تطور النجوم بطرق مختلفة للتطور. المراحل الأخيرة من تطور النجوم

على الرغم من أن النجوم تبدو أبدية على مقياس الزمن البشري ، إلا أنها ، مثل كل الأشياء في الطبيعة ، تولد وتعيش وتموت. وفقًا للفرضية المقبولة عمومًا عن سحابة من الغاز والغبار ، يولد النجم نتيجة ضغط الجاذبية للغاز بين النجمي وسحابة الغبار. عندما تصبح هذه السحابة أكثر كثافة ، فإنها تتشكل أولاً بروتستارتزداد درجة الحرارة في مركزها بشكل مطرد حتى تصل إلى الحد الضروري لسرعة الحركة الحرارية للجسيمات لتتجاوز العتبة ، وبعد ذلك تكون البروتونات قادرة على التغلب على القوى العيانية للتنافر الكهروستاتيكي المتبادل ( سم.قانون كولوم) والدخول في تفاعل اندماج نووي حراري ( سم.الاضمحلال النووي والاندماج).

نتيجة لتفاعل اندماج نووي حراري متعدد المراحل لأربعة بروتونات ، تتشكل نواة الهليوم (2 بروتون + 2 نيوترون) في النهاية ويتم إطلاق ينبوع كامل من الجسيمات الأولية المختلفة. في الحالة النهائية ، الكتلة الكلية للجسيمات المشكلة الأصغركتل البروتونات الأربعة الأصلية ، مما يعني إطلاق الطاقة الحرة أثناء التفاعل ( سم.نظرية النسبية). وبسبب هذا ، فإن اللب الداخلي للنجم الوليد يسخن بسرعة إلى درجات حرارة عالية للغاية ، وتبدأ طاقته الزائدة في التدفق نحو سطحه الأقل سخونة - وخارجها. في الوقت نفسه ، يبدأ الضغط في مركز النجم في الازدياد ( سم.معادلة الحالة للغاز المثالي). وهكذا ، من خلال "حرق" الهيدروجين في عملية تفاعل نووي حراري ، لا يسمح النجم لقوى الجذب الثقالي بضغط نفسه إلى حالة فائقة الكثافة ، مما يقاوم الانهيار التثاقلي بضغط حراري داخلي متجدد باستمرار ، مما ينتج عنه طاقة مستقرة الرصيد. يقال إن النجوم في مرحلة احتراق الهيدروجين النشط تكون في "المرحلة الرئيسية" من دورة حياتها أو تطورها ( سم.مخطط هيرتسبرونج-راسل). يسمى تحول عنصر كيميائي إلى آخر داخل النجم الاندماج النوويأو تخليق نووي.

على وجه الخصوص ، كانت الشمس في المرحلة النشطة من حرق الهيدروجين في عملية التخليق النووي النشط لنحو 5 مليارات سنة ، وينبغي أن تكون احتياطيات الهيدروجين في القلب لاستمرارها كافية لنجومنا لمدة 5.5 مليار سنة أخرى. كلما زاد حجم النجم ، زادت كمية وقود الهيدروجين لديه ، ولكن لمواجهة قوى انهيار الجاذبية ، يجب عليه حرق الهيدروجين بمعدل يتجاوز معدل نمو احتياطيات الهيدروجين مع زيادة كتلة النجم. وهكذا ، كلما زاد حجم النجم ، كلما كان عمره أقصر ، وهو ما يحدده نضوب احتياطيات الهيدروجين ، وتحترق أكبر النجوم حرفيًا في "بعض" عشرات الملايين من السنين. من ناحية أخرى ، تعيش أصغر النجوم بشكل مريح لمئات المليارات من السنين. لذلك ، وفقًا لهذا المقياس ، تنتمي شمسنا إلى "الفلاحين المتوسطين الأقوياء".

عاجلاً أم آجلاً ، سيستهلك أي نجم كل الهيدروجين المتاح للاحتراق في فرن الاندماج الخاص به. ماذا بعد؟ كما أنه يعتمد على كتلة النجم. تنهي الشمس (وكل النجوم التي تقل كتلتها عن ثمانية أضعاف) حياتها بطريقة مبتذلة للغاية. مع استنفاد احتياطيات الهيدروجين في باطن النجم ، تبدأ قوى الانكماش الثقالي ، التي كانت تنتظر بصبر هذه الساعة منذ لحظة ولادة النجم ، في السيادة - وتحت تأثيرها يبدأ النجم لتقليص وتكثيف. هذه العملية لها تأثير مزدوج: ترتفع درجة الحرارة في الطبقات مباشرة حول قلب النجم إلى المستوى الذي يدخل فيه الهيدروجين الموجود هناك أخيرًا في تفاعل اندماج مع تكوين الهيليوم. في الوقت نفسه ، ترتفع درجة الحرارة في اللب نفسه ، والذي يتكون الآن عمليًا من هيليوم واحد ، لدرجة أن الهيليوم نفسه - نوع من "الرماد" للتفاعل الأولي المتحلل للتخليق النووي - يدخل في تفاعل اندماج حراري نووي جديد: واحد تتكون نواة الكربون من ثلاث نوى هيليوم. تعتبر عملية التفاعل الثانوي للانصهار النووي الحراري ، التي تغذيها نواتج التفاعل الأولي ، إحدى اللحظات الرئيسية في دورة حياة النجوم.

أثناء الاحتراق الثانوي للهيليوم في قلب النجم ، يتم إطلاق الكثير من الطاقة بحيث يبدأ النجم في الانتفاخ حرفيًا. على وجه الخصوص ، سوف يتوسع غلاف الشمس في هذه المرحلة من الحياة إلى ما وراء مدار كوكب الزهرة. في هذه الحالة ، تظل الطاقة الإشعاعية الإجمالية للنجم عند نفس المستوى تقريبًا كما كانت خلال المرحلة الرئيسية من حياته ، ولكن نظرًا لأن هذه الطاقة تنبعث الآن من خلال مساحة سطح أكبر بكثير ، فإن الطبقة الخارجية للنجم تبرد إلى اللون الأحمر جزء من الطيف. النجم يتحول إلى العملاق الأحمر.

بالنسبة للنجوم مثل الشمس ، بعد استنفاد الوقود الذي يغذي التفاعل الثانوي للتخليق النووي ، تبدأ مرحلة الانهيار التثاقلي مرة أخرى - وهذه المرة المرحلة الأخيرة. لم تعد درجة الحرارة داخل القلب قادرة على الارتفاع إلى المستوى اللازم لبدء المستوى التالي من الاندماج. لذلك ، يتقلص النجم حتى يتم موازنة قوى الجاذبية بحاجز القوة التالي. في دوره انخفاض ضغط غاز الإلكترون(سم.حد Chandrasekhar). الإلكترونات ، التي لعبت حتى هذه المرحلة دور الإضافات العاطلة عن العمل في تطور النجم ، لا تشارك في تفاعلات الاندماج النووي وتتنقل بحرية بين النوى التي هي في طور الاندماج ، في مرحلة معينة من الانضغاط ، فهي محرومة من "مساحة المعيشة" والبدء في "مقاومة" المزيد من ضغط الجاذبية للنجم. تستقر حالة النجم وتتحول إلى حالة منحطة قزم ابيض،والتي ستشع الحرارة المتبقية في الفضاء حتى تبرد تمامًا.

النجوم الأكثر ضخامة من الشمس تنتظر نهاية أكثر روعة. بعد احتراق الهليوم ، تكون كتلته أثناء الانضغاط كافية لتسخين القلب والصدفة إلى درجات الحرارة اللازمة لبدء تفاعلات التخليق النووي التالية - الكربون ، ثم السيليكون ، والمغنيسيوم - وما إلى ذلك ، مع زيادة الكتل النووية. في نفس الوقت ، في بداية كل تفاعل جديد في قلب النجم ، يستمر التفاعل السابق في غلافه. في الواقع ، كل العناصر الكيميائية التي يتكون منها الكون ، حتى الحديد ، تشكلت على وجه التحديد نتيجة للتخليق النووي في الأجزاء الداخلية للنجوم المحتضرة من هذا النوع. لكن الحديد هو الحد. لا يمكن أن يكون بمثابة وقود للاندماج النووي أو تفاعلات الانحلال في أي درجة حرارة وضغط ، حيث يتطلب كل من تحللها وإضافة نيوكليونات إضافية إليها تدفق طاقة خارجية. نتيجة لذلك ، يراكم النجم الهائل تدريجياً قلبًا حديديًا داخل نفسه ، غير قادر على العمل كوقود لأي تفاعلات نووية أخرى.

بمجرد أن تصل درجة الحرارة والضغط داخل النواة إلى مستوى معين ، تبدأ الإلكترونات في التفاعل مع بروتونات نوى الحديد ، مما يؤدي إلى تكوين النيوترونات. وفي فترة زمنية قصيرة جدًا - يعتقد بعض المنظرين أن الأمر يستغرق بضع ثوانٍ - تتحلل الإلكترونات الحرة طوال التطور السابق للنجم حرفيًا في بروتونات نوى الحديد ، وتتحول كل مادة لب النجم إلى مادة متصلة. مجموعة من النيوترونات وتبدأ في الانكماش بسرعة في انهيار الجاذبية ، حيث ينخفض ​​ضغط غاز الإلكترون المتحلل المقابل له إلى الصفر. ينهار الغلاف الخارجي للنجم ، الذي تحته يخرج أي دعم ، باتجاه المركز. طاقة الاصطدام للقشرة الخارجية المنهارة مع النواة النيوترونية عالية جدًا لدرجة أنها ترتد بسرعة كبيرة وتتشتت في جميع الاتجاهات من القلب - وينفجر النجم حرفيًا في وميض شديد العمى سوبرنوفا النجوم. في غضون ثوانٍ ، أثناء انفجار مستعر أعظم ، يمكن إطلاق المزيد من الطاقة في الفضاء أكثر من كل نجوم المجرة مجتمعة خلال نفس الوقت.

بعد انفجار سوبرنوفا وتمدد الغلاف في النجوم التي تصل كتلتها إلى 10-30 كتلة شمسية ، يؤدي الانهيار الجاذبي المستمر إلى تكوين نجم نيوتروني ، يتم ضغط مادته حتى يبدأ في تكوين نفسه. شعر ضغط النيوترونات المنحلة -بعبارة أخرى ، تبدأ النيوترونات الآن (تمامًا كما فعلت الإلكترونات سابقًا) في مقاومة المزيد من الضغط ، الأمر الذي يتطلب نفسكمكان عيش \ سكن. يحدث هذا عادة عندما يصل قطر النجم إلى حوالي 15 كم. ونتيجة لذلك ، يتشكل نجم نيوتروني سريع الدوران ، ينبعث منه نبضات كهرومغناطيسية مع تواتر دورانه ؛ تسمى هذه النجوم النجوم النابضة.أخيرًا ، إذا تجاوزت كتلة لب النجم 30 كتلة شمسية ، فلا شيء يمكن أن يوقف المزيد من الانهيار الجاذبي ، ونتيجة لانفجار مستعر أعظم ،

نجم الكتلة ر☼ ونصف القطر R يمكن تمييزهما بطاقته الكامنة E . القدرهأو طاقة الجاذبيةالنجم يسمى العمل الذي يجب إنفاقه من أجل رش مادة النجم إلى ما لا نهاية. على العكس من ذلك ، يتم إطلاق هذه الطاقة عندما يتقلص النجم ، أي. حيث يتناقص نصف قطرها. يمكن حساب قيمة هذه الطاقة باستخدام الصيغة:

الطاقة الكامنة للشمس هي: E = 5.9 10 41 J.

أظهرت دراسة نظرية لعملية الانكماش الثقالي للنجم أن النجم يشع ما يقرب من نصف طاقته الكامنة ، بينما النصف الآخر ينفق على رفع درجة حرارة كتلته إلى ما يقرب من عشرة ملايين كلن. ومع ذلك ، فمن السهل التأكد من أن الشمس كانت ستشع هذه الطاقة خلال 23 مليون سنة. لذلك ، يمكن أن يكون الانكماش الثقالي مصدرًا للطاقة للنجوم فقط في بعض المراحل القصيرة نوعًا ما من تطورها.

تمت صياغة نظرية الاندماج النووي الحراري في عام 1938 من قبل الفيزيائيين الألمان كارل ويزساكر وهانس بيته. كان الشرط المسبق لذلك هو تحديد ف.أستون (إنجلترا) في عام 1918 لكتلة ذرة الهليوم ، والتي تساوي 3.97 كتلة من ذرة الهيدروجين. , ثانيًا ، تم تحديد العلاقة بين وزن الجسم عام 1905 روطاقته هعلى شكل صيغة آينشتاين:

حيث c هي سرعة الضوء ، ثالثًا ، الاكتشاف في عام 1929 أنه بسبب تأثير النفق ، يمكن لجسيمين مشحونين بالتساوي (بروتونين) الاقتراب من مسافة تكون فيها القوة الجذابة متفوقة ، وكذلك اكتشاف عام 1932 لـ البوزيترون e + والنيوترون p.

أول تفاعلات الاندماج النووي الحراري وأكثرها فاعلية هو تكوين أربعة بروتونات ص من نواة ذرة الهيليوم وفقًا للمخطط:

ما يهم هنا هو ما يحدث هنا. عيب في الكتلة:كتلة نواة الهليوم 4.00389 صباحًا ، بينما كتلة أربعة بروتونات تساوي 4.03252 صباحًا. باستخدام صيغة أينشتاين ، نحسب الطاقة المنبعثة أثناء تكوين نواة هيليوم واحدة:

من السهل حساب أنه إذا كانت الشمس في المرحلة الأولى من التطور تتكون من الهيدروجين فقط ، فإن تحولها إلى هيليوم سيكون كافيًا لوجود الشمس كنجم مع فقدان الطاقة الحالي لحوالي 100 مليار سنة. في الواقع ، نحن نتحدث عن "نضوب" حوالي 10٪ من الهيدروجين من أعمق باطن النجم ، حيث تكون درجة الحرارة كافية لتفاعلات الاندماج.

يمكن أن تستمر تفاعلات اندماج الهيليوم بطريقتين. أول واحد يسمى دورة ص ،ثانيا - مع دورة NO.في كلتا الحالتين ، مرتين في كل نواة هيليوم ، يتحول البروتون إلى نيوترون حسب المخطط:

,

أين الخامس- نيوترينو.

يوضح الجدول 1 متوسط ​​الوقت لكل تفاعل من تفاعلات الاندماج النووي الحراري ، وهي الفترة الزمنية التي سينخفض ​​خلالها عدد الجسيمات الأولية بمقدار هبمجرد.

الجدول 1. تفاعلات تركيب الهيليوم.

تتميز كفاءة تفاعلات الاندماج بقوة المصدر ، وكمية الطاقة التي يتم إطلاقها لكل وحدة كتلة من المادة لكل وحدة زمنية. يتبع من النظرية أن

, بينما . حد درجة الحرارة تي ،فوق التي سيتم لعب الدور الرئيسي لا ص- ،أ دورة CNO، تساوي 15 ∙ 10 6 K. في أحشاء الشمس ، سيتم لعب الدور الرئيسي ص-دورة. نظرًا لأن أول تفاعلاتها لها وقت مميز طويل جدًا (14 مليار سنة) ، فإن الشمس والنجوم المماثلة تمر عبر مسارها التطوري لنحو عشرة مليارات سنة. بالنسبة للنجوم البيضاء الأكثر ضخامة ، تكون هذه المرة أقصر بعشرات ومئات المرات ، لأن الوقت المميز للتفاعلات الرئيسية أقصر بكثير CNO-دورة.

إذا وصلت درجة الحرارة في باطن النجم ، بعد استنفاد الهيدروجين هناك ، إلى مئات الملايين من الكلفن ، وهذا ممكن بالنسبة للنجوم ذات الكتلة. ر> 1.2 م ☼ ، يصبح رد فعل تحويل الهيليوم إلى كربون مصدر الطاقة وفقًا للمخطط:

. يُظهر الحساب أن النجم سيستخدم احتياطيات الهليوم في حوالي 10 ملايين سنة. إذا كانت كتلتها كبيرة بما يكفي ، تستمر النواة في الانكماش ، وعند درجات حرارة أعلى من 500 مليون درجة ، تصبح تفاعلات الاندماج لنوى ذرية أكثر تعقيدًا ممكنة وفقًا للمخطط:

في درجات حرارة أعلى ، يتم إجراء التفاعلات التالية:

إلخ. حتى تكوين نوى الحديد. هذه ردود أفعال طارد للحرارةنتيجة لمسارهم ، يتم إطلاق الطاقة.

كما نعلم ، يتم إطلاق الطاقة التي يشعها النجم في الفضاء المحيط به في باطنه وتتسرب تدريجياً إلى سطح النجم. يمكن أن يتم نقل الطاقة هذا من خلال سمك مادة النجم بواسطة آليتين: نقل مشعأو الحمل.

في الحالة الأولى ، نتحدث عن الامتصاص المتعدد وإعادة الانبعاث للكميات. في الواقع ، مع كل فعل من هذا القبيل ، يحدث انقسام الكوانتا ، لذلك ، بدلاً من الكوانتا الصلبة التي تنشأ أثناء الاندماج النووي الحراري في أحشاء النجم ، تصل ملايين الكوانت منخفضة الطاقة إلى سطحه. في هذه الحالة ، يتم استيفاء قانون الحفاظ على الطاقة.

في نظرية نقل الطاقة ، يتم تقديم مفهوم طول المسار الحر لكموم لتردد معين υ. من السهل أن نرى أنه في ظل ظروف الغلاف الجوي النجمي ، فإن طول المسار الحر للكم لا يتجاوز بضعة سنتيمترات. ويقاس وقت تسرب الطاقة الكوانتية من مركز النجم إلى سطحه بملايين السنين ، ومع ذلك ، قد تنشأ ظروف في الأجزاء الداخلية للنجوم يتم فيها انتهاك هذا التوازن الإشعاعي. وبالمثل ، يتصرف الماء في وعاء يتم تسخينه من الأسفل. لفترة معينة ، يكون السائل في حالة توازن هنا ، حيث أن الجزيء ، بعد أن تلقى فائضًا من الطاقة مباشرة من قاع الوعاء ، يتمكن من نقل جزء من الطاقة بسبب الاصطدام بجزيئات أخرى أعلى. وبالتالي ، يتم إنشاء تدرج درجة حرارة معين في الوعاء من قاعه إلى الحافة العلوية. ومع ذلك ، بمرور الوقت ، فإن المعدل الذي يمكن للجزيئات أن تنقل الطاقة به لأعلى من خلال الاصطدامات يصبح أقل من معدل انتقال الحرارة من الأسفل. يحدث الغليان - انتقال الحرارة بالحركة المباشرة للمادة.

النجوم ، كما تعلم ، تحصل على طاقتها من تفاعلات الاندماج النووي الحراري ، وعاجلاً أم آجلاً ، كل نجم لديه لحظة عندما ينتهي الوقود الحراري النووي. كلما زادت كتلة النجم ، زادت سرعة حرقه لكل ما في وسعه ويذهب إلى المرحلة النهائية من وجوده. يمكن أن تسير الأحداث الأخرى وفقًا لسيناريوهات مختلفة ، والتي تعتمد أولاً وقبل كل شيء على الكتلة.
في الوقت الذي "يحترق" فيه الهيدروجين الموجود في مركز النجم ، يتم إطلاق قلب الهيليوم فيه ، والذي يتقلص ويطلق الطاقة. في المستقبل ، قد تبدأ تفاعلات احتراق الهيليوم والعناصر اللاحقة فيه (انظر أدناه). تزداد الطبقات الخارجية عدة مرات تحت تأثير الضغط المتزايد القادم من اللب الساخن ، يصبح النجم عملاق أحمر.
اعتمادًا على كتلة النجم ، يمكن أن تحدث ردود فعل مختلفة فيه. يحدد هذا التكوين الذي سيكون للنجم بحلول الوقت الذي يتلاشى فيه الاندماج.

الأقزام البيضاء

بالنسبة للنجوم ذات الكتل التي تصل إلى حوالي 10 MC ، يزن اللب أقل من 1.5 MC. بعد الانتهاء من التفاعلات النووية الحرارية ، يتوقف ضغط الإشعاع ، وتبدأ النواة في الانكماش تحت تأثير الجاذبية. يتم ضغطه حتى يبدأ ضغط غاز الإلكترون المتحلل ، بسبب مبدأ باولي ، في التداخل. تتساقط الطبقات الخارجية وتتبدد وتشكل سديمًا كوكبيًا. اكتشف عالم الفلك الفرنسي تشارلز ميسييه أول سديم من هذا القبيل في عام 1764 وصُنف على أنه M27.
ما خرج من القلب يسمى القزم الأبيض. الأقزام البيضاء لها كثافة أكبر من 10 7 جم / سم 3 ودرجة حرارة سطح حوالي 10 4 كلفن ، والسطوع هو 2-4 مرات من حيث الحجم أقل من الشمس. الاندماج النووي الحراري لا يحدث فيه ، كل الطاقة المنبعثة منه قد تراكمت في وقت سابق ، وبالتالي ، تبرد الأقزام البيضاء ببطء وتتوقف عن الظهور.
لا يزال لدى القزم الأبيض فرصة للنشاط إذا كان جزءًا من نجم ثنائي وجذب كتلة رفيقه إلى نفسه (على سبيل المثال ، أصبح القزم الأبيض عملاقًا أحمر وملأ فص روش بكتلته بالكامل). في هذه الحالة ، يمكن أن يبدأ أي من تخليق الهيدروجين في دورة CNO بمساعدة الكربون الموجود في القزم الأبيض ، وينتهي بإلقاء طبقة الهيدروجين الخارجية (النجم "الجديد"). أو يمكن لكتلة القزم الأبيض أن تنمو بشكل كبير بحيث يضيء مكونه من الكربون والأكسجين ، وتصدر موجة من الاحتراق المتفجر من المركز. نتيجة لذلك ، تتشكل العناصر الثقيلة بإطلاق كمية كبيرة من الطاقة:

12 С + 16 O → 28 Si + 16.76 MeV
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10.92 MeV

يزداد لمعان النجم بقوة لمدة أسبوعين ، ثم يتناقص بسرعة لمدة أسبوعين آخرين ، وبعد ذلك يستمر في الانخفاض بحوالي مرتين في 50 يومًا. تنبعث الطاقة الرئيسية (حوالي 90٪) على شكل كوانتا جاما من سلسلة اضمحلال نظائر النيكل ، وتسمى هذه الظاهرة بالمستعر الأعظم من النوع الأول.
لا توجد أقزام بيضاء كتلتها 1.5 أو أكثر من كتلة الشمس. يفسر ذلك حقيقة أنه من أجل وجود قزم أبيض ، من الضروري موازنة انضغاط الجاذبية مع ضغط غاز الإلكترون ، لكن هذا يحدث عند كتل لا تزيد عن 1.4 M C ، وهذا القيد يسمى حد Chandrasekhar. يمكن الحصول على القيمة كشرط للمساواة بين قوى الضغط لقوى الانكماش الجاذبي بافتراض أن عزم الإلكترونات يتم تحديده من خلال علاقة عدم اليقين بالحجم الذي تشغله ، وتتحرك بسرعة قريبة من سرعة الضوء.

النجوم النيوترونية

في حالة النجوم الأكثر ضخامة (> 10 M C) ، تحدث الأشياء بشكل مختلف قليلاً ، حيث تنشط درجة الحرارة المرتفعة في القلب تفاعلات امتصاص الطاقة ، مثل إخراج البروتونات والنيوترونات وجزيئات ألفا من النواة ، وكذلك e- التقاط الإلكترونات عالية الطاقة التي تعوض عن فرق الكتلة قلبان. يخلق التفاعل الثاني فائضًا من النيوترونات في النواة. كلا التفاعلين يؤديان إلى تبريده وتقلصه العام للنجم. عندما تنتهي طاقة الاندماج النووي ، يتحول الانكماش إلى سقوط شبه حر للقشرة على قلب الانكماش. يؤدي هذا إلى تسريع معدل الاندماج في الطبقات الخارجية المتساقطة بشكل حاد ، مما يؤدي إلى انبعاث كمية هائلة من الطاقة في بضع دقائق (يمكن مقارنتها بالطاقة التي تنبعث منها النجوم الضوئية في وجودها بالكامل).
بسبب الكتلة العالية ، تتغلب النواة المنهارة على ضغط غاز الإلكترون وتتقلص أكثر. في هذه الحالة ، تحدث التفاعلات p + e - → n + ν e ، وبعد ذلك لا توجد إلكترونات تقريبًا تتداخل مع ضغط النواة. يحدث الانضغاط بأحجام تتراوح من 10 إلى 30 كم ، تقابل الكثافة المحددة بضغط الغاز المتحلل النيوتروني. تستقبل المادة التي تسقط على النواة موجة الصدمة المنعكسة من نواة النيوترون وجزء من الطاقة المنبعثة أثناء انضغاطها ، مما يؤدي إلى طرد سريع للغلاف الخارجي إلى الجانبين. يسمى الجسم الناتج بالنجم النيوتروني. معظم (90٪) من الطاقة المنبعثة من تقلص الجاذبية يتم نقلها بعيدًا عن طريق النيوترينوات في الثواني الأولى بعد الانهيار. العملية المذكورة أعلاه تسمى انفجار مستعر أعظم من النوع الثاني. إن طاقة الانفجار هي أن بعضها (نادرًا) يكون مرئيًا بالعين المجردة ، حتى في وضح النهار. سجل علماء الفلك الصينيون أول مستعر أعظم عام 185 بعد الميلاد. حاليًا ، يتم تسجيل عدة مئات من الفاشيات سنويًا.
النجم النيوتروني الناتج له كثافة ρ ~ 10 14-10 15 جم / سم 3. يؤدي الحفاظ على الزخم الزاوي أثناء تقلص النجم إلى فترات دوران قصيرة جدًا ، تتراوح عادةً من 1 إلى 1000 مللي ثانية. بالنسبة للنجوم العادية ، مثل هذه الفترات مستحيلة ، لأن لن تكون جاذبيتها قادرة على مواجهة قوى الطرد المركزي لمثل هذا الدوران. يحتوي النجم النيوتروني على مجال مغناطيسي كبير جدًا ، يصل إلى 10 12-10 13 جاوس على السطح ، مما ينتج عنه إشعاع كهرومغناطيسي قوي. يؤدي المحور المغناطيسي الذي لا يتطابق مع محور الدوران إلى حقيقة أن النجم النيوتروني يرسل نبضات إشعاعية دورية (مع فترة دوران) في اتجاه معين. مثل هذا النجم يسمى النجم النابض. ساعدت هذه الحقيقة في اكتشافهم التجريبي ويتم استخدامها للاكتشاف. من الأصعب بكثير اكتشاف نجم نيوتروني بالطرق الضوئية نظرًا لانخفاض لمعانه. تتناقص فترة الثورة تدريجياً بسبب تحول الطاقة إلى إشعاع.
تتكون الطبقة الخارجية للنجم النيوتروني من مادة بلورية ، وخاصة الحديد والعناصر المجاورة لها. معظم الكتلة المتبقية عبارة عن نيوترونات ، ويمكن أن تكون البيونات والهايبرونات في المركز ذاته. تزداد كثافة النجم باتجاه المركز ويمكن أن تصل إلى قيم أعلى بكثير من كثافة المادة النووية. إن سلوك المادة عند هذه الكثافة غير مفهوم بشكل جيد. هناك نظريات حول الكواركات الحرة ، ليس فقط الجيل الأول ، في مثل هذه الكثافة القصوى للمادة الهادرونية. حالات الموصلية الفائقة والسوائل الفائقة للمادة النيوترونية ممكنة.
هناك آليتان لتبريد نجم نيوتروني. واحد منهم هو انبعاث الفوتونات ، كما هو الحال في أي مكان آخر. الآلية الثانية هي النيوترينو. يسود طالما أن درجة حرارة اللب أعلى من 10 8 كلفن وهذا يتوافق عادة مع درجة حرارة سطح أعلى من 10 6 كلفن ويستمر 10 5 × 10 6 سنوات. هناك عدة طرق لإصدار النيوترينوات:

الثقوب السوداء

إذا تجاوزت كتلة النجم الأصلي 30 كتلة شمسية ، فإن اللب المتكون في انفجار المستعر الأعظم سيكون أثقل من 3 م. مع هذه الكتلة ، لم يعد ضغط الغاز النيوتروني قادرًا على كبح الجاذبية ، ولا يتوقف اللب عند مرحلة النجم النيوتروني ، ولكنه يستمر في الانهيار (مع ذلك ، فإن النجوم النيوترونية المكتشفة تجريبياً لا تزيد كتلتها عن 2 كتلة شمسية ، وليس ثلاثة). هذه المرة ، لن يمنع أي شيء الانهيار ويتكون ثقب أسود. هذا الكائن له طبيعة نسبية بحتة ولا يمكن تفسيره بدون الموارد الوراثية. على الرغم من حقيقة أن المادة ، وفقًا للنظرية ، قد انهارت إلى نقطة - تفرد ، فإن الثقب الأسود له نصف قطر غير صفري ، يسمى نصف قطر شوارزشيلد:

R W \ u003d 2GM / ص 2.

يشير نصف القطر إلى حدود مجال الجاذبية للثقب الأسود ، والذي لا يمكن التغلب عليه حتى بالنسبة للفوتونات ، ويسمى أفق الحدث. على سبيل المثال ، يبلغ نصف قطر Schwarzschild للشمس 3 كم فقط. خارج أفق الحدث ، يكون مجال جاذبية الثقب الأسود هو نفسه مجال جاذبية جسم عادي من كتلته. لا يمكن ملاحظة الثقب الأسود إلا من خلال التأثيرات غير المباشرة ، لأنه في حد ذاته لا يشع أي طاقة ملحوظة.
على الرغم من حقيقة أنه لا شيء يمكن أن يترك أفق الحدث ، لا يزال بإمكان الثقب الأسود أن يخلق إشعاعًا. في الفراغ الفيزيائي الكمومي ، تولد أزواج الجسيمات-الجسيمات المضادة وتختفي باستمرار. يمكن لأقوى مجال جاذبية للثقب الأسود أن يتفاعل معها قبل أن تختفي وتمتص الجسيم المضاد. إذا كانت الطاقة الإجمالية للجسيم المضاد الافتراضي سالبة ، يفقد الثقب الأسود كتلته ، ويصبح الجسيم المتبقي حقيقيًا ويتلقى طاقة كافية للطيران بعيدًا عن حقل الثقب الأسود. يسمى هذا الإشعاع بإشعاع هوكينغ وله طيف جسم أسود. يمكن تعيين درجة حرارة معينة لها:

إن تأثير هذه العملية على كتلة معظم الثقوب السوداء ضئيل مقارنةً بالطاقة التي تتلقاها حتى من الإشعاع CMB. الاستثناء هو بقايا الثقوب السوداء المجهرية ، والتي يمكن أن تكون قد تشكلت في المراحل الأولى من تطور الكون. تعمل الأحجام الصغيرة على تسريع عملية التبخر وإبطاء عملية اكتساب الكتلة. يجب أن تنتهي المراحل الأخيرة من تبخر هذه الثقوب السوداء بانفجار. لم يتم تسجيل أي انفجارات تطابق الوصف.
تسخن المادة التي تسقط في الثقب الأسود وتصبح مصدرًا للأشعة السينية ، والتي تعمل كإشارة غير مباشرة لوجود ثقب أسود. عندما تسقط المادة ذات الزخم الزاوي الكبير في ثقب أسود ، فإنها تشكل قرص تراكم دوار حوله ، حيث تفقد الجسيمات الطاقة والزخم الزاوي قبل أن تسقط في الثقب الأسود. في حالة وجود ثقب أسود فائق الكتلة ، هناك اتجاهان مختلفان على طول محور القرص ، حيث يعمل ضغط الإشعاع المنبعث والتأثيرات الكهرومغناطيسية على تسريع خروج الجسيمات من القرص. يؤدي هذا إلى إنشاء نفاثات قوية من المادة في كلا الاتجاهين ، والتي يمكن أيضًا تسجيلها. وفقًا لإحدى النظريات ، هذه هي الطريقة التي يتم بها ترتيب النوى النشطة للمجرات والكوازارات.
الثقب الأسود الدوار هو جسم أكثر تعقيدًا. مع دورانه ، "يلتقط" منطقة معينة من الفضاء وراء أفق الحدث ("تأثير لينس-ثيرينج"). تسمى هذه المنطقة بـ ergosphere ، وتسمى حدودها بالحد الثابت. الحد الثابت هو شكل بيضاوي يتزامن مع أفق الحدث عند قطبي دوران الثقب الأسود.
تحتوي الثقوب السوداء الدوارة على آلية إضافية لفقدان الطاقة من خلال نقلها إلى الجسيمات التي سقطت في الغلاف الجوي. هذا الفقد في الطاقة مصحوب بفقدان الزخم الزاوي ويبطئ الدوران.

فهرس

1. S.B. Popov ، M.E. Prokhorov "الفيزياء الفلكية للنجوم النيوترونية المفردة: النجوم النيوترونية الهادئة والمغناطيسية" SAI MSU ، 2002
2. وليام ج.كوفمان "الحدود الكونية للنسبية" 1977
3. مصادر الإنترنت الأخرى

20 ديسمبر 10 ذ.

مثل أي جسم في الطبيعة ، لا يمكن للنجوم أيضًا أن تبقى على حالها. يولدون ويتطورون وأخيراً "يموتون". يستغرق تطور النجوم مليارات السنين ، ولكن هناك خلافات حول وقت تكوينها. في السابق ، اعتقد علماء الفلك أن عملية "ميلادهم" من غبار النجوم تتطلب ملايين السنين ، ولكن منذ وقت ليس ببعيد ، تم الحصول على صور لمنطقة من السماء من تكوين سديم الجبار العظيم. في بضع سنوات كان هناك صغير

في صور عام 1947 ، تم تسجيل مجموعة صغيرة من الأشياء الشبيهة بالنجوم في هذا المكان. بحلول عام 1954 ، أصبح بعضها مستطيلًا بالفعل ، وبعد خمس سنوات أخرى ، انقسمت هذه الأشياء إلى أجزاء منفصلة. لذلك ولأول مرة حدثت عملية ولادة النجوم حرفيًا أمام علماء الفلك.

دعونا نلقي نظرة فاحصة على كيفية سير بنية النجوم وتطورها ، وكيف تبدأ وتنتهي حياتها التي لا نهاية لها ، وفقًا للمعايير البشرية.

تقليديًا ، يفترض العلماء أن النجوم تتشكل نتيجة لتكثف السحب في بيئة غبار الغاز. تحت تأثير قوى الجاذبية ، تتشكل كرة غاز معتمة من السحب المتكونة كثيفة الهيكل. لا يمكن لضغطه الداخلي موازنة قوى الجاذبية التي تضغط عليه. تتقلص الكرة تدريجيًا لدرجة أن درجة حرارة باطن النجم ترتفع ، وضغط الغاز الساخن داخل الكرة يوازن القوى الخارجية. بعد ذلك ، يتوقف الضغط. تعتمد مدة هذه العملية على كتلة النجم وتتراوح عادة من مائتي مليون إلى عدة مئات من ملايين السنين.

تشير بنية النجوم إلى درجة حرارة عالية جدًا في أعماقها ، مما يساهم في استمرار العمليات النووية الحرارية (يتحول الهيدروجين الذي يتكون منها إلى هيليوم). هذه العمليات هي سبب الإشعاع الشديد للنجوم. يتم تحديد الوقت الذي يستهلكون فيه الإمداد المتاح من الهيدروجين من خلال كتلتهم. تعتمد مدة الإشعاع أيضًا على هذا.

عندما تنضب احتياطيات الهيدروجين ، يقترب تطور النجوم من مرحلة التكوين ، وهذا يحدث على النحو التالي. بعد توقف إطلاق الطاقة ، تبدأ قوى الجاذبية في ضغط النواة. في هذه الحالة ، يزيد حجم النجم بشكل كبير. يزداد اللمعان أيضًا مع استمرار العملية ، ولكن فقط في طبقة رقيقة عند حدود النواة.

هذه العملية مصحوبة بزيادة في درجة حرارة نواة الهليوم المتقلصة وتحويل نوى الهليوم إلى نوى كربونية.

من المتوقع أن تصبح شمسنا عملاقًا أحمر خلال ثمانية مليارات سنة. في الوقت نفسه ، سيزداد نصف قطرها عدة عشرات من المرات ، وسيزداد لمعانها مئات المرات مقارنة بالمؤشرات الحالية.

عمر النجم ، كما لوحظ بالفعل ، يعتمد على كتلته. الأشياء ذات الكتلة الأقل من الشمس "تستهلك" احتياطياتها اقتصاديًا للغاية ، لذا يمكنها أن تتألق لعشرات المليارات من السنين.

ينتهي تطور النجوم بالتشكيل ، وهذا يحدث مع النجوم التي تكون كتلتها قريبة من كتلة الشمس ، أي. لا يتجاوز 1.2 منها.

تميل النجوم العملاقة إلى استنفاد إمداداتها من الوقود النووي بسرعة. ويصاحب ذلك خسارة كبيرة في الكتلة ، على وجه الخصوص ، بسبب تساقط الأصداف الخارجية. نتيجة لذلك ، لم يتبق سوى جزء مركزي للتبريد تدريجيًا ، حيث توقفت التفاعلات النووية تمامًا. بمرور الوقت ، توقف هذه النجوم إشعاعها وتصبح غير مرئية.

لكن في بعض الأحيان يكون التطور الطبيعي وهيكل النجوم مضطربًا. غالبًا ما يتعلق هذا بالأجسام الضخمة التي استنفدت جميع أنواع الوقود النووي الحراري. ثم يمكن تحويلها إلى كائنات نيوترونية ، أو كلما عرف العلماء المزيد عن هذه الأشياء ، ظهرت أسئلة جديدة أكثر.

دورة حياة النجوم

يطلق النجم العادي الطاقة عن طريق تحويل الهيدروجين إلى هيليوم في فرن نووي يقع في قلبه. بعد أن يستهلك النجم الهيدروجين في المركز ، يبدأ في الاحتراق في قشرة النجم ، مما يزيد في الحجم ويتضخم. يزداد حجم النجم وتنخفض درجة حرارته. تؤدي هذه العملية إلى ظهور عمالقة حمراء وعمالقة عملاقة. يتم تحديد عمر كل نجم من خلال كتلته. النجوم الضخمة تنهي دورات حياتها بانفجار. النجوم مثل الشمس تتقلص لتصبح أقزام بيضاء كثيفة. في عملية التحول من عملاق أحمر إلى قزم أبيض ، يمكن للنجم أن يتخلص من طبقاته الخارجية مثل القشرة الغازية الخفيفة ، مما يؤدي إلى تعريض اللب.

من كتاب الرجل وروحه. الحياة في الجسد المادي والعالم النجمي المؤلف Ivanov Yu M

من كتاب الموسوعة السوفيتية العظمى (GI) للمؤلف TSB

من كتاب المسافرين مؤلف دوروشكين نيكولاي

من كتاب اقتصاديات العقارات مؤلف بورخانوفا ناتاليا

مسار حياة صعب شهد موقف علمائنا المحليين تجاه سفين هيدين تغيرات كبيرة. الأسباب تكمن في شخصية هيدين نفسه وفي المواقف السياسية في عصره. منذ الصغر ، تعرف اللغة الروسية والشعور بالتعاطف مع روسيا ودولها

من كتاب التمويل: ورقة الغش مؤلف مؤلف مجهول

4. دورة حياة الأشياء العقارية بما أن العقارات تخضع لتغييرات اقتصادية ومادية وقانونية أثناء وجودها ، فإن أي شيء غير منقول (باستثناء الأرض) يمر بالمراحل التالية

من كتاب كل شيء عن كل شيء. المجلد 5 المؤلف ليكوم أركادي

47. تأثير التمويل على المعايير المعيشية للسكان

من كتاب السلوك التنظيمي: ورقة الغش مؤلف مؤلف مجهول

هل هو بعيد عن النجوم؟ هناك نجوم في الكون بعيدة جدًا عنا لدرجة أننا لا نملك حتى القدرة على معرفة المسافة التي تفصلنا عنها أو تحديد عددها. لكن كم يبعد أقرب نجم عن الأرض؟ المسافة من الأرض إلى الشمس 150.000.000 كيلومتر. منذ النور

من كتاب التسويق: ورقة الغش مؤلف مؤلف مجهول

50. دورة حياة المنظمة إن مفهوم دورة حياة المنظمة واسع الانتشار - يتغير مع سلسلة معينة من الحالات عند التفاعل مع البيئة. هناك مراحل معينة تمر بها المنظمات ، و

من كتاب Biology [دليل كامل للتحضير للامتحان] مؤلف ليرنر جورجي إيزاكوفيتش

45. دورة حياة المنتج إن دورة حياة المنتج هي التغيير في المبيعات والأرباح على مدار حياته. المنتج له مرحلة المنشأ والنمو والنضج والنهاية - "الموت" ، المغادرة 1. مرحلة "التطوير والانطلاق في السوق". هذه فترة استثمار في التسويق

من كتاب 200 حالة تسمم مشهورة المؤلف Antsyshkin Igor

2.7. الخلية هي الوحدة الجينية للكائنات الحية. الكروموسومات وهيكلها (شكلها وحجمها) ووظائفها. عدد الكروموسومات وثبات نوعها. ملامح الخلايا الجسدية والجرثومية. دورة حياة الخلية: الطور البيني والانقسام. الانقسام الخيطي هو انقسام الخلايا الجسدية. الانقسام الاختزالي. المراحل

من كتاب مرجع سريع للمعرفة الضرورية مؤلف Chernyavsky أندريه فلاديميروفيتش

4.5.1. دورة حياة الطحالب يشمل تقسيم الطحالب الخضراء نباتات استعمارية أحادية الخلية ومتعددة الخلايا. هناك حوالي 13 ألف نوع في المجموع. الكلاميوموناس ، كلوريلا أحادية الخلية. تتكون المستعمرات من خلايا فولفوكس وباندورينا. متعدد الخلايا

من كتاب Popular Astrologer مؤلف شالاشنيكوف إيغور

ضحايا النجوم عالم الرياضيات الإيطالي كاردانو كان فيلسوفًا وطبيبًا ومنجمًا. في البداية كان يعمل في الطب بشكل حصري ، ولكن منذ عام 1534 كان أستاذاً للرياضيات في ميلانو وبولونيا ؛ ومع ذلك ، لزيادة دخله المتواضع ، لم يغادر الأستاذ

من كتاب القاموس الفلسفي الأحدث مؤلف جريتسانوف الكسندر الكسيفيتش

25 أقرب النجوم بالسيارات - الحجم المرئي ؛ ص هي المسافة إلى النجم ، الكمبيوتر ؛ L هو لمعان (قوة إشعاع) النجم ، معبرًا عنه بوحدات سطوع الشمس (3.86-1026

من كتاب اعرف العالم. الفيروسات والأمراض المؤلف Chirkov S.N.

أنواع النجوم بالمقارنة مع النجوم الأخرى في الكون ، فإن الشمس هي نجم قزم وتنتمي إلى فئة النجوم العادية ، والتي يتحول الهيدروجين في أعماقها إلى هيليوم. بطريقة أو بأخرى ، لكن أنواع النجوم تصف تقريبًا دورة حياة واحدة على حدة

من كتاب المؤلف

"LIFE WORLD" (Lebenswelt) هو أحد المفاهيم المركزية للفنومينولوجيا المتأخرة لهوسرل ، وقد صاغه كنتيجة للتغلب على الأفق الضيق لمنهج فينومينولوجي صارم من خلال معالجة مشاكل الروابط العالمية للوعي. مثل هذا إدراج "العالمية"

من كتاب المؤلف

دورة حياة الفيروس يدخل كل فيروس الخلية بطريقته الفريدة. بعد أن تغلغل ، يجب عليه أولاً وقبل كل شيء أن يخلع ملابسه الخارجية لكشف ، على الأقل جزئيًا ، حمضه النووي والبدء في نسخه ، وعمل الفيروس منظم جيدًا.