Yıldızların evrimi nasıl olur?

Doğadaki herhangi bir vücut gibi, yıldızlar da değişmeden kalamaz. Onlar doğarlar, gelişirler ve sonunda "ölürler". Yıldızların evrimi milyarlarca yıl sürüyor, ancak oluşma zamanı ile ilgili tartışmalar var. Daha önce, gökbilimciler, yıldız tozunun "doğum" sürecinin milyonlarca yıl gerektirdiğini düşünüyorlardı, ancak çok uzun zaman önce değil, Büyük Orion Bulutsusu'ndan gökyüzü alanının fotoğrafları elde edildi. Birkaç yıldır küçük bir yıldız kümesi vardı.

1947'deki fotoğraflarda, yıldızlara benzer nesnelerden oluşan küçük bir grup bu yerde kaydedildi. 1954 yılına gelindiğinde, bazıları zaten dikdörtgen olmuştu ve beş yıl sonra bu nesneler ayrı parçalara ayrılmıştı. Bu yüzden ilk kez yıldızların doğuşu süreci tam anlamıyla gökbilimcilerin karşısına geçti.

Şimdi, yıldızların yapısının ve evriminin, insanlık standartlarına, yaşamına göre sonsuzluğunun başladığı ve bitişinin nasıl gittiğini ayrıntılı olarak inceleyelim.

Bilim adamları, geleneksel olarak, yıldızların gaz-toz maddesinin bulutlarının yoğunlaşması sonucunda oluştuğuna inanmaktadır. Yerçekimi kuvvetleri etkisi altında, yapılı yoğun yoğun bulutlardan opak bir gaz topu oluşur. İç basıncı onu sıkıştıran yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez. Yavaş yavaş top, yıldız iç sıcaklığının artacağı ve topun içindeki basıncın dış kuvvetleri dengeleyecek derecede küçülür. Bundan sonra sıkıştırma durur. Bu sürecin süresi, yıldızın kütlesine bağlıdır ve genellikle iki ila birkaç yüz milyon yıl arasında değişmektedir.

Yıldızların yapısı, içlerinde çok yüksek sıcaklık varsayar ve sürekli termonükleer süreçlere katkıda bulunur (onları oluşturan hidrojen helyum haline gelir). Yoğun yıldız emisyonuna neden olan bu süreçler. Mevcut hidrojen arzını harcadıkları süre, kütleleri ile belirlenir. Radyasyonun süresi de buna bağlıdır.

Hidrojen rezervleri tükendiğinde, yıldızların evrimi, kırmızı devin oluşma safhasına yaklaşır . Bu, aşağıdaki gibi gerçekleşir. Enerji bırakılmasından sonra çekim kuvvetleri çekirdeği sıkışmaya başlar. Bu durumda, yıldız önemli ölçüde büyür. Termonükleer reaksiyonların süreci devam ettikçe ışık şiddeti de artar ancak çekirdek sınırında sadece ince bir tabaka halinde olur.

Bu işleme müteahhitlik helyum çekirdeğin sıcaklığında bir artış ve helyum çekirdeğinin karbon çekirdeğine dönüştürülmesi eşlik eder.

Tahminlere göre, Güneşimiz sekiz milyar yıl içinde kırmızı bir devire dönüşebilir. Bu durumda onun yarıçapı birkaç on kat artacak ve parlaklık, mevcut göstergelerle karşılaştırıldığında yüzlerce kez büyüyecek.

Daha önce de belirtildiği gibi bir yıldızın ömrü, kütlenin yoğunluğuna bağlıdır. Güneşten daha az kitlesi olan nesneler, nükleer yakıtlarının rezervlerini çok "ekonomik" olarak tüketirler , böylece onlarca milyarlarca yıl parlarlar.

Yıldızların evrimi beyaz cücelerin oluşumu ile sona ermektedir . Bu, kütlesi Güneş'in kütlesine yakın olanlardan, yani E. E. 1.2'sini aşmaz.

Dev yıldızlar, kural olarak, nükleer yakıt stoklarını derhal tüketirler. Buna özellikle dış kabukların boşaltılması nedeniyle önemli miktarda kayıp eşlik ediyor. Sonuç olarak, nükleer reaksiyonların tamamıyla durduğu yavaşça soğuyan merkezi kısım kalır. Zamanla, bu yıldızlar ışınımlarını durdurur ve görünmez olurlar.

Fakat bazen yıldızların normal gelişimi ve yapısı kesilir. Çoğu zaman bu, her tür termonükleer yakıt tükenmiş olan büyük nesnelerle ilgilidir. Daha sonra nötron, süpernovalar ya da kara deliklere dönüşebilirler . Ve daha bilimadamları bu cisimler hakkında ne kadar çok şey öğrenirlerse, o kadar çok yeni soru ortaya çıkıyor.