همجوشی گرما هسته ای در درون ستارگان

در این زمان، برای ستارگان با جرم بیشتر از 0.8 جرم خورشید، هسته در برابر تابش شفاف می شود و انتقال انرژی تشعشعی در هسته غالب می شود، در حالی که پوسته در بالا همرفتی باقی می ماند. هیچ کس به طور قطع نمی داند که چگونه ستارگان با جرم کمتر به دنباله اصلی می رسند، زیرا زمانی که این ستارگان در رده جوانی می گذرانند از سن کیهان بیشتر است. تمام ایده های ما در مورد تکامل این ستاره ها بر اساس محاسبات عددی است.

با انقباض ستاره، فشار گاز الکترونی منحط شروع به افزایش می‌کند و در شعاع مشخصی از ستاره، این فشار رشد را متوقف می‌کند. دمای مرکزی، و سپس شروع به پایین آوردن آن می کند. و برای ستاره های کوچکتر از 0.08، این امر کشنده است: انرژی آزاد شده در طول واکنش های هسته ای هرگز برای پوشش هزینه های تشعشع کافی نخواهد بود. به این گونه ستارگان فرعی کوتوله قهوه ای می گویند و سرنوشت آنها فشردگی دائمی است تا زمانی که فشار گاز منحط آن را متوقف کند و سپس سرد شدن تدریجی با توقف تمام واکنش های هسته ای.

ستاره های جوان با جرم متوسط

ستارگان جوان با جرم متوسط ​​(از 2 تا 8 برابر جرم خورشید) دقیقاً مانند خواهران کوچکترشان از نظر کیفی تکامل می یابند، با این تفاوت که تا دنباله اصلی مناطق همرفتی ندارند.

اشیاء از این نوع با به اصطلاح همراه هستند. ستارگان Ae\Be Herbit با متغیرهای نامنظم از نوع طیفی B-F5. آنها همچنین دارای دیسک های جت دوقطبی هستند. سرعت خروجی، درخشندگی و دمای موثر به طور قابل توجهی بیشتر از برای τ برج ثور، بنابراین آنها به طور موثری بقایای ابر پیش ستاره ای را گرم و پراکنده می کنند.

ستارگان جوان با جرم بیشتر از 8 جرم خورشید

در واقع، اینها ستاره های عادی هستند. در حالی که جرم هسته هیدرواستاتیک در حال انباشته شدن بود، ستاره موفق شد از همه آنها عبور کند مراحل میانیو واکنش های هسته ای را به حدی گرم می کنند که تلفات تشعشعات را جبران کنند. برای این ستارگان، خروج جرم و درخشندگی آنقدر زیاد است که نه تنها فروپاشی نواحی بیرونی باقیمانده را متوقف می کند، بلکه آنها را به عقب می راند. بنابراین، جرم ستاره حاصل به طور قابل توجهی کمتر از جرم ابر پیش ستاره ای است. به احتمال زیاد، این دلیل عدم وجود ستارگان در کهکشان ما بیش از 100-200 برابر جرم خورشید است.

چرخه اواسط زندگی یک ستاره

در میان ستارگان شکل گرفته، تنوع بسیار زیادی از رنگ ها و اندازه ها وجود دارد. آنها در نوع طیفی از آبی داغ تا قرمز سرد و در جرم - از 0.08 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. یعنی در واقع ما فقط در مورد تغییر پارامترهای ستاره صحبت می کنیم.

آنچه بعداً دوباره اتفاق می افتد به جرم ستاره بستگی دارد.

سالهای بعد و مرگ ستاره ها

ستاره های قدیمی با جرم کم

تا به امروز، به طور قطعی مشخص نیست که پس از اتمام ذخایر هیدروژنی ستارگان نورانی چه اتفاقی می افتد. از آنجایی که کیهان 13.7 میلیارد سال سن دارد که برای تمام کردن ذخایر سوخت هیدروژن کافی نیست. نظریه های مدرنبر اساس مدل‌سازی رایانه‌ای فرآیندهایی که در چنین ستاره‌هایی اتفاق می‌افتند، هستند.

برخی از ستارگان فقط می توانند هلیوم را در مناطق فعال خاصی ترکیب کنند و باعث بی ثباتی و بادهای شدید خورشیدی شوند. 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.

اما ستاره ای با جرم کمتر از 0.5 خورشیدی هرگز قادر به سنتز هلیوم حتی پس از توقف واکنش های مربوط به هیدروژن در هسته نخواهد بود. پوشش ستاره ای آنها به اندازه کافی بزرگ نیست که بتواند بر فشار ایجاد شده توسط هسته غلبه کند. این ستارگان شامل کوتوله‌های قرمز (مانند پروکسیما قنطورس) هستند که صدها میلیارد سال در دنباله اصلی قرار داشته‌اند. پس از توقف واکنش های گرما هسته ای در هسته خود، آنها به تدریج سرد می شوند و در محدوده مادون قرمز و مایکروویو طیف الکترومغناطیسی به طور ضعیف منتشر می شوند.

ستاره های سایز متوسط

هنگامی که ستاره ای با اندازه متوسط ​​(از 0.4 تا 3.4 جرم خورشیدی) به فاز غول سرخ می رسد، لایه های بیرونی آن به انبساط ادامه می دهند، هسته منقبض می شود و واکنش ها برای سنتز کربن از هلیوم آغاز می شود. همجوشی انرژی زیادی آزاد می کند و به ستاره یک مهلت موقت می دهد. برای ستاره ای شبیه به 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، از جمله تغییر در اندازه، دمای سطح و انرژی خروجی. انرژی خروجی به سمت تابش فرکانس پایین تغییر می کند. همه اینها با افزایش کاهش وزن به دلیل قوی همراه است بادهای خورشیدیو ضربان های شدید ستارگان در این مرحله نامیده می شوند ستاره های دیررس, ستاره های OH -IRیا ستارگان جهان مانند، بسته به آنها مشخصات دقیق. گاز پرتاب شده از نظر عناصر سنگین تولید شده در فضای داخلی ستاره، مانند اکسیژن و کربن، نسبتاً غنی است. این گاز پوسته ای در حال انبساط را تشکیل می دهد و با دور شدن از ستاره سرد می شود و امکان تشکیل ذرات و مولکول های غبار را فراهم می کند. با تشعشعات مادون قرمز قوی از ستاره مرکزی، شرایط ایده آلبرای فعال کردن میزرها

واکنش های احتراق هلیوم بسیار حساس به دما هستند. گاهی اوقات این منجر به بی ثباتی بزرگ می شود. نبض های قوی رخ می دهد که در نهایت گزارش می شود لایه های بیرونیانرژی جنبشی کافی برای پرتاب شدن و تبدیل شدن به یک سحابی سیاره ای است. در مرکز سحابی، هسته ستاره باقی می ماند که با سرد شدن، به یک کوتوله سفید هلیوم تبدیل می شود که معمولاً جرمی بین 0.5-0.6 خورشیدی دارد و قطر آن به ترتیب قطر زمین است. .

کوتوله های سفید

اکثریت قریب به اتفاق ستارگان، از جمله خورشید، تکامل خود را با انقباض پایان می دهند تا زمانی که فشار الکترون های منحط گرانش را متعادل کند. در این حالت وقتی اندازه ستاره صد برابر کاهش می یابد و چگالی آن یک میلیون بار بیشتر از چگالی آب می شود، ستاره را کوتوله سفید می نامند. از منابع انرژی محروم می شود و با سرد شدن تدریجی، تاریک و نامرئی می شود.

در ستارگانی که جرم بیشتری نسبت به خورشید دارند، فشار الکترون‌های منحط نمی‌تواند فشردگی هسته را مهار کند و تا زمانی ادامه می‌یابد که بیشتر ذرات به نوترون تبدیل می‌شوند، چنان محکم بسته می‌شوند که اندازه ستاره بر حسب کیلومتر اندازه‌گیری می‌شود و 100 می‌شود. میلیون برابر آب متراکم تر چنین جسمی ستاره نوترونی نامیده می شود. تعادل آن با فشار ماده نوترون منحط حفظ می شود.

ستاره های پرجرم

پس از اینکه لایه های بیرونی ستاره ای با جرم بیشتر از پنج جرم خورشیدی پراکنده شدند و یک ابرغول سرخ را تشکیل دادند، هسته به دلیل نیروهای گرانشی شروع به فشرده شدن می کند. با افزایش تراکم، دما و چگالی افزایش می یابد و توالی جدیدی از واکنش های گرما هسته ای آغاز می شود. در چنین واکنش هایی، عناصر سنگین سنتز می شوند که به طور موقت فروپاشی هسته را مهار می کند.

در نهایت، با تشکیل عناصر سنگین‌تر و سنگین‌تر جدول تناوبی، آهن 56 از سیلیکون سنتز می‌شود. تا این مرحله، سنتز عناصر انرژی زیادی آزاد کرده است، اما این هسته 56- آهن است که بیشترین نقص جرمی را دارد و تشکیل هسته‌های سنگین‌تر نامطلوب است. بنابراین، وقتی هسته آهنی یک ستاره به مقدار مشخصی می رسد، فشار موجود در آن دیگر قادر به مقاومت در برابر نیروی عظیم گرانش نیست و با نوترونی شدن ماده آن، فروپاشی فوری هسته رخ می دهد.

آنچه بعدا اتفاق می افتد کاملاً مشخص نیست. اما هر چه که باشد، در عرض چند ثانیه باعث انفجار ابرنواختری با قدرت باورنکردنی می شود.

انفجار همراه نوترینوها یک موج شوک را تحریک می کند. فوران‌های قوی نوترینوها و یک میدان مغناطیسی در حال چرخش، بسیاری از مواد انباشته شده ستاره - به اصطلاح عناصر بذر، از جمله آهن و عناصر سبک‌تر را به بیرون می‌رانند. مواد در حال انفجار توسط نوترون های ساطع شده از هسته بمباران می شوند و آنها را می گیرند و در نتیجه مجموعه ای از عناصر سنگین تر از آهن، از جمله عناصر رادیواکتیو، تا اورانیوم (و شاید حتی کالیفرنیوم) را ایجاد می کنند. بنابراین، انفجارهای ابرنواختری وجود عناصر سنگین‌تر از آهن را در ماده بین‌ستاره‌ای توضیح می‌دهند.

موج انفجار و جت های نوترینو مواد را از خود دور می کنند ستاره در حال مرگبه فضای بین ستاره ای متعاقباً، با حرکت در فضا، این ماده ابرنواختر ممکن است با سایر زباله‌های فضایی برخورد کند و احتمالاً در تشکیل ستاره‌ها، سیارات یا ماهواره‌های جدید شرکت کند.

فرآیندهایی که در طول تشکیل یک ابرنواختر اتفاق می‌افتند هنوز در حال بررسی هستند و تاکنون هیچ شفافیتی در مورد این موضوع وجود ندارد. همچنین جای سوال دارد که واقعاً چه چیزی از ستاره اصلی باقی مانده است. با این حال، دو گزینه در حال بررسی است:

ستاره های نوترونی

مشخص است که در برخی از ابرنواخترها، گرانش قوی در اعماق ابرغول باعث می‌شود که الکترون‌ها به هسته اتم بیفتند و در آنجا با پروتون‌ها ترکیب می‌شوند و نوترون‌ها را تشکیل می‌دهند. نیروهای الکترومغناطیسی جداکننده هسته های مجاور ناپدید می شوند. هسته ستاره اکنون یک توپ متراکم از هسته های اتمی و نوترون های منفرد است.

چنین ستاره هایی که به عنوان ستاره های نوترونی شناخته می شوند، بسیار کوچک هستند - نه بیشتر شهر بزرگ، و غیر قابل تصور است تراکم بالا. دوره مداری آنها با کاهش اندازه ستاره (به دلیل حفظ تکانه زاویه ای) بسیار کوتاه می شود. برخی 600 دور در ثانیه انجام می دهند. هنگامی که محور اتصال قطب های مغناطیسی شمال و جنوب این ستاره به سرعت در حال چرخش به سمت زمین باشد، یک پالس تابشی را می توان تشخیص داد که در فواصل زمانی برابر با دوره مداری ستاره تکرار می شود. چنین ستارگان نوترونی "تپ اختر" نامیده شدند و اولین ستاره های نوترونی 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 سمت داخل خواهند کرد تا اینکه شعاع آن از شعاع شوارتزشیلد کمتر شود. پس از این، ستاره تبدیل به سیاهچاله می شود.

وجود سیاهچاله ها توسط نظریه نسبیت عام پیش بینی شده بود. بر اساس نسبیت عام، ماده و اطلاعات تحت هیچ شرایطی نمی توانند سیاهچاله را ترک کنند. با این حال، مکانیک کوانتومی استثناهایی را برای این قاعده ممکن می کند.

تعدادی باقی مانده است سوالات باز. رئیس بین آنها: "آیا اصلا سیاهچاله وجود دارد؟" از این گذشته، برای اینکه به طور قطع بگوییم که یک جسم معین یک سیاهچاله است، باید افق رویداد آن را مشاهده کرد. تمام تلاش ها برای انجام این کار به شکست انجامید. اما هنوز امیدی وجود دارد، زیرا برخی از اجرام را نمی توان بدون برافزایش، و برافزایش بر روی یک جسم بدون سطح جامد توضیح داد، اما این وجود سیاهچاله ها را ثابت نمی کند.

سؤالات نیز باز است: آیا ممکن است یک ستاره مستقیماً به سیاهچاله سقوط کند و یک ابرنواختر را دور بزند؟ آیا ابرنواخترهایی وجود دارند که بعداً به سیاهچاله تبدیل شوند؟ تأثیر دقیق جرم اولیه یک ستاره بر تشکیل اجسام در پایان چرخه زندگی آن چیست؟

معرفی

فصل 1. تکامل ستارگان

فصل 2.همجوشی گرما هسته ای در درون ستارگان و تولد ستارگان

فصل 3. چرخه اواسط زندگی یک ستاره

فصل 4. سالهای بعدو مرگ ستاره ها

نتیجه

ادبیات

معرفی

منابع علمی مدرن نشان می دهد که جهان از 98٪ ستاره تشکیل شده است که "به نوبه خود" عنصر اصلی کهکشان هستند. منابع اطلاعاتی می دهند تعاریف مختلفاین مفهوم، در اینجا به برخی از آنها اشاره می کنیم:

ستاره یک جرم آسمانی است که در آن واکنش‌های گرما هسته‌ای رخ داده، رخ داده یا خواهد بود. ستارگان گلوله های پرجرم نورانی از گاز (پلاسما) هستند. از یک محیط گاز-غبار (هیدروژن و هلیوم) در نتیجه فشرده سازی گرانشی تشکیل شده است. دمای ماده در داخل ستارگان با میلیون ها کلوین و در سطح آنها با هزاران کلوین اندازه گیری می شود. انرژی اکثریت قریب به اتفاق ستارگان در نتیجه واکنش‌های گرما هسته‌ای آزاد می‌شود که هیدروژن را به هلیوم تبدیل می‌کند و در دماهای بالا در نواحی داخلی رخ می‌دهد. ستارگان اغلب اجسام اصلی کیهان نامیده می شوند، زیرا آنها حاوی بخش عمده ای از ماده درخشان در طبیعت هستند.

ستاره ها اجرام کروی و عظیمی هستند که از هلیوم و هیدروژن و همچنین گازهای دیگر ساخته 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، رشد می کنند، تغییر می کنند و ناپدید می شوند - این فرآیند میلیاردها سال طول می کشد و فرآیند "تکامل ستاره" نامیده می شود.

فصل 1. تکامل ستارگان

تکامل ستارگان- توالی تغییراتی که یک ستاره در طول زندگی خود متحمل می شود، یعنی در طی صدها هزار، میلیون ها یا میلیاردها سال در حالی که نور و گرما ساطع می کند.

یک ستاره زندگی خود را به عنوان ابری سرد و کمیاب از گاز بین ستاره ای (یک محیط گازی کمیاب که تمام فضای بین ستاره ها را پر می کند) شروع می کند که تحت گرانش خود فشرده می شود و به تدریج شکل یک توپ را به خود می گیرد. در طول فشرده سازی، انرژی گرانشی (جهانی تعامل اساسیبین 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 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. مرحله اول زندگی یک ستاره شبیه به مرحله خورشیدی 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) (نشان دهنده رابطه بین قدر مطلق، درخشندگی، کلاس طیفی و دمای سطح ستاره، 1910) است. ذخایر سوخت در هسته آن هنگامی که تمام هیدروژن مرکز ستاره به هلیوم تبدیل می شود، یک هسته هلیوم تشکیل می شود و سوزاندن هیدروژن با حرارت هسته ای در حاشیه آن ادامه می یابد. در این دوره، ساختار ستاره شروع به تغییر می کند. درخشندگی آن افزایش می‌یابد، لایه‌های بیرونی آن منبسط می‌شوند و دمای سطح آن کاهش می‌یابد - ستاره به یک غول قرمز تبدیل می‌شود که در نمودار هرتزسپرونگ-راسل شاخه‌ای را تشکیل می‌دهد. ستاره به طور قابل توجهی زمان کمتری را در این شاخه نسبت به دنباله اصلی صرف می کند. هنگامی که جرم انباشته شده هسته هلیوم قابل توجه می شود، نمی تواند وزن خود را تحمل کند و شروع به کوچک شدن می کند. اگر ستاره به اندازه کافی جرم داشته باشد، افزایش دما 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).

برنج. 1. نمودار هرتسسپرونگ-راسل

تکامل یک ستاره کلاس G با استفاده از مثال خورشید

فصل 2. همجوشی گرما هسته ای در داخل ستارگان

در سال 1939، مشخص شد که منبع انرژی ستاره‌ها همجوشی گرما هسته‌ای است که در روده ستارگان رخ می‌دهد. بیشتر ستارگان تابش ساطع می کنند زیرا در هسته آنها چهار پروتون از طریق یک سری مراحل میانی به یک ذره آلفا ترکیب می شوند. این دگرگونی می تواند به دو روش اصلی به نام چرخه پروتون-پروتون یا p-p و چرخه کربن-نیتروژن یا CN رخ دهد. در ستارگان کم جرم، آزاد شدن انرژی عمدتاً توسط چرخه اول و در ستارگان سنگین - توسط چرخه دوم تأمین می شود. عرضه سوخت هسته ای در یک ستاره محدود است و دائماً صرف تشعشع 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

تولد ستاره ها

تکامل یک ستاره در یک ابر مولکولی غول پیکر آغاز می شود که گهواره ستاره ای نیز نامیده می شود. 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 مربع است. جرم چنین ابری به دلیل اندازه آن 100،000 تا 10،000،000 برابر از جرم خورشید بیشتر است: قطر 50 تا 300 سال نوری.

در حالی که ابر آزادانه به دور مرکز کهکشان اصلی خود می چرخد، هیچ اتفاقی نمی افتد. با این حال، به دلیل ناهمگن بودن میدان گرانشی، ممکن است اختلالاتی در آن ایجاد شود که منجر به غلظت موضعی جرم شود. چنین اختلالاتی باعث فروپاشی گرانشی ابر می شود. یکی از سناریوهایی که منجر به این موضوع 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 می تواند انفجار یک ابرنواختر در نزدیکی باشد که موج ضربه ای آن با سرعت بسیار زیاد با ابر مولکولی برخورد می کند. همچنین این احتمال وجود دارد که کهکشان ها با هم برخورد کنند، که می تواند باعث انفجار تشکیل ستاره شود زیرا ابرهای گازی در هر کهکشان در اثر برخورد فشرده می شوند. به طور کلی، هر گونه ناهمگنی 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 برای گرم کردن ابر و نیمی به تابش نور می رود. در ابرها فشار و چگالی به سمت مرکز افزایش می یابد و فروپاشی قسمت مرکزی سریعتر از پیرامون اتفاق می افتد. با انقباض، میانگین مسیر آزاد فوتون ها کاهش می یابد و ابر در برابر تشعشعات 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 و یک هسته هیدرواستاتیکی با جرمی حدود 1 درصد از جرم ابر تشکیل می شود. این لحظه نامرئی است. تکامل بیشتر پیش ستاره، تجمع ماده ای است که همچنان بر روی "سطح" هسته فرو می رود و به همین دلیل اندازه آن افزایش می یابد. جرم ماده در حال حرکت آزاد در ابر تمام 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.

جرم ستاره تی☼ و شعاع R را می توان با انرژی پتانسیل E مشخص کرد . پتانسیلیا انرژی گرانشیستاره کاری است که باید صرف شود تا ماده ستاره تا بی نهایت پراکنده شود. و بالعکس، این انرژی با انقباض ستاره آزاد می شود، یعنی. با کاهش شعاع آن مقدار این انرژی را می توان با استفاده از فرمول محاسبه کرد:

انرژی پتانسیل خورشید برابر است با: E ☼ = 5.9∙10 41 J.

یک مطالعه نظری در مورد فرآیند فشردگی گرانشی یک ستاره نشان داده است که یک ستاره تقریباً نیمی از انرژی پتانسیل خود را ساطع می کند، در حالی که نیمی دیگر صرف افزایش دمای جرم خود به حدود ده میلیون کلوین می شود. با این حال، سخت نیست که متقاعد شویم که خورشید این انرژی را در 23 میلیون سال ساطع کرده است. بنابراین، فشردگی گرانشی تنها در برخی از ستاره‌ها می‌تواند منبع انرژی باشد مراحل کوتاهتوسعه آنها

تئوری همجوشی حرارتی در سال 1938 توسط فیزیکدانان آلمانی کارل وایزکر و هانس بته تدوین شد. لازمه این امر اولاً تعیین جرم اتم هلیوم توسط F. Aston (انگلستان) در سال 1918 بود که برابر با 3.97 جرم اتم هیدروژن است. , دوم، شناسایی ارتباط بین وزن بدن در سال 1905 تیو انرژی او Eبه شکل فرمول انیشتین:

جایی که c سرعت نور است، سوم، کشف در سال 1929 که به لطف اثر تونل، دو ذره باردار مساوی (دو پروتون) می توانند در فاصله ای که نیروی جاذبه بالاتر است نزدیک شوند، و همچنین کشف در سال 1932 از پوزیترون e+ و نوترون n.

اولین و موثرترین واکنش های همجوشی گرما هسته ای، تشکیل چهار پروتون در هسته اتم هلیوم بر اساس این طرح است:

آنچه در اینجا اتفاق می افتد بسیار مهم است نقص انبوه:جرم یک هسته هلیوم 4.00389 amu است، در حالی که جرم چهار پروتون 4.03252 amu است. با استفاده از فرمول اینشتین، انرژی آزاد شده در طول تشکیل یک هسته هلیوم را محاسبه می کنیم:

محاسبه اینکه اگر خورشید در مرحله اولیه توسعه فقط از هیدروژن تشکیل شده بود، دشوار نیست، تبدیل آن به هلیوم برای وجود خورشید به عنوان یک ستاره با تلفات انرژی فعلی در حدود 100 میلیارد سال کافی است. در واقع، ما در مورد "سوختن" حدود 10٪ از هیدروژن از عمیق ترین روده های ستاره صحبت می کنیم، جایی که دما برای واکنش های همجوشی کافی است.

واکنش های سنتز هلیوم می تواند به دو صورت رخ دهد. اولی نام دارد چرخه ppدومین - با چرخه NO.در هر دو مورد، دو بار در هر هسته هلیوم، یک پروتون طبق طرح زیر به نوترون تبدیل می‌شود:

,

جایی که V- نوترینو

جدول 1 میانگین زمان هر واکنش همجوشی حرارتی را نشان می دهد، دوره ای که در طی آن تعداد ذرات اولیه کاهش می یابد. هیک بار.

جدول 1. واکنش های سنتز هلیوم.

بازده واکنش های همجوشی با قدرت منبع مشخص می شود، مقدار انرژی که در واحد جرم یک ماده در واحد زمان آزاد می شود. از این نظریه بر می آید که

, در حالیکه . محدودیت دما تی،بالای آن نقش اصلیبازی نخواهد کرد rr-،آ چرخه CNO، برابر است با 15∙10 6 K. در اعماق خورشید نقش اصلی توسط pp-چرخه دقیقاً به دلیل اینکه اولین واکنش آن دارای زمان مشخصه بسیار طولانی است (14 میلیارد سال)، خورشید و ستارگان مشابه آن را طی می کنند. مسیر تکاملیحدود ده میلیارد سال برای ستاره های سفید پرجرم تر، این زمان ده ها و صدها برابر کمتر است، زیرا زمان مشخصه واکنش های اصلی بسیار کوتاه تر است. CNO-چرخه

اگر دمای درون یک ستاره، پس از پایان یافتن هیدروژن در آنجا، به صدها میلیون کلوین برسد و این برای ستارگان با جرم امکان پذیر است. تی>1.2m ☼، سپس منبع انرژی به واکنش تبدیل هلیوم به کربن بر اساس این طرح تبدیل می شود:

. محاسبات نشان می دهد که ستاره ذخایر هلیوم خود را در حدود 10 میلیون سال آینده مصرف خواهد کرد. اگر جرم آن به اندازه کافی بزرگ باشد، هسته به فشرده شدن ادامه می دهد و در دمای بالای 500 میلیون درجه، آنها تبدیل می شوند. واکنش های احتمالیسنتز هسته های اتمی پیچیده تر طبق این طرح:

در دماهای بالاتر واکنش های زیر رخ می دهد:

و غیره. تا تشکیل هسته های آهن. اینها واکنش است گرمازا،در نتیجه پیشرفت آنها انرژی آزاد می شود.

همانطور که می دانیم، انرژی که یک ستاره به فضای اطراف ساطع می کند، در اعماق آن آزاد می شود و به تدریج به سطح ستاره نفوذ می کند. این انتقال انرژی از طریق ضخامت ماده ستاره را می توان با دو مکانیسم انجام داد: انتقال تابشییا همرفت.

در مورد اول، ما در مورد جذب مکرر و انتشار مجدد کوانتوم ها صحبت می کنیم. در واقع، با هر عملی از این دست، تکه تکه شدن کوانتوم ها اتفاق می افتد، بنابراین، به جای γ-کوانتاهای سخت که در طی همجوشی حرارتیدر اعماق یک ستاره، میلیون ها کوانتوم کم انرژی به سطح آن می رسند. در این صورت قانون بقای انرژی محقق می شود.

در تئوری انتقال انرژی، مفهوم مسیر آزاد کوانتومی با فرکانس مشخص υ مطرح شد. درک اینکه در اتمسفرهای ستاره ای، مسیر آزاد یک کوانتوم از چند سانتی متر تجاوز نمی کند دشوار نیست. و مدت زمانی که طول می کشد تا کوانتوم های انرژی از مرکز یک ستاره به سطح آن نشت کند، در میلیون ها سال اندازه گیری می شود، با این حال، در اعماق ستارگان، ممکن است شرایطی ایجاد شود که در آن چنین تعادل تابشی به هم بخورد. آب در ظرفی که از پایین گرم می شود به همین صورت عمل می کند. برای مدت معینی ، مایع در اینجا در حالت تعادل است ، زیرا مولکول با دریافت انرژی اضافی مستقیماً از ته ظرف ، می تواند بخشی از انرژی را در اثر برخورد به مولکول های دیگر که در بالا قرار دارند منتقل کند. این یک گرادیان دمایی مشخص را در ظرف از پایین تا لبه بالایی ایجاد می کند. با این حال، با گذشت زمان، سرعتی که مولکول ها می توانند انرژی را از طریق برخورد به سمت بالا منتقل کنند، کمتر از سرعت انتقال گرما از پایین می شود. جوش اتفاق می افتد - انتقال حرارت با حرکت مستقیم ماده.

20. ارتباطات رادیویی بین تمدن های واقع در منظومه های سیاره ای مختلف

21. امکان ارتباط بین ستاره ای با استفاده از روش های نوری

22. ارتباط با تمدن های بیگانه با استفاده از کاوشگرهای خودکار

23. تحلیل احتمالی-نظری ارتباطات رادیویی بین ستاره ای. ویژگی سیگنال ها

24. در مورد امکان تماس مستقیم بین تمدن های بیگانه

25. نکاتی در مورد سرعت و ماهیت توسعه تکنولوژیک بشر

II. آیا ارتباط با موجودات هوشمند در سیارات دیگر امکان پذیر است؟

بخش اول جنبه نجومی مسئله

4. تکامل ستارگان نجوم مدرن استدلال های زیادی به نفع این ادعا دارد که ستاره ها از تراکم ابرهای گاز و غبار در محیط بین ستاره ای تشکیل می شوند. روند تشکیل ستاره از این محیط تا به امروز ادامه دارد. روشن شدن این شرایط یکی از بزرگترین دستاوردهای نجوم مدرن است. تا همین اواخر، اعتقاد بر این بود که همه ستارگان تقریباً به طور همزمان چندین میلیارد سال پیش تشکیل شده اند. فروپاشی این ایده های متافیزیکی، اول از همه، با پیشرفت نجوم رصدی و توسعه نظریه ساختار و تکامل ستارگان تسهیل شد. در نتیجه مشخص شد که بسیاری از ستارگان مشاهده شده اجرام نسبتاً جوانی هستند و برخی از آنها زمانی پدید آمدند که انسان قبلاً روی زمین بود. یک استدلال مهم به نفع این نتیجه‌گیری که ستاره‌ها از گاز و غبار میان ستاره‌ای تشکیل شده‌اند، محل قرارگیری گروه‌هایی از ستاره‌های آشکارا جوان (به اصطلاح «تداعی‌ها») در بازوهای مارپیچی کهکشان است. واقعیت این است که طبق مشاهدات نجومی رادیویی، گاز بین ستاره ای عمدتاً در بازوهای مارپیچی کهکشان ها متمرکز شده است. به طور خاص، این در کهکشان ما رخ می دهد. علاوه بر این، از "تصاویر رادیویی" دقیق برخی کهکشان‌های نزدیک به ما، چنین برمی‌آید که بیشترین چگالی گاز بین ستاره‌ای در لبه‌های داخلی (نسبت به مرکز کهکشان مربوطه) مارپیچ مشاهده می‌شود که توضیحی طبیعی دارد. جزئیاتی که در اینجا نمی‌توانیم به آن بپردازیم. اما در این بخش از مارپیچ ها است که "مناطق HII"، یعنی ابرهای گاز یونیزه شده بین ستاره ای، با روش های نجوم نوری مشاهده می شوند. در فصل 3 قبلاً گفته شد که علت یونیزه شدن چنین ابرهایی فقط می تواند تشعشعات فرابنفش از ستارگان داغ پرجرم - آشکارا اجرام جوان (نگاه کنید به زیر). موضوع اصلی مسئله تکامل ستارگان، مسئله منابع انرژی آنهاست. در واقع، به عنوان مثال، مقدار عظیم انرژی مورد نیاز برای حفظ تابش خورشید تقریباً در سطح مشاهده شده برای چندین میلیارد سال از کجا می آید؟ خورشید در هر ثانیه 4×10 33 ارگ ساطع می کند و بیش از 3 میلیارد سال است که 4×10 50 ارگ ساطع کرده است. شکی نیست که سن خورشید حدود 5 میلیارد سال است. این حداقل از تخمین های مدرن از سن زمین با استفاده از روش های مختلف رادیواکتیو ناشی می شود. بعید است که خورشید "جوانتر" از زمین باشد. در قرن گذشته و در آغاز این قرن، فرضیه های مختلفی در مورد ماهیت منابع انرژی خورشید و ستارگان مطرح شد. به عنوان مثال، برخی از دانشمندان معتقد بودند که منبع انرژی خورشیدی سقوط مداوم شهاب‌سنگ‌ها روی سطح آن است، برخی دیگر منبع را در فشردگی مداوم خورشید جستجو کردند. انرژی پتانسیل آزاد شده در طول چنین فرآیندی می تواند تحت شرایط خاصی به تشعشع تبدیل شود. همانطور که در زیر خواهیم دید، این منبع می تواند در مراحل اولیه تکامل ستاره ها کاملاً مؤثر باشد، اما نمی تواند تابش خورشید را برای مدت زمان مورد نیاز فراهم کند. موفقیت فیزیک هسته ایحل مشکل منابع انرژی ستاره ای در اواخر دهه سی قرن ما امکان پذیر شد. چنین منبعی واکنش های همجوشی گرما هسته ای است که در اعماق ستارگان در دمای بسیار بالایی که در آنجا حاکم است (در حدود ده میلیون کلوین) رخ می دهد. در نتیجه این واکنش ها، که سرعت آن به شدت به دما بستگی دارد، پروتون ها به هسته های هلیوم تبدیل می شوند و انرژی آزاد شده به آرامی از اعماق ستارگان "نشت" می کند و در نهایت به طور قابل توجهی تبدیل به فضای بیرونی می شود. این استثنایی است منبع قدرتمند. اگر فرض کنیم که در ابتدا خورشید فقط از هیدروژن تشکیل شده بود که در نتیجه واکنش های گرما هسته ای به طور کامل به هلیوم تبدیل شد، آنگاه مقدار انرژی آزاد شده تقریباً 1052 erg خواهد بود. بنابراین، برای حفظ تابش در سطح مشاهده شده برای میلیاردها سال، کافی است خورشید بیش از 10٪ از عرضه اولیه هیدروژن خود را "استفاده" کند. اکنون می توانیم تکامل یک ستاره را به صورت زیر تصور کنیم. به دلایلی (چند مورد از آنها را می توان مشخص کرد)، ابری از گاز و غبار بین ستاره ای شروع به متراکم شدن کرد. خیلی زود (البته در مقیاس نجومی!)، تحت تأثیر نیروهای گرانش جهانی، یک توپ گازی مات نسبتا متراکم از این ابر تشکیل می شود. به بیان دقیق، هنوز نمی توان این توپ را ستاره نامید، زیرا در مناطق مرکزی آن دما برای شروع واکنش های گرما هسته ای کافی نیست. فشار گاز داخل توپ هنوز قادر به متعادل کردن نیروهای جاذبه تک تک قطعات آن نیست، بنابراین به طور مداوم فشرده می شود. برخی از ستاره شناسان قبلاً معتقد بودند که چنین "پرتوستارهایی" در سحابی های منفرد به شکل تشکیلات فشرده بسیار تاریک، به اصطلاح گلبول ها مشاهده شده اند (شکل 12). با این حال، موفقیت های نجوم رادیویی ما را وادار کرد که این دیدگاه نسبتاً ساده لوحانه را کنار بگذاریم (به زیر مراجعه کنید). معمولاً نه یک پیش ستاره در همان زمان، بلکه گروه کم و بیش متعددی از آنها تشکیل می شود. متعاقباً، این گروه‌ها به انجمن‌ها و خوشه‌های ستاره‌ای تبدیل می‌شوند که به خوبی برای ستاره‌شناسان شناخته شده‌اند. به احتمال بسیار زیاد در این مرحله بسیار اولیه از تکامل ستاره، توده هایی با جرم کمتر در اطراف آن تشکیل می شوند که سپس به تدریج به سیاره تبدیل می شوند (به فصل 9 مراجعه کنید).

برنج. 12. گلبول ها در یک سحابی انتشار

هنگامی که یک پیش ستاره منقبض می شود، دمای آن افزایش می یابد و بخش قابل توجهی از انرژی پتانسیل آزاد شده به فضای اطراف تابش می شود. از آنجایی که ابعاد توپ گازی در حال فروپاشی بسیار بزرگ است، تابش در واحد سطح آن ناچیز خواهد بود. از آنجایی که شار تابش در واحد سطح با توان چهارم دما (قانون استفان بولتزمن) متناسب است، دمای لایه‌های سطحی ستاره نسبتاً کم است، در حالی که درخشندگی آن تقریباً برابر با یک ستاره معمولی است. همان جرم بنابراین، در نمودار طیف-درخشندگی، چنین ستارگانی در سمت راست دنباله اصلی قرار می گیرند، یعنی بسته به مقادیر جرم اولیه آنها در ناحیه غول های قرمز یا کوتوله های قرمز قرار می گیرند. متعاقباً، پروتوستار به انقباض خود ادامه می دهد. ابعاد آن کوچکتر می شود و دمای سطح افزایش می یابد، در نتیجه طیف بیشتر و زودتر "اوایل" می شود. بنابراین، با حرکت در امتداد نمودار طیف-درخشندگی، پیش ستاره نسبتاً به سرعت روی دنباله اصلی "می‌نشیند". در طی این دوره، دمای فضای داخلی ستاره برای شروع واکنش های گرما هسته ای کافی است. در این حالت، فشار گاز درون ستاره آینده، جاذبه را متعادل می‌کند و توپ گاز فشرده نمی‌شود. یک پیش ستاره تبدیل به یک ستاره می شود. زمان نسبتا کمی طول می‌کشد تا پیش‌ستارگان این مرحله اولیه تکامل خود را طی کنند. برای مثال، اگر جرم پیش ستاره از خورشید بزرگتر باشد، تنها چند میلیون سال، اگر کمتر، چند صد میلیون سال طول می کشد. از آنجایی که زمان تکامل پیش‌ستارگان نسبتاً کوتاه است، تشخیص این مرحله اولیه از رشد ستاره‌ها دشوار است. با این وجود، ستارگان در چنین مرحله ای ظاهراً مشاهده می شوند. منظور ما بسیار است ستاره های جالبنوع T Tauri، معمولا در سحابی های تاریک غوطه ور است. در سال 1966، کاملاً غیرمنتظره، مشاهده پیش ستاره ها در مراحل اولیه تکامل آنها ممکن شد. قبلاً در فصل سوم این کتاب در مورد کشف تعدادی مولکول در محیط بین ستاره ای توسط نجوم رادیویی، عمدتاً هیدروکسیل OH و بخار آب H2O، اشاره کرده ایم. شگفتی ستاره شناسان رادیویی زمانی که هنگام بررسی آسمان در طول موج 18 سانتی متر، مطابق با خط رادیویی OH، روشن و بسیار فشرده بود (یعنی کوچک ابعاد زاویه ای) منابع این به قدری غیرمنتظره بود که در ابتدا حاضر نشدند حتی باور کنند که چنین خطوط رادیویی درخشانی می تواند متعلق به یک مولکول هیدروکسیل باشد. فرض بر این بود که این خطوط متعلق به یک ماده ناشناخته است که بلافاصله نام "مناسب" "مستریوم" به آن داده شد. با این حال، "مستریوم" خیلی زود سرنوشت "برادران" نوری خود - "سحابی" و "کرونا" را به اشتراک گذاشت. واقعیت این است که برای چندین دهه خطوط درخشان سحابی ها و تاج خورشیدی را نمی توان با هیچ خط طیفی شناخته شده ای شناسایی کرد. بنابراین، آنها را به برخی از عناصر فرضی ناشناخته در زمین - "سحابی" و "تاج" نسبت دادند. به نادانی ستاره شناسان در آغاز قرن ما با تحقیر لبخند نزنیم: بالاخره در آن زمان نظریه اتمی وجود نداشت! توسعه فیزیک باقی نمانده است جدول تناوبیمکان مندلیف برای "آسمانی"های عجیب و غریب: در سال 1927، "سحابی" از بین رفت، خطوط آن کاملاً قابل اعتماد با خطوط "ممنوع" اکسیژن و نیتروژن یونیزه شده و در 1939 - 1941 شناسایی شد. به طور قانع کننده ای نشان داده شد که خطوط مرموز "کرونیوم" متعلق به اتم های یونیزه شده چند برابر آهن، نیکل و کلسیم است. اگر دهه‌ها طول کشید تا «نبولیوم» و «کودونیا» را پاکسازی کنیم، پس از چند هفته پس از کشف مشخص شد که خطوط «مستریوم» متعلق به هیدروکسیل معمولی است، اما فقط در شرایط غیرعادی. مشاهدات بیشتر، اول از همه، نشان داد که منابع "راز" ابعاد زاویه ای بسیار کوچکی دارند. این با استفاده از آن زمان جدید، بسیار نشان داده شد روش موثرتحقیقی که "تداخل سنجی رادیویی در خطوط پایه بسیار طولانی" نامیده می شود. ماهیت روش به مشاهدات همزمان منابع در دو تلسکوپ رادیویی که در فواصل چند هزار کیلومتری از یکدیگر قرار دارند، برمی گردد. همانطور که مشخص است، وضوح زاویه ای با نسبت طول موج به فاصله بین تلسکوپ های رادیویی تعیین می شود. در مورد ما، این مقدار می تواند ~3x10 -8 راد یا چند هزارم ثانیه قوسی باشد! توجه داشته باشید که در نجوم نوری چنین وضوح زاویه ای هنوز کاملاً غیرقابل دستیابی است. چنین مشاهداتی نشان داد که وجود دارد حداقلسه دسته از منابع "رمز". در اینجا ما به منابع درجه یک علاقه مند خواهیم شد. همه آنها در داخل سحابی های یونیزه گازی مانند سحابی معروف شکارچی قرار دارند. همانطور که قبلا ذکر شد، اندازه آنها بسیار کوچک است، هزاران بار اندازه های کوچکترسحابی ها جالب ترین چیز این است که آنها ساختار فضایی پیچیده ای دارند. برای مثال منبعی را در نظر بگیرید که در یک سحابی به نام W3 قرار دارد.

برنج. 13. مشخصات چهار جزء خط هیدروکسیل

در شکل شکل 13 نمایه خط OH منتشر شده توسط این منبع را نشان می دهد. همانطور که می بینیم، شامل مقدار زیادخطوط روشن باریک هر خط مربوط به سرعت حرکت معینی در امتداد خط دید ابری است که این خط را ساطع می کند. بزرگی این سرعت توسط اثر داپلر تعیین می شود. تفاوت در سرعت (در امتداد خط دید) بین ابرهای مختلف به ~10 کیلومتر بر ثانیه می رسد. مشاهدات تداخل سنجی ذکر شده در بالا نشان داد که ابرهایی که از هر خط ساطع می کنند از نظر مکانی هم تراز نیستند. تصویر به این صورت است: در داخل منطقه ای به اندازه تقریبا 1.5 ثانیه، حدود 10 ابر فشرده با سرعت های مختلف حرکت می کنند. هر ابر یک خط خاص (فرکانس) منتشر می کند. ابعاد زاویه ای ابرها بسیار کوچک و در حد چند هزارم ثانیه قوسی است. از آنجایی که فاصله تا سحابی W3 مشخص است (حدود 2000 pc)، ابعاد زاویه ای را می توان به راحتی به ابعاد خطی تبدیل کرد. به نظر می رسد که ابعاد خطی منطقه ای که ابرها در آن حرکت می کنند از مرتبه 10 -2 pc است و ابعاد هر ابر فقط یک مرتبه بزرگتر از فاصله زمین تا خورشید است. سؤالاتی مطرح می شود: اینها چه نوع ابرهایی هستند و چرا اینقدر در خطوط رادیویی هیدروکسیل ساطع می شوند؟ جواب سوال دوم خیلی سریع دریافت شد. مشخص شد که مکانیسم تشعشع کاملاً شبیه به آنچه در میزرها و لیزرهای آزمایشگاهی مشاهده شده است. بنابراین، منابع "راز" غول پیکر کیهانی میزرهای طبیعی هستند که در موج خط هیدروکسیل کار می کنند، که طول آن 18 سانتی متر است. خط به دست می آید و عرض طیفی آن کوچک است. همانطور که مشخص است، تقویت تابش در خطوط به دلیل این اثر زمانی امکان پذیر است که محیطی که در آن تابش منتشر می شود به نحوی "فعال" شود. این بدان معنی است که برخی از منابع انرژی "خارجی" (به اصطلاح "پمپاژ") باعث می شود غلظت اتم ها یا مولکول ها در سطح اولیه (بالایی) به طور غیر طبیعی بالا باشد. بدون "پمپ زدن" دائماً کار، میزر یا لیزر غیرممکن است. مسئله ماهیت مکانیسم "پمپاژ" میزرهای کیهانی هنوز به طور کامل حل نشده است. با این حال، به احتمال زیاد "پمپاژ" توسط یک نسبتاً قدرتمند انجام می شود اشعه مادون قرمز. به دیگران مکانیزم ممکن"پمپ زدن" ممکن است یک واکنش شیمیایی باشد. ارزش آن را دارد که داستان ما در مورد میزرهای کیهانی را قطع کنیم تا در مورد چه چیزی فکر کنیم پدیده های شگفت انگیزبرخورد اخترشناسان در فضا یکی از بزرگترین اختراعات فنی قرن آشفته ما، که نقش مهمی در دنیایی که اکنون تجربه می کنیم ایفا می کند. انقلاب علمی و فناوری، می تواند به راحتی در شرایط طبیعی و علاوه بر آن در مقیاس عظیم تحقق یابد! شار انتشار رادیویی از برخی میزرهای کیهانی به قدری زیاد است که حتی در سطح فنی نجوم رادیویی 35 سال پیش، یعنی حتی قبل از اختراع میزرها و لیزرها، قابل تشخیص بود! برای انجام این کار، "فقط" باید طول موج دقیق پیوند رادیویی OH را بدانید و به مشکل علاقه مند شوید. به هر حال، این اولین بار نیست که مهمترین مشکلات علمی و فنی پیش روی بشر در شرایط طبیعی تحقق می یابد. واکنش‌های گرما هسته‌ای که از تابش خورشید و ستارگان پشتیبانی می‌کنند (نگاه کنید به زیر) باعث توسعه و اجرای پروژه‌هایی برای تولید "سوخت هسته‌ای" در زمین شد، که در آینده باید تمام مشکلات انرژی ما را حل کند. افسوس که ما هنوز تا حل این مهم ترین مشکل که طبیعت "به راحتی" آن را حل کرد، فاصله داریم. یک قرن و نیم پیش، بنیانگذار نظریه موج نور، فرنل، (البته در یک مناسبت دیگر) اظهار داشت: "طبیعت به مشکلات ما می خندد." همانطور که می بینیم، اظهارات فرنل امروزه بیشتر صادق است. اما اجازه دهید به میزرهای کیهانی برگردیم. اگرچه مکانیسم "پمپ کردن" این میزرها هنوز کاملاً مشخص نیست، هنوز هم می توان ایده ای تقریبی از شرایط فیزیکیدر ابرهایی که توسط مکانیزم میزر یک خط 18 سانتی متری ساطع می کنند، اول از همه، معلوم می شود که این ابرها کاملاً متراکم هستند: در یک سانتی متر مکعب حداقل 10 8 -10 9 ذره وجود دارد، و یک ذره قابل توجه (و شاید بیشتر). بخشی از آنها مولکول هستند. بعید است دما از دو هزار کلوین تجاوز کند، به احتمال زیاد حدود 1000 کلوین است. این خواص به شدت با خواص حتی متراکم ترین ابرهای گاز بین ستاره ای متفاوت است. با در نظر گرفتن هنوز نسبتا اندازه های کوچکابرها، ناخواسته به این نتیجه می رسیم که آنها بیشتر شبیه اتمسفر گسترده و نسبتا سرد ستارگان غول پیکر هستند. بسیار محتمل است که این ابرها چیزی بیش از یک مرحله اولیه در توسعه پیش ستاره ها، بلافاصله پس از تراکم آنها از محیط بین ستاره ای نباشد. حقایق دیگری نیز این گفته را تایید می کند (که نویسنده این کتاب در سال 1966 بیان کرده است). در سحابی‌هایی که میزرهای کیهانی مشاهده می‌شوند، ستارگان جوان و داغ قابل مشاهده هستند (به زیر مراجعه کنید). در نتیجه، روند تشکیل ستاره در آنجا اخیراً به پایان رسیده است و به احتمال زیاد در زمان کنونی ادامه دارد. شاید جالب‌ترین چیز این باشد که، همانطور که مشاهدات نجوم رادیویی نشان می‌دهند، میزرهای کیهانی از این نوع در ابرهای کوچک و بسیار متراکم هیدروژن یونیزه شده «غوطه‌ور» هستند. این ابرها حاوی مقدار زیادی غبار کیهانی هستند که باعث می شود در محدوده نوری قابل مشاهده نباشند. چنین "پیله" توسط ستاره جوان و داغ واقع در داخل آنها یونیزه می شود. نجوم مادون قرمز ثابت کرده است که در مطالعه فرآیندهای تشکیل ستاره بسیار مفید است. در واقع، برای پرتوهای فروسرخ، جذب بین ستاره ای نور چندان قابل توجه نیست. اکنون می‌توانیم تصویر زیر را تصور کنیم: از ابر محیط بین‌ستاره‌ای، از طریق تراکم آن، چندین توده با جرم‌های مختلف تشکیل می‌شوند که به پیش ستاره‌ها تبدیل می‌شوند. سرعت تکامل متفاوت است: برای توده های حجیم تر، بیشتر خواهد بود (جدول 2 را در زیر ببینید). بنابراین، پرجرم ترین توده ابتدا به یک ستاره داغ تبدیل می شود، در حالی که بقیه کم و بیش در مرحله پیش ستاره باقی می مانند. ما آنها را به عنوان منابع تابش میزر در مجاورت یک ستاره داغ "نوزاد" مشاهده می کنیم که هیدروژن "پیله" را یونیزه می کند که به صورت توده متراکم نشده است. البته این طرح خشن بیشتر اصلاح خواهد شد و البته تغییرات قابل توجهی نیز در آن ایجاد خواهد شد. اما واقعیت همچنان باقی است: به طور غیرمنتظره مشخص شد که برای مدتی (به احتمال زیاد مدت زمان نسبتاً کوتاهی) پیش ستاره های تازه متولد شده، به معنای واقعی کلمه، در مورد تولد خود "فریاد می زنند"، با استفاده از با استفاده از جدیدترین روش ها رادیوفیزیک کوانتومی (یعنی میزرها) ... 2 سال پس از کشف میزرهای کیهانی بر روی هیدروکسیل (خط 18 سانتی متر) - مشخص شد که همان منابع به طور همزمان (همچنین با مکانیسم میزر) خطی از بخار آب به طول موج ساطع می کنند. که 1,35 سانتی متر است. شدت میزر "آب" حتی بیشتر از "هیدروکسیل" است. ابرهایی که خط H2O را ساطع می کنند، اگرچه در همان حجم کم ابرهای "هیدروکسیل" قرار دارند، اما با سرعت های متفاوتی حرکت می کنند و بسیار فشرده تر هستند. نمی توان رد کرد که سایر خطوط میزر* در آینده نزدیک کشف شوند. بنابراین، به طور کاملاً غیرمنتظره، نجوم رادیویی مسئله کلاسیک تشکیل ستاره را به شاخه ای از نجوم رصدی تبدیل کرد**. ستاره پس از قرار گرفتن در دنباله اصلی و متوقف شدن انقباض، برای مدت طولانی تابش می کند، بدون اینکه موقعیت خود را در نمودار طیف-درخشندگی تغییر دهد. تابش آن توسط واکنش های گرما هسته ای که در مناطق مرکزی رخ می دهد پشتیبانی می شود. بنابراین، دنباله اصلی، همانطور که بود، یک مکان هندسی از نقاط در نمودار طیف-درخشندگی است که در آن یک ستاره (بسته به جرم آن) می تواند برای مدت طولانی و به طور پیوسته به دلیل واکنش های گرما هسته ای ساطع کند. مکان یک ستاره در دنباله اصلی با جرم آن تعیین می شود. لازم به ذکر است که یک پارامتر دیگر وجود دارد که موقعیت ستاره ساطع کننده تعادل را در نمودار طیف - درخشندگی تعیین می کند. این پارامتر ترکیب شیمیایی اولیه ستاره است. اگر فراوانی نسبی عناصر سنگین کاهش یابد، ستاره در نمودار زیر "سقوط" خواهد کرد. این شرایط است که وجود دنباله ای از زیرکوتوله ها را توضیح می دهد. همانطور که در بالا ذکر شد، فراوانی نسبی عناصر سنگین در این ستارگان ده ها برابر کمتر از ستاره های دنباله اصلی است. زمان ماندن یک ستاره در دنباله اصلی با جرم اولیه آن تعیین می شود. اگر جرم بزرگ باشد، تابش ستاره دارای قدرت عظیمی است و به سرعت از ذخایر «سوخت» هیدروژن خود استفاده می کند. به عنوان مثال، ستارگان دنباله اصلی با جرم چندین ده برابر بیشتر از خورشید (این غول های آبی داغ از کلاس طیفی O هستند) می توانند به طور پیوسته ساطع کنند در حالی که تنها برای چند میلیون سال در این دنباله باقی می مانند، در حالی که ستارگان با جرم نزدیک به خورشیدی، برای 10-15 میلیارد سال روی دنباله اصلی بوده اند. در زیر جدول آمده است. 2، نشان دادن مدت زمان محاسبه شده فشرده سازی گرانشی و ماندن در دنباله اصلی برای ستارگان با کلاس های طیفی مختلف. همین جدول مقادیر جرم، شعاع و درخشندگی ستارگان را در واحدهای خورشیدی نشان می دهد.

جدول 2

				سال ها
کلاس طیفی			درخشندگی	فشرده سازی گرانشی	روی سکانس اصلی بمان
G2 (خورشید)

از جدول بر می آید که زمان صرف شده برای دنباله اصلی ستاره ها "دیرتر" از KO به طور قابل توجهی است. سن بیشتر کهکشان که طبق برآوردهای موجود نزدیک به 15-20 میلیارد سال است. "سوختن" هیدروژن (یعنی تبدیل آن به هلیوم در طی واکنش های گرما هسته ای) فقط در نواحی مرکزی ستاره رخ می دهد. این با این واقعیت توضیح داده می شود که ماده ستاره ای فقط در نواحی مرکزی ستاره، جایی که واکنش های هسته ای انجام می شود، مخلوط می شود، در حالی که لایه های بیرونی محتوای نسبی هیدروژن را بدون تغییر نگه می دارند. از آنجایی که مقدار هیدروژن در نواحی مرکزی ستاره محدود است، دیر یا زود (بسته به جرم ستاره) تقریباً تمام آن در آنجا «سوخته» خواهد شد. محاسبات نشان می دهد که جرم و شعاع ناحیه مرکزی آن، که در آن واکنش های هسته ای رخ می دهد، به تدریج کاهش می یابد، در حالی که ستاره به آرامی در نمودار طیف-درخشندگی به سمت راست حرکت می کند. این فرآیند در ستارگان نسبتاً پرجرم بسیار سریعتر اتفاق می افتد. اگر گروهی از ستارگان در حال تکامل را تصور کنیم که به طور همزمان تشکیل شده اند، با گذشت زمان به نظر می رسد که دنباله اصلی در نمودار طیف-درخشندگی ساخته شده برای این گروه به سمت راست خم می شود. وقتی تمام (یا تقریباً تمام) هیدروژن موجود در هسته آن «سوخته» شود، برای یک ستاره چه اتفاقی می‌افتد؟ از آنجایی که آزاد شدن انرژی در نواحی مرکزی ستاره متوقف می شود، دما و فشار در آنجا نمی تواند در سطح لازم برای مقابله با نیروی گرانشی متراکم کننده ستاره حفظ شود. هسته ستاره شروع به انقباض خواهد کرد و دمای آن افزایش خواهد یافت. یک منطقه داغ بسیار متراکم تشکیل می شود که از هلیوم (که هیدروژن به آن تبدیل شده است) با ترکیبی کوچک از عناصر سنگین تر تشکیل شده است. گازی که در این حالت باشد «دژنراتیو» نامیده می شود. دارای تعدادی ویژگی جالب است که نمی توانیم در اینجا به آنها بپردازیم. در این منطقه گرم متراکم، واکنش‌های هسته‌ای اتفاق نمی‌افتد، اما آنها به شدت در حاشیه هسته، در یک لایه نسبتا نازک پیش می‌روند. محاسبات نشان می دهد که درخشندگی و اندازه ستاره شروع به افزایش خواهد کرد. ستاره، همانطور که بود، "متورم" می شود و شروع به "رفتن" از دنباله اصلی می کند و به منطقه غول های قرمز حرکت می کند. علاوه بر این، معلوم می شود که ستارگان غول پیکر با محتوای کمتر عناصر سنگین، درخشندگی بالاتری برای همان اندازه خواهند داشت. در شکل شکل 14 مسیرهای تکاملی محاسبه شده نظری را در نمودار "درخشندگی - دمای سطح" برای ستارگان با جرم های مختلف نشان می دهد. هنگامی که یک ستاره به مرحله غول سرخ می رود، سرعت تکامل آن به طور قابل توجهی افزایش می یابد. برای آزمایش تئوری، ساختن نمودار «طیف - درخشندگی» برای افراد از اهمیت بالایی برخوردار است. خوشه های ستاره ای. واقعیت این است که ستارگان یک خوشه (به عنوان مثال، Pleiades) آشکارا سن یکسانی دارند. با مقایسه نمودارهای طیف-درخشندگی برای خوشه های مختلف - "پیر" و "جوان"، می توان متوجه شد که ستاره ها چگونه تکامل می یابند. در شکل 15 و 16 نمودارهای شاخص رنگ برای دو خوشه ستاره ای مختلف را نشان می دهد.

برنج. 14. مسیرهای تکاملی برای ستارگان با جرم های مختلف در نمودار درخشندگی - دما

برنج. 15. نمودار هرتسسپرونگ-راسل برای خوشه ستاره ای NGC 2254

برنج. 16. نمودار هرتزسپرونگ - راسل برای خوشه کروی M 3. در امتداد محور عمودی - قدر نسبی

نمودار مربوطه به وضوح کل دنباله اصلی را نشان می دهد، از جمله قسمت بالای سمت چپ آن، جایی که ستارگان پرجرم داغ قرار دارند (شاخص رنگ 0.2 مربوط به دمای 20 هزار K، یعنی طیف کلاس B است). خوشه کروی M3 یک شی "قدیمی" است. به وضوح قابل مشاهده است که تقریباً هیچ ستاره ای در قسمت بالای نمودار دنباله اصلی ساخته شده برای این خوشه وجود ندارد. اما شاخه غول قرمز M 3 بسیار غنی است، در حالی که NGC 2254 غول های قرمز بسیار کمی دارد. این قابل درک است: در خوشه قدیمی M 3، تعداد زیادی از ستاره ها قبلاً دنباله اصلی را ترک کرده اند، در حالی که در خوشه جوان NGC 2254 این اتفاق فقط با تعداد کمی از ستاره های نسبتاً عظیم و به سرعت در حال تکامل رخ داده است. قابل توجه است که شاخه غول پیکر برای M 3 به شدت به سمت بالا می رود، در حالی که برای NGC 2254 تقریباً افقی است. از نقطه نظر نظری، این را می توان با محتوای بسیار پایین عناصر سنگین در M 3 و در واقع، در ستارگان خوشه های کروی (و همچنین در سایر ستارگانی که تمرکز چندانی روی صفحه کهکشانی ندارند) توضیح داد. به سمت مرکز کهکشانی)، فراوانی نسبی عناصر سنگین ناچیز است. در نمودار "شاخص رنگ - درخشندگی" برای M 3، شاخه تقریبا افقی دیگری قابل مشاهده است. هیچ شاخه مشابهی در نمودار ساخته شده برای NGC 2254 وجود ندارد. نظریه ظاهر این شاخه را به شرح زیر توضیح می دهد. پس از اینکه دمای هسته هلیوم متراکم منقبض ستاره - یک غول سرخ - به 100-150 میلیون کلوین رسید، یک واکنش هسته ای جدید در آنجا شروع می شود. این واکنش شامل تشکیل یک هسته کربن از سه هسته هلیوم است. به محض شروع این واکنش، فشرده سازی هسته متوقف می شود. پس از آن، لایه های سطحی

ستارگان دمای خود را افزایش می دهند و ستاره در نمودار طیف-درخشندگی به سمت چپ حرکت می کند. از چنین ستاره هایی است که سومین شاخه افقی نمودار برای M 3 تشکیل می شود.

برنج. 17. خلاصه نمودار هرتسپرونگ-راسل برای 11 خوشه ستاره ای

در شکل شکل 17 به طور شماتیک یک نمودار خلاصه "رنگ-درخشندگی" را برای 11 خوشه نشان می دهد که دو تای آنها (M 3 و M 92) کروی هستند. به وضوح قابل مشاهده است که چگونه توالی های اصلی خوشه های مختلف در تطابق کامل با مفاهیم نظری که قبلاً مورد بحث قرار گرفته اند به سمت راست و بالا خم می شوند. از شکل 17 می توان بلافاصله تعیین کرد که کدام خوشه جوان و کدام یک پیر هستند. به عنوان مثال، خوشه "دو" X و h پرسئوس جوان است. بخش قابل توجهی از سکانس اصلی را "حفظ" کرد. خوشه M 41 قدیمی تر است، خوشه هیادس حتی قدیمی تر است، و خوشه M 67 بسیار قدیمی است، نمودار درخشندگی رنگ برای آن بسیار شبیه به نمودار مشابه برای خوشه های کروی M 3 و M 92 است. فقط غول شاخه از خوشه های کروی در توافق با تفاوت در ترکیب شیمیایی که قبلا بحث شد بالاتر است. بنابراین، داده های مشاهده ای به طور کامل نتیجه گیری های نظریه را تایید و توجیه می کنند. انتظار تایید رصدی نظریه فرآیندهای فضای داخلی ستارگان، که توسط ضخامت عظیمی از ماده ستاره ای از ما پنهان شده اند، دشوار به نظر می رسد. و با این حال، نظریه در اینجا به طور مداوم توسط تمرین مشاهدات نجومی نظارت می شود. لازم به ذکر است که گردآوری تعداد زیادی نمودار درخشندگی رنگ نیازمند کار عظیمی توسط رصد ستاره شناسان و بهبود اساسی در روش های رصد بود. از سوی دیگر، موفقیت نظریه ساختار داخلیو تکامل ستارگان بدون فناوری محاسباتی مدرن مبتنی بر استفاده از ماشین‌های محاسبه الکترونیکی پرسرعت غیرممکن بود. تحقیقات در زمینه فیزیک هسته ای نیز خدمات ارزشمندی را به این نظریه ارائه کرد که به دست آوردن ویژگی های کمی آن واکنش های هسته ای که در داخل ستارگان رخ می دهد ممکن ساخت. بدون اغراق می توان گفت که توسعه نظریه ساختار و تکامل ستارگان یکی از بزرگترین دستاوردهای ستاره شناسی نیمه دوم قرن بیستم است. توسعه فیزیک مدرنامکان آزمایش رصدی مستقیم نظریه ساختار درونی ستارگان و به ویژه خورشید را باز می کند. ما در مورد امکان تشخیص جریان قدرتمندی از نوترینوها صحبت می کنیم که در صورت انجام واکنش های هسته ای در اعماق آن، باید توسط خورشید منتشر شود. به خوبی شناخته شده است که نوترینوها به شدت ضعیف با سایرین تعامل دارند ذرات بنیادی. به عنوان مثال، یک نوترینو می تواند تقریباً بدون جذب در تمام ضخامت خورشید پرواز کند، در حالی که تابش اشعه ایکس می تواند تنها از چند میلی متر ماده در داخل خورشید بدون جذب عبور کند. اگر تصور کنیم که پرتوی قدرتمند از نوترینوها با انرژی هر ذره در

یک نقطه در گوشه سمت راست بالا اشغال می کند: دارای درخشندگی بالا و دمای پایین است. تابش اصلی در محدوده مادون قرمز رخ می دهد. تشعشعات پوسته گرد و غبار سرد به ما می رسد. در طول فرآیند تکامل، موقعیت ستاره در نمودار تغییر خواهد کرد. تنها منبع انرژی در این مرحله فشرده سازی گرانشی است. بنابراین، ستاره به سرعت به موازات محور ارتین حرکت می کند.

دمای سطح تغییر نمی کند، اما شعاع و درخشندگی کاهش می یابد. دما در مرکز ستاره افزایش می‌یابد و به مقداری می‌رسد که در آن واکنش‌ها با عناصر سبک آغاز می‌شوند: لیتیوم، بریلیم، بور، که به سرعت می‌سوزند، اما می‌توانند فشرده‌سازی را کاهش دهند. مسیر به موازات محور ارتین می‌چرخد، دمای سطح ستاره افزایش می‌یابد و درخشندگی تقریباً ثابت می‌ماند. در نهایت، در مرکز ستاره، واکنش های تشکیل هلیوم از هیدروژن (احتراق هیدروژن) آغاز می شود. ستاره وارد سکانس اصلی می شود.

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

ستاره های جوان کم جرم

در آغاز تکامل، یک ستاره کم جرم دارای یک هسته تابشی و یک پوشش همرفتی است (شکل 82، I).

در مرحله توالی 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 1 را تضمین می کند م☉ تقریباً ظرف 10 10 سال. ستارگان با جرم بیشتر هیدروژن را سریعتر مصرف می کنند: برای مثال ستاره ای با جرم 10 م☉ در کمتر از 10 7 سال هیدروژن مصرف می کند (درخشندگی متناسب با چهارمین توان جرم است).

ستاره های کم جرم

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

ستارگان با جرم بالا

پس از رسیدن به دنباله اصلی، تکامل یک ستاره با جرم بالا (>1.5 م☉) با شرایط احتراق سوخت هسته ای در روده ستاره تعیین می شود. در مرحله توالی اصلی، این احتراق هیدروژن است، اما برخلاف ستارگان کم جرم، واکنش‌های چرخه کربن-نیتروژن در هسته غالب است. در این چرخه اتم های C و N نقش کاتالیزور را ایفا می کنند. سرعت آزاد شدن انرژی در واکنش های چنین چرخه ای متناسب است تی 17. بنابراین، یک هسته همرفتی در هسته تشکیل می شود که توسط ناحیه ای احاطه شده است که در آن انتقال انرژی توسط تابش انجام می شود.

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

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

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 109 کیلوگرم بر متر و 108 کلوین می رسد. احتراق هیدروژن در سطح هسته رخ می دهد. با افزایش دما در هسته، نرخ فرسودگی 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 باد می شوند. اندازه و درخشندگی آن افزایش می یابد - ستاره به یک غول قرمز تبدیل می شود (شکل 82، II).

ستارگان با جرم بالا

هنگامی که هیدروژن در یک ستاره با جرم بزرگ به طور کامل تخلیه می شود، یک واکنش هلیوم سه گانه در هسته شروع می شود و در همان زمان واکنش تشکیل اکسیژن (3He=>C و C+He=>0) شروع 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 تمام می شود، زیرا در واکنش های توصیف شده، انرژی نسبتا کمی در هر عمل اولیه 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.

مسیر تکاملی بسیار پیچیده است (شکل 84). در نمودار هرتسپرونگ-راسل، ستاره در امتداد توالی غول‌ها حرکت می‌کند یا جرم بزرگدر منطقه ابرغول ها) به صورت دوره ای قیفائی می شود.

ستاره های کم جرم قدیمی

برای یک ستاره کم جرم، در نهایت، سرعت جریان همرفتی در یک سطح به دومین سرعت فرار می رسد، پوسته جدا می شود و ستاره به یک کوتوله سفید تبدیل می شود که توسط یک سحابی سیاره ای احاطه شده است.

مسیر تکاملی یک ستاره کم جرم در نمودار هرتزسپرونگ-راسل در شکل 83 نشان داده شده است.

مرگ ستاره های پر جرم

در پایان تکامل خود، 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 رخ می دهد و یک هسته آهنی در مرکز تشکیل می شود (شکل 85).

واکنش‌های هسته‌ای با آهن رخ نمی‌دهد، زیرا به صرف انرژی (و نه آزادسازی) نیاز دارند. بنابراین، هسته آهن به سرعت منقبض می شود، دما و چگالی در آن افزایش می یابد و به مقادیر خارق العاده ای می رسد - دمای 10 9 K و فشار 10 9 kg / m 3. مطالب از سایت

در این لحظه، دو فرآیند مهم آغاز می شود که در هسته به طور همزمان و بسیار سریع (ظاهراً در عرض چند دقیقه) اتفاق می افتد. اولین مورد این است که در طی برخوردهای هسته ای، 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 و کربن شروع به سوختن می کنند. این با جریان قدرتمندی از نوترون ها همراه است که از هسته مرکزی می آید. در نتیجه، یک انفجار هسته‌ای قدرتمند رخ می‌دهد که لایه‌های بیرونی ستاره را که از قبل حاوی تمام عناصر سنگین تا کالیفرنیوم است، پرتاب می‌کند. بر اساس دیدگاه‌های مدرن، تمام اتم‌های عناصر شیمیایی سنگین (یعنی سنگین‌تر از هلیوم) در کیهان دقیقاً در شراره‌ها تشکیل شده‌اند.