Yıldızların evrimini yalnızca bir yıldızı gözlemleyerek incelemek imkansızdır; yıldızlardaki birçok değişiklik, yüzyıllar sonra bile fark edilemeyecek kadar yavaş gerçekleşir. Bu nedenle bilim insanları, her biri yaşam döngüsünün belirli bir aşamasında olan birçok yıldızı inceliyor. Son birkaç on yılda yıldızların yapısının bilgisayar teknolojisi kullanılarak modellenmesi astrofizikte yaygınlaştı.
Ansiklopedik YouTube
1 / 5
✪ Yıldızlar ve yıldızların evrimi (astrofizikçi Sergei Popov tarafından anlatılmıştır)
✪ Yıldızlar ve yıldızların evrimi (Sergey Popov ve Ilgonis Vilks tarafından anlatılmıştır)
✪ Yıldızların evrimi. Mavi devin 3 dakikada evrimi
✪ Surdin V.G. Yıldız Evrimi Bölüm 1
✪ S. A. Lamzin - “Yıldızların Evrimi”
Altyazılar
Yıldızların iç kısmında termonükleer füzyon
Genç yıldızlar
Yıldız oluşum süreci birleşik bir şekilde açıklanabilir, ancak sonraki aşamalar Bir yıldızın evrimi neredeyse tamamen kütlesine bağlıdır ve yalnızca yıldızın evriminin en sonunda kimyasal bileşimi bir rol oynayabilir.
Genç düşük kütleli yıldızlar
Genç düşük kütleli yıldızlar (üç güneş kütlesine kadar) [ ], ana diziye yaklaşanlar tamamen konvektiftir - konveksiyon süreci yıldızın tüm gövdesini kapsar. Bunlar aslında merkezlerinde yeni başladıkları ön yıldızlardır. nükleer reaksiyonlar ve tüm radyasyon esas olarak yerçekimsel sıkıştırma nedeniyle oluşur. Hidrostatik denge sağlanana kadar yıldızın parlaklığı sabit etkili sıcaklıkta azalır. Hertzsprung-Russell diyagramında bu tür yıldızlar, Hayashi yolu adı verilen neredeyse dikey bir yol oluşturur. Sıkıştırma yavaşladıkça genç yıldız ana diziye yaklaşır. Bu tür nesneler T Tauri yıldızlarıyla ilişkilidir.
Bu zamanda, kütlesi 0,8 güneş kütlesinden daha büyük olan yıldızlar için, çekirdek radyasyona karşı şeffaf hale gelir ve çekirdekteki ışınımsal enerji aktarımı baskın hale gelir, çünkü yıldız maddesinin artan sıkışması konveksiyon giderek daha fazla engellenir. Yıldızın gövdesinin dış katmanlarında konvektif enerji aktarımı hakimdir.
Bu yıldızların genç kategoride geçirdikleri süre Evrenin yaşını aştığı için, daha düşük kütleli yıldızların ana diziye girdikleri anda hangi özelliklere sahip oldukları kesin olarak bilinmemektedir. ] . Bu yıldızların evrimi hakkındaki tüm fikirler yalnızca sayısal hesaplamalara ve matematiksel modellemeye dayanmaktadır.
Yıldız büzüldükçe dejenere elektron gazının basıncı artmaya başlar ve yıldızın belirli bir yarıçapına ulaşıldığında sıkışma durur, bu da sıkışmanın neden olduğu yıldızın çekirdeğindeki sıcaklığın daha da artmasının durmasına yol açar, ve sonra azalmasına. 0,0767 güneş kütlesinden daha küçük yıldızlar için bu gerçekleşmez: Nükleer reaksiyonlar sırasında açığa çıkan enerji, iç basıncı ve yerçekimi sıkıştırmasını dengelemek için asla yeterli değildir. Bu tür "alt yıldızlar", termonükleer reaksiyonlar sırasında üretilenden daha fazla enerji yayar ve kahverengi cüceler olarak sınıflandırılır. Kaderleri, dejenere gazın basıncı onu durdurana kadar sürekli sıkıştırma ve ardından başlayan tüm termonükleer reaksiyonların durmasıyla kademeli olarak soğumasıdır.
Genç orta kütleli yıldızlar
Orta kütleli genç yıldızlar (2 ila 8 güneş kütlesi arası) [ Ana diziye kadar konvektif bölgelere sahip olmamaları dışında, niteliksel olarak küçük kardeşleriyle tamamen aynı şekilde gelişirler.
Bu tür nesneler sözde ile ilişkilidir. Ae\Be Herbig yıldızlar, spektral sınıf B-F0'ın düzensiz değişkenlerine sahiptir. Ayrıca diskler ve bipolar jetler de sergiliyorlar. Maddenin yüzeyden çıkış hızı, parlaklık ve etkili sıcaklık, T Boğa burcuna göre önemli ölçüde daha yüksektir, bu nedenle protostellar bulutun kalıntılarını etkili bir şekilde ısıtır ve dağıtırlar.
Kütlesi 8 güneş kütlesinden büyük olan genç yıldızlar
Bu tür kütlelere sahip yıldızlar, tüm ara aşamalardan geçtikleri ve çekirdeğin hidrostatik dengesini sağlamak için kütle biriktirirken radyasyon nedeniyle kaybedilen enerjiyi telafi eden nükleer reaksiyon hızını elde edebildikleri için zaten normal yıldızların özelliklerine sahiptirler. Bu yıldızlar için kütle ve parlaklık akışı o kadar büyüktür ki, moleküler bulutun henüz yıldızın bir parçası haline gelmemiş dış bölgelerinin yerçekimsel çöküşünü durdurmakla kalmaz, tam tersine onları dağıtırlar. Böylece, ortaya çıkan yıldızın kütlesi, ön yıldız bulutunun kütlesinden belirgin şekilde daha azdır. Büyük olasılıkla bu, galaksimizde yaklaşık 300 güneş kütlesinden daha büyük kütleye sahip yıldızların yokluğunu açıklıyor.
Bir yıldızın orta yaşam döngüsü
Yıldızlar çok çeşitli renk ve boyutlarda gelir. Spektral sınıfa göre sıcak maviden soğuk kırmızıya, kütle olarak ise 0,0767'den yaklaşık 300 güneş kütlesine kadar değişirler. son tahminler. Bir yıldızın parlaklığı ve rengi, kütlesi tarafından belirlenen yüzey sıcaklığına bağlıdır. Tüm yeni yıldızlar kimyasal bileşimlerine ve kütlelerine göre ana dizide “yerlerini alırlar”. Doğal olarak, yıldızın fiziksel hareketinden bahsetmiyoruz - yalnızca yıldızın parametrelerine bağlı olarak belirtilen diyagramdaki konumundan bahsediyoruz. Aslında bir yıldızın diyagram boyunca hareketi yalnızca yıldızın parametrelerindeki bir değişikliğe karşılık gelir.
Yeni bir seviyede devam eden maddenin termonükleer "yanması", yıldızın korkunç bir şekilde genişlemesine neden olur. Yıldız "şişir", çok "gevşek" hale gelir ve boyutu yaklaşık 100 kat artar. Böylece yıldız kırmızı bir deve dönüşür ve helyumun yanma aşaması yaklaşık birkaç milyon yıl sürer. Kırmızı devlerin neredeyse tamamı değişen yıldızlardır.
Yıldız evriminin son aşamaları
Düşük kütleli eski yıldızlar
Şu anda, çekirdeklerindeki hidrojen tükendikten sonra hafif yıldızlara ne olacağı kesin olarak bilinmiyor. Evrenin yaşının 13,7 milyar yıl olması, bu tür yıldızlardaki hidrojen yakıt kaynağının tükenmesi için yeterli olmadığından, modern teoriler dayanmaktadır bilgisayar modelleme bu tür yıldızlarda meydana gelen süreçler.
Bazı yıldızlar helyumu yalnızca belirli aktif bölgelerde sentezleyebilir, bu da istikrarsızlığa ve güçlü yıldız rüzgarlarına neden olur. Bu durumda, gezegenimsi bir bulutsu oluşumu meydana gelmez ve yıldız yalnızca buharlaşarak kahverengi bir cüceden bile daha küçük hale gelir. ] .
Kütlesi 0,5 güneşten daha az olan bir yıldız, çekirdeğinde hidrojenin durduğu reaksiyonlardan sonra bile helyumu dönüştüremez - böyle bir yıldızın kütlesi, "tutuşmaya" yetecek derecede yeni bir yerçekimsel sıkıştırma fazı sağlamak için çok küçüktür. helyum Bu tür yıldızlar arasında, ana dizide kalma süreleri on milyarlarca ila on trilyonlarca yıl arasında değişen Proxima Centauri gibi kırmızı cüceler de bulunur. Çekirdeklerindeki termonükleer reaksiyonların sona ermesinden sonra, yavaş yavaş soğuyarak elektromanyetik spektrumun kızılötesi ve mikrodalga aralıklarında zayıf bir şekilde yayılmaya devam edecekler.
Orta büyüklükteki yıldızlar
Ulaşıldığında yıldız ortalama boyut(0,4'ten 3,4 güneş kütlesine kadar) [ Kırmızı dev fazının çekirdeğinde hidrojen tükenir ve helyumdan karbon sentezi reaksiyonları başlar. Bu süreç daha sık gerçekleşir yüksek sıcaklıklar ve dolayısıyla çekirdekten enerji akışı artar ve bunun sonucunda yıldızın dış katmanları genişlemeye başlar. Karbon sentezinin başlangıcı bir yıldızın yaşamında yeni bir aşamaya işaret eder ve bir süre daha devam eder. Güneş'e benzer büyüklükteki bir yıldız için bu süreç yaklaşık bir milyar yıl sürebilir.
Yayılan enerji miktarındaki değişiklikler, yıldızın boyut, yüzey sıcaklığı ve enerji salınımı da dahil olmak üzere istikrarsızlık dönemlerinden geçmesine neden olur. Enerji çıkışı düşük frekanslı radyasyona doğru kayar. Bütün bunlara güçlü yıldız rüzgarları ve yoğun titreşimler nedeniyle artan kütle kaybı eşlik ediyor. Bu aşamadaki yıldızlara "geç tip yıldızlar" (aynı zamanda "emekli yıldızlar") adı verilir. OH-IR yıldızları veya tam özelliklerine bağlı olarak Mira benzeri yıldızlar. Püskürtülen gaz, yıldızın iç kısmında üretilen oksijen ve karbon gibi ağır elementler açısından nispeten zengindir. Gaz genişleyen bir kabuk oluşturur ve yıldızdan uzaklaştıkça soğur. olası eğitim toz parçacıkları ve moleküller. Kaynak yıldızdan gelen güçlü kızılötesi radyasyonla, bu tür kabuklarda kozmik ustaların aktivasyonu için ideal koşullar oluşur.
Helyumun termonükleer yanma reaksiyonları sıcaklığa çok duyarlıdır. Bazen bu büyük istikrarsızlığa yol açar. Güçlü titreşimler ortaya çıkar ve bunun sonucunda dış katmanların fırlatılıp gezegenimsi bir bulutsuya dönüşmesi için yeterli ivme sağlanır. Böyle bir nebulanın merkezinde yıldızın çıplak bir çekirdeği kalır. termonükleer reaksiyonlar ve soğudukça, genellikle 0,5-0,6 güneş kütlesine kadar bir kütleye ve Dünya'nın çapı civarında bir çapa sahip olan bir helyum beyaz cücesine dönüşür.
Güneş de dahil olmak üzere yıldızların büyük çoğunluğu, dejenere elektronların basıncı yerçekimini dengeleyene kadar büzülerek evrimlerini tamamlarlar. Bu durumda yıldızın boyutu yüz kat azaldığında ve yoğunluğu suyun yoğunluğundan bir milyon kat daha fazla olduğunda yıldıza beyaz cüce adı verilir. Enerji kaynaklarından mahrum kalır ve yavaş yavaş soğuyarak görünmez bir kara cüceye dönüşür.
Güneş'ten daha büyük yıldızlarda dejenere elektronların basıncı durdurulamaz daha fazla sıkıştırmaçekirdekler ve elektronlar, aralarında elektrostatik itme kuvveti olmayan protonları nötronlara dönüştüren atom çekirdeğine "baskı yapmaya" başlar. Maddenin bu nötronizasyonu, şu anda aslında devasa bir atom çekirdeği olan yıldızın boyutunun birkaç kilometreyle ölçülmesine ve yoğunluğunun suyun yoğunluğundan 100 milyon kat daha fazla olmasına yol açmaktadır. Böyle bir nesneye nötron yıldızı denir; dengesi dejenere nötron maddesinin basıncıyla korunur.
Süper kütleli yıldızlar
Kütlesi beş güneş kütlesinden büyük olan bir yıldız, kırmızı süperdev aşamasına girdikten sonra, çekim kuvvetlerinin etkisi altında çekirdeği küçülmeye başlar. Sıkıştırma arttıkça sıcaklık ve yoğunluk artar ve yeni dizi Termonükleer reaksiyonlar. Bu tür reaksiyonlarda giderek daha ağır elementler sentezlenir: çekirdeğin çökmesini geçici olarak engelleyen helyum, karbon, oksijen, silikon ve demir.
Sonuç olarak Periyodik Tablonun giderek daha ağır elementleri oluştukça silikondan demir-56 sentezlenir. Bu aşamada, demir-56 çekirdeğinin maksimum kütle kusuruna sahip olması ve enerjinin serbest bırakılmasıyla daha ağır çekirdeklerin oluşması imkansız olduğundan, daha fazla ekzotermik termonükleer füzyon imkansız hale gelir. Bu nedenle, bir yıldızın demir çekirdeği belirli bir boyuta ulaştığında, içindeki basınç artık yıldızın üstteki katmanlarının ağırlığına dayanamaz ve içindeki maddenin nötronizasyonuyla çekirdeğin anında çökmesi meydana gelir.
Bundan sonra ne olacağı henüz tam olarak belli değil ama her halükarda birkaç saniye içinde gerçekleşen süreçler inanılmaz güçte bir süpernova patlamasına yol açıyor.
Güçlü nötrino jetleri ve dönen manyetik alan, yıldızda biriken malzemenin çoğunu dışarı iter. [ ] - demir ve hafif unsurlar dahil olmak üzere oturma elemanları denir. Patlayan madde, yıldız çekirdeğinden kaçan nötronlar tarafından bombalanır, onları yakalar ve böylece radyoaktif olanlar da dahil olmak üzere, uranyuma (ve hatta belki de kaliforniyuma) kadar demirden daha ağır bir dizi element oluşturur. Böylece süpernova patlamaları uzaydaki varlığı açıklamaktadır. yıldızlararası madde demirden daha ağır elementler ama tek şey bu değil olası yolörneğin teknesyum yıldızları tarafından gösterilen oluşumları.
patlama dalgası Ve nötrino jetleri ölmekte olan yıldızdan maddeyi uzaklaştırıyor [ ] yıldızlararası uzaya. Daha sonra, bu süpernova malzemesi soğuyup uzayda hareket ettikçe diğer kozmik “kurtarma”larla çarpışabilir ve muhtemelen yeni yıldızların, gezegenlerin veya uyduların oluşumuna katılabilir.
Bir süpernovanın oluşumu sırasında meydana gelen süreçler halen araştırılmaktadır ve şu ana kadar bu konuda bir netlik yoktur. Ayrıca orijinal yıldızdan geriye kalanların ne olduğu da şüphelidir. Ancak iki seçenek değerlendiriliyor: nötron yıldızları ve kara delikler.
Nötron yıldızları
Bazı süpernovalarda, süperdevin derinliklerindeki güçlü yerçekiminin, elektronları atom çekirdeği tarafından emilmeye zorladığı ve burada protonlarla birleşerek nötronları oluşturduğu bilinmektedir. Bu işleme nötronizasyon denir. Elektromanyetik kuvvetler yakındaki çekirdekleri ayırarak kaybolur. Yıldızın çekirdeği artık yoğun bir top haline gelmiştir. atom çekirdeği ve bireysel nötronlar.
Nötron yıldızları olarak bilinen bu tür yıldızlar son derece küçüktür (büyük bir şehrin boyutundan daha fazla değildir) ve hayal edilemeyecek kadar yüksek bir yoğunluğa sahiptirler. Yıldızın boyutu küçüldükçe (açısal momentumun korunumu nedeniyle) yörünge periyotları aşırı derecede kısalır. Bazı nötron yıldızları saniyede 600 kez döner. Bazıları için radyasyon vektörü ile dönme ekseni arasındaki açı, Dünya'nın bu radyasyonun oluşturduğu koninin içine düşeceği şekilde olabilir; bu durumda yıldızın yörünge periyoduna eşit aralıklarla tekrarlanan bir radyasyon darbesini tespit etmek mümkündür. Bu tür nötron yıldızlarına "pulsar" adı verildi ve keşfedilen ilk nötron yıldızları oldu.
Kara delikler
Süpernova patlaması aşamasından geçen tüm yıldızlar nötron yıldızı haline gelmez. Yıldızın yeterince büyük bir kütlesi varsa, böyle bir yıldızın çöküşü devam edecek ve nötronların kendisi, yarıçapı Schwarzschild yarıçapından daha az olana kadar içe doğru düşmeye başlayacaktır. Bundan sonra yıldız bir kara deliğe dönüşür.
Kara deliklerin varlığı genel görelilik teorisi tarafından öngörülüyordu. Bu teoriye göre,
Yıldızların evrimi fiziksellikteki bir değişikliktir. özellikler, dahili yapılar ve kimya yıldızların zaman içindeki bileşimi. En önemli görevler E.z.'nin teorileri - yıldızların oluşumunun açıklanması, gözlemlenebilir özelliklerindeki değişiklikler, araştırma genetik bağlantı çeşitli gruplar yıldızlar, son durumlarının analizi.
Evrenin bizim tarafımızdan bilinen kısmından beri, yakl. E.Z.'nin açıklamasına göre gözlemlenen maddenin kütlesinin %98-99'u yıldızlarda bulunur veya yıldız aşamasını geçmiştir. yavl. Astrofiziğin en önemli problemlerinden biridir.
Durağan durumdaki bir yıldız, hidrostatik durumda olan bir gaz topudur. ve termal denge (yani, yerçekimi kuvvetlerinin etkisi iç basınçla dengelenir ve radyasyona bağlı enerji kayıpları, yıldızın bağırsaklarında salınan enerji ile telafi edilir, bkz.). Bir yıldızın “doğumu”, radyasyonu kendisi tarafından desteklenen hidrostatik olarak dengede bir nesnenin oluşumudur. enerji kaynakları. Bir yıldızın “ölümü”, yıldızın yok olmasına veya onun felaketine yol açan geri dönüşü olmayan bir dengesizliktir. sıkıştırma.
Yerçekiminin izolasyonu Enerji, yalnızca yıldızın iç sıcaklığının, enerji kayıplarını telafi edecek nükleer enerji salınımı için yeterli olmadığı ve yıldızın bir bütün olarak veya bir kısmının dengeyi korumak için büzülmesi gerektiği durumlarda belirleyici bir rol oynayabilir. Termal enerjinin serbest bırakılması ancak nükleer enerji rezervleri tükendikten sonra önem kazanır. T.o., E.z. yıldızların enerji kaynaklarındaki tutarlı bir değişiklik olarak temsil edilebilir.
Karakteristik zaman E.z. tüm evrimin doğrudan izlenebilmesi için çok büyük. Bu nedenle ana E.Z. araştırma yöntemi yavl. içsel değişiklikleri tanımlayan yıldız modelleri dizilerinin oluşturulması yapılar ve kimya yıldızların zaman içindeki bileşimi. Evrim. daha sonra diziler gözlem sonuçlarıyla karşılaştırılır, örneğin (G.-R.d.) ile gözlemler toplanır büyük sayı Evrimin farklı aşamalarındaki yıldızlar. Özellikle önemli rol G.-R.d. ile bir karşılaştırma yapıyor. yıldız kümeleri için, çünkü bir kümedeki tüm yıldızlar aynı başlangıç kimyasalına sahiptir. kompozisyon ve neredeyse aynı anda oluşturuldu. G.-R.d.'ye göre. farklı yaşlardaki kümeler, E.Z.'nin yönünü belirlemek mümkündü. Ayrıntılı olarak evrim. diziler, bir yıldız üzerindeki kütle, yoğunluk, sıcaklık ve parlaklık dağılımını tanımlayan bir diferansiyel denklemler sisteminin sayısal olarak çözülmesiyle hesaplanır; bunlara enerji salınımı ve yıldız maddesinin opaklığı yasaları ve kimyasal özelliklerdeki değişiklikleri açıklayan denklemler eklenir. zamanla yıldız kompozisyonu.
Bir yıldızın evriminin seyri esas olarak kütlesine ve başlangıç kimyasına bağlıdır. kompozisyon. Yıldızın dönüşü ve manyetik alanı belirli ancak temel olmayan bir rol oynayabilir. Ancak bu faktörlerin E.Z. henüz yeterince araştırılmamıştır. Kimya Bir yıldızın bileşimi, oluştuğu zamana ve oluştuğu sırada Galaksideki konumuna bağlıdır. İlk neslin yıldızları, bileşimi kozmoloji tarafından belirlenen maddeden oluşmuştur. koşullar. Görünüşe göre kütle olarak yaklaşık% 70 hidrojen,% 30 helyum ve önemsiz bir döteryum ve lityum karışımı içeriyordu. Birinci nesil yıldızların evrimi sırasında, helyumdan sonra ağır elementler oluştu ve bunlar yıldızlara fırlatıldı. yıldızlararası uzay yıldızlardan madde çıkışının bir sonucu olarak veya yıldız patlamaları sırasında. Sonraki nesillerin yıldızları, %3-4'e kadar (kütlece) ağır element içeren maddeden oluşmuştur.
Galakside yıldız oluşumunun şu anda meydana geldiğinin en doğrudan göstergesi bu olgudur. büyük parlak yıldız spektrumunun varlığı. Ömrü ~ 10 7 yılı geçemeyen O ve B sınıfları. Modern zamanlarda yıldız oluşum hızı. Dönemin yılda 5 olduğu tahmin edilmektedir.
2. Yıldız oluşumu, yerçekimsel sıkıştırma aşaması
En yaygın görüşe göre yıldızlar çekim kuvvetlerinin etkisiyle oluşur. yıldızlararası ortamda maddenin yoğunlaşması. Yıldızlararası ortamın iki faza (yoğun soğuk bulutlar ve daha yüksek sıcaklığa sahip seyrekleştirilmiş ortam) gerekli bölünmesi, yıldızlararası manyetik alandaki Rayleigh-Taylor termal kararsızlığının etkisi altında meydana gelebilir. alan. Kütleli gaz-toz kompleksleri 
, karakteristik boyut (10-100) adet ve parçacık konsantrasyonu N~10 2 cm-3 . aslında radyo dalgaları yaymaları nedeniyle gözlemlenmektedir. Bu tür bulutların sıkıştırılması (çökmesi) belirli koşulları gerektirir: yerçekimi. Bulutun parçacıkları, parçacıkların termal hareket enerjisinin, bir bütün olarak bulutun dönme enerjisinin ve manyetik alanın toplamını aşmalıdır. bulut enerjisi (Jeans kriteri). Yalnızca termal hareketin enerjisi dikkate alınırsa, birlik mertebesi faktörüne göre Jeans kriteri şu şekilde yazılır: align="absmiddle" width="205" height="20">, bulutun kütlesi nerede, T- K cinsinden gaz sıcaklığı, N- 1 cm3 başına parçacık sayısı. Tipik modern yıldızlararası bulutların sıcaklığı K yalnızca kütlesi en az olan bulutları çökertebilir. Jeans kriteri, gerçekte gözlemlenen kütle spektrumunda yıldızların oluşması için, çöken bulutlardaki parçacıkların konsantrasyonunun (10 3 -10 6) cm -3'e ulaşması gerektiğini belirtir; Tipik bulutlarda gözlemlenenden 10-1000 kat daha yüksek. Ancak, halihazırda çökmeye başlamış bulutların derinliklerinde bu tür parçacık konsantrasyonlarına ulaşılabilir. Bundan, bunun birkaç adımda gerçekleştirilen sıralı bir süreçle gerçekleştiği sonucu çıkar. aşamalar, büyük bulutların parçalanması. Bu resim doğal olarak yıldızların gruplar halinde - kümeler halinde doğuşunu açıklıyor. Aynı zamanda buluttaki termal denge, içindeki hız alanı ve parçaların kütle spektrumunu belirleyen mekanizma ile ilgili sorular da hala belirsizliğini koruyor.
Çöken yıldız kütleli nesnelere denir ön yıldızlar. Manyetik alan olmadan küresel simetrik, dönmeyen bir önyıldızın çöküşü. alanlar birkaçını içerir. aşamalar. Zamanın ilk anında bulut homojen ve izotermaldir. Kendi kendine şeffaftır. radyasyon, dolayısıyla çöküş hacimsel enerji kayıpları ile birlikte gelir, Ch. varış. tozun termal radyasyonu nedeniyle kesim kinetiğini iletir. Bir gaz parçacığının enerjisi. Homojen bir bulutta basınç gradyanı yoktur ve sıkışma serbest düşüşle başlar. karakteristik zaman, Nerede G- , - bulut yoğunluğu. Sıkıştırmanın başlamasıyla birlikte, ses hızıyla merkeze doğru hareket eden bir seyrekleşme dalgası belirir ve yoğunluğun daha yüksek olduğu yerlerde çöküş daha hızlı gerçekleşir, ilk yıldız kompakt bir çekirdeğe ve maddenin yasaya göre dağıtıldığı uzatılmış bir kabuğa bölünür. Çekirdekteki parçacıkların konsantrasyonu ~ 10 · 11 cm -3'e ulaştığında, toz taneciklerinin IR radyasyonuna karşı opak hale gelir. Çekirdekte açığa çıkan enerji, ışınımsal ısı iletimi nedeniyle yavaş yavaş yüzeye sızıyor. Sıcaklık neredeyse adyabatik olarak artmaya başlar, bu da basıncın artmasına neden olur ve çekirdek hidrostatik hale gelir. denge. Kabuk çekirdeğin üzerine düşmeye devam ediyor ve çevresinde beliriyor. Şu anda çekirdek parametreleri zayıf bir şekilde bağlıdır toplam kütle protostars: K. Çekirdeğin kütlesi birikim nedeniyle arttıkça, H2 moleküllerinin ayrışması başladığında sıcaklığı 2000 K'ye ulaşana kadar neredeyse adyabatik olarak değişir. Kinetikte bir artış değil, ayrışma için enerji tüketiminin bir sonucu olarak. parçacık enerjisi, adyabatik indeks değeri 4/3'ün altına düşer, basınç değişiklikleri yerçekimi kuvvetlerini telafi edemez ve çekirdek tekrar çöker (bkz.). Parametreli yeni bir çekirdek oluşturuldu, çevrelendi şok ön, üzerine ilk çekirdeğin kalıntıları birikiyor. Çekirdeğin benzer bir yeniden düzenlenmesi hidrojende meydana gelir.
Çekirdek maddesinin pahasına çekirdeğin daha fazla büyümesi, tüm madde yıldızın üzerine düşene veya çekirdek yeterince büyükse veya etkisi altında dağılıncaya kadar devam eder (bkz.). Karakteristik kabuk maddesi zamanına sahip ön yıldızlar t a >t biliyorum bu nedenle parlaklıkları, çöken çekirdeklerin enerji salınımıyla belirlenir.
Bir çekirdek ve bir zarftan oluşan bir yıldız, radyasyonun zarf içinde işlenmesi nedeniyle bir IR kaynağı olarak gözlenir (çekirdekten UV radyasyonunun fotonlarını emen zarfın tozu, IR aralığında yayılır). Kabuk optik olarak inceltildiğinde, önyıldız, yıldız niteliğindeki sıradan bir nesne olarak gözlemlenmeye başlar. En büyük yıldızlar, yıldızın merkezinde hidrojenin termonükleer yanması başlayıncaya kadar kabuklarını korurlar. Radyasyon basıncı yıldızların kütlesini muhtemelen . Daha büyük kütleli yıldızlar oluşsa bile, bunların nabız atışı açısından kararsız olduğu ortaya çıkıyor ve güçlerini kaybedebiliyorlar. çekirdekte hidrojenin yanması aşamasında kütlenin bir kısmı. Protostellar kabuğun çökme ve saçılma aşamasının süresi, ana bulutun serbest düşme süresiyle aynı düzendedir; 10 5 -10 6 yıl. Çekirdek tarafından aydınlatılan, kabuğun kalıntılarından gelen ve yıldız rüzgarı tarafından hızlandırılan karanlık madde yığınları, Herbig-Haro nesneleri (emisyon spektrumuna sahip yıldız kümeleri) ile tanımlanır. Düşük kütleli yıldızlar görünür hale geldiklerinde T Tauri yıldızlarının (cüce) işgal ettiği G.-R.D. bölgesindedir; daha büyük olanlar ise Herbig emisyon yıldızlarının bulunduğu bölgededir (tayflarında emisyon çizgileri olan düzensiz erken spektral sınıflar). ).Evrim. protostar çekirdeklerinin izleri sabit kütle hidrostatik aşamada. sıkıştırmalar Şekil 2'de gösterilmektedir. 1. Hidrostatik kurulduğu anda düşük kütleli yıldızlar için. dengede, çekirdeklerdeki koşullar enerjinin onlara aktarılacağı şekildedir. Hesaplamalar, tamamen konvektif bir yıldızın yüzey sıcaklığının neredeyse sabit olduğunu göstermektedir. Yıldızın yarıçapı sürekli olarak azalmaktadır çünkü küçülmeye devam ediyor. Sabit bir yüzey sıcaklığı ve azalan yarıçap ile yıldızın parlaklığı da G.-R.D.'ye düşmelidir. Gelişimin bu aşaması, rayların dikey bölümlerine karşılık gelir.
Sıkıştırma devam ettikçe yıldızın iç kısmındaki sıcaklık artar, madde daha şeffaf hale gelir ve align='absmiddle' width='90' height='17'> yıldızların radyan çekirdekleri vardır, fakat kabukları konvektif kalır. Daha az kütleli yıldızlar tamamen konvektif kalır. Parlaklıkları, fotosferdeki ince bir radyant katman tarafından kontrol edilir. Yıldız ne kadar büyükse ve etkin sıcaklığı da o kadar yüksekse, ışınımsal çekirdeği de o kadar büyük olur (align=absmiddle" width=74" height=17"> olan yıldızlarda ışınımsal çekirdek hemen görünür). Sonunda, yıldızın neredeyse tamamı (kütleli yıldızlar için yüzey konvektif bölgesi hariç), çekirdekte salınan tüm enerjinin radyasyon yoluyla aktarıldığı bir ışınımsal denge durumuna girer.
3. Nükleer reaksiyonlara dayalı evrim
Çekirdeklerdeki ~ 10 6 K sıcaklıkta, ilk nükleer reaksiyonlar başlar - döteryum, lityum, bor yanar. Bu elemanların birincil miktarı o kadar küçüktür ki yanmaları pratik olarak sıkıştırmaya dayanmaz. Yıldızın merkezindeki sıcaklık ~ 10 6 K'ye ulaştığında ve hidrojen ateşlendiğinde sıkıştırma durur, çünkü Hidrojenin termonükleer yanması sırasında açığa çıkan enerji, radyasyon kayıplarını telafi etmek için yeterlidir (bkz.). G.-R.D.'de çekirdeklerinde hidrojenin yandığı homojen yıldızlar oluşur. başlangıç ana dizisi (IMS). Büyük yıldızlar NGP'ye düşük kütleli yıldızlardan daha hızlı ulaşır çünkü birim kütle başına enerji kaybı oranları ve dolayısıyla evrim hızları, düşük kütleli yıldızlara göre daha yüksektir. NGP'ye girdiğinden beri E.z. Ana aşamaları tabloda özetlenen nükleer yanma temelinde gerçekleşir. Nükleer yanma, tüm çekirdekler arasında en yüksek bağlanma enerjisine sahip olan demir grubu elementlerinin oluşumundan önce gerçekleşebilir. Evrim. G.-R.D.'deki yıldızların izleri Şekil 2'de gösterilmektedir. 2. Evrim merkezi değerler Yıldızların sıcaklığı ve yoğunluğu Şekil 2'de gösterilmektedir. 3. K ana'da. enerji kaynağı yavl. hidrojen döngüsünün reaksiyonu, genel olarak T- karbon-azot (CNO) döngüsünün reaksiyonları (bkz.). Yan etki CNO döngüsü fenomeni 14 N, 12 C, 13 C nüklidlerinin denge konsantrasyonlarının oluşturulması - ağırlıkça sırasıyla %95, %4 ve %1. Hidrojen yanmasının meydana geldiği katmanlarda nitrojenin baskınlığı, bu katmanların dış kaybın bir sonucu olarak yüzeyde göründüğü gözlem sonuçlarıyla doğrulanmaktadır. katmanlar. Merkezinde CNO döngüsünün gerçekleştiği yıldızlarda ( align='absmiddle' width='74' height='17'>), konvektif bir çekirdek belirir. Bunun nedeni çok güçlü bağımlılık sıcaklığa bağlı olarak enerji salınımı: . Radyant enerjinin akışı ~ T4(bkz.), bu nedenle açığa çıkan enerjinin tamamını aktaramaz ve ışınım aktarımından daha verimli olan konveksiyonun gerçekleşmesi gerekir. En büyük yıldızlarda yıldız kütlesinin %50'den fazlası konveksiyonla kaplıdır. Konvektif çekirdeğin evrim açısından önemi, nükleer yakıtın etkili yanma bölgesinden çok daha büyük bir bölgede eşit şekilde tükenmesi, konvektif çekirdeği olmayan yıldızlarda ise başlangıçta merkezin yalnızca küçük bir yakınında yanması gerçeğiyle belirlenir. sıcaklığın oldukça yüksek olduğu yer. Hidrojenin tükenme süresi ~10 ila 10 yıl ila yıl arasında değişmektedir. Nükleer yanmanın sonraki tüm aşamalarının süresi, hidrojenin yanma süresinin% 10'unu geçmez, bu nedenle G.-R.D.'de hidrojen yanma aşamasındaki yıldızlar oluşur. yoğun nüfuslu bölge - (GP). Merkezinde hidrojenin yanması için gerekli değerlere asla ulaşmayan bir sıcaklığa sahip yıldızlarda süresiz olarak küçülerek “siyah” cücelere dönüşürler. Hidrojenin tükenmesi ortalamanın artmasına neden olur. çekirdek maddenin moleküler ağırlığı ve dolayısıyla hidrostatikliği korumak için. Dengenin sağlanması için merkezdeki basıncın artması gerekir; bu da merkezdeki sıcaklığın ve yıldızın karşısındaki sıcaklık gradyanının ve dolayısıyla parlaklığın artmasını gerektirir. Parlaklıktaki artış aynı zamanda artan sıcaklıkla maddenin opaklığının azalmasından da kaynaklanır. Çekirdek, hidrojen içeriğinde bir azalma ile nükleer enerji salınım koşullarını korumak için büzülür ve artan enerji akışını çekirdekten aktarma ihtiyacı nedeniyle kabuk genişler. G.-R.d.'de. yıldız NGP'nin sağına doğru hareket eder. Opaklığın azalması, en büyük yıldızlar dışındaki tüm yıldızlarda konvektif çekirdeklerin ölümüne yol açar. Büyük kütleli yıldızların evrim hızı en yüksektir ve MS'yi ilk terk edenler onlardır. MS'deki ömür ca. 10 milyon yıl, ca. 70 milyon yıl ve yaklaşık olarak M.Ö. 10 milyar yıl.Çekirdekteki hidrojen içeriği %1'e düştüğünde, align='absmiddle' width='66' height='17'>'li yıldızların kabuklarındaki genişlemenin yerini, enerji salınımını sürdürmek için gerekli olan yıldızın genel büzülmesi alır. . Kabuğun sıkıştırılması, helyum çekirdeğine bitişik katmandaki hidrojenin termonükleer yanma sıcaklığına kadar ısıtılmasına neden olur ve bir katman enerji salınımı kaynağı ortaya çıkar. Sıcaklığa daha az bağlı olan ve enerji salınım bölgesinin merkeze doğru çok güçlü bir şekilde yoğunlaşmadığı kütleli yıldızlarda, genel bir sıkıştırma aşaması yoktur.
E.z. Hidrojen yandıktan sonra kütlelerine bağlıdır. En önemli faktör, kütleli yıldızların evrim sürecini etkileyen yavl. elektron gazının dejenerasyonu yüksek yoğunluklar. zamanı gelince yüksek yoğunluk Pauli prensibi nedeniyle düşük enerjili kuantum durumlarının sayısı sınırlıdır ve elektronlar kuantum seviyelerini yüksek enerjiyle doldurarak termal hareketlerinin enerjisini önemli ölçüde aşar. Temel Özellik dejenere gaz, basıncıdır P yalnızca yoğunluğa bağlıdır: göreli olmayan yozlaşma ve göreli yozlaşma için. Elektronların gaz basıncı iyonların basıncından çok daha büyüktür. Bu, E.Z. için temel olanı takip ediyor. Sonuç: Göreceli olarak dejenere olmuş bir gazın birim hacmine etki eden yerçekimi kuvveti, basınç gradyanı ile aynı şekilde yoğunluğa bağlı olduğundan, align=absmiddle" width=66'da olacak şekilde bir sınırlayıcı kütle olmalıdır (bkz.) " height ="15"> Elektron basıncı yerçekimine karşı koyamaz ve sıkıştırma başlar. Ağırlığı sınırlayın align=”absmiddle” width=”139” height=”17”>. Elektron gazının dejenere olduğu bölgenin sınırı Şekil 2'de gösterilmektedir. 3. Düşük kütleli yıldızlarda dejenerasyon, helyum çekirdeklerinin oluşumu sürecinde zaten gözle görülür bir rol oynamaktadır.
Belirleyen ikinci faktör E.z. sonraki aşamalarda bunlar nötrino enerji kayıplarıdır. Yıldızların derinliklerinde T~10 8K ana. Doğumda şu rol oynar: fotonötrino süreci, plazma salınım kuantumunun (plazmonlar) nötrino-antinötrino çiftlerine () bozunması, elektron-pozitron çiftlerinin yok edilmesi () ve (bkz.). Nötrinoların en önemli özelliği yıldızın maddesinin onlar için neredeyse şeffaf olması ve nötrinoların enerjiyi yıldızdan uzağa serbestçe taşımasıdır.
Helyumun yanması için koşulların henüz oluşmadığı helyum çekirdeği sıkıştırılır. Çekirdeğe bitişik katmanlı kaynaktaki sıcaklık artar ve hidrojenin yanma hızı artar. Artan enerji akışını aktarma ihtiyacı, enerjinin bir kısmının boşa harcandığı kabuğun genişlemesine yol açar. Yıldızın parlaklığı değişmediğinden yüzeyinin sıcaklığı düşer ve G.-R.D. yıldız, kırmızı devlerin bulunduğu bölgeye doğru hareket eder. Yıldızın yeniden yapılanma süresi, çekirdekteki hidrojenin yanması için gereken süreden iki kat daha azdır, dolayısıyla MS şeridi ile kırmızı süperdevler bölgesi arasında çok az yıldız vardır. . Kabuğun sıcaklığının azalmasıyla şeffaflığı artar ve bunun sonucunda dış görünüm ortaya çıkar. konvektif bölge ve yıldızın parlaklığı artar.
Dejenere elektronların termal iletkenliği ve yıldızlardaki nötrino kayıpları yoluyla enerjinin çekirdekten uzaklaştırılması, helyumun yanma anını geciktirir. Sıcaklık ancak çekirdek neredeyse izotermal hale geldiğinde gözle görülür şekilde artmaya başlar. 4'ün yanmasını E.Z.'yi belirler. enerji salınımının termal iletkenlik ve nötrino radyasyonu yoluyla enerji kaybını aştığı andan itibaren. Aynı durum sonraki tüm nükleer yakıt türlerinin yanması için de geçerlidir.
Nötrinolar tarafından soğutulan, dejenere gazdan oluşan yıldız çekirdeklerinin dikkate değer bir özelliği, yoğunluk ve sıcaklık arasındaki ilişkiyi karakterize eden izlerin yakınsaması olan "yakınsama"dır. Tc yıldızın merkezinde (Şek. 3). Çekirdeğin sıkıştırılması sırasındaki enerji salınım hızı, bir katman kaynağı aracılığıyla ona madde ekleme hızına göre belirlenir ve yalnızca belirli bir yakıt türü için çekirdeğin kütlesine bağlıdır. Çekirdekte enerji girişi ve çıkışı dengesi korunmalıdır, bu nedenle yıldızların çekirdeklerinde aynı sıcaklık ve yoğunluk dağılımı sağlanır. 4 He tutuştuğunda çekirdeğin kütlesi ağır elementlerin içeriğine bağlıdır. Dejenere gaz çekirdeklerinde 4 He'nin yanması termal bir patlama karakterine sahiptir, çünkü Yanma sırasında açığa çıkan enerji, elektronların termal hareket enerjisini artırmaya gider, ancak elektronların termal enerjisi, elektronların dejenere gazının enerjisine eşit olana kadar sıcaklık arttıkça basınç neredeyse değişmeden kalır. Daha sonra dejenerasyon giderilir ve çekirdek hızla genişler - bir helyum parlaması meydana gelir. Helyum patlamalarına muhtemelen yıldız maddesinin kaybı eşlik ediyor. Devasa yıldızların evrimini çoktan tamamlamış olduğu ve kırmızı devlerin kütlelere sahip olduğu Dünya'da, helyum yanma aşamasındaki yıldızlar G.-R.D.'nin yatay kolu üzerindedir.
align=absmiddle" width=90" height=17"> olan yıldızların helyum çekirdeklerinde gaz dejenere değildir, 4 sessizce tutuşur ancak çekirdekler de artan basınçtan dolayı genişler. Tc. En büyük yıldızlarda 4 He'nin yanması aktif haldeyken bile meydana gelir. mavi süper devler. Çekirdeğin genişlemesi bir azalmaya yol açar T Hidrojen katmanı kaynağı bölgesinde helyum patlamasından sonra yıldızın parlaklığı azalır. Termal dengeyi korumak için kabuk büzülür ve yıldız kırmızı süperdevlerin bölgesinden ayrılır. Çekirdekteki 4 He tükendiğinde çekirdeğin sıkışması ve kabuğun genişlemesi yeniden başlar, yıldız yeniden kırmızı bir süperdev haline gelir. Enerji salınımına hakim olan 4 He katmanlı bir yanma kaynağı oluşur. Dış tekrar belirir. konvektif bölge. Helyum ve hidrojen tükendikçe katman kaynaklarının kalınlığı azalır. İnce bir helyum yanma tabakasının termal olarak kararsız olduğu ortaya çıkıyor, çünkü Enerji salınımının sıcaklığa karşı çok güçlü bir duyarlılığı () ile, maddenin ısıl iletkenliği, yanma tabakasındaki ısıl bozuklukları söndürmek için yetersizdir. Termal salgınlar sırasında katmanda konveksiyon meydana gelir. Hidrojen açısından zengin katmanlara nüfuz ederse, yavaş bir işlem sonucu ( S-işlem, bkz.) elemanları ile sentezlenir atom kütleleri 22 Ne'den 209 B'ye kadar.
Kırmızı süper devlerin soğuk, geniş kabuklarında oluşan toz ve moleküller üzerindeki radyasyon basıncı, bir yıla kadar sürekli madde kaybına yol açar. Sürekli kütle kaybı, katman yanmasının veya titreşimlerin dengesizliğinden kaynaklanan kayıplarla desteklenebilir ve bu da bir veya daha fazlasının salınmasına neden olabilir. kabuklar. Karbon-oksijen çekirdeğinin üzerindeki madde miktarı belirli bir sınırın altına düştüğünde, yanma katmanlarındaki sıcaklığı korumak için kabuk, sıkıştırma yanmayı sürdürebilecek duruma gelene kadar sıkıştırmaya zorlanır; G.-R.D.'deki yıldız neredeyse yatay olarak sola doğru hareket eder. Bu aşamada yanma katmanlarının kararsızlığı da kabuğun genişlemesine ve madde kaybına neden olabilir. Yıldız yeterince sıcakken bir veya daha fazla çekirdekten oluşan bir çekirdek halinde gözlenir. kabuklar. Katman kaynakları, içlerindeki sıcaklık nükleer yanma için gerekenden daha düşük olacak kadar yıldızın yüzeyine doğru kaydığında, yıldız soğur ve iyonik bileşenin termal enerjisinin tüketimi nedeniyle yayılan bir beyaz cüceye dönüşür. onun meselesi. Beyaz cücelerin karakteristik soğuma süresi ~ 10 9 yıldır. Tek yıldızların beyaz cücelere dönüşmesinin alt sınırı belli değil, 3-6 olarak tahmin ediliyor. C yıldızlarında elektron gazı, yıldızların karbon-oksijen (C,O-) çekirdeklerinin büyüme aşamasında dejenere olur. Yıldızların helyum çekirdeklerinde olduğu gibi, nötrino enerji kayıpları nedeniyle merkezde ve C,O çekirdeğindeki karbonun yanması anında koşulların “yakınlaşması” meydana gelir. Bu koşullar altında 12 C'nin yanması büyük olasılıkla patlama niteliğindedir ve yıldızın tamamen yok olmasına yol açar. Aşağıdaki durumlarda tam bir yıkım meydana gelmeyebilir: 
. Böyle bir yoğunluğa, çekirdek büyüme hızı, yakın bir ikili sistemdeki uydu maddesinin birikmesiyle belirlendiğinde ulaşılabilir.
Yıldızların yaşam döngüsü
Tipik bir yıldız, çekirdeğindeki bir nükleer fırında hidrojeni helyuma dönüştürerek enerji açığa çıkarır. Yıldız, merkezdeki hidrojeni tükettikten sonra yıldızın kabuğunda yanmaya başlar, bu da boyut olarak büyür ve şişer. Yıldızın boyutu artar, sıcaklığı düşer. Bu süreç kırmızı devlerin ve süperdevlerin ortaya çıkmasına neden olur. Her yıldızın ömrü kütlesine göre belirlenir. Büyük yıldızlar yaşam döngülerini bir patlamayla sonlandırırlar. Güneş gibi yıldızlar küçülerek yoğun beyaz cücelere dönüşürler. Bir yıldız kırmızı devin beyaz cüceye dönüşme sürecinde dış katmanlarını ışık gibi dökebilir. gaz kabuğu, çekirdeği açığa çıkarıyor.
İNSAN VE RUHU kitabından. Yaşam fiziksel vücut ve astral dünya yazar Ivanov Yu M Büyük kitabından Sovyet Ansiklopedisi(ZHI) yazarın TSB Gezginler kitabından yazar Dorozhkin Nikolay Gayrimenkul Ekonomisi kitabından yazar Burkhanova NatalyaKarmaşık bir yaşam yolu Yerli bilim adamlarımızın Sven Hedin'e karşı tutumu önemli değişikliklere uğradı. Sebepler hem Hedin'in karakterinde hem de politik durumlar onun zamanı. Gençliğimden beri Rus dilini bilmek ve Rusya'ya ve Rusya'ya sempati duymak
Finans kitabından: Kopya Kağıdı yazar Yazar bilinmiyor4. Gayrimenkullerin yaşam döngüsü Gayrimenkuller varlıkları süresince ekonomik, fiziksel ve hukuki değişimlere uğradığından, her türlü taşınmaz (arsa hariç) aşağıdaki aşamalardan geçer:
Her şey hakkında her şey kitabından. Cilt 5 yazar Likum Arkady47. FİNANSIN NÜFUSUN YAŞAM STANDARTI ÜZERİNDEKİ ETKİSİ Mali ilişkilerin sosyo-ekonomik özü, devletin mali kaynakları kimin pahasına aldığı ve bu fonların önemli bir kısmının kimin çıkarları için kullanıldığı sorununun incelenmesinden oluşur.
Organizasyonel Davranış kitabından: Kopya Kağıdı yazar Yazar bilinmiyorYıldızlara ne kadar uzaklıkta? Evrende bize o kadar uzak yıldızlar var ki, mesafelerini bile bilmemize, sayılarını belirleme imkanımız bile yok. Ama Dünya'dan ne kadar uzakta en yakın yıldız? Dünya'nın Güneş'e uzaklığı 150.000.000 kilometredir. Işıktan beri
Pazarlama: Hile Sayfası kitabından yazar Yazar bilinmiyor50. BİR ORGANİZASYONUN YAŞAM DÖNGÜSÜ Bir organizasyonun yaşam döngüsü kavramı yaygındır - çevre ile etkileşime girdiğinde belirli bir durum dizisi ile değişir. Organizasyonların geçirdiği belli aşamalar vardır ve
Biyoloji kitabından [Birleşik Devlet Sınavına hazırlanmak için tam referans kitabı] yazar Lerner Georgy Isaakovich45. ÜRÜN YAŞAM DÖNGÜSÜ Ürün yaşam döngüsü, ömrü boyunca satışlarda ve karlarda meydana gelen değişimdir. Bir ürünün bir başlangıç, büyüme, olgunluk aşaması ve sonu - “ölüm”, ayrılış aşaması vardır.1. "Geliştirme ve pazara sunma" aşaması. Bu, pazarlamaya yatırım yapılan bir dönemdir
Kitaptan 200 ünlü zehirlenme yazar Antsyshkin Igor2.7. Hücre, canlının genetik birimidir. Kromozomlar, yapıları (şekil ve büyüklükleri) ve işlevleri. Kromozom sayısı ve türlerinin sabitliği. Somatik ve germ hücrelerinin özellikleri. Hücre yaşam döngüsü: fazlar arası ve mitoz. Mitoz somatik hücrelerin bölünmesidir. Mayoz. Aşamalar
Kitaptan Hızlı başvuru gerekli bilgi yazar Çernyavski Andrey Vladimiroviç4.5.1. Alglerin yaşam döngüsü Yeşil algler bölümü tek hücreli kolonyal ve çok hücreli bitkileri içerir. Toplamda 13 bine yakın tür var. Tek hücreli organizmalar arasında Chlamydomonas ve Chlorella bulunur. Koloniler Volvox ve Pandorina hücrelerinden oluşur. Çok hücreliye
Popüler Hayalperest kitabından yazar Şalaşnikof IgorYILDIZLARIN KURBANLARI İtalyan matematikçi Cardano bir filozof, hekim ve astrologdu. İlk başta yalnızca tıpla uğraştı, ancak 1534'ten itibaren Milano ve Bologna'da matematik profesörü oldu; ancak mütevazı gelirini artırmak için profesör ayrılmadı
En Yeniler kitabından felsefi sözlük yazar Gritsanov Alexander Alekseevich25 en yakın yıldız mV - görsel büyüklük; r - yıldıza olan mesafe, pc; L, güneş parlaklık birimleriyle (3,86–1026) ifade edilen yıldızın parlaklığıdır (radyasyon gücü).
Dünyayı Keşfediyorum kitabından. Virüsler ve hastalıklar yazar Chirkov S.N.Yıldız türleri Evrendeki diğer yıldızlarla karşılaştırıldığında Güneş bir cüce yıldızdır ve derinliklerinde hidrojenin helyuma dönüştüğü normal yıldızlar kategorisine aittir. Öyle ya da böyle, yıldız türleri kabaca ayrı ayrı yaşam döngüsünü tanımlar
Yazarın kitabından"YAŞAM DÜNYASI" (Lebenswelt), Husserl'in geç dönem fenomenolojisinin merkezi kavramlarından biridir ve onun tarafından, bilincin dünya bağlantılarına ilişkin sorunları ele alarak katı bir şekilde fenomenolojik yöntemin dar ufkunu aşmanın bir sonucu olarak formüle edilmiştir. "Dünya"nın bu şekilde dahil edilmesi
Yazarın kitabındanBir virüsün yaşam döngüsü Her virüs, hücreye kendine özgü bir yöntemle nüfuz eder. İçeri girdikten sonra, en azından kısmen açığa çıkması için öncelikle dış giysilerini çıkarmalıdır. nükleik asit ve kopyalamaya başlayın. Virüsün işi iyi organize edilmiştir.
Farklı Kütlelerdeki Yıldızların Evrimi
Gökbilimciler tek bir yıldızın yaşamını başından sonuna kadar gözlemleyemezler, çünkü en kısa ömürlü yıldızlar bile milyonlarca yıldır var olurlar. daha uzun ömür tüm insanlığın. Zaman içinde değişim fiziksel özellikler Ve kimyasal bileşim yıldızlar, yani Gökbilimciler yıldızların evrimini, evrimin farklı aşamalarındaki birçok yıldızın özelliklerini karşılaştırarak inceliyorlar.
Yıldızların gözlemlenen özelliklerini birbirine bağlayan fiziksel modeller, yıldızların ayrı gruplar oluşturduğu Hertzsprung - Russell diyagramı olan renk-parlaklık diyagramında yansıtılır - diziler: yıldızların ana dizisi, süperdev dizileri, parlak ve sönük devler, altdevler, alt cüceler ve beyaz cüceler.
Yaşamının büyük bölümünde herhangi bir yıldız, renk-parlaklık diyagramının ana dizisi adı verilen bölgede yer alır. Kompakt bir kalıntının oluşmasından önce yıldızın evriminin diğer tüm aşamaları bu sürenin %10'undan fazlasını almaz. Galaksimizde gözlemlenen yıldızların çoğunun Güneş'in kütlesinde veya daha az olan mütevazı kırmızı cüceler olmasının nedeni budur. Ana dizi, gözlemlenen tüm yıldızların yaklaşık %90'ını içerir.
Bir yıldızın ömrü ve sonunda neye dönüştüğü hayat yolu tamamen kütlesi tarafından belirlenir. Kütlesi Güneş'ten daha büyük olan yıldızlar, Güneş'ten çok daha az yaşarlar ve en büyük yıldızların ömrü yalnızca milyonlarca yıldır. Yıldızların büyük çoğunluğunun ömrü yaklaşık 15 milyar yıldır. Bir yıldız enerji kaynaklarını tükettikten sonra soğumaya ve büzülmeye başlar. Yıldız evriminin son ürünü, yoğunluğu sıradan yıldızlarınkinden kat kat fazla olan kompakt, devasa nesnelerdir.
Farklı kütlelerdeki yıldızlar üç durumdan birinde bulunur: beyaz cüceler, nötron yıldızları veya kara delikler. Yıldızın kütlesi küçükse, çekim kuvvetleri nispeten zayıf olur ve yıldızın sıkışması (yerçekimi çökmesi) durur. Kararlı bir beyaz cüce durumuna geçiş yapar. Kütle kritik bir değeri aşarsa sıkıştırma devam eder. çok yüksek yoğunluk elektronlar protonlarla birleşerek nötronları oluşturur. Yakında, yıldızın neredeyse tamamı yalnızca nötronlardan oluşuyor ve o kadar büyük bir yoğunluğa sahip ki, büyük yıldız kütlesi birkaç kilometre yarıçaplı çok küçük bir topta yoğunlaşıyor ve sıkıştırma duruyor - bir nötron yıldızı oluşuyor. Eğer yıldızın kütlesi, nötron yıldızının oluşması bile kütleçekimsel çöküşü durduramayacak kadar büyükse, o zaman yıldızın evriminin son aşaması kara delik olacaktır.
Her birimiz hayatımızda en az bir kez yıldızlı gökyüzüne bakmışızdır. Birisi bu güzelliğe baktı, romantik duygular yaşadı, diğeri tüm bu güzelliğin nereden geldiğini anlamaya çalıştı. Uzaydaki yaşam, gezegenimizdeki yaşamın aksine farklı bir hızda akıyor. Süre uzay kendi kategorilerinde yaşar, Evrendeki mesafeler ve boyutlar devasadır. Galaksilerin ve yıldızların evriminin sürekli gözümüzün önünde gerçekleştiğini nadiren düşünüyoruz. Sonsuz uzaydaki her nesne belirli bir sürecin sonucudur. fiziksel süreçler. Galaksilerin, yıldızların ve hatta gezegenlerin ana gelişim aşamaları vardır.
Gezegenimiz ve hepimiz yıldızımıza bağlıyız. Güneş, sıcaklığıyla bizi ne kadar memnun edecek, Güneş Sistemine hayat verecek? Milyonlarca, milyarlarca yıl sonra gelecekte bizi neler bekliyor? Bu bağlamda, astronomik nesnelerin evrim aşamaları, yıldızların nereden geldiği ve bu harika armatürlerin gece gökyüzündeki ömrünün nasıl sona erdiği hakkında daha fazla bilgi edinmek ilginçtir.
Yıldızların kökeni, doğuşu ve evrimi
Samanyolu galaksimizde ve tüm Evrende yaşayan yıldızların ve gezegenlerin evrimi, çoğunlukla iyi çalışılmış. Uzayda, kökenin anlaşılmasına yardımcı olan fizik yasaları sarsılmazdır. uzay nesneleri. Güvenmek bu durumda Evrenin oluşum sürecine ilişkin şu anda baskın doktrin olan Büyük Patlama teorisi tarafından benimsenmiştir. Evreni sarsan ve evrenin oluşumuna yol açan olay, kozmik standartlara göre ışık hızındadır. Evren için bir yıldızın doğumundan ölümüne kadar anlar geçer. Geniş mesafeler Evrenin sabit olduğu yanılsamasını yaratır. Uzaklarda parıldayan bir yıldız milyarlarca yıl boyunca üzerimizde parlıyor, o zaman artık var olmayabilir.
Galaksinin ve yıldızların evrimi teorisi, Big Bang teorisinin geliştirilmiş halidir. Yıldızların doğuşu ve ortaya çıkışı doktrini yıldız sistemleri olup bitenlerin ölçeği ve bir bütün olarak Evrenin aksine gözlemlenebilen zaman çerçevesi bakımından farklılık gösterir modern araçlar bilim.
Yıldızların yaşam döngüsünü incelerken bize en yakın yıldız örneğini kullanabilirsiniz. Güneş, görüş alanımızdaki yüz trilyonlarca yıldızdan biridir. Ayrıca Dünya'dan Güneş'e olan mesafe (150 milyon km), nesneyi ayrılmadan incelemek için eşsiz bir fırsat sağlar. güneş sistemi. Elde edilecek bilgiler, diğer yıldızların nasıl yapılandırıldığını, bu devasa ısı kaynaklarının ne kadar çabuk tükendiğini, bir yıldızın gelişim aşamalarının neler olduğunu ve bu sessiz ve loş parlak yaşamın sonunun ne olacağını detaylı bir şekilde anlamayı mümkün kılacak. veya köpüklü, patlayıcı.
Sonrasında büyük patlama küçük parçacıklar trilyonlarca yıldız için “doğum hastanesi” haline gelen yıldızlararası bulutlar oluşturdu. Sıkıştırma ve genişleme sonucunda tüm yıldızların aynı anda doğması karakteristiktir. Kozmik gaz bulutlarındaki sıkışma, kendi kütle çekiminin etkisi altında ve civardaki yeni yıldızlarda da benzer süreçlerin etkisiyle meydana geldi. Genişleme, yıldızlararası gazın iç basıncının bir sonucu olarak ve gaz bulutu içindeki manyetik alanların etkisi altında ortaya çıktı. Aynı zamanda bulut, kütle merkezinin etrafında serbestçe dönüyordu.
Patlama sonrasında oluşan gaz bulutlarının %98'i atomik ve moleküler hidrojen ve helyumdan oluşuyor. Bu masifin sadece %2'si toz ve katı mikroskobik parçacıklardan oluşuyor. Daha önce herhangi bir yıldızın merkezinde, bir milyon dereceye kadar ısıtılan bir demir çekirdeğinin bulunduğuna inanılıyordu. Yıldızın devasa kütlesini açıklayan da bu yöndü.
Yüzleşmede fiziksel güç Enerjinin salınmasından kaynaklanan ışık gaz bulutuna nüfuz etmediği için sıkıştırma kuvvetleri galip geldi. Işık, açığa çıkan enerjinin bir kısmıyla birlikte dışarıya doğru yayılır ve yoğun gaz birikiminin içinde sıfırın altında bir sıcaklık ve düşük basınç bölgesi oluşturur. Bu durumda olan kozmik gaz hızla büzülür, yerçekimi çekim kuvvetlerinin etkisi parçacıkların yıldız maddesi oluşturmaya başlamasına yol açar. Gaz birikimi yoğun olduğunda yoğun sıkıştırma gaz oluşumuna yol açar. yıldız kümesi. Gaz bulutunun boyutu küçük olduğunda, sıkıştırma tek bir yıldızın oluşmasına yol açar.
Olan bitenin kısa bir açıklaması, gelecekteki yıldızın iki aşamadan geçmesidir - bir protostar durumuna hızlı ve yavaş sıkıştırma. Basitçe söylemek gerekirse ve açık bir dille, hızlı sıkıştırma yıldız maddesinin önyıldızın merkezine doğru düşmesidir. Protostarın oluşan merkezinin arka planında yavaş sıkıştırma meydana gelir. Sonraki yüzbinlerce yıl boyunca yeni oluşumun boyutu küçülür ve yoğunluğu milyonlarca kat artar. Yavaş yavaş, yıldız maddesinin yüksek yoğunluğu nedeniyle protostar opak hale gelir ve devam eden sıkıştırma, iç reaksiyon mekanizmasını tetikler. İç basınç ve sıcaklıktaki artış, gelecekteki yıldızın kendi ağırlık merkezinin oluşmasına yol açar.
Önyıldız milyonlarca yıl boyunca bu durumda kalır, yavaş yavaş ısı yayar ve giderek küçülerek boyutu küçülür. Sonuç olarak yeni yıldızın hatları ortaya çıkıyor ve maddesinin yoğunluğu suyun yoğunluğuyla karşılaştırılabilir hale geliyor.
Ortalama olarak yıldızımızın yoğunluğu 1,4 kg/cm3'tür; bu da tuzlu Ölü Deniz'deki suyun yoğunluğuyla hemen hemen aynıdır. Merkezde Güneş'in yoğunluğu 100 kg/cm3'tür. Yıldız maddesi içeride değil sıvı hal ancak plazma halinde bulunur.
Yaklaşık 100 milyon K'lık muazzam basınç ve sıcaklığın etkisi altında, hidrojen döngüsünün termonükleer reaksiyonları başlar. Sıkıştırma durur, yerçekimi enerjisi hidrojenin termonükleer yanmasına dönüştüğünde nesnenin kütlesi artar. Bu andan itibaren enerji yayan yeni yıldız kütle kaybetmeye başlar.
Yukarıda açıklanan yıldız oluşumunun versiyonu, bir yıldızın evriminin ve doğuşunun ilk aşamasını tanımlayan yalnızca ilkel bir diyagramdır. Bugün galaksimizdeki ve Evrenin her yerindeki bu tür süreçler, yıldız malzemesinin yoğun tükenmesi nedeniyle neredeyse görünmezdir. Galaksimizin tüm bilinçli gözlem tarihi boyunca, yalnızca yeni yıldızların izole edilmiş görünümleri kaydedildi. Evren ölçeğinde bu rakam yüzlerce, binlerce kat arttırılabilir.
Yaşamlarının büyük bölümünde ön yıldızlar tozlu bir kabuk tarafından insan gözünden gizlenir. Çekirdekten gelen radyasyon yalnızca kızılötesinde gözlemlenebilir, bu da bir yıldızın doğuşunu görmenin tek yoludur. Örneğin, 1967'de Orion Bulutsusu'nda astrofizikçiler kızılötesi aralığı keşfettiler. yeni yıldız radyasyon sıcaklığı 700 derece Kelvin idi. Daha sonra, protostarların doğum yerinin yalnızca galaksimizde değil, aynı zamanda Evrenin diğer uzak köşelerinde de bulunan kompakt kaynaklar olduğu ortaya çıktı. Ayrıca kızılötesi radyasyon Yeni yıldızların doğduğu yerler yoğun radyo sinyalleriyle işaretleniyor.
Çalışma süreci ve yıldızların evrimi
Yıldızları tanıma sürecinin tamamı birkaç aşamaya ayrılabilir. Başlangıçta yıldıza olan mesafeyi belirlemelisiniz. Yıldızın bizden ne kadar uzakta olduğu ve ışığın ne kadar süredir ondan geldiğine dair bilgiler, bu süre zarfında yıldızın başına neler geldiğine dair fikir veriyor. İnsanoğlu uzak yıldızlara olan mesafeyi ölçmeyi öğrendikten sonra yıldızların güneşlerle aynı olduğu anlaşıldı. farklı boyutlar ve ile farklı kaderler. Yıldıza olan mesafeyi, ışık seviyesini ve yayılan enerji miktarını bilmek, yıldızın termonükleer füzyon sürecini izlemek için kullanılabilir.
Yıldıza olan mesafeyi belirledikten sonra yıldızın kimyasal bileşimini hesaplamak, yapısını ve yaşını öğrenmek için spektral analizden yararlanabilirsiniz. Spektrografın ortaya çıkışı sayesinde bilim insanları yıldız ışığının doğasını inceleme fırsatına sahip oldu. Bu cihaz belirleyebilir ve ölçebilir gaz bileşimi Bir yıldızın sahip olduğu yıldız maddesi farklı aşamalar onun varlığından.
Bilim adamları, Güneş'in ve diğer yıldızların enerjisinin spektral analizini inceleyerek yıldızların ve gezegenlerin evriminin ortak köklere sahip olduğu sonucuna vardılar. Tüm kozmik cisimler aynı türde, benzer kimyasal bileşime sahip olan ve Büyük Patlama sonucunda ortaya çıkan aynı maddeden kaynaklanan maddelerdir.
Yıldız maddesi gezegenimizle aynı kimyasal elementlerden (hatta demirden) oluşur. Tek fark, belirli elementlerin miktarında ve Güneş'te ve Dünya'nın gök kubbesinde meydana gelen süreçlerdedir. Yıldızları Evrendeki diğer nesnelerden ayıran şey budur. Yıldızların kökeni başka bir bağlamda ele alınmalıdır. fiziksel disiplin — kuantum mekaniği. Bu teoriye göre yıldız maddesini belirleyen madde, sürekli bölünen atomlardan ve kendi mikrokozmosunu oluşturan temel parçacıklardan oluşur. Bu açıdan yıldızların yapısı, bileşimi, yapısı ve evrimi ilgi çekicidir. Anlaşıldığı üzere, yıldızımızın ve diğer birçok yıldızın kütlesinin büyük kısmı yalnızca iki elementten oluşuyor: hidrojen ve helyum. Teorik model Bir yıldızın yapısını anlatan bu yıldızın yapısını ve diğer uzay nesnelerinden temel farkını anlamamızı sağlayacaktır.
Ana özellik, Evrendeki birçok nesnenin belirli bir boyuta ve şekle sahip olması, buna karşın bir yıldızın geliştikçe boyutunu değiştirebilmesidir. Sıcak gaz, birbirine gevşek bir şekilde bağlı atomların birleşimidir. Bir yıldızın oluşumundan milyonlarca yıl sonra yıldız maddesinin yüzey tabakası soğumaya başlar. Yıldız, enerjisinin çoğunu, boyutu azalarak veya artarak uzaya verir. Isı ve enerji yıldızın içinden yüzeye aktarılarak radyasyonun yoğunluğu etkilenir. Başka bir deyişle aynı yıldız farklı dönemler varlığı farklı görünüyor. Hidrojen döngüsünün reaksiyonlarına dayanan termonükleer süreçler, hafif hidrojen atomlarının daha ağır elementlere (helyum ve karbon) dönüşmesine katkıda bulunur. Astrofizikçiler ve nükleer bilim adamlarına göre böyle bir termonükleer reaksiyon, üretilen ısı miktarı açısından en etkili olanıdır.
Neden böyle bir reaktörün patlamasıyla çekirdeğin termonükleer füzyonu bitmiyor? Mesele şu ki, içindeki yerçekimi alanının kuvvetleri, yıldız maddesini sabit bir hacimde tutabiliyor. Bundan kesin bir sonuç çıkarabiliriz: Herhangi bir yıldız, yerçekimi kuvvetleri ile termonükleer reaksiyonların enerjisi arasındaki denge nedeniyle boyutunu koruyan devasa bir cisimdir. Böyle ideal bir doğal modelin sonucu, çalışabilen bir ısı kaynağıdır. uzun zaman. Dünya üzerindeki ilk yaşam formlarının 3 milyar yıl önce ortaya çıktığı varsayılmaktadır. O uzak zamanlarda güneş, tıpkı şimdi olduğu gibi gezegenimizi ısıtıyordu. Sonuç olarak, yayılan ısının ölçeğinin değişmesine rağmen yıldızımız çok az değişti ve güneş enerjisi devasa - saniyede 3-4 milyon tondan fazla.
Yıldızımızın var olduğu yıllar içerisinde ne kadar ağırlık kaybettiğini hesaplamak zor değil. Bu çok büyük bir rakam olacak, ancak muazzam kütlesi ve yüksek yoğunluğu nedeniyle Evren ölçeğindeki bu tür kayıplar önemsiz görünüyor.
Yıldız evriminin aşamaları
Yıldızın kaderi, yıldızın başlangıçtaki kütlesine ve kimyasal bileşimine bağlıdır. Hidrojenin ana rezervleri çekirdekte yoğunlaşırken, yıldız ana dizi adı verilen bölgede kalıyor. Yıldızın boyutunun artma eğilimi ortaya çıktığı anda bu, termonükleer füzyonun ana kaynağının kuruduğu anlamına gelir. Göksel bedenin dönüşümünün uzun son yolu başladı.
Evrende oluşan armatürler başlangıçta en yaygın üç türe ayrılır:
- normal yıldızlar (sarı cüceler);
- cüce yıldızlar;
- dev yıldızlar.
Düşük kütleli yıldızlar (cüceler) hidrojen rezervlerini yavaş yavaş yakarak hayatlarını oldukça sakin yaşarlar.
Bu tür yıldızlar Evrende çoğunluktadır ve sarı cüce olan yıldızımız da onlardan biridir. Yaşlılığın başlamasıyla birlikte sarı cüce, kırmızı dev veya süper dev haline gelir.
Yıldızların kökeni teorisine göre Evrendeki yıldız oluşum süreci henüz sona ermemiştir. Galaksimizdeki en parlak yıldızlar Güneş'e kıyasla sadece en büyükleri değil aynı zamanda en gençleridir. Astrofizikçiler ve gökbilimciler bu tür yıldızlara mavi süperdevler adını veriyor. Sonunda trilyonlarca yıldızla aynı kaderi paylaşacaklar. Önce hızlı bir doğum, parlak ve ateşli hayat bundan sonra yavaş yavaş bir bozulma dönemi başlar. Güneş büyüklüğündeki yıldızların ana dizide (orta kısımda) yer alması nedeniyle uzun bir yaşam döngüsü vardır.
Yıldızın kütlesine ilişkin verileri kullanarak şunu varsayabiliriz: evrimsel yol gelişim. Bu teorinin açık bir örneği yıldızımızın evrimidir. Hiçbir şey sonsuza kadar sürmez. Termonükleer füzyon sonucunda hidrojen helyuma dönüştürülür, dolayısıyla orijinal rezervleri tüketilir ve azalır. Bir gün, çok yakında değil, bu rezervler tükenecek. Güneşimizin boyutunu değiştirmeden 5 milyar yıldan fazla bir süre boyunca parlamaya devam ettiği göz önüne alındığında, yıldızın olgun yaşının hala yaklaşık aynı süre devam edebildiği anlaşılmaktadır.
Hidrojen rezervlerinin tükenmesi, yerçekiminin etkisi altında güneşin çekirdeğinin hızla küçülmeye başlamasına yol açacaktır. Çekirdeğin yoğunluğu çok yüksek olacak ve bunun sonucunda termonükleer işlemler çekirdeğe bitişik katmanlara doğru hareket edecektir. Termonükleer reaksiyonların geçişinden kaynaklanabilecek bu duruma çöküş denir. üst katmanlar yıldızlar. Sonuç olarak yüksek basınç Helyum içeren termonükleer reaksiyonlar tetiklenir.
Yıldızın bu kısmındaki hidrojen ve helyum rezervleri milyonlarca yıl yetecek. Hidrojen rezervlerinin tükenmesi, radyasyon yoğunluğunun artmasına, kabuğun boyutunda ve yıldızın kendisinin boyutunda bir artışa yol açması çok uzun sürmeyecek. Bunun sonucunda Güneşimiz çok büyüyecek. Bu resmi bundan on milyarlarca yıl sonra hayal ederseniz, gökyüzünde göz kamaştırıcı parlak bir disk yerine, devasa büyüklükte, sıcak kırmızı bir disk asılı kalacaktır. Kırmızı devler bir yıldızın evriminin doğal bir aşamasıdır. geçiş durumu değişken yıldızlar kategorisine girer.
Bu dönüşüm sonucunda Dünya'nın Güneş'e olan mesafesi azalacak ve böylece Dünya etki alanına girecektir. güneş korona ve içinde "kızartmaya" başlayacak. Gezegenin yüzeyindeki sıcaklık on kat artacak, bu da atmosferin yok olmasına ve suyun buharlaşmasına yol açacak. Sonuç olarak gezegen cansız, kayalık bir çöle dönüşecek.
Yıldız evriminin son aşamaları
Kırmızı dev aşamasına ulaşmış olan normal yıldız etkisi altında yerçekimi süreçleri beyaz cüce olur. Bir yıldızın kütlesi yaklaşık olarak Güneşimizin kütlesine eşitse, içindeki tüm ana süreçler, dürtüler veya patlayıcı reaksiyonlar olmadan sakin bir şekilde gerçekleşecektir. Beyaz cüce uzun bir süre yanarak yanarak ölecek.
Yıldızın başlangıçta Güneş'in 1,4 katından daha büyük bir kütleye sahip olduğu durumlarda, beyaz cüce son aşama olmayacak. Yıldızın içinde büyük bir kütle varken, yıldız maddesinin atomik düzeyde sıkışması süreçleri, moleküler seviye. Protonlar nötronlara dönüşür, yıldızın yoğunluğu artar ve boyutu hızla küçülür.
Bilim tarafından bilinen nötron yıldızlarının çapı 10-15 km'dir. Bu kadar küçük bir boyuta sahip bir nötron yıldızı devasa bir kütleye sahiptir. Bir santimetreküp Yıldız maddesi milyarlarca ton ağırlığında olabilir.
Başlangıçta bir yıldızla ilgilenseydik büyük kütle Evrimin son aşaması başka biçimler alır. Devasa bir yıldızın kaderi, keşfedilmemiş doğası ve öngörülemeyen davranışı olan bir nesne olan bir kara deliktir. Yıldızın büyük kütlesi, yerçekimi kuvvetlerinde artışa katkıda bulunarak sıkıştırma kuvvetlerini harekete geçirir. Bu süreci duraklatmak mümkün değildir. Maddenin yoğunluğu sonsuz hale gelinceye kadar artar ve tekil bir uzay oluşur (Einstein'ın görelilik teorisi). Böyle bir yıldızın yarıçapı eninde sonunda sıfıra eşit uzayda bir kara delik haline geliyor. Büyük ve süper kütleli yıldızlar uzayın çoğunu kaplasaydı, önemli ölçüde daha fazla kara delik olurdu.
Kırmızı bir devin dönüştüğünde şunu belirtmek gerekir: nötron yıldızı ya da bir kara deliğin içinde evren hayatta kalabilir benzersiz fenomen- yeni bir uzay nesnesinin doğuşu.
Bir süpernovanın doğuşu, yıldızların evrimindeki en muhteşem son aşamadır. Burada geçerli doğal hukuk doğa: bir bedenin varlığının sona ermesi yeni bir hayata yol açar. Bir süpernovanın doğuşu gibi bir döngünün dönemi esas olarak büyük yıldızlarla ilgilidir. Tükenmiş hidrojen rezervleri, termonükleer füzyon sürecine helyum ve karbonun dahil edilmesine yol açar. Bu reaksiyon sonucunda basınç yeniden artar ve yıldızın merkezinde demir bir çekirdek oluşur. Güçlü çekim kuvvetlerinin etkisi altında kütle merkezi yıldızın orta kısmına kayar. Çekirdek o kadar ağırlaşır ki kendi yerçekimine karşı koyamaz. Sonuç olarak çekirdeğin hızlı bir şekilde genişlemesi başlar ve bu da anında bir patlamaya yol açar. Bir süpernovanın doğuşu bir patlamadır, canavarca bir kuvvetin şok dalgasıdır, Evrenin uçsuz bucaksız alanlarında parlak bir parıltıdır.
Güneşimizin olmadığı unutulmamalıdır. büyük yıldız Dolayısıyla benzer bir kader onu tehdit etmiyor ve gezegenimizin böyle bir sondan korkmaması gerekiyor. Çoğu durumda, süpernova patlamaları uzak galaksilerde meydana gelir ve bu nedenle nadiren tespit edilirler.
Sonuç olarak
Yıldızların evrimi on milyarlarca yıla yayılan bir süreçtir. Gerçekleşen süreçlere dair düşüncemiz sadece matematiksel ve fiziksel bir model, bir teoridir. Dünya zamanı, Evrenimizin yaşadığı devasa zaman döngüsünde yalnızca bir andır. Biz ancak milyarlarca yıl önce olanları gözlemleyebilir ve gelecek nesil dünyalıların nelerle karşılaşabileceğini hayal edebiliriz.
Sorularınız varsa makalenin altındaki yorumlara bırakın. Biz veya ziyaretçilerimiz onlara cevap vermekten mutluluk duyacağız