ஸ்லைடு 2

நட்சத்திர பரிணாமம் என்பது ஒரு நட்சத்திரம் அதன் வாழ்நாளில், அதாவது நூறாயிரக்கணக்கான, மில்லியன் அல்லது பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கும் மேலாக, அது ஒளி மற்றும் வெப்பத்தை வெளிப்படுத்தும் போது ஏற்படும் மாற்றங்களின் வரிசையாகும். இத்தகைய மகத்தான காலகட்டங்களில், மாற்றங்கள் மிகவும் குறிப்பிடத்தக்கவை.

ஸ்லைடு 3

ஒரு நட்சத்திரத்தின் பரிணாமம் ஒரு மாபெரும் மூலக்கூறு மேகத்தில் தொடங்குகிறது, இது நட்சத்திர தொட்டில் என்றும் அழைக்கப்படுகிறது, ஒரு விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள பெரும்பாலான "வெற்று" இடம் உண்மையில் ஒரு செமீ³க்கு 0.1 மற்றும் 1 மூலக்கூறுகளைக் கொண்டுள்ளது. ஒரு மூலக்கூறு மேகம், மறுபுறம், ஒரு செமீ³க்கு சுமார் ஒரு மில்லியன் மூலக்கூறுகள் அடர்த்தி கொண்டது. அத்தகைய மேகத்தின் நிறை அதன் அளவு காரணமாக சூரியனின் நிறை 100,000-10,000,000 மடங்கு அதிகமாகும்: 50 முதல் 300 ஒளி ஆண்டுகள் வரை. பூர்வீக விண்மீன் மண்டலத்தின் மையத்தைச் சுற்றி மேகம் சுதந்திரமாக சுற்றும் வரை, எதுவும் நடக்காது. இருப்பினும், ஈர்ப்பு புலத்தின் சீரற்ற தன்மை காரணமாக, அதில் இடையூறுகள் ஏற்படலாம், இது உள்ளூர் வெகுஜன செறிவுகளுக்கு வழிவகுக்கும். இத்தகைய இடையூறுகள் மேகத்தின் ஈர்ப்புச் சரிவை ஏற்படுத்துகின்றன.

ஸ்லைடு 4

சரிவின் போது, ​​மூலக்கூறு மேகம் பகுதிகளாகப் பிரிக்கப்பட்டு, சிறிய மற்றும் சிறிய கொத்துக்களை உருவாக்குகிறது. ~100 க்கும் குறைவான சூரிய நிறை கொண்ட துண்டுகள் ஒரு நட்சத்திரத்தை உருவாக்கும் திறன் கொண்டவை. இத்தகைய அமைப்புகளில், ஈர்ப்பு ஆற்றல் வெளியீட்டின் காரணமாக வாயு சுருங்கும்போது வெப்பமடைகிறது, மேலும் மேகம் ஒரு புரோட்டோஸ்டாராக மாறி, சுழலும் கோளப் பொருளாக மாறுகிறது. அவற்றின் இருப்பு ஆரம்ப கட்டத்தில் நட்சத்திரங்கள், ஒரு விதியாக, தூசி மற்றும் வாயுவின் அடர்த்தியான மேகத்திற்குள் பார்வையில் இருந்து மறைக்கப்படுகின்றன. பெரும்பாலும், அத்தகைய நட்சத்திரத்தை உருவாக்கும் கொக்கூன்களின் நிழல்கள் சுற்றியுள்ள வாயுவிலிருந்து பிரகாசமான கதிர்வீச்சின் பின்னணியில் காணப்படுகின்றன. இத்தகைய வடிவங்கள் போக் குளோபுல்ஸ் என்று அழைக்கப்படுகின்றன.

ஸ்லைடு 5

குறைந்த நிறை கொண்ட இளம் நட்சத்திரங்கள் (சூரியனின் நிறை மூன்று மடங்கு வரை), அவை முக்கிய வரிசைக்கு செல்லும் வழியில், முற்றிலும் வெப்பச்சலனமாகும்; வெப்பச்சலனத்தின் செயல்முறை நட்சத்திரத்தின் அனைத்து பகுதிகளையும் உள்ளடக்கியது. இவை இன்னும், உண்மையில், புரோட்டோஸ்டார்களாக உள்ளன, இதன் மையத்தில் அணுசக்தி எதிர்வினைகள் தொடங்குகின்றன, மேலும் அனைத்து கதிர்வீச்சுகளும் முக்கியமாக ஈர்ப்பு சுருக்கத்தால் நிகழ்கின்றன. ஹைட்ரோஸ்டேடிக் சமநிலை இன்னும் நிறுவப்படவில்லை என்றாலும், நிலையான பயனுள்ள வெப்பநிலையில் நட்சத்திரத்தின் ஒளிர்வு குறைகிறது.

ஸ்லைடு 6

புரோட்டோஸ்டார்களின் மிகச் சிறிய விகிதமானது தெர்மோநியூக்ளியர் ஃப்யூஷன் வினைகளுக்குப் போதுமான வெப்பநிலையை அடைவதில்லை. அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் "பழுப்பு குள்ளர்கள்" என்ற பெயரைப் பெற்றுள்ளன, அவற்றின் நிறை சூரிய வெகுஜனத்தில் பத்தில் ஒரு பங்கிற்கு மேல் இல்லை. இத்தகைய நட்சத்திரங்கள் விரைவாக இறந்து, பல நூறு மில்லியன் ஆண்டுகளில் படிப்படியாக குளிர்ச்சியடைகின்றன. சில மிகப் பெரிய புரோட்டோஸ்டார்களில், வலுவான சுருக்கத்தின் காரணமாக வெப்பநிலை 10 மில்லியன் K ஐ அடையலாம், இதனால் ஹைட்ரஜனில் இருந்து ஹீலியத்தை இணைக்க முடியும். அத்தகைய நட்சத்திரம் பிரகாசிக்கத் தொடங்குகிறது.

ஸ்லைடு 7

ஹீலியம் எரிப்பு எதிர்வினைகள் வெப்பநிலைக்கு மிகவும் உணர்திறன் கொண்டவை. சில நேரங்களில் இது பெரும் உறுதியற்ற தன்மைக்கு வழிவகுக்கிறது. வலுவான துடிப்புகள் எழுகின்றன, இது இறுதியில் வெளிப்புற அடுக்குகளுக்கு போதுமான முடுக்கம் கொடுக்கிறது மற்றும் ஒரு கிரக நெபுலாவாக மாறும். நெபுலாவின் மையத்தில், நட்சத்திரத்தின் வெற்று மையமாக உள்ளது, இதில் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகள் நிறுத்தப்படுகின்றன, மேலும் அது குளிர்ச்சியடையும் போது, ​​​​இது ஒரு ஹீலியம் வெள்ளை குள்ளமாக மாறும், ஒரு விதியாக, 0.5-0.6 சூரிய மற்றும் பூமியின் விட்டத்தின் வரிசையின் விட்டம்.

ஸ்லைடு 8

ஒரு நட்சத்திரம் சிவப்பு ராட்சத கட்டத்தின் சராசரி மதிப்பை (0.4 முதல் 3.4 சூரிய வெகுஜனங்கள் வரை) அடையும் போது, ​​ஹைட்ரஜன் அதன் மையத்தில் முடிவடைகிறது மற்றும் ஹீலியத்திலிருந்து கார்பன் தொகுப்பின் எதிர்வினைகள் தொடங்குகின்றன. இந்த செயல்முறை அதிக வெப்பநிலையில் நடைபெறுகிறது, எனவே மையத்திலிருந்து ஆற்றல் ஓட்டம் அதிகரிக்கிறது, இது நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள் விரிவடையத் தொடங்குகின்றன. கார்பன் தொகுப்பின் ஆரம்பம் ஒரு நட்சத்திரத்தின் வாழ்க்கையில் ஒரு புதிய கட்டத்தைக் குறிக்கிறது மற்றும் சில காலம் தொடர்கிறது. சூரியனைப் போன்ற ஒரு நட்சத்திரத்திற்கு, இந்த செயல்முறை சுமார் ஒரு பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகலாம்.

ஸ்லைடு 9

8 சூரிய நிறைகளை விட அதிகமான நிறை கொண்ட இளம் நட்சத்திரங்கள் ஏற்கனவே சாதாரண நட்சத்திரங்களின் குணாதிசயங்களைக் கொண்டுள்ளன, ஏனெனில் அவை அனைத்து இடைநிலை நிலைகளையும் கடந்து, அணுக்கரு எதிர்வினைகளின் விகிதத்தை அடைய முடிந்தது, அவை கதிர்வீச்சினால் ஏற்படும் ஆற்றல் இழப்பை ஈடுசெய்ய முடிந்தது. ஹைட்ரோஸ்டேடிக் கோர் குவிகிறது. இந்த நட்சத்திரங்களில், நிறை மற்றும் ஒளிர்வு வெளியேற்றம் மிகவும் அதிகமாக உள்ளது, அவை இன்னும் நட்சத்திரத்தின் ஒரு பகுதியாக மாறாத மூலக்கூறு மேகத்தின் வெளிப்புற பகுதிகளின் சரிவை நிறுத்துவது மட்டுமல்லாமல், மாறாக, அவற்றைத் தள்ளும். எனவே, உருவான நட்சத்திரத்தின் நிறை, புரோட்டோஸ்டெல்லர் மேகத்தின் வெகுஜனத்தை விட குறிப்பிடத்தக்க அளவில் குறைவாக உள்ளது. பெரும்பாலும், இது நமது விண்மீன் மண்டலத்தில் சுமார் 300 க்கும் மேற்பட்ட சூரிய நிறைகள் இல்லாததை விளக்குகிறது.

ஸ்லைடு 10

ஐந்து சூரியனுக்கும் அதிகமான நிறை கொண்ட ஒரு நட்சத்திரம் சிவப்பு சூப்பர்ஜெயண்ட் நிலைக்கு நுழைந்த பிறகு, அதன் மையமானது ஈர்ப்பு விசைகளின் செல்வாக்கின் கீழ் சுருங்கத் தொடங்குகிறது. சுருக்கம் அதிகரிக்கும் போது, ​​வெப்பநிலை மற்றும் அடர்த்தி அதிகரிக்கிறது, மேலும் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகளின் புதிய வரிசை தொடங்குகிறது. இத்தகைய எதிர்வினைகளில், பெருகிய முறையில் கனமான கூறுகள் ஒருங்கிணைக்கப்படுகின்றன: ஹீலியம், கார்பன், ஆக்ஸிஜன், சிலிக்கான் மற்றும் இரும்பு, இது தற்காலிகமாக கருவின் சரிவைத் தடுக்கிறது. இறுதியில், கால அட்டவணையின் அதிக கனமான கூறுகள் உருவாகும்போது, ​​இரும்பு-56 சிலிக்கானில் இருந்து ஒருங்கிணைக்கப்படுகிறது. இந்த நிலையில், இரும்பு-56 அணுக்கரு அதிகபட்ச நிறை குறைபாட்டைக் கொண்டிருப்பதால் மேலும் தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு சாத்தியமற்றதாகிறது மற்றும் ஆற்றல் வெளியீட்டில் கனமான கருக்களை உருவாக்குவது சாத்தியமற்றது. எனவே, ஒரு நட்சத்திரத்தின் இரும்பு மையமானது ஒரு குறிப்பிட்ட அளவை அடையும் போது, ​​அதில் உள்ள அழுத்தம் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளின் ஈர்ப்பு விசையைத் தாங்க முடியாது, மேலும் அதன் பொருளின் நியூட்ரானைசேஷன் மூலம் மையத்தின் உடனடி சரிவு ஏற்படுகிறது.

ஸ்லைடு 11

நியூட்ரினோவின் வெடிப்பு ஒரு அதிர்ச்சி அலையைத் தூண்டுகிறது. வலுவான நியூட்ரினோ ஜெட் விமானங்கள் மற்றும் சுழலும் காந்தப்புலம் ஆகியவை நட்சத்திரத்தால் திரட்டப்பட்ட பெரும்பாலான பொருட்களை வெளியேற்றுகின்றன - இரும்பு மற்றும் இலகுவான கூறுகள் உட்பட இருக்கை கூறுகள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. விரிவடையும் பொருளானது அணுக்கருவிலிருந்து வெளியேறும் நியூட்ரான்களால் வெடிகுண்டு வீசப்பட்டு, அவற்றைக் கைப்பற்றி, அதன்மூலம் கதிரியக்கத்தன்மை கொண்ட இரும்பை விட கனமான தனிமங்களின் தொகுப்பை உருவாக்குகிறது. எனவே, சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் விண்மீன் விஷயத்தில் இரும்பை விட கனமான தனிமங்கள் இருப்பதை விளக்குகின்றன, இருப்பினும், அவை உருவாவதற்கான ஒரே வழி அல்ல, எடுத்துக்காட்டாக, டெக்னீசியம் நட்சத்திரங்கள் இதை நிரூபிக்கின்றன.

ஸ்லைடு 12

நியூட்ரினோவின் குண்டுவெடிப்பு அலை மற்றும் ஜெட் விமானங்கள் இறக்கும் நட்சத்திரத்திலிருந்து விண்மீன் விண்வெளிக்கு பொருட்களை எடுத்துச் செல்கின்றன. பின்னர், அது குளிர்ந்து விண்வெளியில் பயணிக்கும்போது, ​​இந்த சூப்பர்நோவா பொருள் மற்ற விண்வெளி குப்பைகளுடன் மோதலாம், மேலும் புதிய நட்சத்திரங்கள், கோள்கள் அல்லது செயற்கைக்கோள்கள் உருவாக்கத்தில் பங்கேற்கலாம். ஒரு சூப்பர்நோவா உருவாகும் போது நடக்கும் செயல்முறைகள் இன்னும் ஆய்வு செய்யப்படுகின்றன, இதுவரை இந்த பிரச்சினை தெளிவாக இல்லை. அசல் நட்சத்திரத்தில் உண்மையில் எஞ்சியிருக்கும் தருணம் கேள்விக்குரியது. இருப்பினும், இரண்டு விருப்பங்கள் பரிசீலிக்கப்படுகின்றன: நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகள்.

ஸ்லைடு 13

நண்டு நெபுலா என்பது டாரஸ் விண்மீன் தொகுப்பில் உள்ள ஒரு வாயு நெபுலா ஆகும், இது ஒரு சூப்பர்நோவா மற்றும் ஒரு பிளேரியனின் எச்சமாகும். 1054 இல் சீன மற்றும் அரபு வானியலாளர்களால் பதிவுசெய்யப்பட்ட வரலாற்று சூப்பர்நோவா வெடிப்புடன் அடையாளம் காணப்பட்ட முதல் வானியல் பொருள் இதுவாகும். பூமியிலிருந்து சுமார் 6,500 ஒளி ஆண்டுகள் (2 kpc) தொலைவில் அமைந்துள்ள இந்த நெபுலா 11 ஒளி ஆண்டுகள் (3.4 pc) விட்டம் கொண்டது மற்றும் வினாடிக்கு சுமார் 1,500 கிலோமீட்டர் வேகத்தில் விரிவடைகிறது. நெபுலாவின் மையத்தில் ஒரு (நியூட்ரான் நட்சத்திரம்), 28-30 கிமீ விட்டம் கொண்டது, இது காமா கதிர்களிலிருந்து ரேடியோ அலைகளுக்கு கதிர்வீச்சின் துடிப்புகளை வெளியிடுகிறது. எக்ஸ்ரே மற்றும் காமா கதிர்வீச்சு 30 keV க்கு மேல், இந்த பல்சர் நமது விண்மீன் மண்டலத்தில் இத்தகைய கதிர்வீச்சின் வலுவான நிலையான மூலமாகும்.

அனைத்து ஸ்லைடுகளையும் காண்க

நட்சத்திரங்கள் நிறைந்த வானத்தில், நட்சத்திரங்களுடன், வாயு மற்றும் தூசி (ஹைட்ரஜன்) துகள்கள் கொண்ட மேகங்கள் உள்ளன. அவற்றில் சில மிகவும் அடர்த்தியானவை, அவை ஈர்ப்பு ஈர்ப்பின் செல்வாக்கின் கீழ் சுருங்கத் தொடங்குகின்றன. வாயு அழுத்தப்படுவதால், அது வெப்பமடைந்து அகச்சிவப்பு கதிர்களை வெளியிடத் தொடங்குகிறது. இந்த நிலையில், நட்சத்திரமானது புரோட்டோஸ்டார் என்று அழைக்கப்படுகிறது, புரோட்டோஸ்டாரின் உட்புறத்தில் வெப்பநிலை 10 மில்லியன் டிகிரியை எட்டும்போது, ​​ஒரு தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை ஹைட்ரஜனை ஹீலியமாக மாற்றத் தொடங்குகிறது, மேலும் புரோட்டோஸ்டார் ஒளியை உமிழும் ஒரு சாதாரண நட்சத்திரமாக மாறும். சூரியனைப் போன்ற நடுத்தர அளவிலான நட்சத்திரங்கள் சராசரியாக 10 பில்லியன் ஆண்டுகள் பிரகாசிக்கின்றன. சூரியன் அதன் வாழ்க்கைச் சுழற்சியின் நடுவில் இருப்பதால், அதன் மீது இன்னும் இருப்பதாக நம்பப்படுகிறது.

ஒரு தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினையின் போது அனைத்து ஹைட்ரஜனும் ஹீலியமாக மாறும், ஒரு ஹீலியம் அடுக்கு உருவாகிறது. ஹீலியம் அடுக்கில் உள்ள வெப்பநிலை 100 மில்லியனுக்கும் குறைவான கெல்வின் என்றால், ஹீலியம் அணுக்கருக்கள் நைட்ரஜனாகவும் கார்பன் அணுக்களாகவும் மாற்றப்படுவதற்கான தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை ஏற்படவில்லை என்றால், தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் ஏற்படாது, ஆனால் ஹைட்ரஜன் அடுக்கில் மட்டுமே. ஹீலியம் அடுக்குக்கு அருகில், நட்சத்திரத்தின் உள்ளே வெப்பநிலை படிப்படியாக அதிகரிக்கிறது. வெப்பநிலை 100 மில்லியன் கெல்வின் அடையும் போது, ​​ஹீலியம் மையத்தில் ஒரு தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை தொடங்குகிறது, அதே நேரத்தில் ஹீலியம் கருக்கள் கார்பன், நைட்ரஜன் மற்றும் ஆக்ஸிஜன் கருக்களாக மாறும். நட்சத்திரத்தின் ஒளிர்வு மற்றும் அளவு அதிகரிக்கிறது, ஒரு சாதாரண நட்சத்திரம் சிவப்பு ராட்சத அல்லது சூப்பர்ஜெயண்ட் ஆகிறது. நட்சத்திரங்களின் சுற்றுப்புற ஓடு, அதன் நிறை 1.2 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு மேல் இல்லை, படிப்படியாக விரிவடைந்து இறுதியில் மையத்திலிருந்து பிரிகிறது, மேலும் நட்சத்திரம் ஒரு வெள்ளை குள்ளமாக மாறும், இது படிப்படியாக குளிர்ந்து மங்குகிறது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை சூரியனை விட இரண்டு மடங்கு அதிகமாக இருந்தால், அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் தங்கள் வாழ்நாளின் முடிவில் நிலையற்றதாக மாறி, வெடித்து, சூப்பர்நோவாக்களாக மாறி, பின்னர் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அல்லது கருந்துளைகளாக மாறும்.

அதன் வாழ்க்கையின் முடிவில், ஒரு சிவப்பு ராட்சத வெள்ளை குள்ளமாக மாறுகிறது. ஒரு வெள்ளை குள்ளமானது ஹீலியம், நைட்ரஜன், ஆக்ஸிஜன், கார்பன் மற்றும் இரும்பு ஆகியவற்றால் ஆன சிவப்பு ராட்சதத்தின் அதி அடர்த்தியான மையமாகும். வெள்ளை குள்ளமானது மிகவும் சுருக்கப்பட்டுள்ளது. இதன் ஆரம் தோராயமாக 5000 கி.மீ., அதாவது நமது பூமிக்கு தோராயமாக சமமாக உள்ளது. மேலும், அதன் அடர்த்தி சுமார் 4 × 10 6 g / cm 3 ஆகும், அதாவது, அத்தகைய பொருள் பூமியில் உள்ள தண்ணீரை விட நான்கு மில்லியன் எடை கொண்டது. அதன் மேற்பரப்பில் வெப்பநிலை 10000K ஆகும். வெள்ளைக் குள்ளன் மிக மெதுவாக குளிர்ந்து, உலகம் அழியும் வரை இருக்கும்.

ஒரு சூப்பர்நோவா என்பது ஈர்ப்பு விசையின் போது அதன் பரிணாம வளர்ச்சியின் போது ஒரு நட்சத்திரமாகும். ஒரு சூப்பர்நோவாவின் உருவாக்கம் 8-10 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு மேல் நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்களின் இருப்பை முடிவுக்குக் கொண்டுவருகிறது. ஒரு மாபெரும் சூப்பர்நோவா வெடித்த இடத்தில், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளை உள்ளது, மேலும் இந்த பொருட்களைச் சுற்றி, வெடித்த நட்சத்திரத்தின் குண்டுகளின் எச்சங்கள் சிறிது நேரம் கவனிக்கப்படுகின்றன. நமது கேலக்ஸியில் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பு என்பது மிகவும் அரிதான நிகழ்வு. சராசரியாக, இது நூறு ஆண்டுகளுக்கு ஒருமுறை அல்லது இரண்டு முறை நடக்கும், எனவே ஒரு நட்சத்திரம் விண்வெளியில் ஆற்றலை வெளியேற்றும் தருணத்தைப் பிடிப்பது மிகவும் கடினம், மேலும் பில்லியன் கணக்கான நட்சத்திரங்களைப் போல அந்த நொடியில் எரிகிறது.

நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உருவாகும் போது ஏற்படும் அதீத சக்திகள் அணுக்களை அழுத்துவதால் அணுக்களுக்குள் அழுத்தப்படும் எலக்ட்ரான்கள் புரோட்டான்களுடன் இணைந்து நியூட்ரான்களை உருவாக்குகின்றன. இவ்வாறு, ஒரு நட்சத்திரம் பிறக்கிறது, கிட்டத்தட்ட முற்றிலும் நியூட்ரான்களால் ஆனது. அதி அடர்த்தியான அணு திரவம், பூமிக்குக் கொண்டு வரப்பட்டால், அணு குண்டு போல வெடிக்கும், ஆனால் ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தில் அது மகத்தான ஈர்ப்பு அழுத்தம் காரணமாக நிலையானது. இருப்பினும், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளில் (உண்மையில், அனைத்து நட்சத்திரங்களிலும்), அழுத்தம் மற்றும் வெப்பநிலை வீழ்ச்சி, ஒரு கிலோமீட்டர் தடிமன் கொண்ட ஒரு திட மேலோட்டத்தை உருவாக்குகிறது. இது முக்கியமாக இரும்பு கருக்கள் கொண்டதாக நம்பப்படுகிறது.

கருந்துளைகள் விண்மீன் பரிணாமம் பற்றிய நமது தற்போதைய புரிதலின்படி, சுமார் 30 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு மேல் ஒரு நட்சத்திரம் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பில் இறக்கும் போது, ​​அதன் வெளிப்புற ஷெல் பிரிந்து, மற்றும் உள் அடுக்குகள் விரைவாக மையத்தை நோக்கி சரிந்து கருந்துளையை உருவாக்குகின்றன. அதன் எரிபொருள் இருப்புகளைப் பயன்படுத்திய நட்சத்திரத்தின் இடம். விண்மீன் இடைவெளியில் தனிமைப்படுத்தப்பட்ட இந்த தோற்றத்தின் கருந்துளையை அடையாளம் காண்பது நடைமுறையில் சாத்தியமற்றது, ஏனெனில் இது அரிதான வெற்றிடத்தில் உள்ளது மற்றும் ஈர்ப்பு தொடர்புகளின் அடிப்படையில் எந்த வகையிலும் தன்னை வெளிப்படுத்தாது. இருப்பினும், அத்தகைய துளை பைனரி நட்சத்திர அமைப்பின் ஒரு பகுதியாக இருந்தால் (இரண்டு சூடான நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் வெகுஜன மையத்தைச் சுற்றி வருகின்றன), கருந்துளை அதன் பங்குதாரர் நட்சத்திரத்தின் மீது ஈர்ப்பு விளைவைக் கொண்டிருக்கும், நட்சத்திரங்கள் தவிர்க்க முடியாமல் திசையில் "பாயும்" கருந்துளை. அபாயகரமான எல்லையை நெருங்கும் போது, ​​கருந்துளையின் புனலில் உறிஞ்சப்பட்ட விஷயம் தவிர்க்க முடியாமல் ஒடுங்கி, துளையால் உறிஞ்சப்படும் துகள்களுக்கு இடையே அடிக்கடி மோதுவதால், எக்ஸ்ரேயில் உள்ள அலைகளின் கதிர்வீச்சு ஆற்றல் வரை வெப்பமடையும் வரை வெப்பமடையும். சரகம். வானியலாளர்கள் இந்த வகையான எக்ஸ்-கதிர்களின் தீவிரத்தில் ஏற்படும் மாற்றங்களின் அதிர்வெண்ணை அளவிடலாம் மற்றும் கிடைக்கக்கூடிய பிற தரவுகளுடன் ஒப்பிடுவதன் மூலம், ஒரு பொருளின் தோராயமான வெகுஜனத்தை "இழுக்கும்" பொருளைக் கணக்கிடலாம். ஒரு பொருளின் நிறை சந்திரசேகர் வரம்பை (1.4 சூரிய வெகுஜனங்கள்) மீறினால், இந்த பொருள் ஒரு வெள்ளை குள்ளமாக இருக்க முடியாது, அதில் நமது வெளிச்சம் சிதைந்துவிடும். இத்தகைய இரட்டை எக்ஸ்ரே நட்சத்திரங்களின் பெரும்பாலான சந்தர்ப்பங்களில் கவனிக்கப்பட்ட அவதானிப்புகளில், நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு பாரிய பொருளாகும். இருப்பினும், பைனரி நட்சத்திர அமைப்பில் கருந்துளை இருப்பது மட்டுமே நியாயமான விளக்கமாக இருக்கும் பத்துக்கும் மேற்பட்ட வழக்குகள் ஏற்கனவே உள்ளன.சந்திரசேகர் வரம்பு

ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஆழத்தில் நிகழும் தெர்மோநியூக்ளியர் வினைகளின் போது கிட்டத்தட்ட அதன் முழு வாழ்நாள் முழுவதும் ஹைட்ரஜன் ஹீலியமாக மாற்றப்படுகிறது. ஹைட்ரஜனின் குறிப்பிடத்தக்க பகுதி ஹீலியமாக மாறிய பிறகு, அதன் மையத்தில் வெப்பநிலை அதிகரிக்கிறது. வெப்பநிலை சுமார் 200 மில்லியன் K ஆக உயரும் போது, ​​ஹீலியம் அணு எரிபொருளாக மாறுகிறது, பின்னர் அது ஆக்ஸிஜன் மற்றும் நியானாக மாறும். நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் வெப்பநிலை படிப்படியாக 300 மில்லியன் K வரை அதிகரிக்கிறது. ஆனால் அத்தகைய அதிக வெப்பநிலையில் கூட, ஆக்ஸிஜன் மற்றும் நியான் மிகவும் நிலையானது மற்றும் அணுக்கரு எதிர்வினைகளுக்குள் நுழைவதில்லை. இருப்பினும், சிறிது நேரம் கழித்து, வெப்பநிலை இரட்டிப்பாகிறது, இப்போது அது ஏற்கனவே 600 மில்லியன் K க்கு சமமாக உள்ளது. பின்னர் நியான் அணு எரிபொருளாக மாறுகிறது, இது எதிர்வினைகளின் போது மெக்னீசியம் மற்றும் சிலிக்கானாக மாறும். மெக்னீசியத்தின் உருவாக்கம் இலவச நியூட்ரான்களின் வெளியீட்டோடு சேர்ந்துள்ளது. இலவச நியூட்ரான்கள், இந்த உலோகங்களுடன் வினைபுரிந்து, கனமான உலோகங்களின் அணுக்களை உருவாக்குகின்றன - யுரேனியம் வரை - இயற்கை தனிமங்களில் கனமானவை.

ஆனால் மையத்தில் உள்ள அனைத்து நியான்களும் பயன்படுத்தப்பட்டுவிட்டன. கோர் சுருங்கத் தொடங்குகிறது, மீண்டும் சுருக்கம் வெப்பநிலை அதிகரிப்புடன் சேர்ந்துள்ளது. அடுத்த கட்டம் தொடங்குகிறது, ஒவ்வொரு இரண்டு ஆக்ஸிஜன் அணுக்களும் இணைந்தால், ஒரு சிலிக்கான் அணு மற்றும் ஒரு ஹீலியம் அணு உருவாகிறது. சிலிக்கான் அணுக்கள், ஜோடிகளாக இணைக்கப்பட்டு, நிக்கல் அணுக்களை உருவாக்குகின்றன, அவை விரைவில் இரும்பு அணுக்களாக மாறும். அணுக்கரு எதிர்வினைகள், புதிய வேதியியல் கூறுகளின் தோற்றத்துடன், நியூட்ரான்கள் மட்டுமல்ல, புரோட்டான்கள் மற்றும் ஹீலியம் அணுக்களையும் உள்ளடக்கியது. சல்பர், அலுமினியம், கால்சியம், ஆர்கான், பாஸ்பரஸ், குளோரின், பொட்டாசியம் போன்ற தனிமங்கள் தோன்றும். 2-5 பில்லியன் K வெப்பநிலையில், டைட்டானியம், வெனடியம், குரோமியம், இரும்பு, கோபால்ட், துத்தநாகம் மற்றும் பிற பிறக்கிறது.

அதன் உள் அமைப்புடன், நட்சத்திரம் இப்போது ஒரு வெங்காயத்தை ஒத்திருக்கிறது, அதன் ஒவ்வொரு அடுக்கு முக்கியமாக ஏதேனும் ஒரு உறுப்புடன் நிரப்பப்படுகிறது. இரும்பின் உருவாக்கத்துடன், நட்சத்திரம் ஒரு வியத்தகு வெடிப்புக்கு முன்னதாக உள்ளது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் இரும்பு மையத்தில் நிகழும் அணுசக்தி எதிர்வினைகள் புரோட்டான்களை நியூட்ரான்களாக மாற்ற வழிவகுக்கிறது. இந்த வழக்கில், நியூட்ரினோவின் நீரோடைகள் உமிழப்படுகின்றன, நட்சத்திரத்தின் ஆற்றலில் கணிசமான அளவு விண்வெளியில் கொண்டு செல்லப்படுகின்றன. நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் வெப்பநிலை அதிகமாக இருந்தால், இந்த ஆற்றல் இழப்புகள் கடுமையான விளைவுகளை ஏற்படுத்தும், ஏனெனில் அவை நட்சத்திரத்தின் நிலைத்தன்மையை பராமரிக்க தேவையான கதிர்வீச்சு அழுத்தம் குறைவதற்கு வழிவகுக்கும். இதன் விளைவாக, ஈர்ப்பு விசைகள் மீண்டும் செயல்பாட்டுக்கு வருகின்றன, இது நட்சத்திரத்திற்கு தேவையான ஆற்றலை வழங்க வடிவமைக்கப்பட்டுள்ளது. ஈர்ப்பு விசைகள் நட்சத்திரத்தை வேகமாகவும் வேகமாகவும் அழுத்தி, நியூட்ரினோக்களால் கடத்தப்படும் ஆற்றலை நிரப்புகின்றன.

முன்பு போலவே, நட்சத்திரத்தின் சுருக்கம் வெப்பநிலை அதிகரிப்புடன் சேர்ந்து, இறுதியில் 4-5 பில்லியன் K ஐ அடைகிறது. இப்போது நிகழ்வுகள் சற்றே வித்தியாசமாக உருவாகின்றன. இரும்புக் குழுவின் கூறுகளைக் கொண்ட கோர், தீவிர மாற்றங்களுக்கு உட்படுகிறது: இந்த குழுவின் கூறுகள் இனி கனமான தனிமங்களின் உருவாக்கத்துடன் வினைபுரிவதில்லை, ஆனால் ஹீலியமாக சிதைந்து, ஒரு பெரிய நியூட்ரான் பாய்வை வெளியிடுகிறது. இந்த நியூட்ரான்களில் பெரும்பாலானவை நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளின் பொருளால் கைப்பற்றப்பட்டு கனமான தனிமங்களை உருவாக்குவதில் ஈடுபட்டுள்ளன. இந்த கட்டத்தில், நட்சத்திரம் ஒரு முக்கியமான நிலையை அடைகிறது. கனமான இரசாயன கூறுகள் உருவாக்கப்பட்ட போது, ​​ஒளி கருக்களின் இணைவின் விளைவாக ஆற்றல் வெளியிடப்பட்டது. இவ்வாறு, நட்சத்திரம் நூற்றுக்கணக்கான மில்லியன் ஆண்டுகளில் பெரிய அளவில் அதை வெளியேற்றியது. இப்போது அணுக்கரு எதிர்வினைகளின் இறுதிப் பொருட்கள் மீண்டும் சிதைந்து, ஹீலியத்தை உருவாக்குகின்றன: நட்சத்திரம் முன்பு இழந்த ஆற்றலை ஈடுசெய்ய வேண்டிய கட்டாயத்தில் உள்ளது.

Betelgeuse வெடிப்புக்கு தயாராகி வருகிறது (c அரபு. "ஹவுஸ் ஆஃப் தி ட்வின்") - ஓரியன் விண்மீன் தொகுப்பில் உள்ள ஒரு சிவப்பு சூப்பர்ஜெயண்ட். வானியலாளர்கள் அறிந்த மிகப்பெரிய நட்சத்திரங்களில் ஒன்று. அது சூரியனுக்குப் பதிலாக வைக்கப்பட்டால், அதன் குறைந்தபட்ச அளவில் அது செவ்வாய் கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதையை நிரப்பும், மேலும் அதிகபட்சமாக அது வியாழனின் சுற்றுப்பாதையை அடையும். Betelgeuse இன் அளவு சூரியனை விட கிட்டத்தட்ட 160 மில்லியன் மடங்கு பெரியது. மேலும் இது பிரகாசமான ஒன்றாகும் - அதன் ஒளிர்வு சூரியனை விட மடங்கு அதிகம். அதன் வயது, விண்வெளி தரத்தின்படி, சுமார் 10 மில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும்.மேலும் இந்த சிவப்பு-சூடான ராட்சத விண்வெளி "செர்னோபில்" ஏற்கனவே வெடிப்பின் விளிம்பில் உள்ளது. சிவப்பு ராட்சத ஏற்கனவே வேதனைப்பட்டு அளவு குறையத் தொடங்கிவிட்டது. 1993 முதல் 2009 வரையிலான கண்காணிப்பு காலத்தில், நட்சத்திரத்தின் விட்டம் 15% குறைந்துள்ளது, இப்போது அது வெறுமனே நம் கண்களுக்கு முன்பாக சுருங்கி வருகிறது. இந்த பயங்கர வெடிப்பு நட்சத்திரத்தின் பிரகாசத்தை ஆயிரம் மடங்கு அதிகரிக்கும் என்று நாசா வானியலாளர்கள் உறுதியளிக்கின்றனர். ஆனால் நம்மிடமிருந்து ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் இருப்பதால், பேரழிவு நமது கிரகத்தை எந்த வகையிலும் பாதிக்காது. மேலும் வெடிப்பின் விளைவாக ஒரு சூப்பர்நோவா உருவாகும்.

இந்த அரிய நிகழ்வு பூமியிலிருந்து எப்படி இருக்கும்? திடீரென்று, ஒரு பிரகாசமான நட்சத்திரம் வானத்தில் ஒளிரும் .. அத்தகைய விண்வெளி நிகழ்ச்சி சுமார் ஆறு வாரங்கள் நீடிக்கும், அதாவது கிரகத்தின் சில பகுதிகளில் ஒன்றரை மாதங்களுக்கும் மேலாக "வெள்ளை இரவுகள்", மீதமுள்ள மக்கள் இரண்டு அல்லது மூன்று கூடுதல் மணிநேர பகல் மற்றும் இரவில் வெடிக்கும் நட்சத்திரத்தின் மகிழ்ச்சிகரமான காட்சியை அனுபவிக்கும். வெடித்த இரண்டு அல்லது மூன்று வாரங்களுக்குப் பிறகு, நட்சத்திரம் மங்கத் தொடங்கும், மேலும் சில ஆண்டுகளில் அது இறுதியாக ஒரு நண்டு போன்ற நெபுலாவாக மாறும். சரி, வெடிப்புக்குப் பிறகு சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்களின் அலைகள் சில நூற்றாண்டுகளில் பூமியை அடையும், மேலும் பூமியில் வசிப்பவர்கள் அயனியாக்கும் கதிர்வீச்சின் ஒரு சிறிய (4-5 ஆர்டர்கள் உயிரிழப்பை விட குறைவான அளவு) அளவைப் பெறுவார்கள். ஆனால் எப்படியிருந்தாலும், நீங்கள் கவலைப்படக்கூடாது - விஞ்ஞானிகள் சொல்வது போல், பூமிக்கும் அதன் மக்களுக்கும் எந்த அச்சுறுத்தலும் இல்லை, ஆனால் அத்தகைய நிகழ்வு தனித்துவமானது - பூமியில் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் கடைசி சான்று 1054 தேதியிட்டது.

ஸ்லைடு 1

ஸ்லைடு 2

ஸ்லைடு 3

ஸ்லைடு 4

ஸ்லைடு 5

ஸ்லைடு 6

ஸ்லைடு 7

ஸ்லைடு 8

ஸ்லைடு 9

ஸ்லைடு 10

ஸ்லைடு 11

ஸ்லைடு 12

ஸ்லைடு 13

ஸ்லைடு 14

ஸ்லைடு 1

ஸ்லைடு 2

பிரபஞ்சம் 98% நட்சத்திரங்களால் ஆனது. அவை விண்மீன் மண்டலத்தின் முக்கிய உறுப்பு ஆகும்.

"நட்சத்திரங்கள் ஹீலியம் மற்றும் ஹைட்ரஜன் மற்றும் பிற வாயுக்களின் பெரிய பந்துகள். புவியீர்ப்பு அவற்றை உள்ளே இழுக்கிறது, மேலும் சூடான வாயு அழுத்தம் அவற்றை வெளியே தள்ளுகிறது, சமநிலையை உருவாக்குகிறது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஆற்றல் அதன் மையத்தில் உள்ளது, அங்கு ஒவ்வொரு வினாடி ஹீலியமும் ஹைட்ரஜனுடன் தொடர்பு கொள்கிறது.

ஸ்லைடு 3

நட்சத்திரங்களின் வாழ்க்கைப் பாதை ஒரு முழுமையான சுழற்சி - பிறப்பு, வளர்ச்சி, ஒப்பீட்டளவில் அமைதியான செயல்பாட்டின் காலம், வேதனை, இறப்பு மற்றும் ஒரு தனிப்பட்ட உயிரினத்தின் வாழ்க்கைப் பாதையை ஒத்திருக்கிறது.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் வாழ்க்கையை ஆரம்பம் முதல் இறுதி வரை வானியலாளர்களால் கண்டுபிடிக்க முடியவில்லை. மிகக் குறுகிய கால நட்சத்திரங்கள் கூட மில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளாக உள்ளன - ஒரு நபர் மட்டுமல்ல, அனைத்து மனிதகுலத்தின் ஆயுளையும் விட நீண்டது. இருப்பினும், விஞ்ஞானிகள் பல நட்சத்திரங்களை அவற்றின் வளர்ச்சியின் பல்வேறு கட்டங்களில் அவதானிக்க முடியும் - இப்போது பிறந்து இறக்கும். பல நட்சத்திர உருவப்படங்களின் அடிப்படையில், அவர்கள் ஒவ்வொரு நட்சத்திரத்தின் பரிணாமப் பாதையை மறுகட்டமைத்து அதன் வாழ்க்கை வரலாற்றை எழுத முயற்சிக்கின்றனர்.

ஸ்லைடு 4

ஸ்லைடு 5

நட்சத்திரங்கள் உருவாகும் பகுதிகள்.

105 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கும் அதிகமான நிறை கொண்ட மாபெரும் மூலக்கூறு மேகங்கள் (அவற்றில் 6,000 க்கும் மேற்பட்டவை கேலக்ஸியில் அறியப்படுகின்றன)

கழுகு நெபுலா

6000 ஒளியாண்டுகளுக்கு அப்பால் உள்ள ஒரு இளம் திறந்த நட்சத்திரக் கூட்டம், நெபுலாவில் உள்ள செர்பன்ஸ் இருண்ட பகுதிகள் புரோட்டோஸ்டார்களாகும்.

ஸ்லைடு 6

ஓரியன் நெபுலா

ஓரியன் பெல்ட்டிற்கு கீழே அமைந்துள்ள பச்சை நிறத்துடன் கூடிய ஒளிரும் உமிழ்வு நெபுலாவை நம்மிடமிருந்து 1300 ஒளி ஆண்டுகள் தொலைவில் நிர்வாணக் கண்ணால் கூட பார்க்க முடியும், மேலும் 33 ஒளி ஆண்டுகள் அளவு

ஸ்லைடு 7

ஈர்ப்பு சுருக்கம்

சுருக்கம் என்பது நியூட்டனின் யோசனையின் ஈர்ப்பு உறுதியற்றதன் விளைவாகும். ஜீன்ஸ் பின்னர் தன்னிச்சையான சுருக்கம் தொடங்கும் மேகங்களின் குறைந்தபட்ச அளவை தீர்மானித்தது.

நடுத்தரத்தின் மிகவும் பயனுள்ள குளிரூட்டல் நடைபெறுகிறது: வெளியிடப்பட்ட ஈர்ப்பு ஆற்றல் அகச்சிவப்பு கதிர்வீச்சுக்குள் செல்கிறது, இது விண்வெளியில் வெளியேறுகிறது.

ஸ்லைடு 8

மூல நட்சத்திரம்

மேகத்தின் அடர்த்தி அதிகரிக்கும் போது, ​​அது கதிர்வீச்சுக்கு ஒளிபுகா மாறுகிறது. உள் பகுதிகளில் வெப்பநிலை உயரத் தொடங்குகிறது. ஒரு புரோட்டோஸ்டாரின் உட்புறத்தில் வெப்பநிலை தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு எதிர்வினைகளின் வரம்பை அடைகிறது. சுருக்கம் சிறிது நேரம் நிறுத்தப்படும்.

ஸ்லைடு 9

ஒரு இளம் நட்சத்திரம் H-R வரைபடத்தின் முக்கிய வரிசையில் நுழைந்துள்ளது, ஹைட்ரஜன் எரியும் செயல்முறை தொடங்கியது - முக்கிய நட்சத்திர அணு எரிபொருள் நடைமுறையில் சுருக்கப்படவில்லை, மேலும் ஆற்றல் இருப்புக்கள் அதன் மத்திய பகுதிகளில் இரசாயன கலவையில் மெதுவான மாற்றத்தை மாற்றாது. ஹைட்ரஜனை ஹீலியமாக மாற்றுவதற்கு

நட்சத்திரம் ஒரு நிலையான நிலைக்கு செல்கிறது

ஸ்லைடு 10

ஸ்லைடு 11

ஹைட்ரஜன் முழுவதுமாக எரிந்துவிட்டால், நட்சத்திரம் பிரதான வரிசையில் இருந்து ராட்சதர்களின் பகுதிக்கு அல்லது அதிக வெகுஜனத்தில், சூப்பர்ஜெயண்டுகளுக்கு நகர்கிறது.

ராட்சதர்கள் மற்றும் சூப்பர்ஜெயன்ட்ஸ்

ஸ்லைடு 1

ஸ்லைடு 2

ஸ்லைடு 3

ஸ்லைடு 4

ஸ்லைடு 5

ஸ்லைடு 6

ஸ்லைடு 7

ஸ்லைடு 8

ஸ்லைடு 9

ஸ்லைடு 10

ஸ்லைடு 11

ஸ்லைடு 12

ஸ்லைடு 13

ஸ்லைடு 14