Büyük massa büyük yaqıt ihtiyatı demek olsa, ne içün eñ büyük massalı yıldızlar eñ az yaşay? Eki el fenerini köz ögüne ketiriñiz: ekincisiniñ batareyası daa sıyımlı, amma lampası er saniye pek ziyade enerjiya sarf ete. Büyük ihtiyat daa uzun çalışmağa kefil degil. Yıldızlarda da ihtiyat ve sarf arasındaki aynı yarış müimdir, lâkin olarnıñ yaqıtı batareya degil, hidrogen çekirdekleridir.

Büyük massalı yıldızlarda yaqıt daa çoq, amma olar onı pek tez sarf ete. Bu sebepten olarnıñ esas sıra devri sade bir qaç million yıl devam ete bile; Küneş içün bu taqriben 10 milliard yıl, eñ kiçik yıldızlar içün ise modeller yüzlerce milliard ve atta trillion yıllar öñünden ayta. Bular belgili bir devirniñ müddetleri; soñki ışıq yoq olğance keçken vaqıt degil. NASA: yıldızlarnıñ ömrü, OpenStax: esas sıra müddetleri.

Evelâ hangi yıldız saatını oquğanımıznı saylayıq

Esas sıra — yıldıznıñ merkeziy bölgesinde hidrogenni geliyge devamlı çevirerek ışınlanmasını beslegen uzun devirdir. Mında esasen şu devirniñ müddetini qıyaslarmız. Ondan evelki şekillenüv ve sıqıluv ise tarixnıñ ayrı bir qısmıdır.

Yaş saylanğan bir başlanğıçtan, adetince yıldıznıñ şekillenmesinden berli ne qadar vaqıt keçkenini bildire. Esas sırada qalğan vaqıt — başqa bir sualdir. Küneş taqriben 4,6 milliard yıl evel şekillendi ve modellerge köre qırmızı dev olmadan evel esas sırada daa taqriben 5 milliard yıl qalır. Bu yuvarlaqlanğan tahminler tam bir keri sayım degil. NASA: Küneşniñ şekillenmesi, NASA: esas sıra yıldızları.

Esas sıranıñ soñu da bir anda sönmek demek degil. Merkeziy hidrogen yaqıtı bite, amma soñra çekirdek reaktsiyalarınıñ başqa devirleri ve yıldız qurulışınıñ deñişmesi ola bile. Küneşke beñzegen yıldıznıñ qalıntısı, beyaz cüce, suvuğanda da ışıq saçmağa devam ete. Bu vaqıtnı esas sıra müddetine qoşıp, eki ayrı sayını aynı «ömür müddeti» dep adlandırmaq doğru olmaz. NASA: beyaz cüceler.

Büyük ihtiyat daa büyük sarfqa yeñile

Işıq qudreti — yıldıznıñ öz ışınlanma qudreti, yani er saniye ne qadar enerjiya çıqarğanıdır. Bu, kökteki körüngen parlaqlıqtan ayrıdır: oña mesafe de tesir ete. Devirniñ müddetini tapmaq içün qullanıla bilgen enerjiya ihtiyatını şu devir boyunca orta ışıq qudretinen qıyaslamaq kerek.

Ne içün büyük massalı yıldız yaqıtnı Küneş kibi yavaş sarf etip olamay? Onıñ iç qurulışı başqadır. Üst qatlamlarnıñ ağırlığını tutmaq içün merkeziy bölgede daa büyük basım kerek; tipik merkeziy araretler de yüksektir. Çekirdek reaktsiyaları araretke pek duyğulı, bu sebepten böyle şartlarda enerjiya pek tez ishlab çıqarıla. Yıldıznıñ ışıq qudreti daa büyük, hidrogen yaqıtınıñ sarfı daa tez olur. OpenStax: massa, merkeziy şartlar ve reaktsiya tezligi.

Aşağıdaki şema aqiqiy yıldızlarğa massa bermey. Bu eki şartlı enerjiya bütçesi. B alında ihtiyat 10 kere, orta qudret ise 1000 kere arttırılğan. Neticeni öñünden aytmağa tırışıñız: hangi al daa uzun devam eter?

Enerjiya daa çoq, amma vaqıt daa az

Şartlı A alı

Qullanıla bilgen enerjiya
1 E₀
Orta qudret
1 L₀
Müddet
1 t₀

Şartlı B alı

Qullanıla bilgen enerjiya
10 E₀
Orta qudret
1000 L₀
Müddet
0,01 t₀

B-de ihtiyat 10 kere büyük, saniyelik sarf ise 1000 kere büyük. Müddeti A-nıñ yüzde biridir.

Ögretici enerjiya bütçeleri; eki ölçelgen yıldız ya da belgili massalı modeller degil. E₀ ve L₀ — ihtiyariy müsbet qıyas birlikleri; t₀ = E₀ / L₀. Qudret saylanğan devir boyunca ortalaştırılğan. Bu sayılardan yıllarda mutlaq müddet çıqmay.

B alı 100 kere daa tez biter. Oña er saniye pek ziyade enerjiya kerek; qoşulğan ihtiyat bunı qaplamağa yetmey. Şema şu yarışnı köstere; o belli bir yıldıznıñ yaşını tapmay. Aqiqiy yıldızlar içün olarnıñ qurulış ve evolyutsiya modelleri kerek.

Dal · Formulalarnenİhtiyariy · keçip ketmek mümkün

Nisbetni nasıl teşkermek mümkün

Saylanğan devirde ışınlanmanı beslemek içün qullanıla bilgen enerjiyanı E, şu devir boyunca orta ışıq qudretini \overline L dep belgileyik. O vaqıt devir müddeti t içün faydalı yaqınlaştırılğan tahmin:

t\approx\frac{E}{\overline L}.

E coullarda, \overline L vattlarda, yani saniye başına coullarda ölçene; bölüv saniyeler bere. Bu sadeleştirilgen enerjiya bütçesidir: yıldıznıñ qurulış deñişmelerini ve neytrinolar alıp ketken enerjiyanı ayrı modellendirmeymiz. Mantıq — qullanıla bilgen yaqıtnı sarf tezligine bölmek. Adams ve Laughlin: yıldız vaqıt miqyasları, II bölük.

Şartlı allarımızdaki A ve B adlarını 1 ve 2 indekslerinen deñiştireyik. Qıyaslavğa mutlaq birlikler kerek degil:

\begin{aligned} E_2/E_1&=10,\\ \overline L_2/\overline L_1&=1000,\\ t_2/t_1&\approx10/1000\\ &=0{,}01. \end{aligned}

Aqiqiy yıldıznıñ ışıq qudreti deñişe. Orta qudret yerine bugünkisini, qullanıla bilgen yaqıt yerine bütün massanı qoymaq devirniñ soñuna tam bir tarih bermey. Aynı şekilde, vaqıtnı massağa bağlağan bir quvvet qanunı bütün massalar, terkipler ve evolyutsiya devirleri içün işlemez.

Bütün hidrogen bir türlü qullanıla bilmey

Yıldız bütün hidrogenini bir vaqıtta sarf etmey. Küneşte birleşme sıcaq merkeziy bölgede ola; daa serin tış qatlamlardaki hidrogen bu bölgeni avtomatik beslemey. Bu sebepten «eki kere büyük massa», «başqa şartlar deñişmeden eki kere çoq qullanıla bilgen yaqıt» demek degil.

Qarışuv müimdir. Pek kiçik massalı yıldızlarda konvektsiya dep adlandırılğan madde areketi yıldıznıñ deyerlik bütünini qaplay bile. O reaktsiyalar olğan bölgege yañı hidrogen ketire. Az ışıq qudretinen beraber bu, böyle yıldızlarğa esas sırada pek uzun qalmağa yardım ete. Bütün qırmızı cücelerniñ qurulışı ya da müddeti bir degil. Adams ve Laughlin: az massalı yıldız modelleri, II.A bölük.

Neticege başlanğıç himiyaviy terkip, aylanma ve modelde qarışuvnıñ nasıl tarif etilgeni tesir ete. Aynı başlanğıç massa içün bile öñünden aytuvlar ayrılabilir. Mında esasen tek yıldızlarnı qıyaslaymız: sıq ekili sistemada madde alış-verişi massanı ve soñraki tarihını deñiştire bile. Choi ve başqaları: MIST modelleri ve müddetlerniñ qarışuvğa bağlılığı.

Uzun müddetler — öñünden aytuv, baqıp bitirgen filmimiz degil

Vaqıt miqyasına qaytayıq. Pek büyük massalı yıldız içün bir qaç million yıl, Küneşke beñzegen yıldız içün taqriben 10 milliard, az massalı modeller içün yüzlerce milliard ya da trillion yıllar — umumiy oriyentirlerdir; massağa köre tam yaş cedveli degil. Söz, terkip ve qurulış şartlarını unutmadan, esas sıra aqqındadır. OpenStax: taqribiy müddetler, NASA: eñ uzun öñünden aytuvlar.

Kâinatnıñ yaşı taqriben 13,8 milliard yıl dep tahmin etile. Demek, trillion yıllıq müddetler bizge açıq bütün kosmik tarihtan pek uzundır. Astronomlar qırmızı cüceniñ böyle uzun ömrüni başından soñuna qadar közlemedi: uzaqtaki bu devirler fizikiy modellerden esaplana. NASA: Kâinatnıñ yaşı, Adams ve Laughlin: az massalı yıldızlarnıñ esaplanğan yolları.

Amma modellerni şimdi de teşkermek mümkün. Bir yıldız topundaki çoq yıldıznıñ şekillenüv vaqıtı taqriben ortaq, başlanğıç terkibi de beñzer. Topnıñ yaşına bağlı olaraq, büyük massalı azalar esas sıradan çıqqan, az massalılar ise onda qalğan ola. Bu — başqa-başqa yıldızlarnıñ bir kesiti; tek bir yıldıznıñ tezleştirilgen filmi degil. Böyle qıyaslavlar ve ölçelgen yıldız hususiyetleri evolyutsiya tezligini teşkere. OpenStax: yıldız topları ve saatları.

Özüñizni teşkeriñiz: qullanıla bilgen enerjiya eki kere, orta qudret dört kere artsa, müddet uzanırmı? Yoq: yarı olur, çünki ihtiyat sarftan yavaş arttı. Qudret deñişmese edi, eki kere büyük ihtiyat eki kere uzun vaqıtqa yeter edi.

Yıldıznıñ vaqıtı yaqıt miqdarına, onı qullanuv imkânına ve sarf tezligine bağlıdır. Bu sebepten eñ büyük massalı yıldızlar esas sıradan tez çıqa; eñ az sarf etken az massalı modellerniñ ise Kâinat daa yaşamağa yetişmegen kelecegi bar. Soñra süpernovanıñ ne olğanını ve ne içün bazı yıldızlar patlağanını añlarmız.