"Güneş, Dünya büyüklüğünde bir elmas bırakacak." Gökbilimci Mihail Lisakov - yıldızların evrimi hakkında

Gökbilimcilerin sıklıkla karşılaştığı birçok efsane vardır. Örneğin, birçok kişi Jüpiter'in bir gün bir yıldıza dönüşebileceğinden emin. Ve her yıldız ömrünün sonunda patlayacaktır.

Fizikçi ve astronom Mihail Lisakov söylenmiş "Bilim Adamları Mitlere Karşı" forumunda, her yıldızın hangi yaşam yolundan geçtiği. Ayrıca evrimin sonunda Güneşimize ne olacağını açıklığa kavuşturdu ve altının neden kozmik bir metal olduğunu açıkladı. Bu forum tarafından barındırılmaktadırANTROPOGENEZ.RU"- kendi hesaplarında bir video yayınladılar Youtube kanalı. Ve Lifehacker dersi özetledi.

Hangi gök cismi yıldız olarak kabul edilebilir?

Anlamsız bir formülasyon var: Yıldız, ışınlarını gördüğümüz bir nesnedir.

Aslında, bu gerçekten bir şaka değil. Teleskopla çekilen uzay fotoğraflarına bakarsak puslu bulutlar ve parlak noktalar görürüz. Küçük sis lekeleri galaksilerdir. Birkaç ışın içeren parlak noktalar yıldızlardır.

Modern bir teleskobun optik sistemi öyle bir şekilde tasarlanmıştır ki, bir fotoğrafta ışık kırıldığında, ışınlar aslında yıldızlarda görünür. Ancak eski gökyüzü haritalarında, böyle teleskoplar olmadığında, insanlar yıldızları aynı şekilde tasvir ediyordu.

Sırrın ne olduğunu anlamak için bilim adamları küçük bir çalışma yürüttüler. Küçük ama parlak bir kaynakla insanların gözlerinin içine parladılar ve fotoğraf çektiler. retina. Retinadaki tüm deneklerin çok benzer görüntüler ürettiği ortaya çıktı. Yani, net bir merkez ve bu noktada kesişen ince çizgilerden oluşan bir bulut. Yani bu doğru: yıldızlar ışınları olan parlak gök cisimleridir.

Ve şimdi cidden. Bir yıldızın diğer uzaydan nasıl farklı olduğunu anlamak nesnelerMerkezine bir göz atalım. Termonükleer reaksiyonun sürekli olarak devam ettiği bir çekirdek vardır. Sonuç olarak, hafif elementler daha ağır olanlara dönüşür ve bu geçiş nedeniyle enerji açığa çıkar. Yıldızın dış katmanlarına aktarılır. Örneğin, büyük madde kütlelerini karıştırarak. Bu süreç şuna benziyor kaynamak bir tencerede su. Güneşimizin yüzeyini böyle görüyoruz.

Sürekli bir termonükleer reaksiyon, bir yıldızın ana ayırt edici özelliğidir.

Böyle bir füzyon için pozitif yüklü parçacıkların yani protonların birbirine çok yakın olması gerekir. Bu işlemi desteklemek için çok yüksek sıcaklık ve basınca ihtiyaç vardır. Ve reaksiyon sonucunda iki hidrojen atomundan veya dört protondan bir helyum atomu elde edilir.

Ancak dört protonun bu atomdan daha ağır olduğu bilinmektedir. Bu nedenle, farkın nereye gittiğini anlamanız gerekir.

Üç helyum atomu çarpışırsa, termonükleer füzyon sonucunda karbon atomu oluşur. Ancak bu daha da yüksek bir sıcaklık gerektirir. Ancak süreç karbonda da durmaz. Ardından oksijen sentezlenmeye başlar, ardından magnezyum. Ve böylece demire kadar. Bir yıldızın çekirdeğindeki daha ağır elementlerin sentezi artık kendiliğinden desteklenmiyor. Dışarıdan ek enerjiye ihtiyaç duyar.

Jüpiter'in de bir yıldız olması gerektiğine dair bir efsane var. Güneş, ama ters giden bir şeyler oldu. Bu bir efsanedir, çünkü bu gezegenin kütlesi sabit bir termonükleer reaksiyonu desteklemek için yeterli değildir. Sıcaklık ve basınç yeterince yüksek olmayacaktır. Bu nedenle, Jüpiter yalnızca bir koşulda yıldız olabilir: kütlesini yaklaşık 15 kat artıracaktır. Ama bu imkansız.

Yıldızlar nasıldır?

Açık bir günde gece gökyüzüne bakarsanız, farklı yıldız türleri görebilirsiniz:

• Parlak veya loş. Eskiden daha az görünür olduğu düşünülürdü yıldızlar bizden biraz daha uzaktalar. Ancak daha sonra gökbilimciler uzay nesnelerine olan mesafeleri ölçmeyi öğrendiler. Ve armatürlerin parlaklığının mesafelerine değil, güçlerine bağlı olduğunu öğrendiler. Bazı yıldızlar için bu parametre gerçekten de diğerlerinden daha büyüktür.
• Çok renkli - mavi, sarı, kırmızımsı, beyaz. Yıldızların farklı tonları da bir yanılsama değildir. Her birinin kendi radyasyon sıcaklığı vardır.

Bilim adamları, yatay eksenin yıldızın sıcaklığı veya rengi olduğu bir grafik oluşturdular. Dikey eksen parlaklık, ışığın doygunluğudur. Daha sonra bilinen tüm yıldızları bu grafiğe koyuyoruz. Ve en güçlü ve ateşli mavi devlerden küçük kırmızı cücelere kadar çoğunun çapraz olarak yerleştirildiğini gördüler. Bu diyagonal Ana Dizi olarak adlandırıldı.

Büyük kütleli ve parlak, daha sıcak yıldızlar tayfın mavi kısmında yer alır. Çok azı var ve nispeten kısa bir süre yaşıyorlar. Ancak tayfın sol, kırmızı bölgesinde çok daha fazla yıldız görüyoruz. Kütleleri çok daha küçüktür, daha soğukturlar ve zayıf bir şekilde parlarlar. Ancak ömürleri mavi devlerinkinden çok daha uzundur. Güneş, spektrumun sarı bölgesinde ortaya daha yakındır.

Ancak grafikte birkaç alan daha var. Ana Dizinin üzerindekileri düşünün. Termonükleer füzyon sürecinde tüm hidrojenin sona erdiği, yani yandığı yıldızlar oraya gelir. Yıldızlar için bir tür "bakımevi" ortaya çıkıyor - armatürlerin hayatlarının günbatımında düştüğü bir yer. İçlerinde füzyon reaksiyonu halen devam etmekte ve hafif elementler ağır elementlere dönüşmeye devam etmektedir.

Ancak, Ana Dizinin altında oldukça dikkat çekici başka bir yıldız kümeleri alanı var. Astronomlar buna "mezarlık" diyorlar.

Yıldız evrimi nasıl gerçekleşir?

Şimdi uzun bir yıldız yaşamında hangi olayların meydana geldiği hakkında daha ayrıntılı olarak konuşalım.

Gökbilimciler, yıldızların durumundaki tüm değişiklikleri yıldız evrimi olarak adlandırırlar. Onunla neredeyse hiçbir ortak yanı yok biyolojik evrim. Tek tesadüf, her iki sürecin de milyonlarca ve milyarlarca yıldır devam etmesidir.

Yıldız evrimi, her bir armatürün tam bir yaşam döngüsüdür. Bu süre zarfında, yıldız tanınmayacak kadar değişir. Ancak onu ne tür değişikliklerin beklediği kitleye bağlıdır. Uzay nesnelerini koşullu olarak üç gruba ayırmak mümkündür.

1. Düşük kütleli yıldızlar

Örneğin, Proxima Centauri. Bir gaz-toz bulutunda doğarlar ve kırmızı cüce olurlar. Ve sonra, hidrojenleri bitene kadar çok uzun bir süre değişmeden yaşarlar. Kütlesi güneşten yaklaşık 10 kat daha az olan bir yıldızı böyle bir kader beklemektedir.

2. Boyut olarak Güneş ile karşılaştırılabilir yıldızlar

Bunlar daha ağır ve daha ilginç nesnelerdir. Kütleleri, hidrojenin yanmasından sonra çekirdekte başlayacak bir sonraki aşama olan helyumdan karbon sentezi için yeterlidir. Sonuç olarak, bir kırmızı devin boyutuna kadar şişerler. Örneğin Güneş, bu işlem sonucunda artarak Merkür ve Venüs'ü yutacak. Ve sonra neredeyse Dünya'nın yörüngesine kadar büyüyecek. Bu yaklaşık beş milyar yıl içinde gerçekleşecek. O zamana kadar insanlar bir yolunu bulursa harika olacak. uzakta olmak bizim ışığımızdan.

Sonra böyle bir yıldız, gezegenimsi bir bulutsuya dönüşen bir kabuk atar. Merkezde parlayan bir nokta kalır - eski çekirdek. Ve armatür şartlı olarak mezarlığa taşınır.

3. büyük yıldızlar

Kütleleri güneşten 10 kat daha fazladır. Hızlı yaşarlar ve sonunda ikisine de dönüşürler. Kara delikveya bir nötron yıldızına. Devasa armatürlerin evriminin nasıl gerçekleştiği hakkında daha ayrıntılı olarak konuşacağız.

Nötron yıldızları ve kara delikler nasıl ortaya çıkıyor?

Çok ağır yıldızlarda sıcaklık ve basınç, termonükleer reaksiyonun demir oluşumu aşamasına kadar devam etmesine izin verir. Bu nedenle yapılarında devlerin çekirdekleri soğanı andırır. Tam merkezlerinde demir, ardından bir silikon, oksijen, neon vb.

Tüm maddeler demire dönüştüğünde, füzyon motoru kapatılır. Daha fazla çalışması zaten enerjik olarak kârsız. Bu nedenle yıldızın radyasyonu durur. Ancak yer çekimi kalıntılar.

Ve sonra yerçekimi, tüm dış katmanları çökmeye ve merkeze doğru uçmaya zorlar.

Sonra yıldız bir süpernova gibi patlar. Ama burada iki seçenek var:

1. Kuantum güçleri çöküş sürecini durduracaktır. Patlamadan sonra kalan yıldız maddesinin yoğunluğu o kadar yükselecek ki elektronlar protonlara bastırılacak ve sonuç olarak nötr parçacıklar - nötronlar oluşacaktır. Kuantum etkileri nedeniyle, nötronlar yerçekiminin sıkıştırma işlemine devam etmesine izin vermeyecektir. Sonuç olarak, son derece yüksek madde yoğunluğuna sahip bir nesne olan bir nötron yıldızı oluşur.
2. Yerçekimi kuantum kuvvetlerinden daha güçlüdür. Ardından nesne bir kara deliğe dönüşene kadar çökme süreci devam eder.

Kara deliklerin yavaş yavaş tüm maddeyi emeceğine dair bir efsane var. Evren. Ama değil.

Yıldızlar çiftler halinde doğar ve yaşar. Birinin kara deliğe, diğerinin kırmızı deve dönüştüğünü hayal edin. Sonra birincisi maddeyi ikinciden yavaşça çekecektir. Bir kara deliğin etrafında sıcak parçacıklardan oluşan bir disk oluşur. Bu tür çok fazla parçacık varsa, ters işlemi gözlemleyeceğiz.

Altın ve diğer ağır metaller evrende nereden geldi?

Demir ve daha hafif elementlerin bir yıldızın içindeki termonükleer reaksiyon sürecinde sentezlendiğini öğrendik. Demirden daha ağır elementlerin nasıl oluştuğunu görelim.

Bu, ek nötronlar ve büyük miktarlarda gerektirir. Belirli koşullar altında, daha hafif bir elementin atomunun çekirdeğine "itilebilirler". Sonuç olarak, nötronlar beta bozunması sürecinde elektron kaybedebilir. Daha sonra nötr parçacıklar protonlara dönüşecek ve atomun yükü artacaktır. Bu, seri numarasında bir artış olacağı anlamına gelir - eleman daha ağır hale gelecektir.

Soru ortaya çıkıyor: bu kadar çok serbest nötron nereden alınır? Önceden, çok sayıda süpernova patlamasından sonra ortaya çıktığına inanılıyordu. Ancak 2017'de bilim adamları başka bir süreci gözlemleyebildiler - iki nötron yıldızının birleşmesi. Sonuç, bir nesne ve bir sürü enkazdır. Sonuç olarak, saf nötronlardan oluşan bu parçalardan bir “tsunami” ortaya çıkar. Böyle bir akışın yoğunluğu oldukça büyüktür - yoğunluk ile karşılaştırılabilir su.

Bu akışın yolunda buluşan herhangi bir atomun içine çok sayıda nötron "itilir". Daha sonra protonlara ve elektronlara ayrışırlar ve bunun sonucunda daha ağır elementler elde edilir. Örneğin, altın.

Bugün bilim adamları, evrenimizdeki ağır metallerin çoğunun bu şekilde oluştuğunu biliyorlar.