Jeta e brendshme e një ylli rregullohet nga veprimi i dy forcave: forca e tërheqjes, e cila kundërshton yllin, e mban atë dhe forca e çliruar gjatë reaksioneve bërthamore që ndodhin në bërthamë. Përkundrazi, tenton ta "shtyjë" yllin në hapësirën e largët. Gjatë fazave të formimit, një yll i dendur dhe i ngjeshur është nën një ndikim të fortë të gravitetit. Si rezultat, ndodh ngrohje e fortë, temperatura arrin 10-20 milion gradë. Kjo është e mjaftueshme për të filluar reaksionet bërthamore, si rezultat i të cilave hidrogjeni shndërrohet në helium.
Pastaj, gjatë një periudhe të gjatë, të dy forcat balancojnë njëra-tjetrën, ylli është në një gjendje të qëndrueshme. Kur karburanti bërthamor i bërthamës thahet gradualisht, ylli hyn në një fazë paqëndrueshmërie, dy forca kundërshtojnë. Një moment kritik vjen për një yll, një sërë faktorësh hyjnë në lojë - temperatura, dendësia, përbërja kimike. Masa e yllit vjen e para, nga ajo varet e ardhmja e këtij trupi qiellor - ose ylli ndizet si një supernova, ose shndërrohet në një xhuxh të bardhë, një yll neutron ose një vrimë të zezë.
Si mbaron hidrogjeni
Vetëm shumë të mëdhenj midis trupave qiellorë (rreth 80 herë më shumë se masa e Jupiterit) bëhen yje, ato më të vegjël (rreth 17 herë më të vegjël se Jupiteri) bëhen planetë. Ka edhe trupa me masë mesatare, ata janë shumë të mëdhenj për t'i përkasin klasës së planetëve dhe shumë të vegjël dhe të ftohtë për atë që do të ndodhte në thellësitë e tyre. reaksionet bërthamore karakteristikë e yjeve.
Këta trupa qiellorë me ngjyrë të errët kanë një shkëlqim të dobët, ata janë mjaft të vështirë për t'u dalluar në qiell. Ata quhen "xhuxha kafe".
Pra, një yll formohet nga retë e përbëra nga gazi ndëryjor. Siç u përmend tashmë, mjaft kohe e gjate ylli është në ekuilibër. Pastaj vjen një periudhë paqëndrueshmërie. Fati i mëtejshëm i yllit varet nga faktorë të ndryshëm. Konsideroni një yll të vogël hipotetik me një masë midis 0.1 dhe 4 masave diellore. Një tipar karakteristik i yjeve me masë të ulët është mungesa e konvekcionit në shtresat e brendshme, d.m.th. substancat që përbëjnë yllin nuk përzihen, siç ndodh në yjet me masë të madhe.
Kjo do të thotë se kur hidrogjeni në bërthamë mbaron, nuk ka furnizim të ri të këtij elementi në shtresat e jashtme. Hidrogjeni, duke u djegur, shndërrohet në helium. Gradualisht, bërthama ngrohet, shtresat sipërfaqësore destabilizojnë strukturën e tyre dhe ylli, siç mund të shihet nga diagrami D-R, po largohet ngadalë nga faza e Sekuencës kryesore. Në fazën e re, densiteti i materies brenda yllit rritet, përbërja e bërthamës "degjeneron", si rezultat, shfaqet një qëndrueshmëri e veçantë. Është ndryshe nga lënda normale.
Modifikimi i materies
Kur lënda ndryshon, presioni varet vetëm nga dendësia e gazeve, dhe jo nga temperatura.
Në diagramin Hertzsprung-Russell, ylli zhvendoset djathtas dhe më pas lart, duke iu afruar rajonit të gjigantit të kuq. Dimensionet e tij rriten ndjeshëm, dhe për shkak të kësaj, temperatura e shtresave të jashtme bie. Diametri i një gjiganti të kuq mund të arrijë qindra miliona kilometra. Kur e jona të hyjë në këtë fazë, ajo do të "gëlltisë" ose Venusin dhe nëse nuk mund ta kapë Tokën, do ta ngrohë atë deri në atë masë sa jeta në planetin tonë do të pushojë së ekzistuari.
Gjatë evolucionit të një ylli, temperatura e bërthamës së tij rritet. Së pari, reaksionet bërthamore ndodhin, pastaj, pas arritjes temperatura optimale Heliumi fillon të shkrihet. Kur kjo ndodh, rritja e papritur e temperaturës së bërthamës shkakton një shpërthim dhe ylli lëviz shpejt në të majtë. Diagramet H-R. Ky është i ashtuquajturi "blic i heliumit". Në këtë kohë, bërthama që përmban helium digjet së bashku me hidrogjenin, i cili është pjesë e guaskës që rrethon bërthamën. Në diagramin G-P, kjo fazë fiksohet duke lëvizur djathtas përgjatë vijës horizontale.
Fazat e fundit të evolucionit
Gjatë shndërrimit të heliumit në karbon, thelbi ndryshon. Temperatura e tij rritet derisa (nëse ylli është i madh) derisa karboni të fillojë të digjet. Ka një shpërthim të ri. Në çdo rast, gjatë fazave të fundit të evolucionit të një ylli, vërehet një humbje e konsiderueshme e masës së tij. Kjo mund të ndodhë gradualisht ose papritur, gjatë një shpërthimi, kur shtresat e jashtme të yllit shpërthejnë si një flluskë e madhe. Në rastin e fundit, formohet një mjegullnajë planetare - një guaskë sferike që përhapet në hapësirën e jashtme me një shpejtësi prej disa dhjetëra apo edhe qindra kilometra në sekondë.
Fati përfundimtar i një ylli varet nga masa e mbetur pas gjithçkaje që ndodh në të. Nëse ai nxori shumë lëndë gjatë të gjitha transformimeve dhe shpërthimeve dhe masa e tij nuk i kalonte 1.44 masa diellore, ylli shndërrohet në një xhuxh të bardhë. Kjo shifër quhet "kufiri Chandra-sekara" për nder të astrofizikanit pakistanez Subrahmanyan Chandrasekhar. Kjo është masa maksimale e një ylli në të cilin një fund katastrofik mund të mos ndodhë për shkak të presionit të elektroneve në bërthamë.
Pas shpërthimit të shtresave të jashtme, thelbi i yllit mbetet dhe temperatura e sipërfaqes së tij është shumë e lartë - rreth 100,000 °K. Ylli lëviz në skajin e majtë të diagramit G-R dhe zbret. Shkëlqimi i tij zvogëlohet me zvogëlimin e madhësisë së tij.
Ylli ngadalë arrin në zonën e xhuxhëve të bardhë. Këta janë yje me diametër të vogël (si yni), por të karakterizuar nga një dendësi shumë e lartë, një milion e gjysmë herë më e madhe se dendësia e ujit. Një centimetër kub i materialit që përbën një xhuxh të bardhë do të peshonte rreth një ton në Tokë!
Një xhuxh i bardhë përfaqëson fazën përfundimtare në evolucionin e një ylli, pa ndezje. Ajo po ftohet ngadalë.
Shkencëtarët besojnë se fundi i xhuxhit të bardhë kalon shumë ngadalë, në çdo rast, që nga fillimi i ekzistencës së Universit, duket se asnjë xhuxhi i bardhë nuk ka vuajtur nga "vdekja termike".
Nëse ylli është i madh, dhe masa e tij më shumë diell, do të shpërthejë si një supernova. Gjatë një shpërthimi, një yll mund të shkatërrohet plotësisht ose pjesërisht. Në rastin e parë, do të lërë një re gazi me substancat e mbetura të yllit. Në të dytën, mbetet një trup qiellor me densitetin më të lartë - një yll neutron ose një vrimë e zezë.
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 jeta njerëzore ky interval kohor i pakuptueshëm është i madh. 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 yjësisë Arusha e Madhe 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 laikëve
Për laikin, hapësira duket të jetë një botë qetësie dhe heshtjeje. Në fakt, Universi është një laborator fizik gjigant, ku ndodhin transformime madhështore, 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 është e përjetshme. Një lindje 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, falë të cilit ekziston një yll, duke rrezatuar 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 perëndim të diellit të një karriere të shkëlqyer yjore, ky ekuilibër është i shqetësuar. Vjen një sërë procesesh të pakthyeshme, rezultati i të cilave është shkatërrimi i një ylli ose kolapsi - një proces madhështor i vdekjes së menjëhershme dhe të shkëlqyer të një trupi qiellor.
Një shpërthim supernova është një fund i ndritshëm i jetës së një ylli të lindur në vitet e para të Universit
Ndryshimi në karakteristikat fizike të yjeve është për shkak të masës së tyre. Shkalla e evolucionit të objekteve ndikohet nga përbërja e tyre kimike dhe, në një farë mase, parametrat ekzistues astrofizikë - shpejtësia e rrotullimit dhe gjendja e fushës magnetike. Nuk është e mundur të thuhet saktësisht se si ndodh gjithçka në të vërtetë për shkak të kohëzgjatjes së madhe të proceseve të përshkruara. Shkalla e evolucionit, fazat e transformimit varen nga koha e lindjes së yllit dhe vendndodhja e tij në Univers në kohën e lindjes.
Evolucioni i yjeve nga pikëpamja shkencore
Çdo yll lind nga një mpiksje e gazit 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 një lënde të gaztë nuk ndalet as për një moment, i shoqëruar nga një çlirim kolosal i energjisë termike. Temperatura e formacionit të ri rritet derisa të nisë shkrirja termonukleare. Që nga ai moment, ngjeshja e lëndës yjore pushon dhe arrihet një ekuilibër midis gjendjes hidrostatike dhe termike të objektit. Universi u plotësua me një yll të ri të plotë.
Karburanti kryesor yjor është një atom hidrogjeni 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 për shkak të ftohjes së shtresave të brendshme të trupit qiellor. Reaksionet termonukleare që ndodhin vazhdimisht dhe tkurrja gravitacionale në brendësi të yllit kompensojnë humbjen. Për sa kohë që ka karburant të mjaftueshëm bërthamor në thellësi të yllit, ylli shkëlqen me shkëlqim dhe rrezaton nxehtësi. Sapo procesi i shkrirjes termonukleare ngadalësohet ose ndalet fare, mekanizmi i ngjeshjes së brendshme të yllit fillon për të ruajtur ekuilibrin termik dhe termodinamik. Në këtë fazë, objekti tashmë po emeton energji termale e cila është e dukshme vetëm në infra të kuqe.
Bazuar në proceset e përshkruara, mund të konkludojmë se evolucioni i yjeve është një ndryshim i njëpasnjëshëm në burimet e energjisë yjore. Në astrofizikën moderne, proceset e transformimit të yjeve mund të organizohen në përputhje me tre shkallë:
- afati kohor bërthamor;
- segment termik i jetës së një ylli;
- segmenti dinamik (përfundimtar) i jetës së ndriçuesit.
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 fuqizohet nga burimet e veta të nxehtësisë dhe rrezaton energji që është produkt i reaksioneve bërthamore. Vlerësimi i kohëzgjatjes së kësaj faze llogaritet duke përcaktuar sasinë e hidrogjenit që do të kthehet në helium në procesin e 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 supergjigantët në xhuxhët e kuq
Shkalla e kohës termike përcakton fazën e evolucionit gjatë së cilës ylli konsumon të gjithë energjinë termike. Ky proces fillon që nga momenti kur rezervat e fundit të hidrogjenit janë harxhuar dhe reaksionet bërthamore kanë pushuar. Për të ruajtur ekuilibrin e objektit, fillon procesi i kompresimit. Lënda yjore bie drejt qendrës. Në këtë rast, ka një kalim të energjisë kinetike në energji termike të shpenzuar 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.
Ylli në rrugën për në sekuencën kryesore
Formimi i yjeve ndodh sipas një afati kohor dinamik. 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 e madhe të jetë densiteti dhe sa më e lartë të jetë temperatura, aq më i madh është presioni në brendësi të yllit të ardhshëm. Rënia e lirë e molekulave dhe atomeve ndalon, procesi i ngjeshjes së gazit yjor ndalon. Kjo gjendje e një objekti zakonisht quhet protoyll. Objekti është 90% hidrogjen molekular. Me arritjen e një temperature prej 1800K, hidrogjeni kalon në gjendjen atomike. Në procesin e kalbjes, energjia konsumohet, rritja e temperaturës ngadalësohet.
Universi është 75% hidrogjen molekular, i cili në procesin e formimit të protoyjeve shndërrohet në hidrogjen atomik - karburanti bërthamor i yllit
Në një gjendje të tillë, presioni brenda topit të gazit zvogëlohet, duke i dhënë kështu lirinë forcës shtypëse. Kjo sekuencë përsëritet çdo herë kur i gjithë hidrogjeni jonizohet fillimisht dhe më pas është radha e jonizimit të heliumit. Në një temperaturë prej 105 K, gazi jonizohet plotësisht, ngjeshja e yllit ndalon dhe ndodh ekuilibri hidrostatik i objektit. Evolucioni i mëtejshëm i yllit do të ndodhë në përputhje me shkallën kohore termike, shumë më ngadalë dhe më konsistente.
Rrezja e një protoylli është 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 një rritje të temperaturës në brendësi të një trupi qiellor, konvekcioni zëvendësohet nga transporti rrezatues, duke lëvizur drejt sipërfaqes së yllit. Në këtë moment, shkëlqimi i objektit po rritet me shpejtësi, dhe temperatura e shtresave sipërfaqësore të topit yjor po rritet gjithashtu.
Proceset e konvekcionit dhe transporti rrezatues në një yll të sapoformuar përpara fillimit të reaksioneve të shkrirjes termonukleare
Për shembull, për yjet, masa e të cilëve është identike me atë të Diellit tonë, ngjeshja e resë protoyjore ndodh në vetëm disa qindra vjet. Sa i përket fazës përfundimtare të formimit të një objekti, kondensimi i materies yjore është shtrirë për miliona vjet. Dielli po lëviz shumë shpejt drejt sekuencës kryesore dhe kjo rrugë do të zgjasë njëqind milionë 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
Megjithëse disa reaksione të shkrirjes fillojnë në temperatura më të ulëta, faza kryesore e djegies së hidrogjenit fillon në 4 milion gradë. Nga kjo pikë e tutje, fillon faza kryesore e sekuencës. Një formë e re e riprodhimit të energjisë yjore, bërthamore, hyn në lojë. Energjia kinetike e çliruar gjatë ngjeshjes së objektit zbehet në sfond. Ekuilibri i arritur siguron një jetë të gjatë dhe të qetë të një ylli që e gjen veten në fazën fillestare të sekuencës kryesore.
Ndarja dhe zbërthimi i atomeve të hidrogjenit në procesin e një reaksioni termonuklear që ndodh në brendësi të një ylli
Nga kjo pikë e tutje, 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, vetëm përbërja kimike e objektit ndryshon. Qëndrimi i Diellit në fazën e sekuencës kryesore do të zgjasë afërsisht 10 miliardë vjet. Do t'i duhet kaq shumë kohë ndriçuesit tonë vendas për të përdorur të gjithë furnizimin me hidrogjen. Sa i përket yjeve masive, evolucioni i tyre është më i shpejtë. Duke rrezatuar më shumë energji, një yll masiv qëndron në fazën e sekuencës kryesore vetëm për 10-20 milionë vjet.
Yjet më pak masivë digjen shumë më gjatë në qiellin e natës. Pra, një yll me masë 0.25 M do të qëndrojë 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 e gjigantëve dhe xhuxhëve të bardhë.
Për të imagjinuar evolucionin e yjeve, mjafton të shikojmë diagramin që karakterizon rrugën e trupit qiellor në sekuencën kryesore. Pjesa e sipërme grafika duket më pak e mbushur me objekte, pasi këtu janë përqendruar yjet masive. Ky vend shpjegohet me shkurtimin e tyre cikli i jetes. 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 pak se 0.08 M, nuk kanë aftësinë për të kapërcyer masën kritike të nevojshme për fillimin e shkrirjes termonukleare dhe mbeten të ftohtë gjatë gjithë jetës së tyre. Protoyjet më të vegjël tkurren dhe formojnë xhuxhë të ngjashëm me planetin.
Një xhuxh planetar kafe në krahasim me një yll normal (Dielli ynë) dhe planeti Jupiter
Në pjesën e poshtme të sekuencës, objektet janë 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 shkojë në mënyra të tjera.
Duke udhëtuar 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;
- kaloni në fazën e gjigantit të kuq dhe plakeni ngadalë;
- futuni në kategorinë e xhuxhëve të bardhë, shpërthejnë në një supernova dhe shndërrohen në 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 brendësi të 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 tiparet e saj
Në yjet me një 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, rritja e presionit dhe temperaturës çon në fillimin e shkrirjes së heliumit, duke mbuluar të gjithë rajonin qendror të objektit. Që atëherë, temperatura e yllit është rritur me shpejtësi. Karakteristika kryesore e procesit është se gazi i degjeneruar nuk ka aftësi 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, ne mund të vëzhgojmë një blic helium. Shkëlqimi i objektit rritet qindra herë, por agonia e yllit vazhdon. Ekziston një kalim i yllit në një gjendje të re, ku të gjitha proceset termodinamike ndodhin në bërthamën e heliumit dhe në guaskën e jashtme të rrallë.
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, ndërsa një pjesë e konsiderueshme e saj hidhet në hapësirën përreth, duke formuar një mjegullnajë planetare. Një bërthamë e nxehtë mbetet në qendër, e cila quhet një xhuxh i bardhë.
Për yjet me masë të lartë, këto procese nuk janë aq katastrofike. Djegia e heliumit zëvendësohet nga reaksioni i ndarjes bërthamore të karbonit dhe silikonit. Përfundimisht, bërthama e yjeve do të shndërrohet në hekur yjor. Faza e një gjiganti 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 filluar një reaksion të 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, bërthama shkon në një gjendje kolapsi. Energjia e çliruar në këtë rast shpenzohet në zbërthimin e hekurit në atomet e heliumit, i cili më tej zbërthehet në protone dhe neutrone. Procesi i nisur po zhvillohet me ritme të shpejta. Rënia e një ylli karakterizon seksionin dinamik të shkallës dhe merr një pjesë të sekondës në kohë. Ndezja e karburantit të mbetur bërthamor ndodh në një mënyrë shpërthyese, duke lëshuar një sasi kolosale energjie në një fraksion 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 si rezultat i nxjerrjes së shtresave të jashtme të një ylli gjatë një shpërthimi supernova (djathtas).
Bërthama superdendur e mbetur do të jetë një grup protonesh dhe elektronesh që përplasen me njëri-tjetrin për të formuar neutrone. Universi u plotësua 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 mbetjet e materies yjore më në fund të bien në qendër të objektit, duke formuar një vrimë të zezë.
Shpjegimi i pjesës së fundit të evolucionit të yjeve
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 ngjeshjes së materies yjore. Një numër 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 - nxjerrje e shtresave të jashtme - xhuxh i bardhë;
- yll masiv - supergjigant i kuq - shpërthim supernova - yll neutron ose vrima e zezë - mosekzistencë.
Skema e evolucionit të yjeve. Opsione për vazhdimin e jetës së yjeve jashtë sekuencës kryesore.
Është mjaft e vështirë të shpjegohen proceset e vazhdueshme nga pikëpamja e shkencës. 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, termodinamik, materia ndryshon vetitë e saj fizike. Lodhja e materies yjore, e varfëruar nga reaksionet bërthamore afatgjata, mund të shpjegojë shfaqjen e një gazi elektronik të degjeneruar, neutronizimin dhe asgjësimin e tij të mëvonshëm. Nëse të gjitha proceset e mësipërme shkojnë 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 rimbushen vetëm në kurriz të yjeve të zhdukur dhe të shpërthyer. Universi dhe galaktikat janë në ekuilibër. 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 është zhdukur në një vend, në një vend tjetër të Universit e njëjta sasi materies u shfaq 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, e cila është material për ndërtim për yjet. Pjesa tjetër shpërndahet në hapësirë, duke u zhdukur nga sfera e ndjesive materiale. Një vrimë e zezë në këtë kuptim është pika e 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, mbështetet vetëm në ligjet e fizikës bërthamore, kuantike dhe termodinamikës. Teoria e probabilitetit relativ duhet të lidhet me studimin e kësaj çështjeje, e cila lejon lakimin e hapësirës, e cila lejon që një energji të shndërrohet në një tjetër, një gjendje në një tjetër.
Një yll i masës t☼ dhe rrezja R mund të karakterizohen nga energjia e saj potenciale E . Potenciali ose energji gravitacionale e një ylli quhet puna që duhet shpenzuar për të spërkatur lëndën e një ylli deri në pafundësi. Anasjelltas, kjo energji lirohet kur ylli tkurret, d.m.th. ndërsa rrezja e saj zvogëlohet. Vlera e kësaj energjie mund të llogaritet duke përdorur formulën:
Energjia potenciale e Diellit është: E ☼ = 5,9∙10 41 J.
Një studim teorik i procesit të tkurrjes gravitacionale të një ylli tregoi se ylli rrezaton afërsisht gjysmën e energjisë së tij potenciale, ndërsa gjysma tjetër shpenzohet për ngritjen e temperaturës së masës së tij në afërsisht dhjetë milionë kelvins. Megjithatë, është e lehtë të sigurohemi që Dielli do ta kishte rrezatuar këtë energji në 23 milionë vjet. Pra, tkurrja gravitacionale mund të jetë një burim energjie për yjet vetëm në disa, mjaft faza të shkurtra zhvillimin e tyre.
Teoria e shkrirjes termonukleare u formulua në vitin 1938 nga fizikanët gjermanë Karl Weizsacker dhe Hans Bethe. Parakusht për këtë ishte, së pari, përcaktimi në vitin 1918 nga F. Aston (Angli) i masës së atomit të heliumit, e cila është e barabartë me 3,97 masa të atomit të hidrogjenit. , së dyti, identifikimi në vitin 1905 i marrëdhënies ndërmjet peshës trupore t dhe energjinë e tij E në formën e formulës së Ajnshtajnit:
ku c është shpejtësia e dritës, së treti, zbulimi në vitin 1929 se, për shkak të efektit të tunelit, dy grimca të ngarkuara njësoj (dy protone) mund të afrohen në një distancë ku forca tërheqëse do të jetë superiore, dhe gjithashtu zbulimi në 1932 i pozitroni e + dhe neutroni p.
E para dhe më efektive e reaksioneve të shkrirjes termonukleare është formimi i katër protoneve p të bërthamës së atomit të heliumit sipas skemës:
Ajo që ka rëndësi këtu është ajo që ndodh këtu. defekt në masë: masa e bërthamës së heliumit është 4.00389 a.m.u., ndërsa masa e katër protoneve është 4.03252 a.m.u. Duke përdorur formulën e Ajnshtajnit, ne llogarisim energjinë që lirohet gjatë formimit të një bërthame të heliumit:
Është e lehtë të llogaritet se po të ishte dielli faza fillestare zhvillimi përbëhej vetëm nga hidrogjeni, atëherë shndërrimi i tij në helium do të mjaftonte për ekzistencën e Diellit si yll me humbjen aktuale të energjisë prej rreth 100 miliardë vjetësh. Në fakt, bëhet fjalë për “djegien” e rreth 10% të hidrogjenit nga brendësia më e thellë e yllit, ku temperatura është e mjaftueshme për reaksionet e shkrirjes.
Reaksionet e shkrirjes së heliumit mund të zhvillohen në dy mënyra. I pari quhet pp-cikli, e dyta - NGA JO-cikël. Në të dyja rastet, dy herë në secilën bërthamë të heliumit, protoni shndërrohet në një neutron sipas skemës:
,
ku V- neutrino.
Tabela 1 tregon kohën mesatare të secilit prej reaksioneve të shkrirjes termonukleare, intervalin gjatë të cilit numri i grimcave fillestare do të ulet me e një herë.
Tabela 1. Reaksionet e sintezës së heliumit.
Efikasiteti i reaksioneve të shkrirjes karakterizohet nga fuqia e burimit, sasia e energjisë që çlirohet për njësi masë të një lënde për njësi të kohës. Nga teoria del se
, kurse . Kufiri i temperaturës T, mbi të cilat do të luajë roli kryesor jo pp-, a Cikli CNO, është e barabartë me 15∙10 6 K. Në zorrët e Diellit, rolin kryesor do ta luajë pp- ciklit. Pikërisht për shkak se reagimi i parë i tij ka një kohë karakteristike shumë të gjatë (14 miliardë vjet), Dielli dhe yjet e ngjashëm kalojnë rrugën e tyre evolucionare për rreth dhjetë miliardë vjet. Për yjet e bardhë më masivë, kjo kohë është dhjetëra e qindra herë më e shkurtër, pasi koha karakteristike e reaksioneve kryesore është shumë më e shkurtër. CNO- ciklit.Nëse temperatura në brendësi të një ylli, pas varfërimit të hidrogjenit atje, arrin qindra miliona kelvins, dhe kjo është e mundur për yjet me një masë t>1.2m ☼, atëherë reaksioni i shndërrimit të heliumit në karbon bëhet burimi i energjisë sipas skemës:
. Llogaritja tregon se ylli do të përdorë rezervat e heliumit në afërsisht 10 milionë vjet. Nëse masa e saj është mjaft e madhe, bërthama vazhdon të tkurret dhe në temperatura mbi 500 milionë gradë, bëhen të mundshme reaksione më komplekse të shkrirjes. bërthamat atomike sipas skemës: 
Në temperatura më të larta, ndodhin reagimet e mëposhtme:
etj. deri në formimin e bërthamave të hekurit. Këto janë reagime ekzotermike, si rezultat i rrjedhës së tyre lirohet energjia.
Siç e dimë, energjia që një yll rrezaton në hapësirën përreth lirohet në brendësi të tij dhe gradualisht depërton në sipërfaqen e yllit. Ky transferim i energjisë përmes trashësisë së materies së yllit mund të kryhet me dy mekanizma: transferim rrezatues ose konvekcionit.
Në rastin e parë, bëhet fjalë për thithjen dhe riemetimin e shumëfishtë të kuanteve. Në fakt, me çdo veprim të tillë, bëhet ndarja e kuanteve, prandaj, në vend të γ-kuanteve të forta që lindin gjatë shkrirjes termonukleare në zorrët e një ylli, miliona kuante me energji të ulët arrijnë në sipërfaqen e tij. Në këtë rast, zbatohet ligji i ruajtjes së energjisë.
Në teorinë e transferimit të energjisë, prezantohet koncepti i gjatësisë së rrugës së lirë të një kuantike me një frekuencë të caktuar υ. Është e lehtë të shihet se në kushtet e atmosferave yjore, gjatësia e rrugës së lirë të një kuantike nuk i kalon disa centimetra. Dhe koha e rrjedhjes së kuanteve të energjisë nga qendra e një ylli në sipërfaqen e tij matet në miliona vjet.Megjithatë, në brendësi të yjeve mund të krijohen kushte në të cilat shkelet një ekuilibër i tillë rrezatues. Në mënyrë të ngjashme, uji sillet në një enë që nxehet nga poshtë. Për një kohë të caktuar, lëngu këtu është në një gjendje ekuilibri, pasi molekula, pasi ka marrë një tepricë të energjisë direkt nga fundi i enës, arrin të transferojë një pjesë të energjisë për shkak të përplasjeve në molekula të tjera që janë më të larta. Kështu, një gradient i caktuar i temperaturës vendoset në enë nga fundi i tij në skajin e sipërm. Megjithatë, me kalimin e kohës, shkalla me të cilën molekulat mund të transferojnë energji lart përmes përplasjeve bëhet më e vogël se shkalla e transferimit të nxehtësisë nga poshtë. Ndodh zierja - transferimi i nxehtësisë me lëvizjen e drejtpërdrejtë të një substance.
Duke soditur qiellin e pastër të natës larg dritave të qytetit, është e lehtë të shihet se universi është plot me yje. Si arriti natyra të krijonte një mori të këtyre objekteve? Në fund të fundit, sipas vlerësimeve, ka rreth 100 miliardë yje vetëm në Rrugën e Qumështit. Përveç kësaj, yjet po lindin edhe sot, 10-20 miliardë vjet pas formimit të Universit. Si formohen yjet? Çfarë ndryshimesh pëson një yll para se të arrijë një gjendje të qëndrueshme, si Dielli ynë?
Nga pikëpamja e fizikës, një yll është një top gazi
Nga pikëpamja e fizikës, është një top gazi. Nxehtësia dhe presioni i krijuar në reaksionet bërthamore - kryesisht në reaksionet e shkrirjes së heliumit nga hidrogjeni - parandalojnë kolapsin e yllit nën gravitetin e tij. Jeta e këtij objekti relativisht të thjeshtë ndjek një skenar të mirëpërcaktuar. Së pari, një yll lind nga një re e përhapur e gazit ndëryjor, pastaj ka një fund të gjatë. Por përfundimisht, kur i gjithë karburanti bërthamor të jetë shteruar, ai do të shndërrohet në një xhuxh të bardhë me dritë të dobët, yll neutron ose vrimë të zezë.
Ky përshkrim mund të japë përshtypjen se një analizë e detajuar e formimit dhe fazave të hershme të evolucionit yjor nuk duhet të shkaktojë vështirësi të konsiderueshme. Por ndërveprimi i gravitetit dhe presionit termik bën që yjet të sillen në mënyra të paparashikueshme.
Konsideroni, për shembull, evolucionin e shkëlqimit, domethënë ndryshimin në sasinë e energjisë së emetuar nga sipërfaqja yjore për njësi të kohës. Temperatura e brendshme e një ylli të ri është shumë e ulët për shkrirjen e atomeve të hidrogjenit, kështu që shkëlqimi i tij duhet të jetë relativisht i ulët. Mund të rritet kur fillojnë reaksionet bërthamore dhe vetëm atëherë mund të bjerë gradualisht. Në fakt, një yll shumë i ri është jashtëzakonisht i ndritshëm. Shkëlqimi i tij zvogëlohet me kalimin e moshës, duke arritur një minimum të përkohshëm gjatë djegies së hidrogjenit.
Në fazat e hershme të evolucionit, në yje ndodhin procese të ndryshme fizike.
Në fazat e hershme të evolucionit, një sërë procesesh fizike ndodhin në yje, disa prej të cilave ende nuk kuptohen mirë. Vetëm në dy dekadat e fundit astronomët kanë filluar të ndërtojnë një pamje të detajuar të evolucionit të yjeve në bazë të përparimeve në teori dhe vëzhgime.
Yjet lindin nga retë e mëdha e të padukshme të vendosura në disqet e galaktikave spirale. Astronomët i quajnë këto objekte komplekse molekulare gjigante. Termi "molekular" pasqyron faktin se gazi në komplekse është i përbërë kryesisht nga hidrogjeni në formë molekulare. Retë e tilla janë formacionet më të mëdha në Galaxy, ndonjëherë duke arritur më shumë se 300 sv. vite të tëra.
Në një analizë më të plotë të evolucionit të yllit
Një analizë më e afërt zbulon se yjet formohen nga kondensimet individuale - zona kompakte - në një re molekulare gjigante. Astronomët kanë studiuar vetitë e zonave kompakte me radio teleskopë të mëdhenj, instrumentet e vetme të afta për të zbuluar milimoretë e zbehta. Nga vëzhgimet e këtij rrezatimi rezulton se tipike zonë kompakte Ka një diametër prej disa muajsh dritë, një densitet prej 30,000 molekula hidrogjeni për cm^ dhe një temperaturë prej 10 Kelvin.
Bazuar në këto vlera, u arrit në përfundimin se presioni i gazit në zonat kompakte është i tillë që mund të përballojë ngjeshjen nën veprimin e forcave vetëgravituese.
Prandaj, në mënyrë që një yll të formohet, zona kompakte duhet të tkurret nga një gjendje e paqëndrueshme, e tillë që forcat gravitacionale të tejkalojnë presionin e brendshëm të gazit.
Nuk është ende e qartë se si zonat kompakte kondensohen nga reja molekulare fillestare dhe fitojnë një gjendje kaq të paqëndrueshme. Sidoqoftë, edhe para zbulimit të zonave kompakte, astrofizikanët patën mundësinë të simulonin procesin e formimit të yjeve. Që në vitet 1960, teoricienët përdorën simulime kompjuterike për të përcaktuar se si retë ngjeshen në një gjendje të paqëndrueshme.
Megjithëse një gamë e gjerë kushtesh fillestare u përdor për llogaritjet teorike, rezultatet e fituara përkuan: për një re që është shumë e paqëndrueshme, pjesa e brendshme tkurret së pari, domethënë substanca në qendër i nënshtrohet rënies së lirë së pari dhe periferike rajonet mbeten të qëndrueshme. Gradualisht, rajoni i kompresimit zgjerohet nga jashtë, duke mbuluar të gjithë renë.
Thellë në zorrët e një rajoni në tkurrje fillon evolucioni i yjeve
Thellë në zorrët e rajonit të tkurrjes, fillon formimi i yjeve. Diametri i një ylli është vetëm një sekondë dritë, domethënë një e milionta e diametrit të zonës kompakte. Për madhësi të tilla relativisht të vogla, modeli i përgjithshëm i ngjeshjes së reve nuk është i rëndësishëm dhe rolin kryesor këtu e luan shpejtësia e materies që bie mbi yll. 
Shpejtësia e rënies së materies mund të jetë e ndryshme, por varet drejtpërdrejt nga temperatura e resë. Sa më e lartë të jetë temperatura, aq më e madhe është shpejtësia. Llogaritjet tregojnë se një masë e barabartë me masën e Diellit mund të grumbullohet në qendër të një zone kompakte që shembet gjatë një periudhe prej 100 mijë deri në 1 milion vjet.Një trup i formuar në qendër të një reje që shembet quhet protoyll. Duke përdorur simulime kompjuterike, astronomët kanë zhvilluar një model që përshkruan strukturën e një protoylli.
Doli se gazi që bie godet sipërfaqen e protoyllit me një shpejtësi shumë të madhe. Prandaj, formohet një front i fuqishëm shoku (një tranzicion i mprehtë në një presion shumë të lartë). Brenda ballit të goditjes, gazi nxehet deri në pothuajse 1 milion Kelvin, më pas, gjatë rrezatimit pranë sipërfaqes, ftohet me shpejtësi në rreth 10,000 K, duke formuar një shtresë pas shtrese një protoyll.
Prania e një fronti goditjeje shpjegon shkëlqimin e lartë të yjeve të rinj
Prania e një fronti goditjeje shpjegon shkëlqimin e lartë të yjeve të rinj. Nëse masa e një ylli protosis është e barabartë me një masë diellore, atëherë shkëlqimi i tij mund të kalojë atë diellor një nga dhjetë herë. Por ajo nuk shkaktohet nga reaksionet e shkrirjes termonukleare, si në yjet e zakonshëm, por nga energjia kinetike e materies e fituar në fushën gravitacionale.
Protostarët mund të vëzhgohen, por jo me teleskopë optikë konvencionalë.
I gjithë gazi ndëryjor, duke përfshirë atë nga i cili janë formuar yjet, përmban "pluhur" - një përzierje e grimcave të ngurta nën mikron. Rrezatimi i frontit të goditjes ndesh në rrugën e tij një numër të madh të këtyre grimcave, të cilat së bashku me gazin bien në sipërfaqen e protoyllit.
Grimcat e pluhurit të ftohtë thithin fotonet e emetuara nga pjesa e përparme e goditjes dhe i ri-emetojnë ato me gjatësi vale më të gjata. Ky rrezatim me gjatësi vale të gjatë absorbohet dhe më pas riemetohet nga pluhuri edhe më i largët. Prandaj, ndërsa një foton kalon rrugën e tij përmes reve të pluhurit dhe gazit, gjatësia e valës së tij është në intervalin infra të kuqe të spektrit elektromagnetik. Por tashmë në një distancë prej disa orëve drite nga protoylli, gjatësia e valës së fotonit bëhet shumë e madhe, kështu që pluhuri nuk mund ta thithë atë dhe më në fund mund të nxitojë pa pengesa në teleskopët e ndjeshëm ndaj Tokës që janë të ndjeshëm ndaj rrezatimit infra të kuq.
Pavarësisht nga mundësi të gjera detektorë modernë, astronomët nuk mund të pretendojnë se teleskopët në të vërtetë po zbulojnë rrezatimin protoyjor. Me sa duket, ato janë thellësisht të fshehura në zorrët e zonave kompakte të regjistruara në rrezen e radios. Pasiguria në regjistrim është për faktin se detektorët nuk mund të dallojnë një protostar nga yjet më të vjetër të ndërthurur në gaz dhe pluhur.
Për identifikim të besueshëm, një teleskop infra të kuqe ose radio duhet të zbulojë një zhvendosje Doppler në linjat e emetimit spektral të një protoylli. Zhvendosja e Dopplerit do të tregonte lëvizjen e vërtetë të gazit që bie në sipërfaqen e tij.
Sapo, si rezultat i rënies së materies, masa e protoyllit arrin disa të dhjetat e masës së Diellit, temperatura në qendër bëhet e mjaftueshme për fillimin e reaksioneve të shkrirjes termonukleare. Megjithatë, reaksionet termonukleare në protoyjet janë thelbësisht të ndryshme nga reagimet në yjet e moshës së mesme. Burimi i energjisë i yjeve të tillë janë reagimet e shkrirjes termonukleare të heliumit nga hidrogjeni.
Hidrogjeni është elementi kimik më i zakonshëm në univers
Hidrogjeni është elementi kimik më i bollshëm në univers. Në lindjen e Universit (Big Bang), ky element u formua në formën e tij të zakonshme me një bërthamë të përbërë nga një proton. Por dy nga çdo 100,000 bërthama janë bërthama deuteriumi, të përbëra nga një proton dhe një neutron. Ky izotop i hidrogjenit është i pranishëm në epokën moderne në gazin ndëryjor nga i cili hyn në yje.
Vlen të përmendet se kjo përzierje e pakët luan një rol dominues në jetën e protoyjeve. Temperatura në thellësi të tyre është e pamjaftueshme për reaksionet e hidrogjenit të zakonshëm, të cilat ndodhin në 10 milion Kelvin. Por si rezultat i ngjeshjes gravitacionale, temperatura në qendër të protoyllit mund të arrijë lehtësisht 1 milion Kelvin, kur fillon shkrirja e bërthamave të deuteriumit, në të cilën lëshohet edhe energji kolosale.
Opaciteti i materies protoyjore është shumë i madh
Opaciteti i materies protoyjore është shumë i madh që kjo energji të transmetohet me transferim rrezatues. Prandaj, ylli bëhet konvektivisht i paqëndrueshëm: flluskat e gazit të ngrohura nga "zjarri nuklear" notojnë në sipërfaqe. Këto rrjedha ngjitëse balancohen nga rrjedhat e gazit të ftohtë që zbresin drejt qendrës. Lëvizje të ngjashme konvektive, por në një shkallë shumë më të vogël, ndodhin në një dhomë të ngrohur me avull. Në një protoyll, vorbullat konvektive bartin deuterium nga sipërfaqja në brendësi të tij. Kështu, karburanti i nevojshëm për reaksionet termonukleare arrin në thelbin e yllit.
Pavarësisht përqendrimit shumë të ulët të bërthamave të deuteriumit, nxehtësia e lëshuar gjatë bashkimit të tyre ka një efekt të fortë në protostar. Pasoja kryesore e reaksioneve të djegies së deuteriumit është "ënjtja" e protoyllit. Për shkak të transferimit efikas të nxehtësisë me konvekcion si rezultat i "djegjes" së deuteriumit, protoylli rritet në madhësi, gjë që varet nga masa e tij. Një protoyll me një masë diellore ka një rreze të barabartë me pesë masa diellore. Me një masë të barabartë me tre diellore, protoylli bymehet deri në një rreze të barabartë me 10 diellore. 
Masa e një zone tipike kompakte është më e madhe se masa e yllit të saj të krijuar. Prandaj, duhet të ketë një mekanizëm që largon masën e tepërt dhe ndalon rënien e materies. Shumica e astronomëve janë të bindur se një erë e fortë yjore është përgjegjëse për këtë, duke ikur nga sipërfaqja e protoyllit. Era yjore fryn gazin e rënë mbrapsht dhe përfundimisht shpërndan zonën kompakte.
ideja e erës yjore
"Ideja e një ere yjore" nuk rrjedh nga llogaritjet teorike. Dhe teoricienëve të habitur iu dhanë prova të këtij fenomeni: vëzhgime të rrjedhave molekulare të gazit që lëviznin nga burimet e rrezatimit infra të kuq. Këto rrjedha lidhen me erën protoyjore. Origjina e saj është një nga më sekrete të thella yjet e rinj.
Kur zona kompakte shpërndahet, ekspozohet një objekt që mund të vërehet në rrezen optike - një yll i ri. Ashtu si një protoyll, ai ka një shkëlqim të lartë që përcaktohet më shumë nga graviteti sesa nga shkrirja. Presioni në brendësi të yllit parandalon një kolaps gravitacional katastrofik. Megjithatë, nxehtësia përgjegjëse për këtë presion rrezatohet nga sipërfaqja yjore, kështu që ylli shkëlqen shumë shkëlqyeshëm dhe tkurret ngadalë.
Ndërsa tkurret, temperatura e saj e brendshme gradualisht rritet dhe përfundimisht arrin 10 milionë Kelvin. Pastaj reaksionet e shkrirjes së bërthamave të hidrogjenit fillojnë me formimin e heliumit. Nxehtësia e lëshuar krijon presion që parandalon ngjeshjen dhe ylli do të shkëlqejë për një kohë të gjatë derisa karburanti bërthamor të mbarojë në thellësitë e tij.
Dielli ynë, një yll tipik, iu deshën rreth 30 milionë vjet për t'u tkurrur nga madhësia protoyjore në atë moderne. Falë nxehtësisë së çliruar gjatë reaksioneve termonukleare, ai i ka ruajtur këto dimensione për rreth 5 miliardë vjet.
Kështu lindin yjet. Por pavarësisht sukseseve të tilla të dukshme të shkencëtarëve që na lejuan të mësojmë një nga sekretet e shumta të universit, shumë më tepër vetitë e njohura yjet e rinj ende nuk janë kuptuar plotësisht. Kjo i referohet ndryshueshmërisë së tyre të parregullt, erës kolosale yjore, ndezjeve të papritura të ndritshme. Nuk ka ende përgjigje të qarta për këto pyetje. Por këto probleme të pazgjidhura duhen parë si shkëputje në një zinxhir, hallkat kryesore të të cilit tashmë janë bashkuar. Dhe ne do të jemi në gjendje ta mbyllim këtë zinxhir dhe të plotësojmë biografinë e yjeve të rinj nëse gjejmë çelësin e krijuar nga vetë natyra. Dhe ky çelës dridhet në qiellin e pastër mbi ne.
Video e lindjes së një ylli:
Evolucioni i yjeve është ndryshimi me kalimin e kohës në karakteristikat fizike, strukturën e brendshme dhe përbërjen kimike të yjeve. Teoria moderne e evolucionit yjor është në gjendje të shpjegojë rrjedhën e përgjithshme të zhvillimit yjor në përputhje të kënaqshme me vëzhgimet astronomike. Evolucioni i 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, përzierje e papërfillshme e deuteriumit dhe litiumit). Gjatë evolucionit të gjeneratës së parë të yjeve, u formuan elementë të rëndë që u hodhën në hapësirën ndëryjore si rezultat i daljes së materies nga yjet ose gjatë shpërthimeve të yjeve. 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 mbahet nga burimet e veta të energjisë. Procesi i formimit të yjeve vazhdon pandërprerë, po ndodh në kohën e tanishme.
Për të shpjeguar strukturën e botës mega, 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 shpërndahet në një numër grumbujsh. Nëse grumbullime të tilla vazhdojnë mjaftueshëm, ato kthehen në yje me kalimin e kohës. Është e rëndësishme të theksohet se ndodh procesi i lindjes së jo një ylli të vetëm, por i shoqatave yjore. Trupat e gaztë 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 e tërheqjes, duke çuar në përqendrim të mëtejshëm.
Yjet e rinj janë ata që janë ende në fazën e tkurrjes fillestare gravitacionale. Temperatura në qendër të yjeve të tillë është ende e pamjaftueshme për të kryer reaksione termonukleare. Shkëlqimi i yjeve ndodh vetëm për shkak të shndërrimit të energjisë gravitacionale në nxehtësi. Tkurrja gravitacionale është faza e parë në evolucionin e yjeve. Ajo çon në ngrohjen e zonës qendrore të yllit në temperaturën e fillimit të një reaksioni termonuklear (10 - 15 milion K) - shndërrimi i hidrogjenit në helium.
Energjia e madhe e rrezatuar nga yjet është formuar si rezultat i proceseve bërthamore që ndodhin brenda yjeve. Energjia e gjeneruar brenda një ylli e lejon atë të rrezatojë 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 cikle hidrogjeni (proton-proton) dhe karboni (karbon-azot). Në rastin e parë kërkohet vetëm hidrogjen që reaksioni të vazhdojë, në të dytën është e nevojshme edhe prania e karbonit, i cili shërben si katalizator. Materiali fillestar janë protonet, nga të cilët formohen bërthamat e heliumit si rezultat i shkrirjes bërthamore.
Meqenëse dy neutrino lindin gjatë shndërrimit të katër protoneve në një bërthamë heliumi, 1,8∙10 38 neutrino gjenerohen çdo sekondë në thellësitë e Diellit. Neutrinoja ndërvepron dobët me materien dhe ka një fuqi të lartë depërtuese. Duke kaluar nëpër trashësinë e madhe të materies diellore, neutrinot ruajnë të gjithë informacionin që ata morën në reaksionet termonukleare në zorrët e Diellit. Dendësia e fluksit të neutrineve diellore që bien në sipërfaqen e Tokës është 6,6∙10 10 neutrino për 1 cm 2 në 1 s. Matja e fluksit të neutrinos që ndodh 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 lind në formën e rrezatimit në një gamë të gjerë frekuencash (gjatësi valore). Ndërveprimi midis rrezatimit dhe materies çon në një gjendje të qëndrueshme ekuilibri: presioni i rrezatimit të jashtëm balancohet nga presioni i gravitetit. Tkurrja e mëtejshme e yllit ndalet për sa kohë që prodhohet energji e mjaftueshme 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. Një yll ka rezerva të mjaftueshme hidrogjeni për miliarda vjet. Kjo shpjegon pse yjet janë të qëndrueshëm për një kohë kaq të gjatë. 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 zgjerohet. Predha bymehet në përmasa kolosale, temperatura e jashtme bëhet e ulët. Ylli bëhet një gjigant i kuq. Që nga ky moment, jeta e një ylli fillon të bjerë. Gjigantët e kuq janë të ndryshëm temperaturat e ulëta dhe madhësi të mëdha (nga 10 në 1000 R c). Dendësia mesatare e materies në to nuk arrin as 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, gjatë kalimit në fazën e një gjiganti 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.
Një gjigant i kuq karakterizohet nga një temperaturë e ulët e jashtme, por një temperaturë shumë e lartë e brendshme. Me rritjen e tij, në reaksionet termonukleare përfshihen bërthama gjithnjë e më të rënda. 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, është e nevojshme një ngjeshje e re e yllit dhe një rritje në temperaturën e tij. Megjithatë, kjo nuk është e mundur për të gjithë yjet, vetëm për ato mjaft të mëdha, masa e të cilave e tejkalon masën e Diellit për më shumë se 1.4 herë (i ashtuquajturi kufiri Chandrasekhar). Në yjet me masë më të vogël, reaksionet përfundojnë në fazën e formimit të magnezit. Në yjet, masa e të cilëve tejkalon kufirin Chandrasekhar, për shkak të tkurrjes 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 humbet vazhdimisht lëndën, e cila hidhet në hapësirën ndëryjore në formën e një ere yjore. Kur burimet e brendshme të fuqisë së shkrirjes janë varfëruar plotësisht, fati i mëtejshëm ylli varet nga masa e tij.
Me një masë më të vogël se 1,4 masa diellore, ylli kalon 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 kthimit të një gjiganti të kuq në një xhuxh të bardhë, raca mund të hedhë shtresat e saj të jashtme si një guaskë e lehtë, duke ekspozuar thelbin. Zarfi i gaztë 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 ekuilibër për shkak të barazisë së forcave midis gravitetit (faktori i ngjeshjes) dhe presionit të gazit të degjeneruar në brendësi të 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, dhe më në fund ai pushon së rrezatuari, bëhet një objekt i vogël i pajetë, një yll i ftohtë i vdekur, madhësia 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 e mbyllin jetën 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 forcave gravitacionale.
Nëse zmbrapsja e grimcave dhe shkaqeve 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 gazta. Emri u propozua nga F. Zwicky në vitin 1934. Një shpërthim supernova është një nga fazat e ndërmjetme në evolucionin e yjeve përpara se të shndërrohen në xhuxha të bardhë, yje neutron ose vrima të zeza. Një shpërthim lëshon energji prej 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 shpërtheu.
Mjegullnaja e gaztë e formuar gjatë një shpërthimi të supernovës përbëhet pjesërisht nga nxjerrja nga shpërthimi shtresat e sipërme yje, dhe pjesërisht nga materia ndëryjore, të ngjeshura dhe të ngrohura nga produktet në zgjerim të shpërthimit. Mjegullnaja më e famshme e gaztë është Mjegullnaja e Gaforres në konstelacionin Demi - mbetja 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 deri në miliona Kelvin dhe bëhet burim i rrezeve X. Përhapja e një valë shoku në një gaz çon në shfaqjen e grimcave të ngarkuara shpejt (rrezet kozmike), të cilat, duke lëvizur në një fushë magnetike ndëryjore të ngjeshur dhe të zgjeruar nga e njëjta valë, rrezatojnë 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 Galaxy dhe doli të ishte 4 miliardë herë më intensiv se shkëlqimi i Diellit.
Tashmë deri në vitin 1980, ishin zbuluar më shumë se 500 shpërthime supernova, por asnjë i vetëm nuk u vu re në galaktikën tonë. Astrofizikanët kanë llogaritur se supernova në galaktikën tonë shpërthejnë me një periudhë prej 10 milionë vjetësh në afërsi të Diellit. Mesatarisht, një shpërthim supernova ndodh në Metagalaksi çdo 30 vjet.
Në këtë rast, dozat e rrezatimit kozmik në Tokë mund të tejkalojnë nivelin normal me 7000 herë. Kjo do të çojë në mutacionet më 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 të shpërthyer mund të mbetet në formën e një trupi super të dendur - një yll neutron ose një vrimë të 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 bëhet reagimi i mundshëm thithja e elektroneve nga protonet 
Si rezultat, e gjithë lënda e yllit do të përbëhet nga neutrone. Neutronizimi i një ylli shoqërohet blic i fuqishëm rrezatimi neutrino. Gjatë shpërthimit të supernovës SN1987A, kohëzgjatja e ndezjes së neutrinos ishte 10 s, dhe energjia e marrë nga të gjitha neutrinot arriti në 3∙10 46 J. Temperatura e një ylli neutron arrin 1 miliard K. Yjet neutronike ftohen shumë shpejt, shkëlqimi dobësohet. Por ato rrezatojnë 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. Prandaj, 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 impulsi 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 një yll fqinj derdhet mbi një xhuxh të bardhë. Masa e xhuxhit të bardhë rritet dhe në një moment 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, koncepti i objekteve të tilla lindi disa shekuj më parë, pas zbulimit nga I. Newton në 1687 të ligjit. gravitetit. 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 shpëtojë nga një vrimë e zezë, as grimcat dhe as rrezatimi. Në përputhje me teori e përgjithshme Në relativitet, 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 dhe G është konstanta gravitacionale. Rrezja gravitacionale e Tokës është 9 mm, Dielli është 3 km. Kufiri i rajonit përtej të cilit nuk ikën drita 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 kapjes nga një vrimë e zezë e trupave që vijnë nga pafundësia.
Teoria lejon ekzistencën e vrimave të zeza me një masë prej 3-50 masa diellore, të cilat janë formuar 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 me një masë prej miliona e miliarda masash diellore, vrima të zeza primordiale (relike) të formuara në fazat e hershme të evolucionit të universit. Deri më sot, vrimat e zeza relike që peshojnë më shumë se 10 15 g (masa e një mali mesatar në Tokë) duhet të kishin mbijetuar për shkak të mekanizmit të avullimit kuantik të vrimave të zeza të propozuar nga S. W. Hawking.
Astronomët zbulojnë vrimat e zeza nga të fuqishme rrezet 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. Shpesh vrimat e zeza gjenden 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 rrjedh në një vrimë të zezë ka një momentum 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 në intervalin e rrezeve X. Nga ky rrezatim, ju mund të përcaktoni 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 Galaxy tonë, të marrë me ndihmën e satelitit CHANDRA, prania e një vrime të zezë supermasive, masa e së cilës është 4 milionë herë më e madhe se masa e Diellit, është krijuar. Si rezultat i kërkimeve 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 përmasa dhe dendësi kaq të paimagjinueshme, një vrimë e zezë duhej të formohej 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 rreth 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).
Çështja e origjinës së elementeve kimike është e lidhur ngushtë me evolucionin e yjeve. Nëse hidrogjeni dhe heliumi janë elementë të mbetur nga fazat e hershme të evolucionit të universit në zgjerim, atëherë elementët kimikë më të rëndë mund të formohen vetëm në brendësi të yjeve gjatë reaksioneve termonukleare. Brenda yjeve gjatë reaksioneve termonukleare mund të formohen deri në 30 elementë kimikë (përfshirë hekurin).
Sipas gjendjes së tyre fizike, yjet mund të ndahen në normalë dhe të degjeneruar. 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 kuanto-mekanike 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 si "mbetje kompakte".
Në fund të evolucionit, në varësi të masës, ylli ose shpërthen ose lëshon më qetë material të pasuruar tashmë me të rënda elementet kimike. Në këtë rast, formohen pjesa tjetër e elementeve të sistemit periodik. Nga mediumi ndëryjor i pasuruar me elementë të rëndë, formohen yjet e brezave të ardhshëm. Për shembull, Dielli është një yll i gjeneratës së dytë i formuar nga materia që tashmë ka qenë në brendësi të yjeve dhe është pasuruar me elementë të rëndë. Prandaj, mosha e yjeve mund të gjykohet sipas tyre përbërje kimike përcaktohet me metodën e analizës spektrale.