الكون هو عالم كبير يتغير باستمرار، حيث يكون كل كائن أو مادة أو مادة في حالة من التحول والتغيير. تستمر هذه العمليات لمليارات السنين. مقارنة بالمدة الحياة البشريةهذه الفترة الزمنية غير المفهومة هائلة. على المستوى الكوني، هذه التغييرات عابرة تمامًا. النجوم التي نراها الآن في سماء الليل كانت هي نفسها منذ آلاف السنين، عندما كان الفراعنة المصريون قادرين على رؤيتها، لكن في الواقع، كل هذا الوقت لم يتوقف التغير في الخصائص الفيزيائية للحظة واحدة الأجرام السماوية. تولد النجوم وتعيش وبالتأكيد تتقدم في العمر - ويستمر تطور النجوم كالمعتاد.
موقع نجوم كوكبة الدب الأكبر مختلف الفترات التاريخيةفي الفترة قبل 100 ألف سنة - عصرنا وبعد 100 ألف سنة
تفسير تطور النجوم من وجهة نظر الإنسان العادي
بالنسبة للشخص العادي، يبدو الفضاء وكأنه عالم من الهدوء والصمت. وفي الحقيقة فإن الكون عبارة عن مختبر فيزيائي عملاق تحدث فيه تحولات هائلة، يتغير خلالها التركيب الكيميائي، الخصائص البدنيةوبنية النجوم. تدوم حياة النجم ما دام يسطع ويطلق حرارته. ومع ذلك، فإن مثل هذه الحالة الرائعة لا تدوم إلى الأبد. وتتبع الولادة المشرقة فترة من نضج النجم، والتي تنتهي حتمًا بشيخوخة الجسم السماوي وموته.
تشكيل نجم أولي من سحابة الغاز والغبار منذ 5-7 مليار سنة
جميع معلوماتنا عن النجوم اليوم تقع في إطار العلم. تقدم لنا الديناميكا الحرارية تفسيرًا لعمليات التوازن الهيدروستاتيكي والحراري التي تتواجد فيها المادة النجمية. تتيح لنا الفيزياء النووية والكمية فهم العملية المعقدة للاندماج النووي التي تسمح للنجم بالوجود، وإصدار الحرارة وإعطاء الضوء للفضاء المحيط به. عند ولادة النجم، يتشكل التوازن الهيدروستاتيكي والحراري، الذي تدعمه مصادر الطاقة الخاصة به. وفي نهاية مسيرة نجمية رائعة، ينتهك هذا التوازن. تبدأ سلسلة من العمليات التي لا رجعة فيها، والنتيجة هي تدمير النجم أو الانهيار - عملية عظيمة من الموت الفوري والرائع للجرم السماوي.
يعد انفجار المستعر الأعظم بمثابة خاتمة مشرقة لحياة نجم ولد في السنوات الأولى من عمر الكون.
التغيرات في الخصائص الفيزيائية للنجوم ترجع إلى كتلتها. يتأثر معدل تطور الأجسام بتركيبتها الكيميائية، وإلى حد ما، بالمعلمات الفيزيائية الفلكية الموجودة - سرعة الدوران وحالته. حقل مغناطيسي. ليس من الممكن التحدث بالضبط عن كيفية حدوث كل شيء بالفعل، نظرًا للمدة الهائلة للعمليات الموصوفة. ويعتمد معدل التطور ومراحل التحول على وقت ولادة النجم وموقعه في الكون وقت ولادته.
تطور النجوم من وجهة نظر علمية
يولد أي نجم من كتلة من الغازات النجمية الباردة التي تتعرض لتأثير خارجي وداخلي قوى الجاذبيةيضغط إلى حالة كرة الغاز. إن عملية ضغط المادة الغازية لا تتوقف للحظة، مصحوبة بإطلاق هائل للطاقة الحرارية. تزداد درجة حرارة التكوين الجديد حتى يبدأ الاندماج النووي الحراري. من هذه اللحظة، يتوقف ضغط المادة النجمية، ويتم التوصل إلى التوازن بين الحالات الهيدروستاتيكية والحرارية للكائن. لقد تم تجديد الكون بنجم جديد كامل.
الوقود النجمي الرئيسي هو ذرة الهيدروجين نتيجة للتفاعل النووي الحراري المنطلق.
في تطور النجوم، تعتبر مصادر الطاقة الحرارية الخاصة بها ذات أهمية أساسية. يتم تجديد الطاقة الإشعاعية والحرارية المتسربة إلى الفضاء من سطح النجم عن طريق تبريد الطبقات الداخلية للجرم السماوي. التفاعلات النووية الحرارية التي تحدث باستمرار وضغط الجاذبية في أحشاء النجم تعوض الخسارة. وطالما أن هناك ما يكفي من الوقود النووي في أحشاء النجم، فإن النجم يتوهج ضوء ساطعويشع الحرارة. وبمجرد أن تتباطأ عملية الاندماج النووي الحراري أو تتوقف تماما، يتم تنشيط آلية الضغط الداخلي للنجم للحفاظ على التوازن الحراري والديناميكي الحراري. على في هذه المرحلةيصدر الجسم بالفعل طاقة حرارية، والتي تكون مرئية فقط في نطاق الأشعة تحت الحمراء.
استنادا إلى العمليات الموصوفة، يمكننا أن نستنتج أن تطور النجوم يمثل تغيرا ثابتا في مصادر الطاقة النجمية. في الفيزياء الفلكية الحديثة، يمكن ترتيب عمليات تحول النجوم وفقًا لثلاثة مقاييس:
- الجدول الزمني النووي؛
- الفترة الحرارية لحياة النجم.
- الجزء الديناميكي (النهائي) من حياة النجم.
في كل حالة خاصةيتم النظر في العمليات التي تحدد عمر النجم وخصائصه الفيزيائية ونوع موت الجسم. يعد الجدول الزمني النووي مثيرًا للاهتمام طالما أن الجسم يتم تشغيله بواسطة مصادر الحرارة الخاصة به وينبعث منه طاقة ناتجة عن التفاعلات النووية. يتم تقدير مدة هذه المرحلة من خلال تحديد كمية الهيدروجين التي سيتم تحويلها إلى هيليوم أثناء الاندماج النووي الحراري. كلما زادت كتلة النجم، زادت شدة التفاعلات النووية، وبالتالي، ارتفع لمعان الكائن.
أحجام وكتل النجوم المختلفة، بدءًا من النجم العملاق إلى القزم الأحمر
يحدد المقياس الزمني الحراري مرحلة التطور التي يستهلك خلالها النجم كل طاقته الحرارية. تبدأ هذه العملية من اللحظة التي يتم فيها استخدام آخر احتياطيات الهيدروجين وتوقف التفاعلات النووية. للحفاظ على توازن الكائن، تبدأ عملية الضغط. المادة النجمية تسقط نحو المركز. في هذه الحالة، يحدث التحول الطاقة الحركيةإلى طاقة حرارية مستهلكة للحفاظ على توازن درجة الحرارة اللازم داخل النجم. ويهرب جزء من الطاقة إلى الفضاء الخارجي.
وبالنظر إلى حقيقة أن لمعان النجوم يتحدد بكتلتها، فإنه في لحظة ضغط الجسم، لا يتغير سطوعه في الفضاء.
نجم في طريقه إلى التسلسل الرئيسي
يحدث تكوين النجوم وفقًا لمقياس زمني ديناميكي. يسقط الغاز النجمي بحرية نحو الداخل باتجاه المركز، مما يزيد من الكثافة والضغط في أحشاء الجسم المستقبلي. كلما زادت الكثافة في مركز كرة الغاز، زادت درجة الحرارة داخل الجسم. من هذه اللحظة، تصبح الحرارة الطاقة الرئيسية للجسم السماوي. كلما زادت الكثافة وارتفعت درجة الحرارة، زاد الضغط في أعماق نجم المستقبل. ويتوقف السقوط الحر للجزيئات والذرات، وتتوقف عملية ضغط الغازات النجمية. عادة ما تسمى حالة الجسم هذه بالنجم الأولي. الجسم عبارة عن 90% هيدروجين جزيئي. عندما تصل درجة الحرارة إلى 1800 كلفن، ينتقل الهيدروجين إلى الحالة الذرية. أثناء عملية الاضمحلال، يتم استهلاك الطاقة، ويتباطأ ارتفاع درجة الحرارة.
يتكون الكون من 75% من الهيدروجين الجزيئي، والذي يتحول أثناء تكوين النجوم الأولية إلى هيدروجين ذري - الوقود النووي للنجم
في هذه الحالة، ينخفض الضغط داخل كرة الغاز، مما يعطي حرية لقوة الضغط. ويتكرر هذا التسلسل في كل مرة يتأين فيها الهيدروجين بالكامل أولاً، ثم يتأين الهيليوم. عند درجة حرارة 10⁵ كلفن، يتأين الغاز تمامًا، ويتوقف ضغط النجم، وينشأ التوازن الهيدروستاتيكي للجسم. سيحدث التطور الإضافي للنجم وفقًا للمقياس الزمني الحراري، وهو أبطأ بكثير وأكثر اتساقًا.
لقد انخفض نصف قطر النجم الأولي من 100 وحدة فلكية منذ بداية التكوين. ما يصل إلى ¼ au. الكائن في وسط سحابة غازية. ونتيجة لتراكم الجزيئات من المناطق الخارجية لسحابة الغاز النجمية، فإن كتلة النجم ستزداد باستمرار. وبالتالي، سترتفع درجة الحرارة داخل الجسم، مصاحبة لعملية الحمل الحراري - نقل الطاقة من الطبقات الداخلية للنجم إلى حافته الخارجية. بعد ذلك، مع زيادة درجة الحرارة في داخل الجسم السماوي، يتم استبدال الحمل الحراري بالانتقال الإشعاعي، والتحرك نحو سطح النجم. في هذه اللحظة، يزداد لمعان الجسم بسرعة، كما تزداد درجة حرارة الطبقات السطحية للكرة النجمية.
عمليات الحمل الحراري والانتقال الإشعاعي في النجم المتشكل حديثًا قبل بداية تفاعلات الاندماج النووي الحراري
على سبيل المثال، بالنسبة للنجوم ذات الكتلة المطابقة لكتلة شمسنا، يحدث ضغط السحابة النجمية الأولية خلال بضع مئات من السنين فقط. أما بالنسبة للمرحلة الأخيرة من تكوين الجسم، فإن تكثيف المادة النجمية يمتد منذ ملايين السنين. تتحرك الشمس نحو التسلسل الرئيسي بسرعة كبيرة، وستستغرق هذه الرحلة مئات الملايين أو مليارات السنين. بمعنى آخر، كلما زادت كتلة النجم، طالت الفترة الزمنية التي يقضيها في تكوين نجم كامل. سيتحرك نجم كتلته 15 مليونًا على طول المسار المؤدي إلى التسلسل الرئيسي لفترة أطول بكثير - حوالي 60 ألف سنة.
مرحلة التسلسل الرئيسي
على الرغم من أن بعض التفاعلات الاندماجية تبدأ عند أكثر من ذلك درجات الحرارة المنخفضةتبدأ المرحلة الرئيسية لاحتراق الهيدروجين عند درجة حرارة 4 ملايين درجة. من هذه اللحظة تبدأ مرحلة التسلسل الرئيسي. يأتي دور صيغة جديدةاستنساخ الطاقة النجمية - النووية. الطاقة الحركية المنطلقة أثناء ضغط جسم ما تتلاشى في الخلفية. يضمن التوازن المحقق حياة طويلة وهادئة للنجم الذي يجد نفسه في المرحلة الأولية من التسلسل الرئيسي.
انشطار واضمحلال ذرات الهيدروجين أثناء تفاعل نووي حراري يحدث داخل النجم
من هذه اللحظة فصاعدًا، أصبحت مراقبة حياة النجم مرتبطة بشكل واضح بمرحلة التسلسل الرئيسي، وهو جزء مهم من تطور الأجرام السماوية. في هذه المرحلة يكون المصدر الوحيد للطاقة النجمية هو نتيجة احتراق الهيدروجين. الكائن في حالة توازن. مع استهلاك الوقود النووي، يتغير التركيب الكيميائي للجسم فقط. ستستمر بقاء الشمس في مرحلة التسلسل الرئيسي حوالي 10 مليارات سنة. هذا هو الوقت الذي سيستغرقه نجمنا الأصلي ليستهلك كامل مخزونه من الهيدروجين. أما النجوم الضخمة فإن تطورها يحدث بشكل أسرع. من خلال إصدار المزيد من الطاقة، يبقى النجم الهائل في مرحلة التسلسل الرئيسي لمدة 10-20 مليون سنة فقط.
تحترق النجوم الأقل ضخامة في سماء الليل لفترة أطول. وبالتالي، فإن النجم الذي تبلغ كتلته 0.25 كتلة شمسية سيبقى في مرحلة التسلسل الرئيسي لعشرات المليارات من السنين.
مخطط هيرتزسبرونج-راسل يقيّم العلاقة بين طيف النجوم ولمعانها. النقاط الموجودة على الرسم البياني هي مواقع النجوم المعروفة. تشير الأسهم إلى إزاحة النجوم من التسلسل الرئيسي إلى مرحلتي القزم العملاق والأبيض.
لتخيل تطور النجوم، ما عليك سوى إلقاء نظرة على الرسم البياني الذي يوضح مسار جرم سماوي في التسلسل الرئيسي. الجزء العلويتبدو الرسومات أقل تشبعًا بالكائنات نظرًا لأن هذا هو المكان الذي تتركز فيه النجوم الضخمة. يتم تفسير هذا الموقع من خلال دورة حياتها القصيرة. من بين النجوم المعروفة اليوم، تبلغ كتلة بعضها 70 مليونًا. الأجسام التي تتجاوز كتلتها الحد الأعلى وهو 100 متر قد لا تتشكل على الإطلاق.
الأجرام السماوية التي تقل كتلتها عن 0.08 م لا تتاح لها الفرصة للتغلب على الكتلة الحرجة المطلوبة لبداية الاندماج النووي الحراري وتظل باردة طوال حياتها. تنهار أصغر النجوم الأولية وتشكل أقزامًا تشبه الكواكب.
قزم بني يشبه الكوكب مقارنة بنجم عادي (شمسنا) وكوكب المشتري
وتتركز الأجسام التي تهيمن عليها النجوم ذات الكتل في الجزء السفلي من التسلسل كتلة متساويةشمسنا وأكثر من ذلك بقليل. الحدود الوهمية بين الأجزاء العلوية والسفلية من التسلسل الرئيسي هي كائنات كتلتها 1.5M.
المراحل اللاحقة من تطور النجوم
يتم تحديد كل خيار من خيارات تطور حالة النجم من خلال كتلته وطول الفترة الزمنية التي يحدث خلالها تحول المادة النجمية. ومع ذلك، فإن الكون متعدد الأوجه و آلية معقدةلذا فإن تطور النجوم يمكن أن يتخذ مسارات أخرى.
عند السفر على طول التسلسل الرئيسي، فإن النجم الذي تبلغ كتلته تقريبًا كتلة الشمس لديه ثلاثة خيارات رئيسية للمسار:
- عش حياتك بهدوء واسترح بسلام في مساحات الكون الشاسعة؛
- أدخل مرحلة العملاق الأحمر وتقدم في العمر ببطء؛
- يتحول إلى قزم أبيض، ثم ينفجر على شكل مستعر أعظم، ويتحول إلى نجم نيوتروني.
الخيارات الممكنة لتطور النجوم الأولية تعتمد على الوقت والتركيب الكيميائي للأجسام وكتلتها
بعد التسلسل الرئيسي، تبدأ المرحلة العملاقة. بحلول هذا الوقت، يتم استنفاد احتياطيات الهيدروجين في أحشاء النجم بالكامل، والمنطقة الوسطى من الكائن هي جوهر الهيليوم، ويتم تحويل التفاعلات النووية الحرارية إلى سطح الكائن. تحت تأثير الاندماج النووي الحراري، تتوسع القشرة، لكن كتلة قلب الهيليوم تزداد. يتحول النجم العادي إلى عملاق أحمر.
المرحلة العملاقة ومميزاتها
في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، تصبح الكثافة الأساسية هائلة، مما يحول المادة النجمية إلى غاز نسبي متحلل. إذا كانت كتلة النجم أكثر بقليل من 0.26 م، فإن زيادة الضغط ودرجة الحرارة تؤدي إلى بداية تصنيع الهيليوم، مما يغطي المنطقة الوسطى بأكملها من الجسم. ومن هذه اللحظة، ترتفع درجة حرارة النجم بسرعة. السمة الرئيسية لهذه العملية هي أن الغاز المنحل ليس لديه القدرة على التوسع. تحت تأثير درجة الحرارة المرتفعة، يزداد معدل انشطار الهيليوم فقط، والذي يصاحبه تفاعل انفجاري. في مثل هذه اللحظات يمكننا أن نلاحظ وميض الهيليوم. يزداد سطوع الجسم مئات المرات، لكن عذاب النجم يستمر. ينتقل النجم إلى حالة جديدة، حيث تحدث جميع العمليات الديناميكية الحرارية في قلب الهيليوم وفي الغلاف الخارجي المفرغ.
هيكل نجم التسلسل الرئيسي من النوع الشمسي والعملاق الأحمر مع قلب هيليوم متساوي الحرارة ومنطقة التخليق النووي ذات الطبقات
هذه الحالة مؤقتة وغير مستقرة. تختلط المادة النجمية باستمرار، وينبعث جزء كبير منها إلى الفضاء المحيط، لتشكل سديمًا كوكبيًا. ويبقى في المركز نواة ساخنة تسمى القزم الأبيض.
بالنسبة للنجوم ذات الكتلة الكبيرة، فإن العمليات المذكورة أعلاه ليست كارثية جدًا. يتم استبدال احتراق الهيليوم بتفاعل الانشطار النووي للكربون والسيليكون. في النهاية سيتحول قلب النجم إلى حديد نجمي. يتم تحديد المرحلة العملاقة من خلال كتلة النجم. كلما زادت كتلة الجسم، انخفضت درجة الحرارة في مركزه. ومن الواضح أن هذا لا يكفي لتحفيز تفاعل الانشطار النووي للكربون والعناصر الأخرى.
مصير القزم الأبيض - نجم نيوتروني أو ثقب أسود
بمجرد وصول الجسم إلى حالة القزم الأبيض، يصبح في حالة غير مستقرة للغاية. ويؤدي توقف التفاعلات النووية إلى انخفاض الضغط، ويدخل القلب في حالة من الانهيار. الطاقة المنطلقة في في هذه الحالة، يتم إنفاقه على تحلل الحديد إلى ذرات الهيليوم، والتي تتحلل أكثر إلى بروتونات ونيوترونات. تتطور عملية الجري بوتيرة سريعة. يميز انهيار النجم الجزء الديناميكي من المقياس ويستغرق جزءًا من الثانية من الوقت. يحدث احتراق بقايا الوقود النووي بشكل متفجر، مما يؤدي إلى إطلاق كمية هائلة من الطاقة في جزء من الثانية. هذا يكفي لتفجير الطبقات العليا من الجسم. المرحلة الأخيرة من القزم الأبيض هي انفجار المستعر الأعظم.
يبدأ قلب النجم في الانهيار (يسار). يشكل الانهيار نجمًا نيوترونيًا ويخلق تدفقًا للطاقة إلى الطبقات الخارجية للنجم (الوسط). الطاقة المنطلقة عندما تتساقط الطبقات الخارجية للنجم أثناء انفجار مستعر أعظم (على اليمين).
سيكون النواة فائقة الكثافة المتبقية عبارة عن مجموعة من البروتونات والإلكترونات، التي تصطدم مع بعضها البعض لتشكل النيوترونات. تم تجديد الكون بجسم جديد - نجم نيوتروني. بسبب الكثافة العالية، يتحلل اللب، وتتوقف عملية انهيار اللب. إذا كانت كتلة النجم كبيرة بما فيه الكفاية، فيمكن أن يستمر الانهيار حتى تسقط المادة النجمية المتبقية أخيرًا في مركز الجسم، لتشكل ثقبًا أسود.
شرح الجزء الأخير من تطور النجوم
بالنسبة للنجوم ذات التوازن الطبيعي، فإن عمليات التطور الموصوفة غير محتملة. ومع ذلك، فإن وجود الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية يثبت الوجود الحقيقي لعمليات ضغط المادة النجمية. يشير العدد الصغير من هذه الأشياء في الكون إلى عابرة وجودها. يمكن تمثيل المرحلة الأخيرة من التطور النجمي كسلسلة متتالية من نوعين:
- النجم العادي - العملاق الأحمر - تساقط الطبقات الخارجية - القزم الأبيض؛
- نجم ضخم – عملاق أحمر – انفجار سوبر نوفا – نجم نيوتروني أو ثقب أسود – العدم.
رسم تخطيطي لتطور النجوم. خيارات لاستمرار حياة النجوم خارج التسلسل الرئيسي.
من الصعب جدًا شرح العمليات الجارية من وجهة نظر علمية. ويتفق العلماء النوويون على أنه في حالة المرحلة الأخيرة من تطور النجوم، فإننا نتعامل مع إرهاق المادة. نتيجة للتأثير الميكانيكي والديناميكي الحراري المطول، تتغير المادة الخصائص الفيزيائية. إن إرهاق المادة النجمية، التي استنفدتها التفاعلات النووية طويلة المدى، يمكن أن يفسر ظهور غاز الإلكترون المتحلل، وتستيرنه وفناءه اللاحق. إذا تمت جميع العمليات المذكورة أعلاه من البداية إلى النهاية، فإن المادة النجمية تتوقف عن كونها مادة مادية - يختفي النجم في الفضاء، دون ترك أي شيء وراءه.
الفقاعات بين النجمية وسحب الغاز والغبار، التي هي مهد النجوم، لا يمكن تجديدها إلا بالنجوم المختفية والمنفجرة. الكون والمجرات في حالة توازن. هناك فقدان مستمر للكتلة، وكثافة الفضاء بين النجوم تتناقص في جزء واحد من الفضاء الخارجي. وبالتالي، في جزء آخر من الكون، يتم إنشاء الظروف لتشكيل نجوم جديدة. بمعنى آخر، يعمل المخطط: إذا فُقدت كمية معينة من المادة في مكان ما، فستظهر نفس الكمية من المادة في مكان آخر في الكون بشكل مختلف.
أخيراً
ومن خلال دراسة تطور النجوم نصل إلى نتيجة مفادها أن الكون عبارة عن محلول مخلخل عملاق يتحول فيه جزء من المادة إلى جزيئات الهيدروجين، وهو مواد بناءللنجوم. والجزء الآخر يذوب في الفضاء ويختفي من دائرة الأحاسيس المادية. والثقب الأسود بهذا المعنى هو مكان تحول جميع المواد إلى مادة مضادة. من الصعب جدًا أن نفهم تمامًا معنى ما يحدث، خاصة إذا اعتمدنا عند دراسة تطور النجوم فقط على قوانين الطاقة النووية، فيزياء الكموالديناميكا الحرارية. ليدرس هذه المسألةوينبغي إدراج نظرية الاحتمال النسبي، التي تسمح بانحناء الفضاء، مما يسمح بتحويل طاقة إلى أخرى، ومن حالة إلى أخرى.
الاندماج النووي الحراري في باطن النجوم
في هذا الوقت، بالنسبة للنجوم التي تزيد كتلتها عن 0.8 كتلة شمسية، يصبح اللب شفافًا للإشعاع، ويسود نقل الطاقة الإشعاعية في اللب، بينما تظل القشرة في الأعلى حاملة للحمل. لا أحد يعرف على وجه اليقين كيف تصل النجوم ذات الكتلة الأقل إلى التسلسل الرئيسي، حيث أن الوقت الذي تقضيه هذه النجوم في فئة الشباب يتجاوز عمر الكون. كل أفكارنا حول تطور هذه النجوم مبنية على حسابات رقمية.
ومع انقباض النجم، يبدأ ضغط غاز الإلكترون المنحل في الارتفاع، وعند نصف قطر معين من النجم، يوقف هذا الضغط زيادة درجة الحرارة المركزية، ثم يبدأ في خفضها. وبالنسبة للنجوم الأصغر من 0.08، يتبين أن هذا أمر مميت: فالطاقة المنبعثة أثناء التفاعلات النووية لن تكون كافية أبدًا لتغطية تكاليف الإشعاع. وتسمى مثل هذه النجوم الفرعية بالأقزام البنية، ومصيرها هو الضغط المستمر حتى يوقفها ضغط الغاز المنحل، ثم التبريد التدريجي مع توقف جميع التفاعلات النووية.
نجوم الكتلة المتوسطة الشباب
تتطور النجوم الشابة ذات الكتلة المتوسطة (من 2 إلى 8 أضعاف كتلة الشمس) من الناحية النوعية بنفس الطريقة تمامًا مثل أخواتها الأصغر، باستثناء أنها لا تحتوي على مناطق الحمل الحراري حتى التسلسل الرئيسي.
ترتبط الكائنات من هذا النوع بما يسمى. نجوم Ae\Be Herbit ذات متغيرات غير منتظمة من النوع الطيفي B-F5. لديهم أيضًا أقراص نفاثة ثنائية القطب. سرعة التدفق واللمعان و درجة حرارة فعالةأكثر بكثير من τ برج الثور، لذلك يقومون بتسخين وتشتيت بقايا السحابة النجمية بشكل فعال.
النجوم الشابة التي تزيد كتلتها عن 8 أضعاف كتلة الشمس
في الواقع، هذه نجوم عادية بالفعل. وبينما كانت كتلة النواة الهيدروستاتيكية تتراكم، تمكن النجم من القفز عبر جميع المراحل الوسيطة وتسخين التفاعلات النووية إلى حد تعويض الخسائر الناجمة عن الإشعاع. بالنسبة لهذه النجوم، يكون تدفق الكتلة واللمعان إلى الخارج كبيرًا جدًا لدرجة أنه لا يوقف انهيار المناطق الخارجية المتبقية فحسب، بل يدفعها إلى الخلف. وبالتالي، فإن كتلة النجم الناتج أقل بشكل ملحوظ من كتلة السحابة النجمية. على الأرجح، هذا ما يفسر عدم وجود نجوم أكبر من 100-200 كتلة شمسية في مجرتنا.
دورة منتصف عمر النجم
من بين النجوم المتكونة هناك مجموعة كبيرة ومتنوعة من الألوان والأحجام. وهي تتراوح في النوع الطيفي من الأزرق الحار إلى الأحمر البارد، وكتلتها من 0.08 إلى أكثر من 200 كتلة شمسية. يعتمد لمعان النجم ولونه على درجة حرارة سطحه، والتي بدورها تتحدد بكتلته. هذا كل شيء، النجوم الجدد "يأخذون مكانهم" في التسلسل الرئيسي وفقًا لحالتهم التركيب الكيميائيوالكتلة. نحن لا نتحدث عن الحركة الجسدية للنجم - فقط عن موضعه على الرسم البياني المشار إليه، اعتمادًا على معلمات النجم. أي أننا نتحدث في الواقع فقط عن تغيير معالم النجم.
ما سيحدث بعد ذلك مرة أخرى يعتمد على كتلة النجم.
السنوات اللاحقة وموت النجوم
النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة
حتى الآن، ليس من المعروف على وجه اليقين ما يحدث للنجوم الخفيفة بعد استنفاد إمدادات الهيدروجين الخاصة بها. بما أن عمر الكون هو 13.7 مليار سنة، وهي فترة ليست كافية لاستنفاد مخزونه من وقود الهيدروجين، النظريات الحديثةتعتمد على النمذجة الحاسوبية للعمليات التي تحدث في مثل هذه النجوم.
يمكن لبعض النجوم دمج الهيليوم فقط في مناطق نشطة معينة، مما يسبب عدم الاستقرار والرياح الشمسية القوية. في هذه الحالة، لا يحدث تكوين سديم كوكبي، ويتبخر النجم فقط، ليصبح أصغر من القزم البني.
لكن النجم الذي كتلته أقل من 0.5 شمس لن يتمكن أبدًا من تصنيع الهيليوم حتى بعد توقف التفاعلات التي تتضمن الهيدروجين في القلب. غلافها النجمي ليس ضخمًا بما يكفي للتغلب على الضغط الناتج عن النواة. وتشمل هذه النجوم الأقزام الحمراء (مثل بروكسيما سنتوري)، والتي كانت في التسلسل الرئيسي لمئات المليارات من السنين. بعد توقف التفاعلات النووية الحرارية في جوهرها، فإنها، تبريدها تدريجيا، ستستمر في انبعاث ضعيف في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي.
نجوم متوسطة الحجم
عندما يصل نجم متوسط الحجم (من 0.4 إلى 3.4 كتلة شمسية) إلى مرحلة العملاق الأحمر، تستمر طبقاته الخارجية في التوسع، وينقبض قلبه، وتبدأ التفاعلات في تصنيع الكربون من الهيليوم. يُطلق الاندماج قدرًا كبيرًا من الطاقة، مما يمنح النجم فترة راحة مؤقتة. بالنسبة لنجم مماثل في الحجم للشمس، يمكن أن تستغرق هذه العملية حوالي مليار سنة.
تؤدي التغيرات في كمية الطاقة المنبعثة إلى مرور النجم بفترات من عدم الاستقرار، بما في ذلك التغيرات في الحجم ودرجة حرارة السطح ومخرجات الطاقة. يتحول إنتاج الطاقة نحو الإشعاع منخفض التردد. ويصاحب كل هذا زيادة في فقدان الكتلة بسبب الرياح الشمسية القوية والنبضات الشديدة. تسمى النجوم في هذه المرحلة نجوم من النوع المتأخر, أوه -IR النجومأو نجوم تشبه ميرا، اعتمادًا على خصائصها الدقيقة. ويكون الغاز المقذوف غنيًا نسبيًا بالعناصر الثقيلة المنتجة في باطن النجم، مثل الأكسجين والكربون. يشكل الغاز غلافًا متوسعًا ويبرد أثناء تحركه بعيدًا عن النجم، مما يسمح بتكوين جزيئات وجزيئات الغبار. مع قوي الأشعة تحت الحمراءفي مثل هذه الأصداف للنجم المركزي، يتم تشكيل الظروف المثالية لتفعيل المازرات.
تفاعلات احتراق الهيليوم حساسة جدًا لدرجة الحرارة. في بعض الأحيان يؤدي هذا إلى عدم استقرار كبير. تحدث نبضات عنيفة، والتي تنقل في النهاية ما يكفي من الطاقة الحركية إلى الطبقات الخارجية ليتم إخراجها وتصبح سديمًا كوكبيًا. في وسط السديم، يبقى جوهر النجم، الذي يتحول، عندما يبرد، إلى قزم أبيض من الهيليوم، وعادة ما تصل كتلته إلى 0.5-0.6 شمسي وقطره يعادل قطر الأرض. .
الأقزام البيضاء
الغالبية العظمى من النجوم، بما في ذلك الشمس، تنتهي من تطورها بالانكماش حتى يوازن ضغط الإلكترونات المتحللة الجاذبية. وفي هذه الحالة، عندما يتناقص حجم النجم مائة مرة، وتصبح كثافته أعلى من كثافة الماء بمليون مرة، يسمى النجم بالقزم الأبيض. إنه محروم من مصادر الطاقة، وبعد أن يبرد تدريجيا، يصبح مظلما وغير مرئي.
في النجوم الأضخم من الشمس، لا يمكن أن يحتوي ضغط الإلكترونات المتحللة على ضغط النواة، ويستمر حتى تتحول معظم الجسيمات إلى نيوترونات، معبأة بإحكام بحيث يتم قياس حجم النجم بالكيلومترات وهو 100. مياه أكثر كثافة بمليون مرة. يُسمى مثل هذا الجسم بالنجم النيوتروني؛ ويتم الحفاظ على توازنها عن طريق ضغط المادة النيوترونية المتحللة.
النجوم فائقة الضخامة
بعد أن تتناثر الطبقات الخارجية لنجم كتلته أكبر من خمس كتل شمسية لتشكل عملاقًا أحمرًا فائقًا، يبدأ القلب في الانضغاط بسبب قوى الجاذبية. ومع زيادة الضغط، تزداد درجة الحرارة والكثافة، ويبدأ تسلسل جديد من التفاعلات النووية الحرارية. في مثل هذه التفاعلات، يتم تصنيع العناصر الثقيلة، مما يمنع انهيار النواة مؤقتًا.
في النهاية، مع تكوين عناصر أثقل وأثقل في الجدول الدوري، يتم تصنيع الحديد-56 من السيليكون. حتى هذه اللحظة، تم إطلاق تخليق العناصر عدد كبير منومع ذلك، فإن نواة الحديد -56 هي التي لديها أقصى عيب في الكتلة وتكوين نوى أثقل غير مناسب. لذلك، عندما يصل اللب الحديدي للنجم إلى قيمة معينة، فإن الضغط الموجود فيه لم يعد قادرًا على تحمل قوة الجاذبية الهائلة، ويحدث الانهيار الفوري للنواة مع نيترون مادته.
ما سيحدث بعد ذلك ليس واضحا تماما. ولكن مهما كان الأمر، فإنه يتسبب في انفجار سوبر نوفا بقوة لا تصدق في غضون ثوان.
يثير انفجار النيوترينوات المصاحب موجة صدمة. تندفع نفاثات قوية من النيوترينوات ومجال مغناطيسي دوار للخارج معظمالمواد المتراكمة بواسطة النجم - ما يسمى بعناصر البذر، بما في ذلك الحديد والعناصر الأخف. يتم قصف المادة المتفجرة بالنيوترونات المنبعثة من النواة، فتلتقطها وبالتالي تكوّن مجموعة من العناصر الأثقل من الحديد، بما في ذلك العناصر المشعة، وصولاً إلى اليورانيوم (وربما حتى الكاليفورنيوم). وهكذا، تفسر انفجارات المستعرات الأعظم وجود عناصر أثقل من الحديد في المادة بين النجوم.
تحمل موجة الانفجار ونفاثات النيوترينو المواد بعيدًا عن النجم المحتضر إلى الفضاء بين النجوم. وبعد ذلك، أثناء تحركها عبر الفضاء، قد تصطدم مادة المستعر الأعظم هذه بحطام فضائي آخر، وربما تشارك في تكوين نجوم أو كواكب أو أقمار صناعية جديدة.
لا تزال العمليات التي تحدث أثناء تكوين المستعر الأعظم قيد الدراسة، وحتى الآن لا يوجد وضوح بشأن هذه المسألة. ومن المشكوك فيه أيضًا ما تبقى بالفعل من النجم الأصلي. ومع ذلك، يتم النظر في خيارين:
النجوم النيوترونية
ومن المعروف أنه في بعض المستعرات الأعظم، تؤدي الجاذبية القوية في أعماق العملاق إلى سقوط الإلكترونات في نواة الذرة، حيث تندمج مع البروتونات لتشكل النيوترونات. تختفي القوى الكهرومغناطيسية التي تفصل بين النوى القريبة. أصبح قلب النجم الآن عبارة عن كرة كثيفة من النوى الذرية والنيوترونات الفردية.
هذه النجوم، المعروفة باسم النجوم النيوترونية، صغيرة للغاية - لا يزيد حجمها عن حجمها مدينة كبيرة، ولها لا يمكن تصوره كثافة عالية. تصبح الفترة المدارية قصيرة للغاية مع انخفاض حجم النجم (بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي). بعضها يقوم بـ 600 دورة في الثانية. عندما يصل المحور بين الشمال والجنوب القطب المغناطيسيومن هذا النجم سريع الدوران والمتجه نحو الأرض، يمكن اكتشاف نبضة من الإشعاع تتكرر على فترات تساوي الفترة المدارية للنجم. كانت تسمى هذه النجوم النيوترونية "النجوم النابضة"، وكانت أول النجوم النيوترونية التي تم اكتشافها.
الثقوب السوداء
لا تصبح جميع المستعرات الأعظمية نجومًا نيوترونية. إذا كان لدى النجم كتلة كبيرة بما فيه الكفاية، فسيستمر انهيار النجم وستبدأ النيوترونات نفسها في الانخفاض إلى الداخل حتى يصبح نصف قطرها أقل من نصف قطر شفارتزشيلد. وبعد ذلك يتحول النجم إلى ثقب أسود.
تم التنبؤ بوجود الثقوب السوداء من خلال النظرية النسبية العامة. وفقا للنسبية العامة، المادة والمعلومات لا يمكن أن تغادر الثقب الأسودمستحيل. ومع ذلك، فإن ميكانيكا الكم تجعل الاستثناءات لهذه القاعدة ممكنة.
ولا يزال هناك عدد من الأسئلة المفتوحة. وأهمها: "هل هناك ثقوب سوداء على الإطلاق؟" بعد كل شيء، من أجل القول على وجه اليقين أن هذا الكائن هو ثقب أسود، فمن الضروري مراقبة أفق الحدث الخاص به. كل المحاولات للقيام بذلك انتهت بالفشل. لكن لا يزال هناك أمل، إذ لا يمكن تفسير بعض الأجسام دون التراكم، والتراكم على جسم دون سطح صلب، لكن هذا لا يثبت وجود الثقوب السوداء في حد ذاته.
الأسئلة مفتوحة أيضًا: هل من الممكن أن ينهار النجم مباشرة في ثقب أسود، متجاوزًا المستعر الأعظم؟ هل هناك مستعرات أعظمية ستصبح فيما بعد ثقوبًا سوداء؟ ما هو التأثير الدقيق للكتلة الأولية للنجم على تكوين الأجسام في نهايته؟ دورة الحياة?
الحياة الداخلية للنجم ينظمها تأثير قوتين: قوة الجاذبية التي تقاوم النجم وتحتفظ به، والقوة المنطلقة أثناء التفاعلات النووية التي تحدث في القلب. بل على العكس من ذلك، فهو يميل إلى "دفع" النجم إلى الفضاء البعيد. خلال مراحل التكوين، يتأثر النجم الكثيف والمضغوط بشدة بالجاذبية. ونتيجة لذلك يحدث تسخين قوي وتصل درجة الحرارة إلى 10-20 مليون درجة. وهذا يكفي لبدء التفاعلات النووية، ونتيجة لذلك يتم تحويل الهيدروجين إلى الهيليوم.
ثم خلال فترة طويلةوتتوازن القوتان، ويكون النجم في حالة مستقرة. عندما ينفد الوقود النووي في القلب تدريجياً، يدخل النجم في مرحلة عدم الاستقرار، حيث تتعارض قوتان مع بعضهما البعض. تأتي لحظة حرجة للنجم أكثر من غيرها عوامل مختلفة– درجة الحرارة والكثافة والتركيب الكيميائي. كتلة النجم تأتي أولاً؛ ويعتمد عليها مستقبل هذا الجرم السماوي، فإما أن ينفجر النجم مثل المستعر الأعظم، أو يتحول إلى قزم أبيض، أو نجم نيوتروني، أو ثقب أسود.
كيف ينفد الهيدروجين
فقط الأجرام السماوية الأكبر حجمًا (حوالي 80 مرة كتلة المشتري) تصبح نجومًا، والأصغر حجمًا (حوالي 17 مرة أصغر من المشتري) تصبح كواكب. وهناك أيضًا أجسام متوسطة الكتلة، فهي كبيرة جدًا بحيث لا تنتمي إلى فئة الكواكب، وصغيرة جدًا وباردة جدًا بحيث لا يمكن أن تحدث التفاعلات النووية المميزة للنجوم في أعماقها.
تتميز هذه الأجرام السماوية ذات اللون الداكن بإضاءة ضعيفة ويصعب تمييزها في السماء. يطلق عليهم "الأقزام البنية".
إذن، يتشكل النجم من سحب تتكون من غاز بين النجوم. كما لوحظ بالفعل، تماما منذ وقت طويلالنجم في حالة متوازنة. ثم تأتي فترة من عدم الاستقرار. مزيد من المصيرالنجوم يعتمد عليها عوامل مختلفة. فكر في نجم صغير افتراضي تتراوح كتلته بين 0.1 و 4 كتلة شمسية. من السمات المميزة للنجوم ذات الكتلة المنخفضة غياب الحمل الحراري في الطبقات الداخلية، أي. فالمواد التي يتكون منها النجم لا تمتزج كما يحدث في النجوم ذات الكتلة الكبيرة.
وهذا يعني أنه عندما ينفد الهيدروجين الموجود في النواة، لا توجد احتياطيات جديدة لهذا العنصر في الطبقات الخارجية. يحترق الهيدروجين ويتحول إلى هيليوم. شيئًا فشيئًا يسخن القلب، وتزعزع الطبقات السطحية استقرار بنيتها، والنجم، كما يمكن رؤيته من مخطط H-R، يترك ببطء مرحلة التسلسل الرئيسي. وفي المرحلة الجديدة، تزداد كثافة المادة داخل النجم، و"ينحط" تركيب النواة، ونتيجة لذلك، يظهر تناسق خاص. وهي تختلف عن المادة العادية.
تعديل المادة
عندما تتغير المادة، يعتمد الضغط فقط على كثافة الغازات، وليس على درجة الحرارة.
في مخطط هرتزشبرونج-راسل، يتحرك النجم إلى اليمين ثم إلى الأعلى، مقتربًا من منطقة العملاق الأحمر. وتزداد أبعادها بشكل ملحوظ، ولهذا السبب تنخفض درجة حرارة الطبقات الخارجية. يمكن أن يصل قطر العملاق الأحمر إلى مئات الملايين من الكيلومترات. عندما يدخل بلدنا هذه المرحلة، فإنه "سوف يبتلع" أو كوكب الزهرة، وإذا لم يتمكن من الاستيلاء على الأرض، فسوف يسخنها إلى الحد الذي ستتوقف فيه الحياة على كوكبنا عن الوجود.
أثناء تطور النجم، ترتفع درجة حرارة قلبه. أولا، تحدث التفاعلات النووية، ثم عند الوصول إلى درجة الحرارة المثلى، يبدأ الهيليوم في الذوبان. عندما يحدث هذا، تؤدي الزيادة المفاجئة في درجة الحرارة الأساسية إلى حدوث توهج وينتقل النجم بسرعة إلى الداخل الجهه اليسرى الرسوم البيانية G-R. وهذا ما يسمى "فلاش الهيليوم". في هذا الوقت، يحترق القلب الذي يحتوي على الهيليوم مع الهيدروجين، وهو جزء من القشرة المحيطة بالنواة. في مخطط H-R، يتم تسجيل هذه المرحلة عن طريق التحرك إلى اليمين على طول خط أفقي.
المراحل الأخيرة من التطور
عندما يتحول الهيليوم إلى كربون، يتم تعديل النواة. وترتفع درجة حرارته حتى (إذا كان النجم كبيراً) حتى يبدأ الكربون في الاحتراق. يحدث تفشي جديد. على أية حال، خلال المراحل الأخيرة من تطور النجم، هناك خسارة كبيرة في كتلته. يمكن أن يحدث هذا تدريجيًا أو فجأة، أثناء الانفجار، عندما تنفجر الطبقات الخارجية للنجم مثل فقاعة كبيرة. في الحالة الأخيرة، يتم تشكيل سديم كوكبي - قذيفة كروية، تنتشر في الفضاء الخارجي بسرعة عدة عشرات أو حتى مئات الكيلومترات في الثانية.
يعتمد المصير النهائي للنجم على الكتلة المتبقية بعد كل ما يحدث فيه. فإذا قذف الكثير من المادة خلال جميع التحولات والتوهجات وكانت كتلته لا تتجاوز 1.44 كتلة شمسية، تحول النجم إلى قزم أبيض. يُطلق على هذا الرقم اسم "حد شاندرا سيخار" تكريماً لعالم الفيزياء الفلكية الباكستاني سوبرامانيان شاندراسيخار. هذه هي الكتلة القصوى للنجم والتي قد لا تحدث عندها نهاية كارثية بسبب ضغط الإلكترونات في القلب.
بعد انفجار الطبقات الخارجية، يبقى قلب النجم، وتكون درجة حرارة سطحه مرتفعة جدًا - حوالي 100000 درجة كلفن. يتحرك النجم إلى الحافة اليسرى لمخطط H-R وينخفض. ويقل لمعانه كلما قل حجمه.
يصل النجم ببطء إلى منطقة القزم الأبيض. وهي نجوم ذات قطر صغير (مثل نجمنا)، ولكنها تتميز بكثافة عالية جداً، تبلغ كثافة الماء مليون ونصف المليون مرة. إن السنتيمتر المكعب من المادة التي يتكون منها القزم الأبيض يزن حوالي طن واحد على الأرض!
يمثل القزم الأبيض المرحلة الأخيرة من تطور النجم، دون حدوث انفجارات. إنها تبرد تدريجياً.
ويعتقد العلماء أن نهاية القزم الأبيض تتم ببطء شديد، على الأقل منذ بداية الكون، ويبدو أنه لم يعاني أي قزم أبيض من "الموت الحراري".
فإذا كان النجم كبيرا وكتلته أكبر من الشمس فإنه سينفجر مثل المستعر الأعظم. أثناء التوهج، قد ينهار النجم كليًا أو جزئيًا. في الحالة الأولى، ما سيتبقى هو سحابة من الغاز مع مادة متبقية من النجم. وفي الثانية - يبقى جسم سماويأعلى كثافة - نجم نيوتروني أو ثقب أسود.
كتلة النجم ت☼ ونصف القطر R يمكن وصفه بطاقته الكامنة E . محتملأو طاقة الجاذبيةالنجم هو العمل الذي يجب بذله لتشتيت مادة النجم إلى ما لا نهاية. والعكس، تنطلق هذه الطاقة عندما ينكمش النجم، أي عندما ينكمش. كلما انخفض نصف قطرها. يمكن حساب قيمة هذه الطاقة باستخدام الصيغة:
الطاقة الكامنة للشمس تساوي: E ☼ = 5.9∙10 41 J.
أظهرت دراسة نظرية لعملية ضغط الجاذبية للنجم أن ما يقرب من نصف ضغطه الطاقة الكامنةيشع النجم، بينما يقضي النصف الآخر في رفع درجة حرارة كتلته إلى ما يقرب من عشرة ملايين كلفن. لكن ليس من الصعب الاقتناع بأن الشمس كانت ستبعث هذه الطاقة خلال 23 مليون سنة. لذلك، يمكن أن يكون ضغط الجاذبية مصدرًا للطاقة للنجوم فقط في بعضها مراحل مختصرةتطورهم.
تمت صياغة نظرية الاندماج النووي الحراري في عام 1938 من قبل الفيزيائيين الألمان كارل فايتسكر وهانز بيث. كان الشرط الأساسي لذلك، أولاً، هو تحديد ف. أستون (إنجلترا) في عام 1918 لكتلة ذرة الهيليوم، والتي تساوي 3.97 كتلة من ذرة الهيدروجين , ثانيًا، تحديد العلاقة بين وزن الجسم في عام 1905 توطاقته هعلى شكل صيغة أينشتاين:
حيث c هي سرعة الضوء، ثالثاً، الاكتشاف عام 1929 أنه بفضل تأثير النفق يمكن لجسيمين متساويين الشحنة (بروتونين) الاقتراب على مسافة تكون فيها قوة الجذب متفوقة، وكذلك الاكتشاف عام 1932 من البوزيترون e+ والنيوترون n.
أول وأكثر تفاعلات الاندماج النووي الحراري فعالية هو تكوين أربعة بروتونات في نواة ذرة الهيليوم وفقًا للمخطط:
ما يحدث هنا مهم جدا خلل جماعي:كتلة نواة الهيليوم هي 4.00389 amu، في حين أن كتلة أربعة بروتونات هي 4.03252 amu. باستخدام صيغة أينشتاين، نحسب الطاقة المنطلقة أثناء تكوين نواة الهيليوم الواحدة:
ليس من الصعب حساب ذلك لو كانت الشمس في وضع التشغيل المرحلة الأوليةيتكون التطور من الهيدروجين فقط، فإن تحوله إلى الهيليوم سيكون كافيًا لوجود الشمس كنجم مع فقدان الطاقة الحالي بحوالي 100 مليار سنة. في الواقع، نحن نتحدث عن "احتراق" حوالي 10% من الهيدروجين من أعمق أحشاء النجم، حيث تكون درجة الحرارة كافية لتفاعلات الاندماج.
يمكن أن تحدث تفاعلات تصنيع الهيليوم بطريقتين. الأول يسمى دورة صثانية - مع لا دورة.وفي كلتا الحالتين، مرتين في كل نواة هيليوم، يتحول البروتون إلى نيوترون وفقًا للمخطط التالي:
,
أين الخامس- النيوترينو.
يوضح الجدول 1 متوسط الوقت لكل تفاعل اندماج نووي حراري، وهي الفترة التي سينخفض خلالها عدد الجسيمات الأولية بمقدار همرة واحدة.
الجدول 1. تفاعلات تركيب الهيليوم.
تتميز كفاءة تفاعلات الاندماج بقوة المصدر، أي كمية الطاقة التي يتم إطلاقها لكل وحدة كتلة من المادة لكل وحدة زمنية. ويترتب على هذه النظرية أن
, بينما . حد درجة الحرارة تي،فوقها دور أساسيلن تلعب ص-،أ دورة CNO، تساوي 15∙10 6 ك. في أعماق الشمس، سيتم لعب الدور الرئيسي بواسطة ص-دورة. على وجه التحديد، لأن أول تفاعلاتها لها فترة زمنية مميزة طويلة جدًا (14 مليار سنة)، فإن الشمس والنجوم المشابهة لها تمر بمسارها التطوري لنحو عشرة مليارات سنة. بالنسبة للنجوم البيضاء الأكثر ضخامة، يكون هذا الوقت أقل بعشرات ومئات المرات، نظرًا لأن الزمن المميز للتفاعلات الرئيسية أقصر بكثير CNO-دورة.إذا كانت درجة الحرارة في باطن النجم، بعد استنفاد الهيدروجين هناك، تصل إلى مئات الملايين من الكلفن، وهذا ممكن بالنسبة للنجوم ذات الكتلة ت> 1.2 م ☼ فيصبح مصدر الطاقة تفاعل تحويل الهيليوم إلى كربون حسب المخطط:
. تظهر الحسابات أن النجم سوف يستخدم احتياطياته من الهيليوم في حوالي 10 ملايين سنة. إذا كانت كتلتها كبيرة بما فيه الكفاية، فإن النواة تستمر في الضغط وتصبح عند درجات حرارة أعلى من 500 مليون درجة ردود الفعل المحتملةتخليق النوى الذرية الأكثر تعقيدًا وفقًا للمخطط: 
عند درجات الحرارة المرتفعة تحدث التفاعلات التالية:
إلخ. حتى تكوين نوى الحديد. هذه هي ردود الفعل طاردة للحرارة,ونتيجة لتقدمهم، يتم إطلاق الطاقة.
وكما نعلم فإن الطاقة التي يبعثها النجم في الفضاء المحيط به تنطلق في أعماقه وتتسرب تدريجياً إلى سطح النجم. يمكن أن يتم نقل الطاقة عبر سماكة مادة النجم من خلال آليتين: نقل مشعأو الحمل الحراري.
في الحالة الأولى نحن نتحدث عنحول الامتصاص القابل لإعادة الاستخدام وإعادة انبعاث الكمات. في الواقع، خلال كل حدث من هذا القبيل، يتم تجزئة الكمات، لذا بدلًا من الكميات الصلبة التي تنشأ أثناء الاندماج النووي الحراري في أحشاء النجم، تصل الملايين من الكمات منخفضة الطاقة إلى سطحه. وفي هذه الحالة يتحقق قانون حفظ الطاقة.
في نظرية نقل الطاقة، تم تقديم مفهوم المسار الحر للكم بتردد معين υ. ليس من الصعب أن نفهم أنه في الأجواء النجمية، لا يتجاوز المسار الحر للكم عدة سنتيمترات. ويُقاس الوقت الذي تستغرقه كميات الطاقة للتسرب من مركز النجم إلى سطحه بملايين السنين، ومع ذلك، في أعماق النجوم، قد تنشأ ظروف يختل فيها هذا التوازن الإشعاعي. يتصرف الماء بشكل مماثل في الوعاء الذي يتم تسخينه من الأسفل. لفترة معينة، يكون السائل هنا في حالة توازن، حيث أن الجزيء، بعد أن تلقى طاقة زائدة مباشرة من أسفل الوعاء، قادر على نقل جزء من الطاقة بسبب الاصطدامات إلى الجزيئات الأخرى الموجودة أعلاه. يؤدي هذا إلى إنشاء تدرج معين في درجة حرارة الوعاء من أسفله إلى الحافة العلوية. ومع ذلك، مع مرور الوقت، يصبح المعدل الذي تستطيع به الجزيئات نقل الطاقة إلى الأعلى من خلال الاصطدامات أقل من المعدل الذي تنتقل به الحرارة من الأسفل. يحدث الغليان - انتقال الحرارة عن طريق الحركة المباشرة للمادة.
نجمة- جرم سماوي تحدث فيه تفاعلات نووية حرارية أو حدثت أو ستحدث. النجوم عبارة عن كرات ضخمة مضيئة من الغاز (البلازما). تتشكل من بيئة غبار الغاز (الهيدروجين والهيليوم) نتيجة لضغط الجاذبية. تُقاس درجة حرارة المادة في باطن النجوم بملايين الكلفن، وعلى سطحها بآلاف الكلفن. تنطلق طاقة الغالبية العظمى من النجوم نتيجة التفاعلات النووية الحرارية التي تحول الهيدروجين إلى هيليوم، والذي يحدث عندما درجات حرارة عاليةفي المناطق الداخلية. غالبًا ما تسمى النجوم بالأجسام الرئيسية للكون، لأنها تحتوي على الجزء الأكبر من المادة المضيئة في الطبيعة. النجوم هي أجسام كروية ضخمة تتكون من الهيليوم والهيدروجين بالإضافة إلى غازات أخرى. طاقة النجم موجودة في قلبه، حيث يتفاعل الهيليوم مع الهيدروجين كل ثانية. مثل كل شيء عضوي في عالمنا، تنشأ النجوم وتتطور وتتغير وتختفي - وتستغرق هذه العملية مليارات السنين وتسمى عملية "تطور النجوم".
1. تطور النجوم
تطور النجوم- تسلسل التغيرات التي يمر بها النجم خلال حياته، أي على مدى مئات الآلاف أو ملايين أو مليارات السنين أثناء إشعاعه للضوء والحرارة. يبدأ النجم حياته كسحابة باردة متخلخلة من الغاز بين النجمي (وسط غازي مخلخل يملأ كل الفراغ بين النجوم)، ينضغط تحت جاذبيته ويأخذ شكل كرة تدريجيًا. عند ضغطها، تتحول طاقة الجاذبية (التفاعل الأساسي العالمي بين جميع الأجسام المادية) إلى حرارة، وترتفع درجة حرارة الجسم. عندما تصل درجة الحرارة في المركز إلى 15-20 مليون كلفن، تبدأ التفاعلات النووية الحرارية ويتوقف الضغط. يصبح الكائن نجمًا كاملاً. تشبه المرحلة الأولى من حياة النجم حياة الشمس، حيث تهيمن عليها تفاعلات دورة الهيدروجين. ويظل على هذه الحالة طوال معظم حياته، حيث يكون على التسلسل الرئيسي لمخطط هيرتزسبرونج-راسل (الشكل 1) (يُظهر العلاقة بين الحجم المطلق واللمعان والطبقة الطيفية ودرجة حرارة سطح النجم، 1910)، حتى احتياطيات الوقود لديها تنفد في جوهرها. عندما يتحول كل الهيدروجين الموجود في مركز النجم إلى هيليوم، يتشكل قلب الهيليوم، ويستمر الحرق النووي الحراري للهيدروجين في محيطه. خلال هذه الفترة، يبدأ هيكل النجم في التغير. يزداد لمعانه، وتتوسع طبقاته الخارجية، وتنخفض درجة حرارة سطحه، ويصبح النجم عملاقًا أحمر، يشكل فرعًا على مخطط هيرتزسبرونج-راسل. يقضي النجم وقتًا أقل بكثير في هذا الفرع مقارنةً بالتسلسل الرئيسي. عندما تصبح الكتلة المتراكمة لنواة الهيليوم كبيرة، فإنها لا تستطيع تحمل وزنها وتبدأ في الانكماش؛ إذا كان النجم ضخمًا بدرجة كافية، فإن زيادة درجة الحرارة يمكن أن تسبب مزيدًا من التحول النووي الحراري للهيليوم إلى عناصر أثقل (الهيليوم إلى كربون، والكربون إلى أكسجين، والأكسجين إلى سيليكون، وأخيرًا السيليكون إلى حديد).
2. الاندماج النووي الحراري في باطن النجوم
بحلول عام 1939، ثبت أن مصدر الطاقة النجمية هو الاندماج النووي الحراري الذي يحدث في أحشاء النجوم. تبعث معظم النجوم إشعاعًا لأنه في قلبها تتحد أربعة بروتونات من خلال سلسلة من الخطوات الوسيطة لتكوين جسيم ألفا واحد. يمكن أن يحدث هذا التحول بطريقتين رئيسيتين، تسمى دورة بروتون-بروتون، أو دورة p-p، ودورة نيتروجين الكربون، أو CN. في النجوم ذات الكتلة المنخفضة، يتم توفير إطلاق الطاقة بشكل أساسي من خلال الدورة الأولى، في النجوم الثقيلة - من خلال الثانية. إن إمدادات الوقود النووي في النجم محدودة ويتم إنفاقها باستمرار على الإشعاع. إن عملية الاندماج النووي الحراري، التي تطلق الطاقة وتغير تركيبة مادة النجم، بالاشتراك مع الجاذبية التي تميل إلى ضغط النجم وتطلق أيضًا الطاقة، وكذلك الإشعاع من السطح، الذي يحمل الطاقة المنبعثة بعيدًا، هي القوى الدافعة الرئيسية لتطور النجوم. يبدأ تطور النجم في سحابة جزيئية عملاقة، تسمى أيضًا المهد النجمي. تحتوي معظم المساحة "الفارغة" في المجرة في الواقع على ما بين 0.1 و1 جزيء لكل سم؟. تبلغ كثافة السحابة الجزيئية حوالي مليون جزيء لكل سم؟. تتجاوز كتلة هذه السحابة كتلة الشمس بمقدار 100000 إلى 10000000 مرة نظرًا لحجمها: من 50 إلى 300 سنة ضوئية في القطر. وبينما تدور السحابة بحرية حول مركز مجرتها الأصلية، لا يحدث شيء. ومع ذلك، بسبب عدم تجانس مجال الجاذبية، قد تنشأ اضطرابات فيه، مما يؤدي إلى تركيزات محلية للكتلة. مثل هذه الاضطرابات تسبب انهيار الجاذبية للسحابة. أحد السيناريوهات المؤدية إلى ذلك هو اصطدام سحابتين. من الممكن أن يكون هناك حدث آخر قد يتسبب في الانهيار، وهو مرور سحابة عبر الذراع الكثيفة لمجرة حلزونية. ومن العوامل الحاسمة أيضًا انفجار مستعر أعظم قريب، حيث ستصطدم موجة الصدمة بالسحابة الجزيئية بسرعة هائلة. ومن الممكن أيضًا أن تصطدم المجرات، مما قد يتسبب في حدوث انفجار لتكوين النجوم، حيث يتم ضغط سحب الغاز في كل مجرة بسبب الاصطدام. بشكل عام، أي عدم تجانس في القوى المؤثرة على كتلة السحابة يمكن أن يبدأ عملية تكوين النجوم. وبسبب عدم التجانس الذي نشأ، لم يعد ضغط الغاز الجزيئي قادرًا على منع المزيد من الضغط، ويبدأ الغاز بالتجمع حول مركز النجم المستقبلي تحت تأثير قوى الجذب الجاذبية. يذهب نصف طاقة الجاذبية المنبعثة إلى تسخين السحابة، والنصف الآخر يذهب إلى الإشعاع الضوئي. وفي السحب يزداد الضغط والكثافة باتجاه المركز، ويحدث انهيار الجزء المركزي بشكل أسرع من المحيط. ومع انكماشها، يتناقص متوسط المسار الحر للفوتونات، وتصبح السحابة أقل شفافية بالنسبة لإشعاعها. وهذا يؤدي إلى ارتفاع أسرع في درجة الحرارة وارتفاع أسرع في الضغط. ونتيجة لذلك، يوازن تدرج الضغط قوة الجاذبية، ويتشكل قلب هيدروستاتيكي، تبلغ كتلته حوالي 1% من كتلة السحابة. هذه اللحظة غير مرئية. التطور الإضافي للنجم الأولي هو تراكم المادة التي تستمر في السقوط على "سطح" النواة، والتي بسبب هذا ينمو حجمها. يتم استنفاد كتلة المادة التي تتحرك بحرية في السحابة، ويصبح النجم مرئيا في النطاق البصري. تعتبر هذه اللحظة نهاية مرحلة النجوم الأولية وبداية مرحلة النجم الشاب. يمكن وصف عملية تكوين النجوم بطريقة موحدة، لكن المراحل اللاحقة من تطور النجم تعتمد بشكل كامل تقريبًا على كتلته، وفقط في نهاية التطور النجمي يمكن أن يلعب التركيب الكيميائي دورًا.
3. دورة منتصف عمر النجم
النجوم تأتي في مجموعة واسعة من الألوان والأحجام. ويتراوح نوعها الطيفي من الأزرق الحار إلى الأحمر البارد، وتتراوح كتلتها من 0.0767 إلى أكثر من 200 كتلة شمسية. يعتمد لمعان النجم ولونه على درجة حرارة سطحه، والتي بدورها تتحدد بكتلته. جميع النجوم الجديدة "تأخذ مكانها" في التسلسل الرئيسي وفقًا لتركيبها الكيميائي وكتلتها. نحن لا نتحدث عن الحركة الجسدية للنجم - فقط عن موضعه على الرسم البياني المشار إليه، اعتمادًا على معلمات النجم. في الواقع، فإن حركة النجم على طول المخطط تتوافق فقط مع التغيير في معلمات النجم. تحرق الأقزام الحمراء الصغيرة والباردة احتياطياتها من الهيدروجين ببطء وتبقى في التسلسل الرئيسي لمئات المليارات من السنين، في حين أن العمالقة الضخمة ستترك التسلسل الرئيسي في غضون بضعة ملايين من السنين من التكوين. تبقى النجوم متوسطة الحجم مثل الشمس في التسلسل الرئيسي لمدة متوسطها 10 مليارات سنة. ويعتقد أن الشمس لا تزال عليه كما هي في منتصف دورة حياتها. بمجرد نفاد الهيدروجين من النجم في قلبه، فإنه يترك التسلسل الرئيسي. وبعد فترة زمنية معينة - من مليون إلى عشرات المليارات من السنين، اعتمادًا على الكتلة الأولية - يستنزف النجم موارد الهيدروجين الموجودة في قلبه. يحدث هذا في النجوم الكبيرة والساخنة بشكل أسرع بكثير منه في النجوم الصغيرة والأكثر برودة. يؤدي استنفاد إمدادات الهيدروجين إلى توقف التفاعلات النووية الحرارية. وبدون الضغط الناتج عن هذه التفاعلات لموازنة جاذبية النجم، يبدأ النجم في الانكماش مرة أخرى، كما حدث في وقت سابق أثناء تكوينه. ترتفع درجة الحرارة والضغط مرة أخرى، ولكن، على عكس مرحلة النجم الأولي، إلى المزيد مستوى عال. يستمر الانهيار حتى تبدأ التفاعلات النووية الحرارية التي تتضمن الهيليوم عند درجة حرارة تقارب 100 مليون كلفن. يؤدي استئناف الاحتراق النووي الحراري للمادة عند مستوى جديد إلى التوسع الهائل للنجم. "يفقد" النجم ويزداد حجمه حوالي 100 مرة. وبذلك يصبح النجم عملاقًا أحمر، وتستمر مرحلة احتراق الهيليوم حوالي عدة ملايين من السنين. تقريبا كل العمالقة الحمراء هي نجوم متغيرة. ما سيحدث بعد ذلك مرة أخرى يعتمد على كتلة النجم.
4. السنوات اللاحقة وموت النجوم
النجوم القديمة ذات الكتلة المنخفضة
حتى الآن، ليس من المعروف على وجه اليقين ما يحدث للنجوم الخفيفة بعد استنفاد إمدادات الهيدروجين الخاصة بها. وبما أن عمر الكون يبلغ 13.7 مليار سنة، وهو ما لا يكفي لاستنفاد إمدادات وقود الهيدروجين في مثل هذه النجوم، فإن النظريات الحديثة تعتمد على المحاكاة الحاسوبية للعمليات التي تحدث في مثل هذه النجوم. يمكن لبعض النجوم تصنيع الهيليوم فقط في مناطق نشطة معينة، مما يسبب عدم الاستقرار ورياح نجمية قوية. في هذه الحالة، لا يحدث تكوين سديم كوكبي، ويتبخر النجم فقط، ليصبح أصغر من القزم البني. النجوم التي كتلتها أقل من 0.5 شمس غير قادرة على تحويل الهيليوم حتى بعد توقف التفاعلات التي تنطوي على الهيدروجين في القلب - كتلتها صغيرة جدًا بحيث لا توفر مرحلة جديدة من ضغط الجاذبية إلى الحد الذي يبدأ "اشتعال" الهيليوم. تشمل هذه النجوم الأقزام الحمراء مثل بروكسيما سنتوري، والتي تتراوح أعمارها في التسلسل الرئيسي من عشرات المليارات إلى عشرات التريليونات من السنين. بعد توقف التفاعلات النووية الحرارية في جوهرها، فإنها، تبريدها تدريجيا، ستستمر في انبعاث ضعيف في نطاقات الأشعة تحت الحمراء والميكروويف من الطيف الكهرومغناطيسي.
نجوم متوسطة الحجم
عندما يصل نجم متوسط الحجم (من 0.4 إلى 3.4 كتلة شمسية) إلى مرحلة العملاق الأحمر، ينفد الهيدروجين من قلبه وتبدأ التفاعلات لتخليق الكربون من الهيليوم. وتحدث هذه العملية عند درجات حرارة أعلى وبالتالي يزداد تدفق الطاقة من النواة، مما يؤدي إلى أن الطبقات الخارجية للنجم تبدأ في التوسع. تمثل بداية تخليق الكربون مرحلة جديدة في حياة النجم وتستمر لبعض الوقت. بالنسبة لنجم مماثل في الحجم للشمس، يمكن أن تستغرق هذه العملية حوالي مليار سنة. تؤدي التغيرات في كمية الطاقة المنبعثة إلى مرور النجم بفترات من عدم الاستقرار، بما في ذلك التغيرات في الحجم ودرجة حرارة السطح ومخرجات الطاقة. يتحول إنتاج الطاقة نحو الإشعاع منخفض التردد. كل هذا مصحوب بفقدان متزايد للكتلة بسبب الرياح النجمية القوية والنبضات الشديدة. تُسمى النجوم في هذا الطور بالنجوم المتأخرة، أو نجوم OH-IR، أو نجوم شبيهة بميرا، اعتمادًا على خصائصها الدقيقة. ويكون الغاز المقذوف غنيًا نسبيًا بالعناصر الثقيلة المنتجة في باطن النجم، مثل الأكسجين والكربون. يشكل الغاز غلافًا متوسعًا ويبرد أثناء تحركه بعيدًا عن النجم، مما يسمح بتكوين جزيئات وجزيئات الغبار. مع الأشعة تحت الحمراء القوية الصادرة عن النجم المركزي، تتشكل الظروف المثالية لتفعيل الميزر في مثل هذه الأصداف. تفاعلات احتراق الهيليوم حساسة جدًا لدرجة الحرارة. في بعض الأحيان يؤدي هذا إلى عدم استقرار كبير. تنشأ نبضات قوية، مما يمنح في النهاية تسارعًا كافيًا للطبقات الخارجية لتتخلص منها وتتحول إلى سديم كوكبي. في وسط السديم يبقى اللب العاري للنجم، حيث تتوقف التفاعلات النووية الحرارية، وعندما يبرد يتحول إلى قزم أبيض من الهيليوم، تصل كتلته عادة إلى 0.5-0.6 شمسي وقطره على الأرض. ترتيب قطر الأرض.
الأقزام البيضاء
بعد فترة وجيزة من وميض الهيليوم، "يشتعل" الكربون والأكسجين؛ يؤدي كل حدث من هذه الأحداث إلى إعادة هيكلة جادة للنجم وحركته السريعة على طول مخطط هيرتزسبرونج-راسل. يزداد حجم الغلاف الجوي للنجم أكثر، ويبدأ في فقدان الغاز بشكل مكثف في شكل تيارات متناثرة من الرياح النجمية. يعتمد مصير الجزء المركزي من النجم بشكل كامل على كتلته الأولية: يمكن أن ينهي نواة النجم تطوره كقزم أبيض (نجوم منخفضة الكتلة)؛ إذا تجاوزت كتلتها في المراحل اللاحقة من التطور حد شاندراسيخار - مثل النجم النيوتروني (النجم النابض)؛ فإذا تجاوزت الكتلة حد أوبنهايمر – فولكوف – مثل الثقب الأسود. في الحالتين الأخيرتين، كان اكتمال تطور النجوم مصحوبًا بأحداث كارثية - انفجارات السوبرنوفا. الغالبية العظمى من النجوم، بما في ذلك الشمس، تنتهي من تطورها بالانكماش حتى يوازن ضغط الإلكترونات المتحللة الجاذبية. وفي هذه الحالة، عندما يتناقص حجم النجم مائة مرة، وتصبح كثافته أعلى من كثافة الماء بمليون مرة، يسمى النجم بالقزم الأبيض. إنه محروم من مصادر الطاقة، وبعد أن يبرد تدريجيا، يصبح مظلما وغير مرئي. في النجوم الأكبر كتلة من الشمس، لا يمكن لضغط الإلكترونات المتحللة أن يوقف المزيد من الضغط على النواة، وتبدأ "الضغط" على الإلكترونات في النوى الذرية، مما يؤدي إلى تحول البروتونات إلى نيوترونات، لا يوجد بينها تنافر إلكتروستاتيكي. القوات. تؤدي هذه النيوترنة للمادة إلى حقيقة أن حجم النجم، الذي يمثل الآن نواة ذرية ضخمة واحدة، يُقاس بعدة كيلومترات، وتكون كثافته أعلى 100 مليون مرة من كثافة الماء. يسمى مثل هذا الجسم بالنجم النيوتروني.
النجوم فائقة الضخامة
بعد أن يدخل نجم كتلته أكبر من خمسة أضعاف كتلة الشمس إلى مرحلة العملاق الأحمر، يبدأ قلبه بالانكماش تحت تأثير الجاذبية. ومع زيادة الضغط، تزداد درجة الحرارة والكثافة، ويبدأ تسلسل جديد من التفاعلات النووية الحرارية. في مثل هذه التفاعلات، يتم تصنيع عناصر أثقل بشكل متزايد: الهيليوم والكربون والأكسجين والسيليكون والحديد، مما يحد مؤقتًا من انهيار النواة. في النهاية، مع تكوين عناصر أثقل وأثقل في الجدول الدوري، يتم تصنيع الحديد-56 من السيليكون. في هذه المرحلة، يصبح المزيد من الاندماج النووي الحراري مستحيلا، لأن نواة الحديد 56 لديها أقصى عيب في الكتلة وتكوين نوى أثقل مع إطلاق الطاقة أمر مستحيل. لذلك، عندما يصل اللب الحديدي للنجم إلى حجم معين، فإن الضغط الموجود فيه لا يعود قادرًا على تحمل جاذبية الطبقات الخارجية للنجم، ويحدث الانهيار الفوري للنواة مع نيترون مادته. ما سيحدث بعد ذلك ليس واضحًا تمامًا بعد، ولكن على أي حال، تؤدي العمليات الجارية إلى انفجار في غضون ثوانٍ سوبر نوفاقوة لا تصدق. يثير انفجار النيوترينوات المصاحب موجة صدمة. تقوم نفاثات النيوترينو القوية والمجال المغناطيسي الدوار بدفع الكثير من المواد المتراكمة في النجم إلى الخارج - ما يسمى بالعناصر البذرة، بما في ذلك الحديد والعناصر الأخف. يتم قصف المادة المتفجرة بالنيوترونات المنبعثة من النواة، فتلتقطها وبالتالي تكوّن مجموعة من العناصر الأثقل من الحديد، بما في ذلك العناصر المشعة، وصولاً إلى اليورانيوم (وربما حتى الكاليفورنيوم). وهكذا، تفسر انفجارات المستعرات الأعظم وجود عناصر أثقل من الحديد في المادة بين النجوم، لكن هذه ليست الطريقة الوحيدة الممكنة لتشكلها، على سبيل المثال، تثبت ذلك نجوم التكنيشيوم؛ تحمل موجة الانفجار ونفاثات النيوترينو المادة بعيدًا عن النجم المحتضر إلى الفضاء بين النجوم. وبعد ذلك، عندما تبرد وتتحرك عبر الفضاء، يمكن أن تصطدم مادة المستعر الأعظم هذه مع "خردة" فضائية أخرى وربما تشارك في تكوين نجوم أو كواكب أو أقمار صناعية جديدة. لا تزال العمليات التي تحدث أثناء تكوين المستعر الأعظم قيد الدراسة، وحتى الآن لا يوجد وضوح بشأن هذه المسألة. ومن المشكوك فيه أيضًا ما تبقى بالفعل من النجم الأصلي. ومع ذلك، يتم النظر في خيارين: النجوم النيوترونية والثقوب السوداء.
النجوم النيوترونية
ومن المعروف أنه في بعض المستعرات الأعظم، تعمل الجاذبية القوية في أعماق العملاق الهائل على امتصاص الإلكترونات من قبل النواة الذرية، حيث تندمج مع البروتونات لتكوين النيوترونات. وتسمى هذه العملية النيوترونات. تختفي القوى الكهرومغناطيسية التي تفصل بين النوى القريبة. أصبح قلب النجم الآن عبارة عن كرة كثيفة من النوى الذرية والنيوترونات الفردية. مثل هذه النجوم، المعروفة باسم النجوم النيوترونية، صغيرة للغاية - لا يزيد حجمها عن مدينة كبيرة - ولها كثافة عالية لا يمكن تصورها. تصبح الفترة المدارية قصيرة للغاية مع انخفاض حجم النجم (بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي). بعضها يقوم بـ 600 دورة في الثانية. وعند بعضهم قد تكون الزاوية بين ناقل الإشعاع ومحور الدوران بحيث تسقط الأرض في المخروط الذي يشكله هذا الإشعاع؛ وفي هذه الحالة من الممكن اكتشاف نبضة إشعاعية تتكرر على فترات تساوي الفترة المدارية للنجم. كانت تسمى هذه النجوم النيوترونية "النجوم النابضة" وأصبحت أول النجوم النيوترونية التي تم اكتشافها.
الثقوب السوداء
لا تصبح جميع المستعرات الأعظمية نجومًا نيوترونية. إذا كان النجم لديه كتلة كبيرة بما فيه الكفاية، فسوف يستمر انهيار النجم، وستبدأ النيوترونات نفسها في الانخفاض إلى الداخل حتى يصبح نصف قطرها أقل من نصف قطر شفارتزشيلد. وبعد ذلك يتحول النجم إلى ثقب أسود. لقد تم التنبؤ بوجود الثقوب السوداء النظرية العامةالنسبية. ووفقا لهذه النظرية، لا يمكن للمادة والمعلومات أن تترك الثقب الأسود تحت أي ظرف من الظروف. مع ذلك، ميكانيكا الكمربما يجعل الاستثناءات لهذه القاعدة ممكنة. ولا يزال هناك عدد من الأسئلة المفتوحة. وأهمها: "هل هناك ثقوب سوداء على الإطلاق؟" بعد كل شيء، من أجل القول على وجه اليقين أن هذا الكائن هو ثقب أسود، فمن الضروري مراقبة أفق الحدث الخاص به. وهذا مستحيل من خلال تحديد الأفق فقط، ولكن باستخدام قياس التداخل الراديوي الأساسي الطويل للغاية، من الممكن تحديد القياس بالقرب من جسم ما، بالإضافة إلى تسجيل التباين السريع بالمللي ثانية. هذه الخصائص، التي لوحظت في جسم واحد، يجب أن تثبت بشكل قاطع وجود الثقوب السوداء.