مراحل تکامل ستارگان ستاره های کم جرم جوان

مانند هر جسم دیگری در طبیعت، ستاره ها نیز نمی توانند بدون تغییر باقی بمانند. آنها متولد می شوند، رشد می کنند و در نهایت "می میرند". تکامل ستارگان میلیاردها سال طول می کشد، اما بحث در مورد زمان شکل گیری آنها وجود دارد. پیش از این، ستاره شناسان معتقد بودند که روند "تولد" آنها از گرد و غبار ستاره ایمیلیون ها سال طول می کشد، اما نه چندان دور عکس هایی از منطقه ای از آسمان از سحابی بزرگ شکارچی به دست آمد. در طول چندین سال، یک کوچک

عکس های سال 1947 گروه کوچکی از اجرام ستاره مانند را در این مکان نشان می دهد. در سال 1954، برخی از آنها قبلاً مستطیل شده بودند و پنج سال بعد این اشیاء به موارد جداگانه تقسیم شدند. بنابراین، برای اولین بار، روند تولد ستاره به معنای واقعی کلمه در برابر چشمان ستاره شناسان اتفاق افتاد.

بیایید با جزئیات به ساختار و تکامل ستارگان نگاه کنیم، جایی که زندگی بی پایان آنها، طبق معیارهای انسانی، از کجا شروع و پایان می یابد.

به طور سنتی، دانشمندان تصور می کنند که ستارگان در نتیجه تراکم ابرهای گاز و غبار تشکیل شده اند. تحت تأثیر نیروهای گرانشی، ابری مات از ابرهای حاصل تشکیل می شود. توپ گاز، ساختار متراکم فشار داخلی آن نمی تواند نیروهای گرانشی را که آن را فشرده می کند متعادل کند. به تدریج، توپ آنقدر منقبض می شود که دمای فضای داخلی ستاره افزایش می یابد و فشار گاز داغ درون توپ، نیروهای خارجی را متعادل می کند. پس از این، فشرده سازی متوقف می شود. مدت این فرآیند به جرم ستاره بستگی دارد و معمولاً بین دو تا چند صد میلیون سال متغیر است.

ساختار ستارگان دلالت بر دمای بسیار بالایی در هسته آنها دارد که به فرآیندهای گرما هسته ای پیوسته کمک می کند (هیدروژنی که آنها را تشکیل می دهد به هلیوم تبدیل می شود). این فرآیندها هستند که باعث تشعشعات شدید ستاره ها می شوند. مدت زمانی که در طی آن آنها منبع هیدروژن موجود را مصرف می کنند با جرم آنها تعیین می شود. مدت تابش نیز به این بستگی دارد.

هنگامی که ذخایر هیدروژن تمام می شود، تکامل ستارگان به مرحله شکل گیری نزدیک می شود. پس از توقف آزاد شدن انرژی، نیروهای گرانشی شروع به فشرده سازی هسته می کنند. در همان زمان، اندازه ستاره به طور قابل توجهی افزایش می یابد. درخشندگی نیز با ادامه روند افزایش می یابد، اما فقط در لایه ی نازکدر مرز هسته

این فرآیند با افزایش دمای هسته هلیوم منقبض و تبدیل هسته های هلیوم به هسته های کربن همراه است.

پیش بینی می شود که خورشید ما می تواند در هشت میلیارد سال به یک غول سرخ تبدیل شود. شعاع آن چندین ده برابر افزایش می یابد و درخشندگی آن در مقایسه با سطوح فعلی صدها برابر افزایش می یابد.

همانطور که قبلا ذکر شد طول عمر یک ستاره به جرم آن بستگی دارد. اجرام با جرم کمتر از خورشید ذخایر خود را از نظر اقتصادی بسیار مصرف می کنند، بنابراین می توانند ده ها میلیارد سال بدرخشند.

تکامل ستارگان با شکل گیری به پایان می رسد، این اتفاق برای آن دسته از آنها که جرم آنها نزدیک به جرم خورشید است، رخ می دهد. از 1.2 آن تجاوز نمی کند.

ستارگان غول پیکر تمایل دارند به سرعت ذخایر سوخت هسته ای خود را کاهش دهند. این امر با کاهش قابل توجه جرم همراه است، به ویژه به دلیل ریزش پوسته های بیرونی. در نتیجه فقط قسمت مرکزی که به تدریج خنک می شود باقی می ماند که در آن واکنش های هسته ایکاملا متوقف شد با گذشت زمان، چنین ستارگانی از تابش خودداری می کنند و نامرئی می شوند.

اما گاهی اوقات تکامل و ساختار طبیعی ستارگان مختل می شود. اغلب این به اجسام عظیم مربوط می شود که تمام انواع سوخت گرما هسته ای را تخلیه کرده اند. سپس آنها را می توان به نوترون تبدیل کرد، یا هر چه دانشمندان بیشتر در مورد این اجسام بیاموزند، سؤالات جدید بیشتری ایجاد می شود.

اجازه دهید به طور خلاصه مراحل اصلی تکامل ستاره ها را در نظر بگیریم.

تغییر در خصوصیات فیزیکی، ساختار داخلیو ترکیب شیمیایی ستاره در طول زمان.

تکه تکه شدن ماده. .

فرض بر این است که ستارگان در طی فشردگی گرانشی قطعات یک ابر گاز و غبار تشکیل شده اند. بنابراین، به اصطلاح گلبول ها می توانند مکان های تشکیل ستاره باشند.

یک کروی یک ابر بین ستاره ای غبار مولکولی مات متراکم (گاز-غبار) است که در پس زمینه مشاهده می شود. ابرهای درخشانگاز و گرد و غبار به شکل یک سازند گرد تیره. عمدتاً از هیدروژن مولکولی (H2) و هلیوم (او ) با مخلوطی از مولکول های گازهای دیگر و دانه های غبار جامد بین ستاره ای. دمای گاز در گلبول (عمدتا دمای هیدروژن مولکولی) T≈ 10 ÷ 50K، تراکم متوسط n~ 10 5 ذره / سانتی متر 3، که چندین مرتبه بزرگتر از متراکم ترین ابرهای گازی و غبار معمولی است، قطر D~ 0.1 ÷ 1 . جرم گلبول های M≤ 10 2 × M ⊙ . در برخی از گلبول ها، نوع جوانتی ثور.

ابر به دلیل ناپایداری گرانشی توسط گرانش خود فشرده می شود، که می تواند خود به خود یا در نتیجه برهم کنش ابر با موج ضربه ای ناشی از جریان باد ستاره ای مافوق صوت از منبع نزدیک دیگر تشکیل ستاره ایجاد شود. دلایل احتمالی دیگری برای ناپایداری گرانشی وجود دارد.

مطالعات نظری نشان می دهد که تحت شرایطی که در ابرهای مولکولی معمولی وجود دارد (T≈ 10 ÷ 30K و n ~ 10 2 ذره / سانتی متر 3)، اولین می تواند در حجم های ابر با جرم M رخ دهد≥ 10 3 × M ⊙ . در چنین ابری در حال فروپاشی، تجزیه بیشتر به قطعات کم‌جرم امکان‌پذیر است، که هر کدام تحت تأثیر گرانش خود نیز فشرده می‌شوند. مشاهدات نشان می دهد که در کهکشان، در طول فرآیند تشکیل ستاره، نه یک، بلکه گروهی از ستاره ها با توده های مختلفبرای مثال، یک خوشه ستاره ای باز.

وقتی در نواحی مرکزی ابر فشرده می‌شود، چگالی افزایش می‌یابد و در نتیجه لحظه‌ای ایجاد می‌شود که ماده این قسمت از ابر نسبت به تابش خود مات می‌شود. در اعماق ابر، یک تراکم متراکم پایدار ظاهر می شود که ستاره شناسان آن را آه می نامند.

تکه تکه شدن ماده عبارت است از متلاشی شدن یک ابر غبار مولکولی به قطعات کوچکتر که قسمت بیشتر آن منجر به ظاهر شدن می شود.

- یک شی نجومی که در مرحله است که پس از مدتی از آن (این بار برای جرم خورشید T~ 10 8 سال) نرمال تشکیل می شود.

با سقوط بیشتر ماده از پوسته گاز بر روی هسته (برافزایش)، جرم دومی و در نتیجه دما آنقدر افزایش می‌یابد که فشار گاز و تابش با نیروها مقایسه می‌شود. فشرده سازی هسته متوقف می شود. این سازند توسط پوسته‌ای از گاز و گرد و غبار احاطه شده است که در برابر تابش نوری مات است و فقط به تابش مادون قرمز و طول موج طولانی‌تر اجازه عبور می‌دهد. چنین جسمی (-پیله) به صورت مشاهده می شود منبع قدرتمندرادیو و تابش مادون قرمز.

با افزایش بیشتر جرم و دمای هسته، فشار نور برافزایش را متوقف می‌کند و بقایای پوسته در فضای بیرونی پراکنده می‌شوند. زن جوانی ظاهر می شود خصوصیات فیزیکیکه به جرم و ترکیب شیمیایی اولیه آن بستگی دارد.

منبع اصلی انرژی برای یک ستاره نوظهور ظاهراً انرژی آزاد شده در طول فشرده سازی گرانشی است. این فرض از قضیه ویروسی ناشی می شود: در یک سیستم ساکن، مجموع انرژی پتانسیل E p همه اعضای سیستم و انرژی جنبشی مضاعف 2 E به از این عبارات برابر با صفر است:

E p + 2 E k = 0. (39)

این قضیه برای سیستم‌هایی از ذرات معتبر است که در ناحیه محدودی از فضا تحت تأثیر نیروها حرکت می‌کنند که بزرگی آن‌ها با مجذور فاصله بین ذرات نسبت معکوس دارد. بنابراین انرژی حرارتی (جنبشی) برابر با نصف انرژی گرانشی (پتانسیل) است. هنگامی که یک ستاره منقبض می شود، کل انرژی ستاره کاهش می یابد، در حالی که انرژی گرانشی کاهش می یابد: نیمی از تغییر انرژی گرانشی از طریق تابش ستاره را ترک می کند و به دلیل نیمه دوم افزایش می یابد. انرژی حرارتیستاره ها.

ستاره های کم جرم جوان(حداکثر سه جرم خورشیدی) که به دنباله اصلی نزدیک می شوند کاملاً همرفتی هستند. فرآیند همرفت تمام نواحی ستاره را پوشش می دهد. اینها اساساً پیش ستاره‌هایی هستند که در مرکز آنها واکنش‌های هسته‌ای تازه شروع شده‌اند و تمام تشعشعات عمدتاً به دلیل آن اتفاق می‌افتد. هنوز ثابت نشده است که ستاره در دمای موثر ثابت از بین می رود. در نمودار هرتزسپرونگ-راسل، چنین ستارگانی یک مسیر تقریباً عمودی به نام مسیر هایاشی را تشکیل می دهند. همانطور که فشرده سازی کند می شود، جوان به دنباله اصلی نزدیک می شود.

با انقباض ستاره، فشار گاز الکترونی منحط شروع به افزایش می‌کند و وقتی به شعاع مشخصی از ستاره رسید، فشرده‌سازی متوقف می‌شود که منجر به توقف رشد بیشتر می‌شود. دمای مرکزی، ناشی از فشرده سازی و سپس کاهش آن است. برای ستاره هایی با جرم کمتر از 0.0767 خورشیدی، این اتفاق نمی افتد: انرژی آزاد شده در طول واکنش های هسته ای هرگز برای متعادل کردن فشار داخلی کافی نیست. چنین "ستاره های زیرین" انرژی بیشتری نسبت به تولید در طی واکنش های هسته ای ساطع می کنند و به اصطلاح طبقه بندی می شوند. سرنوشت آنها فشرده سازی مداوم است تا زمانی که فشار گاز منحط آن را متوقف کند و سپس سرد شدن تدریجی با توقف تمام واکنش های هسته ای آغاز شده است..

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.

ستارگانی با جرم بیشتر از 8 جرم خورشیددر حال حاضر ویژگی های ستارگان عادی را دارند، زیرا آنها تمام مراحل میانی را پشت سر گذاشته اند و توانسته اند به سرعتی از واکنش های هسته ای دست یابند که انرژی از دست رفته در اثر تشعشع را در حین انباشته شدن جرم هسته جبران کنند. خروج جرم از این ستارگان به قدری زیاد است که نه تنها فروپاشی نواحی بیرونی ابر مولکولی را که هنوز بخشی از ستاره نشده اند متوقف می کند، بلکه برعکس، آنها را از بین می برد. بنابراین، جرم ستاره حاصل به طور قابل توجهی کمتر از جرم ابر پیش ستاره است.

دنباله اصلی

دمای ستاره افزایش می‌یابد تا زمانی که در نواحی مرکزی به مقادیر کافی برای فعال کردن واکنش‌های گرما هسته‌ای برسد، که سپس منبع اصلی انرژی برای ستاره می‌شود. برای ستاره های عظیم ( M > 1 ÷ 2 × M ⊙ ) "احتراق" هیدروژن در چرخه کربن است. برای ستاره هایی با جرم مساوی یا کمتر از جرم خورشید، انرژی در واکنش پروتون-پروتون آزاد می شود. وارد مرحله تعادل می شود و جای خود را در دنباله اصلی نمودار هرتسسپرونگ-راسل می گیرد: یک ستاره با جرم بزرگ دمای هسته بسیار بالایی دارد. T ≥ 3 × 10 7 K ، تولید انرژی بسیار شدید است ، - در دنباله اصلی مکانی را در بالای خورشید در منطقه اولیه اشغال می کند ( O … A, (F ))؛ یک ستاره با جرم کوچک دمای هسته نسبتاً پایینی دارد ( T ≤ 1.5 × 10 7 K ، تولید انرژی چندان شدید نیست ، - در سکانس اصلی جایی در کنار یا زیر خورشید در منطقه اخیر اشغال می کند (( F)، G، K، M).

تا 90 درصد از زمانی را که طبیعت برای وجودش در نظر گرفته است صرف سکانس اصلی می کند. زمانی که یک ستاره در مرحله توالی اصلی می گذراند به جرم آن نیز بستگی دارد. بله، با جرم M ≈ 10 ÷ 20 × M ⊙ O یا B در مرحله سکانس اصلی برای حدود 10 7 سال است، در حالی که کوتوله قرمز K 5 با جرم M ≈ 0.5 × M ⊙ در مرحله سکانس اصلی برای حدود 10 11 سال است، یعنی زمانی قابل مقایسه با سن کهکشان. ستارگان داغ پرجرم به سرعت وارد مراحل بعدی تکامل می شوند، کوتوله های سرد در سراسر وجود کهکشان در مرحله توالی اصلی هستند. می توان فرض کرد که کوتوله های قرمز نوع اصلی جمعیت کهکشان هستند.

غول سرخ (ابرغول).

سوختن سریع هیدروژن در نواحی مرکزی ستارگان پرجرم منجر به ظهور یک هسته هلیوم می شود. وقتی کسر جرمی هیدروژن چند درصد در هسته باشد، واکنش کربن تبدیل هیدروژن به هلیوم تقریباً به طور کامل متوقف می شود. هسته منقبض می شود و باعث افزایش دمای آن می شود. در نتیجه گرمایش ناشی از فشردگی گرانشی هسته هلیوم، هیدروژن "اشتعال" می شود و آزاد شدن انرژی در لایه نازکی که بین هسته و پوسته گسترده ستاره قرار دارد آغاز می شود. پوسته منبسط می شود، شعاع ستاره افزایش می یابد، دمای موثر کاهش و افزایش می یابد. دنباله اصلی را "ترک" می کند و به مرحله بعدی تکامل می رود - به مرحله یک غول سرخ یا اگر جرم ستاره باشد. M > 10 × M ⊙ ، وارد مرحله ابرغول سرخ شد.

با افزایش دما و چگالی، هلیوم شروع به "سوختن" در هسته می کند. در T ~ 2 × 10 8 K و r ~ 10 3 ¸ 10 4 g/cm 3 یک واکنش گرما هسته ای شروع می شود که به آن واکنش سه تایی می گویند.آ فرآیند: از سهآ -ذرات (هسته هلیوم 4او ) یک هسته کربن 12 C پایدار تشکیل می شود. در جرم هسته ستارهم< 1,4 × M ⊙ тройной a این فرآیند منجر به انتشار انرژی انفجاری می شود - شعله هلیوم، که برای یک ستاره خاص می تواند چندین بار تکرار شود.

در نواحی مرکزی ستارگان پرجرم در مرحله غول یا ابرغول، افزایش دما منجر به تشکیل متوالی هسته‌های کربن، کربن-اکسیژن و اکسیژن می‌شود. پس از سوختن کربن، واکنش هایی رخ می دهد که منجر به تشکیل مواد سنگین تر می شود عناصر شیمیایی، احتمالاً هسته های آهن. تکامل بیشتر یک ستاره پرجرم می تواند منجر به پرتاب پوسته، طغیان یک ستاره به عنوان یک نواختر یا با تشکیل اجسام بعدی شود که مرحله نهایی تکامل ستارگان هستند: یک کوتوله سفید، یک ستاره نوترونی یا یک سیاهچاله

مرحله نهایی تکامل، مرحله تکامل همه ستارگان عادی پس از اتمام سوخت گرما هسته ای این ستارگان است. توقف واکنش های گرما هسته ای به عنوان منبع انرژی ستاره. انتقال یک ستاره، بسته به جرم آن، به مرحله یک کوتوله سفید یا سیاهچاله.

کوتوله های سفید آخرین مرحله از تکامل همه ستارگان عادی با جرم M هستند< 3 ÷ 5 × M ⊙ پس از اتمام سوخت گرما هسته ای خود. پس از گذراندن مرحله یک غول قرمز (یا زیر غول)، پوسته خود را می ریزد و هسته را آشکار می کند، که با سرد شدن، به یک کوتوله سفید تبدیل می شود. شعاع کوچک (R b.k ~ 10 -2 × R ⊙ ) و رنگ سفید یا سفید آبی (T b.k ~ 10 4 K) نام این دسته از اجرام نجومی را تعیین کرد. جرم یک کوتوله سفید همیشه کمتر از 1.4 است×M⊙ - ثابت شده است که کوتوله های سفید با جرم های بزرگ نمی توانند وجود داشته باشند. با جرمی قابل مقایسه با جرم خورشید و ابعادی قابل مقایسه با ابعاد سیارات اصلی منظومه شمسی، کوتوله های سفید بسیار زیاد هستند چگالی متوسط: ρ b.k ~ 10 6 گرم بر سانتی متر 3، یعنی وزنی با حجم 1 سانتی متر مکعب از ماده کوتوله سفید یک تن وزن دارد! شتاب سقوط آزادروی سطح g b.k ~ 10 8 سانتی متر بر ثانیه 2 (مقایسه با شتاب در سطح زمین - g ≈980 سانتی متر بر ثانیه 2). با چنین بار گرانشی در مناطق داخلی ستاره، وضعیت تعادل کوتوله سفید با فشار گاز منحط (عمدتاً گاز الکترونی منحط، زیرا سهم جزء یونی کم است) حفظ می شود. به یاد بیاوریم که گازی که در آن توزیع سرعت ماکسولین ذرات وجود ندارد، دژنراته نامیده می شود. در چنین گازی، در مقادیر معین دما و چگالی، تعداد ذرات (الکترون) با هر سرعتی در محدوده v = 0 تا v = v max یکسان خواهد بود. v max با چگالی و دمای گاز تعیین می شود. با جرم کوتوله سفید M b.k > 1.4 × M ⊙ حداکثر سرعت الکترون در گاز با سرعت نور قابل مقایسه است، گاز منحط نسبیتی می شود و فشار آن دیگر قادر به تحمل فشرده سازی گرانشی نیست. شعاع کوتوله به صفر میل می کند - به یک نقطه "جمع می شود".

اتمسفر نازک و داغ کوتوله‌های سفید یا از هیدروژن تشکیل شده است که عملاً هیچ عنصر دیگری در جو قابل تشخیص نیست. یا از هلیوم، در حالی که هیدروژن موجود در جو صدها هزار برابر کمتر از اتمسفر ستارگان عادی است. با توجه به نوع طیف، کوتوله‌های سفید متعلق به کلاس‌های طیفی O، B، A، F هستند. برای تشخیص کوتوله‌های سفید از ستارگان معمولی، حرف D در مقابل علامت (DOVII، DBVII و غیره) قرار می‌گیرد. حرف اول در کلمه انگلیسیمنحط - منحط). منبع تابش یک کوتوله سفید ذخیره انرژی حرارتی است که کوتوله سفید به عنوان هسته ستاره مادر دریافت کرده است. بسیاری از کوتوله های سفید یک میدان مغناطیسی قوی را از والدین خود به ارث برده اند که شدت آناچ ~ 10 8 E. اعتقاد بر این است که تعداد کوتوله های سفید حدود 10٪ از تعداد کلستاره های کهکشان

در شکل 15 عکسی از سیریوس را نشان می دهد - درخشان ترین ستارهآسمان (α Canis Major; متر v = -1 متر 0.46; کلاس A1V). دیسک قابل مشاهده در تصویر نتیجه تابش عکاسی و پراش نور روی عدسی تلسکوپ است، یعنی دیسک خود ستاره در عکس مشخص نمی شود. پرتوهایی که از دیسک عکاسی سیریوس می آیند، آثاری از اعوجاج جبهه موج شار نور بر روی عناصر اپتیک تلسکوپ است. سیریوس در فاصله 2.64 از خورشید قرار دارد، نور سیریوس 8.6 سال طول می کشد تا به زمین برسد - بنابراین، یکی از نزدیک ترین ستارگان به خورشید است. سیریوس 2.2 برابر جرم بیشتری از خورشید دارد. M آن v = +1 m 0.43، یعنی همسایه ما 23 برابر بیشتر از خورشید انرژی ساطع می کند.

شکل 15.

منحصر به فرد بودن عکس در این واقعیت نهفته است که همراه با تصویر سیریوس، می توان تصویری از ماهواره آن به دست آورد - ماهواره با یک نقطه روشن در سمت چپ سیریوس "درخشش" می کند. سیریوس - از نظر تلسکوپی: خود سیریوس با حرف A و ماهواره آن با حرف B مشخص می شود. قدر ظاهری سیریوس B m است. v = +8 m 0.43، یعنی تقریبا 10000 برابر ضعیف تر از Sirius A است. دما حدود 12000K است، اما سیریوس B 400 برابر کمتر از خورشید ساطع می کند. سیریوس B یک کوتوله سفید معمولی است. علاوه بر این، این اولین کوتوله سفید است که به هر حال توسط آلفون کلارک در سال 1862 در هنگام رصد بصری از طریق تلسکوپ کشف شد.

سیریوس A و سیریوس B به دور یک فضای مشترک با دوره زمانی 50 ساله می گردند. فاصله بین اجزای A و B فقط 20 AU است.

با توجه به اظهارات شایسته V.M.Lipunov، "آنها در داخل ستاره های پرجرم (با جرم بیش از 10" "رسیده اند"×M⊙ )". هسته ستارگانی که به یک ستاره نوترونی تبدیل می شوند 1.4 دارند× M ⊙ ≤ M ≤ 3 × M ⊙ ; پس از خشک شدن منابع واکنش‌های گرما هسته‌ای و بیرون راندن بخش قابل توجهی از ماده توسط والد، این هسته‌ها به اجرام مستقلی از جهان ستاره‌ای تبدیل می‌شوند که ویژگی‌های بسیار خاصی دارند. فشرده سازی هسته ستاره مادر در چگالی قابل مقایسه با چگالی هسته متوقف می شود (ρ n. h ~ 10 14 ÷ 10 15 گرم بر سانتی متر 3). با چنین جرم و چگالی، شعاع تولد تنها 10 است و از سه لایه تشکیل شده است. لایه بیرونی (یا پوسته بیرونی) تشکیل می شود شبکه کریستالیاز جانب هسته های اتمیاهن ( Fe ) با ترکیب کوچک احتمالی هسته اتمی سایر فلزات. ضخامت پوسته بیرونی تنها حدود 600 متر با شعاع 10 کیلومتر است. در زیر پوسته خارجی، پوسته سخت داخلی دیگری وجود دارد که از اتم های آهن تشکیل شده است. Fe ) اما این اتم ها بیش از حد با نوترون غنی شده اند. ضخامت این پوست≈ 2 کیلومتر. پوسته داخلی با هسته نوترون مایع مرزی دارد، فرآیندهای فیزیکی که در آن توسط خواص قابل توجه مایع نوترونی - ابرسیالیت و در حضور الکترون ها و پروتون های آزاد، ابررسانایی تعیین می شود. ممکن است که در مرکز این ماده حاوی مزون ها و هایپرون ها باشد.

آنها به سرعت حول یک محور می چرخند - از یک تا صدها دور در ثانیه. چنین چرخشی در حضور میدان مغناطیسی ( H ~ 10 13 ÷ 10 15 Oe) اغلب منجر به اثر مشاهده شده تابش ستاره در محدوده های مختلف امواج الکترومغناطیسی می شود. ما یکی از این تپ اخترها را در داخل سحابی خرچنگ دیدیم.

تعداد کل سرعت چرخش دیگر برای پرتاب ذرات کافی نیست، بنابراین نمی تواند یک تپ اختر رادیویی باشد. با این حال، هنوز هم عالی است، و دستگیر شده است میدان مغناطیسیستاره نوترونی اطراف نمی تواند سقوط کند، یعنی تجمع ماده رخ نمی دهد.

آکرکتور (تپ اختر اشعه ایکس). سرعت چرخش به حدی کاهش می‌یابد که در حال حاضر هیچ چیز مانع از سقوط ماده بر روی چنین ستاره نوترونی نمی‌شود. پلاسما، در حال سقوط، در امتداد خطوط میدان مغناطیسی حرکت می کند و برخورد می کند سطح سختدر نزدیکی قطب ها، تا ده ها میلیون درجه گرم می شود. ماده ای که تا چنین دماهای بالایی گرم می شود در محدوده اشعه ایکس می درخشد. منطقه ای که در آن ماده در حال سقوط با سطح ستاره تعامل دارد بسیار کوچک است - فقط حدود 100 متر. به دلیل چرخش ستاره، این نقطه داغ به صورت دوره ای از دید ناپدید می شود که ناظر آن را به عنوان ضربان درک می کند. چنین اجسامی را تپ اخترهای اشعه ایکس می نامند.

Georotator. سرعت چرخش چنین ستارگان نوترونی کم است و مانع از تجمع آنها نمی شود. اما اندازه مگنتوسفر به گونه ای است که پلاسما قبل از اینکه توسط گرانش گرفته شود توسط میدان مغناطیسی متوقف می شود.

اگر جزء یک سیستم دوتایی نزدیک باشد، ماده از ستاره معمولی (جزء دوم) به ستاره نوترونی "پمپ می شود". جرم ممکن است از حد بحرانی فراتر رود (M> 3×M⊙ ، سپس ثبات گرانشی ستاره نقض می شود، هیچ چیز نمی تواند در برابر فشرده سازی گرانشی مقاومت کند و به زیر شعاع گرانشی آن می رود.

rg = 2 × G × M/s 2، (40)

تبدیل شدن به یک "سیاه چاله". در فرمول داده شده برای rg: M جرم ستاره، c سرعت نور، G ثابت گرانش است.

سیاهچاله جسمی است که میدان گرانشی آن چنان قوی است که نه ذره ای، نه فوتونی و نه هیچ جسم مادی نمی تواند به دومی برسد. سرعت فرارو فرار به فضای بیرونی

سیاهچاله یک شی منحصر به فرد است به این معنا که ماهیت فرآیندهای فیزیکی درون آن هنوز برای توصیف نظری قابل دسترس نیست. وجود سیاهچاله ها از ملاحظات نظری ناشی می شود، آنها می توانند در مناطق مرکزی خوشه های کروی، اختروش ها، کهکشان های غول پیکر، از جمله در مرکز کهکشان ما قرار گیرند.

نقطه ای را در گوشه بالا سمت راست اشغال می کند: درخشندگی بالایی دارد و دمای پایین. 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. سرانجام، 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 کم جرم جوان

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 هرتسسپرونگ-راسل، ستاره در امتداد دنباله غول‌ها حرکت می‌کند یا (با یک جرم بسیار بزرگ در ناحیه ابرغول) به طور دوره‌ای به قیفا تبدیل می‌شود.

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.

یک سقوط لایه های بیرونیمنجر به افزایش شدید دما در آنها می شود. هیدروژن، هلیوم و کربن شروع به سوزاندن 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.

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 می کند و در شعاع مشخصی از ستاره، این فشار افزایش دمای مرکزی را متوقف می کند و سپس شروع به کاهش 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

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 است. به احتمال زیاد، این غیبت در کهکشان ما از ستارگان بیش از 100-200 برابر جرم خورشید را توضیح می دهد.

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. تمام است، ستاره های جدید مطابق با آنها "جای خود را" در سکانس اصلی می گیرند ترکیب شیمیاییو جرم. 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 آن 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

وقتی ستاره می رسد اندازه متوسط(از 0.4 تا 3.4 جرم خورشیدی) فاز غول سرخ، لایه های بیرونی آن به گسترش ادامه می دهند، هسته منقبض می شود و واکنش ها شروع به سنتز کربن از هلیوم می کنند. 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 اجازه تشکیل ذرات و مولکول های غبار را می دهد. با قوی اشعه مادون قرمزاز ستاره مرکزی در چنین پوسته هایی تشکیل شده است 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. ضربان‌های شدید رخ می‌دهند، که در نهایت انرژی جنبشی کافی به لایه‌های بیرونی می‌دهند تا به بیرون پرتاب شوند و به یک سحابی سیاره‌ای تبدیل شوند. در مرکز سحابی، هسته ستاره باقی می‌ماند که با سرد شدن به یک کوتوله سفید هلیوم تبدیل می‌شود 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، به تکامل خود 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 آزاد شد تعداد زیادی ازانرژی، اما هسته آهن 56- است که بیشترین نقص جرمی را دارد و تشکیل هسته‌های سنگین‌تر نامطلوب است. بنابراین، هنگامی که هسته آهنی یک ستاره به مقدار مشخصی می رسد، فشار موجود در آن دیگر قادر به مقاومت در برابر نیروی عظیم گرانش نیست و فروپاشی فوری هسته با نوترونی شدن ماده آن رخ می دهد.

آنچه بعد 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 ستارگانی که به عنوان ستاره های نوترونی شناخته می شوند، بسیار کوچک هستند - به اندازه یک شهر بزرگ - و باورنکردنی هستند. 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 نمی توانند ترک کنند سیاه چالهبه هیچ وجه. 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؟

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، فشرده سازی گرانشیممکن است فقط در برخی از ستاره ها 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 اینشتین:

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 انیشتین، 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 "فرسودگی" حدود 10٪ از هیدروژن صحبت می کنیم عمیق ترین اعماقستارگانی 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 تا 10 میلیون سال دیگر مصرف خواهد کرد. اگر جرم آن به اندازه کافی بزرگ باشد، هسته به فشرده شدن ادامه می دهد و در دمای بالاتر از 500 میلیون درجه تبدیل می شود. واکنش های احتمالیسنتز هسته های اتمی پیچیده تر طبق این طرح:

در دماهای بالاترواکنش 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 چنین عملی، تکه تکه شدن کوانتوم ها اتفاق می افتد، بنابراین، به جای γ-کوانتوم های سخت که در طول همجوشی گرما هسته ایدر 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 مولکول‌ها می‌توانند انرژی را از طریق برخورد به سمت بالا منتقل کنند، کمتر از سرعت انتقال گرما از پایین می‌شود. جوش اتفاق می افتد - انتقال حرارت با حرکت مستقیم ماده.