ஒரு நட்சத்திரத்தின் முழு வாழ்க்கையின் பெரும்பகுதியை ஆக்கிரமிக்கும் செயல்முறைகள். ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் விதி ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளை. இளம் குறைந்த நிறை நட்சத்திரங்கள்

இயற்கையில் உள்ள எந்த உடல்களையும் போல, நட்சத்திரங்களும் மாறாமல் இருக்க முடியாது. அவர்கள் பிறக்கிறார்கள், வளர்கிறார்கள் மற்றும் இறுதியாக "இறக்கிறார்கள்". நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சி பில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகள் ஆகும், ஆனால் அவை உருவாகும் நேரம் பற்றிய விவாதம் உள்ளது. முன்னதாக, வானியலாளர்கள் நட்சத்திரத்தூள் இருந்து அவர்களின் "பிறப்பு" செயல்முறை மில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகள் எடுத்ததாக நம்பினர், ஆனால் மிக நீண்ட காலத்திற்கு முன்பு கிரேட் ஓரியன் நெபுலாவிலிருந்து வான பகுதியின் புகைப்படங்கள் பெறப்பட்டன. பல ஆண்டுகளாக, ஒரு சிறிய

1947 இல் எடுக்கப்பட்ட புகைப்படங்கள் இந்த இடத்தில் நட்சத்திரம் போன்ற பொருட்களின் ஒரு சிறிய குழுவைக் காட்டியது. 1954 வாக்கில், அவற்றில் சில ஏற்கனவே நீள்வட்டமாகிவிட்டன, ஐந்து ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு இந்த பொருள்கள் தனித்தனியாக உடைந்தன. இவ்வாறு, முதல் முறையாக, நட்சத்திர பிறப்பு செயல்முறை வானியலாளர்களின் கண்களுக்கு முன்பாக நடந்தது.

நட்சத்திரங்களின் அமைப்பு மற்றும் பரிணாமத்தை விரிவாகப் பார்ப்போம், அவற்றின் முடிவில்லாத, மனித தரத்தின்படி, வாழ்க்கை தொடங்குகிறது மற்றும் முடிவடைகிறது.

பாரம்பரியமாக, விஞ்ஞானிகள் வாயு மற்றும் தூசியின் மேகங்களின் ஒடுக்கத்தின் விளைவாக நட்சத்திரங்கள் உருவாகின்றன என்று கருதுகின்றனர். புவியீர்ப்பு விசைகளின் செல்வாக்கின் கீழ், ஒரு ஒளிபுகா வாயு பந்து, கட்டமைப்பில் அடர்த்தியானது, இதன் விளைவாக உருவாகும் மேகங்களிலிருந்து உருவாகிறது. அதன் உள் அழுத்தம் அதை அழுத்தும் ஈர்ப்பு விசைகளை சமநிலைப்படுத்த முடியாது. படிப்படியாக, பந்து மிகவும் சுருங்குகிறது, நட்சத்திர உட்புறத்தின் வெப்பநிலை உயர்கிறது, மேலும் பந்தின் உள்ளே இருக்கும் சூடான வாயுவின் அழுத்தம் சமநிலைப்படுத்துகிறது. வெளிப்புற சக்திகள். இதற்குப் பிறகு, சுருக்கம் நிறுத்தப்படும். இந்த செயல்முறையின் காலம் நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது மற்றும் பொதுவாக இரண்டு முதல் பல நூறு மில்லியன் ஆண்டுகள் வரை இருக்கும்.

நட்சத்திரங்களின் அமைப்பு அவற்றின் மையங்களில் மிக அதிக வெப்பநிலையைக் குறிக்கிறது, இது தொடர்ச்சியான தெர்மோநியூக்ளியர் செயல்முறைகளுக்கு பங்களிக்கிறது (அவற்றை உருவாக்கும் ஹைட்ரஜன் ஹீலியமாக மாறும்). இந்த செயல்முறைகள்தான் நட்சத்திரங்களிலிருந்து தீவிர கதிர்வீச்சை ஏற்படுத்துகின்றன. கிடைக்கக்கூடிய ஹைட்ரஜனை அவர்கள் உட்கொள்ளும் நேரம் அவற்றின் வெகுஜனத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. கதிர்வீச்சின் கால அளவும் இதைப் பொறுத்தது.

ஹைட்ரஜன் இருப்புக்கள் குறையும் போது, ​​​​நட்சத்திரங்களின் பரிணாமம் உருவாகும் கட்டத்தை நெருங்குகிறது. ஆற்றலின் வெளியீடு நிறுத்தப்பட்ட பிறகு, ஈர்ப்பு விசைகள் மையத்தை சுருக்கத் தொடங்குகின்றன. அதே நேரத்தில், நட்சத்திரத்தின் அளவு கணிசமாக அதிகரிக்கிறது. செயல்முறை தொடரும் போது ஒளிர்வு அதிகரிக்கிறது, ஆனால் மைய எல்லையில் ஒரு மெல்லிய அடுக்கில் மட்டுமே.

இந்த செயல்முறையானது சுருங்கும் ஹீலியம் மையத்தின் வெப்பநிலை அதிகரிப்பு மற்றும் ஹீலியம் கருக்கள் கார்பன் அணுக்களாக மாறுதல் ஆகியவற்றுடன் சேர்ந்துள்ளது.

எட்டு பில்லியன் ஆண்டுகளில் நமது சூரியன் ஒரு சிவப்பு ராட்சதமாக மாறக்கூடும் என்று கணிக்கப்பட்டுள்ளது. அதன் ஆரம் பல பத்து மடங்கு அதிகரிக்கும், மேலும் அதன் ஒளிர்வு தற்போதைய நிலைகளுடன் ஒப்பிடும்போது நூற்றுக்கணக்கான மடங்கு அதிகரிக்கும்.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஆயுட்காலம், ஏற்கனவே குறிப்பிட்டுள்ளபடி, அதன் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது. சூரியனைக் காட்டிலும் குறைவான நிறை கொண்ட பொருள்கள் தங்கள் இருப்புக்களை மிகவும் சிக்கனமாக "பயன்படுத்துகின்றன", எனவே அவை பல்லாயிரக்கணக்கான பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு பிரகாசிக்க முடியும்.

நட்சத்திரங்களின் பரிணாமம் உருவாக்கத்துடன் முடிவடைகிறது, அவற்றின் நிறை சூரியனின் வெகுஜனத்திற்கு அருகில் உள்ளது. அது 1.2 ஐ விட அதிகமாக இல்லை.

ராட்சத நட்சத்திரங்கள் அணு எரிபொருள் விநியோகத்தை விரைவாகக் குறைக்க முனைகின்றன. இது வெகுஜனத்தின் குறிப்பிடத்தக்க இழப்புடன், குறிப்பாக வெளிப்புற ஓடுகள் உதிர்வதால் ஏற்படுகிறது. இதன் விளைவாக, படிப்படியாக குளிர்ச்சியடையும் மையப் பகுதி மட்டுமே எஞ்சியுள்ளது, இதில் அணுசக்தி எதிர்வினைகள் முற்றிலும் நிறுத்தப்பட்டுள்ளன. காலப்போக்கில், அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் உமிழ்வதை நிறுத்தி, கண்ணுக்கு தெரியாததாகிவிடும்.

ஆனால் சில நேரங்களில் நட்சத்திரங்களின் இயல்பான பரிணாமம் மற்றும் அமைப்பு சீர்குலைக்கப்படுகிறது. பெரும்பாலும் இது அனைத்து வகையான தெர்மோநியூக்ளியர் எரிபொருளையும் தீர்ந்துவிட்ட பாரிய பொருள்களைப் பற்றியது. பின்னர் அவை நியூட்ரான்களாக மாற்றப்படலாம் அல்லது விஞ்ஞானிகள் இந்த பொருட்களைப் பற்றி எவ்வளவு அதிகமாகக் கற்றுக்கொள்கிறார்களோ, அவ்வளவு புதிய கேள்விகள் எழுகின்றன.

பிரபஞ்சம் என்பது தொடர்ந்து மாறிவரும் மேக்ரோகோஸ்ம் ஆகும், அங்கு ஒவ்வொரு பொருளும், பொருளும் அல்லது பொருளும் மாற்றம் மற்றும் மாற்றத்தின் நிலையில் உள்ளன. இந்த செயல்முறைகள் பல பில்லியன் ஆண்டுகள் நீடிக்கும். காலத்துடன் ஒப்பிடும்போது மனித வாழ்க்கைஇந்த புரிந்துகொள்ள முடியாத காலம் மிகப்பெரியது. அண்ட அளவில், இந்த மாற்றங்கள் மிகவும் விரைவானவை. இரவு வானில் நாம் இப்போது காணும் நட்சத்திரங்கள், ஆயிரக்கணக்கான ஆண்டுகளுக்கு முன்பு, அவற்றைப் பார்க்கக் கூடியவையாகவே இருந்தன எகிப்திய பாரோக்கள்இருப்பினும், உண்மையில், இந்த நேரத்தில் மாற்றம் ஒரு நொடி கூட நிற்கவில்லை உடல் பண்புகள்பரலோக உடல்கள். நட்சத்திரங்கள் பிறக்கின்றன, வாழ்கின்றன மற்றும் நிச்சயமாக வயதாகின்றன - நட்சத்திரங்களின் பரிணாமம் வழக்கம் போல் செல்கிறது.

விண்மீன் நட்சத்திரங்களின் நிலை பெரிய டிப்பர்வேறுபட்டது வரலாற்று காலங்கள் 100,000 ஆண்டுகளுக்கு முந்தைய இடைவெளியில் - நமது காலம் மற்றும் 100 ஆயிரம் ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு

சராசரி மனிதனின் பார்வையில் இருந்து நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் விளக்கம்

சராசரி மனிதனுக்கு, விண்வெளி என்பது அமைதியும் அமைதியும் நிறைந்த உலகமாகத் தோன்றுகிறது. உண்மையில், பிரபஞ்சம் ஒரு மாபெரும் இயற்பியல் ஆய்வகமாகும், அங்கு மகத்தான மாற்றங்கள் நிகழ்கின்றன, இதன் போது வேதியியல் கலவை, இயற்பியல் பண்புகள் மற்றும் நட்சத்திரங்களின் அமைப்பு மாறுகின்றன. ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஆயுள் அது பிரகாசிக்கும் மற்றும் வெப்பத்தை கொடுக்கும் வரை நீடிக்கும். இருப்பினும், அத்தகைய புத்திசாலித்தனமான நிலை என்றென்றும் நிலைக்காது. பின்னால் பிரகாசமான பிறப்புநட்சத்திர முதிர்ச்சியின் ஒரு காலகட்டத்தை பின்பற்றுகிறது, இது தவிர்க்க முடியாமல் வயதானவுடன் முடிவடைகிறது வானுலகமற்றும் அவரது மரணம்.

5-7 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு வாயு மற்றும் தூசி மேகத்திலிருந்து ஒரு புரோட்டோஸ்டார் உருவானது

இன்று நட்சத்திரங்களைப் பற்றிய அனைத்து தகவல்களும் அறிவியலின் கட்டமைப்பிற்குள் பொருந்துகின்றன. தெர்மோடைனமிக்ஸ், நட்சத்திரப் பொருள்கள் வசிக்கும் ஹைட்ரோஸ்டேடிக் மற்றும் வெப்ப சமநிலையின் செயல்முறைகள் பற்றிய விளக்கத்தை நமக்கு வழங்குகிறது. அணு மற்றும் குவாண்டம் இயற்பியல் நுண்ணறிவை வழங்குகிறது கடினமான செயல்முறைஅணுக்கரு இணைவு, அதன் காரணமாக ஒரு நட்சத்திரம் உள்ளது, வெப்பத்தை வெளியிடுகிறது மற்றும் சுற்றியுள்ள இடத்திற்கு ஒளி அளிக்கிறது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் பிறப்பில், ஹைட்ரோஸ்டேடிக் மற்றும் வெப்ப சமநிலை உருவாகிறது, அதன் சொந்த ஆற்றல் மூலங்களால் பராமரிக்கப்படுகிறது. ஒரு அற்புதமான சூரிய அஸ்தமனத்தில் நட்சத்திர வாழ்க்கைஇந்த சமநிலை சீர்குலைந்துள்ளது. திருப்பம் வருகிறது மீள முடியாத செயல்முறைகள், இதன் விளைவாக நட்சத்திரத்தின் அழிவு அல்லது சரிவு - பரலோக உடலின் உடனடி மற்றும் புத்திசாலித்தனமான மரணத்தின் ஒரு பெரிய செயல்முறை.

ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பு என்பது பிரபஞ்சத்தின் ஆரம்ப ஆண்டுகளில் பிறந்த ஒரு நட்சத்திரத்தின் வாழ்க்கையின் பிரகாசமான முடிவாகும்.

நட்சத்திரங்களின் இயற்பியல் பண்புகளில் ஏற்படும் மாற்றங்கள் அவற்றின் நிறை காரணமாகும். பொருட்களின் பரிணாம வளர்ச்சி விகிதம் அவற்றின் வேதியியல் கலவை மற்றும் ஓரளவிற்கு, தற்போதுள்ள வானியற்பியல் அளவுருக்கள் - சுழற்சி வேகம் மற்றும் நிலை ஆகியவற்றால் பாதிக்கப்படுகிறது. காந்த புலம். விவரிக்கப்பட்ட செயல்முறைகளின் மகத்தான காலத்தின் காரணமாக எல்லாம் உண்மையில் எப்படி நடக்கிறது என்பதைப் பற்றி சரியாகப் பேச முடியாது. பரிணாம வளர்ச்சி விகிதம் மற்றும் மாற்றத்தின் நிலைகள் நட்சத்திரம் பிறந்த நேரம் மற்றும் பிறந்த நேரத்தில் பிரபஞ்சத்தில் அதன் இருப்பிடத்தைப் பொறுத்தது.

விஞ்ஞானக் கண்ணோட்டத்தில் நட்சத்திரங்களின் பரிணாமம்

எந்தவொரு நட்சத்திரமும் குளிர்ந்த விண்மீன் வாயுக் கூட்டத்திலிருந்து பிறக்கிறது, இது வெளிப்புற மற்றும் உள் ஈர்ப்பு சக்திகளின் செல்வாக்கின் கீழ், ஒரு வாயு பந்தின் நிலைக்கு சுருக்கப்படுகிறது. வாயு பொருளின் சுருக்க செயல்முறை ஒரு கணம் நிற்காது, வெப்ப ஆற்றலின் மகத்தான வெளியீட்டுடன். தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு தொடங்கும் வரை புதிய உருவாக்கத்தின் வெப்பநிலை அதிகரிக்கிறது. இந்த தருணத்திலிருந்து, நட்சத்திரப் பொருளின் சுருக்கம் நின்றுவிடுகிறது, மேலும் பொருளின் ஹைட்ரோஸ்டேடிக் மற்றும் வெப்ப நிலைகளுக்கு இடையில் ஒரு சமநிலை அடையப்படுகிறது. பிரபஞ்சம் ஒரு புதிய முழு அளவிலான நட்சத்திரத்தால் நிரப்பப்பட்டது.

துவக்கப்பட்ட தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினையின் விளைவாக ஹைட்ரஜன் அணுதான் முக்கிய நட்சத்திர எரிபொருள் ஆகும்.

நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியில், அவற்றின் வெப்ப ஆற்றல் மூலங்கள் அடிப்படை முக்கியத்துவம் வாய்ந்தவை. நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் இருந்து விண்வெளியில் வெளியேறும் கதிரியக்க மற்றும் வெப்ப ஆற்றல் வான உடலின் உள் அடுக்குகளை குளிர்விப்பதன் மூலம் நிரப்பப்படுகிறது. நட்சத்திரத்தின் குடலில் தொடர்ந்து நிகழும் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகள் மற்றும் ஈர்ப்பு சுருக்கம் ஆகியவை இழப்பை ஈடுகட்டுகின்றன. நட்சத்திரத்தின் குடலில் போதுமான அணு எரிபொருள் இருக்கும் வரை, நட்சத்திரம் ஒளிரும் பிரகாசமான ஒளிமற்றும் வெப்பத்தை வெளிப்படுத்துகிறது. தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு செயல்முறை மெதுவாக அல்லது முற்றிலுமாக நிறுத்தப்பட்டவுடன், வெப்ப மற்றும் வெப்ப இயக்கவியல் சமநிலையை பராமரிக்க நட்சத்திரத்தின் உள் சுருக்கத்தின் வழிமுறை செயல்படுத்தப்படுகிறது. இந்த கட்டத்தில், பொருள் ஏற்கனவே வெப்ப ஆற்றலை வெளியிடுகிறது, இது அகச்சிவப்பு வரம்பில் மட்டுமே தெரியும்.

விவரிக்கப்பட்ட செயல்முறைகளின் அடிப்படையில், நட்சத்திரங்களின் பரிணாமம் நட்சத்திர ஆற்றல் மூலங்களில் ஒரு நிலையான மாற்றத்தைக் குறிக்கிறது என்று நாம் முடிவு செய்யலாம். நவீன வானியல் இயற்பியலில், நட்சத்திரங்களின் மாற்றத்தின் செயல்முறைகள் மூன்று அளவுகளுக்கு ஏற்ப ஏற்பாடு செய்யப்படலாம்:

• அணு காலவரிசை;
• ஒரு நட்சத்திரத்தின் வாழ்க்கையின் வெப்ப காலம்;
• ஒரு ஒளிரும் வாழ்க்கையின் மாறும் பிரிவு (இறுதி).

ஒவ்வொரு தனிப்பட்ட விஷயத்திலும், நட்சத்திரத்தின் வயது, அதன் இயற்பியல் பண்புகள் மற்றும் பொருளின் இறப்பு வகை ஆகியவற்றை நிர்ணயிக்கும் செயல்முறைகள் கருதப்படுகின்றன. பொருள் அதன் சொந்த வெப்ப மூலங்களால் இயக்கப்படும் வரை அணுசக்தி காலவரிசை சுவாரஸ்யமானது மற்றும் அணுக்கரு எதிர்வினைகளின் விளைபொருளான ஆற்றலை வெளியிடுகிறது. தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவின் போது ஹீலியமாக மாற்றப்படும் ஹைட்ரஜனின் அளவை தீர்மானிப்பதன் மூலம் இந்த கட்டத்தின் காலம் மதிப்பிடப்படுகிறது. நட்சத்திரத்தின் நிறை அதிகமாகும், அணுக்கரு வினைகளின் தீவிரம் அதிகமாகும், அதன்படி, பொருளின் ஒளிர்வு அதிகமாகும்.

பரிமாணங்கள் மற்றும் எடை பல்வேறு நட்சத்திரங்கள், ஒரு சூப்பர்ஜெயண்ட் முதல் சிவப்பு குள்ளன் வரை

ஒரு நட்சத்திரம் அதன் அனைத்து வெப்ப ஆற்றலையும் செலவழிக்கும் பரிணாம வளர்ச்சியின் கட்டத்தை வெப்ப நேர அளவு வரையறுக்கிறது. ஹைட்ரஜனின் கடைசி இருப்புக்கள் பயன்படுத்தப்பட்டு அணுசக்தி எதிர்வினைகள் நிறுத்தப்படும் தருணத்திலிருந்து இந்த செயல்முறை தொடங்குகிறது. பொருளின் சமநிலையை பராமரிக்க, ஒரு சுருக்க செயல்முறை தொடங்கப்பட்டது. நட்சத்திரப் பொருள் மையத்தை நோக்கி விழுகிறது. இந்த வழக்கில், இயக்க ஆற்றல் வெப்ப ஆற்றலாக மாற்றப்படுகிறது, இது நட்சத்திரத்திற்குள் தேவையான வெப்பநிலை சமநிலையை பராமரிக்க செலவிடப்படுகிறது. சில ஆற்றல்கள் விண்வெளியில் வெளியேறுகின்றன.

நட்சத்திரங்களின் ஒளிர்வு அவற்றின் வெகுஜனத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது என்ற உண்மையைக் கருத்தில் கொண்டு, ஒரு பொருளை அழுத்தும் தருணத்தில், விண்வெளியில் அதன் பிரகாசம் மாறாது.

முக்கிய வரிசைக்கு செல்லும் ஒரு நட்சத்திரம்

ஒரு டைனமிக் நேர அளவின்படி நட்சத்திர உருவாக்கம் நிகழ்கிறது. நட்சத்திர வாயு மையத்தை நோக்கி சுதந்திரமாக உள்நோக்கி விழுகிறது, எதிர்கால பொருளின் குடலில் அடர்த்தி மற்றும் அழுத்தத்தை அதிகரிக்கிறது. வாயு பந்தின் மையத்தில் அதிக அடர்த்தி, பொருளின் உள்ளே அதிக வெப்பநிலை. இந்த தருணத்திலிருந்து, வெப்பம் வான உடலின் முக்கிய ஆற்றலாக மாறுகிறது. அதிக அடர்த்தி மற்றும் அதிக வெப்பநிலை, ஆழத்தில் அதிக அழுத்தம் எதிர்கால நட்சத்திரம். மூலக்கூறுகள் மற்றும் அணுக்களின் இலவச வீழ்ச்சி நிறுத்தப்படும், மற்றும் நட்சத்திர வாயுவின் சுருக்க செயல்முறை நிறுத்தப்படும். ஒரு பொருளின் இந்த நிலை பொதுவாக புரோட்டோஸ்டார் என்று அழைக்கப்படுகிறது. பொருள் 90% மூலக்கூறு ஹைட்ரஜன் ஆகும். வெப்பநிலை 1800K ஐ அடையும் போது, ​​ஹைட்ரஜன் அணு நிலைக்கு செல்கிறது. சிதைவு செயல்பாட்டின் போது, ​​ஆற்றல் நுகரப்படுகிறது, மற்றும் வெப்பநிலை அதிகரிப்பு குறைகிறது.

பிரபஞ்சம் 75% மூலக்கூறு ஹைட்ரஜனைக் கொண்டுள்ளது, இது புரோட்டோஸ்டார்களின் உருவாக்கத்தின் போது அணு ஹைட்ரஜனாக மாறும் - ஒரு நட்சத்திரத்தின் அணு எரிபொருள்

இந்த நிலையில், வாயு பந்தின் உள்ளே அழுத்தம் குறைகிறது, இதன் மூலம் சுருக்க சக்திக்கு சுதந்திரம் அளிக்கிறது. எல்லா ஹைட்ரஜனும் முதலில் அயனியாக்கம் செய்யப்படும்போது ஒவ்வொரு முறையும் இந்த வரிசை மீண்டும் மீண்டும் நிகழ்கிறது, பின்னர் ஹீலியம் அயனியாக்கம் செய்யப்படுகிறது. 10⁵ K வெப்பநிலையில், வாயு முற்றிலும் அயனியாக்கம் செய்யப்படுகிறது, நட்சத்திரத்தின் சுருக்கம் நிறுத்தப்பட்டு, பொருளின் ஹைட்ரோஸ்டேடிக் சமநிலை எழுகிறது. நட்சத்திரத்தின் மேலும் பரிணாமம் வெப்ப நேர அளவுகோலுக்கு ஏற்ப நிகழும், மிகவும் மெதுவாகவும் சீரானதாகவும் இருக்கும்.

ப்ரோட்டோஸ்டாரின் ஆரம் உருவானதில் இருந்து 100 AU இலிருந்து குறைந்து வருகிறது. ¼ a.u வரை. பொருள் ஒரு வாயு மேகத்தின் நடுவில் உள்ளது. நட்சத்திர வாயு மேகத்தின் வெளிப்புறப் பகுதிகளிலிருந்து துகள்கள் குவிந்ததன் விளைவாக, நட்சத்திரத்தின் நிறை தொடர்ந்து அதிகரிக்கும். இதன் விளைவாக, பொருளின் உள்ளே வெப்பநிலை அதிகரிக்கும், வெப்பச்சலனத்தின் செயல்முறையுடன் - நட்சத்திரத்தின் உள் அடுக்குகளிலிருந்து அதன் வெளிப்புற விளிம்பிற்கு ஆற்றலை மாற்றும். பின்னர், வான உடலின் உட்புறத்தில் அதிகரிக்கும் வெப்பநிலையுடன், வெப்பச்சலனம் கதிர்வீச்சு பரிமாற்றத்தால் மாற்றப்பட்டு, நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பை நோக்கி நகரும். இந்த நேரத்தில், பொருளின் ஒளிர்வு விரைவாக அதிகரிக்கிறது, மேலும் நட்சத்திர பந்தின் மேற்பரப்பு அடுக்குகளின் வெப்பநிலையும் அதிகரிக்கிறது.

தெர்மோநியூக்ளியர் ஃப்யூஷன் வினைகள் தொடங்குவதற்கு முன் புதிதாக உருவான நட்சத்திரத்தில் வெப்பச்சலன செயல்முறைகள் மற்றும் கதிர்வீச்சு பரிமாற்றம்

எடுத்துக்காட்டாக, நமது சூரியனின் நிறைக்கு ஒத்த நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்களுக்கு, புரோட்டோஸ்டெல்லர் மேகத்தின் சுருக்கம் சில நூறு ஆண்டுகளில் நிகழ்கிறது. பொருளின் உருவாக்கத்தின் இறுதி கட்டத்தைப் பொறுத்தவரை, நட்சத்திரப் பொருளின் ஒடுக்கம் மில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளாக நீண்டுள்ளது. சூரியன் மிக விரைவாக முக்கிய வரிசையை நோக்கி நகர்கிறது, இந்த பயணம் நூற்றுக்கணக்கான மில்லியன் அல்லது பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும். வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், நட்சத்திரத்தின் நிறை அதிகமாக இருந்தால், ஒரு முழு நீள நட்சத்திரத்தை உருவாக்க அதிக நேரம் செலவிடப்படுகிறது. 15M நிறை கொண்ட ஒரு நட்சத்திரம் முக்கிய வரிசைக்கான பாதையில் நீண்ட நேரம் நகரும் - சுமார் 60 ஆயிரம் ஆண்டுகள்.

முக்கிய வரிசை கட்டம்

சில தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு எதிர்வினைகள் குறைந்த வெப்பநிலையில் தொடங்குகின்றன என்ற போதிலும், ஹைட்ரஜன் எரிப்பு முக்கிய கட்டம் 4 மில்லியன் டிகிரி வெப்பநிலையில் தொடங்குகிறது. இந்த தருணத்திலிருந்து முக்கிய வரிசை கட்டம் தொடங்குகிறது. நாடகத்திற்கு வருகிறது புதிய வடிவம்நட்சத்திர ஆற்றலின் இனப்பெருக்கம் - அணு. ஒரு பொருளின் சுருக்கத்தின் போது வெளியிடப்படும் இயக்க ஆற்றல் பின்னணியில் மங்குகிறது. அடையப்பட்ட சமநிலை நீண்ட மற்றும் உறுதி செய்கிறது அமைதியான வாழ்க்கைநட்சத்திரம் சிக்கியது ஆரம்ப கட்டம்முக்கிய வரிசை.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் உட்புறத்தில் நிகழும் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினையின் போது ஹைட்ரஜன் அணுக்களின் பிளவு மற்றும் சிதைவு

இந்த தருணத்திலிருந்து, ஒரு நட்சத்திரத்தின் வாழ்க்கையை கவனிப்பது முக்கிய வரிசையின் கட்டத்துடன் தெளிவாக இணைக்கப்பட்டுள்ளது, இது வான உடல்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் முக்கிய பகுதியாகும். இந்த நிலையில்தான் ஹைட்ரஜன் எரிப்பின் விளைவாக நட்சத்திர ஆற்றலின் ஒரே ஆதாரம் உள்ளது. பொருள் சமநிலை நிலையில் உள்ளது. அணு எரிபொருள் நுகரப்படும் போது, ​​பொருளின் வேதியியல் கலவை மட்டுமே மாறுகிறது. முக்கிய வரிசை கட்டத்தில் சூரியன் தங்குவது தோராயமாக 10 பில்லியன் ஆண்டுகள் நீடிக்கும். நமது பூர்வீக நட்சத்திரம் அதன் முழு ஹைட்ரஜனையும் பயன்படுத்த எவ்வளவு காலம் எடுக்கும். பாரிய நட்சத்திரங்களைப் பொறுத்தவரை, அவற்றின் பரிணாமம் வேகமாக நிகழ்கிறது. அதிக ஆற்றலை வெளியிடுவதன் மூலம், ஒரு பெரிய நட்சத்திரம் முக்கிய வரிசை கட்டத்தில் 10-20 மில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு மட்டுமே உள்ளது.

குறைவான பாரிய நட்சத்திரங்கள் இரவு வானில் நீண்ட நேரம் எரியும். எனவே, 0.25 M நிறை கொண்ட ஒரு நட்சத்திரம் பல்லாயிரக்கணக்கான ஆண்டுகளுக்கு முக்கிய வரிசை கட்டத்தில் இருக்கும்.

Hertzsprung-Russell வரைபடம் நட்சத்திரங்களின் ஸ்பெக்ட்ரம் மற்றும் அவற்றின் ஒளிர்வு ஆகியவற்றுக்கு இடையேயான உறவை மதிப்பிடுகிறது. வரைபடத்தில் உள்ள புள்ளிகள் - இடம் பிரபலமான நட்சத்திரங்கள். முக்கிய வரிசையிலிருந்து ராட்சத மற்றும் வெள்ளை குள்ள நிலைகளுக்கு நட்சத்திரங்களின் இடப்பெயர்ச்சியை அம்புகள் குறிப்பிடுகின்றன.

நட்சத்திரங்களின் பரிணாமத்தை கற்பனை செய்ய, முக்கிய வரிசையில் ஒரு வான உடலின் பாதையை விவரிக்கும் வரைபடத்தைப் பாருங்கள். மேல் பகுதிபாரிய நட்சத்திரங்கள் இங்கு குவிந்திருப்பதால், கிராபிக்ஸ் குறைவான பொருள்-நிறைவுற்றதாகத் தெரிகிறது. இந்த இடம் அவர்களின் குறுகிய வாழ்க்கை சுழற்சியால் விளக்கப்படுகிறது. இன்று அறியப்பட்ட நட்சத்திரங்களில் சிலவற்றின் நிறை 70M. 100M என்ற மேல் வரம்பை மீறும் பொருள்கள் உருவாகாது.

0.08 M க்கும் குறைவான நிறை கொண்ட பரலோக உடல்கள், தெர்மோநியூக்ளியர் ஃப்யூஷன் தொடங்குவதற்கு தேவையான முக்கியமான வெகுஜனத்தை கடக்க மற்றும் தங்கள் வாழ்நாள் முழுவதும் குளிர்ச்சியாக இருக்க வாய்ப்பில்லை. மிகச்சிறிய புரோட்டோஸ்டார்கள் சரிந்து கோள் போன்ற குள்ளங்களை உருவாக்குகின்றன.

ஒரு சாதாரண நட்சத்திரம் (நமது சூரியன்) மற்றும் வியாழன் கிரகத்துடன் ஒப்பிடும்போது ஒரு கிரகம் போன்ற பழுப்பு குள்ளன்

வரிசையின் அடிப்பகுதியில் நமது சூரியனின் நிறைக்கு சமமான வெகுஜனமும் சற்று அதிகமாகவும் கொண்ட நட்சத்திரங்களால் ஆதிக்கம் செலுத்தும் செறிவூட்டப்பட்ட பொருள்கள் உள்ளன. பிரதான வரிசையின் மேல் மற்றும் கீழ் பகுதிகளுக்கு இடையே உள்ள கற்பனை எல்லையானது அதன் நிறை - 1.5M ஆகும்.

விண்மீன் பரிணாம வளர்ச்சியின் அடுத்தடுத்த நிலைகள்

ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிலையின் வளர்ச்சிக்கான ஒவ்வொரு விருப்பமும் அதன் நிறை மற்றும் நட்சத்திரப் பொருளின் மாற்றம் நிகழும் நேரத்தின் நீளத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. இருப்பினும், பிரபஞ்சம் ஒரு பன்முக மற்றும் சிக்கலான பொறிமுறையாகும், எனவே நட்சத்திரங்களின் பரிணாமம் மற்ற பாதைகளை எடுக்கலாம்.

பிரதான வரிசையில் பயணிக்கும் போது, ​​சூரியனின் நிறைக்கு தோராயமாக சமமான நிறை கொண்ட ஒரு நட்சத்திரம் மூன்று முக்கிய வழி விருப்பங்களைக் கொண்டுள்ளது:

1. உங்கள் வாழ்க்கையை அமைதியாக வாழுங்கள் மற்றும் பிரபஞ்சத்தின் பரந்த விரிவாக்கங்களில் அமைதியாக ஓய்வெடுங்கள்;
2. சிவப்பு ராட்சத கட்டத்தில் நுழைந்து மெதுவாக வயதாகிறது;
3. வெள்ளைக் குள்ளமாகி, சூப்பர்நோவாவாக வெடித்து, நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக மாறுகிறது.

நேரம், பொருட்களின் வேதியியல் கலவை மற்றும் அவற்றின் நிறை ஆகியவற்றைப் பொறுத்து புரோட்டோஸ்டார்களின் பரிணாம வளர்ச்சிக்கான சாத்தியமான விருப்பங்கள்

முக்கிய வரிசைக்குப் பிறகு மாபெரும் கட்டம் வருகிறது. இந்த நேரத்தில், நட்சத்திரத்தின் குடலில் உள்ள ஹைட்ரஜன் இருப்புக்கள் முற்றிலும் தீர்ந்துவிட்டன, பொருளின் மையப் பகுதி ஒரு ஹீலியம் மையமாகும், மேலும் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகள் பொருளின் மேற்பரப்புக்கு மாறுகின்றன. தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவின் செல்வாக்கின் கீழ், ஷெல் விரிவடைகிறது, ஆனால் ஹீலியம் மையத்தின் நிறை அதிகரிக்கிறது. வழக்கமான நட்சத்திரம்சிவப்பு ராட்சதமாக மாறுகிறது.

மாபெரும் கட்டம் மற்றும் அதன் அம்சங்கள்

குறைந்த நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்களில், மைய அடர்த்தி பிரம்மாண்டமாக மாறி, நட்சத்திரப் பொருளை சிதைந்த சார்பியல் வாயுவாக மாற்றுகிறது. நட்சத்திரத்தின் நிறை 0.26 M ஐ விட சற்று அதிகமாக இருந்தால், அழுத்தம் மற்றும் வெப்பநிலை அதிகரிப்பு ஹீலியம் தொகுப்பின் தொடக்கத்திற்கு வழிவகுக்கிறது, இது பொருளின் முழு மையப் பகுதியையும் உள்ளடக்கியது. இந்த தருணத்திலிருந்து, நட்சத்திரத்தின் வெப்பநிலை வேகமாக அதிகரிக்கிறது. பிரதான அம்சம்செயலிழந்த வாயு விரிவடையும் திறனைக் கொண்டிருக்கவில்லை. அதிக வெப்பநிலையின் செல்வாக்கின் கீழ், ஹீலியம் பிளவு விகிதம் மட்டுமே அதிகரிக்கிறது, இது ஒரு வெடிக்கும் எதிர்வினையுடன் சேர்ந்துள்ளது. அத்தகைய தருணங்களில் நாம் ஒரு ஹீலியம் ஃபிளாஷை அவதானிக்கலாம். பொருளின் பிரகாசம் நூற்றுக்கணக்கான மடங்கு அதிகரிக்கிறது, ஆனால் நட்சத்திரத்தின் வேதனை தொடர்கிறது. நட்சத்திரம் ஒரு புதிய நிலைக்கு மாறுகிறது, அங்கு அனைத்து வெப்ப இயக்கவியல் செயல்முறைகளும் ஹீலியம் மையத்தில் மற்றும் வெளியேற்றப்பட்ட வெளிப்புற ஷெல்லில் நிகழ்கின்றன.

ஒரு முக்கிய வரிசை நட்சத்திரத்தின் அமைப்பு சூரிய வகைமற்றும் ஒரு சமவெப்ப ஹீலியம் கோர் மற்றும் ஒரு அடுக்கு நியூக்ளியோசிந்தசிஸ் மண்டலம் கொண்ட ஒரு சிவப்பு ராட்சத

இந்த நிலை தற்காலிகமானது மற்றும் நிலையானது அல்ல. விண்மீன் பொருள் தொடர்ந்து கலக்கப்படுகிறது, மேலும் அதன் குறிப்பிடத்தக்க பகுதி சுற்றியுள்ள விண்வெளியில் வெளியேற்றப்பட்டு, ஒரு கிரக நெபுலாவை உருவாக்குகிறது. ஒரு சூடான மையமானது வெள்ளை குள்ளன் என்று அழைக்கப்படும் மையத்தில் உள்ளது.

பெரிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட நட்சத்திரங்களுக்கு, மேலே பட்டியலிடப்பட்டுள்ள செயல்முறைகள் அவ்வளவு பேரழிவு தரக்கூடியவை அல்ல. ஹீலியம் எரிப்பு கார்பன் மற்றும் சிலிக்கான் அணுக்கரு பிளவு எதிர்வினை மூலம் மாற்றப்படுகிறது. இறுதியில் நட்சத்திர மையமானது நட்சத்திர இரும்பாக மாறும். ராட்சத கட்டம் நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்தால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. ஒரு பொருளின் நிறை அதிகமாகும், அதன் மையத்தில் வெப்பநிலை குறைவாக இருக்கும். கார்பன் மற்றும் பிற தனிமங்களின் அணுக்கரு பிளவு வினையைத் தூண்டுவதற்கு இது போதுமானதாக இல்லை.

ஒரு வெள்ளை குள்ளன் விதி - ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது ஒரு கருந்துளை

வெள்ளை குள்ள நிலையில் ஒருமுறை, பொருள் மிகவும் நிலையற்ற நிலையில் உள்ளது. நிறுத்தப்பட்ட அணுசக்தி எதிர்வினைகள் அழுத்தம் குறைவதற்கு வழிவகுக்கும், மையமானது சரிவு நிலைக்கு செல்கிறது. இந்த வழக்கில் வெளியிடப்பட்ட ஆற்றல் ஹீலியம் அணுக்களாக இரும்பின் சிதைவுக்கு செலவிடப்படுகிறது, இது மேலும் புரோட்டான்கள் மற்றும் நியூட்ரான்களாக சிதைகிறது. இயங்கும் செயல்முறை விரைவான வேகத்தில் வளர்ந்து வருகிறது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் சரிவு அளவின் மாறும் பகுதியை வகைப்படுத்துகிறது மற்றும் நேரத்தில் ஒரு நொடியின் ஒரு பகுதியை எடுக்கும். அணு எரிபொருள் எச்சங்களின் எரிப்பு வெடிக்கும் வகையில் நிகழ்கிறது, ஒரு பிளவு நொடியில் மிகப்பெரிய அளவிலான ஆற்றலை வெளியிடுகிறது. பொருளின் மேல் அடுக்குகளை வெடிக்க இது போதுமானது. வெள்ளைக் குள்ளனின் இறுதிக் கட்டம் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பு ஆகும்.

நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி (இடது) சரியத் தொடங்குகிறது. சரிவு ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை உருவாக்குகிறது மற்றும் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளில் (மையம்) ஆற்றல் ஓட்டத்தை உருவாக்குகிறது. ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் போது (வலது) நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள் சிந்தப்படும் போது வெளியாகும் ஆற்றல்.

மீதமுள்ள சூப்பர்டென்ஸ் கோர் புரோட்டான்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களின் தொகுப்பாக இருக்கும், அவை ஒன்றுடன் ஒன்று மோதி நியூட்ரான்களை உருவாக்குகின்றன. பிரபஞ்சம் ஒரு புதிய பொருளால் நிரப்பப்பட்டது - ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம். அதிக அடர்த்தி காரணமாக, மையமானது சிதைவடைகிறது, மேலும் மைய சரிவு செயல்முறை நிறுத்தப்படும். நட்சத்திரத்தின் நிறை போதுமானதாக இருந்தால், மீதமுள்ள நட்சத்திரப் பொருள் இறுதியாக பொருளின் மையத்தில் விழுந்து கருந்துளையை உருவாக்கும் வரை சரிவு தொடரலாம்.

விண்மீன் பரிணாமத்தின் இறுதிப் பகுதியை விளக்குகிறது

சாதாரண சமநிலை நட்சத்திரங்களுக்கு, விவரிக்கப்பட்ட பரிணாம செயல்முறைகள் சாத்தியமில்லை. இருப்பினும், வெள்ளை குள்ளர்கள் மற்றும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் இருப்பு நட்சத்திரப் பொருளின் சுருக்க செயல்முறைகளின் உண்மையான இருப்பை நிரூபிக்கிறது. பிரபஞ்சத்தில் உள்ள இத்தகைய சிறிய எண்ணிக்கையிலான பொருள்கள் அவற்றின் இருப்பின் நிலையற்ற தன்மையைக் குறிக்கிறது. விண்மீன் பரிணாமத்தின் இறுதி கட்டத்தை இரண்டு வகைகளின் தொடர் சங்கிலியாகக் குறிப்பிடலாம்:

• சாதாரண நட்சத்திரம் - சிவப்பு ராட்சத - வெளிப்புற அடுக்குகளின் உதிர்தல் - வெள்ளை குள்ளன்;
• பாரிய நட்சத்திரம் - சிவப்பு சூப்பர்ஜெயண்ட் - சூப்பர்நோவா வெடிப்பு - நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளை - ஒன்றுமில்லாதது.

நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் வரைபடம். முக்கிய வரிசைக்கு வெளியே நட்சத்திரங்களின் வாழ்க்கை தொடர்வதற்கான விருப்பங்கள்.

விஞ்ஞானக் கண்ணோட்டத்தில் நடந்துகொண்டிருக்கும் செயல்முறைகளை விளக்குவது மிகவும் கடினம். விண்மீன் பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி கட்டத்தில், நாம் பொருளின் சோர்வை கையாளுகிறோம் என்பதை அணு விஞ்ஞானிகள் ஒப்புக்கொள்கிறார்கள். நீடித்த இயந்திர, வெப்ப இயக்கவியல் செல்வாக்கின் விளைவாக, பொருள் அதன் மாறுகிறது உடல் பண்புகள். நட்சத்திரப் பொருளின் சோர்வு, நீண்ட கால அணுக்கரு வினைகளால் குறைந்து, சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் தோற்றத்தையும், அதன் பின் நியூட்ரானைசேஷன் மற்றும் அழிவையும் விளக்கலாம். மேலே உள்ள அனைத்து செயல்முறைகளும் ஆரம்பம் முதல் இறுதி வரை நடந்தால், நட்சத்திரப் பொருள் ஒரு இயற்பியல் பொருளாக மாறுகிறது - நட்சத்திரம் விண்வெளியில் மறைந்துவிடும், எதையும் விட்டுவிடாது.

நட்சத்திரங்களின் பிறப்பிடமான விண்மீன் குமிழ்கள் மற்றும் வாயு மற்றும் தூசி மேகங்கள் காணாமல் போன மற்றும் வெடித்த நட்சத்திரங்களால் மட்டுமே நிரப்பப்பட முடியாது. பிரபஞ்சமும் விண்மீன் திரள்களும் ஒரு சமநிலை நிலையில் உள்ளன. ஒரு நிலையான வெகுஜன இழப்பு உள்ளது, விண்வெளியின் ஒரு பகுதியில் விண்மீன் இடைவெளியின் அடர்த்தி குறைகிறது. இதன் விளைவாக, பிரபஞ்சத்தின் மற்றொரு பகுதியில், புதிய நட்சத்திரங்கள் உருவாவதற்கான நிலைமைகள் உருவாக்கப்படுகின்றன. வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், திட்டம் செயல்படுகிறது: ஒரு இடத்தில் ஒரு குறிப்பிட்ட அளவு பொருள் இழந்தால், பிரபஞ்சத்தில் மற்றொரு இடத்தில் அதே அளவு பொருள் வேறு வடிவத்தில் தோன்றியது.

இறுதியாக

நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியைப் படிப்பதன் மூலம், பிரபஞ்சம் ஒரு பிரம்மாண்டமான அரிதான தீர்வு என்ற முடிவுக்கு வருகிறோம், இதில் பொருளின் ஒரு பகுதி ஹைட்ரஜன் மூலக்கூறுகளாக மாற்றப்படுகிறது, அவை நட்சத்திரங்களுக்கான கட்டுமானப் பொருளாகும். மற்ற பகுதி விண்வெளியில் கரைந்து, பொருள் உணர்வுகளின் கோளத்திலிருந்து மறைந்துவிடும். இந்த அர்த்தத்தில் கருந்துளை என்பது அனைத்துப் பொருட்களையும் எதிர்ப்பொருளாக மாற்றும் இடமாகும். என்ன நடக்கிறது என்பதன் அர்த்தத்தை முழுமையாகப் புரிந்துகொள்வது மிகவும் கடினம், குறிப்பாக நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியைப் படிக்கும்போது, ​​​​அணு சக்தியின் விதிகளை மட்டுமே நாம் நம்பினால், குவாண்டம் இயற்பியல்மற்றும் வெப்ப இயக்கவியல். இந்த சிக்கலின் ஆய்வில் ஒப்பீட்டு நிகழ்தகவு கோட்பாடு சேர்க்கப்பட வேண்டும், இது விண்வெளியின் வளைவை அனுமதிக்கிறது, இது ஒரு ஆற்றலை மற்றொன்றுக்கு மாற்ற அனுமதிக்கிறது, ஒரு நிலையை மற்றொன்றுக்கு மாற்றுகிறது.

நட்சத்திர நிறை டி☼ மற்றும் R ஆரம் அதன் சாத்தியமான ஆற்றல் E மூலம் வகைப்படுத்தப்படும் . சாத்தியமானஅல்லது ஈர்ப்பு ஆற்றல்நட்சத்திரம் என்பது நட்சத்திரத்தின் விஷயத்தை முடிவிலிக்கு சிதறடிக்க செலவிட வேண்டிய வேலை. இதற்கு நேர்மாறாக, நட்சத்திரம் சுருங்கும்போது இந்த ஆற்றல் வெளியிடப்படுகிறது, அதாவது. அதன் ஆரம் குறையும்போது. இந்த ஆற்றலின் மதிப்பை சூத்திரத்தைப் பயன்படுத்தி கணக்கிடலாம்:

சூரியனின் ஆற்றல் ஆற்றல் இதற்கு சமம்: E ☼ = 5.9∙10 41 J.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு சுருக்கத்தின் செயல்முறையின் கோட்பாட்டு ஆய்வு, ஒரு நட்சத்திரம் அதன் சாத்தியமான ஆற்றலில் தோராயமாக பாதியை வெளியிடுகிறது, மற்ற பாதி அதன் நிறை வெப்பநிலையை தோராயமாக பத்து மில்லியன் கெல்வின்களாக அதிகரிக்க செலவிடப்படுகிறது. இருப்பினும், 23 மில்லியன் ஆண்டுகளில் சூரியன் இந்த ஆற்றலை வெளியிடும் என்று நம்புவது கடினம் அல்ல. எனவே, ஈர்ப்பு சுருக்கமானது சிலவற்றில் மட்டுமே நட்சத்திரங்களுக்கு ஆற்றலின் ஆதாரமாக இருக்கும் சுருக்கமான நிலைகள்அவர்களின் வளர்ச்சி.

தெர்மோநியூக்ளியர் ஃப்யூஷன் கோட்பாடு 1938 இல் ஜெர்மன் இயற்பியலாளர்களான கார்ல் வெய்சாக்கர் மற்றும் ஹான்ஸ் பெத்தே ஆகியோரால் உருவாக்கப்பட்டது. இதற்கு முன்நிபந்தனை, முதலில், 1918 ஆம் ஆண்டில் எஃப். ஆஸ்டன் (இங்கிலாந்து) ஹீலியம் அணுவின் நிறை 3.97 நிறை ஹைட்ரஜன் அணுவின் அளவை தீர்மானித்தது. , இரண்டாவதாக, உடல் எடைக்கு இடையேயான தொடர்பை 1905 இல் கண்டறிதல் டிமற்றும் அவரது ஆற்றல் ஈஐன்ஸ்டீனின் சூத்திரத்தின் வடிவத்தில்:

இதில் c என்பது ஒளியின் வேகம், மூன்றாவதாக, 1929 இல் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட உண்மைக்கு நன்றி சுரங்கப்பாதை விளைவுஇரண்டு சமமாக சார்ஜ் செய்யப்பட்ட துகள்கள் (இரண்டு புரோட்டான்கள்) ஒருவரையொருவர் ஈர்ப்பு விசை அதிகமாக இருக்கும் தூரத்திற்கு அணுகலாம், அதே போல் 1932 இல் பாசிட்ரான் e+ மற்றும் நியூட்ரான் n கண்டுபிடிக்கப்பட்டது.

தெர்மோநியூக்ளியர் ஃப்யூஷன் வினைகளின் முதல் மற்றும் மிகவும் பயனுள்ள செயல் திட்டத்தின் படி ஒரு ஹீலியம் அணுவின் கருவில் நான்கு புரோட்டான்களை உருவாக்குவதாகும்:

இங்கு என்ன நடக்கிறது என்பது மிக முக்கியமானது நிறை குறைபாடு:ஹீலியம் அணுக்கருவின் நிறை 4.00389 அமு, நான்கு புரோட்டான்களின் நிறை 4.03252 அமு ஆகும். ஐன்ஸ்டீனின் சூத்திரத்தைப் பயன்படுத்தி, ஒரு ஹீலியம் அணுக்கரு உருவாகும்போது வெளியாகும் ஆற்றலைக் கணக்கிடுகிறோம்:

வளர்ச்சியின் ஆரம்ப கட்டத்தில் சூரியன் ஹைட்ரஜனை மட்டுமே கொண்டிருந்தால், அது ஹீலியமாக மாறுவது சூரியனின் தற்போதைய ஆற்றல் இழப்புகளுடன் சுமார் 100 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு ஒரு நட்சத்திரமாக இருப்பதற்கு போதுமானதாக இருக்கும் என்று கணக்கிடுவது கடினம் அல்ல. உண்மையில், நட்சத்திரத்தின் ஆழமான குடலில் இருந்து சுமார் 10% ஹைட்ரஜன் "எரிந்துவிடும்" பற்றி பேசுகிறோம், அங்கு வெப்பநிலை இணைவு எதிர்வினைகளுக்கு போதுமானது.

ஹீலியம் தொகுப்பு எதிர்வினைகள் இரண்டு வழிகளில் ஏற்படலாம். முதலாவது அழைக்கப்படுகிறது pp சுழற்சிஇரண்டாவது - உடன் சுழற்சி இல்லை.இரண்டு சந்தர்ப்பங்களிலும், ஒவ்வொரு ஹீலியம் அணுக்கருவிலும் இரண்டு முறை, ஒரு புரோட்டான் பின்வரும் திட்டத்தின் படி நியூட்ரானாக மாறுகிறது:

,

எங்கே வி- நியூட்ரினோ.

ஒவ்வொரு தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு எதிர்வினையின் சராசரி நேரத்தை அட்டவணை 1 காட்டுகிறது, ஆரம்ப துகள்களின் எண்ணிக்கை குறையும் காலம் இஒருமுறை.

அட்டவணை 1. ஹீலியம் தொகுப்பு எதிர்வினைகள்.

இணைவு எதிர்வினைகளின் செயல்திறன் மூலத்தின் சக்தியால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது, ஒரு யூனிட் நேரத்திற்கு ஒரு பொருளின் ஒரு யூனிட் வெகுஜனத்திற்கு வெளியிடப்படும் ஆற்றலின் அளவு. இது கோட்பாட்டிலிருந்து பின்வருமாறு

, அதேசமயம் . வெப்பநிலை வரம்பு டி,அதற்கு மேல் முக்கிய பாத்திரம்விளையாட மாட்டேன் rr-,ஏ CNO சுழற்சி, 15∙10 6 Kக்கு சமம். சூரியனின் ஆழத்தில், முக்கிய பங்கு வகிக்கும் pp-மிதிவண்டி. துல்லியமாக, அதன் முதல் எதிர்வினை மிக நீண்ட பண்புக்கூறு நேரத்தை (14 பில்லியன் ஆண்டுகள்) கொண்டிருப்பதால், சூரியனும் அதைப் போன்ற நட்சத்திரங்களும் சுமார் பத்து பில்லியன் ஆண்டுகள் அவற்றின் பரிணாமப் பாதையில் செல்கின்றன. அதிக பெரிய வெள்ளை நட்சத்திரங்களுக்கு, இந்த நேரம் பத்து மற்றும் நூற்றுக்கணக்கான மடங்கு குறைவாக உள்ளது, ஏனெனில் முக்கிய எதிர்வினைகளின் சிறப்பியல்பு நேரம் மிகவும் குறைவாக உள்ளது. CNO-மிதிவண்டி.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் உட்புறத்தில் உள்ள வெப்பநிலை, அங்குள்ள ஹைட்ரஜன் தீர்ந்த பிறகு, கோடிக்கணக்கான கெல்வின்களை அடைந்தால், நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்களுக்கு இது சாத்தியமாகும். டி>1.2m ☼ , பின்னர் ஆற்றல் மூலமானது திட்டத்தின் படி ஹீலியத்தை கார்பனாக மாற்றும் எதிர்வினையாகிறது:

. சுமார் 10 மில்லியன் ஆண்டுகளில் நட்சத்திரம் அதன் ஹீலியம் இருப்புக்களை பயன்படுத்தும் என்று கணக்கீடுகள் காட்டுகின்றன. அதன் நிறை போதுமானதாக இருந்தால், கரு தொடர்ந்து சுருக்கப்பட்டு 500 மில்லியன் டிகிரிக்கு மேல் வெப்பநிலையில், பின்வரும் திட்டத்தின் படி மிகவும் சிக்கலான அணுக்கருக்களின் தொகுப்பு எதிர்வினைகள் சாத்தியமாகும்:

அதிக வெப்பநிலையில், பின்வரும் எதிர்வினைகள் ஏற்படுகின்றன:

முதலியன இரும்பு கருக்கள் உருவாகும் வரை. இவை எதிர்வினைகள் வெளிப்புற வெப்ப,அவர்களின் முன்னேற்றத்தின் விளைவாக, ஆற்றல் வெளியிடப்படுகிறது.

நமக்குத் தெரிந்தபடி, ஒரு நட்சத்திரம் சுற்றியுள்ள விண்வெளியில் வெளியிடும் ஆற்றல் அதன் ஆழத்தில் வெளியிடப்பட்டு படிப்படியாக நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் ஊடுருவுகிறது. நட்சத்திரத்தின் பொருளின் தடிமன் மூலம் ஆற்றல் பரிமாற்றம் இரண்டு வழிமுறைகளால் மேற்கொள்ளப்படலாம்: கதிரியக்க பரிமாற்றம்அல்லது வெப்பச்சலனம்.

முதல் வழக்கில் பற்றி பேசுகிறோம்குவாண்டாவை மீண்டும் பயன்படுத்தக்கூடிய உறிஞ்சுதல் மற்றும் மறு உமிழ்வு பற்றி. உண்மையில், இதுபோன்ற ஒவ்வொரு நிகழ்வின் போதும், குவாண்டா துண்டு துண்டாக உள்ளது, எனவே ஒரு நட்சத்திரத்தின் குடலில் தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவின் போது எழும் கடினமான γ-குவாண்டாவிற்கு பதிலாக, மில்லியன் கணக்கான குறைந்த ஆற்றல் குவாண்டா அதன் மேற்பரப்பை அடைகிறது. இந்த வழக்கில், ஆற்றல் பாதுகாப்பு சட்டம் நிறைவேற்றப்படுகிறது.

ஆற்றல் பரிமாற்றக் கோட்பாட்டில், ஒரு குறிப்பிட்ட அதிர்வெண் υ இன் குவாண்டத்தின் இலவச பாதையின் கருத்து அறிமுகப்படுத்தப்பட்டது. விண்மீன் வளிமண்டலங்களில், ஒரு குவாண்டத்தின் இலவச பாதை பல சென்டிமீட்டர்களுக்கு மேல் இல்லை என்பதை புரிந்துகொள்வது கடினம் அல்ல. ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையத்திலிருந்து அதன் மேற்பரப்புக்கு ஆற்றல் குவாண்டா கசிவதற்கு எடுக்கும் நேரம் மில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளில் அளவிடப்படுகிறது, இருப்பினும், நட்சத்திரங்களின் ஆழத்தில், அத்தகைய கதிர்வீச்சு சமநிலை சீர்குலைந்துவிடும். கீழே இருந்து சூடாக்கப்பட்ட ஒரு பாத்திரத்தில் நீர் இதேபோல் செயல்படுகிறது. ஒரு குறிப்பிட்ட காலத்திற்கு, இங்குள்ள திரவம் சமநிலை நிலையில் உள்ளது, ஏனெனில் மூலக்கூறு, கப்பலின் அடிப்பகுதியில் இருந்து நேரடியாக அதிகப்படியான ஆற்றலைப் பெற்றதால், மேலே அமைந்துள்ள மற்ற மூலக்கூறுகளுக்கு மோதல்கள் காரணமாக ஆற்றலின் ஒரு பகுதியை மாற்ற நிர்வகிக்கிறது. இது பாத்திரத்தில் ஒரு குறிப்பிட்ட வெப்பநிலை சாய்வை அதன் கீழே இருந்து மேல் விளிம்பு வரை நிறுவுகிறது. இருப்பினும், காலப்போக்கில், மூலக்கூறுகள் மோதலின் மூலம் ஆற்றலை மேல்நோக்கி மாற்றும் விகிதமானது கீழே இருந்து வெப்பத்தை மாற்றும் விகிதத்தை விட குறைவாகிறது. கொதிநிலை ஏற்படுகிறது - பொருளின் நேரடி இயக்கம் மூலம் வெப்ப பரிமாற்றம்.

பிரபஞ்சத்தில் எங்காவது போதுமான பொருள் குவிந்தால், அது ஒரு அடர்த்தியான கட்டியாக சுருக்கப்படுகிறது, இதில் ஒரு தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை தொடங்குகிறது. இப்படித்தான் நட்சத்திரங்கள் ஒளிரும். முதலாவது 13.7 பில்லியன் (13.7 * 10 9) ஆண்டுகளுக்கு முன்பு இளம் பிரபஞ்சத்தின் இருளில் எரிந்தது, மேலும் நமது சூரியன் - சுமார் 4.5 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு முன்பு மட்டுமே. ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஆயுட்காலம் மற்றும் இந்த காலகட்டத்தின் முடிவில் நிகழும் செயல்முறைகள் நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது.

ஹைட்ரஜனை ஹீலியமாக மாற்றும் தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினை ஒரு நட்சத்திரத்தில் தொடரும் போது, ​​அது முக்கிய வரிசையில் உள்ளது. ஒரு நட்சத்திரம் முக்கிய வரிசையில் செலவழிக்கும் நேரம் அதன் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது: மிகப்பெரிய மற்றும் கனமானவை விரைவாக சிவப்பு ராட்சத கட்டத்தை அடைகின்றன, பின்னர் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பு அல்லது வெள்ளை குள்ளன் உருவாவதன் விளைவாக முக்கிய வரிசையை விட்டுவிடுகின்றன.

ராட்சதர்களின் விதி

மிகப்பெரிய மற்றும் மிகப் பெரிய நட்சத்திரங்கள் விரைவாக எரிந்து சூப்பர்நோவாக்களாக வெடிக்கின்றன. ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்புக்குப் பிறகு, எஞ்சியிருப்பது ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அல்லது கருந்துளை, மற்றும் அவற்றைச் சுற்றி வெடிப்பின் மகத்தான ஆற்றலால் வெளியேற்றப்படும் பொருள், பின்னர் புதிய நட்சத்திரங்களுக்கான பொருளாகிறது. எங்கள் நெருங்கிய நட்சத்திர அண்டை நாடுகளில், அத்தகைய விதி காத்திருக்கிறது, எடுத்துக்காட்டாக, Betelgeuse, ஆனால் அது எப்போது வெடிக்கும் என்று கணக்கிட முடியாது.

ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பின் போது பொருளின் வெளியேற்றத்தின் விளைவாக ஒரு நெபுலா உருவானது. நெபுலாவின் மையத்தில் ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உள்ளது.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு பயங்கரமான உடல் நிகழ்வு. ஒரு வெடிக்கும் நட்சத்திரத்தின் மையமானது அழுத்தப்படுகிறது - உள் எரிப்பு இயந்திரத்தில் உள்ள வாயுவைப் போலவே, மிகவும் பெரியது மற்றும் திறமையானது: நூறாயிரக்கணக்கான கிலோமீட்டர் விட்டம் கொண்ட ஒரு பந்து 10 முதல் 20 கிலோமீட்டர் வரை ஒரு பந்தாக மாறும். விட்டம். சுருக்க விசை மிகவும் அதிகமாக இருப்பதால் எலக்ட்ரான்கள் மீது விழும் அணுக்கருக்கள், நியூட்ரான்களை உருவாக்குதல் - எனவே பெயர்.

நாசா நியூட்ரான் நட்சத்திரம் (கலைஞரின் பார்வை)

அத்தகைய சுருக்கத்தின் போது பொருளின் அடர்த்தி சுமார் 15 ஆர்டர்கள் அளவு அதிகரிக்கிறது, மேலும் வெப்பநிலை நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் நம்பமுடியாத 10 12 K மற்றும் சுற்றளவில் 1,000,000 K ஆக உயர்கிறது. இந்த ஆற்றலில் சில ஃபோட்டான் கதிர்வீச்சு வடிவில் உமிழப்படுகின்றன, சில நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் உற்பத்தி செய்யப்படும் நியூட்ரினோக்களால் எடுத்துச் செல்லப்படுகின்றன. ஆனால் மிகவும் திறமையான நியூட்ரினோ குளிரூட்டல் காரணமாக, ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் மிக மெதுவாக குளிர்கிறது: அதன் ஆற்றலை முழுமையாக வெளியேற்ற 10 16 அல்லது 10 22 ஆண்டுகள் கூட ஆகும். குளிரூட்டப்பட்ட நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் இடத்தில் என்ன இருக்கும் என்று சொல்வது கடினம் மற்றும் கவனிக்க இயலாது: உலகம் அதற்கு மிகவும் இளமையாக உள்ளது. குளிர்ந்த நட்சத்திரத்தின் இடத்தில் மீண்டும் ஒரு கருந்துளை உருவாகும் என்று ஒரு அனுமானம் உள்ளது.

கருந்துளைகள் சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் போன்ற மிகப் பெரிய பொருட்களின் ஈர்ப்புச் சரிவிலிருந்து எழுகின்றன. ஒருவேளை, டிரில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, குளிர்ந்த நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் கருந்துளைகளாக மாறும்.

நடுத்தர அளவிலான நட்சத்திரங்களின் விதி

மற்றவை, குறைவான பாரிய நட்சத்திரங்கள் பிரதான வரிசையில் பெரியவற்றை விட நீண்ட காலம் இருக்கும், ஆனால் அவை அதை விட்டு வெளியேறியவுடன் அவை அவற்றின் நியூட்ரான் உறவினர்களை விட மிக வேகமாக இறக்கின்றன. பிரபஞ்சத்தில் உள்ள 99% க்கும் அதிகமான நட்சத்திரங்கள் ஒருபோதும் வெடித்து கருந்துளைகளாகவோ அல்லது நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களாகவோ மாறாது - அவற்றின் மையங்கள் அத்தகைய அண்ட நாடகங்களுக்கு மிகவும் சிறியவை. மாறாக நட்சத்திரங்கள் சராசரி எடைஅவர்களின் வாழ்க்கையின் முடிவில் அவை சிவப்பு ராட்சதர்களாக மாறுகின்றன, அவை அவற்றின் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்து, வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறும், வெடித்து, முற்றிலும் சிதறடிக்கும் அல்லது நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களாக மாறும்.

வெள்ளை குள்ளர்கள் இப்போது பிரபஞ்சத்தின் நட்சத்திர மக்கள்தொகையில் 3 முதல் 10% வரை உள்ளனர். அவற்றின் வெப்பநிலை மிக அதிகமாக உள்ளது - 20,000 K க்கும் அதிகமாக, சூரியனின் மேற்பரப்பை விட மூன்று மடங்கு வெப்பநிலை - ஆனால் இன்னும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களை விட குறைவாக உள்ளது, இவை இரண்டும் குறைந்த வெப்பநிலை மற்றும் பெரிய பகுதிவெள்ளை குள்ளர்கள் வேகமாக குளிர்ச்சியடைகின்றன - 10 14 - 10 15 ஆண்டுகளில். அதாவது அடுத்த 10 டிரில்லியன் ஆண்டுகளில் - பிரபஞ்சம் இப்போது இருப்பதை விட ஆயிரம் மடங்கு பழையதாக இருக்கும் போது - புதிய வகைபொருள்: ஒரு கருப்பு குள்ளன், ஒரு வெள்ளை குள்ளன் குளிர்ச்சியின் ஒரு தயாரிப்பு.

விண்வெளியில் இதுவரை கருப்பு குள்ளர்கள் இல்லை. இன்றுவரை பழமையான குளிர்விக்கும் நட்சத்திரங்கள் கூட அதிகபட்சமாக 0.2% ஆற்றலை இழந்துள்ளன; 20,000 K வெப்பநிலை கொண்ட ஒரு வெள்ளை குள்ளனுக்கு, இது 19,960 K வரை குளிர்ச்சியைக் குறிக்கிறது.

சிறியவர்களுக்கு

சூப்பர்நோவாக்கள் மற்றும் கருப்பு குள்ளர்களைக் காட்டிலும் நமது அருகில் உள்ள சிவப்பு குள்ளமான ப்ராக்ஸிமா சென்டாரி போன்ற மிகச்சிறிய நட்சத்திரங்கள் குளிர்ச்சியடையும் போது என்ன நடக்கும் என்பது பற்றி அறிவியலுக்கு குறைவாகவே தெரியும். அவற்றின் மையங்களில் தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு மெதுவாகச் செல்கிறது, மேலும் அவை மற்றவர்களை விட முக்கிய வரிசையில் இருக்கும் - சில கணக்கீடுகளின்படி, 10 12 ஆண்டுகள் வரை, அதன் பிறகு, மறைமுகமாக, அவர்கள் தொடர்ந்து வெள்ளை குள்ளர்களாக வாழ்வார்கள், அதாவது, அவர்கள் கருப்பு குள்ளமாக மாறுவதற்கு முன்பு 10 14 - 10 15 ஆண்டுகளுக்கு பிரகாசிக்கவும்.

வெவ்வேறு வெகுஜனங்களின் நட்சத்திரங்களின் பரிணாமம்

வானியலாளர்கள் ஒரு நட்சத்திரத்தின் வாழ்க்கையை ஆரம்பம் முதல் இறுதி வரை கவனிக்க முடியாது, ஏனென்றால் மிகக் குறுகிய கால நட்சத்திரங்கள் கூட மில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளாக உள்ளன - நீண்ட ஆயுள்அனைத்து மனிதகுலத்தின். காலப்போக்கில் உடல் பண்புகள் மற்றும் இரசாயன கலவைநட்சத்திரங்கள், அதாவது. பரிணாம வளர்ச்சியின் வெவ்வேறு நிலைகளில் உள்ள பல நட்சத்திரங்களின் பண்புகளை ஒப்பிட்டு வானியலாளர்கள் நட்சத்திர பரிணாமத்தை ஆய்வு செய்கின்றனர்.

நட்சத்திரங்களின் கவனிக்கப்பட்ட பண்புகளை இணைக்கும் இயற்பியல் வடிவங்கள் வண்ண-ஒளிர்வு வரைபடத்தில் பிரதிபலிக்கின்றன - ஹெர்ட்ஸ்ப்ரூங் - ரஸ்ஸல் வரைபடம், அதில் நட்சத்திரங்கள் தனித்தனி குழுக்களை உருவாக்குகின்றன - வரிசைகள்: நட்சத்திரங்களின் முக்கிய வரிசை, சூப்பர்ஜெயண்ட்களின் வரிசைகள், பிரகாசமான மற்றும் மங்கலான ராட்சதர்கள், துணை ராட்சதர்கள், துணைக் குள்ளர்கள் மற்றும் வெள்ளைக் குள்ளர்கள்.

அதன் வாழ்நாள் முழுவதும், எந்த நட்சத்திரமும் வண்ண-ஒளிர்வு வரைபடத்தின் முக்கிய வரிசை என்று அழைக்கப்படும். ஒரு சிறிய எச்சம் உருவாகும் முன் நட்சத்திரத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியின் மற்ற அனைத்து நிலைகளும் இந்த நேரத்தில் 10% க்கு மேல் எடுக்காது. அதனால்தான் நமது விண்மீன் மண்டலத்தில் காணப்பட்ட பெரும்பாலான நட்சத்திரங்கள் சூரியனின் நிறை அல்லது அதற்கும் குறைவான மிதமான சிவப்பு குள்ளர்கள். முக்கிய வரிசையில் கவனிக்கப்பட்ட அனைத்து நட்சத்திரங்களிலும் 90% உள்ளது.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் ஆயுட்காலம் மற்றும் இறுதியில் அது என்னவாக மாறும் வாழ்க்கை பாதை, அதன் வெகுஜனத்தால் முற்றிலும் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. சூரியனை விட அதிக நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் அதிக காலம் வாழ்கின்றன சூரியனை விட சிறியது, மற்றும் மிகப் பெரிய நட்சத்திரங்களின் வாழ்நாள் மில்லியன் ஆண்டுகள் மட்டுமே. பெரும்பாலான நட்சத்திரங்களின் வாழ்நாள் சுமார் 15 பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும். ஒரு நட்சத்திரம் அதன் ஆற்றல் மூலங்களை தீர்ந்த பிறகு, அது குளிர்ந்து சுருங்கத் தொடங்குகிறது. விண்மீன் பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி விளைபொருளானது கச்சிதமான, பாரிய பொருள்களின் அடர்த்தி சாதாரண நட்சத்திரங்களை விட பல மடங்கு அதிகமாகும்.

வெவ்வேறு வெகுஜனங்களின் நட்சத்திரங்கள் மூன்று நிலைகளில் ஒன்றில் முடிவடைகின்றன: வெள்ளை குள்ளர்கள், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் அல்லது கருந்துளைகள். நட்சத்திரத்தின் நிறை சிறியதாக இருந்தால், ஈர்ப்பு விசைகள் ஒப்பீட்டளவில் பலவீனமாக இருக்கும் மற்றும் நட்சத்திரத்தின் சுருக்கம் (ஈர்ப்பு சரிவு) நிறுத்தப்படும். இது ஒரு நிலையான வெள்ளை குள்ள நிலைக்கு மாறுகிறது. நிறை அதிகமாக இருந்தால் முக்கியமான மதிப்பு, சுருக்கம் தொடர்கிறது. மிக அதிக அடர்த்தியில், எலக்ட்ரான்கள் புரோட்டான்களுடன் இணைந்து நியூட்ரான்களை உருவாக்குகின்றன. விரைவில், கிட்டத்தட்ட முழு நட்சத்திரமும் நியூட்ரான்களை மட்டுமே கொண்டுள்ளது மற்றும் ஒரு பெரிய அடர்த்தியைக் கொண்டுள்ளது, மிகப்பெரிய நட்சத்திர நிறை பல கிலோமீட்டர் ஆரம் கொண்ட மிகச் சிறிய பந்தில் குவிந்து சுருக்கம் நிறுத்தப்படும் - ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உருவாகிறது. ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் உருவாக்கம் கூட ஈர்ப்பு சரிவை நிறுத்தாது என்று நட்சத்திரத்தின் நிறை அதிகமாக இருந்தால், நட்சத்திரத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி நிலை கருந்துளையாக இருக்கும்.