Жұлдыздардың эволюциясы қаншалықты маңызды

Жұлдыздардың басым көпшілігі өзінің негізгі сипаттамаларын (Жарық, радиус) өте баяу өзгертеді. Қазіргі таңда оларды жұлдызды жер қойнауының табиғатын анықтау үшін біз кеңінен пайдаланған жағдай — тепе-теңдік күйіндегі ретінде қарастыруға болады. Бірақ өзгерістердің баяу болуы-бұл олардың болмауы дегенді білдірмейді. Жұлдыздар үшін мүлдем сөзсіз болуы тиіс эволюция мерзіміндегі барлық іс.

Жұлдыздардың эволюциясы мәселесі астрономияның іргелі проблемаларының қатарына жатады. Шын мәнінде, мәселе қалай туады, өмір сүреді, «қартайады» және жұлдыздардың өледі. Бұл мәселе өзінің мәні бойынша кешенді болып табылады. Ол астрономия саласының өкілдері-бақылаушылар мен теоретиктердің мақсатты зерттеулерімен шешіледі. Өйткені, жұлдыздарды зерттей отырып, олардың қайсысы генетикалық қатынаста екенін бірден айтуға болмайды. Жалпы бұл мәселе өте қиын болды және бірнеше онжылдықтар толығымен шешілмеді.

Бірте-бірте жұлдыздардың эволюциясының жолдары туралы мәселе шешілді, бірақ проблеманың жекелеген бөліктері әлі шешілмей тұр. Жұлдыздардың эволюциясы процесін түсінудегі ерекше еңбегі астрофизик-теоретиктерге, жұлдыздардың ішкі құрылысы бойынша мамандарға және ең алдымен американдық ғалым М. Шварцшильдке және оның мектебіне тиесілі.

Бақылау жұмысының мақсаты-жұлдыздардың эволюциясын қарастыру.

1. Жұлдыз эволюциясы ұғымы

Жұлдыздардың эволюциясы-уақытпен жұлдыздардың физикалық сипаттамаларының, ішкі құрылымы мен химиялық құрамының өзгеруі. Жұлдыздардың эволюциясы теориясының маңызды міндеттері-жұлдыздардың пайда болуын түсіндіру,олардың байқалатын сипаттамаларының өзгеруі, жұлдыздардың әртүрлі топтарының генетикалық байланысын зерттеу, олардың соңғы жағдайларын талдау.

Әлемнің белгілі бөлігінде байқалатын зат салмағының 98-99% — ға жуығы жұлдыздарда бар немесе жұлдыздардың сатысынан өткендіктен, жұлдыздардың эволюциясын түсіндіру астрофизиканың ең маңызды мәселелерінің бірі болып табылады.

Тұрақты күйдегі жұлдыз — бұл гидростатикалық және жылулық тепе-теңдікте болатын газ шар (яғни тартылу күшінің әсері ішкі қысыммен теңестіріледі, ал сәулеленуге энергия шығыны жұлдыз қойнауында бөлінетін энергиямен өтеледі. Жұлдыздың «тууы» — бұл гидростатикалық тепе-тең объектінің түзілуі, оның сәулеленуі меншікті энергия көздері есебінен сақталады. Жұлдыздың «өлімі» — жұлдыздың бұзылуына немесе оның апатты қысылуына әкелетін тепе-теңдіктің қайтымсыз бұзылуы.

Жұлдыздардың эволюциясын түсіну үшін олардың энергия көздері туралы мәселе түбегейлі маңызға ие. Жер бетінен сәулеленуге жұмсалатын энергия шығыны жер қойнауын салқындату, сығу және ядролық реакциялар кезінде гравитациялық әлеуетті энергия бөлу есебінен толтырылуы мүмкін. Салқындату және гравитациялық сығу, мысалы, ~ 107 жыл бойы Күннің жарықтығын (г массасы, эрг/с жарықтығы), салмағы 30 және — 105 жыл бойы жұлдыздарды, ал ядролық реакциялар тиісінше ~ 1010 және ~ 106 жыл бойы ұстап тұруға қабілетті. Геологиялық деректер күннің жарығының ~ 109 жыл бойы өзгеріссіз болғандығын көрсетеді. Демек, энергияның негізгі көзі тек ядролық реакциялар болуы мүмкін.

Гравитациялық энергияның бөлінуі жұлдыздың жер қойнауының температурасы ядролық энергия бөлу энергия шығынын өтеу үшін жеткіліксіз болған кезде және Жұлдыз тұтастай алғанда немесе оның бір бөлігі тепе-теңдікті сақтау үшін қысылуы тиіс болғанда ғана айқындаушы рөл атқара алады. Жылу энергиясын шығару ядролық энергия қоры таусылғаннан кейін ғана маңызды болады. Осылайша, жұлдыздардың эволюциясын жұлдыздардың энергия көздерінің дәйекті ауысуы ретінде елестетуге болады.

Жұлдыздардың эволюциясының тән уақыты барлық эволюцияны тікелей бақылауға болатындай тым үлкен. Сондықтан жұлдыздардың эволюциясын зерттеудің негізгі әдісі-ішкі құрылым мен хим өзгерістерін сипаттайтын жұлдыз үлгілерінің тізбектілігін құру болып табылады. уақытпен жұлдыздардың құрамы. Эволюциялық тізбектер содан кейін бақылау нәтижелерімен салыстырылады, мысалы. эволюцияның әр түрлі сатыларында орналасқан жұлдыздардың көп санын бақылауды жинақтайтын, Герцшпрунга-Ресселл диаграммасымен (Г.-Р. д.). Г. д.-мен салыстыру аса маңызды рөл атқарады. жұлдызды шоғырлар үшін, өйткені барлық шоғырлану жұлдыздарының бастапқы химі бірдей. құрамы және бір мезгілде пайда болды. Г.-р. д. бойынша түрлі жастағы жинақтар жұлдыздардың эволюциясының бағытын анықтауға мүмкіндік алды. Егжей-тегжейлі эволюциялық тізбектер жұлдыз бойынша массаның, тығыздықтың, температураның және жарықтың таралуын сипаттайтын дифференциалдық теңдеулер жүйесін сандық шешу жолымен есептеледі, оларға күй теңдеуі, энергия бөлу және жұлдызды заттың мөлдір емес заңдары және уақытпен жұлдыздың химиялық құрамының өзгеруін сипаттайтын теңдеулер қосылады.

Жұлдыз эволюциясының барысы негізінен оның массасы мен бастапқы химиялық құрамына байланысты. Белгілі бір, бірақ принципті рөлді жұлдыздың айналуы және оның магнит өрісі атқара алады, алайда жұлдыздардың эволюциясындағы осы факторлардың рөлі әлі толық зерттелмеген. Жұлдыздың химиялық құрамы ол пайда болған уақытқа және оның пайда болған кездегі Галактикадағы жағдайына байланысты. Бірінші буын жұлдыздары құрамы ғарыштық жағдайлармен анықталған заттардан құралған. Шамасы, онда сутегі салмағы 70%, гелий 30% және дейтерий мен литий қоспасы болды. Бірінші буын жұлдыздарының эволюциясы барысында ауыр элементтер (гелийден кейінгі) пайда болды, олар жұлдыздардан немесе жұлдыздардың жарылуы нәтижесінде жұлдызаралық кеңістікке шығарылды. Келесі ұрпақтардың жұлдыздары ауыр элементтердің 3-4% — ға (салмағы бойынша) дейінгі заттардан құралған.

Галактикадағы жұлдыздардың пайда болуы қазіргі уақытта да орын алатынын тікелей көрсету өмір сүру уақыты ~ 107 жылдан асып түспейтін O және B спектрлік кластардың ауқымды жарқын жұлдыздарының болуы болып табылады. Қазіргі заман дәуіріндегі жұлдыз түзілу жылдамдығы жылына 5-те бағаланады.

2. Жұлдыздардың пайда болуы, гравитациялық қысу сатысы

Ең кең таралған көру нүктесіне сәйкес жұлдыздар жұлдызаралық орта затының гравитациялық конденсациясы нәтижесінде пайда болады. Бұл үшін қажетті жұлдызаралық ортаны екі фазаға бөлу — тығыз суық бұлт және жоғары температуралы сиретілген орта — жұлдызаралық магниттік өрісте Рэлея-Тейлордың жылу тұрақсыздығының әсерінен болуы мүмкін. Көлемі (10-100) ДК және N~102 см-3 бөлшектердің концентрациясы бар газ-шаң кешендері . олардың радио толқындарының сәулеленуінің арқасында байқалады. Мұндай бұлттардың қысылуы (коллапс) белгілі бір шарттарды талап етеді: бұлт бөлшектерінің гравитациялық байланыс энергиясы бөлшектердің жылу қозғалысы энергиясының, бұлттың тұтас және магниттік энергиясы (Джинс өлшемі) ретінде бұлттың айналу энергиясының сомасынан асып түсуі тиіс. Егер тек жылу қозғалысының энергиясы есепке алынса, онда рет бірлігін көбейткішке дейінгі дәлдікпен Джинс өлшемінің мынадай түрінде жазылады:, мұнда-бұлт массасы, T — газ температурасы К, n — 1 см3 бөлшектер саны . Қазіргі заманғы жұлдызаралық бұлттар үшін типтік температураларда К салмағы аз емес бұлттарды ғана сынай алады . Джинс өлшемі нақты байқалатын масса спектрінің жұлдыздарының пайда болуы үшін коллапсирлеуші бұлттардағы бөлшектердің концентрациясы (103-1106 ) см-3-ге жетуі тиіс, яғни типтік бұлттарда байқалатыннан 10-1000 есе артық болуы тиіс. Алайда мұндай бөлшектер шоғырлануына коллапс бастаған бұлттардың жер қойнауында қол жеткізуге болады. Айта звездообразование жолымен жүргізіледі дәйекті, осуществляющейся бірнеше кезеңнен бөлінуіне жаппай бұлттар. Бұл суретте, әрине, топтармен жұлдыздардың пайда болуы түсіндіріледі. Бұлттағы жылу теңгеріміне, ондағы жылдамдықтар өрісіне, фрагменттер массасының спектрін анықтайтын механизмге қатысты мәселелер әлі де түсініксіз болып отыр.

Жұлдыз массасының коллапсиялық объектілері протозвезд деп аталады. Магнит өрісі жоқ сфералық-симметриялық айналмайтын протозвездар Коллапс бірнеше кезеңнен тұрады. Бастапқы уақытта бұлт біртекті және изотермиялық. Ол иттер үшін мөлдір. сондықтан, ол газ бөлшектерінің кинетикалық энергиясын беретін шаңның жылу сәулесінің есебінен өтеді. Біртекті бұлтта қысым градиенті жоқ және қысу еркін құлау режимінде басталады , мұнда G — гравитациялық тұрақты — бұлттың тығыздығы. Қысу басталғаннан кейін дыбыс жылдамдығымен ортаға ауысатын сирету толқыны пайда болады, өйткені коллапс тығыздығы жоғары жерде жылдам жүреді, протозвездар ықшам ядро мен зат заң бойынша бөлінетін ұзын қабыққа бөлінеді . Ядродағы бөлшектер концентрациясы ~ 1011 см-3 жеткенде ол шаңның ИК-сәулеленуі үшін мөлдір болмайды. Ядрода бөлінетін энергия сәулелі жылу өткізгіштігінің арқасында бетіне баяу сіңеді. Температура адиабатикалық түрде жоғарылайды, бұл қысымның өсуіне әкеледі және ядро гидростатикалық тепе-теңдік күйіне келеді. Қабық ядроға түсіп, оның шеткері толқыны пайда болады. Бұл уақытта ядро параметрлері протозвездтың жалпы массасына байланысты:

Жерсіндіру есебінен ядро массасының ұлғаюына қарай, H2 молекулаларының диссоциациясы басталған кезде 2000 К жеткенше, оның температурасы іс жүзінде адиабатикалық түрде өзгереді . Бөлшектердің кинетикалық энергиясын арттыруға емес, диссоциацияға энергия шығынының нәтижесінде адиабат көрсеткішінің мәні 4/3-тен аз болады, қысымның өзгеруі тартылу күшін өтеуге қабілетсіз және ядро қайта коллапсирлейді. Бірінші ядроның қалдықтарын тіркейтін соқпалы фронтпен қоршалған параметрлері бар жаңа ядро пайда болады. Ядроның осындай қайта құрылысы сутегінің иондалуы кезінде орын алады.