Evolucioni i yjeve është ndryshimi i karakteristikave fizike me kalimin e kohës, strukturën e brendshme dhe përbërja kimike e yjeve. Teoria moderne e evolucionit yjor është në gjendje të shpjegojë rrjedhën e përgjithshme të zhvillimit të yjeve në përputhje të kënaqshme me të dhënat e vëzhgimeve astronomike. Ecuria e evolucionit të një ylli varet nga masa e tij dhe përbërja kimike fillestare. Yjet e gjeneratës së parë u formuan nga materia, përbërja e së cilës u përcaktua nga kushtet kozmologjike (rreth 70% hidrogjen, 30% helium, një përzierje e parëndësishme e deuteriumit dhe litiumit). Gjatë evolucionit të yjeve të gjeneratës së parë, u formuan elementë të rëndë që u hodhën në hapësirën ndëryjore si rezultat i daljes së materies nga yjet ose gjatë shpërthimeve yjore. Yjet e gjeneratave të mëvonshme u formuan nga materia që përmbante 3-4% elementë të rëndë.
Lindja e një ylli është formimi i një objekti rrezatimi i të cilit mbështetet nga burimet e tij të energjisë. Procesi i formimit të yjeve vazhdon vazhdimisht dhe vazhdon edhe sot e kësaj dite.
Për të shpjeguar strukturën e megabotës, më e rëndësishmja është ndërveprimi gravitacional. Në mjegullnajat e gazit dhe pluhurit, nën ndikimin e forcave gravitacionale, formohen inhomogjenitete të paqëndrueshme, për shkak të të cilave lënda difuze shpërbëhet në një sërë kondensimesh. Nëse kondensime të tilla vazhdojnë mjaftueshëm, atëherë me kalimin e kohës ato kthehen në yje. Është e rëndësishme të theksohet se procesi i lindjes nuk është i një ylli individual, por i shoqatave yjore. Trupat e gazit që rezultojnë tërhiqen nga njëri-tjetri, por jo domosdoshmërisht kombinohen në një trup të madh. Ata zakonisht fillojnë të rrotullohen në lidhje me njëra-tjetrën, dhe forcat centrifugale të kësaj lëvizjeje kundërveprojnë me forcat tërheqëse që çojnë në përqendrim të mëtejshëm.
Yjet e rinj janë ata që janë ende në fazën e ngjeshjes fillestare gravitacionale. Temperatura në qendër të yjeve të tillë nuk është ende e mjaftueshme që të ndodhin reaksione termonukleare. Shkëlqimi i yjeve ndodh vetëm për shkak të shndërrimit të energjisë gravitacionale në nxehtësi. Kompresimi gravitacional është faza e parë në evolucionin e yjeve. Ajo çon në ngrohjen e zonës qendrore të yllit në temperaturën në të cilën fillon reaksioni termonuklear (10 - 15 milion K) - shndërrimi i hidrogjenit në helium.
Energjia e madhe e emetuar nga yjet krijohet si rezultat i proceseve bërthamore që ndodhin brenda yjeve. Energjia e gjeneruar brenda një ylli e lejon atë të lëshojë dritë dhe nxehtësi për miliona e miliarda vjet. Për herë të parë, supozimi se burimi i energjisë yjore janë reaksionet termonukleare të sintezës së heliumit nga hidrogjeni u parashtrua në vitin 1920 nga astrofizikani anglez A.S. Eddington. Në brendësi të yjeve, dy lloje të reaksioneve termonukleare që përfshijnë hidrogjen janë të mundshme, të quajtura ciklet e hidrogjenit (proton-proton) dhe karbonit (karbon-azot). Në rastin e parë, kërkohet vetëm hidrogjen që të ndodhë reaksioni; në të dytën, prania e karbonit është gjithashtu e nevojshme, duke shërbyer si katalizator. Materiali fillestar janë protonet, nga të cilët formohen bërthamat e heliumit si rezultat i shkrirjes bërthamore.
Meqenëse transformimi i katër protoneve në një bërthamë heliumi prodhon dy neutrino, 1,8∙10 38 neutrino gjenerohen çdo sekondë në thellësitë e Diellit. Neutrinot ndërveprojnë dobët me materien dhe kanë fuqi të madhe depërtuese. Duke kaluar nëpër një trashësi të madhe të lëndës diellore, neutrinot ruajnë të gjithë informacionin që ata morën në reaksionet termonukleare në thellësitë e Diellit. Dendësia e fluksit të neutrineve diellore që bien në sipërfaqen e Tokës është 6,6∙10 10 neutrino për 1 cm 2 për 1 s. Matja e fluksit të neutrinos që bie në Tokë bën të mundur gjykimin e proceseve që ndodhin brenda Diellit.
Kështu, burimi i energjisë për shumicën e yjeve janë reaksionet termonukleare të hidrogjenit në zonën qendrore të yllit. Si rezultat i një reaksioni termonuklear, një rrjedhë e jashtme e energjisë ndodh në formën e rrezatimit në një gamë të gjerë frekuencash (gjatësi valore). Ndërveprimi midis rrezatimit dhe materies rezulton në një gjendje të qëndrueshme ekuilibri: presioni i rrezatimit të jashtëm balancohet nga presioni i gravitetit. Tkurrja e mëtejshme e yllit ndalon për sa kohë që prodhohet një sasi e mjaftueshme energjie në qendër. Kjo gjendje është mjaft e qëndrueshme, dhe madhësia e yllit mbetet konstante. Hidrogjeni është kryesori komponent materien kozmike dhe speciet më të rëndësishme karburant bërthamor. Rezervat e hidrogjenit të yllit zgjasin për miliarda vjet. Kjo shpjegon pse yjet janë kaq të qëndrueshëm kohe e gjate. Derisa të digjet i gjithë hidrogjeni në zonën qendrore, vetitë e yllit ndryshojnë pak.
Fusha e djegies së hidrogjenit në zonën qendrore të yllit formon një bërthamë helium. Reaksionet e hidrogjenit vazhdojnë të ndodhin, por vetëm në një shtresë të hollë pranë sipërfaqes së bërthamës. Reaksionet bërthamore lëvizin në periferi të yllit. Struktura e yllit në këtë fazë përshkruhet nga modele me një burim energjie me shtresa. Bërthama e djegur fillon të tkurret, dhe guaska e jashtme fillon të zgjerohet. Predha bymehet në madhësi kolosale, temperatura e jashtme bëhet e ulët. Ylli hyn në skenën e gjigantit të kuq. Që nga ky moment, jeta e yllit fillon të bjerë. Gjigantët e kuq karakterizohen nga temperatura të ulëta dhe përmasa të mëdha (nga 10 në 1000 R c). Dendësia mesatare e substancës në to nuk arrin 0,001 g/cm 3 . Shkëlqimi i tyre është qindra herë më i lartë se shkëlqimi i Diellit, por temperatura është shumë më e ulët (rreth 3000 - 4000 K).
Besohet se Dielli ynë, kur kalon në fazën e gjigantit të kuq, mund të rritet aq shumë sa të mbushë orbitën e Mërkurit. Vërtetë, Dielli do të bëhet një gjigant i kuq në 8 miliardë vjet.
Gjigandi i kuq karakterizohet nga temperatura të ulëta të jashtme, por temperatura shumë të larta të brendshme. Ndërsa rritet, bërthamat gjithnjë e më të rënda përfshihen në reaksionet termonukleare. Në temperaturën 150 milionë K fillojnë reaksionet e heliumit, të cilat jo vetëm janë burim energjie, por gjatë tyre kryhet sinteza e elementeve kimike më të rënda. Pas formimit të karbonit në bërthamën e heliumit të një ylli, reagimet e mëposhtme janë të mundshme:
Duhet të theksohet se sinteza e bërthamës së ardhshme më të rëndë kërkon energji gjithnjë e më të larta. Në kohën kur formohet magnezi, i gjithë heliumi në bërthamën e yllit është varfëruar, dhe në mënyrë që reaksionet e mëtejshme bërthamore të bëhen të mundshme, ylli duhet të tkurret përsëri dhe temperatura e tij të rritet. Megjithatë, kjo nuk është e mundur për të gjithë yjet, vetëm për ata të mëdhenj, masa e të cilëve e kalon masën e Diellit për më shumë se 1.4 herë (i ashtuquajturi kufiri Chandrasekhar). Në yjet me masë më të ulët, reaksionet përfundojnë në fazën e formimit të magnezit. Në yjet, masa e të cilëve tejkalon kufirin Chandrasekhar, për shkak të ngjeshjes gravitacionale, temperatura rritet në 2 miliardë gradë, reagimet vazhdojnë, duke formuar elementë më të rëndë - deri në hekur. Elementet më të rëndë se hekuri formohen kur yjet shpërthejnë.
Si rezultat i rritjes së presionit, pulsimeve dhe proceseve të tjera, gjigandi i kuq vazhdimisht humbet lëndën, e cila hidhet në hapësirën ndëryjore në formën e erës yjore. Kur burimet e brendshme të energjisë termonukleare janë varfëruar plotësisht, fati i mëtejshëm i yllit varet nga masa e tij.
Me një masë më të vogël se 1.4 masa diellore, ylli hyn në një gjendje të palëvizshme me një densitet shumë të lartë (qindra ton për 1 cm 3). Yje të tillë quhen xhuxhë të bardhë. Në procesin e transformimit të një gjigandi të kuq në një xhuxh të bardhë, një racë mund të hedhë shtresat e saj të jashtme si një guaskë e lehtë, duke ekspozuar thelbin. Predha e gazit shkëlqen me shkëlqim nën ndikimin e rrezatimit të fuqishëm nga ylli. Kështu formohen mjegullnajat planetare. Në densitet të lartë të materies brenda një xhuxhi të bardhë, predha elektronike të atomeve shkatërrohen, dhe lënda e yllit është një plazmë elektron-bërthamore, dhe përbërësi i tij elektronik është një gaz elektronik i degjeneruar. Xhuxhët e bardhë janë në një gjendje ekuilibri për shkak të barazisë së forcave midis gravitetit (faktori i ngjeshjes) dhe presionit të gazit të degjeneruar në zorrët e yllit (faktori i zgjerimit). Xhuxhët e bardhë mund të ekzistojnë për miliarda vjet.
Rezervat termike të yllit janë pakësuar gradualisht, ylli po ftohet ngadalë, gjë që shoqërohet me nxjerrje të mbështjellësit yjor në hapësirën ndëryjore. Ylli gradualisht ndryshon ngjyrën e tij nga e bardha në të verdhë, më pas në të kuqe, më në fund ndalon së lëshuari, duke u bërë një objekt i vogël i pajetë, një yll i ftohtë i vdekur, përmasat e të cilit madhësive më të vogla Toka, dhe masa është e krahasueshme me masën e Diellit. Dendësia e një ylli të tillë është miliarda herë më e madhe se dendësia e ujit. Yje të tillë quhen xhuxhë të zinj. Kështu përfundojnë ekzistencën e tyre shumica e yjeve.
Kur masa e yllit është më shumë se 1.4 masa diellore, gjendja e palëvizshme e yllit pa burime të brendshme të energjisë bëhet e pamundur, sepse presioni brenda yllit nuk mund të balancojë forcën e gravitetit. Fillon kolapsi gravitacional - ngjeshja e materies drejt qendrës së yllit nën ndikimin e forcat gravitacionale.
Nëse zmbrapsja e grimcave dhe arsye të tjera ndalojnë kolapsin, atëherë ndodh një shpërthim i fuqishëm ─ flash supernova me lëshimin e një pjese të konsiderueshme të lëndës në hapësirën përreth dhe formimin e mjegullnajave të gazit. Emri u propozua nga F. Zwicky në vitin 1934. Një shpërthim supernova është një nga fazat e ndërmjetme në evolucionin e yjeve përpara transformimit të tyre në xhuxha të bardhë, yje neutron ose vrima të zeza. Gjatë një shpërthimi, energjia lëshohet në sasinë 10 43 ─ 10 44 J me një fuqi rrezatimi prej 10 34 W. Në këtë rast, shkëlqimi i yllit rritet me dhjetëra madhësi në pak ditë. Shkëlqimi i një supernova mund të tejkalojë shkëlqimin e të gjithë galaktikës në të cilën ajo shpërtheu.
Mjegullnaja e gazit e formuar gjatë një shpërthimi supernova përbëhet pjesërisht nga elementë të nxjerrë nga shpërthimi. shtresat e sipërme yje, dhe pjesërisht nga materia ndëryjore, të ngjeshura dhe të ngrohura nga produktet e shpërndara të shpërthimit. Mjegullnaja më e famshme e gazit është Mjegullnaja e Gaforres në konstelacionin Demi - një mbetje e supernovës së vitit 1054. Mbetjet e reja të supernovës po zgjerohen me shpejtësi 10-20 mijë km/s. Përplasja e guaskës në zgjerim me gazin e palëvizshëm ndëryjor gjeneron një valë goditëse në të cilën gazi nxehet në miliona Kelvin dhe bëhet një burim i rrezatimit me rreze X. Përhapja e një valë goditëse në një gaz çon në shfaqjen e grimcave të ngarkuara shpejt (rrezet kozmike), të cilat, duke lëvizur në një fushë magnetike të ngjeshur ndëryjore të zgjeruar nga e njëjta valë, lëshojnë rrezatim në rrezen e radios.
Astronomët regjistruan shpërthime të supernovës në 1054, 1572, 1604. Në 1885, një supernova u vëzhgua në mjegullnajën Andromeda. Shkëlqimi i tij tejkaloi shkëlqimin e të gjithë galaktikës dhe doli të ishte 4 miliardë herë më intensiv se shkëlqimi i Diellit.
Deri në vitin 1980, më shumë se 500 shpërthime të supernovës ishin zbuluar, por asnjë i vetëm nuk ishte vërejtur në galaktikën tonë. Astrofizikanët kanë llogaritur se në galaktikën tonë, supernova shpërthejnë me një periudhë prej 10 milionë vjetësh në afërsi të Diellit. Mesatarisht, një shpërthim supernova ndodh në Metagalaksi çdo 30 vjet.
Dozat e rrezatimit kozmik në Tokë mund të tejkalojnë nivelin normal me 7000 herë. Kjo do të çojë në mutacione serioze në organizmat e gjallë në planetin tonë. Disa shkencëtarë e shpjegojnë vdekjen e papritur të dinosaurëve në këtë mënyrë.
Një pjesë e masës së një supernova shpërthyese mund të mbetet në formën e një trupi super të dendur - një yll neutron ose vrimë e zezë. Masa e yjeve neutron është (1,4 – 3) M s, diametri është rreth 10 km. Dendësia e një ylli neutron është shumë e lartë, më e lartë se dendësia e bërthamave atomike ─ 10 15 g/cm 3 . Me rritjen e ngjeshjes dhe presionit, reaksioni i përthithjes së elektroneve nga protonet bëhet i mundur 
Si rezultat, e gjithë lënda e yllit do të përbëhet nga neutrone. Neutronizimi i një ylli shoqërohet nga blic i fuqishëm rrezatimi neutrino. Gjatë shpërthimit të supernovës SN1987A, kohëzgjatja e shpërthimit të neutrinos ishte 10 s, dhe energjia e marrë nga të gjitha neutrinot arriti në 3∙10 46 J. Temperatura e yllit neutron arrin 1 miliard K. Yjet neutron ftohen shumë shpejt, shkëlqimi i tyre dobësohet. Por ato lëshojnë intensivisht valë radio në një kon të ngushtë në drejtim të boshtit magnetik. Yjet, boshti magnetik i të cilëve nuk përkon me boshtin e rrotullimit, karakterizohen nga emetimi i radios në formën e pulseve të përsëritura. Kjo është arsyeja pse yjet neutron quhen pulsarë. Pulsarët e parë u zbuluan në vitin 1967. Frekuenca e pulsimeve të rrezatimit, e përcaktuar nga shpejtësia e rrotullimit të pulsarit, është nga 2 në 200 Hz, gjë që tregon madhësinë e tyre të vogël. Për shembull, pulsari në Mjegullnajën e Gaforres ka një periudhë emetimi pulsi prej 0.03 s. Aktualisht njihen qindra yje neutron. Një yll neutron mund të shfaqet si rezultat i të ashtuquajturit "kolapsi i heshtur". Nëse një xhuxh i bardhë hyn në një sistem binar yjesh të vendosur afër, atëherë fenomeni i grumbullimit ndodh kur lënda nga ylli fqinj derdhet mbi xhuxhin e bardhë. Masa e xhuxhit të bardhë rritet dhe në një pikë të caktuar tejkalon kufirin Chandrasekhar. Një xhuxh i bardhë shndërrohet në një yll neutron.
Nëse masa përfundimtare e xhuxhit të bardhë tejkalon 3 masa diellore, atëherë gjendja e degjeneruar e neutronit është e paqëndrueshme dhe tkurrja gravitacionale vazhdon deri në formimin e një objekti të quajtur vrimë e zezë. Termi "vrimë e zezë" u prezantua nga J. Wheeler në vitin 1968. Megjithatë, ideja e objekteve të tilla lindi disa shekuj më parë, pas zbulimit të ligjit nga I. Newton në 1687. graviteti universal. Në 1783, J. Mitchell sugjeroi se yjet e errët duhet të ekzistojnë në natyrë, fusha gravitacionale e të cilave është aq e fortë sa drita nuk mund të shpëtojë prej tyre. Në vitin 1798, e njëjta ide u shpreh nga P. Laplace. Në vitin 1916, fizikani Schwarzschild, duke zgjidhur ekuacionet e Ajnshtajnit, arriti në përfundimin për mundësinë e ekzistencës së objekteve me veti të pazakonta, të quajtura më vonë vrima të zeza. Një vrimë e zezë është një rajon i hapësirës në të cilin fusha gravitacionale është aq e fortë sa që shpejtësia e dytë kozmike për trupat e vendosur në këtë rajon duhet të kalojë shpejtësinë e dritës, d.m.th. Asgjë nuk mund të fluturojë nga një vrimë e zezë - as grimcat dhe as rrezatimi. Në përputhje me teorinë e përgjithshme të relativitetit, madhësia karakteristike e një vrime të zezë përcaktohet nga rrezja gravitacionale: R g = 2GM/c 2, ku M është masa e objektit, c është shpejtësia e dritës në vakum, G është konstanta e gravitetit. Rrezja gravitacionale e Tokës është 9 mm, Dielli është 3 km. Kufiri i rajonit përtej të cilit drita nuk ikën quhet horizonti i ngjarjeve të një vrime të zezë. Vrimat e zeza rrotulluese kanë një rreze të horizontit të ngjarjes më të vogël se rrezja gravitacionale. Me interes të veçantë është mundësia e një vrime të zezë që kap trupat që vijnë nga pafundësia.
Teoria lejon ekzistencën e vrimave të zeza me një masë prej 3-50 masa diellore, të formuara në fazat e fundit të evolucionit të yjeve masive me një masë prej më shumë se 3 masa diellore, vrima të zeza supermasive në bërthamat e galaktikave që peshojnë miliona dhe miliarda masa diellore, vrima të zeza primare (relikte) të formuara në fazat e hershme të evolucionit të Universit. Vrimat e zeza relike që peshojnë më shumë se 10 15 g (masa e një mali mesatar në Tokë) duhet të kishin mbijetuar deri më sot për shkak të mekanizmit të avullimit kuantik të vrimave të zeza të propozuar nga S.W. Hawking.
Astronomët zbulojnë vrimat e zeza me të fuqishme rrezatimi me rreze x. Një shembull i këtij lloji ylli është burimi i fuqishëm i rrezeve X Cygnus X-1, masa e të cilit i kalon 10 M s. Vrimat e zeza shpesh ndodhin në binarët me rreze X sistemet e yjeve. Dhjetra vrima të zeza me masë yjore janë zbuluar tashmë në sisteme të tilla (m vrima të zeza = 4-15 M s). Bazuar në efektet e lenteve gravitacionale, janë zbuluar disa vrima të zeza të vetme me masë yjore (m vrima të zeza = 6-8 M s). Në rastin e një ylli binar të ngushtë, vërehet fenomeni i grumbullimit - rrjedha e plazmës nga sipërfaqja e një ylli të zakonshëm nën ndikimin e forcave gravitacionale në një vrimë të zezë. Lënda që derdhet në një vrimë të zezë ka vrull këndor. Prandaj, plazma formon një disk rrotullues rreth vrimës së zezë. Temperatura e gazit në këtë disk rrotullues mund të arrijë 10 milionë gradë. Në këtë temperaturë gazi lëshon rreze X. Ky rrezatim mund të përdoret për të përcaktuar praninë e një vrime të zezë në një vend të caktuar.
Me interes të veçantë janë vrimat e zeza supermasive në bërthamat e galaktikave. Bazuar në studimin e imazhit me rreze X të qendrës së galaktikës sonë, të marrë duke përdorur satelitin CHANDRA, është vërtetuar prania e një vrime të zezë supermasive, masa e së cilës është 4 milionë herë më e madhe se masa e Diellit. Si rezultat i hulumtimeve të fundit, astronomët amerikanë kanë zbuluar një vrimë të zezë unike super të rëndë të vendosur në qendër të një galaktike shumë të largët, masa e së cilës është 10 miliardë herë më e madhe se masa e Diellit. Për të arritur një madhësi dhe dendësi kaq të madhe të paimagjinueshme, vrima e zezë duhet të jetë formuar gjatë shumë miliarda viteve, duke tërhequr dhe thithur vazhdimisht materien. Shkencëtarët vlerësojnë moshën e saj në 12.7 miliardë vjet, d.m.th. filloi të formohej afërsisht një miliard vjet pas Big Bengut. Deri më sot, më shumë se 250 vrima të zeza supermasive janë zbuluar në bërthamat e galaktikave (m vrima të zeza = (10 6 – 10 9) M s).
E lidhur ngushtë me evolucionin e yjeve është çështja e origjinës së elementeve kimike. Nëse hidrogjeni dhe heliumi janë elementët e mbetur nga fazat e hershme evolucioni i Universit në zgjerim, atëherë elementë kimikë më të rëndë mund të formoheshin vetëm në brendësi të yjeve gjatë reaksioneve termonukleare. Brenda yjeve, reaksionet termonukleare mund të prodhojnë deri në 30 elementë kimikë (përfshirë hekurin).
Bazuar në gjendjen e tyre fizike, yjet mund të ndahen në normale dhe të degjeneruara. Të parët përbëhen kryesisht nga lëndë me densitet të ulët; reaksionet e shkrirjes termonukleare ndodhin në thellësitë e tyre. Yjet e degjeneruar përfshijnë xhuxhët e bardhë dhe yjet neutron; ata përfaqësojnë fazën përfundimtare të evolucionit yjor. Reaksionet e shkrirjes në to kanë përfunduar dhe ekuilibri mbahet nga efektet mekanike kuantike të fermioneve të degjeneruara: elektronet në xhuxhët e bardhë dhe neutronet në yjet neutronike. Xhuxhët e bardhë, yjet neutron dhe vrimat e zeza quhen kolektivisht "mbetje kompakte".
Në fund të evolucionit, në varësi të masës, ylli ose shpërthen ose hedh më qetësi lëndën e pasuruar tashmë me të rënda elementet kimike. Në këtë rast, formohen elementët e mbetur tabelë periodike. Yjet e gjeneratave të ardhshme formohen nga mediumi ndëryjor i pasuruar me elementë të rëndë. Për shembull, Dielli është një yll i gjeneratës së dytë, i formuar nga materia që tashmë ka qenë në zorrët e yjeve dhe është pasuruar me elementë të rëndë. Prandaj, mosha e yjeve mund të gjykohet sipas tyre përbërje kimike, i përcaktuar me analizë spektrale.
> Cikli jetësor i një ylli
Përshkrim jeta dhe vdekja e yjeve: fazat e zhvillimit me foto, retë molekulare, protoylli, T Tauri, sekuenca kryesore, gjiganti i kuq, xhuxhi i bardhë.
Gjithçka në këtë botë po evoluon. Çdo cikël fillon me lindjen, rritjen dhe përfundon me vdekjen. Sigurisht, yjet i kanë këto cikle në një mënyrë të veçantë. Le të kujtojmë të paktën se kornizat e tyre kohore janë më të mëdha dhe maten në miliona e miliarda vjet. Për më tepër, vdekja e tyre sjell pasoja të caktuara. Si duket cikli jetësor i yjeve?
Cikli i parë jetësor i një ylli: Retë molekulare
Le të fillojmë me lindjen e një ylli. Imagjinoni një re të madhe të gazit molekular të ftohtë që mund të ekzistojë në heshtje në Univers pa asnjë ndryshim. Por papritmas një supernova shpërthen jo shumë larg saj ose përplaset me një re tjetër. Për shkak të një shtytje të tillë, procesi i shkatërrimit aktivizohet. Ndahet në pjesë të vogla, secila prej të cilave tërhiqet në vetvete. Siç e kuptoni tashmë, të gjitha këto grupe po përgatiten të bëhen yje. Graviteti ngroh temperaturën dhe momenti i ruajtur ruan procesin e rrotullimit. Diagrami i poshtëm tregon qartë ciklin e yjeve (jeta, fazat e zhvillimit, opsionet e transformimit dhe vdekja e një trupi qiellor me një foto).
Cikli i dytë i jetës së një ylli: Protostar
Materiali kondensohet më dendur, nxehet dhe zmbrapset nga kolapsi gravitacional. Një objekt i tillë quhet protoyll, rreth të cilit formohet një disk materiali. Pjesa tërhiqet nga objekti, duke rritur masën e saj. Mbetjet e mbetura do të grupohen dhe do të krijojnë një sistem planetar. Zhvillimi i mëtejshëm i yllit varet nga masa.
Cikli i tretë i jetës së një ylli: T Demi
Kur materiali godet një yll, çlirohet një sasi e madhe energjie. Skena e re yjore u emërua pas prototipit - T Tauri. Është një yll i ndryshueshëm që ndodhet 600 vite dritë larg (afër).
Mund të arrijë shkëlqim të madh, sepse materiali prishet dhe çliron energji. Por pjesa qendrore nuk ka temperaturë të mjaftueshme për të mbështetur shkrirjen bërthamore. Kjo fazë zgjat 100 milionë vjet.
Cikli i katërt jetësor i një ylli:Sekuenca kryesore
Në një moment të caktuar, temperatura e trupit qiellor rritet në nivelin e kërkuar, duke aktivizuar shkrirjen bërthamore. Të gjithë yjet e kalojnë këtë. Hidrogjeni shndërrohet në helium, duke çliruar nxehtësi dhe energji të madhe.
Energjia lirohet si rreze gama, por për shkak të lëvizjes së ngadaltë të yllit, ajo bie me të njëjtën gjatësi vale. Drita shtyhet jashtë dhe bie në konflikt me gravitetin. Mund të supozojmë se këtu krijohet një ekuilibër ideal.
Sa kohë do të jetë ajo në sekuencën kryesore? Ju duhet të filloni nga masa e yllit. Xhuxhët e kuq (gjysma e masës së diellit) mund të digjen përmes furnizimit me karburant për qindra miliarda (triliona) vjet. Yjet mesatare (si ) jetojnë 10-15 miliardë. Por më të mëdhenjtë janë miliarda apo miliona vjet të vjetra. Shikoni si duket evolucioni dhe vdekja e yjeve të klasave të ndryshme në diagram.
Cikli i pestë i jetës së një ylli: Gjigandi i kuq
Gjatë procesit të shkrirjes, hidrogjeni mbaron dhe heliumi grumbullohet. Kur nuk ka mbetur fare hidrogjen, të gjitha reaksionet bërthamore ndalojnë dhe ylli fillon të tkurret për shkak të gravitetit. Predha e hidrogjenit rreth bërthamës nxehet dhe ndizet, duke bërë që objekti të rritet 1000 deri në 10000 herë më i madh. Në një moment të caktuar, Dielli ynë do ta përsërisë këtë fat, duke u rritur në orbitën e Tokës.
Temperatura dhe presioni arrijnë maksimumin e tyre dhe heliumi shkrihet në karbon. Në këtë pikë ylli tkurret dhe pushon së qeni një gjigant i kuq. Me masivitet më të madh, objekti do të djegë elementë të tjerë të rëndë.
Cikli i gjashtë jetësor i një ylli: xhuxh i bardhë
Një yll me masë diellore nuk ka presion të mjaftueshëm gravitacional për të shkrirë karbonin. Prandaj, vdekja ndodh me fundin e heliumit. Shtresat e jashtme nxirren dhe shfaqet një xhuxh i bardhë. Fillon e nxehtë, por pas qindra miliarda vitesh ftohet.
Ai zë një pikë në këndin e sipërm të djathtë: ka ndriçim të lartë dhe temperaturë të ulët. Rrezatimi kryesor ndodh në rrezen infra të kuqe. Rrezatimi nga guaska e pluhurit të ftohtë arrin tek ne. Gjatë procesit të evolucionit, pozicioni i yllit në diagram do të ndryshojë. Burimi i vetëm i energjisë në këtë fazë është kompresimi gravitacional. Prandaj, ylli lëviz mjaft shpejt paralel me boshtin e ordinatave.
Temperatura e sipërfaqes nuk ndryshon, por rrezja dhe shkëlqimi ulen. Temperatura në qendër të yllit rritet, duke arritur një vlerë në të cilën fillojnë reaksionet me elementë të lehtë: litium, berilium, bor, të cilët digjen shpejt, por arrijnë të ngadalësojnë ngjeshjen. Gjurma rrotullohet paralelisht me boshtin e ordinatave, temperatura në sipërfaqen e yllit rritet dhe shkëlqimi mbetet pothuajse konstant. Më në fund, në qendër të yllit fillojnë reaksionet e formimit të heliumit nga hidrogjeni (djegia e hidrogjenit). Ylli hyn në sekuencën kryesore.
Kohëzgjatja faza fillestare përcaktohet nga masa e yllit. Për yje si Dielli është rreth 1 milion vjet, për një yll me masë 10 M☉ rreth 1000 herë më pak, dhe për një yll me masë 0,1 M☉ mijëra herë më shumë.
Yje të rinj me masë të ulët
Në fillim të evolucionit, një yll me masë të ulët ka një bërthamë rrezatuese dhe një mbështjellës konvektiv (Fig. 82, I).
Në fazën e sekuencës kryesore, ylli shkëlqen për shkak të lëshimit të energjisë në reaksionet bërthamore të shndërrimit të hidrogjenit në helium. Furnizimi me hidrogjen siguron shkëlqimin e një ylli me masë 1 M☉ afërsisht brenda 10 10 viteve. Yjet me masë më të madhe konsumojnë hidrogjen më shpejt: për shembull, një yll me masë 10 M☉ do të konsumojë hidrogjen në më pak se 10 7 vjet (shkëlqimi është proporcional me fuqinë e katërt të masës).
Yje me masë të ulët
Ndërsa hidrogjeni digjet, rajonet qendrore të yllit janë shumë të ngjeshura.
Yje me masë të lartë
Pas arritjes së sekuencës kryesore, evolucioni i një ylli me masë të lartë (>1.5 M☉) përcaktohet nga kushtet e djegies së karburantit bërthamor në zorrët e yllit. Në fazën e sekuencës kryesore, kjo është djegia e hidrogjenit, por ndryshe nga yjet me masë të ulët, reagimet e ciklit karbon-azot mbizotërojnë në bërthamë. Në këtë cikël, atomet C dhe N luajnë rolin e katalizatorëve. Shpejtësia e çlirimit të energjisë në reaksionet e një cikli të tillë është proporcionale me T 17. Prandaj, në bërthamë formohet një bërthamë konvektive, e rrethuar nga një zonë në të cilën transferimi i energjisë kryhet nga rrezatimi.
Shkëlqimi i yjeve me masë të madhe është shumë më i lartë se shkëlqimi i Diellit, dhe hidrogjeni konsumohet shumë më shpejt. Kjo është edhe për faktin se temperatura në qendër të yjeve të tillë është gjithashtu shumë më e lartë.
Ndërsa përqindja e hidrogjenit në lëndën e bërthamës konvektive zvogëlohet, shkalla e çlirimit të energjisë zvogëlohet. Por meqenëse shpejtësia e lëshimit përcaktohet nga shkëlqimi, bërthama fillon të ngjesh dhe shkalla e çlirimit të energjisë mbetet konstante. Në të njëjtën kohë, ylli zgjerohet dhe lëviz në rajonin e gjigantëve të kuq.
Yje me masë të ulët
Në kohën kur hidrogjeni digjet plotësisht, një bërthamë e vogël heliumi formohet në qendër të një ylli me masë të ulët. Në bërthamë, dendësia e materies dhe temperatura arrijnë respektivisht vlerat 10 9 kg/m dhe 10 8 K. Djegia e hidrogjenit ndodh në sipërfaqen e bërthamës. Ndërsa temperatura në bërthamë rritet, shkalla e djegies së hidrogjenit rritet dhe ndriçimi rritet. Zona rrezatuese zhduket gradualisht. Dhe për shkak të rritjes së shpejtësisë së rrjedhave konvektive, shtresat e jashtme të yllit fryhen. Madhësia dhe shkëlqimi i tij rriten - ylli shndërrohet në një gjigant të kuq (Fig. 82, II).
Yje me masë të lartë
Kur hidrogjeni në një yll me masë të madhe shterohet plotësisht, në bërthamë fillon të ndodhë një reaksion i trefishtë i heliumit dhe në të njëjtën kohë reaksioni i formimit të oksigjenit (3He=>C dhe C+He=>0). Në të njëjtën kohë, hidrogjeni fillon të digjet në sipërfaqen e bërthamës së heliumit. Shfaqet burimi i shtresës së parë.
Furnizimi i heliumit shterohet shumë shpejt, pasi në reaksionet e përshkruara, relativisht pak energji lirohet në çdo akt elementar. Fotografia përsëritet, dhe dy burime shtresash shfaqen në yll, dhe reaksioni C+C=>Mg fillon në bërthamë.
Rruga evolucionare rezulton të jetë shumë komplekse (Fig. 84). Në diagramin Hertzsprung-Russell, ylli lëviz përgjatë sekuencës së gjigantëve ose (me një masë shumë të madhe në rajonin supergjigant) bëhet periodikisht një Cephei.
Yje të vjetër me masë të ulët
Në një yll me masë të ulët, përfundimisht, shpejtësia e rrjedhës konvektive në një nivel arrin shpejtësinë e dytë të ikjes, guaska del dhe ylli kthehet në një xhuxh të bardhë të rrethuar nga një mjegullnajë planetare.
Gjurma evolucionare e një ylli me masë të ulët në diagramin Hertzsprung-Russell është paraqitur në Figurën 83.
Vdekja e yjeve me masë të lartë
Në fund të evolucionit të tij, një yll me masë të madhe ka një strukturë shumë komplekse. Çdo shtresë ka përbërjen e vet kimike, reaksionet bërthamore ndodhin në burime të disa shtresave dhe në qendër formohet një bërthamë hekuri (Fig. 85).
Reaksionet bërthamore me hekur nuk ndodhin, pasi ato kërkojnë shpenzim (dhe jo çlirim) të energjisë. Prandaj, bërthama e hekurit tkurret shpejt, temperatura dhe dendësia në të rriten, duke arritur vlera fantastike - një temperaturë prej 10 9 K dhe një presion prej 10 9 kg/m 3. Materiali nga faqja
Në këtë moment, fillojnë dy procese të rëndësishme, që ndodhin në bërthamë njëkohësisht dhe shumë shpejt (me sa duket, në minuta). E para është se gjatë përplasjeve bërthamore, atomet e hekurit prishen në 14 atome helium, e dyta është se elektronet "shtypen" në protone, duke formuar neutrone. Të dy proceset shoqërohen me thithjen e energjisë, dhe temperatura në bërthamë (gjithashtu presioni) bie menjëherë. Shtresat e jashtme të yllit fillojnë të bien drejt qendrës.
Rënia e shtresave të jashtme çon në një rritje të mprehtë të temperaturës në to. Hidrogjeni, heliumi dhe karboni fillojnë të digjen. Kjo shoqërohet nga një rrymë e fuqishme neutronesh që vjen nga bërthama qendrore. Si rezultat, ndodh një shpërthim i fuqishëm bërthamor, duke hedhur shtresat e jashtme të yllit, që tashmë përmbajnë të gjithë elementët e rëndë, deri në kaliforni. Sipas pikëpamjeve moderne, të gjithë atomet e elementëve kimikë të rëndë (d.m.th., më të rëndë se heliumi) u formuan në univers pikërisht në ndezje.
Universi është një makrokozmos në ndryshim të vazhdueshëm, ku çdo objekt, substancë ose materie është në një gjendje transformimi dhe ndryshimi. Këto procese zgjasin për miliarda vjet. Krahasuar me kohëzgjatjen e jetës njerëzore, kjo periudhë kohore e pakuptueshme është e madhe. Në një shkallë kozmike, këto ndryshime janë mjaft të shpejta. Yjet që ne shohim tani në qiellin e natës ishin të njëjtat mijëra vjet më parë, kur mund të shiheshin faraonët egjiptianë, megjithatë, në fakt, gjatë gjithë kësaj kohe ndryshimi i karakteristikave fizike të trupave qiellorë nuk u ndal për asnjë sekondë. Yjet lindin, jetojnë dhe sigurisht plaken - evolucioni i yjeve vazhdon si zakonisht.
Pozicioni i yjeve të konstelacionit Ursa Major në periudha të ndryshme historike në intervalin 100,000 vjet më parë - koha jonë dhe pas 100 mijë vjetësh
Interpretimi i evolucionit të yjeve nga këndvështrimi i një personi mesatar
Për një person mesatar, hapësira duket të jetë një botë qetësie dhe heshtjeje. Në fakt, Universi është një laborator fizik gjigant ku ndodhin transformime të mëdha, gjatë të cilave ndryshon përbërja kimike, karakteristikat fizike dhe struktura e yjeve. Jeta e një ylli zgjat për aq kohë sa ai shkëlqen dhe lëshon nxehtësi. Sidoqoftë, një gjendje kaq e shkëlqyer nuk zgjat përgjithmonë. Lindja e ndritshme pasohet nga një periudhë e pjekurisë së yjeve, e cila përfundon në mënyrë të pashmangshme me plakjen e trupit qiellor dhe vdekjen e tij.
Formimi i një protoylli nga një re gazi dhe pluhuri 5-7 miliardë vjet më parë
Të gjitha informacionet tona rreth yjeve sot përshtaten brenda kornizës së shkencës. Termodinamika na jep një shpjegim të proceseve të ekuilibrit hidrostatik dhe termik në të cilin ndodhet lënda yjore. Fizika bërthamore dhe kuantike na lejojnë të kuptojmë procesin kompleks të shkrirjes bërthamore që lejon një yll të ekzistojë, duke emetuar nxehtësi dhe duke i dhënë dritë hapësirës përreth. Në lindjen e një ylli, formohet ekuilibri hidrostatik dhe termik, i ruajtur nga burimet e tij të energjisë. Në fund të një karriere të shkëlqyer yjore, ky ekuilibër prishet. Fillon një seri procesesh të pakthyeshme, rezultati i të cilave është shkatërrimi ose kolapsi i yllit - një proces madhështor i vdekjes së menjëhershme dhe të shkëlqyer të trupit qiellor.
Një shpërthim supernova është një finale e ndritshme e jetës së një ylli të lindur në vitet e para të Universit.
Ndryshimet në karakteristikat fizike të yjeve janë për shkak të masës së tyre. Shkalla e evolucionit të objekteve ndikohet nga përbërja e tyre kimike dhe, në një farë mase, nga parametrat ekzistues astrofizikë - shpejtësia dhe gjendja e rrotullimit fushë magnetike. Nuk është e mundur të flitet saktësisht se si ndodh gjithçka në të vërtetë për shkak të kohëzgjatjes së madhe të proceseve të përshkruara. Shkalla e evolucionit dhe fazat e transformimit varen nga koha e lindjes së yllit dhe nga vendndodhja e tij në Univers në momentin e lindjes.
Evolucioni i yjeve nga pikëpamja shkencore
Çdo yll lind nga një grumbull gazi të ftohtë ndëryjor, i cili, nën ndikimin e forcave gravitacionale të jashtme dhe të brendshme, është i ngjeshur në gjendjen e një topi gazi. Procesi i ngjeshjes së substancës së gaztë nuk ndalet për asnjë moment, i shoqëruar me një çlirim kolosal të energjisë termike. Temperatura e formacionit të ri rritet derisa të fillojë shkrirja termonukleare. Nga ky moment, ngjeshja e materies yjore ndalon dhe arrihet një ekuilibër midis gjendjeve hidrostatike dhe termike të objektit. Universi është rimbushur me një yll të ri të plotë.
Karburanti kryesor yjor është atomi i hidrogjenit si rezultat i një reaksioni termonuklear të nisur.
Në evolucionin e yjeve, burimet e tyre të energjisë termike janë të një rëndësie thelbësore. Energjia rrezatuese dhe termike që del në hapësirë nga sipërfaqja e yllit plotësohet duke ftohur shtresat e brendshme të trupit qiellor. Reaksionet termonukleare që ndodhin vazhdimisht dhe ngjeshja gravitacionale në zorrët e yllit kompensojnë humbjen. Ndërsa në zorrët e yllit ka sasi të mjaftueshme karburanti bërthamor, ylli shkëlqen me shkëlqim dhe lëshon nxehtësi. Sapo procesi i shkrirjes termonukleare ngadalësohet ose ndalet plotësisht, mekanizmi i ngjeshjes së brendshme të yllit aktivizohet për të ruajtur ekuilibrin termik dhe termodinamik. Në këtë fazë, objekti tashmë po emeton energji termale, e cila është e dukshme vetëm në rrezen infra të kuqe.
Bazuar në proceset e përshkruara, mund të konkludojmë se evolucioni i yjeve përfaqëson një ndryshim të qëndrueshëm në burimet e energjisë yjore. Në astrofizikën moderne, proceset e transformimit të yjeve mund të organizohen në përputhje me tre shkallë:
- afati kohor bërthamor;
- periudha termike e jetës së një ylli;
- segment dinamik (përfundimtar) i jetës së një ndriçuesi.
Në secilin rast individual, merren parasysh proceset që përcaktojnë moshën e yllit, karakteristikat e tij fizike dhe llojin e vdekjes së objektit. Afati kohor bërthamor është interesant për sa kohë që objekti mundësohet nga burimet e veta të nxehtësisë dhe lëshon energji që është produkt i reaksioneve bërthamore. Kohëzgjatja e kësaj faze vlerësohet duke përcaktuar sasinë e hidrogjenit që do të shndërrohet në helium gjatë shkrirjes termonukleare. Sa më e madhe të jetë masa e yllit, aq më i madh është intensiteti i reaksioneve bërthamore dhe, në përputhje me rrethanat, aq më i lartë është shkëlqimi i objektit.
Madhësitë dhe masat e yjeve të ndryshëm, duke filluar nga një supergjigant në një xhuxh të kuq
Shkalla e kohës termike përcakton fazën e evolucionit gjatë së cilës një yll shpenzon të gjithë energjinë e tij termike. Ky proces fillon që nga momenti kur konsumohen rezervat e fundit të hidrogjenit dhe ndalojnë reaksionet bërthamore. Për të ruajtur ekuilibrin e objektit, fillon një proces kompresimi. Lënda yjore bie drejt qendrës. Në këtë rast, energjia kinetike shndërrohet në energji termike, e cila shpenzohet për ruajtjen e ekuilibrit të nevojshëm të temperaturës brenda yllit. Një pjesë e energjisë ikën në hapësirën e jashtme.
Duke marrë parasysh faktin se shkëlqimi i yjeve përcaktohet nga masa e tyre, në momentin e ngjeshjes së një objekti, shkëlqimi i tij në hapësirë nuk ndryshon.
Një yll në rrugën e tij drejt sekuencës kryesore
Formimi i yjeve ndodh sipas një shkalle dinamike kohore. Gazi yjor bie lirshëm nga brenda drejt qendrës, duke rritur densitetin dhe presionin në zorrët e objektit të ardhshëm. Sa më e lartë të jetë dendësia në qendër të topit të gazit, aq më e lartë është temperatura brenda objektit. Nga ky moment, nxehtësia bëhet energjia kryesore e trupit qiellor. Sa më i madh të jetë dendësia dhe sa më e lartë të jetë temperatura, aq më i madh është presioni në thellësitë e yllit të ardhshëm. Rënia e lirë e molekulave dhe atomeve ndalon dhe procesi i ngjeshjes së gazit yjor ndalon. Kjo gjendje e një objekti zakonisht quhet protoyll. Objekti është 90% hidrogjen molekular. Kur temperatura arrin 1800K, hidrogjeni kalon në gjendjen atomike. Gjatë procesit të kalbjes, energjia konsumohet dhe rritja e temperaturës ngadalësohet.
Universi është 75% i përbërë nga hidrogjeni molekular, i cili gjatë formimit të protoyjeve kthehet në hidrogjen atomik - karburanti bërthamor i një ylli.
Në këtë gjendje, presioni brenda topit të gazit zvogëlohet, duke i dhënë kështu lirinë forcës së ngjeshjes. Kjo sekuencë përsëritet sa herë që i gjithë hidrogjeni jonizohet së pari, dhe më pas jonizohet heliumi. Në një temperaturë prej 105 K, gazi jonizohet plotësisht, ngjeshja e yllit ndalon dhe lind ekuilibri hidrostatik i objektit. Evolucioni i mëtejshëm i yllit do të ndodhë në përputhje me shkallën kohore termike, shumë më i ngadalshëm dhe më konsistent.
Rrezja e protoyllit ka ardhur duke u zvogëluar nga 100 AU që nga fillimi i formimit. deri në ¼ a.u. Objekti është në mes të një re gazi. Si rezultat i grumbullimit të grimcave nga rajonet e jashtme të resë së gazit yjor, masa e yllit do të rritet vazhdimisht. Rrjedhimisht, temperatura brenda objektit do të rritet, duke shoqëruar procesin e konvekcionit - transferimin e energjisë nga shtresat e brendshme të yllit në skajin e tij të jashtëm. Më pas, me rritjen e temperaturës në brendësi të trupit qiellor, konvekcioni zëvendësohet nga transferimi rrezatues, duke lëvizur drejt sipërfaqes së yllit. Në këtë moment, shkëlqimi i objektit rritet me shpejtësi, dhe temperatura e shtresave sipërfaqësore të topit yjor gjithashtu rritet.
Proceset e konvekcionit dhe transferimi i rrezatimit në një yll të sapoformuar përpara fillimit të reaksioneve të shkrirjes termonukleare
Për shembull, për yjet me masë identike me masën e Diellit tonë, ngjeshja e resë protoyjore ndodh në vetëm disa qindra vjet. Sa i përket fazës përfundimtare të formimit të objektit, kondensimi i materies yjore është shtrirë për miliona vjet. Dielli po lëviz drejt sekuencës kryesore mjaft shpejt dhe ky udhëtim do të zgjasë qindra miliona ose miliarda vjet. Me fjalë të tjera, sa më e madhe të jetë masa e yllit, aq më e gjatë është periudha kohore e shpenzuar për formimin e një ylli të plotë. Një yll me një masë prej 15 M do të lëvizë përgjatë rrugës drejt sekuencës kryesore për shumë më gjatë - rreth 60 mijë vjet.
Faza e sekuencës kryesore
Edhe pse disa reaksione të shkrirjes fillojnë në më shumë temperaturat e ulëta, faza kryesore e djegies së hidrogjenit fillon në një temperaturë prej 4 milion gradë. Nga ky moment fillon faza e sekuencës kryesore. Hyn në lojë formë e re riprodhimi i energjisë yjore - bërthamore. Energjia kinetike e çliruar gjatë ngjeshjes së një objekti zbehet në sfond. Ekuilibri i arritur siguron një jetë të gjatë dhe të qetë për një yll që e gjen veten në fazën fillestare të sekuencës kryesore.
Ndarja dhe zbërthimi i atomeve të hidrogjenit gjatë një reaksioni termonuklear që ndodh në brendësi të një ylli
Nga ky moment, vëzhgimi i jetës së një ylli është i lidhur qartë me fazën e sekuencës kryesore, e cila është një pjesë e rëndësishme e evolucionit të trupave qiellorë. Është në këtë fazë që burimi i vetëm i energjisë yjore është rezultat i djegies së hidrogjenit. Objekti është në gjendje ekuilibri. Ndërsa karburanti bërthamor konsumohet, ndryshon vetëm përbërja kimike e objektit. Qëndrimi i Diellit në fazën e sekuencës kryesore do të zgjasë afërsisht 10 miliardë vjet. Kjo është sa kohë do t'i duhet yllit tonë vendas për të përdorur të gjithë furnizimin e tij me hidrogjen. Sa i përket yjeve masive, evolucioni i tyre ndodh më shpejt. Duke emetuar më shumë energji, një yll masiv mbetet në fazën e sekuencës kryesore vetëm për 10-20 milionë vjet.
Yjet më pak masivë digjen në qiellin e natës për shumë më gjatë. Kështu, një yll me një masë prej 0,25 M do të mbetet në fazën e sekuencës kryesore për dhjetëra miliarda vjet.
Diagrami Hertzsprung-Russell që vlerëson marrëdhënien midis spektrit të yjeve dhe shkëlqimit të tyre. Pikat në diagram janë vendndodhjet e yjeve të njohur. Shigjetat tregojnë zhvendosjen e yjeve nga sekuenca kryesore në fazat gjigante dhe xhuxh të bardhë.
Për të imagjinuar evolucionin e yjeve, thjesht shikoni diagramin që karakterizon rrugën e një trupi qiellor në sekuencën kryesore. Pjesa e sipërme e grafikut duket më pak e ngopur me objekte, pasi këtu janë përqendruar yjet masive. Ky vend shpjegohet me ciklin e tyre të shkurtër të jetës. Nga yjet e njohur sot, disa kanë një masë prej 70 M. Objektet masa e të cilave e kalon kufirin e sipërm prej 100 M mund të mos formohen fare.
Trupat qiellorë, masa e të cilëve është më e vogël se 0,08 M nuk kanë mundësinë të kapërcejnë masën kritike të nevojshme për fillimin e shkrirjes termonukleare dhe mbeten të ftohtë gjatë gjithë jetës së tyre. Protoyjet më të vegjël shemben dhe formojnë xhuxhë të ngjashëm me planetin.
Një xhuxh kafe i ngjashëm me planetin në krahasim me një yll normal (Dielli ynë) dhe planeti Jupiter
Në fund të sekuencës janë objekte të përqendruara të dominuara nga yje me masë të barabartë me masën e Diellit tonë dhe pak më shumë. Kufiri imagjinar midis pjesëve të sipërme dhe të poshtme të sekuencës kryesore janë objekte masa e të cilëve është – 1.5 M.
Fazat pasuese të evolucionit yjor
Secila prej opsioneve për zhvillimin e gjendjes së një ylli përcaktohet nga masa e tij dhe gjatësia e kohës gjatë së cilës ndodh transformimi i materies yjore. Megjithatë, Universi është një mekanizëm i shumëanshëm dhe kompleks, kështu që evolucioni i yjeve mund të marrë rrugë të tjera.
Kur udhëtoni përgjatë sekuencës kryesore, një yll me një masë afërsisht të barabartë me masën e Diellit ka tre opsione kryesore të rrugës:
- jetoni jetën tuaj të qetë dhe pushoni i qetë në hapësirat e pafundme të Universit;
- hyni në fazën e gjigantit të kuq dhe ngadalë plakeni;
- të bëhet një xhuxh i bardhë, të shpërthejë si një supernova dhe të bëhet një yll neutron.
Opsionet e mundshme për evolucionin e protoyjeve në varësi të kohës, përbërjes kimike të objekteve dhe masës së tyre
Pas sekuencës kryesore vjen faza gjigante. Në këtë kohë, rezervat e hidrogjenit në zorrët e yllit janë shteruar plotësisht, rajoni qendror i objektit është një bërthamë heliumi dhe reaksionet termonukleare zhvendosen në sipërfaqen e objektit. Nën ndikimin e shkrirjes termonukleare, guaska zgjerohet, por masa e bërthamës së heliumit rritet. Një yll i zakonshëm shndërrohet në një gjigant të kuq.
Faza gjigante dhe veçoritë e saj
Në yjet me masë të vogël, dendësia e bërthamës bëhet kolosale, duke e kthyer lëndën yjore në një gaz relativist të degjeneruar. Nëse masa e yllit është pak më shumë se 0,26 M, një rritje në presion dhe temperaturë çon në fillimin e sintezës së heliumit, duke mbuluar të gjithë rajonin qendror të objektit. Nga ky moment, temperatura e yllit rritet me shpejtësi. tipar kryesor Procesi është se gazi i degjeneruar nuk ka aftësinë të zgjerohet. Nën ndikimin e temperaturës së lartë, rritet vetëm shkalla e ndarjes së heliumit, e cila shoqërohet me një reagim shpërthyes. Në momente të tilla mund të vëzhgojmë një blic heliumi. Shkëlqimi i objektit rritet qindra herë, por agonia e yllit vazhdon. Ylli kalon në një gjendje të re, ku të gjitha proceset termodinamike ndodhin në bërthamën e heliumit dhe në guaskën e jashtme të shkarkuar.
Struktura e një ylli të sekuencës kryesore të tipit diellor dhe një gjiganti të kuq me një bërthamë heliumi izotermale dhe një zonë nukleosinteze me shtresa
Kjo gjendje është e përkohshme dhe jo e qëndrueshme. Lënda yjore përzihet vazhdimisht dhe një pjesë e konsiderueshme e saj hidhet në hapësirën përreth, duke formuar një mjegullnajë planetare. Një bërthamë e nxehtë mbetet në qendër, e quajtur një xhuxh i bardhë.
Për yjet me masa të mëdha, proceset e listuara më sipër nuk janë aq katastrofike. Djegia e heliumit zëvendësohet nga reaksioni i ndarjes bërthamore të karbonit dhe silikonit. Përfundimisht bërthama e yllit do të shndërrohet në hekur yll. Faza gjigante përcaktohet nga masa e yllit. Sa më e madhe të jetë masa e një objekti, aq më e ulët është temperatura në qendër të tij. Kjo nuk mjafton qartë për të shkaktuar reaksionin e ndarjes bërthamore të karbonit dhe elementëve të tjerë.
Fati i një xhuxhi të bardhë - një yll neutron ose një vrimë e zezë
Pasi në gjendjen e xhuxhit të bardhë, objekti është në një gjendje jashtëzakonisht të paqëndrueshme. Reaksionet e ndërprera bërthamore çojnë në një rënie të presionit, thelbi shkon në një gjendje kolapsi. Energjia e çliruar në këtë rast shpenzohet në zbërthimin e hekurit në atome të heliumit, i cili më tej zbërthehet në protone dhe neutrone. Procesi i drejtimit po zhvillohet me ritme të shpejta. Rënia e një ylli karakterizon segmentin dinamik të shkallës dhe merr një pjesë të sekondës në kohë. Djegia e mbetjeve të karburantit bërthamor ndodh në mënyrë shpërthyese, duke lëshuar një sasi kolosale energjie në një pjesë të sekondës. Kjo është mjaft e mjaftueshme për të hedhur në erë shtresat e sipërme të objektit. Faza e fundit e një xhuxhi të bardhë është një shpërthim supernova.
Bërthama e yllit fillon të shembet (majtas). Kolapsi formon një yll neutron dhe krijon një rrjedhë energjie në shtresat e jashtme të yllit (qendër). Energjia e çliruar kur shtresat e jashtme të një ylli derdhen gjatë një shpërthimi supernova (djathtas).
Bërthama superdendur e mbetur do të jetë një grup protonesh dhe elektronesh, të cilat përplasen me njëri-tjetrin për të formuar neutrone. Universi është rimbushur me një objekt të ri - një yll neutron. Për shkak të densitetit të lartë, bërthama degjenerohet dhe procesi i kolapsit të bërthamës ndalet. Nëse masa e yllit do të ishte mjaft e madhe, kolapsi mund të vazhdonte derisa materia e mbetur yjore më në fund të binte në qendër të objektit, duke formuar një vrimë të zezë.
Shpjegimi i pjesës së fundit të evolucionit yjor
Për yjet normale të ekuilibrit, proceset e përshkruara të evolucionit nuk kanë gjasa. Megjithatë, ekzistenca e xhuxhëve të bardhë dhe yjeve neutrone vërteton ekzistencën reale të proceseve të kompresimit të materies yjore. Numri i vogël i objekteve të tilla në Univers tregon kalueshmërinë e ekzistencës së tyre. Faza e fundit e evolucionit yjor mund të përfaqësohet si një zinxhir sekuencial i dy llojeve:
- yll normal - gjigant i kuq - derdhje e shtresave të jashtme - xhuxh i bardhë;
- yll masiv - supergjigant i kuq - shpërthim supernova - yll neutron ose vrima e zezë - asgjë.
Diagrami i evolucionit të yjeve. Opsione për vazhdimin e jetës së yjeve jashtë sekuencës kryesore.
Është mjaft e vështirë të shpjegohen proceset në vazhdim nga pikëpamja shkencore. Shkencëtarët bërthamorë janë dakord se në rastin e fazës përfundimtare të evolucionit yjor, kemi të bëjmë me lodhje të materies. Si rezultat i ndikimit të zgjatur mekanik dhe termodinamik, materia ndryshon vetitë e saj fizike. Lodhja e materies yjore, e varfëruar nga reaksionet bërthamore afatgjata, mund të shpjegojë shfaqjen e gazit elektronik të degjeneruar, neutronizimin dhe asgjësimin e tij të mëvonshëm. Nëse të gjitha proceset e mësipërme ndodhin nga fillimi në fund, materia yjore pushon së qeni një substancë fizike - ylli zhduket në hapësirë, duke mos lënë asgjë pas.
Flluskat ndëryjore dhe retë e gazit dhe pluhurit, të cilat janë vendlindja e yjeve, nuk mund të plotësohen vetëm nga yjet e zhdukur dhe të shpërthyer. Universi dhe galaktikat janë në një gjendje ekuilibri. Ka një humbje të vazhdueshme të masës, dendësia e hapësirës ndëryjore zvogëlohet në një pjesë të hapësirës së jashtme. Rrjedhimisht, në një pjesë tjetër të Universit krijohen kushte për formimin e yjeve të rinj. Me fjalë të tjera, skema funksionon: nëse një sasi e caktuar lënde humbi në një vend, në një vend tjetër në Univers, e njëjta sasi materies shfaqej në një formë tjetër.
Së fundi
Duke studiuar evolucionin e yjeve, arrijmë në përfundimin se Universi është një zgjidhje gjigante e rrallë, në të cilën një pjesë e materies shndërrohet në molekula hidrogjeni, të cilat janë materiali ndërtimor për yjet. Pjesa tjetër shpërndahet në hapësirë, duke u zhdukur nga sfera e ndjesive materiale. Një vrimë e zezë në këtë kuptim është vendi i kalimit të të gjithë materialit në antimaterie. Është mjaft e vështirë të kuptosh plotësisht kuptimin e asaj që po ndodh, veçanërisht nëse, kur studion evolucionin e yjeve, mbështetesh vetëm në ligjet e fizikës bërthamore, kuantike dhe termodinamikës. Në studimin e kësaj çështjeje duhet të përfshihet teoria e probabilitetit relativ, e cila lejon lakimin e hapësirës, duke lejuar shndërrimin e një energjie në një tjetër, një gjendje në një tjetër.
Shkrirja termonukleare në brendësi të yjeve
Në këtë kohë, për yjet me një masë më të madhe se 0.8 masa diellore, bërthama bëhet transparente ndaj rrezatimit dhe transferimi i energjisë rrezatuese në bërthamë mbizotëron, ndërsa guaska në krye mbetet konvektive. Askush nuk e di me siguri se si yjet me masë më të ulët arrijnë në sekuencën kryesore, pasi koha që këta yje kalojnë në kategorinë e të rinjve tejkalon moshën e Universit. Të gjitha idetë tona për evolucionin e këtyre yjeve bazohen në llogaritjet numerike.
Me tkurrjen e yllit, presioni i gazit elektronik të degjeneruar fillon të rritet dhe në një rreze të caktuar të yllit, ky presion ndalon rritjen e temperaturës qendrore dhe më pas fillon ta ulë atë. Dhe për yjet më të vegjël se 0,08, kjo rezulton të jetë fatale: energjia e çliruar gjatë reaksioneve bërthamore nuk do të jetë kurrë e mjaftueshme për të mbuluar kostot e rrezatimit. Nën-yje të tillë quhen xhuxhë kafe dhe fati i tyre është ngjeshja e vazhdueshme derisa presioni i gazit të degjeneruar ta ndalojë atë, dhe më pas ftohja graduale me ndalimin e të gjitha reaksioneve bërthamore.
Yje të rinj me masë të ndërmjetme
Yjet e rinj me masë të ndërmjetme (nga 2 deri në 8 herë masa e Diellit) evoluojnë cilësisht në të njëjtën mënyrë si motrat e tyre më të vogla, me përjashtim të faktit se ato nuk kanë zona konvektive deri në sekuencën kryesore.
Objektet e këtij lloji shoqërohen me të ashtuquajturat. Yjet Ae\Be Herbit me variabla të parregullta të tipit spektral B-F5. Ata gjithashtu kanë disqe jet bipolarë. Shpejtësia e daljes, shkëlqimi dhe temperatura efektive janë dukshëm më të larta se për τ Demi, kështu që ata ngrohin dhe shpërndajnë në mënyrë efektive mbetjet e resë protoyjore.
Yje të rinj me një masë më të madhe se 8 masa diellore
Në fakt, këta tashmë janë yje normalë. Ndërsa masa e bërthamës hidrostatike po grumbullohej, ylli arriti të hidhej nëpër të gjitha fazat e ndërmjetme dhe të ngrohte reaksionet bërthamore në një masë të tillë që ato të kompensonin humbjet për shkak të rrezatimit. Për këta yje, dalja e masës dhe shkëlqimit është aq e madhe saqë jo vetëm ndalon kolapsin e zonave të jashtme të mbetura, por i shtyn ato prapa. Kështu, masa e yllit që rezulton është dukshëm më e vogël se masa e resë protoyjore. Me shumë mundësi, kjo shpjegon mungesën në galaktikën tonë të yjeve më shumë se 100-200 herë më shumë se masa e Diellit.
Cikli i mesit të jetës së një ylli
Midis yjeve të formuar ka një larmi të madhe ngjyrash dhe madhësish. Ato variojnë në llojin spektral nga blu e nxehtë në të kuqe të ftohtë, dhe në masë - nga 0.08 në më shumë se 200 masa diellore. Shkëlqimi dhe ngjyra e një ylli varet nga temperatura e sipërfaqes së tij, e cila, nga ana tjetër, përcaktohet nga masa e tij. Të gjithë yjet e rinj "zënë vendin e tyre" në sekuencën kryesore sipas përbërjes dhe masës së tyre kimike. Ne nuk po flasim për lëvizjen fizike të yllit - vetëm për pozicionin e tij në diagramin e treguar, në varësi të parametrave të yllit. Kjo do të thotë, ne po flasim, në fakt, vetëm për ndryshimin e parametrave të yllit.
Ajo që do të ndodhë përsëri varet nga masa e yllit.
Vitet e mëvonshme dhe vdekja e yjeve
Yje të vjetër me masë të vogël
Deri më sot, nuk dihet me siguri se çfarë ndodh me yjet e dritës pasi furnizimi i tyre me hidrogjen është i varfëruar. Meqenëse mosha e universit është 13.7 miliardë vjet, gjë që nuk mjafton për të varfëruar furnizimin me karburant hidrogjen, teoritë moderne bazohen në simulimet kompjuterike të proceseve që ndodhin në yje të tillë.
Disa yje mund të bashkojnë heliumin vetëm në zona të caktuara aktive, duke shkaktuar paqëndrueshmëri dhe erëra të forta diellore. Në këtë rast, formimi i një mjegullnaje planetare nuk ndodh, dhe ylli vetëm avullon, duke u bërë edhe më i vogël se një xhuxh kafe.
Por një yll me një masë më të vogël se 0,5 diellore nuk do të jetë kurrë në gjendje të sintetizojë heliumin edhe pasi reaksionet që përfshijnë hidrogjenin të pushojnë në bërthamë. Zarfi i tyre yjor nuk është mjaftueshëm masiv për të kapërcyer presionin e krijuar nga bërthama. Këto yje përfshijnë xhuxhët e kuq (siç është Proxima Centauri), të cilët kanë qenë në sekuencën kryesore për qindra miliarda vjet. Pas ndërprerjes së reaksioneve termonukleare në thelbin e tyre, ato, duke u ftohur gradualisht, do të vazhdojnë të emetojnë dobët në rrezet infra të kuqe dhe mikrovalore të spektrit elektromagnetik.
Yje të përmasave të mesme
Kur të arrijë ylli madhësi mesatare(nga 0.4 në 3.4 masa diellore) faza e gjigantit të kuq, shtresat e jashtme të tij vazhdojnë të zgjerohen, thelbi tkurret dhe reaksionet fillojnë të sintetizojnë karbonin nga heliumi. Fusioni lëshon shumë energji, duke i dhënë yllit një pushim të përkohshëm. Për një yll të ngjashëm në madhësi me Diellin, ky proces mund të zgjasë rreth një miliard vjet.
Ndryshimet në sasinë e energjisë së emetuar bëjnë që ylli të kalojë nëpër periudha paqëndrueshmërie, duke përfshirë ndryshimet në madhësi, temperaturën e sipërfaqes dhe prodhimin e energjisë. Prodhimi i energjisë zhvendoset drejt rrezatimit me frekuencë të ulët. E gjithë kjo shoqërohet me humbje në rritje të masës për shkak të erërave të forta diellore dhe pulsimeve intensive. Yjet në këtë fazë quhen yje të tipit të vonë, Yjet OH -IR ose yje si Mira, në varësi të karakteristikave të tyre të sakta. Gazi i nxjerrë është relativisht i pasur me elementë të rëndë të prodhuar në brendësi të yllit, si oksigjeni dhe karboni. Gazi formon një guaskë që zgjerohet dhe ftohet ndërsa largohet nga ylli, duke lejuar formimin e grimcave dhe molekulave të pluhurit. Me rrezatim të fortë infra të kuq nga ylli qendror, në predha të tilla krijohen kushte ideale për aktivizimin e maserëve.
Reaksionet e djegies së heliumit janë shumë të ndjeshme ndaj temperaturës. Ndonjëherë kjo çon në paqëndrueshmëri të madhe. Ndodhin pulsime të dhunshme, të cilat përfundimisht japin energji të mjaftueshme kinetike në shtresat e jashtme për t'u hedhur dhe për t'u bërë një mjegullnajë planetare. Në qendër të mjegullnajës mbetet bërthama e yllit, e cila, ndërsa ftohet, kthehet në një xhuxh të bardhë helium, zakonisht me një masë deri në 0,5-0,6 diellore dhe një diametër në rendin e diametrit të Tokës. .
Xhuxhët e bardhë
Shumica dërrmuese e yjeve, përfshirë Diellin, i japin fund evolucionit të tyre duke u tkurrur derisa presioni i elektroneve të degjeneruara të balancojë gravitetin. Në këtë gjendje, kur madhësia e yllit zvogëlohet me njëqind herë, dhe dendësia bëhet një milion herë më e lartë se dendësia e ujit, ylli quhet xhuxh i bardhë. Ai është i privuar nga burimet e energjisë dhe, duke u ftohur gradualisht, bëhet i errët dhe i padukshëm.
Në yjet më masivë se Dielli, presioni i elektroneve të degjeneruara nuk mund të përmbajë ngjeshjen e bërthamës dhe vazhdon derisa shumica e grimcave të shndërrohen në neutrone, të paketuara aq fort sa madhësia e yllit matet në kilometra dhe është 100. milion herë ujë më të dendur. Një objekt i tillë quhet yll neutron; ekuilibri i tij mbahet nga presioni i lëndës së degjeneruar neutron.
Yje supermasive
Pasi shtresat e jashtme të një ylli me një masë më të madhe se pesë masa diellore janë shpërndarë për të formuar një supergjigant të kuq, bërthama fillon të ngjesh për shkak të forcave gravitacionale. Me rritjen e kompresimit, temperatura dhe dendësia rriten dhe fillon një sekuencë e re e reaksioneve termonukleare. Në reaksione të tilla sintetizohen elementë të rëndë, të cilët frenojnë përkohësisht kolapsin e bërthamës.
Në fund të fundit, ndërsa elementet gjithnjë e më të rënda të tabelës periodike formohen, hekuri-56 sintetizohet nga silikoni. Deri në këtë pikë, sinteza e elementeve lëshonte një sasi të madhe energjie, por është bërthama e hekurit -56 ajo që ka defektin maksimal të masës dhe formimi i bërthamave më të rënda është i pafavorshëm. Prandaj, kur bërthama e hekurit e një ylli arrin një vlerë të caktuar, presioni në të nuk është më në gjendje të përballojë forcën kolosale të gravitetit dhe kolapsi i menjëhershëm i bërthamës ndodh me neutronizimin e materies së tij.
Ajo që do të ndodhë më pas nuk është plotësisht e qartë. Por sido që të jetë, ai shkakton një shpërthim supernova me fuqi të pabesueshme në pak sekonda.
Shpërthimi shoqërues i neutrinos provokon një valë shoku. Avionët e fortë të neutrinos dhe një fushë magnetike rrotulluese shtyjnë jashtë pjesën më të madhe të materialit të akumuluar të yllit - të ashtuquajturit elementë të farës, duke përfshirë hekurin dhe elementët më të lehtë. Lënda shpërthyese bombardohet nga neutronet e emetuara nga bërthama, duke i kapur ato dhe duke krijuar kështu një grup elementësh më të rëndë se hekuri, duke përfshirë ato radioaktive, deri në uranium (dhe ndoshta edhe kaliforni). Kështu, shpërthimet e supernovës shpjegojnë praninë e elementeve më të rëndë se hekuri në lëndën ndëryjore.
Vala e shpërthimit dhe avionët e neutrinos bartin materialin larg nga ylli që po vdes në hapësirën ndëryjore. Më pas, duke lëvizur nëpër hapësirë, ky material supernova mund të përplaset me mbeturina të tjera hapësinore dhe ndoshta të marrë pjesë në formimin e yjeve, planetëve ose satelitëve të rinj.
Proceset që ndodhin gjatë formimit të një supernova janë ende duke u studiuar dhe deri më tani nuk ka asnjë qartësi për këtë çështje. Është gjithashtu e diskutueshme se çfarë ka mbetur në të vërtetë nga ylli origjinal. Megjithatë, dy opsione janë duke u shqyrtuar:
Yjet neutron
Dihet se në disa supernova, graviteti i fortë në thellësitë e supergjigantit bën që elektronet të bien në bërthamën atomike, ku shkrihen me protonet për të formuar neutrone. Forcat elektromagnetike që ndajnë bërthamat e afërta zhduken. Bërthama e yllit është tani një top i dendur i bërthamave atomike dhe neutroneve individuale.
Yje të tillë, të njohur si yje neutron, janë jashtëzakonisht të vegjël - jo më shumë se qytet i madh, dhe kanë një dendësi të paimagjinueshme të lartë. Periudha e tyre orbitale bëhet jashtëzakonisht e shkurtër ndërsa madhësia e yllit zvogëlohet (për shkak të ruajtjes së momentit këndor). Disa bëjnë 600 rrotullime në sekondë. Kur aksi lidh veriun me jugun pol magnetik Nga ky yll me rrotullim të shpejtë që drejtohet drejt Tokës, është e mundur të zbulohet një puls rrezatimi që përsëritet në intervale të barabarta me periudhën orbitale të yllit. Yje të tillë neutron u quajtën "pulsarë" dhe u bënë yjet e parë neutron që u zbuluan.
Vrimat e zeza
Jo të gjitha supernova bëhen yje neutron. Nëse ylli ka një masë mjaft të madhe, atëherë kolapsi i yllit do të vazhdojë dhe vetë neutronet do të fillojnë të bien nga brenda derisa rrezja e tij të bëhet më e vogël se rrezja e Schwarzschild. Pas kësaj, ylli bëhet një vrimë e zezë.
Ekzistenca e vrimave të zeza ishte parashikuar nga teoria e përgjithshme e relativitetit. Sipas relativitetit të përgjithshëm, materia dhe informacioni nuk mund të largohen vrimë e zezë asnjë mënyrë. Sidoqoftë, mekanika kuantike bën të mundur përjashtime nga ky rregull.
Kanë mbetur një numër pyetje të hapura. Shefi i tyre: "A ka fare vrima të zeza?" Në fund të fundit, për të thënë me siguri se një objekt i caktuar është një vrimë e zezë, është e nevojshme të vëzhgoni horizontin e tij të ngjarjeve. Të gjitha përpjekjet për ta bërë këtë përfunduan në dështim. Por ka ende shpresë, pasi disa objekte nuk mund të shpjegohen pa përfshirë grumbullimin, dhe grumbullimin në një objekt pa një sipërfaqe të fortë, por kjo nuk vërteton vetë ekzistencën e vrimave të zeza.
Pyetjet janë gjithashtu të hapura: a është e mundur që një yll të shembet drejtpërdrejt në një vrimë të zezë, duke anashkaluar një supernova? A ka supernova që më vonë do të bëhen vrima të zeza? Cili është ndikimi i saktë i masës fillestare të yllit në formimin e objekteve në fund të tij? cikli i jetes?