Жұлдыздар эволюциясы. Пайда болуы
Метагалактиканың газ-тозаң ортасында түзіліп, өзінің тартылысы әсерінен сығылып бара жатқан жиынтық протожұлдыз деген атқа ие болды. Сығылуына қарай протожұлдыздың тығыздығы мен температурасы жоғарылайды. Ол спектрдің инфрақызыл диапазонында мол жарық шығара бастайды. Протожүлдыздардың сығылу кезеңінің ұзақтығы әр түрлі. Егер массасы Күн массасынан аз болып келсе жүз миллион жыл, ал массивтілерде – бар болғаны жүз мың жыл.
Протожұлдыздардың қойнауларындағы температура бірнеше кельвинге жеткен кезде оларда сутегінің гелийге айналатын термоядролық реакциясы басталады. Бұл кезде әрі қарай сығылуға кедергі келтіретін ғаламат энергия бөлінеді. Өзінен жарық бөлетіндей дәрежеге қызған – Протожұлдыз Герцшпрунг Рессельдің басты тізбегіндегі кәдімгі жұлдызға айналады. Түзілген жұлдыздың жарқырауы мен бетіндегі температурасы оның массасына байланысты болады. Сондықтан олар түрлі спектр кластарына жатады. Яғни басты тізбектің әр түрлі аймағына енеді. Массивті жұлдыздар Күннің жоғарғы жағына, массасы аз жұлдыздар – одан төмен орналасады.
Түзілу кезеңдері
Басты тізбекте болу ұзақтығы – жұлдыздың сәуле шығару қуатымен және термоядролық реакциялар кезінде бөлінетін қойнауындағы ядролық энергияның қорымен белгіленеді. Бұл энергияның Е қоры М жұлдызы массасына пропорционал, ал энергия шығыны (сәулеленудің қуаты немесе жарқырауы L). Мұндағы M– жұлдыздың Күн массасымен алғандағы массасы. Сонымен, мысалы, В спектр класындағы массасы М = 20 M^0 жұлдыз өзінің қорын 1,2 млн жыл шамасында, Күн кейіптес жұлдыз 10 млрд жылда, ал әлсіз сәуле шашатын жұлдыздар – массалары 0,5 М қызыл ергежейлілер – бар болғаны 80 -100 млрд жылда тауысады. Демек, қазіргі кезде басты тізбекте тұрған О,В және А спектр кластарындағы жұлдыздарды жас жұлдыздар деп тұжырымдауға болады.
Жұлдыздар қойнауларындағы сутегі жанып біткеннен кейін гелий ядросы түзіледі. Сутектің гелийге айналу термоядролық реакциясы ядро шекарасындағы жұқа қабатта өте бастайды. Гелий ядросының өзінде пайда болған температурада ядролық реакция өте алмайды және ол 4 *10^6 кг/м^3 тығыздыққа дейін күрт сығылады. Сығылу салдарынан ядродағы температура жоғарылайды. Температураның жоғарылауы массаға байланысты Күн кейіптес жұлдыздар үшін ядро температурасы ылғи 80 млн кельвиннен төмен күйде қалады. Сондықтан оның сығылуы ядро шекарасындағы жұқа қабатта ядролық энергияның неғұрлым мол бөлінуіне себепші болады.
Жұлдыздар эволюциясы. Соңы
Массивті жұлдыздар ядроларындағы температура сығылу кезінде 80 млн кельвиннен жоғары болады да, онда гелийдің көмірсутекке айналуының термоядролық реакциясы,ал онан кейін басқа неғұрлым ауыр химиялық элементтерге түрлену реакциясы болып өтеді. Ядродан және оның төңірегінен шыққан энергия газ қысымының жоғарылауын тудырады. Оның ықпалынан жұлдыздың фотосферасы кеңейеді. Жұлдыз қойнауынан фотосфераға келетін энергия енді бұрынғыдан үлкенірек ауданға тарайды. Жұлдыз бірте-бірте қызыл алыпқа немесе асқын алыпқа айнала отырып массасына қарай басты тізбектен шығады. Жасамыс жұлдыз болып қалады. Сары жұлдыз асқын алып кезеңінен өте келе жұлдыз пульсацияланады. Яғни физикалық айнымалы жұлдыз болып шығуы және қызыл асқын алыптың осындай сатысында қалуы мүмкін.
Массасы шағын жұлдыздың ұлғайған қабығы енді оның ядросына бәсең тартылады. Онан бірте-бірте алыстап, ғаламшарлық тұмандық түзеді. Қабығы түгелдей тарап кеткеннен кейін жұлдыздың тек ыстық ядросы – ақ ергежейлі қалады. Массивті жұлдыздардың эволюциясы неғұрлым буырқанып өтеді. Мұндай жұлдыз өз ғұмырының соңында асқын жаңа жұлдыз болып жарылуы мүмкін. Ал оның ядросы күрт сығылып, аса тығыз объект – нейтрон жұлдызына немесе тіпті, құрдым апанға айналады.
Гелийге және жұлдыздың қойнауында түзілген басқа химиялық элементтерге байыған лақтырынды қабық кеңістікте ыдырайды. Жұлдыздың жаңа ұрпағының түзілуіне материал болады. Демек, жұлдыздарға ауыр химиялық элементтердің әр түрлі болуы да олардың түзілуі мен жасын анықтауға мүмкіндік береді. Атап айтқанда, Күнді кезінде бірінші ұрпақтағы жұлдыздың ыстық қойнауының зат қосындысы бар – екінші ұрпақтағы жұлдызға жатқызуға негіз бар.