Ministria e Bujqësisë dhe Ushqimit e Federatës Ruse

Akademia Shtetërore Bujqësore Tyumen

Departamenti i Filozofisë

Provimi mbi disiplinën"Konceptet e shkencës moderne natyrore"

Tema: Struktura dhe evolucioni i yjeve dhe planetëve.

E kryer:

M gazi ndëryjor

U deshën mijëra vjet zhvillim shkencor që njerëzimi të kuptonte faktin e thjeshtë dhe në të njëjtën kohë madhështor se yjet janë objekte pak a shumë të ngjashme me Diellin, por vetëm në distanca pakrahasueshme më të mëdha nga ne.

Për gati gjysmë shekulli, gazi ndëryjor është studiuar kryesisht duke analizuar linjat e absorbimit të formuara në të. Doli, për shembull, se mjaft shpesh këto linja kanë një strukturë komplekse, domethënë ato përbëhen nga disa përbërës të vendosur afër njëri-tjetrit. Secili komponent i tillë lind kur drita e një ylli absorbohet në një re specifike të mediumit ndëryjor dhe retë lëvizin në lidhje me njëra-tjetrën me një shpejtësi afër 10 km/sek. Falë efektit Doppler, kjo çon në një zhvendosje të lehtë në gjatësitë e valëve të linjave të absorbimit.

Përbërja kimike e gazit ndëryjor, në një përafrim të parë, doli të jetë mjaft afër përbërjes kimike të Diellit dhe yjeve. Elementet mbizotërues janë hidrogjeni dhe heliumi, ndërsa elementët e mbetur mund t'i konsiderojmë si "papastërti".

Pluhur ndëryjor

Deri më tani, kur flasim për mediumin ndëryjor, kemi parasysh vetëm gazin ndëryjor, por ka edhe një komponent tjetër. Po flasim për pluhur ndëryjor. E kemi përmendur tashmë më lart se edhe në shekullin e kaluar u debatua çështja e transparencës së hapësirës ndëryjore. Vetëm rreth vitit 1930 u vërtetua pa dyshim se hapësira ndëryjore nuk është me të vërtetë plotësisht transparente. Substanca që thith dritën është e përqendruar në një shtresë mjaft të hollë pranë rrafshit galaktik. Rrezet blu dhe vjollce absorbohen më fort, ndërsa përthithja në rrezet e kuqe është relativisht e vogël.

Çfarë lloj lënde është kjo? Tani duket e vërtetuar se thithja e dritës është për shkak të pluhurit ndëryjor, domethënë grimcave të ngurta mikroskopike të materies me madhësi më të vogël se një mikron. Këto grimca pluhuri kanë një përbërje kimike komplekse. Është vërtetuar se kokrrat e pluhurit kanë një formë mjaft të zgjatur dhe janë "të orientuara" në një farë mase, domethënë, drejtimet e zgjatjes së tyre priren të "rreshtohen" pak a shumë paralel në një re të caktuar. Për këtë arsye, drita e yjeve që kalon nëpër një medium të hollë bëhet pjesërisht e polarizuar.

Fazat e evolucionit yjor

Ky proces është i natyrshëm, domethënë i pashmangshëm. Në fakt, paqëndrueshmëria termike e mediumit ndëryjor çon në mënyrë të pashmangshme në copëzimin e tij, domethënë në ndarjen në re të veçanta, relativisht të dendura dhe në mjedisin ndëryjor. Sidoqoftë, retë nuk mund të kompresohen nga graviteti i tyre - ato nuk janë të dendura dhe mjaft të mëdha për këtë. Por këtu fusha magnetike ndëryjore "hyn në lojë". Në sistemin e linjave fushore të kësaj fushe, në mënyrë të pashmangshme formohen "vrima" mjaft të thella, në të cilat "grumbullohen" retë e mediumit ndëryjor. Kjo çon në formimin e komplekseve të mëdha të gazit-pluhurit. Në komplekse të tilla, formohet një shtresë e gazit të ftohtë, pasi rrezatimi ultravjollcë i yjeve që jonizon karbonin ndëryjor absorbohet fuqishëm nga pluhuri kozmik i vendosur në kompleksin e dendur, dhe atomet neutrale të karbonit ftohin fuqishëm gazin ndëryjor dhe e "termostatojnë" atë në një temperaturë shumë e ulët - rreth 5-10 gradë Kelvin. Meqenëse presioni i gazit në shtresën e ftohtë është i barabartë me presionin e jashtëm të gazit më të nxehtë përreth, dendësia në këtë shtresë është shumë më e lartë dhe arrin disa mijëra atome për centimetër kub. Nën ndikimin e gravitetit të vet, shtresa e ftohtë, pasi të arrijë një trashësi prej rreth një parsec, do të fillojë të "fragmentohet" në grumbuj të veçantë, madje edhe më të dendur, të cilat do të vazhdojnë të ngjeshen nën ndikimin e gravitetit të saj. Në këtë mënyrë krejt të natyrshme, shoqatat e protoyjeve lindin në mjedisin ndëryjor. Çdo protostar i tillë evoluon me një shpejtësi në varësi të masës së tij.

Kur një pjesë e konsiderueshme e masës së gazit shndërrohet në yje, fusha magnetike ndëryjore, e cila mbështeti kompleksin gaz-pluhur me presionin e saj, natyrisht nuk do të ndikojë në yjet dhe protoyjet e rinj. Nën ndikimin e tërheqjes gravitacionale të Galaktikës, ata do të fillojnë të bien drejt rrafshit galaktik. Kështu, shoqatat e reja yjore duhet gjithmonë t'i afrohen rrafshit galaktik.

Jo shumë kohë më parë, astronomët besonin se u deshën miliona vjet për të formuar një yll nga gazi dhe pluhuri ndëryjor. Por vitet e fundit, janë bërë fotografi mahnitëse të një rajoni të qiellit që është pjesë e Mjegullnajës së Madhe të Orionit, ku një grup i vogël yjesh është shfaqur gjatë disa viteve. Fotografitë janë të vitit 1947. një grup prej tre objektesh të ngjashme me yjet ishte i dukshëm në këtë vend. Deri në vitin 1954 disa prej tyre u bënë të zgjatura dhe deri në vitin 1959. këto formacione të zgjatura u shpërthyen në yje individualë - për herë të parë në historinë e njerëzimit, njerëzit vëzhguan lindjen e yjeve fjalë për fjalë para syve tanë. Kjo ngjarje e paprecedentë u tregoi astronomëve se yjet mund të lindin në një periudhë të shkurtër kohore dhe arsyetimi i mëparshëm i çuditshëm se yjet zakonisht lindin në grupe, ose grupe yjesh, doli të ishte i saktë.

Cili është mekanizmi i shfaqjes së tyre? Pse, pas shumë vitesh vëzhgimesh astronomike vizuale dhe fotografike të qiellit, vetëm tani është bërë e mundur të shihet "materializimi" i yjeve për herë të parë? Lindja e një ylli nuk mund të jetë një ngjarje e jashtëzakonshme: në shumë pjesë të qiellit ka kushte të nevojshme për shfaqjen e këtyre trupave.

Si rezultat i studimit të kujdesshëm të fotografive të zonave me mjegull të Rrugës së Qumështit, u arrit të zbuloheshin pika të vogla të zeza me formë të parregullt, ose rruzull, të cilat janë akumulime masive pluhuri dhe gazi. Ato duken të zeza sepse nuk lëshojnë dritën e tyre dhe ndodhen midis nesh dhe yjeve të shndritshëm, dritës nga e cila errësohen. Këto re gazi dhe pluhuri përmbajnë grimca pluhuri që thithin shumë fort dritën që vjen nga yjet që ndodhen pas tyre. Madhësitë e globulave janë të mëdha - deri në disa vite dritë në diametër. Përkundër faktit se lënda në këto grupime është shumë e rrallë, vëllimi i tyre i përgjithshëm është aq i madh sa është mjaft i mjaftueshëm për të formuar grupime të vogla yjesh me masa afër Diellit. Për të imagjinuar se si yjet dalin nga rruzullet, mbani mend se të gjithë yjet emetojnë dhe rrezatimi i tyre ushtron presion. Janë zhvilluar instrumente të ndjeshme që i përgjigjen presionit të dritës së diellit që depërton në atmosferën e Tokës. Në rruzullin e zi, nën ndikimin e presionit të rrezatimit të emetuar nga yjet përreth, materiali ngjeshet dhe ngjeshet. Ekziston një "erë" që ecën brenda globulës, duke shpërndarë grimcat e gazit dhe pluhurit në të gjitha drejtimet, në mënyrë që substanca e rruzullit të jetë në lëvizje të vazhdueshme turbulente.

Grumbulli mund të konsiderohet si një masë e turbullt gaz-pluhur, e cila shtypet nga rrezatimi nga të gjitha anët. Nën ndikimin e këtij presioni, vëllimi i mbushur me gaz dhe pluhur do të ngjesh, duke u bërë gjithnjë e më i vogël. Një kompresim i tillë ndodh gjatë një periudhe kohore, në varësi të burimeve të rrezatimit që rrethojnë globulin dhe intensitetit të kësaj të fundit. Forcat gravitacionale që lindin nga përqendrimi i masës në qendër të rruzullit priren gjithashtu të ngjeshin globulin, duke bërë që materia të bjerë drejt qendrës së saj. Ndërsa bien, grimcat e materies fitojnë energji kinetike dhe ngrohin renë e gazit dhe pluhurit.

Rënia e materies mund të zgjasë qindra vjet. Në fillim kjo ndodh ngadalë, pa nxitim, pasi forcat gravitacionale që tërheqin grimcat në qendër janë ende shumë të dobëta. Pas njëfarë kohe, kur globula bëhet më e vogël dhe fusha gravitacionale intensifikohet, rënia fillon të ndodhë më shpejt. Por, siç e dimë tashmë, rruzulli është i madh, të paktën një vit dritë në diametër. Kjo do të thotë se distanca nga kufiri i saj i jashtëm në qendër mund të kalojë 10 trilion kilometra. Nëse një grimcë nga buza e rruzullit fillon të bjerë drejt qendrës me një shpejtësi pak më të vogël se 2 km/s, atëherë ajo do të arrijë në qendër vetëm pas 200,000 vjetësh. Vëzhgimet tregojnë se shpejtësia e lëvizjes së grimcave të gazit dhe pluhurit është në fakt shumë më e madhe, dhe për këtë arsye kompresimi gravitacional ndodh shumë më shpejt.

Rënia e materies drejt qendrës shoqërohet me përplasje shumë të shpeshta të grimcave dhe shndërrimin e energjisë së tyre kinetike në energji termike. Si rezultat, temperatura e rruzullit rritet. Grumbulli bëhet një protoyll dhe fillon të shkëlqejë, pasi energjia e lëvizjes së grimcave është shndërruar në nxehtësi dhe është ndezur pluhur dhe gaz.

Në këtë fazë, protoylli është mezi i dukshëm, pasi pjesa më e madhe e rrezatimit të tij është në rajonin e largët infra të kuqe. Ylli nuk ka lindur ende, por embrioni i tij tashmë është shfaqur. Astronomët nuk e dinë ende se sa kohë i duhet një protoylli për të arritur në fazën ku ai shkëlqen si një top i kuq i zbehtë dhe bëhet i dukshëm. Sipas vlerësimeve të ndryshme, kjo kohë varion nga mijëra në disa miliona vjet. Megjithatë, duke kujtuar shfaqjen e yjeve në Mjegullnajën e Madhe të Orionit, ndoshta ia vlen të merret parasysh se vlerësimi që jep vlerën minimale të kohës është më afër realitetit.

Ndër trupat e shumtë qiellorë të studiuar nga astronomia moderne, planetët zënë një vend të veçantë. Në fund të fundit, ne të gjithë e dimë shumë mirë se Toka në të cilën jetojmë është një planet, kështu që planetët janë trupa në thelb të ngjashëm me Tokën tonë.

Por në botën e planetëve nuk do të gjejmë as dy krejtësisht të ngjashëm me njëri-tjetrin. Shumëllojshmëria e kushteve fizike në planetë është shumë e madhe. Distanca e planetit nga Dielli (dhe rrjedhimisht sasia e nxehtësisë diellore dhe temperatura e sipërfaqes), madhësia e tij, tensioni i gravitetit në sipërfaqe, orientimi i boshtit të rrotullimit, i cili përcakton ndryshimin e stinëve, praninë dhe përbërja e atmosferës, struktura e brendshme dhe shumë veti të tjera janë të ndryshme për secilin nëntë planetë të sistemit diellor.

Siç tregon studimi i kushteve në të cilat është e mundur origjina dhe zhvillimi i mëtejshëm i materies së gjallë, vetëm në planetë mund të kërkojmë shenja të ekzistencës së jetës organike. Kjo është arsyeja pse studimi i planetëve, përveçse me interes të përgjithshëm, ka një rëndësi të madhe edhe nga pikëpamja e biologjisë hapësinore.

Studimi i planetëve ka një rëndësi të madhe, përveç astronomisë, për fusha të tjera të shkencës, kryesisht shkencat e Tokës - gjeologjia dhe gjeofizika, si dhe kozmogonia - shkenca e origjinës dhe zhvillimit të trupave qiellorë, përfshirë Tokën tonë.

Idetë moderne për planetët nuk u zhvilluan menjëherë. Kjo kërkonte shumë shekuj akumulim dhe zhvillim të njohurive dhe luftë të vazhdueshme të njohurive të reja, përparimtare me pikëpamje të vjetra e të vjetruara.

Në idetë e lashta për Universin, Toka konsiderohej e sheshtë, dhe planetët konsideroheshin vetëm si pika të ndritshme në kupë qiellore, duke ndryshuar nga yjet vetëm në atë që lëviznin midis tyre, duke lëvizur nga yjësia në yjësi. Për këtë arsye, planetët morën emrin që do të thotë "enda". Vëzhguesit e antikitetit ishin të vetëdijshëm për pesë planetë: Mërkuri, Venusi, Marsi, Jupiteri dhe Saturni.

Edhe pasi u vendos forma sferike e Tokës dhe përmasat e saj u përcaktuan për herë të parë (nga Eratostheni në shekullin III para Krishtit), pasi kufizimi i Tokës në hapësirë ​​u bë i dukshëm, asgjë nuk dihej për natyrën e planetëve. E megjithatë, në pikëpamjet e mendimtarëve të shquar të antikitetit: Anaksagora, Demokriti, Epikuri, Lukreciu, do të hasim ide për materialitetin dhe pafundësinë e Universit, të mbushura me botë të panumërta të ngjashme me tonat, shumë prej të cilave mund të banohen nga qenie të gjalla. . Këta mendimtarë shprehën ide shumë interesante për natyrën e trupave qiellorë.

Formimi i planetëve.

Le të kthehemi te satelitët e Diellit tonë, te ato fragmente të mjegullnajës që u shkëputën nga grumbulli qendror nën ndikimin e forcës centrifugale dhe filluan të rrotullohen rreth tij. Pikërisht këtu krijohen kushtet që nxisin ndarjen e grimcave të lehta dhe të rënda të mjegullnajës. Diçka e ngjashme po ndodh me metodën tonë të lashtë të nxjerrjes së arit duke u larë nga rëra që mban ar ose duke e shoshitur drithin në shirëse. Një rrjedhë uji ose ajri largon grimcat e lehta, duke lënë pas ato të rënda. Retë satelitore janë të vendosura në distanca shumë të ndryshme nga Dielli. Vështirë se i ngroh ato të largëta. Por te të dashurit - nxehtësia e saj avullon gjithçka që mund të avullojë. Dhe drita e saj verbuese e ndritshme, që funksionon si një lloj "erë", fryn prej tyre gjithçka që ka avulluar, gjithçka që është e lehtë, duke lënë vetëm atë që është më e rëndë, e cila "nuk mund të lëvizet". Prandaj, nuk ka pothuajse asnjë gaz të lehtë. mbetur këtu - hidrogjeni dhe heliumi, përbërësi kryesor i mjegullnajës gaz-pluhur. Kanë mbetur pak substanca të tjera "të paqëndrueshme". E gjithë kjo bartet nga "era" e nxehtë në distancë. Si rezultat, pas ca kohësh përbërja kimike e reve satelitore bëhet krejtësisht e ndryshme. Në ato të largëta, ai pothuajse nuk ka ndryshuar. Dhe në ato që qarkojnë afër Diellit, që nxjerr nxehtësi dhe dritë, mbetet vetëm materiali "i kalcinuar" dhe "i fryrë" - një "përzierje e çmuar jetike" e veçantë e elementeve të rënda. Materiali për krijimin e një planeti të banueshëm është gati. Fillon procesi i shndërrimit të "materialit" në "produkt", grimcave të mjegullnajës në planetë.

Faza e parë është ngjitja e grimcave. Në retë satelitore të largëta, molekula të shumta gazesh të lehta dhe kokrra të rralla të lehta pluhuri mblidhen gradualisht në topa të mëdhenj të lirshëm me densitet të ulët. Në të ardhmen, këta janë planetët e grupit Jupiter. Në retë satelitore afër Diellit, grimcat e rënda të pluhurit ngjiten së bashku në grupe të dendura shkëmbore. Ata bashkohen në blloqe të mëdha masive shkëmbore, masa këndore monstruoze gri që notojnë në orbitë rreth yllit të tyre. Duke lëvizur në orbita të ndryshme, ndonjëherë të kryqëzuara, këta "asteroide", secili prej dhjetëra kilometrash në madhësi, përplasen. Nëse me një shpejtësi të ulët relative, atëherë ato duket se "shtypin" njëra në tjetrën, "grumbullohen", "ngjiten" me njëri-tjetrin. Ata bashkohen në më të mëdhenj. Nëse me shpejtësi të madhe, ata shtypin dhe shtypin njëri-tjetrin, duke shkaktuar "gjakësi" të reja, fragmente të panumërta, fragmente që përsëri kalojnë një rrugë të gjatë bashkimi. Ky proces i bashkimit të grimcave të vogla në trupa të mëdhenj qiellorë ka vazhduar për qindra miliona vjet. Ndërsa rriten në madhësi, ato bëhen gjithnjë e më sferike. Me rritjen e masës, forca e gravitetit në sipërfaqen e tyre rritet. Shtresat e sipërme shtypin ato të brendshme. Pjesët e spikatura rezultojnë të jenë një ngarkesë më e rëndë dhe gradualisht zhyten në trashësinë e masave themelore, duke i shtyrë ato poshtë tyre. Ata, duke lëvizur në anët, mbushin depresionet. "Gunga" e përafërt zbutet gradualisht. Si rezultat, disa planetë tokësorë me përmasa relativisht të vogla, por shumë të dendura, të përbërë nga materiale shumë të rënda, formohen pranë Diellit. Midis tyre është Toka. Të gjithë ata ndryshojnë ashpër nga planetët e grupit të Jupiterit në përbërjen e tyre të pasur kimike, bollëkun e elementeve të rënda dhe gravitetin e lartë specifik. Tani le të shohim tokën. Në një sfond me yje, të ndriçuar nga njëra anë nga rrezet e ndritshme të diellit, një top i madh guri noton para nesh. Nuk është akoma e qetë, jo edhe. Zvarritjet e blloqeve që e verbuan ende dalin aty-këtu. Ju gjithashtu mund të "lexoni" "qepjet" jo plotësisht të mbyllura midis tyre. Kjo është ende "punë e ashpër". Por ja çfarë është interesante. Tashmë ka një atmosferë. Pak me re, padyshim nga pluhuri, por pa re. Këto janë hidrogjen dhe helium të shtrydhura nga zorrët e planetit, të cilat në një kohë u mbërthyen në grimca shkëmbore dhe në një farë mënyre mbijetuan mrekullisht, duke mos u "shfryrë" nga rrezet e diellit. Atmosfera kryesore e Tokës. Nuk do të zgjasë shumë. "Nëse nuk e lani, thjesht ngasni." Dielli do ta shkatërrojë atë. Molekulat e lehta të lëvizshme të hidrogjenit dhe heliumit, nën ndikimin e ngrohjes nga rrezet e diellit, gradualisht do të avullojnë në hapësirë. Ky proces quhet "shpërndarje"

Faza e dytë është ngrohja. 0 Substancat radioaktive janë bllokuar brenda planetit, të përziera me të tjera. Ato ndryshojnë në atë që lëshojnë vazhdimisht nxehtësi dhe nxehen pak. Por në thellësi të planetit, kjo nxehtësi nuk ka ku të shpëtojë, nuk ka ajrim, nuk ka lagështi larës. Mbi to është një "shtresë" e trashë e shtresave të sipërme. Nxehtësia grumbullohet. Kjo ngrohje radioaktive fillon të zbusë të gjithë trashësinë e planetit. Në një formë të zbutur të një lënde, një herë në mënyrë kaotike, josistematike

Ato që e verbuan tani kanë filluar të shpërndahen me peshë.Të rëndat zbresin gradualisht duke u zhytur drejt qendrës. Mushkëritë janë shtrydhur prej tyre, ngrihen më lart dhe notojnë më afër sipërfaqes. Gradualisht, planeti fiton një strukturë të ngjashme me Tokën tonë të tanishme - në qendër, të ngjeshur nga pesha monstruoze e shtresave të grumbulluara sipër, një bërthamë e rëndë. Ai është i rrethuar nga një "mantel" i një shtrese të trashë të substancës me peshë më të lehtë. Dhe së fundi, pjesa e jashtme është shumë e hollë, vetëm disa dhjetëra kilometra e trashë, "korja", e përbërë nga shkëmbinjtë më të lehtë. Substancat radioaktive gjenden kryesisht në shkëmbinj të lehtë. Prandaj, tani ata janë grumbulluar në "leh" dhe e ngrohin atë. Nxehtësia kryesore nga sipërfaqja e planetit shkon në hapësirë ​​- ka "një erë të lehtë ngrohtësie" nga planeti. Dhe në një thellësi prej dhjetëra kilometrash, nxehtësia ruhet, duke ngrohur shkëmbinjtë.

Faza e tretë - aktiviteti vullkanik. 0 Në disa vende, brendësia e planetit po shkëlqen e kuqe e nxehtë. Pastaj edhe më shumë. Gurët shkrihen dhe shndërrohen në një rrëmujë të zjarrtë “magmë” që shkëlqen me dritë portokalli-bardhë.Ai është i ngushtë në trashësinë e kores. Është plot me gazra të ngjeshur që do të ishin gati për të shpërthyer, duke e shpërndarë gjithë këtë magmë në të gjitha drejtimet me spërkatje të zjarrta. Por nuk ka forcë të mjaftueshme për këtë. Korja rrethuese e planetit, e cila shtypet poshtë sipër, është shumë e fortë dhe e rëndë. Dhe magma e zjarrtë, duke u përpjekur të shpërthejë disi deri në majë, drejt lirisë, ndjen pika të dobëta midis blloqeve që e shtrydhin, shtrydhet në të çara, duke shkrirë muret e tyre me nxehtësinë e saj. Dhe pak nga pak me kalimin e viteve, duke fituar forcë me shekuj, ajo ngrihet nga thellësitë në sipërfaqen e planetit. Dhe këtu është fitorja! Është prishur “kanali”! Duke tundur shkëmbinjtë, një kolonë zjarri shpërthen nga thellësitë me një zhurmë. Në qiell ngrihen shtëllunga tymi dhe avulli. Gurët dhe hiri fluturojnë lart. Magma e zjarrtë, e cila tani quhet "llavë", derdhet në sipërfaqen e planetit dhe përhapet në anët. Shpërthen një vullkan. Ka shumë të tilla "vrima të shpuara nga brenda" në planet. Ato ndihmojnë planetin e ri “të luftojë mbinxehjen.” Nëpërmjet tyre ai çlirohet nga magma e zjarrtë e grumbulluar, “shfryn” gazrat e nxehtë që e shpërthejnë, kryesisht dioksidin e karbonit dhe avujt e ujit, dhe bashkë me to edhe papastërti të ndryshme, si metani dhe amoniaku. Gradualisht, hidrogjeni dhe heliumi pothuajse u zhdukën nga atmosfera dhe filloi të përbëhej kryesisht nga gaze vullkanike. Nuk ka ende asnjë gjurmë oksigjeni në të. Kjo atmosferë është krejtësisht e papërshtatshme për jetën. Është shumë e rëndësishme që vullkanet të lëshojnë sasi të mëdha avulli uji në sipërfaqe. Po shkon në re. Prej tyre shiu derdhet në sipërfaqen e planetit. Uji derdhet në ultësira dhe grumbullohet. Dhe pak nga pak, liqenet, detet dhe oqeanet formohen në planet, në të cilët mund të zhvillohet jeta.

Formimi i sistemit diellor

Prej dy shekujsh, problemi i origjinës së sistemit diellor ka shqetësuar mendimtarët e shquar të planetit tonë. Ky problem u studiua nga një galaktikë astronomësh dhe fizikanësh të shekujve 19 dhe 20, duke filluar nga filozofi Kant dhe matematikani Laplace.

E megjithatë ne jemi ende shumë larg zgjidhjes së këtij problemi. Por gjatë tre dekadave të fundit, çështja e shtigjeve evolucionare të yjeve është bërë më e qartë. Dhe megjithëse detajet e lindjes së një ylli nga një mjegullnajë gazi-pluhuri nuk janë ende të qarta, ne tani e kuptojmë qartë se çfarë ndodh me të gjatë miliarda viteve të evolucionit të mëtejshëm.

Duke kaluar në paraqitjen e hipotezave të ndryshme kozmogonike që kanë zëvendësuar njëra-tjetrën gjatë dy shekujve të fundit, do të fillojmë me hipotezën e filozofit të madh gjerman Kant dhe teorinë që disa dekada më vonë u propozua në mënyrë të pavarur nga matematikani francez Laplace. Premisat për krijimin e këtyre teorive i kanë rezistuar kohës.

Pikëpamjet e Kant-it dhe Laplace-it ndryshuan ashpër në një sërë çështjesh të rëndësishme. Kanti vazhdoi nga zhvillimi evolucionar i një mjegullnaje pluhuri të ftohtë, gjatë së cilës fillimisht u ngrit një trup masiv qendror - Dielli i ardhshëm, dhe më pas planetët, ndërsa Laplace e konsideroi mjegullnajën origjinale si të gaztë dhe shumë të nxehtë me një shpejtësi të lartë rrotullimi. Duke u ngjeshur nën ndikimin e gravitetit universal, mjegullnaja, për shkak të ligjit të ruajtjes së momentit këndor, rrotullohej gjithnjë e më shpejt. Për shkak të forcave të larta centrifugale, unazat u ndanë në mënyrë të njëpasnjëshme prej saj. Pastaj ata kondensuan për të formuar planetë.

Kështu, sipas hipotezës së Laplace, planetët u formuan para Diellit. Megjithatë, pavarësisht dallimeve, një tipar i përbashkët i rëndësishëm është ideja se sistemi diellor u ngrit si rezultat i zhvillimit natyror të mjegullnajës. Kjo është arsyeja pse është zakon ta quajmë këtë koncept "hipoteza Kant-Laplace".

Sidoqoftë, kjo teori përballet me një vështirësi. Sistemi ynë diellor, i përbërë nga nëntë planetë me madhësi dhe masa të ndryshme, ka një veçori: një shpërndarje të pazakontë të momentit këndor midis trupit qendror - Diellit dhe planetëve.

Momenti është një nga karakteristikat më të rëndësishme të çdo sistemi mekanik të izoluar nga bota e jashtme. Është si një sistem i tillë që Dielli dhe planetët e tij përreth mund të konsiderohen. Momenti këndor mund të përkufizohet si "rezerva e rrotullimit" të sistemit. Ky rrotullim përbëhet nga lëvizja orbitale e planetëve dhe rrotullimi rreth boshteve të Diellit dhe planetëve.

Pjesa më e madhe e momentit këndor të sistemit diellor është e përqendruar në lëvizjen orbitale të planetëve gjigantë Jupiter dhe Saturn.

Nga pikëpamja e hipotezës së Laplace, kjo është krejtësisht e pakuptueshme. Në epokën kur unaza u nda nga mjegullnaja origjinale, me rrotullim të shpejtë, shtresat e mjegullnajës nga e cila më vonë u kondensua Dielli kishin (për njësi masë) përafërsisht të njëjtin moment si substanca e unazës së ndarë (pasi shpejtësitë këndore të unaza dhe pjesët e mbetura ishin afërsisht të njëjta). Meqenëse masa e kësaj të fundit ishte dukshëm më e vogël se mjegullnaja kryesore ("protosun"), momenti i përgjithshëm këndor i unazës duhet të jetë shumë më i vogël se ai i "protosun". Në hipotezën e Laplace nuk ka asnjë mekanizëm për transferimin e momentit nga "proto-dielli" në unazë. Prandaj, gjatë gjithë evolucionit të mëtejshëm, momenti këndor i "proto-diellit", dhe më pas i Diellit, duhet të jetë shumë më i madh se ai i unazave dhe planetëve të formuar prej tyre. Por ky përfundim bie ndesh me shpërndarjen aktuale të momentit midis Diellit dhe planetëve.

Për hipotezën e Laplace, kjo vështirësi doli të ishte e pakapërcyeshme.

Le të ndalemi te hipoteza e Jeans-it, e cila u përhap në të tretën e parë të shekullit aktual. Është krejtësisht e kundërt me hipotezën Kant-Laplace. Nëse ky i fundit përshkruan formimin e sistemeve planetare si të vetmin proces natyror të evolucionit nga i thjeshtë në kompleks, atëherë në hipotezën e Jeans-it formimi i sistemeve të tilla është një çështje rastësie.

Lënda fillestare nga e cila u formuan planetët më vonë u hodh nga Dielli (i cili deri në atë kohë ishte tashmë mjaft "i vjetër" dhe i ngjashëm me atë të sotëm) kur një yll i caktuar kaloi aksidentalisht pranë tij. Ky pasazh ishte aq afër sa mund të konsiderohej pothuajse një përplasje. Falë forcave të baticës nga një yll që përplaset me Diellin, një rrymë gazi u hodh nga shtresat sipërfaqësore të Diellit. Ky avion do të mbetet në sferën e gravitetit të Diellit edhe pasi ylli të largohet nga Dielli. Pastaj avioni do të kondensohet dhe do të krijojë planetë.

Nëse hipoteza e Jeans do të ishte e saktë, numri i sistemeve planetare të formuara gjatë dhjetë miliardë viteve të evolucionit të tij mund të numërohej në njërën anë. Por në fakt ka shumë sisteme planetare, prandaj, kjo hipotezë është e paqëndrueshme. Dhe nuk rrjedh nga askund që një rrymë gazi i nxehtë i nxjerrë nga Dielli mund të kondensohet në planetë. Kështu, hipoteza kozmologjike e Jeans doli të ishte e paqëndrueshme.

Bibliografi:

1. I. S. Shklovsky. Yjet: lindja, jeta dhe vdekja e tyre

2. P. I. Bakulin. Kursi i përgjithshëm i astronomisë

3. Yu. N. Efremov. Në thellësitë e Universit

4. Enciklopedik 0 Fjalor i një astronomi të ri, M.: Pedagogji, 1980 Astronomia: Libri shkollor. për klasën e 11-të shkolla e mesme, M: Iluminizmi, 1990

Objektet më të zakonshme në univers janë yjet. Duke krahasuar të dhënat për yje të ndryshëm, është e mundur të merren modele të përgjithshme dhe të kontrolloni zbatimin e tyre duke përdorur shembuj të yjeve të tjerë. Sipas ideve moderne rreth strukturës dhe evolucionit të yjeve, proceset që lidhen me shfaqjen dhe evolucionin e një ylli janë si më poshtë.

Formuar së pari protoyll. Grimcat e një gazi gjigant në lëvizje dhe re të pluhurit në një rajon të caktuar të hapësirës tërhiqen nga njëra -tjetra për shkak të forcave gravitacionale. Kjo ndodh shumë ngadalë, sepse forcat proporcionale me masat e atomeve (kryesisht atomet e hidrogjenit) dhe grimcat e pluhurit të përfshira në re janë jashtëzakonisht të vogla. Sidoqoftë, gradualisht grimcat afrohen, dendësia e resë rritet, ajo bëhet e errët, "gunga" sferike që rezulton fillon të rrotullohet pak nga pak dhe forca e tërheqjes gjithashtu rritet, sepse tani masa e "gungës" është i madh. Gjithnjë e më shumë grimca kapen, duke rritur dendësinë e substancës. Shtresat e jashtme shtypin mbi ato të brendshme, presioni në thellësi rritet, dhe, për këtë arsye, temperatura gjithashtu rritet. (Kjo është pikërisht rasti me gazrat që janë studiuar në detaje mbi Tokën). Më në fund, temperatura bëhet aq e lartë - disa milionë gradë - saqë në thelbin e këtij trupi formues krijohen kushte për të ndodhur një reaksion shkrirjeje bërthamore: hidrogjeni fillon të shndërrohet në helium. Kjo mund të zbulohet duke regjistruar flukset e neutrinos - grimcave elementare të lëshuara gjatë një reagimi të tillë. Reaksioni shoqërohet nga një rrjedhë e fuqishme rrezatimi elektromagnetik, i cili shtyp (me forcën e presionit të dritës, matur fillimisht në Laboratorin e Tokës nga P. Lebedev) në shtresat e jashtme të materies, duke kundërshtuar ngjeshjen gravitacionale. Më në fund, tkurrja ndalet ndërsa presionet barazohen, dhe protostari bëhet një yll. Për të kaluar këtë fazë të evolucionit të tij, një protoylli i duhen disa milionë vjet nëse masa e tij është më e madhe se Dielli dhe disa qindra milionë vjet nëse masa e tij është më e vogël se Dielli. Ka shumë pak yje, masa e të cilëve është 10 herë më pak se ajo e Diellit.

Peshaështë një nga karakteristikat e rëndësishme të yjeve. Është interesante të theksohet se yjet e dyfishtë janë mjaft të zakonshëm - formohen afër njëri-tjetrit dhe rrotullohen rreth një qendre të përbashkët. Ato numërojnë nga 30 deri në 50 për qind të numrit të përgjithshëm të yjeve. Shfaqja e yjeve të dyfishtë është e lidhur ndoshta me shpërndarjen këndore të momentit të resë mëmë. Nëse një çift i tillë formon një sistem planetar, atëherë lëvizja e planetëve mund të jetë mjaft e ndërlikuar dhe kushtet në sipërfaqet e tyre do të ndryshojnë shumë në varësi të vendndodhjes së planetit në orbitë në lidhje me yjet. Është shumë e mundur që orbitat e palëvizshme, si ato që mund të ekzistojnë në sistemet planetare të yjeve të vetëm (dhe ekzistojnë në Sistemin Diellor), nuk do të ekzistojnë fare. Yjet e zakonshëm, të vetëm fillojnë të rrotullohen rreth boshtit të tyre gjatë procesit të formimit të tyre.

Një karakteristikë tjetër e rëndësishme është rreze yjet. Ka yje - xhuxhë të bardhë, rrezja e të cilave nuk e kalon rrezen e Tokës, dhe ka edhe të tillë - gjigantë të kuq, rrezja e të cilave arrin rrezen e orbitës së Marsit. Përbërje kimike yjet, sipas të dhënave spektroskopike, mesatarja është si vijon: për 10000 atome hidrogjeni ka 1000 atome helium, 5 atome oksigjen, 2 atome azoti, 1 atom karboni dhe akoma më pak elementë të tjerë. Për shkak të temperaturave të larta, atomet jonizohen, kështu që lënda e yllit është kryesisht plazma hidrogjen-helium- një përzierje përgjithësisht elektrikisht neutrale jonesh dhe elektronesh. Masa dhe përbërja kimike e resë fillestare varen nga ndriçimi Dhe kromatike(klasa spektrale) e yllit që rezulton. Shkëlqimi i një ylli është sasia e energjisë së emetuar prej tij për njësi të kohës. Dhe klasa e saj spektrale karakterizon ngjyra e yllit, e cila nga ana tjetër varet nga temperatura e sipërfaqes së saj. Për më tepër, yjet "blu" janë më të nxehtë se ata "të kuq", dhe Dielli ynë "i verdhë" ka një temperaturë të ndërmjetme të sipërfaqes prej rreth 6000 gradë. Tradicionalisht, klasat spektrale nga e nxehta në të ftohtë përcaktohen me shkronjat O, B, A, F, G, K, M (sekuenca është e lehtë për t'u mbajtur mend duke përdorur rregullin mnemonik "O, Bëhu një vajzë e bukur, më puth"), me çdo klasë të ndarë në dhjetë nënklasa. Kështu, Dielli ynë ka një klasë spektrale të G2.

Ndërsa hidrogjeni "digjet" në qendër të yllit, masa e tij ndryshon pak. Gradualisht, gjithnjë e më pak energji lëshohet në qendër të yllit, presioni bie, bërthama tkurret dhe temperatura në të rritet. Reaksionet bërthamore tani ndodhin vetëm në një shtresë të hollë në kufirin e bërthamës brenda yllit. Si rezultat, ylli në tërësi fillon të "byhet" dhe shkëlqimi i tij rritet. Ylli kthehet në një të ashtuquajtur "gjigant të kuq". Pasi temperatura e bërthamës kontraktuese (tani të heliumit) të gjigantit të kuq arrin 100-150 milion gradë, fillon një reaksion i ri i bashkimit bërthamor - shndërrimi i heliumit në karbon. Kur ky reagim shter veten, guaska derdhet - një pjesë e konsiderueshme e masës së yllit shndërrohet në një mjegullnajë planetare. Shtresat e brendshme të nxehta të yllit shfaqen "jashtë", dhe rrezatimi i tyre "fryn" guaskën e ndarë. Pas disa dhjetëra mijëra vjetësh, zarfi shpërndahet, duke lënë pas një yll të vogël, shumë të nxehtë dhe të dendur. Duke u ftohur ngadalë, ai kthehet në një "xhuxh të bardhë". Xhuxhët e bardhë duket se përfaqësojnë fazën përfundimtare të evolucionit normal të shumicës së yjeve.

Por ka edhe anomali. Disa yje ndizen herë pas here, duke u shndërruar në i ri yjet. Në të njëjtën kohë, çdo herë ata humbasin rreth një të qindtën e masës së tyre. Ndër yjet e njohur mund të përmendim i ri në yjësinë Cygnus, e cila u ndez në gusht 1975 dhe qëndroi në qiell për disa vjet. Por ndonjëherë ka shpërthime supernovat- ngjarje katastrofike që çojnë në shkatërrimin e plotë të një ylli, gjatë të cilave më shumë energji emetohet në një kohë të shkurtër sesa nga miliarda yje në galaktikën të cilës i përket supernova. Një ngjarje e tillë u regjistrua në kronikat kineze në vitin 1054: një yll kaq i ndritshëm u shfaq në qiell, saqë mund të shihej edhe gjatë ditës. Rezultati i kësaj ngjarje tani njihet si Mjegullnaja e Gaforres, e cila është përhapur ngadalë në qiell gjatë 300 viteve të fundit. Shpejtësia e zgjerimit të gazrave të tij si pasojë e shpërthimit është rreth 1500 m/s, por është shumë larg. Duke krahasuar shpejtësinë e zgjerimit me madhësinë e dukshme të Mjegullnajës së Gaforres, ne mund të llogarisim kohën kur ishte një objekt pikë dhe të gjejmë vendin e tij në qiell - kjo kohë dhe vend korrespondon me kohën dhe vendin e shfaqjes së yllit. përmendur në kronikat.

Nëse masa e yllit që mbetet pasi "gjigandi i kuq" hedh guaskën e tij tejkalon masën e Diellit me 1.2-2.5 herë, atëherë, siç tregojnë llogaritjet, një "xhuxh i bardhë" i qëndrueshëm nuk mund të formohet. Ylli fillon të tkurret, dhe rrezja e tij arrin një madhësi të parëndësishme prej 10 km, dhe dendësia e substancës së një ylli të tillë tejkalon densitetin e bërthamës atomike. Supozohet se një yll i tillë përbëhet nga neutrone të mbushura dendur, kjo është arsyeja pse quhet - yll neutron. Sipas këtij modeli konceptual, një yll neutron ka një fushë magnetike të fortë, dhe ai vetë rrotullohet me një shpejtësi të jashtëzakonshme - disa dhjetëra ose qindra rrotullime në sekondë. Dhe u zbulua vetëm (pikërisht në Mjegullnajën e Gaforres) në 1967 pulsarët- Burimet pika të emetimit radio pulsues shumë të qëndrueshëm - kanë saktësisht të njëjtat veti që mund të pritej nga yjet neutron. Fenomeni i vëzhguar konfirmoi konceptin.

Nëse masa e mbetur është edhe më e madhe, atëherë ngjeshja gravitacionale e shtyp në mënyrë të pakontrolluar lëndën më tej. Hyn në lojë një nga parashikimet e teorisë së përgjithshme të relativitetit, sipas të cilit materia do të tkurret pikërisht. Ky fenomen quhet kolaps gravitacional dhe rezultati i tij është " vrimë e zezë" Ky emër është për faktin se masa gravitacionale e një objekti të tillë është aq e madhe, forcat tërheqëse janë aq të rëndësishme sa që jo vetëm çdo trup material mund të largohet nga afërsia e vrimës së zezë, por edhe drita - një sinjal elektromagnetik - nuk mund të reflektohet dhe as të shpëtojë.« e jashtme» . Kështu, vëzhgojnë drejtpërdrejt një vrimë e zezë është e pamundur, mund të merret me mend ekzistenca e saj vetëm nga efektet indirekte. Duke lëvizur nëpër hapësirë ​​drejt një vrime të zezë (për të cilën ende nuk dimë asgjë), mund të zbulojmë se modeli i yjësive të vendosura drejtpërdrejt përpara fillon të ndryshojë. Kjo për faktin se drita që vjen nga yjet dhe kalon pranë një vrime të zezë devijohet nga graviteti i saj. Ndërsa i afroheni vrimës, a bosh Një zonë e rrethuar nga pika të ndritshme të yllit, përfshirë disa që nuk janë vërejtur më parë. Drita nga disa yje, duke kaluar pranë vrimës, mund të rrotullohet rreth saj dhe më pas të hyjë në pajisjet marrëse të vëzhguesit. Kështu, një yll mund të prodhojë disa imazhe në vende të ndryshme. E gjithë kjo, natyrisht, bie ndesh me përvojën tonë jetësore dhe me idetë klasike, sipas të cilave drita udhëton në një vijë të drejtë. Sidoqoftë, një numër vëzhgimesh indirekte astronomike flasin në favor të ekzistencës së vrimave të zeza, dhe devijimi i dritës nën ndikimin e tërheqjes gravitacionale regjistrohet tashmë kur një rreze kalon pranë një objekti të tillë "normal" si Dielli.

Ashtu si çdo trup në natyrë, yjet gjithashtu nuk mund të mbeten të pandryshuar. Ata lindin, zhvillohen dhe në fund "vdesin". Evolucioni i yjeve kërkon miliarda vjet, por ka debate për kohën e formimit të tyre. Më parë, astronomët besonin se procesi i "lindjes" së tyre nga pluhuri i yjeve zgjati miliona vjet, por jo shumë kohë më parë u morën fotografi të rajonit të qiellit nga Mjegullnaja e Madhe e Orionit. Gjatë disa viteve, një i vogël

Fotografitë nga viti 1947 treguan një grup të vogël objektesh të ngjashme me yjet në këtë vend. Deri në vitin 1954, disa prej tyre ishin bërë tashmë të zgjatur, dhe pesë vjet më vonë këto objekte u ndanë në të veçanta. Kështu, për herë të parë, procesi i lindjes së yjeve u zhvillua fjalë për fjalë para syve të astronomëve.

Le të shohim në detaje strukturën dhe evolucionin e yjeve, ku fillon dhe mbaron jeta e tyre e pafundme, sipas standardeve njerëzore.

Tradicionalisht, shkencëtarët supozojnë se yjet janë formuar si rezultat i kondensimit të reve të gazit dhe pluhurit. Nën ndikimin e forcave gravitacionale, një top gazi i errët, i dendur në strukturë, formohet nga retë që rezultojnë. Presioni i tij i brendshëm nuk mund të balancojë forcat gravitacionale që e shtypin atë. Gradualisht, topi tkurret aq shumë sa temperatura e brendësisë së yjeve rritet dhe presioni i gazit të nxehtë brenda topit balancon forcat e jashtme. Pas kësaj, kompresimi ndalon. Kohëzgjatja e këtij procesi varet nga masa e yllit dhe zakonisht varion nga dy deri në disa qindra milionë vjet.

Struktura e yjeve nënkupton temperatura shumë të larta në bërthamat e tyre, gjë që kontribuon në procese të vazhdueshme termonukleare (hidrogjeni që i formon ato shndërrohet në helium). Janë këto procese që shkaktojnë rrezatim intensiv nga yjet. Koha gjatë së cilës ata konsumojnë furnizimin e disponueshëm të hidrogjenit përcaktohet nga masa e tyre. Nga kjo varet edhe kohëzgjatja e rrezatimit.

Kur rezervat e hidrogjenit shterohen, evolucioni i yjeve i afrohet fazës së formimit.Kjo ndodh si më poshtë. Pasi lirimi i energjisë pushon, forcat gravitacionale fillojnë të ngjeshin bërthamën. Në të njëjtën kohë, ylli rritet ndjeshëm në madhësi. Shkëlqimi gjithashtu rritet ndërsa procesi vazhdon, por vetëm në një shtresë të hollë në kufirin e bërthamës.

Ky proces shoqërohet me një rritje të temperaturës së bërthamës kontraktuese të heliumit dhe shndërrimin e bërthamave të heliumit në bërthama karboni.

Parashikohet se Dielli ynë mund të bëhet një gjigant i kuq në tetë miliardë vjet. Rrezja e saj do të rritet disa dhjetëra herë, dhe shkëlqimi i saj do të rritet qindra herë në krahasim me nivelet aktuale.

Jetëgjatësia e një ylli, siç u përmend tashmë, varet nga masa e tij. Objektet me masë më të vogël se Dielli i “shfrytëzojnë” rezervat e tyre në mënyrë shumë ekonomike, kështu që mund të shkëlqejnë për dhjetëra miliarda vjet.

Evolucioni i yjeve përfundon me formimin.Kjo ndodh me ata prej tyre masa e të cilëve është afër masës së Diellit, d.m.th. nuk kalon 1.2 prej tij.

Yjet gjigantë priren të shterojnë shpejt furnizimin e tyre me karburant bërthamor. Kjo shoqërohet me një humbje të konsiderueshme të masës, veçanërisht për shkak të derdhjes së predhave të jashtme. Si rezultat, mbetet vetëm një pjesë qendrore e ftohjes gradualisht, në të cilën reaksionet bërthamore janë ndalur plotësisht. Me kalimin e kohës, yje të tillë ndalojnë së emetuari dhe bëhen të padukshëm.

Por ndonjëherë evolucioni dhe struktura normale e yjeve prishet. Më shpesh kjo ka të bëjë me objekte masive që kanë shteruar të gjitha llojet e karburantit termonuklear. Pastaj ato mund të shndërrohen në neutrone, ose sa më shumë që shkencëtarët mësojnë për këto objekte, aq më shumë lindin pyetje të reja.

Në vitin 1948, G. Gamov (1904–1968), i cili emigroi nga BRSS në SHBA, parashtroi hipotezën e lindjes së Universit si rezultat. Big Bang. Kjo hipotezë tani quhet teoria e universit të nxehtë. Sipas kësaj teorie, afërsisht 100 sekonda pas Big Bengut, i cili krijoi hapësirën, kohën, materien dhe shënoi fillimin e zgjerimit dhe ftohjes së universit, reaksionet termonukleare filluan të ndodhin në lëndën e tij mjaft të nxehtë që përmban protone dhe neutrone në një temperaturë. nga 10 9 K nukleosinteza primare bërthamat më të lehta (pa llogaritur hidrogjenin), si rezultat i të cilave filluan të formohen bërthamat e deuteriumit, tritiumit dhe heliumit.

1 milion vjet pas lindjes së Universit, një përzierje e hidrogjenit dhe heliumit, duke iu bindur ligjit të gravitetit universal, filloi të grumbullohej në tufa, nga të cilat u formuan më pas yjet dhe galaktikat e para. Sipas teorisë së G. Gamow, substanca nga e cila janë formuar duhet të përbëhej nga 75% hidrogjen dhe 25% helium. Sipas vlerësimeve moderne, kalimi nga një Univers homogjen hidrogjen-helium në një Univers strukturor me galaktika dhe yje zgjati nga 1 deri në 3 miliardë vjet, dhe yjet e parë mund të kishin lindur 200 milion vjet pas lindjes së Universit.

Sipas shkencëtarëve, formimi i yjeve dhe galaktikave në Universin në zgjerim ishte për shkak të ekzistencës së johomogjenitetit hapësinor të materies, e cila u ngrit nga luhatjet kuantike të materies në lindjen e Universit, dhe paqëndrueshmëria gravitacionale e çdo shpërndarjeje të pabarabartë të masave ( një zonë hapësire me një densitet më të lartë tërheq masat përreth dhe kështu kontribuon në ngjeshjen e saj edhe më të madhe).

Retë kozmike me gaz dhe pluhur nga të cilat lindin yjet janë të paqëndrueshme: shqetësimet e vogla në densitetin e tyre mund të çojnë në prishje të ekuilibrit gravitacional. Nën ndikimin e gravitetit universal, shqetësimet do të rriten, të cilat do të çojnë në ndarjen e resë në fragmente të veçanta, secila prej të cilave, nën ndikimin e gravitetit, do të fillojë të ngjesh, duke formuar protoyll. Kompresimi gradual i kondensimeve hidrogjen-helium nën ndikimin e forcës së tyre gravitacionale çon në ngrohjen e tyre në temperatura të mjaftueshme për shfaqjen e reaksioneve të shkrirjes termonukleare. Kompresimi i mëtejshëm ndalon, sepse tani është balancuar nga rrezatimi, një yll del nga grumbulli dhe fillon faza termonukleare e evolucionit të tij. Rreth 90% e yjeve në Universin e dukshëm janë në fazën e shkrirjes termonukleare të heliumit nga hidrogjeni, sepse kjo fazë e evolucionit yjor është më e gjata në "jetën" aktive të një ylli.

Lindja e një ylli zakonisht fshihet nga pluhuri kozmik, i cili thith rrezatimin nga bërthama yjore. Në këtë rast, guaska e pluhurit nxehet deri në qindra gradë dhe, në përputhje me këtë temperaturë, vetë shkëlqen në intervalin infra të kuqe (IR). Prandaj, vetëm me ardhjen e fotometrisë IR dhe astronomisë radio, fenomenet në retë e gazit dhe pluhurit që lidhen me lindjen e yjeve u bënë të disponueshme për vëzhgim dhe studim.

Lënda e shpenzuar për formimin e yjeve kthehet pjesërisht në mjedisin ndëryjor gjatë shpërthimeve të tyre. I pasuruar me elementë të rëndë të sintetizuar në brendësi të yjeve ose të formuar gjatë shpërthimeve të tyre, ai mund të përfshihet përsëri në procesin e formimit të yjeve. Yjet e gjeneratave të ndryshme dallohen në varësi të asaj se sa herë gazi ndëryjor i përfshirë në përbërjen e tyre ka marrë pjesë në formimin e yjeve. Kështu, yjet e parë në Univers lindën nga një gaz primordial që përmban vetëm hidrogjen (75% në masë) dhe helium (25% në masë). Yjet e gjeneratave të mëvonshme u formuan nga gazi që përmban të gjithë gamën e elementëve të rëndë. Besohet se Dielli është një yll i gjeneratës së tretë. Pra, gjithçka në sistemin diellor, duke përfshirë njerëzit, përbëhet nga hiri i yjeve që shpërthejnë. Planetë janë zbuluar edhe në yje të tjerë: më shumë se 100 prej tyre janë aktualisht të njohur.Sistemet planetare mund të formohen në yjet e gjeneratave të dyta dhe të mëvonshme nga materia në të cilën ishin të pranishëm elementë më të rëndë se heliumi.

Gama e masave karakteristike të yjeve është 0,1M s –100M s (M s është masa e Diellit). Shumica e yjeve në Universin e dukshëm kanë një masë më të vogël se Dielli. Në yjet me masë M≤0,1 Mc, djegia termonukleare e hidrogjenit është e pamundur, kështu që ata mund të shkëlqejnë vetëm për shkak të ftohjes graduale të lëndës së tyre. Zbulimi i yjeve të tillë është i ndërlikuar nga ndriçimi i tyre i ulët, kështu që është e mundur që disa nga materia e padukshme në Univers ( masë e fshehur), të cilat mund të zbulohen vetëm nga efekti i tyre gravitacional në objektet fqinje, përmbahen pikërisht në to. Shkencëtarët vlerësojnë se lënda e vëzhguar drejtpërdrejt në yjet dhe mjegullnajat e gazta përbën jo më shumë se 5% të masës totale të Universit (ndërsa yjet përbëjnë vetëm 1% të masës totale të Universit). Yjet me M≥100M c janë të paqëndrueshëm.

Sa më e madhe të jetë masa e një ylli, aq më shpejt ai mbaron furnizimin e tij me karburant bërthamor dhe aq më shpejt plaket. Prandaj, yjet masivë me një masë afërsisht 100 herë më të madhe se masa e Diellit jetojnë vetëm rreth 10 milionë vjet; yje me një masë disa herë më të madhe se masa diellore - qindra miliona vjet; dhe yjet me masë M~M c shkëlqejnë për afërsisht 10 miliardë vjet.

Yjet mund të zhvillohen individualisht ose në sisteme që përbëhen nga dy ose më shumë yje.

Një yll që rrezaton duke lëshuar energji bërthamore evoluon ngadalë ndërsa përbërja e tij kimike ndryshon. Ai kalon më shumë kohë në fazën kur hidrogjeni digjet në pjesën qendrore të tij. Kohëzgjatja e gjatë e kësaj faze është kryesisht për shkak të faktit se hidrogjeni është karburanti bërthamor me më shumë kalori. Kur një bërthamë helium (grimcë alfa) formohet nga 4 bërthama hidrogjeni, lirohet afërsisht 26 MeV energji, dhe kur karboni 6 C 12 formohet nga 3 grimca alfa, çlirohet vetëm rreth 7.3 MeV, d.m.th. çlirimi i energjisë për njësi masë është 10 herë më pak.

Pasi hidrogjeni digjet në qendër të yllit dhe formimi i një bërthame heliumi, lëshimi i energjisë bërthamore në të ndalet dhe bërthama fillon të ngjesh intensivisht. Hidrogjeni vazhdon të digjet në një guaskë të hollë që rrethon bërthamën e heliumit. Në të njëjtën kohë, guaska zgjerohet, shkëlqimi i yllit rritet, temperatura e sipërfaqes zvogëlohet dhe ylli bëhet gjigant i kuq(në rastin e yjeve më pak masivë) ose supergjigant (e kuqe ose e verdhe) në rastin e yjeve më masivë. Ngjyra e një ylli përcaktohet nga temperatura e sipërfaqes së tij: sa më e lartë të jetë temperatura e sipërfaqes T, aq më e lartë është frekuenca e rrezatimit ν sipas formulës.

ku h është konstanta e Plankut dhe k është konstanta e Boltzmann-it. Prandaj, yjet e kuq janë më të ftohtët, dhe yjet blu janë më të nxehtit.

Procesi i evolucionit të mëvonshëm yjor përcaktohet kryesisht nga masa e yllit. Formimi i elementeve më të rëndë se magnezi është i mundur vetëm në yjet masive. Dielli, për shkak të masës së pamjaftueshme, do të përfundojë evolucionin e tij në fazën e djegies së heliumit. Nga fundi i jetës së tyre, yjet e ngjashëm me Diellin i hedhin guaskat e tyre (mjegullnajë planetare) dhe të kthehet në xhuxhët e bardhë, duke u zvogëluar në madhësinë e Tokës ose më pak. Një xhuxh i bardhë është një yll i nxehtë, por për shkak të madhësisë së tij të vogël është praktikisht i padukshëm. Pas miliarda vitesh, xhuxhi i bardhë duhet të ftohet dhe të kthehet në xhuxh i zi, duke mos lëshuar dritë. Kështu, xhuxhët e zinj janë mbetjet e vdekura të yjeve.

Në yjet masive, pas formimit të hekurit, ngjeshja gravitacionale e bërthamës nuk mbahet nga presioni i kundërt i rrezatimit, sepse Si rezultat i reaksioneve bërthamore që ndodhin në këtë fazë, nuk lëshohet energji. Elementet më të rëndë se hekuri formohen në brendësi të yjeve kur neutronet ose protonet e lira kapen nga bërthamat e tyre. Kështu sintetizohen bërthamat e rënda deri në bismut.

Temperatura në qendër të supergjigantëve të kuq mund të arrijë 10 10 K. Në këtë temperaturë, bërthamat e atomeve ndahen në protone dhe neutrone, protonet thithin elektrone, duke u shndërruar në neutrone dhe duke emetuar neutrino. Si rregull, evolucioni i yjeve të tillë përfundon me një shpërthim të fuqishëm - një shpërthim. supernova. Në vitin 1987, shkencëtarët vëzhguan një shpërthim të tillë në galaktikë Re e madhe e Magelanit, i vendosur në një distancë prej 150 mijë vjet dritë nga ne. Si rezultat i një shpërthimi të supernovës, gjendja e yllit ndryshon rrënjësisht: ai ose shembet plotësisht ose hidhet jashtë guaskës së tij të jashtme, dhe bërthama e neutronit rrotullues të egër (sipas ligjit të ruajtjes së momentit këndor) kthehet nën ndikimin e gravitacionit. forcat e ngjeshjes në yll neutron, masa e së cilës, me një madhësi rreth 10 km, mund të kalojë masën e Diellit. Një yll neutron është bërë nga gazi neutron, presioni i brendshëm i të cilit kundërshton gravitetin dhe ndalon shembjen e yllit. Forcat e mëdha të presionit të materies neutron janë për shkak të faktit se neutronet që janë fermione, sipas parimit Pauli, nuk mund të jenë në të njëjtën gjendje energjetike dhe për këtë arsye, nën shtypje të fortë, zmbrapsin njëri-tjetrin.

Ideja e mundësisë së ekzistencës së yjeve neutron në Univers u parashtrua për herë të parë nga fizikani sovjetik L.D. Landau (1908-1968) në 1932 pas zbulimit të neutronit. Ndërsa rrotullohen, yjet neutron duhet të lëshojnë rrezatim elektromagnetik në impulse. Prandaj filluan të quheshin pulsarët. Në vitin 1967, astronomët zbuluan yllin e parë neutron të vendosur në qendër Mjegullnaja e Gaforres, e cila u ngrit pas një shpërthimi të supernovës në 1054. Ylli lëshonte periodikisht valë radio. Yjet e vetme neutron zakonisht manifestohen si pulsarë radio, dhe yjet neutron në sistemet binar të yjeve veprojnë si burime të rrezeve X. Duke humbur energjinë ndaj rrezatimit, ylli neutron duhet të ngadalësojë gradualisht rrotullimin e tij. Siç rezulton nga llogaritjet teorike, masa e një ylli neutron nuk mund të kalojë masën e Diellit për më shumë se 3-4 herë.

Mekanizmi i kalimit nga ngjeshja e yjeve në shpërthim, si rezultat i të cilit mediumi ndëryjor pasurohet me elementë të rëndë të formuar në brendësi të yjeve dhe gjatë vetë shpërthimit, aktualisht nuk është plotësisht i qartë.

Nëse masa e bërthamës së një ylli që po vdes, në kontraktim e tejkalon masën e Diellit me 3 ose më shumë herë, asnjë forcë nuk mund ta ndalojë procesin e ngjeshjes. Shkencëtarët e kuptuan këtë nga mesi i viteve 60 të shekullit të njëzetë. Pasi llogaritën strukturën e yjeve dhe rrjedhën e evolucionit të tyre, ata arritën në përfundimin se ekzistenca e yjeve të vdekur të qëndrueshëm me masë M> 3M c është e pamundur. Ndërsa kompresimi përparon, intensiteti i fushës gravitacionale do të rritet, duke rritur, sipas teorisë së përgjithshme të relativitetit, lakimin e hapësirës dhe duke ngadalësuar kohën pranë yllit. Kur ylli tkurret në rrezja gravitacionale R g

R g = 2 GM / c 2 , (2)

ku M është masa e yllit, G është konstanta gravitacionale, c është shpejtësia e dritës në vakum, ai do të zhduket nga Universi i dukshëm, duke lënë vetëm fushën e tij gravitacionale dhe duke u shndërruar në vrimë e zezë. Tërheqja gravitacionale super e fortë e një vrime të zezë nuk mund të kapërcehet nga asnjë substancë ose rrezatim i njohur. Prandaj, ajo është e padukshme (e zezë).

Astrofizikani gjerman K. Schwarzschild (1873–1916) ishte i pari që gjeti një zgjidhje të saktë për ekuacionet e teorisë së përgjithshme të relativitetit të A. Ajnshtajnit, e cila, siç doli më vonë, përshkruan gjeometrinë e hapësirë-kohës pranë një vrime të zezë. . Ai llogariti gjithashtu rrezen kritike në të cilën një masë duhet të ngjeshet në mënyrë që ajo të bëhet një vrimë e zezë. Kjo rreze u bë e njohur si rrezja e Schwarzschild, ose rrezja gravitacionale. Një vrimë e zezë nuk ka sipërfaqe, ka vetëm një zonë hapësire rreth saj, e përcaktuar nga rrezja e saj gravitacionale dhe e padukshme për një vëzhgues të jashtëm. Kjo zonë quhet horizonti i ngjarjeve. Çdo trup ose rrezatim që e gjen veten pranë horizontit të ngjarjes do të lëvizë vetëm brenda vrimës së zezë. Supozohet se vrimat e zeza fshehin pjesën më të madhe të lëndës në Univers. Nëse një objekt material bie në fushën gravitacionale të një vrime të zezë, ai nxehet deri në temperatura shumë të larta. Prandaj, para zhdukjes përfundimtare në të, ai lëshon rrezatim intensiv me rreze X në Univers.

Vrimat e zeza mund të jenë dritare në universe të tjera, hapësira dhe kohë; universet mund të lindin prej tyre, të ngjashme me shfaqjen e universit tonë nga një gjendje super e dendur dhe e nxehtë e materies. Shkencëtari i famshëm anglez, i kufizuar nga fati në një karrocë, S. Hawking (b. 1924) parashtroi hipotezën se me kalimin e kohës, vrimat e zeza avullojnë, duke lëshuar energji në hapësirën përreth.

Pra, sipas teorisë moderne të evolucionit yjor, kur çdo yll vdes, bëhet ose një xhuxh i bardhë, një yll neutron ose një vrimë e zezë. Xhuxhët e bardhë janë njohur për shumë dekada dhe janë konsideruar prej kohësh faza përfundimtare në evolucionin e çdo ylli. Por, siç u përmend më lart, u zbuluan pulsarët, gjë që vërtetoi ekzistencën e vërtetë të yjeve neutron. Aktualisht, shkencëtarët po kërkojnë prova eksperimentale të pranisë së vrimave të zeza në univers.

5. Kërkoni për vrima të zeza .

Gjetja e vrimave të zeza në hapësirë ​​është një detyrë e vështirë sepse ... Asnjë informacion, përfshirë dritën, nuk mund të shpëtojë nga sipërfaqja e objekteve të tilla. Sidoqoftë, fusha gravitacionale e një vrimë të zezë ekziston në univers. Vrimat e zeza thithin rrezet e dritës që kalojnë pranë tyre dhe shmangin rrezet që udhëtojnë në një distancë të konsiderueshme. Vrimat e zeza gjithashtu mund të ushtrojnë një ndikim gravitacional në objektet e tjera kozmike: ato mund të mbajnë planetë pranë tyre ose të formojnë sisteme binare me yje të tjerë. Lënda e absorbuar nga vrima e zezë nxehet në temperatura shumë të larta dhe duhet të lëshojë rrezatim të fuqishëm me rreze X përpara se të zhduket në të.

Për të kërkuar burime me rreze X në hapësirë, sateliti amerikan Uhuru u nis në orbitën e tokës së ulët në vitin 1970, me ndihmën e të cilave astronomët zbuluan burime me rreze X në shumë sisteme të dyfishtë të yjeve. Në shumicën e sistemeve të tilla, masa e pjesës së padukshme nuk i kalon 2 masa diellore, d.m.th. është një yll neutron. Por ka yje të dyfishtë me një masë të pjesës së padukshme që është më shumë se 3 masa diellore. Supozohet se në këtë rast komponenti i errët është një vrimë e zezë.

Kandidati i parë për vrimat e zeza ishte burimi i padukshëm i rrezeve X Cygnus-X1, i vendosur 8000 vite dritë nga Toka. Ky është një sistem i dyfishtë i yjeve në të cilin pjesa e dukshme është një yll me një masë prej rreth 30 masash diellore, dhe objekti i padukshëm ka një masë prej më shumë se 6 masash diellore.

Ekziston një hipotezë se në qendër të shumë galaktikave ka vrima të zeza, masat e të cilave arrijnë dhjetëra dhe qindra miliona masa diellore. Si rezultat i rënies së materies në një vrimë të zezë, një sasi e madhe energjie duhet të lirohet. Astronomët kanë përdorur teleskopin hapësinor Hubble dhe Observatorin me rreze X Chandra, të nisur nga NASA në 1999, për të gjetur prova të vrimave të zeza në bërthamat galaktike. Si rezultat i vëzhgimeve të galaktikës së madhe eliptike M87, e vendosur në një distancë prej 50 milionë vitesh dritë nga Toka në yjësinë e Virgjëreshës, u konstatua se në qendër të saj ka një disk gazi jonizues që rrotullohet me një shpejtësi të jashtëzakonshme (600 km/ s) me një rreze prej rreth 3,5 pc (1 pc (parsec) është e barabartë me 3,3 vite dritë). Supozohet se vetëm graviteti i një objekti të padukshëm me një masë prej 2-3 milion masa diellore mund të bëjë që gazi të rrotullohet me një shpejtësi të tillë.

Një imazh me rreze X i rajonit qendror të Rrugës së Qumështit u mor duke përdorur Observatorin Hapësinor Chandra. Shigjetari A, i vendosur në këtë rajon, kishte emetimin më intensiv të rrezeve X të regjistruar. Gjatë vëzhgimeve, burimi i këtij rrezatimi shkëlqeu me shkëlqim për disa minuta, dhe më pas u kthye në nivelin e tij të mëparshëm brenda 3 orësh. Shkencëtarët i atribuojnë ndryshimet e shpejta në fuqinë e rrezeve X për faktin se shpërthimi u shkaktua nga materia që i afrohej vrimës së zezë.

Përveç kësaj, yjet që lëvizin me shpejtësi më shumë se 1000 km/s janë zbuluar në bërthamën e Rrugës së Qumështit. Në një rajon me një rreze prej 0,1 pc rreth Shigjetarit A, vërehet një rritje në shpejtësinë e yjeve ndërsa ata i afrohen qendrës. Shpejtësi të tilla të larta mund të shpjegohen vetëm me faktin se Shigjetari A është një vrimë e zezë me një masë të barabartë me 2.6 10 6 M s.

Ekzistenca e një vrime të zezë në qendër të galaktikës sonë nuk përbën kërcënim për Tokën për shkak të largësisë së saj të madhe. Por meqenëse vrima e zezë ushqehet me yje dhe materie të tjera, ajo mund të gëlltisë të gjithë galaktikën. Por para se të arrijë në sistemin diellor, do t'i duhet të gëlltisë të paktën 100 miliardë yje të Rrugës së Qumështit.

Një nga kandidatët e vrimës së zezë po udhëton nëpër Galaxy tonë. Ajo u zbulua në vitin 2000. Shkencëtarët besojnë se është një sistem yjor binar masiv në të cilin një vrimë e zezë thith materien nga një yll fqinj. Ishte e mundur të përcaktohej orbita e këtij objekti. Distanca midis tij dhe Diellit tani është 6000 vite dritë.

Në vitin 1999, me ndihmën e Observatorit Chandra, një burim i fuqishëm me rreze X u zbulua e vendosur në një distancë prej 2.5 miliardë vitesh dritë nga Toka në qendër të një prej galaktikave në yjësinë Hydra. Besohet se është gjithashtu një vrimë e zezë.

Burimet më të fuqishme të rrezatimit elektromagnetik në Univers janë ato të zbuluara në vitin 1963. kuazarët – burime radio kuazi-yjore. Madhësitë e tyre janë më të mëdha se yjet, por më të vogla se galaktikat. Diametri i kuazarit është afërsisht disa javë dritë, dhe masa e tij është më shumë se 10 6 M s. Shumica e kuazarëve ndodhen në distanca 10-15 miliardë vite dritë nga Toka, d.m.th. në kufirin e Universit të dukshëm. Prandaj, ne i shohim ato siç ishin kur Universi filloi të formohej për herë të parë. Shkëlqimi i një kuazari mund të jetë i barabartë me rrezatimin e dhjetëra galaktikave. Mijëra kuazarë janë zbuluar tani. Ato karakterizohen nga lëvizje të fuqishme të gazit dhe nxjerrje të avionëve të lëndës (jet) me një shpejtësi afër shpejtësisë së dritës. Ekziston një hipotezë se kuazarët janë vrima të zeza gjigante me një masë prej rreth 100 milionë masa diellore, të vendosura në bërthamat e dendura të galaktikave. Vrima të tilla të zeza masive duhet të shkatërrojnë dhe kapin yje, orbitat e të cilëve ndodhen në afërsi të tyre. Kjo konfirmohet nga ndryshimet në shkëlqimin e kuasarëve me një periudhë karakteristike më pak se një ditë.

Përmbajtja e artikullit

YJET, trupa të nxehtë qiellorë me shkëlqim si Dielli. Yjet ndryshojnë në madhësi, temperaturë dhe shkëlqim. Në shumë aspekte, Dielli është një yll tipik, megjithëse duket shumë më i ndritshëm dhe më i madh se të gjithë yjet e tjerë, pasi ndodhet shumë më afër Tokës. Edhe ylli më i afërt (Proxima Centauri) është 272,000 herë më larg nga Toka se Dielli, kështu që yjet na duken si pika të ndritshme në qiell. Edhe pse yjet janë të shpërndarë në të gjithë qiellin, ne i shohim ato vetëm natën, dhe gjatë ditës ata nuk janë të dukshëm në sfondin e dritës së ndritshme të diellit të shpërndarë në ajër.

Duke jetuar në sipërfaqen e Tokës, ne jemi në fund të një oqeani ajri, i cili vazhdimisht trazohet dhe zihet, duke thyer rrezet e dritës së yjeve, duke i bërë ato të na duken sikur vezullojnë dhe dridhen. Astronautët në orbitë i shohin yjet si pika me ngjyra dhe që nuk pulsojnë.

Shumë tempuj ishin të orientuar sipas yjeve. Për shembull, Piramidat e Mëdha të Gizës u ndërtuan në atë mënyrë që korridori i ngushtë në to drejtohej pikërisht drejt yllit polar, rolin e të cilit e luajti më pas nga a Dragoi. Struktura megalitike e Stonehenge në Salisbury Plain në Angli u ndërtua në përputhje të plotë me ndryshimet sezonale në pozicionin e Diellit dhe Hënës.

Në epokën tonë, yjet shpesh përdoren si shënues të ndritshëm në qiell për të treguar kohën dhe për lundrim. Ndërsa Toka rrotullohet, çdo vëzhgues vëren se si yjet kalojnë në mënyrë alternative vijën imagjinare veri-zenit-jug (meridiani qiellor). Ky fenomen përdoret për të matur kohën sidereale. Fillimi i një dite të re anësore në të gjithë tokën merret të jetë momenti kur një pikë e caktuar në sferën qiellore kalon meridianin e Greenwich në Angli. NAVIGACIONI.

Emërtimet e yjeve.

Ka më shumë se 100 miliardë yje në Galaxy tonë. Fotografitë e qiellit të marra nga teleskopë të mëdhenj tregojnë aq shumë yje sa që është e kotë të përpiqesh t'i emërosh të gjithë apo edhe t'i numërosh. Rreth 0.01% e të gjithë yjeve në Galaxy janë të kataloguar. Kështu, shumica dërrmuese e yjeve të vëzhguara në teleskopë të mëdhenj ende nuk janë identifikuar dhe numëruar.

Yjet më të ndritshëm të çdo kombi morën emrat e tyre. Shumë prej atyre që përdoren aktualisht, për shembull, Aldebaran, Algol, Deneb, Rigel, etj., janë me origjinë arabe; Kultura arabe shërbeu si një urë përtej humnerës intelektuale që ndan rënien e Romës nga Rilindja.

I ilustruar bukur Uranometria (Uranometria, 1603) nga astronomi gjerman I. Bayer (1572–1625), ku përshkruhen yjësitë dhe figurat legjendare të lidhura me emrat e tyre, yjet fillimisht u caktuan me shkronja të alfabetit grek afërsisht në rend zbritës të shkëlqimit të tyre: a- ylli më i ndritshëm në konstelacion, b– i dyti për nga shkëlqimi etj. Kur nuk kishte mjaft shkronja nga alfabeti grek, Bayer përdorte latinishten. Emërtimi i plotë i yllit përbëhej nga shkronja e përmendur dhe emri latin i yjësisë. Për shembull, Sirius është ylli më i ndritshëm në yjësinë Canis Major, kështu që është caktuar si a Canis Majoris, ose shkurt a CMa; Algol - ylli i dytë më i ndritshëm në Perseus është caktuar si b Persei, ose b Per.

J. Flamsteed (1646–1719), Astronomi i parë Mbretëror i Anglisë, prezantoi një sistem për emërtimin e yjeve që nuk lidhej me shkëlqimin e tyre. Në çdo yjësi, ai i caktoi yjet me numra në mënyrë që të rritet ngjitja e tyre djathtas, d.m.th. sipas radhës në të cilën kalojnë meridianin. Po, Arcturus, aka aÇizme ( bÇizme), të përcaktuara si 16 çizme.

Disa yje të pazakontë ndonjëherë emërtohen sipas astronomëve që përshkroi për herë të parë vetitë e tyre unike. Për shembull, ylli i Barnard është emëruar sipas astronomit amerikan E. Barnard (1857–1923), dhe ylli i Kapteyn është emëruar sipas astronomit holandez J. Kaptein (1851–1922). Listat moderne të yjeve zakonisht mbajnë emrat e lashtë të yjeve të shndritshëm dhe shkronjat greke në sistemin e shënimeve të Bayer (gërmat e tij latine përdoren rrallë); yjet e mbetur janë caktuar sipas Flamsteed. Por nuk ka gjithmonë hapësirë ​​të mjaftueshme në harta për këto emërtime, kështu që emërtimet e yjeve të tjerë duhet të kërkohen në katalogët e yjeve.

Katalogë me yje.

Katalogu më i gjerë i yjeve Rishikimi i Bonit(Bonner Durchmusterung,BD) u përpilua nga astronomi gjerman F. Argelander (1799–1875). Ai tregon pozicionet e 324,198 yjeve nga poli verior deri në deklinimin -2°. Ylli i caktuar, për shembull, si BD +7°1226, është ylli i 1226-të në rendin e ngritjes së drejtë në brezin e tetë të deklinimit verior. Vazhdimi i këtij katalogu (SBD) në jug deri në deklinimin -23°, që përmban 133,659 yje, u përpilua nga astronomi gjerman E. Schönfeld (1828–1891). Pjesa tjetër e qiellit jugor ishte e mbuluar nga katalogë Kordoba rishikim (Kordoba Durchmusterung, CD) dhe Rishikimi fotografik i Kepit (Kepi ​​fotografik Durchmusterung, CPD). Në total, këta katalogë përmbajnë më shumë se 1 milion yje deri në përafërsisht magnitudën e 10-të.

Në mënyrë të konsiderueshme më shumë yje në katalog Harta e qiellit(Carte du ciel, ose Katalog Astrografik), që përmban pozicionet e disa milionë yjeve në 44,000 pllaka fotografike të marra nga observatorët në mbarë botën. Një katalog modern i madh i pozicioneve të sakta të 258,997 yjeve u krijua në Observatorin Astrofizik Smithsonian (SAO). Një katalog i gjerë i spektrave yjor u krijua nga astronomi amerikan E. Cannon (1863–1941) dhe u emërua Katalogu i Henry Draper (Henry Draper Katalogu i Stellarit Spektra, HD).

Ka shumë katalogë të veçantë. Për shembull, yjet me lëvizje të matura të duhura mblidhen në Katalogu i përgjithshëm (Katalogu i Përgjithshëm, GC) dhe në Drejtoritë e zonës Yale (Katalogët e Zonës së Yale). Ka katalogë yjesh me shpejtësi radiale të matura, yje me shkëlqim të ndryshueshëm dhe katalogë të yjeve të dyfishtë. Yjet më të zbehta nuk janë të kataloguar, por ato mund të gjenden në hartat fotografike të qiellit dhe koordinatat dhe shkëlqimi i tyre përcaktohen në krahasim me yjet më të shndritshëm. Atlasi fotografik më i plotë që mbulon të gjithë qiellin është Rishikimi i Palomar (Anketa e Palomarit), në hartat e të cilave janë të dukshëm yjet deri në magnitudë 21.

Yje të ndryshueshëm.

Yjet e ndryshueshëm emërtohen sipas radhës në të cilën gjenden në secilën yjësi. E para përcaktohet me shkronjën R, e dyta me S, pastaj me T, etj. Pas Z janë emërtimet RR, RS, RT etj. Pas ZZ vijnë AA etj. (Shkronja J nuk përdoret për të shmangur konfuzionin me I.) Kur të gjitha këto kombinime janë shterur (janë 334 gjithsej), ato vazhdojnë numërimin me numra me shkronjën V (ndryshore), duke filluar me V335. Shembuj: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Distancat nga yjet.

Ylli më i afërt me ne është Dielli, përafërsisht. 150 milion km. Ylli më i ndritshëm më afër Diellit është a Centauri, i cili mund të shihet vetëm në hemisferën jugore, është 42,000 miliardë km larg. Por edhe pak më afër nesh është shoqëruesi i saj i padukshëm, ylli Proxima (“më i afërti”) Centauri. Sirius, ylli më i ndritshëm në qiellin tonë, është vetëm dy herë më larg.

Meqenëse distancat nga yjet janë kaq të mëdha, është e papërshtatshme t'i matni ato në kilometra. Është më mirë të përdoren njësi speciale; për shembull, në literaturën shkencore popullore përdorin shpesh “vit dritë”, d.m.th. distanca që kalon një rreze drite me një shpejtësi prej rreth 300,000 km/s në vit; është në rregull. 9460 miliardë km. Distanca nga Proxima 4.3 sv. vjet, dhe për Sirius përafërsisht. 8.7 St. i vitit.

Për herë të parë, distancat nga yjet u matën në mënyrë të pavarur në 1838 nga F. Bessel në Gjermani (në yllin 61 Cygni), nga T. Henderson në Kepin e Shpresës së Mirë (në a Centaur) dhe V. Struve në Rusi (para Vegës). Megjithatë, një shekull e gjysmë më parë, I. Newton ishte në gjendje të vlerësonte rendin e distancës deri në yje. Duke besuar se Dielli ishte një yll i zakonshëm, ai llogariti se do të duhej të hiqej 250,000 herë për ta bërë Diellin të duket si një yll i zakonshëm në qiell. Kështu, Njutoni prezantoi një metodë shumë universale për përcaktimin e distancave në astronomi. Nëse e dimë disi shkëlqimin e vërtetë të një ylli, atëherë nuk është e vështirë të llogarisim se në cilën distancë do të ketë shkëlqimin e vëzhguar. Gjëja kryesore këtu është përcaktimi i shkëlqimit të vërtetë të yllit. Në praktikë, spektroskopia përdoret për këtë: në spektrin e një ylli ka disa tregues të shkëlqimit të tij.

Yjet më të afërt

YJET MË TË AFTËR 1
Yll	Paralaks (sekonda harkore)	Distanca (vitet e Shën)	Shkëlqim relativ	Ngjyrë
dielli	–	– 2	1	E verdhe
a Centaur	0,760	4,3	1,5	E verdhe
Ylli i Barnardit	0,552	5,9	0,0006	E kuqe
Ujku 359	0,425	7,7	0,00002	E kuqe
Lalande 21185	0,398	8,2	0,0055	E kuqe
Sirius	0,375	8,6	23	E bardha
Leithen 726-8	0,368	8,9	0,00006	E kuqe
Ross 154	0,345	9,5	0,00041	E kuqe
Ross 248	0,316	10,2	0,00011	E kuqe
Leithen 789-6	0,305	10,7	0,00009	E kuqe
e Eridani	0,303	10,8	0,30	portokalli
Ross 128	0,301	10,8	0,00054	E kuqe
61 Mjellma	0,296	11,0	0,084	portokalli
e indiane	0,291	11,2	0,14	portokalli
Procyon	0,285	11,4	7,3	E verdhe
1 Të dhëna vetëm për përbërësit kryesorë të yjeve binar dhe të shumëfishtë. 2 Distanca nga Dielli është 150 milion km, ose 1 njësi astronomike.

Por metoda spektroskopike ka nevojë për kalibrim. Për disa grupe yjesh, përdoren metoda të veçanta për të përcaktuar distancat, për shembull, një metodë statistikore e bazuar në lëvizjen e dukshme të yjeve nëpër qiell. Megjithatë, metoda bazë për përcaktimin e distancave nga yjet është metoda e paralaksave trigonometrike.

Paralaks.

Metoda e paralaksit bazohet në matjen e zhvendosjes së dukshme të yjeve të afërt në sfondin e atyre më të largët, kur vëzhgohen nga pika të ndryshme në orbitën e Tokës. Sa më afër të jetë ylli, aq më i madh është zhvendosja e tij këndore. Paralaksa e një ylli është këndi në të cilin rrezja e orbitës së Tokës është e dukshme prej tij, e barabartë me 1 njësi astronomike (AU), ose 150 milion km. Kjo është një metodë thjesht gjeometrike dhe për këtë arsye shumë e besueshme. Fatkeqësisht, paralakset mund të maten vetëm për disa mijëra yje aty pranë. Distancat ndaj tyre shërbejnë si bazë për përcaktimin e distancave me yjet më të largët duke përdorur metoda spektrale.

Astronomët e së kaluarës, për shembull T. Brahe (1546-1601), nuk ishin në gjendje të vinin re zhvendosjen paralaktike të yjeve, nga e cila arritën në përfundimin se Toka ishte e palëvizshme. Në të vërtetë, paralakset edhe të yjeve më të afërt nuk e kalojnë 1ўў; në këtë kënd ju mund të shihni gishtin tuaj të vogël nga një distancë prej një kilometri. Matja e këndeve kaq të vogla është një arritje e madhe e teknologjisë moderne. Paralaksa më e madhe (0,762ўў) ka Proxima Centauri, një satelit i vogël i yllit a Centaur, i vendosur më afër Diellit.

Bazuar në paralaksat trigonometrike, astronomët prezantuan njësinë e gjatësisë "parsec" (pc) - distancën nga një yll, paralaksa e të cilit është 1ўў; 1 pc = 3,26 St. i vitit. Paralakset më të vogla që mund të maten tani janë 0.01ўў; kjo korrespondon me një distancë prej 100 pc ose 326 sv. vjet.

Shkëlqimi i yjeve.

Fuqia totale e emetimit të një ylli në të gjithë gamën e spektrit elektromagnetik quhet "shkëlqim" i vërtetë ose bolometrik. Për shembull, shkëlqimi i Diellit është 3,86 ґ10 26 W. Sa më e madhe të jetë masa e një ylli normal, aq më e lartë është shkëlqimi i tij; rritet afërsisht si kubi i masës. Kjo marrëdhënie masë-shkëlqim u gjet fillimisht nga vëzhgimet dhe më vonë mori justifikimin teorik.

Rrjedha e energjisë që vjen nga një yll në Tokë quhet "shkëlqim i dukshëm"; varet jo vetëm nga shkëlqimi i vërtetë i yllit, por edhe nga largësia e tij nga Toka. Një yll me shkëlqim të ulët afër Tokës mund të jetë më i ndritshëm se një yll me shkëlqim të lartë në një distancë më të madhe.

Yjet më të ndritshëm

YJET MË TË NDRYSHËM
Yll	Madhësia		Shkëlqimi (Dielli=1)	Indeksi i ngjyrave	Ngjyrë
	të dukshme	absolute
Sirius	–1,43	+1,4	23	0,00	E bardha
Canopus	–0,72	–4,5	1500	0,16	E verdhe
a Centaur	–0,27	+4,7	1,5	0,68	E verdhe
Arkturi	–0,06	–0,1	100	1,24	portokalli
Vega	+0,02	+0,5	50	0,00	E bardha
Kapela	+0,05	–0,6	170	0,80	E verdhe
Rigel	+0,14	–7,0	40000	–0,04	Blu
Procyon	+0,37	+2,7	7,3	0,41	E verdhe
Betelgeuse	+0,50	–5,0	17000	1,87	E kuqe
Achernar	+0,51	–2,0	200	–0,16	Blu
b Centaur	+0,63	–4,0	5000	–0,23	Blu
Altair	+0,77	+2,2	9	0,22	E bardha
Aldebaran	+0,86	–0,7	100	1,52	portokalli
a kryq	+0,87	–4,0	4000	–0,25	Blu
Spica	+0,96	–3,0	2800	–0,25	Blu
Antares	+1,16	–4,0	3500	1,83	E kuqe
Fomalhaut	+1,16	+1,9	14	0,10	E bardha
Polluksi	+1,25	+1,0	45	1,02	portokalli
Deneb	+1,28	–7,0	60000	0,09	E bardha
b kryq	+1,36	–4,0	6000	–0,25	Blu
Regulus	+1,48	–0,7	120	–0,12	Blu
Shaula (l Sco)	+1,60	–5,0	8000	–0,21	Blu
Adara (e SMa)	+1,64	–3,0	1700	–0,24	Blu
Bellatrix	+1,97	–4,0	2300	–0,23	Blu
Castor		+0,9	27	0,03	E bardha

Madhësitë yjore.

Brilliance of Stars shprehet në "madhësi yjore" të veçanta, historikisht të vendosura historikisht. Origjina e këtij sistemi lidhet me veçantinë e vizionit tonë: nëse forca e një burimi drite ndryshon në progresion gjeometrik, atëherë ndjesia jonë prej tij ndryshon vetëm në progresion aritmetik. Astronomi Grek Hiparku (para 161 - pas 126 para Krishtit) ndau të gjithë yjet e dukshme në sy në 6 klasa sipas shkëlqimit. Ai i quajti yjet më të ndritshëm me madhësinë e parë, dhe yjet më të zbehtë të 6 -të. Matjet e mëvonshme treguan se fluksi i dritës nga yjet me magnitudë të parë është afërsisht 100 herë më i madh se nga yjet e madhësisë së 6-të sipas Hipparchus. Për të qenë të sigurt, u vendos që ndryshimi i 5 madhësive korrespondon saktësisht me raportin e fluksit të dritës prej 1: 100. Atëherë ndryshimi në shkëlqim me 1 madhësi korrespondon me raportin e shkëlqimit. Për shembull, një yll me magnitudë të parë është 2.512 herë më i ndritshëm se një yll me magnitudë të dytë, i cili nga ana tjetër është 2.512 herë më i ndritshëm se një yll i madhësisë së tretë, e kështu me radhë. Kjo është një shkallë shumë e gjithanshme; Shtë i përshtatshëm për të shprehur ndriçimin e krijuar në Tokë nga çdo burim drite.

Për të krahasuar yjet sipas shkëlqimit të tyre të vërtetë, ata përdorin "magnitudë absolute", e cila përkufizohet si madhësia e dukshme që do të kishte një yll i caktuar nëse vendosej në një distancë standarde nga Toka prej 10 pc. Nëse ndonjë yll ka paralaksë fq dhe madhësia e dukshme m, atëherë vlera e tij absolute M llogaritur me formulë

Madhësitë yjore mund të përshkruajnë rrezatimin e një ylli në rangje të ndryshme spektrale. Për shembull, madhësia vizuale ( mv) shpreh shkëlqimin e një ylli në rajonin e verdhë-jeshil të spektrit, fotografik ( m fq) – në blu etj. Dallimi midis vlerave fotografike dhe vizuale quhet "Indeksi i Ngjyrave"

Ajo është e lidhur ngushtë me temperaturën dhe spektrin e yllit.

Madhësitë e yjeve.

Yjet ndryshojnë shumë në diametër: xhuxhët e bardhë kanë madhësinë e globit (rreth 13,000 km), dhe yjet gjigantë tejkalojnë madhësinë e orbitës së Marsit (455 milionë km). Mesatarisht, madhësia e yjeve të dukshme në qiell me sy të lirë është afër diametrit të diellit (1,392,000 km).

Me përjashtime të rralla, diametrat e yjeve nuk mund të maten drejtpërdrejt: edhe në teleskopët më të mëdhenj, yjet duken si pika për shkak të distancave gjigante ndaj tyre. Sigurisht, Dielli është një përjashtim: diametri i tij këndor (32º) është i lehtë për t'u matur; Për disa nga yjet më të mëdhenj dhe më të afërt, është me shumë vështirësi që është e mundur të matet madhësia këndore dhe, duke ditur distancën me ta, të përcaktohet diametri i tyre linear. Këto të dhëna janë paraqitur në tabelën e mëposhtme.

Në disa raste, është e mundur të përcaktohen drejtpërdrejt diametrat linearë të yjeve në sistemet binare. Nëse yjet mbulojnë periodikisht njëri-tjetrin, atëherë nga kohëzgjatja e eklipsit, duke matur shpejtësinë orbitale të yjeve me zhvendosjen e vijave spektrale, mund të llogaritet diametri i tyre.

Për shumicën dërrmuese të yjeve, diametrat përcaktohen në mënyrë indirekte, bazuar në ligjet e rrezatimit. Duke përcaktuar temperaturën e yllit nga lloji i spektrit, bazuar në ligjet e fizikës, është e mundur të llogaritet intensiteti i rrezatimit nga sipërfaqja e tij. Duke ditur shkëlqimin total, tashmë është e lehtë të llogaritet sipërfaqja dhe diametri i yllit. Diametrat e përftuar në këtë mënyrë përputhen mirë me ato të matura drejtpërdrejt.

Gjatë jetës së tij, madhësia e një ylli ndryshon shumë. Ai fillon evolucionin e tij si një re gazi kontraktuese me përmasa të mëdha, pastaj mbetet për një kohë të gjatë në formën e një ylli normal dhe në fund të jetës së tij rritet dhjetëra herë, duke u bërë një gjigant, hedh guaskën e saj dhe shndërrohet në një "xhuxh i bardhë" i vogël ose një "yll neutron" shumë i vogël. PULSAR.

Popullatat yjore.

Në vitin 1944, astronomi amerikan me origjinë gjermane W. Baade propozoi ndarjen e yjeve në dy lloje, të cilat ai i quajti Popullsia I dhe Popullsia II. Ai përfshiu yjet e rinj dhe gazin dhe pluhurin ndëryjor, të cilët vërehen në krahët spirale të galaktikave dhe grupimeve të hapura, si Popullsia I. Popullsia II përbëhet nga yje të vjetër që gjenden në grupime globulare, galaktika eliptike dhe rajonet qendrore të galaktikave spirale. Yjet më të shndritshëm të Popullatës I janë supergjigantët blu, të cilët janë 100 herë më të shndritshëm se yjet më të shndritshëm të Popullatës II, gjigantët e kuq. Yjet e popullsisë I kanë një bollëk dukshëm më të lartë të elementeve të rënda. Koncepti i popullatave yjore kishte një rëndësi të madhe për zhvillimin e teorisë së evolucionit yjor.

Lëvizjet e yjeve.

Në mënyrë tipike, lëvizja e një ylli karakterizohet nga dy këndvështrime: si lëvizje orbitale rreth qendrës së Galaktikës dhe si lëvizje relative në një grup yjesh aty pranë. Për shembull, Dielli rrotullohet rreth qendrës së Galaktikës me një shpejtësi prej përafërsisht. 240 km/s, dhe në raport me yjet përreth lëviz shumë më ngadalë, me shpejtësi përafërsisht. 19 km/s.

Korniza kryesore e referencës për matjen e lëvizjes së yjeve është Galaktika në tërësi. Por për një vëzhgues tokësor zakonisht është më i përshtatshëm të përdorë një sistem referimi të lidhur me qendrën e sistemit diellor, në fakt, me Diellin. Në raport me Diellin, yjet më të afërt lëvizin me shpejtësi 10 km/s e më shumë. Por distancat nga yjet janë aq të mëdha sa shifrat e yjësive ndryshojnë vetëm gjatë shumë mijëvjeçarëve. Lëvizja e yjeve u zbulua për herë të parë në 1718 nga E. Halley, duke krahasuar pozicionet e tyre, të përcaktuara saktësisht prej tij në Greenwich, me ato të treguara në katalogun e tij nga Ptolemeu (shekulli II pas Krishtit).

Lëvizja këndore e një ylli në sferën qiellore në lidhje me yjet e largët quhet "lëvizja e duhur" e tij dhe zakonisht shprehet në sekonda harkore në vit. Kështu, lëvizja e duhur e Arcturus-it është 2.3ўўў/vit dhe ajo e Sirius është 1.3ўўў/vit. Ylli i Barnardit ka lëvizjen më të madhe të duhur, 10,3º/vit.

Për të llogaritur shpejtësinë lineare të një ylli në kilometra në sekondë, përdorni formulën T = 4,74 m/fq, Ku T- shpejtësia tangjenciale (d.m.th. komponenti i shpejtësisë totale të drejtuar përgjatë vijës së shikimit), m– lëvizjen e duhur në sekonda harkore në vit dhe fq– paralaksë.

Shpejtësia radiale.

Shpejtësia e një ylli përgjatë vijës së shikimit, e cila quhet shpejtësi radiale, matet me zhvendosjen Doppler të linjave në spektrin e tij me një saktësi prej fraksionesh prej një kilometri në sekondë. Zhvendosja e vijave në anën e kuqe të spektrit tregon se ylli po largohet nga Toka, dhe në blu - po afrohet. Shpejtësia e yjeve nuk është aq e madhe sa kjo do të çonte në një ndryshim në ngjyrën e yllit, por lëvizja e shpejtë e galaktikave të largëta ndryshon ngjyrën e tyre mjaft të dukshme. Matja e zhvendosjes Doppler të linjave është një operacion shumë delikat. Në teleskop, njëkohësisht me spektrin e yllit, në të njëjtën pllakë fotografohet spektri i burimit laboratorik me pozicionet e njohura saktësisht të vijave. Më pas, duke përdorur një makinë matëse të pajisur me një mikroskop të fuqishëm, zhvendosja e linjës (D l) në spektrin e yllit në lidhje me të njëjtat vija të një burimi laboratorik me një gjatësi vale l. Shpejtësia radiale e një ylli përcaktohet nga formula V = c D l/l, Ku c- shpejtësia e dritës. Kjo formulë është e përshtatshme për shpejtësi normale yjore, por nuk është e përshtatshme për galaktikat me lëvizje të shpejtë. Saktësia e matjes së shpejtësive radiale të yjeve nuk varet nga distanca ndaj tyre, por përcaktohet plotësisht nga aftësia për të marrë spektra të mirë dhe për të matur me saktësi pozicionin e vijave në to. Megjithatë, saktësia e matjes së shpejtësive tangjenciale të yjeve nuk varet vetëm nga saktësia e matjes së lëvizjes së tyre, por edhe nga paralaksa e tyre, d.m.th. nga distanca tek ata: sa më e madhe të jetë distanca, aq më e ulët është saktësia.

Shpejtësia hapësinore.

Shpejtësitë radiale dhe tangjenciale janë përbërës të shpejtësisë totale hapësinore të një ylli në raport me Diellin (ajo mund të llogaritet lehtësisht duke përdorur teoremën e Pitagorës). Kështu që lëvizja e vetë Diellit të mos "ndërhyjë" në këtë shpejtësi, zakonisht rillogaritet në lidhje me "standardin lokal të pushimit" - një sistem koordinativ artificial në të cilin lëvizja mesatare e yjeve rrethore diellore është zero. Shpejtësia e një ylli në krahasim me standardin lokal të pushimit quhet "shpejtësia e veçantë".

Secili prej yjeve rrotullohet rreth qendrës së galaktikës. Yjet e popullsisë I rrotullohen në orbita pothuajse rrethore të shtrira në rrafshin e diskut galaktik. Dielli dhe yjet e tij fqinjë gjithashtu lëvizin në orbita afërsisht rrethore me një shpejtësi prej rreth 240 km/s, duke përfunduar një revolucion në 200 milionë vjet (viti galaktik). Yjet e popullatës II lëvizin në orbita eliptike me ekscentricitete dhe prirje të ndryshme ndaj planit galaktik, duke iu afruar qendrës galaktike në orbitën perigalaktike dhe duke u larguar prej saj në apogalaktikë. Ata e kalojnë pjesën më të madhe të kohës në rajonin e apogalactiumit, ku lëvizja e tyre ngadalësohet. Por në krahasim me Diellin, shpejtësitë e tyre janë të larta, kjo është arsyeja pse ata quhen "yje me shpejtësi të lartë".

Yjet e dyfishta.

Rreth gjysma e të gjithë yjeve janë pjesë e sistemeve binare ose më komplekse. Qendra e masës së një sistemi të tillë lëviz në orbitë rreth qendrës së Galaktikës, dhe yjet individualë orbitojnë rreth qendrës së masës së sistemit. Në një yll binar, një komponent rrotullohet rreth tjetrit në përputhje me ligjin harmonik (të tretë) të Keplerit:

Ku m 1 dhe m 2 – masat yjore në njësi të masës diellore, P - periudha e qarkullimit në vite dhe D– distanca ndërmjet yjeve në njësi astronomike. Të dy yjet rrotullohen rreth një qendre të përbashkët të masës dhe distancat e tyre nga kjo qendër janë në përpjesëtim të zhdrejtë me masat e tyre. Duke përcaktuar orbitën e secilit prej përbërësve të sistemit binar në lidhje me yjet përreth, është e lehtë të gjesh raportin e masave të tyre.

Shumë yje të dyfishtë lëvizin aq afër njëri-tjetrit, saqë është e pamundur t'i vëresh individualisht në një teleskop; dualiteti i tyre mund të zbulohet vetëm nga spektrat. Si rezultat i lëvizjes orbitale, secili prej yjeve periodikisht na afrohet dhe më pas largohet. Kjo shkakton një zhvendosje Doppler të linjave në spektrin e saj. Nëse shkëlqimet e të dy yjeve janë të afërta, atëherë vërehet një bifurkacion periodik i secilës vijë spektrale. Nëse njëri prej yjeve është shumë më i ndritshëm, atëherë vërehet vetëm spektri i yllit më të ndritshëm, në të cilin të gjitha linjat luhaten periodikisht.

Yje të ndryshueshëm.

Shkëlqimi i dukshëm i një ylli mund të ndryshojë për dy arsye: ose shkëlqimi i yllit ndryshon, ose diçka e bllokon atë nga vëzhguesi, për shembull, një yll i dytë në një sistem binar. Yjet me shkëlqim të ndryshëm ndahen në pulsues dhe shpërthyes (d.m.th. shpërthyes). Ekzistojnë dy lloje të rëndësishme të variablave pulsuese: Lyrids dhe Cepheids. E para, variablat RR Lyrae, kanë përafërsisht të njëjtën madhësi absolute dhe periudha më të shkurtra se një ditë. Për Cefeidët, variablat si d Periudhat e ndryshimit të shkëlqimit të Cepheus janë të lidhura ngushtë me shkëlqimin e tyre mesatar. Të dy llojet e variablave pulsues janë shumë të rëndësishëm sepse njohja e shkëlqimit të tyre lejon përcaktimin e distancave. Astronomi amerikan H. Shapley përdori Lyrids për të matur distancat në galaktikën tonë dhe kolegu i tij E. Hubble përdori Cepheids për të përcaktuar distancën deri në galaktikën Andromeda.

Ngjyrat e yllit.

Yjet vijnë në një larmi ngjyrash. Arcturus ka një nuancë të verdhë-portokalli, Rigel është e bardhë-blu, Antares është e kuqe e ndezur. Ngjyra mbizotëruese në spektrin e një ylli varet nga temperatura e sipërfaqes së tij. Predha e gazit e një ylli sillet pothuajse si një emetues ideal (trup absolutisht i zi) dhe i nënshtrohet plotësisht ligjeve klasike të rrezatimit nga M. Planck (1858-1947), J. Stefan (1835-1893) dhe V. Wien ( 1864-1928), që lidh temperaturën e trupit dhe natyrën e rrezatimit të tij. Ligji i Planck-ut përshkruan shpërndarjen e energjisë në spektrin e një trupi. Ai thekson se me rritjen e temperaturës rritet fluksi total i rrezatimit dhe maksimumi në spektër zhvendoset drejt valëve më të shkurtra. Gjatësia e valës (në centimetra) në të cilën ndodh rrezatimi maksimal përcaktohet nga ligji i Wien-it: l max = 0.29/ T. Është ky ligj që shpjegon ngjyrën e kuqe të Antares ( T= 3500 K) dhe ngjyra Rigel kaltërosh ( T= 18000 K). Ligji i Stefanit jep fluksin total të rrezatimit në të gjitha gjatësitë e valëve (në vat për metër katror): E = 5,67ґ10 –8 T 4 .

Spektrat e yjeve.

Studimi i spektrave yjor është themeli i astrofizikës moderne. Nga spektri, mund të përcaktohet përbërja kimike, temperatura, presioni dhe shpejtësia e gazit në atmosferën e yllit. Zhvendosja Doppler e linjave përdoret për të matur shpejtësinë e lëvizjes së vetë yllit, për shembull, përgjatë një orbite në një sistem binar.

Linjat e absorbimit janë të dukshme në spektrat e shumicës së yjeve, d.m.th. thyerje të ngushta në shpërndarjen e vazhdueshme të rrezatimit. Ata quhen gjithashtu Fraunhofer ose linja thithëse. Ato formohen në spektër sepse rrezatimi nga shtresat e nxehta të poshtme të atmosferës së yllit, duke kaluar nëpër shtresat e sipërme më të freskëta, thithet në gjatësi të caktuara vale karakteristike të atomeve dhe molekulave të caktuara.

Spektrat e përthithjes së yjeve ndryshojnë shumë; Sidoqoftë, intensiteti i linjave të çdo elementi kimik nuk pasqyron gjithmonë sasinë e tij të vërtetë në atmosferën yjore: në një masë shumë më të madhe, forma e spektrit varet nga temperatura e sipërfaqes yjore. Për shembull, atomet e hekurit gjenden në atmosferën e shumicës së yjeve. Sidoqoftë, linjat e hekurit neutral mungojnë në spektrat e yjeve të nxehtë, pasi të gjithë atomet e hekurit atje janë të jonizuar. Hidrogjeni është përbërësi kryesor i të gjithë yjeve. Por linjat optike të hidrogjenit nuk janë të dukshme në spektrin e yjeve të freskët, ku nuk është i emocionuar sa duhet, dhe në spektrat e yjeve shumë të nxehtë, ku është plotësisht jonizues. Por në spektrat e yjeve mesatarisht të nxehtë me një temperaturë sipërfaqësore prej përafërsisht. 10,000 K Linjat më të fuqishme të thithjes janë linjat e serisë Balmer të hidrogjenit, të formuara gjatë tranzicioneve të atomeve nga niveli i dytë i energjisë.

Presioni i gazit në atmosferën e yllit gjithashtu ka njëfarë ndikimi në spektër. Në të njëjtën temperaturë, linjat e atomeve jonizues janë më të forta në atmosfera me presion të ulët, sepse atje këto atome kanë më pak të ngjarë të kapin elektrone dhe për këtë arsye jetojnë më gjatë. Presioni atmosferik është i lidhur ngushtë me madhësinë dhe masën, dhe për rrjedhojë me shkëlqimin e një ylli të një klase të caktuar spektrale. Pasi të keni vendosur presionin nga spektri, është e mundur të llogaritni shkëlqimin e yllit dhe, duke e krahasuar atë me shkëlqimin e dukshëm, të përcaktoni "modulin e distancës" ( M - m) dhe distancën lineare me yllin. Kjo metodë shumë e dobishme quhet metoda e paralaksave spektrale.

Treguesi i ngjyrave.

Spektri i një ylli dhe temperatura e tij janë të lidhura ngushtë me indeksin e ngjyrës, d.m.th. me raportin e shkëlqimeve të yjeve në rangun spektral të verdhë dhe blu. Ligji i Plankut, i cili përshkruan shpërndarjen e energjisë në spektër, jep një shprehje për indeksin e ngjyrave: C.I. = 7200/ T– 0,64. Yjet e ftohtë kanë një indeks më të lartë ngjyrash se yjet e nxehtë, d.m.th. yjet e ftohtë janë relativisht më të shndritshëm në dritën e verdhë sesa në dritën blu. Yjet e nxehtë (blu) duken më të shndritshëm në pllakat e zakonshme fotografike, ndërsa yjet e ftohtë duken më të shndritshëm për syrin dhe emulsione të veçanta fotografike që janë të ndjeshme ndaj rrezeve të verdha.

Klasifikimi spektral.

E gjithë shumëllojshmëria e spektrave yjor mund të vendoset në një sistem logjik. Klasifikimi spektral i Harvardit u prezantua për herë të parë në Katalogu i spektrave yjor i Henry Draper, përgatitur nën drejtimin e E. Pickering (1846–1919). Së pari, spektrat u renditën sipas intensitetit të linjës dhe u caktuan me shkronja sipas rendit alfabetik. Por teoria fizike e spektrave e zhvilluar më vonë bëri të mundur renditjen e tyre në një sekuencë të temperaturës. Emërtimi i shkronjave të spektrit nuk është ndryshuar, dhe tani rendi i klasave kryesore spektrale nga yjet e nxehtë në të ftohtë duket kështu: O B A F G K M. Klasat shtesë R, N dhe S tregojnë spektra të ngjashëm me K dhe M, por me një përbërje të ndryshme kimike. Midis secilës dy klasa, futen nënklasat, të përcaktuara me numra nga 0 në 9. Për shembull, spektri i tipit A5 është në gjysmë të rrugës midis A0 dhe F0. Shkronjat shtesë ndonjëherë shënojnë tiparet e yjeve: "d" - xhuxh, "D" - xhuxh i bardhë, "p" - spektër i veçantë (i pazakontë).

Klasifikimi më i saktë spektral përfaqësohet nga sistemi MK i krijuar nga W. Morgan dhe F. Keenan në Observatorin Yerkes. Ky është një sistem dy-dimensional në të cilin spektrat janë të rregulluar si nga temperatura ashtu edhe nga shkëlqimi i yjeve. Vazhdimësia e tij me klasifikimin njëdimensional të Harvardit është se sekuenca e temperaturës shprehet me të njëjtat shkronja dhe numra (A3, K5, G2, etj.). Por përveç kësaj, futen klasat e ndriçimit, të shënuara me numra romakë: Ia, Ib, II, III, IV, V dhe VI, përkatësisht duke treguar supergjigantë të ndritshëm, supergjigantë, gjigantë të ndritshëm, gjigantë normalë, nëngjigantë, xhuxhë (yje të sekuencës kryesore) dhe nënxhuxhë. . Për shembull, emërtimi G2 V i referohet një ylli të tipit diellor, ndërsa emërtimi G2 III tregon se ai është një gjigant normal me një temperaturë të ngjashme me Diellin.

Sekuencat e yjeve.

Në 1905-1913, E. Hertzsprung në Danimarkë dhe G. Russell në SHBA gjetën në mënyrë të pavarur një marrëdhënie empirike midis temperaturës (klasa spektrale) dhe shkëlqimit të yjeve. Ata zbuluan se shumica e yjeve shtrihen përgjatë një brezi të gjerë në diagramin temperaturë-shkëlqim. Ky rrip, i quajtur "kryesor sekuenca" shkon nga këndi i sipërm i majtë i diagramit, ku ndodhen yjet e nxehtë dhe të ndritshëm O dhe B, në këndin e poshtëm të djathtë, të banuar nga xhuxhë të ftohtë dhe të zbehtë K dhe M.

Zbulimi i sekuencës kryesore ishte një surprizë: nuk ishte e qartë pse yjet me një temperaturë të caktuar të sipërfaqes nuk mund të kishin ndonjë madhësi, dhe për këtë arsye shkëlqim. Doli se rrezja e një ylli dhe temperatura e sipërfaqes së tij janë të lidhura me njëra-tjetrën.

Diagrami Hertzsprung-Russell zbuloi gjithashtu një sekuencë të dytë - një degë gjigandësh, që shtrihet në një rrip të gjerë nga mesi i sekuencës kryesore (klasa G, madhësia absolute +1) pothuajse pingul me të drejt këndit të sipërm të djathtë të diagramit ( klasa M, madhësia absolute -1). Dega gjigante përmban yje me madhësi të madhe dhe shkëlqim mjaft të lartë, në kontrast me xhuxhët që banojnë në sekuencën kryesore. Ato ndahen nga "Hendeku Hertzsprung".

Në këndin e poshtëm të majtë të diagramit janë xhuxhët e bardhë, yje të pazakontë me temperatura të larta sipërfaqësore, por ndriçim të ulët, që tregon përmasat e tyre shumë të vogla. Në këto mbetje të evolucionit të yjeve normalë, reaksionet termonukleare nuk ndodhin më dhe ato ftohen ngadalë.

Disa dekada pas zbulimit të Hertzsprung dhe Russell, u bë e qartë se diagramet e temperaturës dhe shkëlqimit të grupeve të ndryshme të yjeve ndryshojnë ndjeshëm. Kjo është veçanërisht e qartë kur krahasohen grupet e yjeve, në secilën prej të cilave të gjithë yjet kanë të njëjtën moshë. Diagramet e grupimeve të hapura, të tilla si Hyadat dhe Pleiadat, janë përgjithësisht të ngjashme me ato të yjeve rrethore dhe janë shumë të ndryshme nga ato të grupimeve globulare, siç është grupi i madh në Hercules, ku pjesa e ndritshme e sekuencës kryesore mungon. dhe pjesa e poshtme e saj bashkohet me degën gjigante, duke shkuar pjerrët lart në rajonin me shkëlqim të lartë. Diagrame të tilla janë gjetur të jenë karakteristike për yjet e Popullatës II, dhe diagramet e grupimeve të hapura janë tipike për yjet e Popullsisë I. Kështu, diagrami Hertzsprung-Russell shërben si një mjet i rëndësishëm për sqarimin e statusit evolucionar të popullatave yjore.

Grupet e yjeve.

Dihet tre lloje të ndryshme të grupimeve të yjeve: shoqata yjore, grupime globulare dhe grupime të hapura (ndonjëherë të quajtura grupe "të hapura" ose "galaktike"). Grupimet e yjeve janë shumë të vlefshme për astrofizikën, pasi ato janë grupe yjesh në mënyrë të barabartë nga ne dhe formohen njëkohësisht nga materiali i një reje. Yjet brenda të njëjtit grumbull ndryshojnë vetëm në masën e tyre fillestare, gjë që lehtëson shumë studimin e evolucionit të tyre.

Shoqatat e yjeve.

Këto janë grupe relativisht të rralla yjesh që shpërndahen larg një qendre të përbashkët ku ndoshta kanë lindur. Nëse gjurmojmë trajektoret e tyre prapa, rezulton se ata "u nisën" vetëm rreth një milion vjet më parë - shumë kohët e fundit në terma yjorë. Shoqatat janë të vendosura në krahët spirale të galaktikës, në të njëjtin vend ku është përqendruar lënda ndër yjore nga e cila janë përqendruar yjet. Më pak se njëqind shoqata janë të njohura, dhe të gjitha ato përbëhen nga yje të rinj, të ndritshëm dhe masiv, kryesisht të klasave spektrale O dhe B. Ka edhe yje të masës më të ulët në shoqata, por ato janë më të vështira për t'u njohur. Kur, në disa milion vjet, evolucioni i yjeve O dhe B përfundon, do të bëhet e pamundur të vini re shoqatat e njohura aktualisht në qiell. Gjithçka sugjeron se shoqatat janë formacione jetëshkurtra. Ndoshta shumica e yjeve në Galaxy kanë lindur pikërisht si pjesë e shoqatave.

Grupe të hapura.

Përfaqësues të shquar të grupimeve të yjeve të rendit më të lartë janë Pleiades, Hyades dhe Manger. Nëse në shoqata zakonisht nuk ka më shumë se 100 yje, atëherë në grupe të hapura ka rreth 1000. Më të dendura të paketuara, ata mund t'i rezistojnë ndikimit shkatërrues gravitacional të galaktikës për shumë më gjatë; për shembull, mosha e grupit Pleiades, e përcaktuar nga pamja e diagramit të saj Hertzsprung-Russell, është rreth. 50 milionë vjet. Edhe grupimet më të dendura mund të vazhdojnë për qindra miliona vjet; një nga grupimet e hapura më të vjetra, M 67, është gjithashtu më i denduri prej tyre. Më shumë se 1000 grupime të hapura janë të njohura, por shumë mijëra të tjera ka të ngjarë të fshihen në rajone të largëta të Galaxy.

Grupe globulare.

Këto grupime ndryshojnë në shumë aspekte nga grupimet dhe shoqatat e hapura. Deri më tani, janë zbuluar rreth 150 grupime globulare dhe duket se kjo është pothuajse gjithçka që gjendet në Galaxy. Është e vështirë të mos i vëresh: me një diametër nga 40 në 900 dritë. vjet ato përmbajnë nga 10,000 deri në disa milionë yje. "Përbindësha" të tillë janë të dukshëm në distanca të mëdha. Përveç kësaj, ata nuk fshihen në diskun e pluhurosur të Galaxy, por mbushin të gjithë vëllimin e tij, duke u përqendruar drejt bërthamës galaktike.

Fotot e grupimeve globulare si M 13 në konstelacionin Hercules janë mbresëlënëse. Në qendër të grumbullimit, yjet duket se janë shkrirë në një rrëmujë të vetme, megjithëse në realitet distancat midis tyre nuk janë aq të vogla dhe përplasjet e yjeve praktikisht nuk ndodhin. Secili prej yjeve lëviz në një orbitë rreth qendrës së grumbullimit, dhe vetë grupi lëviz në një orbitë rreth qendrës së galaktikës.

Për shkak të masës dhe dendësisë së tyre të madhe, grupimet globulare janë shumë të qëndrueshme; ato kanë ekzistuar pothuajse të pandryshuara për miliarda vjet. Yjet e tyre kanë lindur gjatë formimit të Galaktikës; ato përmbajnë pak elementë të rëndë dhe klasifikohen si Popullsia II. Në epokën tonë, yje të tillë nuk formohen më.

Burimet e energjisë së yjeve.

Kur teoria e Ajnshtajnit shpalli ekuivalencën e masës ( m) dhe energjia ( E), të lidhura nga relacioni E = mc 2 ku c– shpejtësia e dritës, u bë e qartë se për të ruajtur rrezatimin e Diellit me fuqi 4·10 26 W, është e nevojshme që çdo sekondë të shndërrohen 4,5 milionë tonë të masës së tij në rrezatim. Sipas standardeve tokësore, kjo vlerë duket e madhe, por për Diellin, i cili ka një masë prej 2ґ10 27 ton, një humbje e tillë mbetet pa u vënë re për miliarda vjet.

Rrezatimi i yjeve mbahet kryesisht nga dy lloje reaksionesh termonukleare. Në yjet masive këto janë reaksione të ciklit karbon-azot, ndërsa në yjet me masë të ulët si Dielli këto janë reaksione proton-proton. Në të parën, karboni luan rolin e një katalizatori: ai nuk konsumohet vetë, por nxit transformimin e elementeve të tjerë, si rezultat i të cilit 4 bërthama hidrogjeni kombinohen në një bërthamë helium.

E shprehur në njësi atomike, masat e bërthamave të hidrogjenit dhe heliumit janë përkatësisht 1.00813 dhe 4.00389. Katër bërthamat e hidrogjenit (d.m.th. protonet) kanë një masë prej 4,03252 dhe për këtë arsye janë 0,02863 AU, ose 0,7%, më e madhe se masa e bërthamës së heliumit. Ky ndryshim shndërrohet në rreze gama energjike, të cilat, duke u zhytur dhe emetuar shumë herë, gradualisht depërtojnë në sipërfaqen e yllit dhe e lënë atë në formën e dritës. Transformime të ngjashme të materies ndodhin në reaksionin proton-proton:

Në parim, shumë reaksione të tjera termonukleare janë të mundshme, por llogaritjet tregojnë se në temperaturat që mbizotërojnë në bërthamat e yjeve, janë reagimet e këtyre dy cikleve ato që ndodhin më intensivisht dhe prodhojnë një prodhim energjie saktësisht të nevojshme për të ruajtur rrezatimin e vëzhguar. të yjeve.

Siç mund ta shohim, një yll është një instalim natyror për reaksione termonukleare të kontrolluara. Nëse krijoni të njëjtën temperaturë dhe presion të plazmës në një laborator tokësor, atëherë të njëjtat reaksione bërthamore do të fillojnë në të. Por si ta mbajmë këtë plazmë brenda laboratorit? Në fund të fundit, ne nuk kemi një material që do të përballonte prekjen e një substance me një temperaturë prej 10-20 milion K dhe të mos avullonte. Por ylli nuk ka nevojë për këtë: graviteti i tij i fuqishëm i reziston me sukses presionit gjigant të plazmës.

Ndërsa reaksioni proton-proton ose cikli karbon-azoti po ndodh në një yll, ai është në sekuencën kryesore, ku kalon pjesën më të madhe të jetës së tij. Më vonë, kur ylli formon një bërthamë helium dhe temperatura e tij rritet, ndodh një "blic helium", d.m.th. fillojnë reaksionet që shndërrojnë heliumin në elementë më të rëndë, duke çuar gjithashtu në çlirimin e energjisë.

Struktura e yjeve.

Mund të duket e pamundur të dihet diçka për strukturën e brendshme të yjeve. Jo vetëm yjet e largët, por edhe Dielli ynë duket krejtësisht i paarritshëm për të studiuar brendësinë e tij. Sidoqoftë, ne dimë jo më pak për strukturën e yjeve sesa për strukturën e Tokës. Fakti është se yjet janë topa gazi, në pjesën më të madhe të qëndrueshme, që nuk përjetojnë as kolaps dhe as zgjerim. Prandaj, në çdo thellësi, presioni i gazit është i barabartë me peshën e shtresave mbivendosje, dhe fluksi i rrezatimit është proporcional me ndryshimin e temperaturës nga shtresat e brendshme të nxehta në ato të jashtme të ftohta. Këto kushte, të formuluara në formën e ekuacioneve matematikore, janë të mjaftueshme për të llogaritur strukturën e yllit bazuar në ligjet e sjelljes së gazit, d.m.th. ndryshimet në presion, temperaturë dhe dendësi me thellësinë. Në këtë rast, nga vëzhgimet, ju vetëm duhet të dini masën, rrezen, shkëlqimin dhe përbërjen kimike të yllit në mënyrë që të përcaktoni teorikisht strukturën e tij. Llogaritjet tregojnë se në qendër të Diellit temperatura arrin 16 milion K, dendësia është 160 g/cm 3 dhe presioni është 400 miliardë atm.

Ylli është një sistem natyror vetërregullues. Nëse për ndonjë arsye fuqia e çlirimit të energjisë në bërthamën e yllit nuk mund të kompensojë rrezatimin e energjisë nga sipërfaqja, atëherë ylli nuk do të jetë në gjendje t'i rezistojë gravitetit: ai do të fillojë të tkurret, kjo do të rrisë temperaturën në të. bërthama dhe të rrisë intensitetin e reaksioneve bërthamore - kështu bilanci i energjisë do të rivendoset.

Evolucioni i yjeve.

Një yll e fillon jetën e tij si një re e ftohtë dhe e dobët e gazit ndëryjor, e ngjeshur nga graviteti i tij. Gjatë ngjeshjes, energjia gravitacionale shndërrohet në nxehtësi, dhe temperatura e rruzullit të gazit rritet. Në shekullin e kaluar, përgjithësisht besohej se energjia e lëshuar gjatë ngjeshjes së një ylli ishte e mjaftueshme për të ruajtur shkëlqimin e tij, por të dhënat gjeologjike kundërshtuan këtë hipotezë: mosha e Tokës doli të ishte dukshëm më e madhe se koha gjatë së cilës Dielli mund të ruajë rrezatimin e tij për shkak të ngjeshjes (rreth 30 milionë vjet).

Ngjeshja e një ylli shkakton rritjen e temperaturës në thelbin e tij; kur arrin disa milionë gradë, fillojnë reaksionet termonukleare dhe kompresimi ndalon. Ylli mbetet në këtë gjendje për pjesën më të madhe të jetës së tij, duke qenë në sekuencën kryesore të diagramit Hertzsprung-Russell, derisa të mbarojnë rezervat e karburantit në thelbin e tij. Kur i gjithë hidrogjeni në qendër të yllit kthehet në helium, djegia termonukleare e hidrogjenit vazhdon në periferi të bërthamës së heliumit.

Gjatë kësaj periudhe, struktura e yllit fillon të ndryshojë dukshëm. Shkëlqimi i tij rritet, shtresat e jashtme zgjerohen dhe temperatura e sipërfaqes zvogëlohet - ylli bëhet një gjigant i kuq. Një yll shpenzon shumë më pak kohë në degën gjigante sesa në sekuencën kryesore. Kur masa e bërthamës së tij izotermale të heliumit bëhet e rëndësishme, ajo nuk mund të mbajë peshën e vet dhe fillon të tkurret; rritja e temperaturës stimulon transformimin termonuklear të heliumit në elementë më të rëndë.

Xhuxhët e bardhë dhe yjet neutron.

Menjëherë pas ndezjes së heliumit, karboni dhe oksigjeni "ndizen"; secila prej këtyre ngjarjeve shkakton një rirregullim të fortë të yllit dhe lëvizjen e tij të shpejtë përgjatë diagramit Hertzsprung-Russell. Madhësia e atmosferës së yllit rritet edhe më shumë, dhe ai fillon të humbasë me shpejtësi gazin në formën e rrymave shpërndarëse të erës yjore. Fati i pjesës qendrore të një ylli varet tërësisht nga masa e tij fillestare: bërthama e një ylli mund të përfundojë evolucionin e tij si një xhuxh i bardhë, një yll neutron (pulsar) ose një vrimë e zezë.

Shumica dërrmuese e yjeve, përfshirë Diellin, i japin fund evolucionit të tyre duke u tkurrur derisa presioni i elektroneve të degjeneruara të balancojë gravitetin. Në këtë gjendje, kur madhësia e yllit zvogëlohet me njëqind herë, dhe dendësia bëhet një milion herë më e lartë se dendësia e ujit, ylli quhet xhuxh i bardhë. Ai është i privuar nga burimet e energjisë dhe, duke u ftohur gradualisht, bëhet i errët dhe i padukshëm.

Në yjet më masivë se Dielli, presioni i elektroneve të degjeneruara nuk mund të përmbajë ngjeshjen e bërthamës dhe vazhdon derisa shumica e grimcave të kthehen në neutrone, të paketuara aq fort sa madhësia e yllit matet në kilometra dhe dendësia është 100 milionë herë më e madhe dendësia e ujit. Një objekt i tillë quhet yll neutron; ekuilibri i tij mbahet nga presioni i lëndës së degjeneruar neutron.

Vrimat e zeza.

Në yjet më masivë se paraardhësit e yjeve neutron, bërthamat përjetojnë kolaps të plotë gravitacional. Ndërsa një objekt i tillë tkurret, forca e gravitetit në sipërfaqen e tij rritet aq shumë sa që asnjë grimcë apo edhe drita nuk mund ta largojë atë - objekti bëhet i padukshëm. Në afërsi të tij, vetitë e hapësirë-kohës ndryshojnë ndjeshëm; ato mund të përshkruhen vetëm nga teoria e përgjithshme e relativitetit. Objekte të tilla quhen vrima të zeza.

Nëse paraardhësi i vrimës së zezë ishte anëtar i një sistemi binar eklipsues, atëherë vrima e zezë do të vazhdojë të rrotullohet rreth yllit normal aty pranë. Në këtë rast, gazi nga atmosfera e yllit mund të hyjë në afërsi të vrimës së zezë dhe të bjerë mbi të. Por përpara se të zhduket në rajonin e padukshmërisë (nën horizontin e ngjarjes), ai do të nxehet në një temperaturë të lartë dhe do të bëhet një burim i rrezatimit me rreze X, i cili mund të vëzhgohet duke përdorur teleskopë specialë. Kur një yll normal mbyll një vrimë të zezë, emetimi i rrezeve X duhet të zhduket.

Tashmë janë zbuluar disa binare eklipse me burime të rrezeve X; dyshohet se përmbajnë vrima të zeza. Një shembull i një sistemi të tillë është objekti Cygnus X-1. Analiza spektrale tregoi se periudha orbitale e këtij sistemi është 5.6 ditë, dhe eklipset me rreze X ndodhin me të njëjtën periudhë. Nuk ka dyshim se atje ka një vrimë të zezë.

Kohëzgjatja e evolucionit të yjeve.

Përveç disa episodeve katastrofike në jetën e yjeve, jeta e njeriut është shumë e shkurtër për të vërejtur ndryshimet evolucionare të çdo ylli specifik. Prandaj, evolucioni i yjeve gjykohet në të njëjtën mënyrë si rritja e pemëve në një pyll, d.m.th. duke vëzhguar njëkohësisht shumë ekzemplarë që janë aktualisht në faza të ndryshme të evolucionit.

Shpejtësia dhe modeli i evolucionit të një ylli përcaktohet pothuajse tërësisht nga masa e tij; Përbërja kimike gjithashtu ka njëfarë ndikimi. Një yll mund të jetë fizikisht i ri, por tashmë evolucionarisht i vjetër në të njëjtin kuptim si një mi një muajsh është më i vjetër se një viç elefant njëvjeçar. Fakti është se intensiteti i çlirimit të energjisë (shkëlqimi) i yjeve rritet shumë shpejt me rritjen e masës. Prandaj, yjet më masivë djegin karburantin e tyre shumë më shpejt se ato me masë të ulët.

Yjet e ndritshëm dhe masivë të sekuencës kryesore të sipërme (klasat spektrale O, B dhe A) kanë jetëgjatësi dukshëm më të shkurtër se yjet si Dielli dhe anëtarët edhe më pak masivë të sekuencës kryesore të poshtme. Prandaj, yjet e klasave O, B dhe A që kanë lindur njëkohësisht me Diellin kanë përfunduar prej kohësh evolucionin e tyre, dhe ata që janë vëzhguar tani (për shembull, në yjësinë Orion) duhet të kishin lindur relativisht kohët e fundit.

Në afërsi të Diellit ka yje të moshave të ndryshme fizike dhe evolucionare. Megjithatë, në çdo grup yjor, të gjithë anëtarët e tij kanë pothuajse të njëjtën moshë fizike. Duke studiuar grupimet më të reja me një moshë rreth. 1 milion vjet, ne i shohim të gjithë yjet e tij në sekuencën kryesore, dhe disa ende po i afrohen. Në grupimet më të vjetra, yjet më të ndritshëm kanë lënë tashmë sekuencën kryesore dhe janë bërë gjigantë të kuq. Grupeve më të vjetra u ka mbetur vetëm pjesa e poshtme e sekuencës kryesore, por dega gjigante dhe ajo horizontale që e ndjek atë janë të mbushura me yje.

Nëse krahasoni diagramet Hertzsprung–Russell të grupimeve të ndryshme të hapura, mund të kuptoni lehtësisht se cili prej tyre është më i vjetër. Kjo gjykohet nga pozicioni i pikës së thyerjes së sekuencës kryesore, duke shënuar majën e pjesës së poshtme të saj të ruajtur. Në grupimin e dyfishtë h Dhe c Perseus, kjo pikë qëndron dukshëm më e lartë se ajo e grupimeve Pleiades dhe Hyades, prandaj është shumë më e re se ato.

Diagramet Hertzsprung-Russell të grupimeve globulare tregojnë moshën e tyre shumë të vjetër, afër moshës së vetë Galaktikës. Këto grupime përbëhen nga yje që u formuan në atë epokë të largët kur materia e Galaktikës nuk përmbante pothuajse asnjë element të rëndë. Prandaj, evolucioni i tyre nuk vazhdon tamam si ai i yjeve modernë, megjithëse në përgjithësi i korrespondon atij.

Si përfundim theksojmë se mosha e Diellit është rreth 5 miliardë vjet dhe aktualisht është në mes të rrugës së tij evolucionare. Por nëse masa fillestare e Diellit do të kishte qenë vetëm dy herë më e lartë, atëherë evolucioni i tij do të kishte përfunduar shumë kohë më parë dhe jeta në Tokë nuk do të kishte kurrë kohë për të arritur kulmin e saj në formën e njeriut. Cm.Gjithashtu GALAKSITË; KOLAPS GRAVITACIONAL; LËNDË NDËRYJORE; DIELL.

Literatura:

Taylor R. Struktura dhe evolucioni i yjeve. M., 1973
Kaplan S.A. Fizika e yjeve. M., 1977
Shklovsky I.S. Yjet. Lindja, jeta dhe vdekja e tyre. M., 1984
Masevich A.G., Tutukov A.V. Evolucioni i yjeve: teori dhe vëzhgime. M., 1988
Bisnovaty-Kogan G.S. Proceset fizike të teorisë së evolucionit yjor. M., 1989
Surdin V.G., Lamzin S.A. Protostar. Ku, si dhe nga çfarë formohen yjet. M., 1992