> دورة حياة النجم

وصف حياة وموت النجوم: مراحل التطور مع الصورة ، السحب الجزيئية ، النجم الأولي ، الثور ، التسلسل الرئيسي ، العملاق الأحمر ، القزم الأبيض.

كل شيء في هذا العالم يتطور. تبدأ أي دورة بالولادة والنمو وتنتهي بالموت. بالطبع ، النجوم لديها هذه الدورات بطريقة خاصة. دعونا نتذكر ، على سبيل المثال ، أن لديهم إطارًا زمنيًا أكبر ويتم قياسهم بملايين ومليارات السنين. بالإضافة إلى ذلك ، فإن موتهم يحمل عواقب معينة. كيف تبدو دورة حياة النجوم?

أول دورة حياة لنجم: السحب الجزيئية

لنبدأ بميلاد نجم. تخيل سحابة ضخمة من الغاز الجزيئي البارد يمكن أن توجد بسهولة في الكون دون أي تغييرات. ولكن فجأة ينفجر مستعر أعظم غير بعيد عنه ، أو يصطدم بسحابة أخرى. بسبب هذه الدفعة ، يتم تنشيط عملية التدمير. وهي مقسمة إلى أجزاء صغيرة ، كل منها مرسوم في نفسه. كما فهمت بالفعل ، كل هذه المجموعات تستعد لتصبح نجومًا. تعمل الجاذبية على تسخين درجة الحرارة ، ويحافظ الزخم المخزن على الدوران. يوضح الرسم التخطيطي السفلي بوضوح دورة النجوم (الحياة ، ومراحل التطور ، وخيارات التحول وموت جرم سماوي مع صورة).

دورة الحياة الثانية للنجم:بروتستار

تتكثف المادة بشكل أكثر كثافة ، وتسخن وتتصدى بانهيار الجاذبية. يسمى هذا الكائن بالنجم الأولي ، والذي يتكون حوله قرص من مادة. ينجذب الجزء إلى الجسم ، مما يزيد من كتلته. سيتم تجميع بقية الحطام وإنشاء نظام كوكبي. مزيد من تطوير النجم كل هذا يتوقف على الكتلة.

دورة الحياة الثالثة للنجم: T برج الثور

عندما تصطدم المادة بنجم ، يتم إطلاق كمية هائلة من الطاقة. تم تسمية المرحلة النجمية الجديدة على اسم النموذج الأولي ، T Taurus. هذا نجم متغير يقع على بعد 600 سنة ضوئية (ليس بعيدًا عن).

يمكن أن تصل إلى سطوع كبير لأن المادة تتكسر وتطلق الطاقة. لكن في الجزء المركزي لا توجد درجة حرارة كافية لدعم الاندماج النووي. هذه المرحلة تدوم 100 مليون سنة.

دورة الحياة الرابعة للنجم:التسلسل الرئيسي

في لحظة معينة ، ترتفع درجة حرارة الجسم السماوي إلى المستوى المطلوب ، مما يؤدي إلى تنشيط الاندماج النووي. كل النجوم تمر بهذا. يتحول الهيدروجين إلى هيليوم ، ويطلق احتياطيًا حراريًا ضخمًا وطاقة.

يتم إطلاق الطاقة كأشعة جاما ، ولكن بسبب حركة النجم البطيئة ، فإنها تسقط بطول الموجة. يتم دفع الضوء إلى الخارج ويواجه الجاذبية. يمكننا أن نفترض أنه يتم إنشاء توازن مثالي هنا.

إلى متى ستكون في التسلسل الرئيسي؟ عليك أن تبدأ من كتلة النجم. الأقزام الحمراء (نصف الكتلة الشمسية) قادرة على إنفاق مئات المليارات (تريليونات) من السنين على إمدادات الوقود. متوسط ​​النجوم (مثل) يعيشون من 10 إلى 15 مليار. لكن أكبرها عمرها مليارات أو ملايين السنين. شاهد كيف يبدو تطور وموت النجوم من مختلف الفئات في الرسم التخطيطي.

دورة الحياة الخامسة للنجم:العملاق الأحمر

أثناء عملية الذوبان ، ينتهي الهيدروجين ويتراكم الهيليوم. عندما لا يتبقى هيدروجين على الإطلاق ، تتوقف جميع التفاعلات النووية ، ويبدأ النجم في الانكماش بسبب الجاذبية. تسخن قشرة الهيدروجين حول القلب وتشتعل ، مما يتسبب في نمو الجسم 1000-10000 مرة. في لحظة معينة ، سوف تكرر شمسنا هذا المصير ، بعد أن ارتفعت إلى مدار الأرض.

تصل درجة الحرارة والضغط إلى الحد الأقصى ، ويندمج الهيليوم في الكربون. في هذه المرحلة ، يتقلص النجم ويتوقف عن كونه عملاق أحمر. مع زيادة الكتلة ، سيحرق الجسم العناصر الثقيلة الأخرى.

دورة الحياة السادسة للنجم:قزم ابيض

لا يمتلك النجم ذو الكتلة الشمسية ضغط جاذبية كافٍ لدمج الكربون. لذلك ، يحدث الموت مع نهاية الهيليوم. يتم إخراج الطبقات الخارجية ويظهر قزم أبيض. في البداية يكون الجو حارًا ، ولكن بعد مئات المليارات من السنين سوف يبرد.

نظر كل واحد منا مرة واحدة على الأقل في حياتنا إلى السماء المرصعة بالنجوم. نظر أحدهم إلى هذا الجمال ، وعانى من مشاعر رومانسية ، وحاول الآخر أن يفهم من أين يأتي كل هذا الجمال. الحياة في الفضاء ، على عكس الحياة على كوكبنا ، تتدفق بسرعة مختلفة. يعيش الوقت في الفضاء الخارجي حسب فئاته الخاصة ، والمسافات والأبعاد في الكون هائلة. نادرًا ما نفكر في حقيقة أن تطور المجرات والنجوم يحدث باستمرار أمام أعيننا. كل كائن في الفضاء الشاسع هو نتيجة لبعض العمليات الفيزيائية. المجرات والنجوم وحتى الكواكب لها مراحل تطور رئيسية.

كوكبنا وكلنا نعتمد على نجمنا. إلى متى ستسعدنا الشمس بدفئها ، وتنفث الحياة في النظام الشمسي؟ ما الذي ينتظرنا في المستقبل في ملايين ومليارات السنين؟ في هذا الصدد ، من الغريب معرفة المزيد عن ماهية مراحل تطور الأجسام الفلكية ، ومن أين تأتي النجوم وكيف تنتهي حياة هذه النجوم الرائعة في سماء الليل.

أصل وولادة وتطور النجوم

إن تطور النجوم والكواكب التي تسكن مجرة ​​درب التبانة والكون بأكمله مفهوم جيدًا في الغالب. في الفضاء ، قوانين الفيزياء لا تتزعزع ، مما يساعد على فهم أصل الأجسام الفضائية. في هذه الحالة ، من المعتاد الاعتماد على نظرية الانفجار العظيم ، والتي هي الآن العقيدة السائدة حول عملية أصل الكون. الحدث الذي هز الكون وأدى إلى تكوين الكون هو سريع البرق بالمعايير الكونية. بالنسبة للكون ، تمر اللحظات من ولادة النجم إلى وفاته. المسافات الشاسعة تخلق الوهم بثبات الكون. النجم الذي اندلع من بعيد كان يلمع بالنسبة لنا لمليارات السنين ، وفي ذلك الوقت ربما لم يعد موجودًا.

تعد نظرية تطور المجرة والنجوم تطورًا لنظرية الانفجار العظيم. تتميز عقيدة ولادة النجوم وظهور الأنظمة النجمية بمقياس ما يحدث والإطار الزمني ، والذي ، على عكس الكون ككل ، يمكن ملاحظته بالوسائل العلمية الحديثة.

بدراسة دورة حياة النجوم ، يمكنك استخدام مثال أقرب نجم لامع إلينا. الشمس هي واحدة من مئات تريليونات النجوم في مجال رؤيتنا. بالإضافة إلى ذلك ، فإن المسافة من الأرض إلى الشمس (150 مليون كيلومتر) توفر فرصة فريدة لدراسة الجسم دون مغادرة النظام الشمسي. ستتيح لنا المعلومات التي تم الحصول عليها أن نفهم بالتفصيل كيف يتم ترتيب النجوم الأخرى ، ومدى سرعة استنفاد هذه المصادر الحرارية العملاقة ، وما هي مراحل تطور النجوم ، وماذا ستكون نهاية هذه الحياة الرائعة - هادئة وخافتة أو متألقة ، مادة متفجرة.

بعد الانفجار العظيم ، شكلت أصغر الجسيمات السحب بين النجوم ، والتي أصبحت "مستشفى الولادة" لتريليونات النجوم. من المميزات أن جميع النجوم ولدت في نفس الوقت كنتيجة للتقلص والتوسع. نشأ الانضغاط في سحب الغاز الكوني تحت تأثير جاذبيته وعمليات مماثلة في النجوم الجديدة في الجوار. نتج التمدد عن الضغط الداخلي للغاز بين النجمي والمجالات المغناطيسية داخل سحابة الغاز. في هذه الحالة ، تدور السحابة بحرية حول مركز كتلتها.

تشكلت سحب الغاز بعد الانفجار 98٪ من الهيدروجين الذري والجزيئي والهيليوم. 2٪ فقط من هذه الكتلة الضخمة يمثلها الغبار والجزيئات المجهرية الصلبة. في السابق ، كان يُعتقد أن قلب الحديد يقع في وسط أي نجم ، ويتم تسخينه إلى درجة حرارة مليون درجة. كان هذا الجانب هو الذي فسّر الكتلة الهائلة للنجم.

في مواجهة القوى الفيزيائية ، تسود قوى الانضغاط ، لأن الضوء الناتج عن إطلاق الطاقة لا يخترق سحابة الغاز. ينتشر الضوء ، جنبًا إلى جنب مع جزء من الطاقة المنبعثة ، إلى الخارج ، مما يخلق درجة حرارة دون الصفر ومنطقة ضغط منخفض داخل تراكم كثيف للغاز. في هذه الحالة ، يتم ضغط الغاز الكوني بسرعة ، ويؤدي تأثير قوى الجاذبية إلى حقيقة أن الجسيمات تبدأ في تكوين مادة نجمية. عندما يكون تراكم الغاز كثيفًا ، يؤدي الضغط الشديد إلى تكوين العناقيد النجمية. عندما يكون حجم سحابة الغاز صغيرًا ، يؤدي الضغط إلى تكوين نجم واحد.

وصف موجز لما يحدث هو أن النجم المستقبلي يمر بمرحلتين - ضغط سريع وبطيء على حالة النجم الأولي. في لغة بسيطة ومفهومة ، الانكماش السريع هو سقوط المادة النجمية نحو مركز النجم الأولي. يحدث الانكماش البطيء بالفعل على خلفية المركز المتشكل للنجم الأولي. على مدى مئات الآلاف من السنين التالية ، يتقلص حجم التكوين الجديد ، وتزداد كثافته ملايين المرات. تدريجيا ، يصبح النجم الأولي معتمًا بسبب الكثافة العالية للمادة النجمية ، ويؤدي الضغط المستمر إلى تشغيل آلية التفاعلات الداخلية. يؤدي نمو الضغط الداخلي ودرجات الحرارة إلى تكوين نجم مستقبلي لمركز جاذبيته.

في هذه الحالة ، يبقى النجم الأولي لملايين السنين ، ينطلق ببطء من الحرارة ويتقلص تدريجياً ، ويتناقص في الحجم. نتيجة لذلك ، تظهر ملامح نجم جديد ، وتصبح كثافة مادته قابلة للمقارنة مع كثافة الماء.

في المتوسط ​​، تبلغ كثافة نجمنا 1.4 كجم / سم 3 - تقريبًا نفس كثافة الماء في البحر الميت المالح. تبلغ كثافة الشمس في المركز 100 كجم / سم 3. المادة النجمية ليست في حالة سائلة ، ولكنها في شكل بلازما.

تحت تأثير الضغط الهائل ودرجة الحرارة لما يقرب من 100 مليون كلفن ، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية لدورة الهيدروجين. يتوقف الضغط ، تزداد كتلة الجسم ، عندما تتحول طاقة الجاذبية إلى احتراق حراري نووي للهيدروجين. من تلك اللحظة فصاعدًا ، يبدأ النجم الجديد ، المشع بالطاقة ، في فقدان كتلته.

النسخة المذكورة أعلاه من تكوين النجم هي مجرد مخطط بدائي يصف المرحلة الأولية من التطور وولادة نجم. اليوم ، هذه العمليات في مجرتنا وفي جميع أنحاء الكون غير محسوسة عمليًا بسبب الاستنفاد المكثف للمواد النجمية. في التاريخ الواعي بأكمله لملاحظات مجرتنا ، تمت ملاحظة ظهور واحد فقط للنجوم الجديدة. على مقياس الكون ، يمكن زيادة هذا الرقم مئات وآلاف المرات.

بالنسبة لمعظم حياتهم ، يتم إخفاء النجوم الأولية عن العين البشرية بقذيفة من الغبار. لا يمكن ملاحظة الإشعاع من القلب إلا في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، وهي الطريقة الوحيدة لرؤية ولادة نجم. على سبيل المثال ، في سديم الجبار Orion Nebula في عام 1967 ، اكتشف علماء الفيزياء الفلكية نجمًا جديدًا في نطاق الأشعة تحت الحمراء ، كانت درجة حرارة الإشعاع فيه 700 درجة كلفن. بعد ذلك ، اتضح أن مسقط رأس النجوم الأولية هي مصادر مضغوطة ، وهي متوفرة ليس فقط في مجرتنا ، ولكن أيضًا في أركان الكون الأخرى البعيدة عنا. بالإضافة إلى الأشعة تحت الحمراء ، تتميز أماكن ولادة النجوم الجديدة بإشارات راديو مكثفة.

عملية الدراسة ومخطط تطور النجوم

يمكن تقسيم العملية الكاملة لمعرفة النجوم إلى عدة مراحل. في البداية ، يجب أن تحدد المسافة إلى النجم. تعطي المعلومات حول بعد النجم عنا ، ومدة الضوء منه ، فكرة عما حدث للنجم خلال كل هذا الوقت. بعد أن تعلم الشخص قياس المسافة إلى النجوم البعيدة ، أصبح من الواضح أن النجوم هي نفس الشموس ، فقط بأحجام مختلفة ومصير مختلف. بمعرفة المسافة إلى النجم ، يمكن تتبع عملية الاندماج النووي الحراري للنجم من خلال مستوى الضوء وكمية الطاقة المشعة.

بعد تحديد المسافة إلى النجم ، يمكن باستخدام التحليل الطيفي حساب التركيب الكيميائي للنجم ومعرفة بنيته وعمره. بفضل ظهور مقياس الطيف ، أتيحت الفرصة للعلماء لدراسة طبيعة ضوء النجوم. يمكن لهذا الجهاز تحديد وقياس التركيب الغازي للمادة النجمية ، التي يمتلكها النجم في مراحل مختلفة من وجوده.

بدراسة التحليل الطيفي لطاقة الشمس والنجوم الأخرى ، توصل العلماء إلى استنتاج مفاده أن تطور النجوم والكواكب له جذور مشتركة. جميع الأجسام الكونية لها نفس النوع والتركيب الكيميائي المتشابه ونشأت من نفس المادة التي نشأت نتيجة للانفجار العظيم.

تتكون المادة النجمية من نفس العناصر الكيميائية (حتى الحديد) مثل كوكبنا. الفرق هو فقط في عدد عناصر معينة وفي العمليات التي تحدث على الشمس وداخل سماء الأرض. هذا ما يميز النجوم عن الأشياء الأخرى في الكون. يجب أيضًا النظر إلى أصل النجوم في سياق تخصص فيزيائي آخر ، ميكانيكا الكم. وفقًا لهذه النظرية ، فإن المادة التي تحدد المادة النجمية تتكون من الانقسام المستمر للذرات والجسيمات الأولية التي تخلق عالمها المصغر الخاص بها. في هذا الضوء ، فإن بنية النجوم وتكوينها وبنيتها وتطورها أمر مهم. كما اتضح ، فإن الجزء الأكبر من نجمنا والعديد من النجوم الأخرى يمثلان عنصرين فقط - الهيدروجين والهيليوم. إن النموذج النظري الذي يصف بنية النجم سيجعل من الممكن فهم هيكلها والفرق الرئيسي عن الأجسام الفضائية الأخرى.

الميزة الرئيسية هي أن العديد من الكائنات في الكون لها حجم وشكل معين ، بينما يمكن للنجم أن يتغير حجمه مع تطوره. الغاز الساخن عبارة عن مزيج من الذرات التي ترتبط ارتباطًا ضعيفًا ببعضها البعض. بعد ملايين السنين من تشكل النجم ، تبدأ الطبقة السطحية للمادة النجمية في البرودة. ينقل النجم معظم طاقته إلى الفضاء الخارجي ، ويتناقص حجمه أو يتزايد. يحدث انتقال الحرارة والطاقة من المناطق الداخلية للنجم إلى السطح ، مما يؤثر على شدة الإشعاع. بمعنى آخر ، يبدو نفس النجم مختلفًا في فترات مختلفة من وجوده. تساهم العمليات الحرارية النووية القائمة على تفاعلات دورة الهيدروجين في تحويل ذرات الهيدروجين الخفيف إلى عناصر أثقل - الهيليوم والكربون. وفقًا لعلماء الفيزياء الفلكية والعلماء النوويين ، فإن مثل هذا التفاعل الحراري النووي هو الأكثر كفاءة من حيث كمية الحرارة المنبعثة.

لماذا لا ينتهي الاندماج النووي للنواة بانفجار مثل هذا المفاعل؟ الشيء هو أن قوى مجال الجاذبية فيه يمكن أن تحافظ على المادة النجمية داخل الحجم المستقر. من هذا يمكننا استخلاص نتيجة لا لبس فيها: أي نجم هو جسم ضخم يحتفظ بحجمه بسبب التوازن بين قوى الجاذبية وطاقة التفاعلات النووية الحرارية. نتيجة هذا النموذج الطبيعي المثالي هو مصدر حرارة يمكن أن يعمل لفترة طويلة. من المفترض أن الأشكال الأولى للحياة على الأرض ظهرت قبل 3 مليارات سنة. كانت الشمس في تلك الأوقات البعيدة تدفئ كوكبنا بنفس الطريقة التي تعمل بها الآن. وبالتالي ، فإن نجمنا لم يتغير كثيرًا ، على الرغم من حقيقة أن حجم الحرارة المشعة والطاقة الشمسية هائلة - أكثر من 3-4 ملايين طن كل ثانية.

من السهل حساب مقدار فقدان نجمنا في الوزن على مدار سنوات وجوده. سيكون هذا رقمًا ضخمًا ، ولكن نظرًا لكتلته الضخمة وكثافته العالية ، فإن مثل هذه الخسائر على نطاق الكون تبدو ضئيلة للغاية.

مراحل تطور النجوم

يعتمد مصير النجم على الكتلة الأولية للنجم وتركيبه الكيميائي. بينما تتركز الاحتياطيات الرئيسية للهيدروجين في اللب ، يبقى النجم في ما يسمى بالتسلسل الرئيسي. بمجرد وجود ميل لزيادة حجم النجم ، فهذا يعني أن المصدر الرئيسي للاندماج الحراري النووي قد جف. بدأت الرحلة النهائية الطويلة لتحول الجرم السماوي.

تنقسم النجوم المتكونة في الكون مبدئيًا إلى ثلاثة أنواع شائعة:

• النجوم العادية (الأقزام الصفراء) ؛
• النجوم القزمية
• النجوم العملاقة.

النجوم ذات الكتلة المنخفضة (الأقزام) تحرق ببطء احتياطياتها من الهيدروجين وتعيش حياتها بهدوء تام.

هذه النجوم هي الغالبية في الكون ونجمنا ، القزم الأصفر ، ينتمي إليهم. مع بداية الشيخوخة ، يصبح القزم الأصفر عملاق أحمر أو عملاق خارق.

بناءً على نظرية أصل النجوم ، لم تنته عملية تكوين النجوم في الكون. ألمع النجوم في مجرتنا ليس فقط الأكبر مقارنة بالشمس ، ولكن أيضًا الأصغر سنًا. يسمي علماء الفيزياء الفلكية وعلماء الفلك هذه النجوم بالعملاق الأزرق العملاق. في النهاية ، سيواجهون نفس المصير الذي تعيشه تريليونات النجوم الأخرى. أولاً ، الولادة السريعة ، حياة رائعة ومتحمسة ، وبعدها تأتي فترة من التوهين البطيء. النجوم في حجم الشمس لها دورة حياة طويلة ، كونها في التسلسل الرئيسي (في منتصفها).

باستخدام بيانات عن كتلة النجم ، يمكننا افتراض مسار تطوره التطوري. مثال واضح على هذه النظرية هو تطور نجمنا. لا شيء دائم. نتيجة الاندماج النووي الحراري ، يتم تحويل الهيدروجين إلى هيليوم ، وبالتالي ، يتم استهلاك احتياطياته الأولية وتقليلها. يومًا ما ، قريبًا جدًا ، ستنفد هذه الاحتياطيات. انطلاقا من حقيقة أن شمسنا تستمر في السطوع لأكثر من 5 مليارات سنة ، دون تغيير في الحجم ، فإن العمر الناضج للنجم يمكن أن يستمر في نفس الفترة تقريبًا.

سيؤدي استنزاف احتياطيات الهيدروجين إلى حقيقة أن جوهر الشمس ، تحت تأثير الجاذبية ، سيبدأ في الانكماش بسرعة. ستصبح كثافة النواة عالية جدًا ، ونتيجة لذلك ستنتقل العمليات النووية الحرارية إلى الطبقات المجاورة للنواة. تسمى هذه الحالة بالانهيار ، والذي يمكن أن يحدث بسبب مرور التفاعلات النووية الحرارية في الطبقات العليا من النجم. نتيجة للضغط العالي ، يتم إطلاق التفاعلات النووية الحرارية التي تتضمن الهيليوم.

سيستمر احتياطي الهيدروجين والهيليوم في هذا الجزء من النجم لملايين السنين. لن يمر وقت طويل قبل أن يؤدي استنفاد احتياطيات الهيدروجين إلى زيادة شدة الإشعاع وزيادة حجم الغلاف وحجم النجم نفسه. نتيجة لذلك ، ستصبح شمسنا كبيرة جدًا. إذا تخيلنا هذه الصورة في عشرات المليارات من السنين ، فبدلاً من قرص لامع مبهر ، سيعلق قرص أحمر حار بحجم هائل في السماء. العمالقة الحمراء هي مرحلة طبيعية في تطور النجم ، حالته الانتقالية إلى فئة النجوم المتغيرة.

نتيجة لمثل هذا التحول ، سيتم تقليل المسافة من الأرض إلى الشمس ، بحيث تسقط الأرض في منطقة تأثير الهالة الشمسية وتبدأ في "التقلص" فيها. سترتفع درجة الحرارة على سطح الكوكب عشرة أضعاف ، الأمر الذي سيؤدي إلى اختفاء الغلاف الجوي وتبخر الماء. نتيجة لذلك ، سيتحول الكوكب إلى صحراء صخرية هامدة.

المراحل الأخيرة من تطور النجوم

بعد أن وصل إلى مرحلة العملاق الأحمر ، يصبح النجم الطبيعي قزمًا أبيض تحت تأثير عمليات الجاذبية. إذا كانت كتلة النجم مساوية تقريبًا لكتلة شمسنا ، فستحدث جميع العمليات الرئيسية فيه بهدوء ، بدون نبضات وردود فعل انفجارية. سيموت القزم الأبيض لفترة طويلة ، ويحترق على الأرض.

في الحالات التي يكون فيها النجم أكبر من الكتلة الشمسية بمقدار 1.4 مرة ، لن يكون القزم الأبيض هو المرحلة النهائية. مع وجود كتلة كبيرة داخل النجم ، تبدأ عمليات ضغط المادة النجمية على المستوى الذري والجزيئي. تتحول البروتونات إلى نيوترونات ، وتزداد كثافة النجم وينخفض ​​حجمه بسرعة.

يبلغ قطر النجوم النيوترونية المعروفة للعلم 10-15 كم. مع هذا الحجم الصغير ، يكون للنجم النيوتروني كتلة هائلة. يمكن أن يزن سنتيمتر مكعب واحد من المادة النجمية بلايين الأطنان.

في حالة تعاملنا في البداية مع نجم ذي كتلة كبيرة ، فإن المرحلة الأخيرة من التطور تأخذ أشكالًا أخرى. مصير النجم الهائل هو ثقب أسود - جسم ذو طبيعة غير مستكشفة وسلوك لا يمكن التنبؤ به. تساهم الكتلة الضخمة للنجم في زيادة قوى الجاذبية ، مما يؤدي إلى تحريك قوى الانضغاط. لا يمكن إيقاف هذه العملية. تنمو كثافة المادة حتى تتحول إلى ما لا نهاية ، وتشكل فضاءًا فريدًا (نظرية النسبية لأينشتاين). سيصبح نصف قطر هذا النجم في النهاية صفرًا ، ليصبح ثقبًا أسود في الفضاء الخارجي. سيكون هناك المزيد من الثقوب السوداء إذا كان معظم الفضاء في الفضاء مشغولًا بنجوم ضخمة وفائقة الكتلة.

تجدر الإشارة إلى أنه أثناء تحول العملاق الأحمر إلى نجم نيوتروني أو إلى ثقب أسود ، يمكن أن يختبر الكون ظاهرة فريدة - ولادة جسم كوني جديد.

ولادة مستعر أعظم هي المرحلة النهائية الأكثر إثارة للإعجاب في تطور النجوم. هنا يعمل قانون الطبيعة الطبيعي: التوقف عن وجود جسد واحد يؤدي إلى حياة جديدة. فترة مثل هذه الدورة مثل ولادة المستعر الأعظم تتعلق بشكل أساسي بالنجوم الضخمة. تؤدي الاحتياطيات المستهلكة من الهيدروجين إلى حقيقة أن الهيليوم والكربون يدخلان في عملية الاندماج النووي الحراري. نتيجة لهذا التفاعل ، يرتفع الضغط مرة أخرى ، ويتكون قلب حديدي في وسط النجم. تحت تأثير أقوى قوى الجاذبية ، ينتقل مركز الكتلة إلى الجزء المركزي من النجم. يصبح اللب ثقيلًا لدرجة أنه لا يستطيع مقاومة جاذبيته. نتيجة لذلك ، يبدأ توسع سريع في اللب ، مما يؤدي إلى انفجار فوري. ولادة مستعر أعظم هو انفجار ، موجة صدم من القوة الوحشية ، وميض ساطع في مساحات شاسعة من الكون.

وتجدر الإشارة إلى أن شمسنا ليست نجمًا ضخمًا ، وبالتالي ، فإن مثل هذا المصير لا يهددها ، ويجب ألا يخاف كوكبنا من مثل هذه النهاية. في معظم الحالات ، تحدث انفجارات السوبرنوفا في المجرات البعيدة ، وهذا هو سبب ندرة اكتشافها.

أخيراً

إن تطور النجوم هو عملية تمتد على مدى عشرات المليارات من السنين. إن فهمنا للعمليات الجارية هو مجرد نموذج رياضي ومادي ، نظرية. وقت الأرض هو مجرد لحظة في دورة زمنية ضخمة يعيش فيها كوننا. يمكننا فقط ملاحظة ما حدث منذ مليارات السنين وتخمين ما قد تواجهه الأجيال القادمة من أبناء الأرض.

إذا كان لديك أي أسئلة - اتركها في التعليقات أسفل المقالة. سنكون سعداء نحن أو زوارنا بالرد عليهم.

تطور النجوم ذات الكتل المختلفة

لا يستطيع علماء الفلك مراقبة حياة نجم واحد من البداية إلى النهاية ، لأنه حتى النجوم الأقصر عمراً موجودة لملايين السنين - أطول من حياة البشرية جمعاء. التغييرات بمرور الوقت في الخصائص الفيزيائية والتركيب الكيميائي للنجوم ، أي التطور النجمي ، يدرس علماء الفلك من خلال مقارنة خصائص العديد من النجوم في مراحل مختلفة من التطور.

تنعكس الأنماط الفيزيائية التي تربط الخصائص المرصودة للنجوم في مخطط لمعان الألوان - مخطط هيرتزبرونج - راسل ، حيث تشكل النجوم تجمعات منفصلة - التسلسلات: التسلسل الرئيسي للنجوم ، وتسلسل العمالقة الفائقة ، والعمالقة الساطعة والضعيفة ، والعملاق الفرعي والأقزام الفرعية والأقزام البيضاء.

بالنسبة لمعظم حياته ، يكون أي نجم في ما يسمى بالتسلسل الرئيسي لمخطط لمعان اللون. جميع المراحل الأخرى لتطور النجم قبل تكوين بقايا متراصة لا تستغرق أكثر من 10٪ من هذا الوقت. هذا هو السبب في أن معظم النجوم التي لوحظت في مجرتنا هي أقزام حمراء متواضعة لها كتلة الشمس أو أقل. يتضمن التسلسل الرئيسي حوالي 90٪ من جميع النجوم المرصودة.

يتم تحديد عمر النجم وما يتحول إليه في نهاية مسار حياته تمامًا من خلال كتلته. النجوم ذات الكتلة الأكبر من كتلة الشمس تعيش أقل بكثير من الشمس ، وعمر النجوم الأكثر ضخامة هو ملايين السنين فقط. بالنسبة للغالبية العظمى من النجوم ، يبلغ العمر حوالي 15 مليار سنة. بعد أن يستنفد النجم مصادر طاقته ، يبدأ في البرودة والانكماش. الناتج النهائي لتطور النجوم هو أجسام مدمجة ضخمة ، كثافتها أكبر بعدة مرات من كثافة النجوم العادية.

ينتهي الأمر بالنجوم ذات الكتل المختلفة في واحدة من ثلاث حالات: الأقزام البيضاء أو النجوم النيوترونية أو الثقوب السوداء. إذا كانت كتلة النجم صغيرة ، فإن قوى الجاذبية تكون ضعيفة نسبيًا ويتوقف انضغاط النجم (انهيار الجاذبية). يدخل في الحالة المستقرة للقزم الأبيض. إذا تجاوزت الكتلة قيمة حرجة ، يستمر الضغط. عند كثافة عالية جدًا ، تتحد الإلكترونات مع البروتونات لتكوين النيوترونات. قريبًا ، يتكون النجم بأكمله تقريبًا من نيوترونات فقط ولديه كثافة هائلة لدرجة أن كتلة نجمية ضخمة تتركز في كرة صغيرة جدًا يبلغ نصف قطرها عدة كيلومترات ويتوقف الضغط - يتكون نجم نيوتروني. إذا كانت كتلة النجم كبيرة جدًا لدرجة أن تشكيل النجم النيوتروني لا يوقف الانهيار التثاقلي ، فإن المرحلة الأخيرة في تطور النجم ستكون ثقبًا أسود.

تحتل نقطة في الزاوية اليمنى العليا: لها لمعان عالي ودرجة حرارة منخفضة. يحدث الإشعاع الرئيسي في نطاق الأشعة تحت الحمراء. يصل إلينا إشعاع من قشرة الغبار الباردة. في عملية التطور ، سيتغير موضع النجم على الرسم التخطيطي. المصدر الوحيد للطاقة في هذه المرحلة هو انكماش الجاذبية. لذلك ، يتحرك النجم بسرعة كبيرة بالتوازي مع المحور الصادي.

لا تتغير درجة حرارة السطح ، لكن نصف القطر واللمعان يتناقصان. ترتفع درجة الحرارة في مركز النجم ، لتصل إلى القيمة التي تبدأ عندها التفاعلات بعناصر ضوئية: الليثيوم ، والبريليوم ، والبورون ، التي تحترق بسرعة ، لكنها تنجح في إبطاء الضغط. يتحول المسار بالتوازي مع المحور y ، وترتفع درجة الحرارة على سطح النجم ، ويظل اللمعان ثابتًا تقريبًا. أخيرًا ، في وسط النجم ، تبدأ تفاعلات تكوين الهيليوم من الهيدروجين (احتراق الهيدروجين). النجم يدخل التسلسل الرئيسي.

يتم تحديد مدة المرحلة الأولية من خلال كتلة النجم. بالنسبة لنجوم مثل الشمس ، فإن الأمر يستغرق حوالي مليون سنة ، بالنسبة لنجم كتلته 10 م☉ أصغر بنحو 1000 مرة ، ولنجم كتلته 0.1 م☉ آلاف المرات أكثر.

النجوم الشابة ذات الكتلة المنخفضة

في بداية تطوره ، يكون للنجم ذي الكتلة المنخفضة قلب مشع ومغلف الحمل الحراري (الشكل 82 ، 1).

في مرحلة التسلسل الرئيسي ، يضيء النجم بسبب إطلاق الطاقة في التفاعلات النووية لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم. يضمن إمداد الهيدروجين لمعان نجم كتلته 1 م☉ تقريباً خلال 10 10 سنوات. النجوم ذات الكتلة الأكبر تستهلك الهيدروجين بشكل أسرع: على سبيل المثال ، النجم بكتلة 10 م☉ سوف يستخدم الهيدروجين في أقل من 10 7 سنوات (اللمعان يتناسب مع القوة الرابعة للكتلة).

النجوم ذات الكتلة المنخفضة

عندما يحترق الهيدروجين ، تنضغط المناطق المركزية للنجم بقوة.

النجوم ذات الكتلة العالية

بعد دخول التسلسل الرئيسي ، تطور نجم كبير الكتلة (> 1.5 م☉) تحددها شروط احتراق الوقود النووي في باطن النجم. في مرحلة التسلسل الرئيسية ، هذا هو احتراق الهيدروجين ، ولكن على عكس النجوم منخفضة الكتلة ، تهيمن تفاعلات دورة الكربون-النيتروجين في اللب. في هذه الدورة ، تلعب ذرات C و N دور المحفزات. يتناسب معدل إطلاق الطاقة في تفاعلات مثل هذه الدورة مع تي 17. لذلك ، يتكون قلب الحمل الحراري في القلب ، وتحيط به منطقة يتم فيها نقل الطاقة عن طريق الإشعاع.

إن لمعان النجوم ذات الكتلة الكبيرة أعلى بكثير من لمعان الشمس ، ويتم استهلاك الهيدروجين بشكل أسرع. هذا يرجع إلى حقيقة أن درجة الحرارة في وسط هذه النجوم أعلى أيضًا.

مع انخفاض نسبة الهيدروجين في جوهر الحمل الحراري ، ينخفض ​​معدل إطلاق الطاقة. ولكن نظرًا لأن معدل الإطلاق يتحدد من خلال اللمعان ، فإن اللب يبدأ في الانكماش ، ويظل معدل إطلاق الطاقة ثابتًا. في الوقت نفسه ، يتوسع النجم ويمر إلى منطقة العمالقة الحمراء.

النجوم ذات الكتلة المنخفضة

بحلول الوقت الذي يحترق فيه الهيدروجين تمامًا ، يتشكل قلب صغير من الهيليوم في وسط نجم منخفض الكتلة. في اللب ، تصل كثافة المادة ودرجة الحرارة إلى 10 9 كجم / م و 10 8 كلفن على التوالي. يحدث احتراق الهيدروجين على سطح النواة. مع ارتفاع درجة الحرارة في القلب ، يزداد معدل احتراق الهيدروجين ويزداد اللمعان. تختفي المنطقة المشعة تدريجياً. وبسبب زيادة سرعة التدفق الحراري ، تنتفخ الطبقات الخارجية للنجم. يزداد حجمها وإشراقها - يتحول النجم إلى عملاق أحمر (الشكل 82 ، II).

النجوم ذات الكتلة العالية

عندما يتم استنفاد هيدروجين نجم ذي كتلة كبيرة تمامًا ، يبدأ تفاعل ثلاثي هيليوم في اللب وفي نفس الوقت تفاعل تكوين الأكسجين (3He => C و C + He => 0). في الوقت نفسه ، يبدأ الهيدروجين في الاحتراق على سطح نواة الهيليوم. يظهر مصدر الطبقة الأولى.

يتم استنفاد إمدادات الهيليوم بسرعة كبيرة ، لأنه في التفاعلات الموصوفة في كل فعل أولي ، يتم إطلاق القليل نسبيًا من الطاقة. تكرر الصورة نفسها ، ويظهر مصدرا طبقتين في النجمة ، ويبدأ تفاعل C + C => Mg في اللب.

تبين أن المسار التطوري في هذه الحالة معقد للغاية (الشكل 84). في مخطط Hertzsprung-Russell ، يتحرك النجم على طول تسلسل العمالقة أو (مع كتلة كبيرة جدًا في منطقة العملاق العملاق) يصبح بشكل دوري cephei.

النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة

في النجم ذي الكتلة المنخفضة ، في النهاية ، تصل سرعة التدفق الحراري عند مستوى ما إلى السرعة الفضائية الثانية ، وتنطلق القشرة ، ويتحول النجم إلى قزم أبيض محاط بسديم كوكبي.

يظهر المسار التطوري لنجم منخفض الكتلة على مخطط Hertzsprung-Russell في الشكل 83.

موت النجوم عالية الكتلة

في نهاية التطور ، يكون للنجم ذي الكتلة الكبيرة بنية معقدة للغاية. كل طبقة لها تركيبتها الكيميائية الخاصة ، والتفاعلات النووية تحدث في عدة طبقات من المصادر ، ويتكون قلب حديدي في المركز (الشكل 85).

التفاعلات النووية مع الحديد لا تستمر ، لأنها تتطلب إنفاق (وليس إطلاق) للطاقة. لذلك ، يتم ضغط اللب الحديدي بسرعة ، وتزداد درجة الحرارة والكثافة فيه ، لتصل إلى قيم رائعة - درجة حرارة 10 9 كلفن وضغط 10 9 كجم / م 3. مواد من الموقع

في هذه اللحظة ، تبدأ عمليتان مهمتان ، تجريان في النواة في وقت واحد وبسرعة كبيرة (على ما يبدو ، في غضون دقائق). الأول هو أنه أثناء اصطدام النوى ، تتحلل ذرات الحديد إلى 14 ذرة هيليوم ، والثاني هو أن الإلكترونات "تضغط" في البروتونات ، مكونة نيوترونات. ترتبط كلتا العمليتين بامتصاص الطاقة ، وتنخفض درجة الحرارة في القلب (الضغط أيضًا) على الفور. تبدأ الطبقات الخارجية للنجم في السقوط باتجاه المركز.

يؤدي سقوط الطبقات الخارجية إلى زيادة حادة في درجة الحرارة فيها. يبدأ الهيدروجين والهيليوم والكربون في الاحتراق. ويصاحب ذلك تيار قوي من النيوترونات يأتي من اللب المركزي. نتيجة لذلك ، يحدث انفجار نووي قوي ، مما أدى إلى التخلص من الطبقات الخارجية للنجم ، والتي تحتوي بالفعل على جميع العناصر الثقيلة ، حتى الكاليفورنيوم. وفقًا لوجهات النظر الحديثة ، تشكلت جميع ذرات العناصر الكيميائية الثقيلة (أي أثقل من الهليوم) في الكون على وجه التحديد في التوهجات.

في بداية القرن العشرين ، رسم هيرتسبرونغ ورسل نجومًا مختلفة على مخطط "الحجم المطلق" - "الطبقة الطيفية" ، واتضح أن معظمهم تم تجميعهم على طول منحنى ضيق. في وقت لاحق ، تبين أن هذا المخطط (الذي يسمى الآن مخطط Hertzsprung-Russell) هو المفتاح لفهم ودراسة العمليات التي تحدث داخل النجم.

يتيح الرسم التخطيطي إمكانية (وإن لم يكن ذلك بدقة شديدة) للعثور على القيمة المطلقة للفئة الطيفية. خاصة بالنسبة للفئات الطيفية O-F. بالنسبة للفئات اللاحقة ، فإن هذا الأمر معقد بسبب الحاجة إلى الاختيار بين العملاق والقزم. ومع ذلك ، تسمح لنا بعض الاختلافات في شدة بعض الخطوط باتخاذ هذا الاختيار بثقة.

تقع معظم النجوم (حوالي 90٪) على الرسم التخطيطي بطول شريط ضيق طويل يسمى التسلسل الرئيسي. امتدت من الزاوية اليسرى العليا (من العمالقة الزرقاء) إلى الزاوية اليمنى السفلية (إلى الأقزام الحمراء). تتضمن النجوم المتسلسلة الرئيسية الشمس ، التي يؤخذ لمعانها كوحدة واحدة.

تقع النقاط المقابلة للعمالقة والعملاقين فوق التسلسل الرئيسي على اليمين ، وتتوافق مع الأقزام البيضاء - في الزاوية اليسرى السفلية ، أسفل التسلسل الرئيسي.

أصبح من الواضح الآن أن نجوم التسلسل الرئيسي هي نجوم عادية ، على غرار الشمس ، حيث يتم حرق الهيدروجين في التفاعلات النووية الحرارية. التسلسل الرئيسي هو سلسلة من النجوم ذات الكتل المختلفة.تقع أكبر النجوم من حيث الكتلة في الجزء العلوي من التسلسل الرئيسي وهي عمالقة زرقاء. أصغر النجوم كتلة هي الأقزام. تقع في الجزء السفلي من التسلسل الرئيسي. بالتوازي مع التسلسل الرئيسي ، ولكن تحته قليلاً ، توجد أقزام فرعية. وهي تختلف عن نجوم التسلسل الرئيسي في محتواها المعدني المنخفض.

يقضي النجم معظم حياته في التسلسل الرئيسي. خلال هذه الفترة ، بالكاد يتغير لونها ودرجة حرارتها وإشراقها وغيرها من المعلمات. ولكن قبل أن يصل النجم إلى هذه الحالة المستقرة ، بينما لا يزال في حالة النجم الأولي ، يكون أحمر اللون ولوقت قصير أكثر سطوعًا مما سيكون عليه في التسلسل الرئيسي.

النجوم ذات الكتلة الكبيرة (العمالقة العملاقة) تنفق طاقتها بسخاء ، وتطور مثل هذه النجوم لا يدوم سوى مئات الملايين من السنين. لذلك ، العمالقة الزرقاء هم نجوم شابة.

كما أن مراحل تطور النجوم بعد التسلسل الرئيسي قصيرة أيضًا. في هذه الحالة ، تصبح النجوم النموذجية عمالقة حمراء ، والنجوم الضخمة جدًا تصبح عمالقة حمراء عملاقة. يزداد حجم النجم بسرعة ويزداد لمعانه. تنعكس مراحل التطور هذه في مخطط هيرتزبرونج-راسل.

يقضي كل نجم حوالي 90٪ من حياته في التسلسل الرئيسي. خلال هذه الفترة ، كانت المصادر الرئيسية للطاقة للنجم هي التفاعلات الحرارية النووية لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم في مركزه. بعد استنفاد هذا المصدر ، ينتقل النجم إلى منطقة العمالقة ، حيث يقضي حوالي 10٪ من عمره. في هذا الوقت ، المصدر الرئيسي لإطلاق الطاقة النجمية هو تحويل الهيدروجين إلى هيليوم في الطبقة المحيطة بنواة الهيليوم الكثيفة. هذا ما يسمى مرحلة العملاق الأحمر.

ولادة النجوم

يبدأ تطور النجم في سحابة جزيئية عملاقة ، تسمى أيضًا المهد النجمي ، حيث يبدأ تذبذب الكثافة الأولية في النمو نتيجة لعدم استقرار الجاذبية. تحتوي معظم المساحة "الفارغة" في المجرة على ما بين 0.1 و 1 جزيء لكل سم 3. من ناحية أخرى ، تبلغ كثافة السحابة الجزيئية حوالي مليون جزيء لكل سم مكعب. تتجاوز كتلة هذه السحابة كتلة الشمس بمقدار 100.000-10.000.000 مرة بسبب حجمها: من 50 إلى 300 سنة ضوئية.

أثناء الانهيار ، تنقسم السحابة الجزيئية إلى أجزاء ، وتشكل كتلًا أصغر وأصغر. الشظايا التي تقل كتلتها عن 100 كتلة شمسية قادرة على تكوين نجم. في مثل هذه التكوينات ، يسخن الغاز عندما يتقلص بسبب إطلاق طاقة الجاذبية الكامنة ، وتصبح السحابة نجمًا أوليًا ، وتتحول إلى جسم كروي دوار.

النجوم في المرحلة الأولى من وجودها ، كقاعدة عامة ، مخفية عن الأنظار داخل سحابة كثيفة من الغبار والغاز. غالبًا ما يمكن ملاحظة الصور الظلية لمثل هذه الشرانق المكونة للنجوم على خلفية الإشعاع الساطع من الغاز المحيط. تسمى هذه التكوينات كريات بوك.

لا تصل نسبة صغيرة جدًا من النجوم الأولية إلى درجة حرارة كافية لتفاعلات الاندماج النووي الحراري. تسمى هذه النجوم "الأقزام البنية" ، وكتلتها لا تتجاوز عُشر الشمس. تموت هذه النجوم بسرعة ، وتبرد تدريجيًا على مدى عدة مئات من ملايين السنين. في بعض النجوم الأولية الضخمة ، يمكن أن تصل درجة الحرارة الناتجة عن الضغط القوي إلى 10 ملايين كلفن ، مما يجعل من الممكن اندماج الهيليوم من الهيدروجين. يبدأ مثل هذا النجم في التوهج. تؤسس بداية التفاعلات النووية الحرارية التوازن الهيدروستاتيكي ، مما يمنع اللب من المزيد من الانهيار التثاقلي. علاوة على ذلك ، يمكن أن يوجد النجم في حالة مستقرة.

المرحلة الأولى من تطور النجوم

في مخطط Hertzsprung-Russell ، يحتل النجم الناشئ نقطة في الزاوية اليمنى العليا: لمعان عالٍ ودرجة حرارة منخفضة. يحدث الإشعاع الرئيسي في نطاق الأشعة تحت الحمراء. يصل إلينا إشعاع من قشرة الغبار الباردة. في عملية التطور ، سيتغير موضع النجم على الرسم التخطيطي. المصدر الوحيد للطاقة في هذه المرحلة هو انكماش الجاذبية. لذلك ، يتحرك النجم بسرعة كبيرة بالتوازي مع المحور الصادي.

لا تتغير درجة حرارة السطح ، لكن نصف القطر واللمعان يتناقصان. ترتفع درجة الحرارة في مركز النجم ، لتصل إلى القيمة التي تبدأ عندها التفاعلات بعناصر ضوئية: الليثيوم ، والبريليوم ، والبورون ، التي تحترق بسرعة ، لكنها تنجح في إبطاء الضغط. يدور المسار بالتوازي مع المحور y ، وترتفع درجة الحرارة على سطح النجم ، ويظل اللمعان ثابتًا تقريبًا. أخيرًا ، في وسط النجم ، تبدأ تفاعلات تكوين الهيليوم من الهيدروجين (احتراق الهيدروجين). النجم يدخل التسلسل الرئيسي.

يتم تحديد مدة المرحلة الأولية من خلال كتلة النجم. بالنسبة لنجوم مثل الشمس ، فإن الأمر يستغرق حوالي مليون سنة ، بالنسبة لنجم كتلته 10 أمتار ☉ أصغر بحوالي 1000 مرة ، ولنجم كتلته 0.1 م ☉ ألف مرة.

مرحلة التسلسل الرئيسية

في مرحلة التسلسل الرئيسي ، يضيء النجم بسبب إطلاق الطاقة في التفاعلات النووية لتحويل الهيدروجين إلى هيليوم. يوفر إمداد الهيدروجين لمعان نجم كتلته 1 م ☉ لمدة 10 10 سنوات. النجوم ذات الكتلة الأكبر تستهلك الهيدروجين بشكل أسرع: على سبيل المثال ، نجم كتلته 10 م ☉ سوف تستخدم الهيدروجين في أقل من 10 7 سنوات (اللمعان يتناسب مع القوة الرابعة للكتلة).

النجوم ذات الكتلة المنخفضة

عندما يحترق الهيدروجين ، تنضغط المناطق المركزية للنجم بقوة.

النجوم ذات الكتلة العالية

بعد دخول التسلسل الرئيسي ، تطور نجم كبير الكتلة (> 1.5 م ☉ ) تتحدد شروط احتراق الوقود النووي في داخل النجم. في مرحلة التسلسل الرئيسية ، هذا هو حرق الهيدروجين ، ولكن على عكس النجوم منخفضة الكتلة ، تهيمن تفاعلات دورة الكربون-النيتروجين في اللب. في هذه الدورة ، تلعب ذرات C و N دور المحفزات. يتناسب معدل إطلاق الطاقة في تفاعلات مثل هذه الدورة مع T 17. لذلك ، يتكون قلب الحمل الحراري في القلب ، وتحيط به منطقة يتم فيها نقل الطاقة عن طريق الإشعاع.

إن لمعان النجوم ذات الكتلة الكبيرة أعلى بكثير من لمعان الشمس ، ويتم استهلاك الهيدروجين بشكل أسرع. هذا يرجع إلى حقيقة أن درجة الحرارة في وسط هذه النجوم أعلى أيضًا.

مع انخفاض نسبة الهيدروجين في جوهر الحمل الحراري ، ينخفض ​​معدل إطلاق الطاقة. ولكن نظرًا لأن معدل الإطلاق يتحدد من خلال اللمعان ، فإن اللب يبدأ في الانكماش ، ويظل معدل إطلاق الطاقة ثابتًا. في الوقت نفسه ، يتوسع النجم ويمر إلى منطقة العمالقة الحمراء.

مرحلة النضج النجمي

النجوم ذات الكتلة المنخفضة

بحلول الوقت الذي يحترق فيه الهيدروجين تمامًا ، يتشكل قلب صغير من الهيليوم في وسط نجم منخفض الكتلة. في اللب ، تصل كثافة المادة ودرجة الحرارة إلى قيم 10 9 كجم / م 3 و 10 8 كلفن على التوالي. يحدث احتراق الهيدروجين على سطح النواة. مع ارتفاع درجة الحرارة في القلب ، يزداد معدل احتراق الهيدروجين ويزداد اللمعان. تختفي المنطقة المشعة تدريجياً. وبسبب الزيادة في سرعة التيارات الحرارية ، تنتفخ الطبقات الخارجية للنجم. يزداد حجمها وإشراقها - يتحول النجم إلى عملاق أحمر.

النجوم ذات الكتلة العالية

عندما يتم استنفاد هيدروجين نجم كبير الكتلة تمامًا ، يبدأ تفاعل ثلاثي الهيليوم في اللب ، وفي نفس الوقت ، تفاعل إنتاج الأكسجين (3He => C و C + He => O). في الوقت نفسه ، يبدأ الهيدروجين في الاحتراق على سطح نواة الهيليوم. يظهر مصدر الطبقة الأولى.

يتم استنفاد إمدادات الهيليوم بسرعة كبيرة ، لأنه في التفاعلات الموصوفة ، يتم إطلاق القليل من الطاقة نسبيًا في كل فعل أولي. تكرر الصورة نفسها ، ويظهر مصدرا طبقتين في النجمة ، ويبدأ تفاعل C + C => Mg في اللب.

في الوقت نفسه ، تبين أن المسار التطوري معقد للغاية. في مخطط Hertzsprung-Russell ، يتحرك النجم على طول تسلسل العمالقة أو (للكتل الكبيرة جدًا في منطقة العملاق الفائق) بشكل دوري يصبح Cepheid.

المراحل الأخيرة من تطور النجوم

النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة

في النجم ذي الكتلة المنخفضة ، في النهاية ، تصل سرعة التدفق الحراري عند مستوى ما إلى السرعة الفضائية الثانية ، وتتفكك القشرة ويتحول النجم إلى قزم أبيض محاط بسديم كوكبي.

موت النجوم عالية الكتلة

في نهاية تطوره ، يكون للنجم ذي الكتلة الكبيرة هيكل معقد للغاية. كل طبقة لها تركيبتها الكيميائية الخاصة ، والتفاعلات النووية تحدث في عدة طبقات من المصادر ، ويتكون قلب حديدي في المركز.

التفاعلات النووية مع الحديد لا تستمر ، لأنها تتطلب إنفاق (بدلاً من إطلاق) الطاقة. لذلك ، يتم ضغط اللب الحديدي بسرعة ، وتزداد درجة الحرارة والكثافة فيه ، لتصل إلى قيم رائعة - درجة حرارة 10 9 كلفن وكثافة 10 9 كجم / م 3.

في هذه اللحظة ، تبدأ عمليتان مهمتان ، تجريان في النواة في وقت واحد وبسرعة كبيرة (على ما يبدو ، في غضون دقائق). الأول هو أنه أثناء الاصطدامات النووية ، تتحلل ذرات الحديد إلى 14 ذرة هيليوم ، والثاني هو أن الإلكترونات "تضغط" لتتحول إلى بروتونات ، مكونة نيوترونات. ترتبط كلتا العمليتين بامتصاص الطاقة ، وتنخفض درجة الحرارة في القلب (أيضًا الضغط) على الفور. تبدأ الطبقات الخارجية للنجم في السقوط باتجاه المركز.

يؤدي سقوط الطبقات الخارجية إلى زيادة حادة في درجة الحرارة فيها. يبدأ الهيدروجين والهيليوم والكربون في الاحتراق. ويصاحب ذلك تيار قوي من النيوترونات يأتي من اللب المركزي. نتيجة لذلك ، يحدث انفجار نووي قوي ، مما أدى إلى التخلص من الطبقات الخارجية للنجم ، والتي تحتوي بالفعل على جميع العناصر الثقيلة ، حتى الكاليفورنيوم. وفقًا لوجهات النظر الحديثة ، تشكلت جميع ذرات العناصر الكيميائية الثقيلة (أي أثقل من الهيليوم) في الكون على وجه التحديد في انفجارات المستعر الأعظم. اعتمادًا على كتلة النجم المنفجر ، يبقى نجم نيوتروني أو ثقب أسود مكان المستعر الأعظم المتفجر.