشی گرانشی به سرعت شروع به انقباض می کند، زیرا فشار مخالف گاز الکترونی منحط به صفر می رسد. پوسته بیرونی ستاره، که از زیر آن هر تکیه گاه بیرون زده می شود، به سمت مرکز فرو می ریزد. انرژی برخورد پوسته بیرونی فروریخته با هسته نوترونی آنقدر زیاد است که با سرعت فوق‌العاده‌ای از هسته منفجر می‌شود و در همه جهات پراکنده می‌شود - و ستاره به معنای واقعی کلمه در یک انفجار ابرنواختری کورکننده منفجر می‌شود. در عرض چند ثانیه، در طی یک انفجار ابرنواختری، انرژی بیشتری نسبت به تمام ستاره‌های کهکشان در یک زمان واحد آزاد می‌شود.

پس از انفجار ابرنواختر و انبساط پوشش، در ستارگانی با جرم حدود 30-10 خورشیدی، ادامه فروپاشی گرانشی منجر به تشکیل ستاره نوترونی می شود که ماده آن تا زمانی که فشار نوترون های منحط شروع می شود فشرده می شود. تا خود را احساس کند به عبارت دیگر، اکنون نوترون ها (همانطور که الکترون ها قبلاً انجام می دادند) شروع به مقاومت در برابر فشرده سازی بیشتر می کنند و فضای زندگی خود را می طلبند. این معمولا زمانی اتفاق می افتد که قطر یک ستاره به حدود 15 کیلومتر برسد. در نتیجه، یک ستاره نوترونی به سرعت در حال چرخش تشکیل می شود که پالس های الکترومغناطیسی را در فرکانس چرخش خود ساطع می کند. چنین ستاره هایی را تپ اختر می نامند. در نهایت، اگر جرم هسته ستاره از 30 جرم خورشید بیشتر شود، هیچ چیز نمی تواند جلوی فروپاشی گرانشی بیشتر آن را بگیرد و در نتیجه یک انفجار ابرنواختری، یک سیاهچاله تشکیل می شود.

از گلبول ها بوجود می آیند ستاره ها، به یاد داشته باشید که همه چیز ستاره هامنتشر می کنند و آنهاتابش دارد ... سپس دوره گردش هر دو ستاره هابه طور نسبی آنهامرکز ثقل عمومی برابر است با ... آخرین مراحل آن سیر تکاملیاز دست دادن ثبات چنین ستاره هامی تواند منفجر شود مانند ...

سیر تکاملیستاره (6)

چکیده >> زیست شناسی

نمودار وابستگی درخشندگی ستاره هااز جانب آنهاطبقات طیفی (نمودار ...، در مجاورت خورشید، بیشتر ستاره هامتمرکز در امتداد یک نوار نسبتا باریک ... فواصل مختلف. ستارگان در حال تکامل و آنها سیر تکاملیغیر قابل برگشت، زیرا همه چیز در ...

سیر تکاملیروزنامه های روسیه

چکیده >> روزنامه نگاری

معرفی ................................................. ................................................ ......... 3 فصل اول. سیر تکاملیروزنامه ها در روسیه در ... که، محروم کردن سه ستاره هاقهرمان کار سوسیالیستی... تمام مسیر آنها سیر تکاملیکه نیست...