Her birimiz hayatında en az bir kez yıldızlı gökyüzüne baktık. Biri bu güzelliğe baktı, romantik duygular yaşadı, diğeri bütün bu güzelliğin nereden geldiğini anlamaya çalıştı. Uzayda yaşam, gezegenimizdeki yaşamın aksine, farklı bir hızla akar. Uzayda zaman kendi kategorilerinde yaşar, Evrendeki mesafeler ve büyüklükler muazzamdır. Gözlerimizin sürekli galaksileri ve yıldızları evrimleştiği gerçeğini nadiren düşünüyoruz. Sonsuz uzayda her nesne, belirli fiziksel işlemlerin sonucudur. Gökadalar, yıldızlar ve hatta gezegenlerin büyük gelişim evreleri vardır.
Gezegenimiz ve hepimiz aydınlığımıza güveniyoruz. Güneş bizi sıcaklığına, yaşamı güneş sistemine solumasına ne kadar sürer? Gelecekte bizi milyonlarca ve milyarlarca yılda neler bekliyor? Bu bağlamda, astronomik nesnelerin evriminin aşamaları, yıldızların nereden geldiği ve gece gökyüzünde bu harika ışıkların ömrünün nasıl sona erdiği hakkında daha fazla şey öğrenmek ilginçtir.
Yıldızların kökeni, doğuşu ve evrimi
Samanyolu galaksimizde ve bütün Evren'de yaşayan yıldızların ve gezegenlerin evrimi, büyük ölçüde iyi çalışılmıştır. Kozmik nesnelerin kökenini anlamaya yardımcı olan fizik yasaları, uzayda sarsılmaz bir şekilde çalışır. Bu durumda temeli, şimdi Evrenin kökenine dair baskın doktrin olan Büyük Patlama teorisine dayanmaktadır. Evreni sarsan ve evrenin oluşumuna yol açan olay, uzay standartlarına göre, yıldırım hızlandı. Uzay için, bir yıldızın doğumundan ölümüne kadar, anlar geçer. Büyük mesafeler, evrenin sabrı yanılsamasını yaratır. Uzaklarda parlayan bir yıldız bizi milyarlarca yıldır parlatıyor, o zaman olmayabilir.
Galaksilerin ve yıldızların evrimi teorisi Big Bang teorisinin bir gelişimidir. Yıldızların doğuşu ve yıldız sistemlerinin ortaya çıkması doktrini ölçek ve zamanlama açısından farklıdır, ki bu, evrenin aksine, modern bilim araçlarıyla gözlemlenebilir.
Yıldızların yaşam döngüsünü incelemek bize en yakın ışık örneğinde mümkündür. Güneş, görüş alanımızdaki yüz trilyonlarca yıldızdan biridir. Ek olarak, Dünya'dan Güneş'e (150 milyon km) olan mesafe, Güneş Sistemi'nin sınırlarını bırakmadan bir nesneyi keşfetmek için eşsiz bir fırsat sunar. Elde edilen bilgiler, diğer yıldızların nasıl düzenlendiğini, bu dev ısı kaynaklarının ne kadar çabuk tükendiğini, bir yıldızın gelişim aşamalarının ne olduğunu ve bu parlak hayatın sonunun ne olacağını - sessiz ve loş veya ışıltılı, patlayıcı - detaylı olarak anlayabilecektir.
Büyük Patlama'dan sonra, minik parçacıklar trilyonlarca yıldız için “hastane” haline gelen yıldızlararası bulutları oluşturdu. Kasılma ve genişleme sonucu tüm yıldızların aynı anda doğması karakteristiktir. Kozmik gaz bulutlarındaki sıkıştırma, mahalledeki yeni yıldızlarda kendi yer çekimi ve benzeri işlemlerin etkisiyle gerçekleşti. Genişleme, yıldızlararası gazın iç basıncı nedeniyle ve gaz bulutu içindeki manyetik alanların etkisiyle ortaya çıkmıştır. Aynı zamanda, bulut kütle merkezinin etrafında serbestçe dönüyordu.
Patlamadan sonra oluşan gaz bulutları% 98'i atomik ve moleküler hidrojen ve helyumdan oluşmaktadır. Bu dizideki sadece% 2'si toz ve katı mikroskopik partiküller için geçerlidir. Önceden, herhangi bir yıldızın merkezinde, bir milyon derecelik bir sıcaklığa kadar ısıtılan demirin çekirdeği olduğuna inanılıyordu. Bu özellik, armatürün devasa kütlesini açıkladı.
Fiziksel kuvvetlerin muhalefetinde, enerji serbest bırakılmasından kaynaklanan ışık gaz bulutuna nüfuz etmediğinden sıkıştırma kuvvetleri üstün geldi. Işık, yayılan enerjinin bir kısmı ile birlikte dışarıya doğru yayılarak, yoğun bir gaz birikimi içinde negatif bir sıcaklık ve düşük bir basınç bölgesi yaratır. Böyle bir durumda, kozmik gaz hızla sıkıştırılır, yerçekimi çekim kuvvetlerinin etkisi parçacıkların yıldızsal madde oluşturmaya başlamasına neden olur. Bir gaz kümesi yoğun olduğunda, yoğun sıkıştırma bir yıldız kümesinin oluşumuna yol açar. Gaz bulutunun büyüklüğü önemsiz olduğunda, sıkıştırma tek bir yıldızın oluşumuna yol açar.
Neler olduğuna dair kısa bir açıklama, yıldızın geleceğinin iki aşamadan geçtiği - protostarın durumuna hızlı ve yavaş sıkıştırma. Basit ve anlaşılabilir bir dille konuşan hızlı sıkıştırma, yıldız maddesinin protostarın merkezine düşmesidir. Protostarın oluşturulmuş merkezinin arka planında yavaş sıkıştırma meydana gelir. Önümüzdeki yüz bin yıl boyunca, yeni oluşumun büyüklüğü azalır ve yoğunluğu milyonlarca kat artar. Yavaş yavaş, protostar yüksek yıldız yoğunluğu nedeniyle opak hale gelir ve sürekli sıkıştırma iç reaksiyonların mekanizmasını tetikler. İç basınç ve sıcaklıkların artması, gelecekteki yıldızın gelecekteki bir ağırlık merkezinin oluşmasına yol açar.
Bu durumda, protostar milyonlarca yıl boyunca kalır, yavaşça ısı vererek ve yavaş yavaş büzüşerek, boyut olarak küçülür. Sonuç olarak, yeni bir yıldızın kıvrımları ortaya çıkar ve maddenin yoğunluğu, su yoğunluğuyla karşılaştırılabilir hale gelir.
Ortalama olarak, yıldızımızın yoğunluğu 1.4 kg / cm3'tür - neredeyse Tuzlu Ölü Deniz'deki su yoğunluğuyla aynıdır. Güneş'in merkezinde 100 kg / cm3 bir yoğunluğa sahiptir. Yıldız maddesi sıvı halde değildir, ancak bir plazma şeklindedir.
Yaklaşık 100 milyon K büyük basınç ve sıcaklığın etkisi altında, hidrojen döngüsünün termonükleer reaksiyonları başlar. Sıkıştırma durur, yerçekimi enerjisi hidrojenin termonükleer yanmasına dönüştüğünde nesnenin kütlesi artar. Bu noktadan itibaren, yeni bir yıldız, enerji yayan, kütle kaybetmeye başlar.
Yukarıda açıklanan bir yıldızın oluşumu, evrimin ilk aşamasını ve bir yıldızın doğumunu tanımlayan ilkel bir şemadır. Bugün, galaksimizdeki ve tüm Evrenin içindeki bu tür işlemler, yıldız malzemesinin yoğun tükenmesinden dolayı neredeyse anlaşılmaz. Galaksimizin gözlemsel bilincinin tüm gözlem tarihi için, sadece yeni yıldızların yalıtılmış görünümleri kaydedildi. Evrenin ölçeğinde, bu rakam yüzlerce ve binlerce kez artırılabilir.
Yaşamlarının çoğu, protostarlar insan gözünden bir toz kabuğu ile gizlenir. Çekirdeğin emisyonu yalnızca bir yıldızın doğumunu görmenin tek yolu olan kızılötesi aralıkta gözlenebilir. Örneğin, 1967'de, Orion Nebula'daki astronomik bilim insanları, radyasyon sıcaklığı 700 derece Kelvin olan yeni bir yıldız keşfetti. Daha sonra, protostarların doğum yerinin sadece galaksimizde değil, aynı zamanda bizden uzak olan evrenin diğer bölümlerinde de mevcut olan kompakt kaynaklar olduğu ortaya çıktı. Kızılötesi radyasyona ek olarak, yeni yıldızların doğum yerleri yoğun radyo sinyalleriyle işaretlenir.
Çalışma süreci ve yıldızların evrimi
Yıldızları tanımanın bütün süreci birkaç aşamaya ayrılabilir. En başta, yıldızla olan mesafeyi belirleyin. Yıldızın bizden ne kadar uzak olduğu, ışığın ondan ne kadar süre geçtiği hakkında bilgi, tüm bu zaman boyunca yıldıza ne olduğu hakkında bir fikir verir. Bir kişi uzak yıldızlara olan mesafeyi ölçmeyi öğrendikten sonra, yıldızların aynı güneş olduğu, sadece farklı boyutlarda ve farklı kaderlere sahip olduğu anlaşıldı. Yıldıza olan mesafeyi, ışık seviyesini ve yayılan enerji miktarını bilmek, yıldızın termonükleer füzyon işlemini izleyebilir.
Yıldıza olan mesafenin belirlenmesinin ardından, spektral analiz kullanılarak yıldızın kimyasal bileşimini hesaplayabilir ve yapısını ve yaşını öğrenebilir. Spektrografın görünümü sayesinde, bilim adamları yıldızların ışığının doğasını incelemişlerdir. Bu cihaz, yıldızın varlığının farklı aşamalarında sahip olduğu yıldız maddenin gaz bileşimini belirleyebilir ve ölçebilir.
Güneş ve diğer yıldızların enerjisinin spektral analizini inceleyen bilim adamları, yıldızların ve gezegenlerin evriminin ortak kökleri olduğu sonucuna vardılar. Tüm kozmik gövdeler aynı tipte, benzer kimyasal bileşime sahiptir ve Büyük Patlamadan kaynaklanan aynı maddeden türetilmiştir.
Yıldız maddesi gezegenimizle aynı kimyasal elementlerden (demire kadar) oluşur. Aradaki tek fark, bu veya diğer unsurların sayısında ve Güneş'te ve yerin ateşlenmesinde meydana gelen süreçlerdir. Bu, yıldızları evrendeki diğer nesnelerden ayırır. Yıldızların kökeni de başka bir fiziksel disiplin - kuantum mekaniği bağlamında düşünülmelidir. Bu teoriye göre, yıldız maddeyi belirleyen madde sürekli bölünen atomlardan ve kendi parçacıklarını oluşturan temel parçacıklardan oluşur. Bu ışıkta ilgi çeken, yıldızların yapısı, bileşimi, yapısı ve evrimidir. Anlaşıldığı üzere, yıldızımızın ana kütlesi ve diğer birçok yıldız, sadece iki elementten sorumludur - hidrojen ve helyum. Yıldızın yapısını tanımlayan teorik bir model, yapılarını ve diğer uzay nesnelerinden temel farkı anlamalarına yardımcı olacaktır.
Başlıca özelliği, Evrendeki birçok nesnenin belirli bir boyuta ve şekle sahip olmasıdır, oysa ki bir yıldız büyüdükçe boyutunu değiştirebilir. Sıcak gaz birbirine zayıf şekilde bağlanmış bir atom bileşiğidir. Yıldız oluşumundan milyonlarca yıl sonra, yıldız maddenin yüzey katmanının soğuması başlar. Yıldız enerjisinin çoğunu dış alana verir, küçülür veya büyür. Isı ve enerji transferi, radyasyonun yoğunluğunu etkileyen yıldızın iç bölgelerinden yüzeye gerçekleşir. Başka bir deyişle, varlığının farklı dönemlerinde aynı yıldız farklı görünüyor. Hidrojen döngüsünün reaksiyonlarına dayanan termonükleer işlemler, hafif hidrojen atomlarının daha ağır elementlere - helyum ve karbona dönüşmesine katkıda bulunur. Astrofizikçiler ve nükleer bilimcilerine göre, böyle bir termonükleer reaksiyon, salınan ısı miktarı açısından en etkili olanıdır.
Çekirdeğin termonükleer füzyonu neden böyle bir reaktörün patlamasıyla bitmiyor? Mesele şu ki, içindeki yerçekimi alanının kuvvetleri, yıldız maddeyi stabilize edilmiş hacim sınırları içinde tutabiliyor. Bundan kesin bir sonuç çıkarabiliriz: herhangi bir yıldız, çekim kuvveti ve termonükleer reaksiyonların enerjisi arasındaki dengeye bağlı olarak büyüklüğünü koruyan büyük bir cisimdir. Bu ideal doğal modelin sonucu, uzun süre çalışabilen bir ısı kaynağıdır. Dünyadaki ilk canlıların 3 milyar yıl önce ortaya çıktığı tahmin edilmektedir. O günlerde güneş şu anda olduğu gibi gezegenimizi ısındı. Sonuç olarak, yayılan ısı ve güneş enerjisi ölçeğinin çok büyük olmasına rağmen, saniyede 3-4 milyon tondan fazla olmasına rağmen, yıldızımız çok az değişti.
Yıldızımızın var olduğu yıllar boyunca ne kadar kilo verdiğini hesaplamak kolaydır. Bu çok büyük bir rakam olacak, ancak büyük kütlesi ve yoğunluğu nedeniyle, Evrendeki bu tür kayıplar önemsiz görünüyor.
Yıldızların evrimi aşamaları
Yıldızın kaderi, yıldızın ilk kütlesine ve bunun kimyasal bileşimine bağlıdır. Ana hidrojen rezervleri çekirdekte yoğunlaştığı sürece, yıldız ana dizidedir. Yıldızın boyutunu arttırma eğilimi olduğu anda, termonükleer füzyonun ana kaynağının kuruduğu anlamına gelir. Göksel bir cismin dönüşümünün uzun bir son yolu başladı.
Evrende oluşturulan aydınlatma armatürleri başlangıçta en yaygın üç türe ayrılır:
- normal yıldızlar (sarı cüceler);
- cüce yıldızlar;
- dev yıldızlar.
Düşük kütleli (cüceler) olan yıldızlar hidrojen depolarını yavaşça yakar ve hayatlarını sakin bir şekilde yaşarlar.
Bu tür yıldızlar Evrendeki çoğunluktur ve yıldızımız sarı bir cücedir. Yaşlanmanın başlangıcında, sarı cüce kırmızı bir dev ya da süperstan olur.
Yıldızların kökeni teorisine dayanarak, evrende yıldız oluşturma süreci sona ermemiştir. Galaksimizdeki en parlak yıldızlar, Güneş'e kıyasla sadece en büyüğü değil aynı zamanda en genç olanıdır. Astrofizikçiler ve astronomlar, bu yıldızlara mavi süperler diyor. Sonunda, trilyonlarca başka yıldızla karşılaşan aynı kaderi paylaşıyorlar. İlk olarak, hızlı doğum, zeki ve ateşli yaşam, bundan sonra yavaş bir çürüme dönemi geliyor. Güneş gibi yıldızlar ana dizilimde (orta kısımda) uzun bir yaşam döngüsüne sahiptir.
Bir yıldızın kütlesi hakkındaki verileri kullanarak, onun evrimsel gelişim yolunu varsayabiliriz. Bu teorinin açıklayıcı bir örneği yıldızımızın evrimidir. Hiçbir şey sonsuz değildir. Termonükleer füzyonun bir sonucu olarak, hidrojen helyuma dönüştürülür, bu nedenle başlangıçtaki rezervleri tüketilir ve azaltılır. Bazen, çok yakında bu hisse senetleri tükenecek. Güneşimizin 5 milyar yıldan fazla bir süre boyunca parlamaya devam ettiği gerçeğine bakılırsa, büyüklüğü değişmeden, yıldızın olgunluk yaşı hala aynı süre boyunca devam edebilir.
Hidrojen rezervlerinin tükenmesi, yerçekiminin etkisi altında güneşin çekirdeğinin hızla büzülmeye başlayacağı gerçeğine yol açacaktır. Çekirdek yoğunluğu çok yüksek olacak ve bunun sonucunda termonükleer işlemlerin çekirdeğe bitişik katmanlara hareket etmesi sağlanacaktır. Böyle bir duruma, yıldızın üst tabakalarındaki termonükleer reaksiyonların neden olabileceği çöküş denir. Yüksek basınç sonucu, helyum içeren termonükleer reaksiyonlar tetiklenir.
Yıldızın bu bölümünde hidrojen ve helyum arzı milyonlarca yıl sürecek. Çok geçmeden, hidrojen rezervlerinin tükenmesinin radyasyonun şiddetinde bir artışa, kabuğun boyutunda ve yıldızın kendisinin boyutunda bir artışa neden olacağı çok kısa değil. Sonuç olarak güneşimiz çok büyüyecek. Bu resmi milyarlarca yıl hayal edersek, göz kamaştırıcı bir parlak disk yerine, büyük boyutta sıcak kırmızı bir disk gökyüzüne asılacak. Kırmızı devler bir yıldızın evriminin doğal evresidir, değişken yıldız kategorisine geçişidir.
Bu dönüşümün bir sonucu olarak, Dünya'dan Güneş'e olan mesafe azaltılacak, böylece Dünya güneş koronasının etki bölgesine düşecek ve içinde “kızışmaya” başlayacaktır. Gezegenin yüzeyindeki sıcaklık on kat artacak ve bu da atmosferin kaybolmasına ve suyun buharlaşmasına neden olacaktır. Sonuç olarak, gezegen cansız bir kayalık çöle dönüşecek.
Yıldızların evriminin son aşamaları
Kızıl devin evresine ulaştıktan sonra, normal yıldız yerçekimi işlemlerinin etkisi altında beyaz bir cüce haline gelir. Yıldızın kütlesi Güneşimizin kütlesine yaklaşık olarak eşitse, içindeki tüm ana işlemler dürtü ve patlayıcı reaksiyonlar olmadan sessizce gerçekleşir. Beyaz cüce uzun süre ölecek ve külle solmaya başlayacak.
Yıldızın başlangıçta güneşin 1.4 katından fazla kütlesi olduğu durumlarda, beyaz cüce son aşama olmaz. Yıldızın içinde büyük bir kütle ile yıldız maddenin sıkıştırma işlemleri atomik, moleküler seviyede başlar. Protonlar nötronlara dönüşür, yıldızın yoğunluğu artar ve büyüklüğü hızla düşer.
Bilime bilinen nötron yıldızlarının çapı 10-15 km'dir. Böyle küçük boyutlarda nötron yıldızı büyük bir kütleye sahiptir. Bir santimetreküp yıldızlık yıldız, milyarlarca ton ağırlığında olabilir.
Başlangıçta büyük bir kitleye ait bir yıldızla uğraşmamız durumunda, evrimin son aşaması başka biçimlerde olur. Büyük bir yıldızın kaderi - bir kara delik - keşfedilmemiş doğası ve öngörülemeyen davranışı olan bir nesne. Yıldızın muazzam kütlesi, sıkıştırma kuvvetlerini harekete geçiren yerçekimi kuvvetlerinin artmasına katkıda bulunur. Bu işlemi askıya almak mümkün değildir. Maddenin yoğunluğu sonsuzluğa dönüşene kadar artar, tekil bir boşluk oluşturur (Einstein'ın görelilik teorisi). Böyle bir yıldızın yarıçapı sonunda sıfır olacak ve uzayda kara delik haline gelecektir. Kara delikler, eğer uzayda büyük ve süper kütleli yıldızlarla yerleşmişse, çok daha büyük olurdu.
Kırmızı bir devin bir nötron yıldızına veya bir kara deliğe dönüşümü sırasında, Evrenin benzersiz bir olguda - yeni bir uzay nesnesinin doğuşunda - hayatta kalabildiği belirtilmelidir.
Bir süpernova doğuşu, yıldızların evriminde en etkileyici son aşamadır. Здесь действует естественный закон природы: прекращение существование одного тела дает начало новой жизни. Период такого цикла, как рождение сверхновой, в основном касается массивных звезд. Израсходовавшиеся запасы водорода приводят к тому, что в процесс термоядерного синтеза включается гелий и углерод. В результате этой реакции давление снова растет, а в центре звезды образуется ядро железа. Под воздействием сильнейших гравитационных сил центр массы смещается в центральную часть звезды. Ядро становится настолько тяжелым, что неспособно противостоять собственной гравитации. Как следствие, начинается стремительное расширение ядра, приводящее к мгновенному взрыву. Рождение сверхновой - это взрыв, ударная волна чудовищной силы, яркая вспышка в бескрайних просторах Вселенной.
Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.
Sonuç olarak
Эволюция звезд - это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах - всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.
