12-bob Yulduz evolyutsiyasi
6-bo'limda ta'kidlanganidek, yulduzlarning aksariyati asosiy xususiyatlarini (yorug'lik, radius) juda sekin o'zgartiradilar. Har qanday lahzada ularni muvozanat holatida deb hisoblash mumkin - bu biz yulduzlar ichki makonining mohiyatini aniqlash uchun keng foydalangan holat. Ammo o'zgarishlarning sustligi ularning yo'qligini anglatmaydi. Hammasi haqida vaqt yulduzlar uchun mutlaqo muqarrar bo'lishi kerak bo'lgan evolyutsiya. Uning eng umumiy ko'rinishida yulduz evolyutsiyasi muammosini quyidagicha shakllantirish mumkin. Aytaylik, massasi va radiusi berilgan yulduz bor. Bundan tashqari, uning boshlang'ich kimyoviy tarkibi ma'lum bo'lib, u yulduzning butun hajmida doimiy deb hisoblanadi. Keyin uning yorqinligi yulduz modelini hisoblashdan kelib chiqadi. Evolyutsiya jarayonida yulduzning kimyoviy tarkibi muqarrar ravishda o'zgarishi kerak, chunki uning yorqinligini qo'llab-quvvatlovchi termoyadro reaktsiyalari tufayli vaqt o'tishi bilan vodorod miqdori qaytarib bo'lmaydigan darajada kamayadi. Bundan tashqari, yulduzning kimyoviy tarkibi bir xil bo'lishni to'xtatadi. Agar uning markaziy qismida vodorodning ulushi sezilarli darajada kamaygan bo'lsa, u holda u atrofda deyarli o'zgarmaydi. Ammo bu shuni anglatadiki, yulduz rivojlanib, yadro yoqilg'isining "tükenmesi" bilan bog'liq bo'lib, yulduzning o'zi modeli va shuning uchun uning tuzilishi o'zgarishi kerak. Yorug'lik, radius, sirt harorati o'zgarishini kutish kerak. Bunday jiddiy o'zgarishlar natijasida yulduz Hertzsprung - Rassel diagrammasidagi o'rnini asta-sekin o'zgartiradi. Ushbu diagrammada u ma'lum bir traektoriyani yoki, aytilganidek, "trekni" tasvirlab berishini tasavvur qilish kerak.
Yulduz evolyutsiyasi muammosi, shubhasiz, astronomiyaning eng asosiy muammolaridan biridir. Aslida, savol yulduzlarning qanday tug'ilishi, yashashi, "qarishi" va o'lishi bilan bog'liq. Ushbu kitob aynan shu muammoga bag'ishlangan. Ushbu muammo, o'z mohiyatiga ko'ra integral... Bu astronomiyaning turli sohalari vakillari - kuzatuvchilar va nazariyotchilar tomonidan olib borilgan maqsadli tadqiqotlar bilan hal qilinmoqda. Axir, yulduzlarni o'rganish, ularning qaysi biri genetik aloqada ekanligini darhol aytish mumkin emas. Umuman olganda, bu muammo juda qiyin bo'lib chiqdi va bir necha o'n yillar davomida umuman o'zini hal qila olmadi. Bundan tashqari, nisbatan yaqin vaqtgacha tadqiqot ishlari ko'pincha noto'g'ri yo'nalishda bo'lib kelgan. Masalan, Hertzsprung-Rassel diagrammasidagi asosiy ketma-ketlikning o'zi ko'pgina sodda tadqiqotchilarni yulduzlar ushbu sxema bo'yicha issiq ko'k moviy gigantlardan qizil mitti-largacha rivojlanishini tasavvur qilishga "ilhomlantirdi". Ammo "massa - yorqinlik" nisbati mavjud bo'lib, unga ko'ra yulduzlar massasi joylashgan birga asosiy ketma-ketlik doimiy ravishda kamayib borishi kerak, yuqorida aytib o'tilgan tadqiqotchilar o'jarlik bilan yulduzlarning ko'rsatilgan yo'nalishdagi evolyutsiyasi uzluksiz va bundan tashqari, ularning massasini juda katta yo'qotish bilan birga bo'lishi kerak deb ishonishgan.
Bularning barchasi noto'g'ri bo'lib chiqdi. Asta-sekin, yulduzlarning evolyutsiyasi yo'llari haqidagi savol aniq bo'ldi, ammo muammoning individual tafsilotlari haligacha hal qilinmagan. Yulduz evolyutsiyasi jarayonini tushunishda nazariy astrofiziklar, yulduzlarning ichki tuzilishi bo'yicha mutaxassislar va avvalambor amerikalik olim M. Shvartschild va uning maktabiga tegishli.
Yulduzlar evolyutsiyasining yulduzlararo muhitdan kondensatsiya jarayoni bilan bog'liq bo'lgan dastlabki bosqichi ushbu kitobning birinchi qismida ko'rib chiqildi. U erda, aslida, bu hatto yulduzlar haqida emas, balki haqida edi oddiy yulduzlar... Ikkinchisi tortishish kuchi ta'sirida doimiy ravishda qisqarib, tobora ixcham ob'ektlarga aylanadi. Bunday holda, ularning ichaklaridagi harorat bir necha million kelvin bo'lguncha doimiy ravishda oshib boradi (6.2-rasmga qarang). Bunday haroratda proton yulduzlarning markaziy mintaqalarida "kulon to'sig'i" nisbatan past bo'lgan engil yadrolarga (deyteriy, lityum, berilyum, bor) birinchi termoyadroviy reaktsiyalar "yoqilgan". Ushbu reaktsiyalar sodir bo'lganda, protostarning qisqarishi sekinlashadi. Biroq, yorug'lik yadrolari juda tez "yonib ketadi", chunki ularning ko'pligi kichik va protostarning siqilishi deyarli bir xil tezlikda davom etadi (kitobning birinchi qismidagi (3.6) tenglamaga qarang), protostar "barqarorlashadi", ya'ni siqishni to'xtatadi, faqat uning markaziy qismida harorat shunchalik ko'tariladiki, proton-proton yoki uglerod-azot reaktsiyalari "yoqiladi". U o'z tortishish kuchlari va gaz bosimining farqi ta'sirida muvozanat konfiguratsiyasini qabul qiladi, bu deyarli bir-birini to'liq qoplaydi (6-§ ga qarang). To'liq aytganda, shu paytdan boshlab protostar yulduzga aylanadi. Yosh yulduz o'z o'rnida asosiy ketma-ketlikda "o'tiradi". Uning asosiy ketma-ketlikdagi aniq o'rni protostarning boshlang'ich massasi qiymati bilan belgilanadi. Ushbu ketma-ketlikning yuqori qismiga massiv protostarlari, pastki qismiga nisbatan kichik massasi (quyosh massasidan kam) bo'lgan protostarlari "qo'nadi". Shunday qilib, protostarlar doimiy ravishda "ketma-ket old tomoni bilan" asosiy ketma-ketlikni butun uzunligi bo'ylab "kirib boradi".
Yulduzlar evolyutsiyasining "protostellar" bosqichi juda tez o'tib ketadi. Eng katta yulduzlar bu bosqichdan atigi bir necha yuz ming yil ichida o'tishadi. Shuning uchun Galaktikada bunday yulduzlar soni oz bo'lsa ajab emas. Shuning uchun ularni kuzatib borish unchalik oson emas, ayniqsa, yulduzlar paydo bo'lish jarayoni sodir bo'ladigan joylar, qoida tariqasida, nurni yutuvchi chang bulutlariga botgan deb hisoblasangiz. Ammo ular Hertzsprung-Rassel diagrammasining asosiy ketma-ketligi bo'yicha "doimiy maydonlarida ro'yxatdan o'tgandan" so'ng, vaziyat keskin o'zgaradi. Uzoq vaqt davomida ular diagrammaning ushbu qismida, deyarli o'z xususiyatlarini o'zgartirmasdan bo'lishadi. Shuning uchun yulduzlarning aksariyati ko'rsatilgan ketma-ketlikda kuzatiladi.
Yulduz modellarining tuzilishi, u nisbatan yaqinda asosiy ketma-ketlikda "o'tirganda", uning kimyoviy tarkibi butun hajmda bir xil ekanligi ("bir hil model"; 11.1, 11.2-rasmlarga qarang) degan taxmin asosida hisoblangan model bilan aniqlanadi. Vodorod "yonib ketishi" bilan yulduzning holati juda sekin, ammo barqaror o'zgarib boradi, natijada yulduzni ifodalaydigan nuqta Hertzsprung-Rassel diagrammasidagi ba'zi "izlarni" tavsiflaydi. Yulduz holatining o'zgarishi tabiatan materiyaning ichki qismida aralashib ketishiga bog'liq. Ikkinchi holda, avvalgi qismdagi ba'zi modellarda ko'rganimizdek, yulduzning markaziy qismida vodorodning ko'pligi yadro reaktsiyalari tufayli atrofga qaraganda sezilarli darajada past bo'ladi. Bunday yulduzni faqat bir hil bo'lmagan model bilan tasvirlash mumkin. Yulduzli evolyutsiyaning yana bir yo'li ham mumkin: aralashish yulduzning butun hajmida sodir bo'ladi, shu sababli u doimo "bir xil" kimyoviy tarkibni saqlaydi, garchi vaqt o'tishi bilan vodorod miqdori doimiy ravishda kamayib boradi. Ushbu imkoniyatlarning qaysi biri tabiatda amalga oshirilishini oldindan aytish mumkin emas edi. Albatta, yulduzlarning konvektiv zonalarida har doim materiyaning intensiv aralashishi kuzatiladi va bu zonalar ichida kimyoviy tarkibi doimiy bo'lishi kerak. Hatto nurlanish orqali energiya uzatilishi ustun bo'lgan yulduzlar mintaqalari uchun ham moddani aralashtirish mumkin. Darhaqiqat, hech qachon katta miqdordagi materiyalarning past tezlikda muntazam ravishda sekin harakatlanishini istisno qilish mumkin emas, bu esa aralashishga olib keladi. Bunday harakatlar yulduzning aylanishining ba'zi xususiyatlari tufayli paydo bo'lishi mumkin.
Ham kimyoviy tarkibi, ham bir xil bo'lmaganlik o'lchovi doimiy massada muntazam ravishda o'zgarib turadigan yulduzning hisoblangan modellari "evolyutsion ketma-ketlik" deb nomlanadi. Hertzsprung - Rassel diagrammasida yulduzning evolyutsion ketma-ketligining turli modellariga mos keladigan nuqtalarni belgilash, ushbu diagrammada uning nazariy yo'lini olish mumkin. Agar yulduz evolyutsiyasi uning materiyasining to'liq aralashishi bilan birga bo'lsa, izlar asosiy ketma-ketlikdan yo'naltirilgan bo'lar edi chapga... Aksincha, bir hil bo'lmagan modellar uchun nazariy evolyutsion izlar (ya'ni to'liq aralashmaslikda) har doim yulduzni uzoqlashtiradi to'g'ri asosiy ketma-ketlikdan. Yulduz evolyutsiyasining nazariy jihatdan hisoblangan ikkita yo'lidan qaysi biri to'g'ri? Ma'lumki, haqiqatning mezonlari amaliyotdir. Astronomiyada amaliyot bu kuzatishlar natijasidir. Shaklda ko'rsatilgan yulduz klasterlari uchun Hertzsprung - Rassel diagrammasini ko'rib chiqamiz. 1.6, 1.7 va 1.8. U erda yuqoridagi va yulduzlarni topa olmaymiz chap asosiy ketma-ketlikdan. Ammo yulduzlar juda ko'p o'ngda undan qizil gigantlar va subgantlar. Shuning uchun, biz bunday yulduzlarni o'zlarining evolyutsiyasi jarayonida asosiy ketma-ketlikni qoldirish deb hisoblashimiz mumkin, bu ularning ichki qismida materiyaning to'liq aralashishi bilan birga bo'lmaydi. Qizil gigantlarning tabiatini tushuntirish - bu yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasining eng katta yutuqlaridan biridir [30]. Qizil gigantlarning mavjudligi yulduzlar evolyutsiyasi, qoida tariqasida, ularning butun hajmida materiyaning aralashishi bilan birga kelmasligini anglatadi. Hisob-kitoblar shuni ko'rsatadiki, yulduz rivojlanib borishi bilan uning konvektiv yadrosining hajmi va massasi doimiy ravishda kamayib boradi [31].
Do'stlaringiz bilan baham: |