Как и любые тела в природе, звезды тоже не могут değişmeden kalır. Onlar doğar, gelişir ve sonunda “ölür”. Yıldızların evrimi milyarlarca yıl alır, ancak oluşum süreleri boyunca anlaşmazlıklar var. Daha önce, gökbilimciler yıldız tozunun “doğum” sürecinin milyonlarca yıl gerektirdiğine inandılar, ancak çok uzun zaman önce Büyük Orion Bulutsusu'ndan gökyüzü bölgesinin fotoğraflarının alınmadıklarını söylediler. Birkaç yıl içinde orada küçük bir yıldız kümesi belirdi.
Bu yerdeki 1947 resimlerindeküçük bir yıldız benzeri nesne grubu kaydedildi. 1954'e gelindiğinde, bazıları çoktan dikdörtgenleşmişti ve beş yıl sonra, bu nesneler ayrı nesnelere dönüştü. Böylece ilk defa yıldızların doğum süreci, kelimenin tam anlamıyla astronomların önünde gerçekleşti.
Yıldızların yapısının ve evriminin, sonsuzluğuyla, insan standartlarına göre hayatın nasıl başladığı ve bittiği ile ilgili daha yakından bir göz atalım.
Geleneksel olarak, bilim adamları bu yıldızları önerdilergaz-toz ortamı bulutlarının yoğunlaşması sonucu oluşur. Yerçekimi kuvvetlerinin etkisi altında, yapı olarak yoğun olan, oluşturulmuş bulutlardan opak bir gaz küresi oluşur. İç basıncı, onu sıkıştıran yerçekimi kuvvetlerini dengeleyemez. Yavaş yavaş, top öylesine büzülür ki, yıldız iç sıcaklığı artar ve top içindeki sıcak gazın basıncı dış kuvvetleri dengeler. Bundan sonra, sıkıştırma durur. Bu işlemin süresi yıldızın kütlesine bağlıdır ve genellikle iki ila birkaç yüz milyon yıl arasındadır.
Yıldızların yapısı çok yüksek olduğunu gösteriyorbağırsaklarındaki sıcaklık, sürekli termonükleer işlemlere katkıda bulunur (onları oluşturan hidrojen helyuma dönüşür). Bu, yıldızların yoğun emisyonuna neden olan bu süreçlerdir. Mevcut bir hidrojen kaynağını tüketmeleri için geçen süre kütleleri tarafından belirlenir. Radyasyonun süresi de buna bağlıdır.
Hidrojen rezervleri tükendiğinde, yıldızların evrimikırmızı devin oluşum aşamasına geliyor. Bu şu şekilde olur. Enerji salınımının sona ermesinden sonra, çekim kuvvetleri çekirdeği sıkıştırmaya başlar. Bu durumda, yıldızın büyüklüğü önemli ölçüde artar. Parlaklık ayrıca termonükleer reaksiyonların süreci devam ettikçe artar, ancak çekirdeğin sınırındaki ince bir tabaka halinde.
Bu sürece, büzülen helyum çekirdeğinin sıcaklığındaki artış ve helyum çekirdeklerinin karbon çekirdeklerine dönüşümü eşlik eder.
Tahminlere göre Güneşimiz dönüşebilirsekiz milyar yılda kırmızı dev. Bu durumda, yarıçapı birkaç on kat artacak ve parlaklık, mevcut göstergelere kıyasla yüzlerce kat artacaktır.
Bir yıldızın ömrü zatennot, kütlesine bağlıdır. Güneşten daha az kütleye sahip nesneler, nükleer yakıtlarının rezervlerini çok ekonomik bir şekilde "tüketirler", böylece onlarca milyarlarca yıl parlayabilirler.
Beyaz cücelerin oluşumu ile yıldızların evrimi sona erer. Bu, kütlesi Güneş'in kütlesine yakın olanlarda olur, yani. ondan 1.2'yi geçmez.
Dev yıldızlar hızla tükenme eğilimindedirnükleer yakıt stoğunuz. Buna, özellikle dış kabukların fırlatılması nedeniyle önemli bir kütle kaybı eşlik eder. Sonuç olarak, yalnızca nükleer reaksiyonların tamamen durduğu kademeli olarak soğuyan merkezi kısım kalır. Zamanla bu tür yıldızlar radyasyonlarını durdurur ve görünmez hale gelir.
Ama bazen yıldızların normal evrimi ve yapısıihlal edildi. Çoğu zaman bu, her tür termonükleer yakıtı tüketen büyük nesneler için geçerlidir. Daha sonra nötron yıldızlarına, süpernovalara veya kara deliklere dönüşebilirler. Ve bilim adamları bu nesneler hakkında ne kadar çok şey öğrenirse, o kadar çok yeni sorular ortaya çıkıyor.
