Աստղի կյանքի ցիկլի բացատրությունը
Աստղերը տիեզերքի ամենակարևոր մարմիններից մեկն են։ Դրանք արեգակնային համակարգերի կենտրոններն են, որոնք ապահովում են Երկրի նման մոլորակների վրա կյանքը պահպանելու համար անհրաժեշտ լույսն ու ջերմությունը։ Չնայած մենք հաճախ աստղերը դիտարկում ենք որպես գիշերային երկնքում մշտական մարմիններ, դրանք իրականում ունեն բարդ և դինամիկ կյանքի ցիկլ։ Այս հոդվածը կներկայացնի աստղի կյանքի ցիկլի տարբեր փուլերը՝ ծնունդից մինչև մահ։
Աստղերի ծնունդը. Միգամածություններ և նախաաստղեր
Աստղերը սկսում են իրենց կյանքը գազի և փոշու ամպերի մեջ, որոնք կոչվում են միգամածություններ: Այս միգամածությունները կազմված են ջրածնից, հելիումից և այլ ավելի ծանր տարրերից: Կան աստղագոյացմանը վերաբերող միգամածությունների երկու հիմնական տեսակ՝ ճառագայթային միգամածություններ և մութ միգամածություններ: Աստղագոյացման գործընթացը սովորաբար սկսվում է, երբ որևէ խանգարում, ինչպիսին է մոտակա գերնոր աստղից եկող հարվածային ալիքը, ստիպում է միգամածության մի մասը փլուզվել սեփական ձգողականության ազդեցության տակ:
Երբ այս միգամածության մի մասը փլուզվում է, այն խտանում և տաքանում է՝ առաջացնելով մի մարմին, որը հայտնի է որպես նախաաստղ։ Սա աստղի կյանքի վաղ փուլն է։ Նախաաստղը շարունակում է նյութ հավաքել շրջակա միգամածությունից՝ ակրեցիոնացման միջոցով։ Այս փուլում, եթե նախաաստղը բավականաչափ զանգվածեղ է, նրա միջուկում ճնշումը և ջերմաստիճանը զգալիորեն կբարձրանան։
Գլխավոր բեմ. Գլխավոր հաջորդականություն
Ակրեցիայի ավարտից հետո նախաաստղը հասնում է բավարար ներքին ջերմաստիճանի և ճնշման՝ միջուկային միաձուլումը սկսելու համար, մասնավորապես՝ ջրածնի հելիումի փոխակերպումը։ Սա նշանավորում է անցումը դեպի գլխավոր հաջորդականության աստղ։ Այս փուլում աստղը գտնվում է հիդրոստատիկ հավասարակշռության մեջ, քանի որ նրա միջուկում միջուկային ռեակցիաներից առաջացող ճառագայթային ճնշումը հակադրվում է աստղը սեղմելու հակված ձգողականության ուժին։
Գլխավոր հաջորդականության աստղերը կարող են գոյատևել այս փուլում միլիոնավորից մինչև միլիարդավոր տարիներ՝ կախված իրենց զանգվածից: Ավելի մեծ զանգված ունեցող աստղերը, ինչպիսիք են O- և B-տիպի աստղերը, ունեն ավելի կարճ կյանք, քանի որ արագորեն այրում են իրենց միջուկային վառելիքը: Ի տարբերություն դրա, ավելի փոքր աստղերը, ինչպիսիք են M-տիպի աստղերը (կարմիր թզուկները), կարող են գոյատևել տրիլիոնավոր տարիներ:
Ծերացում և փոփոխություն. Կարմիր հսկա աստղեր
Երբ աստղի միջուկում ջրածինը սկսում է սպառվել, ձգողականության ուժը սկսում է գերիշխել, ինչը հանգեցնում է միջուկի սեղմմանը և ավելի տաքացմանը։ Ի պատասխան, աստղի արտաքին շերտերը ընդարձակվում և սառչում են, ինչի հետևանքով աստղը վերածվում է կարմիր հսկայի։ Այս փուլում միջուկը շրջապատող կծկվող շերտերում շարունակվում է ջրածնի միաձուլումը։ Ավելին, եթե ջերմաստիճանը բավականաչափ բարձր է, միջուկը նաև սկսում է հելիումը միաձուլել ածխածնի և թթվածնի։
Օրինակ՝ մեր Արեգակը հաջորդ 5 միլիարդ տարիների ընթացքում կվերածվի կարմիր հսկայի։ Այս փուլում այն կընդարձակվի մինչև Մարսի ուղեծիր հասնելը, հնարավոր է՝ կլանելով մեր Արեգակնային համակարգի մոլորակները, այդ թվում՝ Երկիրը։
Ցածր և միջին զանգված ունեցող աստղերի վերջնական փուլերը՝ մոլորակային միգամածություններ և սպիտակ թզուկներ
Արեգակի զանգվածից մինչև ութ անգամ մեծ աստղերի կյանքի ցիկլն ավարտվում է արտաքին շերտերի թափվելով՝ ձևավորելով մոլորակային միգամածություն, որից հետո մնում է սպիտակ թզուկ կոչվող միջուկը։ Սպիտակ թզուկները կազմված են չափազանց խիտ նյութից, սովորաբար ածխածնից և թթվածնից, որոնց զանգվածը նման է Արեգակին, բայց ծավալը համեմատելի է Երկրի զանգվածի հետ։
Սպիտակ թզուկները չեն ենթարկվում միջուկային միաձուլման և ժամանակի ընթացքում աստիճանաբար սառչում են։ Տեսությունը ենթադրում է, որ դրանք ի վերջո կսառչեն՝ վերածվելով լիովին մութ աստղերի, որոնք հայտնի են որպես սև թզուկներ, չնայած տիեզերքն այսօր բավականաչափ հին չէ սև թզուկներ ունենալու համար։
Հսկայական աստղերի վերջնական փուլերը՝ գերնոր աստղեր և նեյտրոնային աստղեր կամ սև խոռոչներ
Արեգակի զանգվածից ութ անգամ մեծ զանգված ունեցող աստղերն իրենց կյանքն ավարտում են ավելի դրամատիկ ձևով։ Հելիումի վառելիքը սպառելուց հետո այս աստղերը շարունակում են ավելի ծանր տարրերի միաձուլումը, ինչը, ի վերջո, հանգեցնում է երկաթի առաջացմանը։ Երկաթը մի տարր է, որը էներգիա չի արտադրում միաձուլման միջոցով, ուստի աստղի միջուկում երկաթի կուտակումը ազդարարում է աստղի գրավիտացիոն փլուզմանը դիմակայելու ունակության ավարտի մասին։
Աստղի միջուկի շատ կարճ ժամանակում (վայրկյանի մի փոքր մասում) փլուզումը առաջացնում է գերնոր աստղի պայթյուն։ Այս գերնոր աստղը անջատում է հսկայական քանակությամբ էներգիա և ծանր տարրեր է արտանետում միջաստղային տարածություն՝ նպաստելով աստղերի նոր սերնդի ձևավորմանը։
Կախված մնացած միջուկի զանգվածից, գերնոր աստղի արդյունքը կարող է լինել նեյտրոնային աստղ կամ սև խոռոչ: Նեյտրոնային աստղերը չափազանց խիտ մարմիններ են, որոնց Արեգակի զանգվածը սեղմված է մոտ 10 կիլոմետր շառավղով: Եթե միջուկի զանգվածը գերազանցում է որոշակի սահմանը (Արեգակի զանգվածի մոտ երեք անգամը), ձգողականությունը կշարունակի նյութը քաշել դեպի անսահման խտության և ձգողականության կետ՝ ստեղծելով սև խոռոչ:
Վերականգնման ցիկլ
Հետաքրքիր է, որ աստղի կյանքի վերջին փուլերում առաջացած ծանր տարրերը միջաստղային տարածություն են արտանետվում գերնոր աստղերի միջոցով։ Սա հումք է ապահովում նոր միգամածությունների համար, որոնք կարող են հանգեցնել աստղերի նոր սերունդների առաջացմանը։ Այսպիսով, աստղի կյանքի ցիկլը նաև ծառայում է որպես աստղային նյութի վերականգնման ցիկլ գալակտիկայում։
Եզրակացություն
Աստղի կյանքի ցիկլը բարդ և հետաքրքրաշարժ գործընթաց է, որը ծավալվում է հսկայական ժամանակային շրջանակների ընթացքում: Միգամածության մեջ ձևավորումից մինչև գլխավոր հաջորդականության աստղի կյանքի գագաթնակետը, և վերջապես մինչև վերջնական փուլերը, որոնք տարբերվում են զանգվածից կախված, աստղերը կարևոր դեր են խաղում տիեզերքի զարգացման և էվոլյուցիայի մեջ: Դրանք ոչ միայն լույսի և էներգիայի աղբյուրներ են, այլև «գործարաններ», որոնք արտադրում են ծանր տարրեր, որոնք ձևավորում են մոլորակներ և, ի վերջո, աջակցում են կյանքին: Աստղային կյանքի ցիկլի հետագա հետազոտությունները և հասկացողությունը մնում են ժամանակակից աստղագիտության ամենահետաքրքիր նպատակներից մեկը:
