வெள்ளை குள்ளன் என்றால் என்ன? வெள்ளை குள்ளர்கள்: பிரபஞ்சத்தில் குளிர்ச்சி தரும் நட்சத்திரங்கள்

ஹைட்ரஜன் இணைவு நட்சத்திர ஆற்றலின் ஆதாரமாக இல்லாதபோது, ​​​​நட்சத்திரமானது ஒப்பீட்டளவில் குறுகிய கூடுதல் நேரத்திற்கு மட்டுமே பெரிய பொருளாக இருக்க முடியும். ஹீலியத்தை கனமான கருக்களாக இணைவதன் மூலம் பெறப்பட்ட ஆற்றல், மேலும் அவற்றிலிருந்து இன்னும் கனமானவை வரை, ஹைட்ரஜன் இணைவினால் பெறப்பட்ட மொத்தத்தில் 5 சதவீதத்திற்கு மேல் இல்லை. எனவே புவியீர்ப்பு விசையை எதிர்கொள்வதன் மூலம் விரிவடையும் ஒரு சிவப்பு ராட்சதனின் திறன் குறைமதிப்பிற்கு உட்பட்டது. நட்சத்திரம் இறக்கத் தொடங்குகிறது.

ஒரு சிவப்பு ராட்சதத்தின் வாழ்நாள் மற்றும் அதன் மரணத்தின் தன்மை ஆகியவை நட்சத்திரத்தின் வெகுஜனத்தைப் பொறுத்தது. அதிக நிறை, சிவப்பு ராட்சதமானது அதன் ஆற்றல் இருப்புகளின் கடைசி எச்சங்களை ஒருங்கிணைப்பதன் மூலம் வேகமாகப் பயன்படுத்துகிறது, இந்த நட்சத்திரத்தின் ஆயுட்காலம் குறைவாக இருக்கும். கூடுதலாக, பெரிய நிறை, பெரிய மற்றும் அதிக தீவிரமான ஈர்ப்பு புலம், எனவே, சுருக்கம் வேகமாக ஏற்படுகிறது.

ஒரு நட்சத்திரம் சுருங்கும்போது, ​​அதன் வெளிப்புற அடுக்குகளில் இன்னும் கணிசமான அளவு ஹைட்ரஜன் எஞ்சியிருக்கும், அங்கு அணுக்கரு வினைகள் நடைபெறவில்லை மற்றும் ஹைட்ரஜன் அப்படியே உள்ளது. சுருக்கமானது முழு நட்சத்திரத்தையும் வெப்பப்படுத்துகிறது (இப்போது அணுக்கரு அல்ல, ஆனால் ஹெல்ம்ஹோல்ட்ஸ் படி ஈர்ப்பு ஆற்றல் வெப்பமாக மாற்றப்படுகிறது), மேலும் ஹைட்ரஜன் இணைவு வெளிப்புற அடுக்குகளில் தொடங்குகிறது. சுருக்க செயல்முறை வெளிப்புற அடுக்குகளின் கண்ணை கூசும் போது ஒத்துப்போகிறது.

எவ்வளவு பெரிய நட்சத்திரம், வேகமான சுருக்கம், வெளிப்புற அடுக்குகளின் வெப்பம் அதிக தீவிரம், இணைவதற்கு அதிக ஹைட்ரஜன் கிடைக்கிறது மற்றும் வேகமாக அது ஒருங்கிணைக்கப்படுகிறது - மேலும் அதிக வேலைநிறுத்தம். வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், ஒரு சிறிய நட்சத்திரம் அமைதியாக சுருங்கும், அதே சமயம் பெரியது, அதன் வெளிப்புறப் பகுதிகளில் போதுமான வலுவான இணைவுக்கு உட்பட்டு, அதன் வெளிப்புற அடுக்கின் ஒரு பெரிய பகுதியை விண்வெளிக்கு அனுப்பும், அதை அதிகமாகவோ அல்லது குறைவாகவோ வெடிக்கும் வகையில் செய்து, உள் கோளங்களை மட்டுமே விட்டுவிடும். ஒப்பந்தம் செய்ய.

நட்சத்திரம் எவ்வளவு பெரியதாக இருக்கிறதோ, அவ்வளவு திடீரென்று இந்த "நீராவி வெளியீடு". நட்சத்திரம் போதுமான அளவு பெரியதாக இருந்தால், சிவப்பு ராட்சத நிலை ஒரு பெரிய வெடிப்பில் முடிவடைகிறது, இதன் போது நட்சத்திரம் ஒரு சாதாரண நட்சத்திரத்தின் ஒளியை விட பல பில்லியன் மடங்கு பிரகாசமான ஒளியுடன் சுருக்கமாக எரியும், ஒரு முழு ஒளிக்கு சமமான சுருக்கமான ஒளிரும். வெடிக்காத நட்சத்திரங்களின் விண்மீன். இது "சூப்பர்நோவா" என்று அழைக்கப்படுகிறது. அத்தகைய வெடிப்பின் போது, ​​நட்சத்திரத்தின் 95 சதவிகிதம் வரை விண்வெளியில் தப்பிக்க முடியும். மீதமுள்ளவை சுருங்கிவிடும்.

வெடிக்காத ஒரு சுருங்கும் நட்சத்திரம் அல்லது வெடித்த நட்சத்திரத்தின் எஞ்சியிருக்கும் மற்றும் சுருங்கும் பகுதிக்கு என்ன நடக்கும்? இது ஒரு சிறிய நட்சத்திரமாக இருந்தால், அது சுருங்கும் போது வெடிக்கும் அளவுக்கு வெப்பமடையாது, அது கிரக அளவை அடையும் வரை சுருங்கும், அதன் அசல் நிறை முழுவதையும் அல்லது கிட்டத்தட்ட அனைத்தையும் தக்க வைத்துக் கொள்ளும். அதன் வெள்ளை-சூடான, பிரகாசமாக பிரகாசிக்கும் மேற்பரப்பு நமது சூரியனின் தற்போதைய மேற்பரப்பை விட கணிசமாக வெப்பமாக இருக்கும். இருப்பினும், ஒரு பெரிய தூரத்தில், அத்தகைய நட்சத்திரத்தின் அவுட்லைன் தெளிவற்றதாக இருக்கும், ஏனென்றால் ஒளியானது மிகச் சிறிய மேற்பரப்பு மூலம் உமிழப்படும் மற்றும் பொதுவாக போதுமான அளவை எட்டாது. அத்தகைய நட்சத்திரம் "வெள்ளை குள்ளன்" என்று அழைக்கப்படுகிறது.

வெள்ளைக் குள்ளன் ஏன் தொடர்ந்து சுருங்கவில்லை? ஒரு வெள்ளை குள்ளத்தில், அணுக்கள் பிரிக்கப்படுகின்றன, மேலும் எலக்ட்ரான்கள், மைய அணுக்கருவைச் சுற்றி ஷெல்களை உருவாக்காது, ஒரு குறிப்பிட்ட அளவிற்கு மட்டுமே சுருங்கக்கூடிய ஒரு வகையான "எலக்ட்ரான் வாயு" ஆகும். இது நட்சத்திரத்தின் விஷயத்தை குறைந்தபட்சம் கோள் தொகுதிக்கு விரிவுபடுத்துகிறது மற்றும் அத்தகைய அளவை காலவரையின்றி பராமரிக்க முடியும்.

ஒரு வெள்ளை குள்ளன் மிக மெதுவாக குளிர்ந்து, ஒளியை வெளியிட முடியாத அளவுக்கு குளிர்ச்சியாகி, "கருப்பு குள்ளன்" ஆகிறது.

ஒரு நட்சத்திரம் வெள்ளைக் குள்ளாக சுருங்கும்போது, ​​அது மிகச் சிறியதாக இல்லாவிட்டால், அதன் சிவப்பு ராட்சதத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளுடன் சிறிய சுருக்கத்துடன் மிதமான வெடிப்பில் பிரிந்து, அதன் மொத்த வெகுஜனத்தில் ஐந்தில் ஒரு பகுதியை இழக்க நேரிடும். தூரத்தில் இருந்து பார்த்தால், அத்தகைய வெள்ளைக் குள்ளமானது புகை வளையம் போன்ற ஒளிரும் மூடுபனியால் சூழப்பட்டிருப்பதாகத் தெரிகிறது. அத்தகைய பொருள் "கிரக நெபுலா" என்று அழைக்கப்படுகிறது, அவற்றில் பல வானத்தில் உள்ளன. படிப்படியாக, வாயு மேகம் அனைத்து திசைகளிலும் பரவுகிறது, தெளிவற்றதாகி, விண்வெளியின் அரிதான விஷயத்தில் கரைகிறது.

ஒரு நட்சத்திரம் சுருங்கும் செயல்பாட்டில் வன்முறையில் வெடிக்கும் அளவுக்குப் பெரியதாக இருக்கும்போது, ​​தொடர்ந்து சுருங்கும் அதன் எச்சம் இன்னும் பெரியதாக இருக்கலாம் (கணிசமான வெகுஜனத்தை இழந்த பிறகும் கூட) உடனடியாக ஒரு வெள்ளை குள்ளாக மாறும். சுருங்கும் எச்சம் எவ்வளவு பெரியதாக இருக்கிறதோ, அவ்வளவு அடர்த்தியான எலக்ட்ரான் வாயு தன்னால் சுருக்கப்பட்டு வெள்ளை குள்ளமானது சிறியதாக இருக்கும்.

இறுதியாக, போதுமான நிறை இருந்தால், எலக்ட்ரான் வாயு அதன் சொந்த அழுத்தத்தைத் தாங்க முடியாது. எலக்ட்ரான்கள் பின்னர் அணுக்களில் இருக்கும் புரோட்டான்களில் அழுத்தப்படுகின்றன, அவை எலக்ட்ரான் வாயுவில் அலைந்து திரிகின்றன, மேலும் நியூட்ரான்கள் உருவாகின்றன. அவை ஏற்கனவே கருக்களில் இருக்கும் நியூட்ரான்களுடன் சேர்க்கப்படுகின்றன, பின்னர் நட்சத்திரம் முக்கியமாக நியூட்ரான்களைக் கொண்டுள்ளது. நியூட்ரான்கள் தொடர்பு கொள்ளும் வரை நட்சத்திரம் சுருங்குகிறது. இதன் விளைவாக "நியூட்ரான் நட்சத்திரம்" ஒரு சிறுகோள் அளவு மட்டுமே உள்ளது, இது சுமார் பத்து முதல் இருபது கிலோமீட்டர் குறுக்கே உள்ளது, ஆனால் முழு அளவிலான நட்சத்திரத்தின் நிறையைத் தக்க வைத்துக் கொள்கிறது.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் சுருங்கும் எச்சம் இன்னும் பெரியதாக இருந்தால், நியூட்ரான்களால் கூட ஈர்ப்பு விசையை தாங்க முடியாது. அவை அழிக்கப்படும், மீதமுள்ளவை கருந்துளையாக சுருங்கிவிடும்.

சிவப்பு ராட்சத நிலையை அடைந்த பிறகு சூரியனின் கதி என்னவாக இருக்கும்?

இது சில நூறு மில்லியன் ஆண்டுகளாக ஒரு சிவப்பு ராட்சதமாக இருக்கலாம் - நட்சத்திர வாழ்க்கையின் அளவில் மிகக் குறுகிய காலம், ஆனால் வெளி உலகங்களில் உள்ள டெர்ரா அமைப்புகளில் விண்வெளி குடியிருப்புகளில் நாகரீகத்தின் வளர்ச்சிக்கான வாய்ப்பு - ஆனால் பின்னர் சூரியன் தொடங்கும் சுருக்கு. இது ஒரு பெரிய வெடிப்புக்கு போதுமானதாக இருக்காது, எனவே சூரிய குடும்பம் புளூட்டோவின் சுற்றுப்பாதை மற்றும் அதற்கு அப்பால் உள்ள அனைத்து வழிகளிலும் உயிர்களை அழிக்கும் ஒரு நாள் அல்லது ஒரு வாரத்தில் எந்த ஆபத்தும் இல்லை. இல்லவே இல்லை. சூரியன் வெறுமனே சுருங்கி, தன்னைச் சுற்றி விட்டு, அதிகபட்சம், அதன் வெளிப்புற அடுக்கின் மெல்லிய முக்காடு, கோள் நெபுலாவாக மாறும்.

பொருளின் மேகம் கடந்த தொலைதூர கிரகங்களை நகர்த்தும், இது நாம் கற்பனை செய்தபடி, அந்த தொலைதூர எதிர்கால காலங்களில், மனிதகுலத்தின் சந்ததியினர் அமைந்திருக்கும். மேகம் அவர்களுக்கு எந்த குறிப்பிட்ட ஆபத்தையும் ஏற்படுத்தாது. தொடங்குவதற்கு, இது மிகவும் அரிதான வாயுவாக இருக்கும், மேலும் - ஒருவேளை அது - குடியேற்றங்கள் அமைந்திருந்தால், நிலத்தடி அல்லது குவிமாடங்களின் கீழ் நகரங்களுக்குள் இருந்தால், ஒருவேளை தீங்கு விளைவிக்காது.

பிரச்சனை சுருங்கி வரும் சூரியன். சூரியன் ஒரு வெள்ளைக் குள்ளாக சுருங்கினால் (அது ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை உருவாக்கும் அளவுக்குப் பெரியதாக இல்லை, இன்னும் அதிகமாக, ஒரு கருந்துளை), அது வானத்தில் ஒரு சிறிய ஒளிரும் புள்ளியாக மாறாது. வியாழனின் நிலவுகளில் இருந்து, மனிதர்கள் சூரியனை அதன் சிவப்பு ராட்சத நிலையில் இருப்பதைப் போல நெருங்க முடிந்தால், பூமியில் இருந்து நாம் இப்போது பார்க்கும் சூரியனின் பிரகாசத்தில் 1/4000 மட்டுமே இருக்கும், மேலும் அது அதையே வழங்கும். ஆற்றலின் ஒரு பகுதி.

சூரியக் குடும்பத்தின் வெளிப்புறத்தில் உள்ள மனிதக் குடியிருப்புகள் சூரியனின் ஆற்றலைச் சார்ந்து இருந்தால், சூரியன் ஒரு வெள்ளைக் குள்ளனாக மாறியவுடன், அவர்களால் போதுமான அளவு பெற முடியாது. அவர்கள் அதற்கு மிக அருகில் செல்ல வேண்டும், ஆனால் இந்த நோக்கத்திற்காக ஒரு கிரகம் தேவைப்பட்டால் அவர்களால் இதைச் செய்ய முடியாது, ஏனென்றால் சூரிய குடும்பத்தின் கிரகங்கள் சூரியன் இருப்பின் முந்தைய கட்டத்தில் அழிக்கப்படும் அல்லது அழிக்கப்படும். சிவப்பு ராட்சத கட்டம். செயற்கையான விண்வெளி குடியேற்றங்கள் மட்டுமே இந்த நேரத்தின் தொடக்கத்தில் மனிதகுலத்தின் புகலிடமாக செயல்பட முடியும்.

இத்தகைய குடியேற்றங்கள் முதன்முதலில் நிறுவப்படும் போது (ஒருவேளை வரும் நூற்றாண்டில்), அவை சூரிய கதிர்வீச்சை தங்கள் ஆற்றல் மூலமாகவும், சந்திரனை பெரும்பாலான மூலப்பொருட்களின் மூலமாகவும் பயன்படுத்தி பூமியைச் சுற்றி வரும். நிலவில் கணிசமான அளவில் காணப்படாத சில இலகுவான தனிமங்கள் - கார்பன், நைட்ரஜன் மற்றும் ஹைட்ரஜன் - பூமியிலிருந்து கொண்டு வரப்பட வேண்டும்.

காலப்போக்கில், சிறுகோள் பெல்ட்டில் இதுபோன்ற விண்வெளி குடியிருப்புகளை உருவாக்குவது திட்டமிடப்படும், அங்கு பூமியின் மீது ஆபத்தான சார்பு இல்லாமல் இந்த முக்கிய ஒளி கூறுகளைப் பெறுவது எளிது.

ஒருவேளை விண்வெளிக் குடியிருப்புகள் மிகவும் சுதந்திரமானதாகவும், அதிக நடமாடக்கூடியதாகவும் மாறும் போது, ​​மேலும் சூரியனை அதனுள் சூழ்ந்து கொள்ளும் மாறுபாடுகளைக் கருத்தில் கொண்டு, கிரகப் பரப்புகளுடன் பிணைந்து இருப்பதன் ஆபத்தை மனிதகுலம் இன்னும் தெளிவாக உணரும்போது. இறுதி நாட்கள், இந்தக் குடியிருப்புகள்தான் மனிதகுலத்தின் விருப்பமான வசிப்பிடமாக மாற முடியும். சூரியன் நமக்கு ஏதேனும் துரதிர்ஷ்டத்தைத் தருவார் என்ற கேள்வி எழுவதற்கு நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே, மனிதகுலத்தின் பெரும்பகுதி அல்லது அவை அனைத்தும் கூட, இயற்கை கிரகங்களின் மேற்பரப்பில் இருந்து முற்றிலும் விடுபட்டு விண்வெளியில் - அதன் உலகங்கள் மற்றும் சூழல்களில் குடியேறும். சொந்த விருப்பம்.

ஒருவேளை சூரியனின் சிவப்பு ராட்சதத்தன்மையைத் தக்கவைக்க வெளி உலகங்களில் டெர்ரா அமைப்புகளின் கேள்வி எழாது. சூரியன் வெப்பமடைவதால், விண்வெளி காலனிகளின் சுற்றுப்பாதையை அதற்கேற்ப சரிசெய்து, விரிவடையும் சூரியனிடமிருந்து மெதுவாக விலகிச் செல்ல போதுமானதாக இருக்கும்.

கற்பனை செய்வது கடினம் அல்ல. பூமி போன்ற ஒரு கிரகத்தின் சுற்றுப்பாதையை மாற்றுவது கிட்டத்தட்ட சாத்தியமற்றது, ஏனெனில் அது ஒரு பெரிய நிறை மற்றும், எனவே, ஒரு பெரிய மந்தநிலை மற்றும் கோண உந்தம், மற்றும் சுற்றுப்பாதையை கணிசமாக மாற்ற போதுமான ஆற்றலைக் கண்டுபிடிப்பது கிட்டத்தட்ட சாத்தியமற்றது. மேலும் பூமிக்கு நிறை தேவை, ஏனென்றால் கடல் மற்றும் வளிமண்டலத்தை அதன் மேற்பரப்பில் வைத்திருக்கவும், இதனால் வாழ்க்கையை சாத்தியமாக்குவதற்கும் வலுவான ஈர்ப்பு புலம் தேவைப்படுகிறது.

ஒரு விண்வெளி குடியேற்றத்தில், பூமியுடன் ஒப்பிடும்போது மொத்த வெகுஜனமானது மிகக் குறைவு, ஏனென்றால் நீர், காற்று மற்றும் எல்லாவற்றையும் வைத்திருக்க புவியீர்ப்பு பயன்படுத்தப்படவில்லை. வெளிப்புறச் சுவரால் இயந்திரத்தனமாக வரையறுக்கப்பட்டிருப்பதால், முழு விஷயமும் ஒன்றாக இணைக்கப்பட்டுள்ளது, மேலும் இந்த சுவரின் உள் மேற்பரப்பில் புவியீர்ப்பு விளைவை சுழற்சி மூலம் உருவாக்கப்படும் மையவிலக்கு விளைவு மூலம் உருவாக்க முடியும்.

இவ்வாறு, ஒரு விண்வெளி தீர்வு மிதமான அளவு ஆற்றலுடன் அதன் சுற்றுப்பாதையை மாற்ற முடியும், மேலும் அது வெப்பமடைந்து விரிவடையும் போது சூரியனிடமிருந்து விலகிச் செல்ல முடியும். கோட்பாட்டளவில், அது சுருங்கி குறைந்த ஆற்றலைக் கொடுக்கும் போது, ​​சூரியனை நெருங்க முடியும். இருப்பினும், சுருக்கமானது முந்தைய விரிவாக்கத்தை விட மிக வேகமாக இருக்கும். மேலும், சூரியனின் சிவப்பு இராட்சதத்தின் கட்டத்தில் இருக்கக்கூடிய மற்றும் ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் சுற்றுப்புறத்தை நோக்கி நகரக்கூடிய அனைத்து அண்ட குடியிருப்புகளும் ஒருவேளை அவர்கள் விரும்புவதை விட சிறியதாக சுருங்கிவிடும். பில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளில், அவர்கள் பெரிய சூரிய மண்டலத்தின் வரம்பற்ற இடைவெளிகளுடன் பழகலாம்.

ஆனால் வெள்ளை குள்ள நிலை தொடங்குவதற்கு நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே, விண்வெளி குடியேறிகள் ஹைட்ரஜன் இணைவில் இயங்கும் மின் உற்பத்தி நிலையங்களை உருவாக்கி சூரியனில் இருந்து சுயாதீனமாக மாறுவார்கள் என்று கருதுவது மிகவும் சாத்தியமாகும். இந்த விஷயத்தில், அவர்கள் வேறு தேர்வு செய்யலாம் - சூரிய குடும்பத்தை என்றென்றும் விட்டுவிடலாம்.

கணிசமான எண்ணிக்கையிலான விண்வெளி குடியேற்றங்கள் சூரிய மண்டலத்தை விட்டு வெளியேறி, சுயமாக இயக்கப்படும் "சுதந்திர கிரகங்களாக" மாறினால், மனிதகுலம் இரண்டாம் தர பேரழிவுகளின் அச்சுறுத்தலில் இருந்து தன்னை விடுவித்து, தொடர்ந்து வாழ முடியும் (மற்றும் பிரபஞ்சம் முழுவதும் காலவரையின்றி பரவுகிறது) பிரபஞ்சத்தை அண்ட முட்டையாக அழுத்தும் நிலை தொடங்குகிறது.

ஒரு நட்சத்திரத்தில் தெர்மோநியூக்ளியர் எரிபொருளை "எரிந்த பிறகு", அதன் நிறை சூரியனின் வெகுஜனத்துடன் ஒப்பிடப்படுகிறது, அதன் மையப் பகுதியில் (கோர்) பொருளின் அடர்த்தி மிகவும் அதிகமாகிறது, வாயுவின் பண்புகள் வியத்தகு முறையில் மாறுகின்றன. அத்தகைய வாயு சீரழிவு என்றும், அதைக் கொண்ட நட்சத்திரங்கள் சிதைவு நட்சத்திரங்கள் என்றும் அழைக்கப்படுகிறது.

ஒரு சிதைந்த கரு உருவான பிறகு, அதைச் சுற்றியுள்ள மூலத்தில் தெர்மோநியூக்ளியர் எரிப்பு தொடர்கிறது, இது ஒரு கோள அடுக்கு வடிவத்தைக் கொண்டுள்ளது. இந்த வழக்கில், நட்சத்திரம் ஒரு சிவப்பு ராட்சதமாக மாறும். அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் ஷெல் மிகப்பெரிய பரிமாணங்களை அடைகிறது - நூற்றுக்கணக்கான சூரிய கதிர்கள் - மற்றும் சுமார் 10-100 ஆயிரம் ஆண்டுகளில் விண்வெளியில் சிதறுகிறது. வெளியேற்றப்பட்ட ஷெல் சில நேரங்களில் கிரக நெபுலாவாகத் தெரியும். மீதமுள்ள சூடான மையமானது படிப்படியாக குளிர்ந்து ஒரு வெள்ளை குள்ளமாக மாறுகிறது, இதில் ஈர்ப்பு சக்திகள் சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் அழுத்தத்தால் எதிர்க்கப்படுகின்றன, இதன் மூலம் நட்சத்திரத்தின் நிலைத்தன்மையை உறுதி செய்கிறது. தோராயமாக வெகுஜனத்துடன். சூரிய ஆரம்ஒரு வெள்ளை குள்ளன் சில ஆயிரம் கிலோமீட்டர்கள் மட்டுமே. அதில் உள்ள பொருளின் சராசரி அடர்த்தி பெரும்பாலும் 109 கிலோ / மீ3 (ஒரு கன சென்டிமீட்டருக்கு டன்) அதிகமாக இருக்கும்.

வெள்ளை குள்ளர்களின் இடஞ்சார்ந்த அடர்த்தியை மதிப்பிட முடிந்தது: 30 ஒளி ஆண்டுகள் ஆரம் கொண்ட ஒரு கோளத்தில் இதுபோன்ற 100 நட்சத்திரங்கள் இருக்க வேண்டும் என்று மாறிவிடும். கேள்வி எழுகிறது: அனைத்து நட்சத்திரங்களும் அவற்றின் பரிணாமப் பாதையின் முடிவில் வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறுகின்றனவா? இல்லையென்றால், நட்சத்திரங்களின் எந்தப் பகுதி வெள்ளைக் குள்ள நிலைக்குச் செல்கிறது? வானியலாளர்கள் கோள் நெபுலாக்களின் மைய நட்சத்திரங்களின் நிலையை வெப்பநிலை-ஒளிர்வு வரைபடத்தில் வரைந்தபோது சிக்கலைத் தீர்ப்பதில் மிக முக்கியமான படி எடுக்கப்பட்டது. கிரக நெபுலாக்களின் மையத்தில் அமைந்துள்ள நட்சத்திரங்களின் பண்புகளைப் புரிந்து கொள்ள, இந்த வான உடல்களைக் கவனியுங்கள். புகைப்படங்களில், கிரக நெபுலா ஒரு மங்கலான ஆனால் சூடான நட்சத்திரத்துடன் மையத்தில் ஒரு நீட்டிக்கப்பட்ட நீள்வட்ட வாயுக்கள் போல் தெரிகிறது. உண்மையில், இந்த நிறை ஒரு சிக்கலான கொந்தளிப்பான, செறிவான ஷெல் ஆகும், இது 15-50 கிமீ/வி வேகத்தில் விரிவடைகிறது. இந்த வடிவங்கள் மோதிரங்களைப் போல தோற்றமளித்தாலும், உண்மையில் அவை குண்டுகள் மற்றும் அவற்றில் வாயுவின் கொந்தளிப்பான இயக்கத்தின் வேகம் சுமார் 120 கிமீ / வி அடையும். தூரத்தை அளவிடக்கூடிய பல கிரக நெபுலாக்களின் விட்டம் 1 ஒளி ஆண்டு அல்லது சுமார் 10 டிரில்லியன் கிலோமீட்டர் வரிசையில் உள்ளது என்று அது மாறியது.

மேலே சுட்டிக்காட்டப்பட்ட வேகத்தில் விரிவடைந்து, ஓடுகளில் உள்ள வாயு மிகவும் அரிதானது மற்றும் உற்சாகப்படுத்த முடியாது, எனவே 100,000 ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு பார்க்க முடியாது. இன்று நாம் கவனிக்கும் பல கிரக நெபுலாக்கள் கடந்த 50,000 ஆண்டுகளில் பிறந்தன, அவற்றின் வழக்கமான வயது 20,000 ஆண்டுகளுக்கு அருகில் உள்ளது. இத்தகைய நெபுலாக்களின் மைய நட்சத்திரங்கள் இயற்கையில் அறியப்பட்ட வெப்பமான பொருட்களாகும். அவற்றின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 50,000 முதல் 1 மில்லியன் டிகிரி செல்சியஸ் வரை மாறுபடும். K. வழக்கத்திற்கு மாறாக அதிக வெப்பநிலை காரணமாக, நட்சத்திரத்தின் பெரும்பாலான கதிர்வீச்சு மின்காந்த நிறமாலையின் தொலைதூர புற ஊதா பகுதியில் இருந்து வருகிறது.

இந்த புற ஊதா கதிர்வீச்சு, ஸ்பெக்ட்ரமின் புலப்படும் பகுதியில் ஷெல் வாயுவால் உறிஞ்சப்பட்டு, மாற்றப்பட்டு மீண்டும் உமிழப்படுகிறது, இது ஷெல்லைக் கவனிக்க அனுமதிக்கிறது. இதன் பொருள் என்னவென்றால், மைய நட்சத்திரங்களை விட குண்டுகள் மிகவும் பிரகாசமாக உள்ளன - அவை உண்மையில் ஆற்றல் மூலமாகும் - நட்சத்திரத்தின் கதிர்வீச்சின் பெரும் அளவு நிறமாலையின் கண்ணுக்கு தெரியாத பகுதியில் விழுவதால். கிரக நெபுலாக்களின் மைய நட்சத்திரங்களின் பண்புகளின் பகுப்பாய்விலிருந்து, அவற்றின் வெகுஜனத்தின் பொதுவான மதிப்பு 0.6-1 சூரிய நிறை வரம்பில் உள்ளது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் குடலில் உள்ள கனமான தனிமங்களின் தொகுப்புக்கு, பெரிய வெகுஜனங்கள் தேவைப்படுகின்றன. இந்த நட்சத்திரங்களில் ஹைட்ரஜனின் அளவு மிகக் குறைவு. இருப்பினும், வாயு உறைகளில் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் நிறைந்துள்ளது.

சில வானியலாளர்கள் 50-95 வெள்ளை குள்ளர்கள் கிரக நெபுலாவிலிருந்து தோன்றவில்லை என்று நம்புகிறார்கள். இவ்வாறு, சில வெள்ளைக் குள்ளர்கள் கிரக நெபுலாக்களுடன் முழுவதுமாக தொடர்புடையவையாக இருந்தாலும், அவற்றில் குறைந்தது பாதி அல்லது அதற்கு மேற்பட்டவை கிரக நெபுலா நிலை வழியாகச் செல்லாத சாதாரண முக்கிய-வரிசை நட்சத்திரங்களிலிருந்து வந்தவை. வெள்ளைக் குள்ள உருவத்தின் முழுப் படம் மங்கலானது மற்றும் நிச்சயமற்றது. பல விவரங்கள் இல்லை, சிறந்த முறையில், பரிணாம செயல்முறையின் விளக்கத்தை தருக்க அனுமானத்தால் மட்டுமே உருவாக்க முடியும். ஆயினும்கூட, பொதுவான முடிவு இதுதான்: பல நட்சத்திரங்கள் தங்கள் இறுதிக் கட்டத்திற்குச் செல்லும் வழியில் சில விஷயங்களை இழக்கின்றன, ஒரு வெள்ளை குள்ளன் நிலையைப் போலவே, பின்னர் கருப்பு, கண்ணுக்கு தெரியாத குள்ளர்களின் வடிவத்தில் வான "கல்லறைகளில்" ஒளிந்து கொள்கின்றன. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை சூரியனை விட தோராயமாக இரண்டு மடங்கு அதிகமாக இருந்தால், அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் பரிணாம வளர்ச்சியின் கடைசி கட்டத்தில் தங்கள் நிலைத்தன்மையை இழக்கின்றன. அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் சூப்பர்நோவாக்களாக வெடித்து, பின்னர் பல கிலோமீட்டர் சுற்றளவு கொண்ட பந்துகளின் அளவிற்கு சுருங்கலாம், அதாவது. நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களாக மாறும்.

ஒரு வெள்ளைக் குள்ளுக்குள் அணுக்கரு வினைகள் போகாது. மற்றும் மெதுவான குளிர்ச்சியின் காரணமாக பளபளப்பு ஏற்படுகிறது. ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் வெப்ப ஆற்றலின் முக்கிய வழங்கல் அயனிகளின் ஊசலாட்ட இயக்கங்களில் உள்ளது, இது 15 ஆயிரம் கெல்வின் வெப்பநிலையில் ஒரு படிக லட்டியை உருவாக்குகிறது. உருவகமாகப் பார்த்தால், வெள்ளைக் குள்ளர்கள் மாபெரும் சூடான படிகங்கள். படிப்படியாக, வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை குறைகிறது மற்றும் நட்சத்திரம் வெண்மையாக இருப்பதை நிறுத்துகிறது (நிறத்தில்) - இது ஒரு பழுப்பு அல்லது பழுப்பு குள்ள. வெள்ளைக் குள்ளர்களின் நிறை ஒரு குறிப்பிட்ட மதிப்பைத் தாண்டக்கூடாது - இது சந்திரசேகர் வரம்பு என்று அழைக்கப்படுகிறது (அமெரிக்க வானியற்பியல் விஞ்ஞானி, சுப்ரமணியன் சந்திரசேகர் என்ற இந்தியப் பிறப்பிற்குப் பிறகு), இது தோராயமாக 1.4 சூரிய நிறைகள் ஆகும். நட்சத்திரத்தின் நிறை அதிகமாக இருந்தால், சிதைந்த எலக்ட்ரான்களின் அழுத்தம் ஈர்ப்பு சக்திகளை எதிர்க்க முடியாது, மேலும் சில நொடிகளில், வெள்ளை குள்ளத்தின் பேரழிவு சுருக்கம் ஏற்படுகிறது - சரிவு. சரிவின் போது, ​​அடர்த்தி கடுமையாக உயர்கிறது, புரோட்டான்கள் சிதைந்த எலக்ட்ரான்களுடன் இணைந்து நியூட்ரான்களை உருவாக்குகின்றன (இது பொருளின் நியூட்ரானைசேஷன் என்று அழைக்கப்படுகிறது), மேலும் வெளியிடப்பட்ட ஈர்ப்பு ஆற்றல் முக்கியமாக நியூட்ரினோக்களால் எடுத்துச் செல்லப்படுகிறது. இந்த செயல்முறை எப்படி முடிகிறது? நவீன கருத்துகளின்படி, 1017 கிலோ/மீ3 என்ற வரிசையின் அடர்த்தியை அடையும் போது, ​​நியூட்ரான்கள் தாமாகவே சிதைந்து, பின்னர் ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உருவாகும்போது சரிவு நிறுத்தப்படலாம்; அல்லது வெளியிடப்பட்ட ஆற்றல் வெள்ளை குள்ளை முற்றிலுமாக அழிக்கிறது - மேலும் சரிவு அடிப்படையில் ஒரு வெடிப்பாக மாறும்.

வெள்ளை குள்ளர்கள்- சந்திரசேகர் வரம்பை தாண்டாத நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள், அவற்றின் சொந்த தெர்மோநியூக்ளியர் ஆற்றலின் ஆதாரங்கள் அற்றவை. இவை சூரியனின் வெகுஜனத்துடன் ஒப்பிடக்கூடிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட சிறிய நட்சத்திரங்கள், ஆனால் கதிர்கள் ~100 மற்றும், அதன்படி, சூரிய ஒளியை விட ~10,000 மடங்கு குறைவான ஒளிர்வுகள். வெள்ளை குள்ளர்களின் அடர்த்தி சுமார் 10 6 g/cm³ ஆகும், இது சாதாரண முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களின் அடர்த்தியை விட கிட்டத்தட்ட ஒரு மில்லியன் மடங்கு அதிகமாகும். எண்ணிக்கையின்படி, பல்வேறு மதிப்பீடுகளின்படி, நமது கேலக்ஸியின் நட்சத்திர மக்கள்தொகையில் 3-10% வெள்ளை குள்ளர்கள் உள்ளனர்.
படத்தில், சூரியனின் ஒப்பீட்டு அளவுகள் (வலதுபுறம்) மற்றும் பைனரி அமைப்பு IK பெகாசஸ் கூறு B - மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 35,500 K (மையம்) மற்றும் கூறு A - ஸ்பெக்ட்ரல் வகை A8 (இடது) ஒரு நட்சத்திரம் .

திறப்பு 1844 ஆம் ஆண்டில், கோனிக்ஸ்பெர்க் ஆய்வகத்தின் இயக்குனரான ஃபிரெட்ரிக் பெசல், சிரியஸ், பிரகாசமான நட்சத்திரம்வடக்கு வானத்தின், அவ்வப்போது, ​​மிகவும் பலவீனமாக இருந்தாலும், வானக் கோளத்துடன் இயக்கத்தின் ஒரு நேர்கோட்டுப் பாதையில் இருந்து விலகுகிறது. சிரியஸுக்கு ஒரு கண்ணுக்குத் தெரியாத "இருண்ட" துணை இருக்க வேண்டும் என்ற முடிவுக்கு பெசல் வந்தார், மேலும் இரு நட்சத்திரங்களும் ஒரு பொதுவான வெகுஜன மையத்தைச் சுற்றி 50 வருடங்கள் இருக்க வேண்டும். இருண்ட செயற்கைக்கோள் கவனிக்கப்படாமல் இருந்ததால், அதன் நிறை போதுமான அளவு பெரியதாக இருக்க வேண்டும் - சிரியஸின் வெகுஜனத்துடன் ஒப்பிடக்கூடியதாக இருந்ததால், செய்தி சந்தேகத்திற்குரியதாக இருந்தது.
ஜனவரி 1862 இல் ஏ.ஜி. கிளார்க், சிகாகோ ஆய்வகத்திற்கு கிளார்க் குடும்ப நிறுவனத்தால் வழங்கப்பட்ட அந்த நேரத்தில் உலகின் மிகப்பெரிய தொலைநோக்கியான (டியர்பார்ன் டெலஸ்கோப்) 18 அங்குல ஒளிவிலகலை சரிசெய்து, சிரியஸின் உடனடி அருகே ஒரு மங்கலான நட்சத்திரத்தைக் கண்டுபிடித்தார். இது சிரியஸின் இருண்ட செயற்கைக்கோள், சிரியஸ் பி, பெசல் கணித்துள்ளது. சிரியஸ் B இன் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 25,000 K ஆகும், இது அதன் ஒழுங்கற்ற குறைந்த ஒளிர்வைக் கருத்தில் கொண்டு, மிகச் சிறிய ஆரத்தையும், அதன்படி, மிக அதிக அடர்த்தியையும் குறிக்கிறது - 10 6 g / cm³ (சிரியஸின் அடர்த்தி ~ 0.25 g / cm³ ஆகும். , சூரியனின் அடர்த்தி ~ 1.4 g/cm³).
1917 ஆம் ஆண்டில், அட்ரியன் வான் மானென் அடுத்த வெள்ளைக் குள்ளமான மீனம் விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள வான் மானனின் நட்சத்திரத்தைக் கண்டுபிடித்தார்.

அடர்த்தி முரண்பாடு 20 ஆம் நூற்றாண்டின் தொடக்கத்தில், Hertzsprung மற்றும் Russell ஆகியோர் ஸ்பெக்ட்ரல் வகை (வெப்பநிலை) மற்றும் நட்சத்திரங்களின் ஒளிர்வு - Hertzsprung-Russell வரைபடம் (H-R வரைபடம்) தொடர்பாக ஒரு ஒழுங்குமுறையைக் கண்டறிந்தனர். முழு வகை நட்சத்திரங்களும் ஜி-ஆர் வரைபடத்தின் இரண்டு கிளைகளுக்குள் பொருந்துவதாகத் தோன்றியது - முக்கிய வரிசை மற்றும் சிவப்பு ராட்சத கிளை. ஸ்பெக்ட்ரல் வகை மற்றும் ஒளிர்வு மூலம் நட்சத்திரங்களின் விநியோகம் குறித்த புள்ளிவிவரங்களின் குவிப்பு வேலையின் போது, ​​1910 இல் ரஸ்ஸல் பேராசிரியர் ஈ. பிக்கரிங் பக்கம் திரும்பினார். அடுத்து என்ன நடந்தது என்பதை ரஸ்ஸல் விவரிக்கிறார்:

"நான் எனது நண்பருடன் இருந்தேன் ... பேராசிரியர் இ. பிக்கரிங் ஒரு வணிக விஜயத்தில். குணாதிசயமான கருணையுடன், ஹிங்க்ஸும் நானும் அவதானித்த அனைத்து நட்சத்திரங்களின் ஸ்பெக்ட்ராவை எடுக்க அவர் முன்வந்தார் ... அவற்றின் இடமாறுகளைத் தீர்மானிக்க. வழக்கமான வேலையாகத் தோன்றிய இந்த பகுதி மிகவும் பயனுள்ளதாக மாறியது - இது மிகச் சிறிய முழுமையான அளவு (அதாவது, குறைந்த ஒளிர்வு) கொண்ட அனைத்து நட்சத்திரங்களும் ஸ்பெக்ட்ரல் வகை M (அதாவது, மிகக் குறைந்த மேற்பரப்பு வெப்பநிலை) இருப்பதைக் கண்டறிய வழிவகுத்தது. எனக்கு நினைவிருக்கிறபடி, இந்தப் பிரச்சினையைப் பற்றி விவாதிக்கும் போது, ​​நான் பிக்கரிங்கிடம் வேறு சில மங்கலான நட்சத்திரங்களைப் பற்றிக் கேட்டேன் ..., குறிப்பாக 40 எரிடானி பி பற்றிக் குறிப்பிட்டு, அவருக்கு ஒரு குணாதிசயமாக நடந்து கொண்ட அவர், உடனடியாக (ஹார்வர்ட்) ஆய்வக அலுவலகத்திற்கு ஒரு கோரிக்கையை அனுப்பினார். , மேலும் இந்த நட்சத்திரத்தின் ஸ்பெக்ட்ரம் A (அதாவது உயர் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை) என்று ஒரு பதில் (திருமதி. ஃப்ளெமிங்கிடமிருந்து நான் நினைக்கிறேன்) விரைவில் பெறப்பட்டது. அந்த பேலியோசோயிக் காலங்களில் கூட, மேற்பரப்பு பிரகாசம் மற்றும் அடர்த்திக்கான "சாத்தியமான" மதிப்புகள் என்று நாம் அழைப்பதற்கு இடையே ஒரு தீவிர முரண்பாடு இருப்பதை உடனடியாக உணர இந்த விஷயங்களைப் பற்றி எனக்கு போதுமான அளவு தெரியும். நட்சத்திரங்களின் குணாதிசயங்களுக்கு முற்றிலும் இயல்பான விதியாகத் தோன்றிய இந்த விதிவிலக்கால் நான் ஆச்சரியப்படவில்லை, ஆனால் உண்மையில் அதிர்ச்சியடைந்தேன் என்ற உண்மையை நான் வெளிப்படையாக மறைக்கவில்லை. பிக்கரிங் என்னைப் பார்த்து புன்னகைத்து கூறினார்: "இதுபோன்ற விதிவிலக்குகள்தான் நமது அறிவின் விரிவாக்கத்திற்கு வழிவகுக்கும்" - மேலும் வெள்ளை குள்ளர்கள் ஆராய்ச்சி செய்யப்பட்ட உலகில் நுழைந்தனர் "

ரஸ்ஸலின் ஆச்சரியம் மிகவும் புரிந்துகொள்ளத்தக்கது: 40 எரிடானி பி ஒப்பீட்டளவில் நெருக்கமான நட்சத்திரங்களுக்கு சொந்தமானது, மேலும் கவனிக்கப்பட்ட இடமாறு அதன் தூரத்தை துல்லியமாக தீர்மானிக்க பயன்படுத்தப்படலாம், அதன்படி, ஒளிர்வு. 40 எரிடானி B இன் ஒளிர்வு அதன் நிறமாலை வகைக்கு அசாதாரணமாக குறைவாக மாறியது - வெள்ளை குள்ளர்கள் H-R வரைபடத்தில் ஒரு புதிய பகுதியை உருவாக்கினர். ஒளிர்வு, நிறை மற்றும் வெப்பநிலை ஆகியவற்றின் கலவையானது புரிந்துகொள்ள முடியாதது மற்றும் 1920 களில் உருவாக்கப்பட்ட முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களின் கட்டமைப்பின் நிலையான மாதிரியின் கட்டமைப்பிற்குள் விளக்க முடியாது.
வெள்ளை குள்ளர்களின் அதிக அடர்த்தி கட்டமைப்பிற்குள் மட்டுமே ஒரு விளக்கத்தைக் கண்டறிந்தது குவாண்டம் இயக்கவியல்ஃபெர்மி-டிராக் புள்ளிவிவரங்கள் தோன்றிய பிறகு. 1926 ஆம் ஆண்டில், ஃபோலர் தனது கட்டுரையில் "அடர்த்தியான பொருள்" ("அடர்த்தியான பொருள்", மாதாந்திர அறிவிப்புகள் ஆர். ஆஸ்ட்ரோன். Soc. 87, 114-122), முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களுக்கு மாறாக, மாநிலத்தின் சமன்பாடு என்பதைக் காட்டினார். இலட்சிய வாயு மாதிரியின் அடிப்படையில் ( நிலையான எடிங்டன் மாதிரி), வெள்ளை குள்ளர்களுக்கு பொருளின் அடர்த்தி மற்றும் அழுத்தம் சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் (ஃபெர்மி வாயு) பண்புகளால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது.
வெள்ளை குள்ளர்களின் இயல்பை விளக்கும் அடுத்த கட்டம் யா. ஐ. ஃப்ராங்கெல் மற்றும் சந்திரசேகர் ஆகியோரின் பணியாகும். 1928 இல், ஃப்ரெங்கெல் வெள்ளைக் குள்ளர்களுக்கு மேல் நிறை வரம்பு இருக்க வேண்டும் என்று சுட்டிக்காட்டினார், மேலும் 1930 இல் சந்திரசேகர், சிறந்த வெள்ளைக் குள்ளர்களின் அதிகபட்ச நிறை (Astroph. J. 74, 81-82) இல் 1.4 சூரிய ஒளிக்கு மேல் வெள்ளைக் குள்ளர்கள் இருப்பதைக் காட்டினார். வெகுஜனங்கள் நிலையற்றவை (சந்திரசேகர் வரம்பு) மற்றும் சரிய வேண்டும்.

வெள்ளை குள்ளர்களின் தோற்றம்
ஃபோலரின் தீர்வு வெள்ளை குள்ளர்களின் உட்புற அமைப்பை விளக்கியது, ஆனால் அவற்றின் தோற்றத்தின் பொறிமுறையை தெளிவுபடுத்தவில்லை. வெள்ளைக் குள்ளர்களின் தோற்றத்தை விளக்குவதில் இரண்டு கருத்துக்கள் முக்கியப் பங்கு வகித்தன: அணு எரிபொருளின் எரிப்பு மற்றும் வி.ஜி.யின் அனுமானத்தின் விளைவாக பிரதான வரிசை நட்சத்திரங்களிலிருந்து சிவப்பு ராட்சதர்கள் உருவாகின்றன என்ற E. Epik இன் கருத்து. ஃபெசென்கோவ், இரண்டாம் உலகப் போருக்குப் பிறகு, முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்கள் வெகுஜனத்தை இழக்க வேண்டும், மேலும் அத்தகைய வெகுஜன இழப்பு நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியில் குறிப்பிடத்தக்க தாக்கத்தை ஏற்படுத்த வேண்டும். இந்த அனுமானங்கள் முழுமையாக உறுதிப்படுத்தப்பட்டன.
முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் போது, ​​ஹீலியம் (பெத்தே சுழற்சி) உருவாவதன் மூலம் ஹைட்ரஜன் "எரிக்கப்படுகிறது". இத்தகைய எரிதல் நட்சத்திரத்தின் மையப் பகுதிகளில் ஆற்றல் வெளியீட்டை நிறுத்துவதற்கு வழிவகுக்கிறது, சுருக்கம் மற்றும் அதன்படி, அதன் மையத்தில் வெப்பநிலை மற்றும் அடர்த்தி அதிகரிப்பு, இது ஒரு புதிய தெர்மோநியூக்ளியர் ஆற்றலைச் செயல்படுத்தும் நிலைமைகளுக்கு வழிவகுக்கிறது: ஹீலியம் எரிதல் 10 8 K வரிசையின் வெப்பநிலையில் ( மூன்று ஹீலியம் எதிர்வினைஅல்லது டிரிபிள் ஆல்பா செயல்முறை), சிவப்பு ராட்சதர்கள் மற்றும் சூப்பர்ஜெயண்ட்களின் சிறப்பியல்பு:
He 4 + He 4 = Be 8 - இரண்டு ஹீலியம் கருக்கள் (ஆல்ஃபா துகள்கள்) ஒன்றிணைந்து ஒரு நிலையற்ற பெரிலியம் ஐசோடோப்பு உருவாகிறது;
Be 8 + He 4 \u003d C 12 + 7.3 MeV - Be 8 இன் பெரும்பகுதி மீண்டும் இரண்டு ஆல்பா துகள்களாக சிதைகிறது, ஆனால் Be 8 உயர் ஆற்றல் ஆல்பா துகளுடன் மோதும்போது, ​​நிலையான C 12 கார்பன் அணுக்கரு உருவாகலாம்.
இருப்பினும், டிரிபிள் ஹீலியம் எதிர்வினை பெத்தே சுழற்சியை விட மிகக் குறைந்த ஆற்றல் வெளியீட்டால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது என்பதைக் கவனத்தில் கொள்ள வேண்டும்: ஒரு அலகு நிறை அடிப்படையில் ஹீலியத்தை "எரியும்" போது ஆற்றல் வெளியீடு ஹைட்ரஜன் "எரியும்" போது விட 10 மடங்கு குறைவாக உள்ளது. ஹீலியம் எரிந்து, அணுக்கருவில் உள்ள ஆற்றல் மூலம் தீர்ந்துவிடுவதால், மிகவும் சிக்கலான நியூக்ளியோசிந்தெசிஸ் எதிர்வினைகளும் சாத்தியமாகும், இருப்பினும், முதலாவதாக, இத்தகைய எதிர்வினைகளுக்கு எப்போதும் அதிக வெப்பநிலை தேவைப்படுகிறது, இரண்டாவதாக, அத்தகைய எதிர்வினைகளில் ஒரு யூனிட் வெகுஜனத்திற்கு ஆற்றல் வெளியீடு வெகுஜன எண்களின் எண்ணிக்கையில் குறைகிறது. வினைபுரியும் கருக்கள்.
ஒரு கூடுதல் காரணி, வெளிப்படையாக சிவப்பு ராட்சத கருக்களின் பரிணாம வளர்ச்சியில் செல்வாக்கு செலுத்துவது, டிரிபிள் ஹீலியம் எதிர்வினையின் உயர் வெப்பநிலை உணர்திறன் மற்றும் பொறிமுறையுடன் கனமான கருக்களின் இணைவு எதிர்வினைகளின் கலவையாகும். நியூட்ரினோ குளிர்ச்சி: அதிக வெப்பநிலை மற்றும் அழுத்தங்களில், நியூட்ரினோ-ஆன்டிநியூட்ரினோ ஜோடிகளை உருவாக்குவதன் மூலம் எலக்ட்ரான்களால் ஃபோட்டான்களின் சிதறல் சாத்தியமாகும், அவை அணுக்கருவிலிருந்து ஆற்றலை சுதந்திரமாக எடுத்துச் செல்கின்றன: நட்சத்திரம் அவர்களுக்கு வெளிப்படையானது. அத்தகைய வேகம் அளவீட்டுநியூட்ரினோ குளிரூட்டல், கிளாசிக்கலுக்கு மாறாக மேலோட்டமானஃபோட்டான் குளிரூட்டல் ஒரு நட்சத்திரத்தின் உட்புறத்திலிருந்து அதன் ஒளிக்கோளத்திற்கு ஆற்றல் பரிமாற்ற செயல்முறைகளால் வரையறுக்கப்படவில்லை. நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் நியூக்ளியோசிந்தசிஸ் எதிர்வினையின் விளைவாக, ஒரு புதிய சமநிலை அடையப்படுகிறது, இது மையத்தின் அதே வெப்பநிலையால் வகைப்படுத்தப்படுகிறது: சமவெப்ப கோர்.
ஒப்பீட்டளவில் சிறிய நிறை கொண்ட சிவப்பு ராட்சதர்களின் விஷயத்தில் (சூரியனின் வரிசையில்), சமவெப்ப கோர்கள் முக்கியமாக ஹீலியம், அதிக பாரிய நட்சத்திரங்கள், கார்பன் மற்றும் கனமான தனிமங்கள் ஆகியவற்றைக் கொண்டிருக்கும். எவ்வாறாயினும், அத்தகைய சமவெப்ப அணுக்கருவின் அடர்த்தி மிகவும் அதிகமாக இருப்பதால், அணுக்கருவை உருவாக்கும் பிளாஸ்மாவின் எலக்ட்ரான்களுக்கு இடையே உள்ள தூரம் அவற்றின் டி ப்ரோக்லி அலைநீளத்துடன் ஒத்துப்போகிறது. λ = ம / மீv , அதாவது, எலக்ட்ரான் வாயுவின் சீரழிவுக்கான நிபந்தனைகள் திருப்தி அடைகின்றன. ஐசோதெர்மல் கோர்களின் அடர்த்தி வெள்ளை குள்ளர்களின் அடர்த்திக்கு ஒத்திருக்கிறது என்று கணக்கீடுகள் காட்டுகின்றன, அதாவது. சிவப்பு ராட்சதர்களின் கருக்கள் வெள்ளை குள்ளர்கள்..

சிவப்பு ராட்சதர்களால் பெரும் இழப்பு
சிவப்பு ராட்சதர்களில் அணுக்கரு எதிர்வினைகள் மையத்தில் மட்டுமல்ல: மையத்தில் ஹைட்ரஜன் எரிவதால், ஹீலியம் நியூக்ளியோசிந்தசிஸ் இன்னும் ஹைட்ரஜன் நிறைந்த நட்சத்திரத்தின் பகுதிகளுக்கு பரவுகிறது, இது ஹைட்ரஜன்-ஏழை மற்றும் ஹைட்ரஜன் நிறைந்த எல்லையில் ஒரு கோள அடுக்கை உருவாக்குகிறது. பிராந்தியங்கள். டிரிபிள் ஹீலியம் வினையிலும் இதேபோன்ற சூழ்நிலை எழுகிறது: மையத்தில் ஹீலியம் எரிவதால், அது ஹீலியம்-ஏழை மற்றும் ஹீலியம் நிறைந்த பகுதிகளுக்கு இடையே உள்ள எல்லையில் ஒரு கோள அடுக்கில் குவிகிறது. நியூக்ளியோசிந்தசிஸின் இத்தகைய "இரண்டு-அடுக்கு" பகுதிகளைக் கொண்ட நட்சத்திரங்களின் ஒளிர்வு கணிசமாக அதிகரிக்கிறது, சூரியனின் பல ஆயிரம் ஒளிர்வுகளை அடைகிறது, அதே நேரத்தில் நட்சத்திரம் "வீங்குகிறது", அதன் விட்டம் பூமியின் சுற்றுப்பாதையின் அளவிற்கு அதிகரிக்கிறது. ஹீலியம் நியூக்ளியோசிந்தசிஸ் மண்டலம் நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் உயர்கிறது: இந்த மண்டலத்தின் உள்ளே இருக்கும் வெகுஜனத்தின் பின்னம் நட்சத்திரத்தின் நிறை ~70% ஆகும். "வெப்பம்" என்பது நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பில் இருந்து பொருளின் மிகவும் தீவிரமான வெளியேற்றத்துடன் சேர்ந்துள்ளது; அத்தகைய பொருள்கள் புரோட்டோபிளானட்டரி நெபுலாக்களாகக் காணப்படுகின்றன, எடுத்துக்காட்டாக, நெபுலா HD44179 ( படம்).
அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் தெளிவாக நிலையற்றவை, மேலும் 1956 இல் ஐ.எஸ். ஷ்க்லோவ்ஸ்கி சிவப்பு ராட்சதர்களின் ஓடுகளை வெளியேற்றுவதன் மூலம் கிரக நெபுலாக்களை உருவாக்குவதற்கான ஒரு பொறிமுறையை முன்மொழிந்தார், அதே நேரத்தில் அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் சமவெப்ப சிதைவு கோர்களின் வெளிப்பாடு வெள்ளை குள்ளர்களின் பிறப்புக்கு வழிவகுக்கிறது (சிவப்பு ராட்சதர்களின் பரிணாம வளர்ச்சியின் முடிவின் இந்த காட்சி பொதுவாக ஏற்றுக்கொள்ளப்பட்ட மற்றும் பல கண்காணிப்பு தரவுகளால் ஆதரிக்கப்படுகிறது). அத்தகைய நட்சத்திரங்களுக்கான வெகுஜன இழப்பு மற்றும் ஷெல் மேலும் வெளியேற்றுவதற்கான சரியான வழிமுறைகள் இன்னும் முழுமையாக புரிந்து கொள்ளப்படவில்லை, ஆனால் பின்வரும் காரணிகள் ஷெல் இழப்புக்கு பங்களிக்கக்கூடும் என்று கருதலாம்:

• உறுதியற்ற தன்மைகள் நீட்டிக்கப்பட்ட விண்மீன் ஓடுகளில் உருவாகலாம், இது வலுவான ஊசலாட்ட செயல்முறைகளுக்கு வழிவகுக்கும், இது நட்சத்திரத்தின் வெப்ப ஆட்சியில் ஏற்படும் மாற்றத்துடன். அதன் மேல் உருவம்நட்சத்திரத்தால் வெளியேற்றப்படும் பொருளின் அடர்த்தி அலைகள் தெளிவாகத் தெரியும், இது போன்ற ஏற்ற இறக்கங்களின் விளைவுகளாக இருக்கலாம்.
• ஒளிக்கோளத்திற்கு கீழே உள்ள பகுதிகளில் ஹைட்ரஜனின் அயனியாக்கம் காரணமாக, ஒரு வலுவான வெப்பச்சலன உறுதியற்ற தன்மை உருவாகலாம். சூரிய செயல்பாடு ஒத்த தன்மையைக் கொண்டுள்ளது, ஆனால் சிவப்பு ராட்சதர்களின் விஷயத்தில், வெப்பச்சலன ஓட்டங்களின் சக்தி சூரியனை விட கணிசமாக அதிகமாக இருக்க வேண்டும்.
• மிக அதிக ஒளிர்வு காரணமாக, அதன் வெளிப்புற அடுக்குகளில் நட்சத்திரத்தின் கதிர்வீச்சின் ஒளி அழுத்தம் குறிப்பிடத்தக்கதாகிறது, இது கணக்கிடப்பட்ட தரவுகளின்படி, பல ஆயிரம் ஆண்டுகளில் ஷெல் இழப்புக்கு வழிவகுக்கும்.

ஒரு வழி அல்லது வேறு, ஆனால் சிவப்பு ராட்சதர்களின் மேற்பரப்பில் இருந்து ஒப்பீட்டளவில் அமைதியாக வெளியேறும் போதுமான நீண்ட காலம் அதன் ஷெல் மற்றும் அதன் மையத்தை வெளிப்படுத்துவதன் மூலம் முடிவடைகிறது. அத்தகைய வெளியேற்றப்பட்ட ஷெல் ஒரு கிரக நெபுலாவாகக் காணப்படுகிறது. புரோட்டோபிளானட்டரி நெபுலாக்களின் விரிவாக்க வேகங்கள் பத்து கிமீ/வி ஆகும், அதாவது, சிவப்பு ராட்சதர்களின் மேற்பரப்பில் பரவளைய திசைவேகங்களின் மதிப்புக்கு அருகில் உள்ளது, இது சிவப்பு ராட்சதர்களின் "அதிகப்படியான வெகுஜனத்தை" வெளியேற்றுவதன் மூலம் அவற்றின் உருவாக்கத்தின் கூடுதல் உறுதிப்படுத்தலாக செயல்படுகிறது.

ஸ்பெக்ட்ராவின் அம்சங்கள்
வெள்ளை குள்ளர்களின் நிறமாலை முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்கள் மற்றும் ராட்சதர்களின் நிறமாலையிலிருந்து மிகவும் வேறுபட்டது. அவற்றின் முக்கிய அம்சம் ஒரு சிறிய எண்ணிக்கையிலான வலுவாக விரிவாக்கப்பட்ட உறிஞ்சுதல் கோடுகள் ஆகும், மேலும் சில வெள்ளை குள்ளர்கள் (ஸ்பெக்ட்ரல் வகை DC) கவனிக்கத்தக்க உறிஞ்சுதல் கோடுகளைக் கொண்டிருக்கவில்லை. இந்த வகுப்பின் நட்சத்திரங்களின் நிறமாலையில் உள்ள சிறிய எண்ணிக்கையிலான உறிஞ்சுதல் கோடுகள், கோடுகளின் மிக வலுவான விரிவாக்கத்தால் விளக்கப்படுகின்றன: வலுவான உறிஞ்சுதல் கோடுகள், விரிவுபடுத்துதல், கவனிக்கத்தக்கதாக இருக்க போதுமான ஆழம் மற்றும் பலவீனமானவை, அவற்றின் ஆழமற்ற ஆழம் காரணமாக. , நடைமுறையில் தொடர்ச்சியான ஸ்பெக்ட்ரமுடன் இணைக்கவும்.
வெள்ளை குள்ளர்களின் நிறமாலையின் அம்சங்கள் பல காரணிகளால் விளக்கப்பட்டுள்ளன. முதலாவதாக, வெள்ளை குள்ளர்களின் அதிக அடர்த்தியின் காரணமாக, அவற்றின் மேற்பரப்பில் இலவச வீழ்ச்சி முடுக்கம் ~10 8 செமீ/செ² (அல்லது ~1000 கிமீ/வி²) ஆகும், இது, அவற்றின் ஒளிக்கோளங்களின் சிறிய நீளம், பெரிய அடர்த்தி மற்றும் அவற்றில் அழுத்தங்கள் மற்றும் உறிஞ்சுதல் கோடுகளின் விரிவாக்கம். மேற்பரப்பில் ஒரு வலுவான ஈர்ப்பு புலத்தின் மற்றொரு விளைவு, அவற்றின் நிறமாலையில் உள்ள கோடுகளின் ஈர்ப்பு சிவப்பு மாற்றமாகும், இது பல பத்து கிமீ/வி வேகத்திற்கு சமம். இரண்டாவதாக, வலுவான காந்தப்புலங்களைக் கொண்ட சில வெள்ளைக் குள்ளர்கள், ஜீமான் விளைவு காரணமாக கதிர்வீச்சின் வலுவான துருவமுனைப்பு மற்றும் நிறமாலைக் கோடுகளின் பிளவுகளை வெளிப்படுத்துகின்றன.

வெள்ளை குள்ளர்களிடமிருந்து எக்ஸ்ரே உமிழ்வு
இளம் வெள்ளை குள்ளர்களின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை - ஷெல் வெளியேற்றத்திற்குப் பிறகு ஐசோட்ரோபிக் ஸ்டெல்லர் கோர்கள் மிக அதிகமாக இருக்கும் - 2 10 5 K க்கு மேல், இருப்பினும், நியூட்ரினோ குளிர்ச்சி மற்றும் மேற்பரப்பில் இருந்து வரும் கதிர்வீச்சு காரணமாக இது மிக விரைவாக குறைகிறது. இத்தகைய மிக இளம் வெள்ளை குள்ளர்கள் எக்ஸ்ரே வரம்பில் காணப்படுகின்றன. வெப்பமான வெள்ளைக் குள்ளர்களின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 7·10 4 K, குளிரானது ~5·10³ K.
எக்ஸ்ரே வரம்பில் உள்ள வெள்ளை குள்ளர்களின் கதிர்வீச்சின் ஒரு அம்சம் என்னவென்றால், அவர்களுக்கு எக்ஸ்ரே கதிர்வீச்சின் முக்கிய ஆதாரம் ஃபோட்டோஸ்பியர் ஆகும், இது அவற்றை "சாதாரண" நட்சத்திரங்களிலிருந்து கூர்மையாக வேறுபடுத்துகிறது: பிந்தையதில், கிரீடம் X ஐ வெளியிடுகிறது. -கதிர்கள், பல மில்லியன் கெல்வின்களுக்கு சூடேற்றப்படுகின்றன, மேலும் ஃபோட்டோஸ்பியரின் வெப்பநிலை x-கதிர்களை வெளியேற்றுவதற்கு மிகவும் குறைவாக உள்ளது.
பெருக்கம் இல்லாத நிலையில், வெள்ளைக் குள்ளர்களின் ஒளிர்வின் ஆதாரம் அவற்றின் உட்புறத்தில் உள்ள அயனிகளின் வெப்ப ஆற்றலை வழங்குவதாகும்; எனவே, அவற்றின் ஒளிர்வு வயதைப் பொறுத்தது. வெள்ளை குள்ளர்களின் குளிர்ச்சியின் அளவு கோட்பாடு 1940 களின் பிற்பகுதியில் எஸ்.ஏ. கபிலன்.

பைனரி அமைப்புகளில் வெள்ளைக் குள்ளர்களின் மீது குவிதல்

• வெள்ளைக் குள்ளர்களின் மீது நிலையான அல்லாத சேர்க்கை, துணை ஒரு பெரிய சிவப்பு குள்ளமாக இருந்தால், குள்ள நோவா (U ஜெம் (UG) வகை நட்சத்திரங்கள்) மற்றும் நோவா போன்ற பேரழிவு மாறி நட்சத்திரங்கள் உருவாக வழிவகுக்கிறது.
• வலுவான காந்தப்புலத்துடன் கூடிய வெள்ளை குள்ளர்களின் மீது சேர்வது வெள்ளைக் குள்ளனின் காந்த துருவங்களின் பகுதிக்கு அனுப்பப்படுகிறது, மேலும் புலத்தின் சுற்றுப் பகுதிகளில் பிளாஸ்மா கதிர்வீச்சைப் பெருக்கும் சைக்ளோட்ரான் பொறிமுறையானது புலப்படும் பகுதியில் (துருவங்கள் மற்றும் இடைநிலை) கதிர்வீச்சின் வலுவான துருவமுனைப்பை ஏற்படுத்துகிறது. துருவங்கள்).
• ஹைட்ரஜன் நிறைந்த பொருளின் வெள்ளை குள்ளர்களின் மீது சேர்வதால், மேற்பரப்பில் (முக்கியமாக ஹீலியம் கொண்டது) குவிந்து, ஹீலியம் இணைவு எதிர்வினையின் வெப்பநிலைக்கு வெப்பமடைகிறது, இது வெப்ப நிலையற்ற நிலையில், வெடிப்பு போன்ற வெடிப்புக்கு வழிவகுக்கிறது. ஒரு புதிய நட்சத்திரத்தின்.

வெள்ளை குள்ளர்கள்- சந்திரசேகர் வரம்பை தாண்டாத நிறை கொண்ட நட்சத்திரங்கள், அவற்றின் சொந்த தெர்மோநியூக்ளியர் ஆற்றலின் ஆதாரங்கள் அற்றவை.

வெள்ளைக் குள்ளர்கள் சூரியனின் வெகுஜனத்துடன் ஒப்பிடக்கூடிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட சிறிய நட்சத்திரங்கள், ஆனால் சுமார் 100 ஆரங்கள் மற்றும் அதன்படி, சூரியனை விட 10,000 மடங்கு சிறிய ஒளிர்வுகள். வெள்ளை குள்ளர்களின் அடர்த்தி சுமார் 106 g/cm³ ஆகும், இது சாதாரண முக்கிய வரிசை நட்சத்திரங்களின் அடர்த்தியை விட கிட்டத்தட்ட ஒரு மில்லியன் மடங்கு அதிகமாகும்.

எண்ணிக்கையின்படி, பல்வேறு மதிப்பீடுகளின்படி, நமது கேலக்ஸியின் நட்சத்திர மக்கள்தொகையில் 3-10% வெள்ளை குள்ளர்கள் உள்ளனர். ஒரு காலத்தில் அவை அரிதாகக் கருதப்பட்டன, ஆனால் மவுண்ட் பாலோமர் ஆய்வகத்தில் (அமெரிக்கா) பெறப்பட்ட புகைப்படத் தகடுகளை கவனமாக ஆய்வு செய்ததில், அவற்றின் எண்ணிக்கை 1500 ஐத் தாண்டியுள்ளது என்பதைக் காட்டுகிறது. வெள்ளை குள்ளர்களின் இடஞ்சார்ந்த அடர்த்தியை மதிப்பிட முடிந்தது சுமார் 100 நட்சத்திரங்கள்.

வெள்ளை குள்ளர்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்ட வரலாறு 19 ஆம் நூற்றாண்டின் தொடக்கத்தில் உள்ளது, ஃபிரெட்ரிக் வில்ஹெல்ம் பெசல், பிரகாசமான நட்சத்திரமான சிரியஸின் இயக்கத்தைக் கண்டுபிடித்தார், அதன் பாதை ஒரு நேர் கோடு அல்ல, ஆனால் அலை போன்ற தன்மையைக் கொண்டுள்ளது என்பதைக் கண்டுபிடித்தார். நட்சத்திரத்தின் சரியான இயக்கம் நேர்கோட்டில் இல்லை; இது ஒரு பக்கத்திலிருந்து பக்கமாக மாறுவது போல் தோன்றியது. 1844 வாக்கில், சிரியஸின் முதல் அவதானிப்புகளுக்கு சுமார் பத்து ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, சிரியஸுக்கு அருகில் இரண்டாவது நட்சத்திரம் இருப்பதாக பெசல் முடிவு செய்தார், அது கண்ணுக்குத் தெரியாததால், சிரியஸின் மீது ஈர்ப்பு விளைவை ஏற்படுத்தியது; சிரியஸின் இயக்கத்தில் ஏற்படும் ஏற்ற இறக்கங்களால் இது வெளிப்படுகிறது. இன்னும் சுவாரஸ்யமான விஷயம் என்னவென்றால், இருண்ட கூறு உண்மையில் இருந்தால், இரண்டு நட்சத்திரங்களின் சுழற்சியின் காலம் அவற்றின் பொதுவான ஈர்ப்பு மையத்துடன் ஒப்பிடும்போது சுமார் 50 ஆண்டுகள் ஆகும்.

சிரியஸின் இயக்கத்தின் அம்சங்கள், பூமியிலிருந்து அதன் தூரம் மற்றும் நேர்கோட்டு இயக்கத்திலிருந்து விலகல்களின் வீச்சு ஆகியவற்றைக் கருத்தில் கொண்டு, வானியலாளர்கள் சிரியஸ் ஏ மற்றும் சிரியஸ் பி எனப்படும் அமைப்பின் இரண்டு நட்சத்திரங்களின் பண்புகளை தீர்மானிக்க முடிந்தது. இரண்டின் மொத்த நிறை நட்சத்திரங்கள் சூரியனின் வெகுஜனத்தை விட 3.4 மடங்கு பெரியதாக மாறியது. நட்சத்திரங்களுக்கிடையேயான தூரம் சூரியனுக்கும் பூமிக்கும் இடையே உள்ள தூரத்தை விட கிட்டத்தட்ட 20 மடங்கு அதிகம், அதாவது சூரியனுக்கும் யுரேனசுக்கும் இடையே உள்ள தூரத்திற்கு தோராயமாக சமம் என்பது கண்டறியப்பட்டது; சுற்றுப்பாதையின் அளவுருக்களை அளவிடுவதன் அடிப்படையில் பெறப்பட்ட சிரியஸ் A இன் நிறை சூரியனின் வெகுஜனத்தை விட 2.5 மடங்கு அதிகமாக இருந்தது, மேலும் சிரியஸ் B இன் நிறை சூரியனின் நிறை 95% ஆகும். இரண்டு நட்சத்திரங்களின் ஒளிர்வுகள் தீர்மானிக்கப்பட்ட பிறகு, சிரியஸ் A ஆனது சிரியஸ் B ஐ விட கிட்டத்தட்ட 10,000 மடங்கு பிரகாசமாக உள்ளது என்று கண்டறியப்பட்டது. சிரியஸ் A இன் முழுமையான அளவிலிருந்து, அது சுமார் 35.5 மடங்கு பிரகாசிக்கிறது என்பதை நாம் அறிவோம். சூரியனை விட வலிமையானது. சூரியனின் ஒளிர்வு சிரியஸ் B இன் ஒளிர்வை விட 300 மடங்கு அதிகமாக உள்ளது. எந்த நட்சத்திரத்தின் ஒளிர்வு என்பது நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பின் வெப்பநிலை மற்றும் அதன் அளவு, அதாவது விட்டம் ஆகியவற்றைப் பொறுத்தது. பிரகாசமான சிரியஸ் A க்கு இரண்டாவது கூறுகளின் அருகாமை அதன் நிறமாலையை தீர்மானிக்க மிகவும் கடினமாக உள்ளது, இது நட்சத்திரத்தின் வெப்பநிலையை அமைக்க அவசியம். 1915 இல் அந்தக் காலத்தின் மிகப் பெரிய கண்காணிப்பகமான மவுண்ட் வில்சனுக்கு (அமெரிக்கா) இருந்த அனைத்து தொழில்நுட்ப வழிமுறைகளையும் பயன்படுத்தி, சிரியஸின் ஸ்பெக்ட்ரம் வெற்றிகரமான புகைப்படங்கள் பெறப்பட்டன.

இது எதிர்பாராத கண்டுபிடிப்புக்கு வழிவகுத்தது: செயற்கைக்கோளின் வெப்பநிலை 8000 K, சூரியனின் வெப்பநிலை 5700 K. எனவே, செயற்கைக்கோள் உண்மையில் சூரியனை விட வெப்பமாக மாறியது, அதாவது அதன் ஒரு யூனிட்டின் ஒளிர்வு மேற்பரப்பும் அதிகமாக இருந்தது. உண்மையில், ஒரு எளிய கணக்கீடு இந்த நட்சத்திரத்தின் ஒவ்வொரு சென்டிமீட்டரும் சூரியனின் மேற்பரப்பில் ஒரு சதுர சென்டிமீட்டரை விட நான்கு மடங்கு அதிக ஆற்றலை வெளிப்படுத்துகிறது என்பதைக் காட்டுகிறது. செயற்கைக்கோளின் மேற்பரப்பு சூரியனின் மேற்பரப்பை விட 300x10 4 மடங்கு சிறியதாக இருக்க வேண்டும், மேலும் சிரியஸ் பி சுமார் 40,000 கிமீ விட்டம் கொண்டதாக இருக்க வேண்டும். இருப்பினும், இந்த நட்சத்திரத்தின் நிறை சூரியனின் நிறை 95% ஆகும். இதன் பொருள் என்னவென்றால், ஒரு பெரிய அளவிலான பொருள் மிகவும் சிறிய அளவில் நிரம்பியிருக்க வேண்டும், வேறுவிதமாகக் கூறினால், நட்சத்திரம் அடர்த்தியாக இருக்க வேண்டும். எளிமையான எண்கணித செயல்பாடுகளின் விளைவாக, செயற்கைக்கோளின் அடர்த்தி தண்ணீரின் அடர்த்தியை விட கிட்டத்தட்ட 100,000 மடங்கு அதிகமாக இருப்பதைக் காண்கிறோம். பூமியில் உள்ள இந்த பொருளின் ஒரு கன சென்டிமீட்டர் 100 கிலோ எடையும், 0.5 லிட்டர் அத்தகைய பொருளின் எடையும் சுமார் 50 டன் இருக்கும்.அதிக அழுத்தத்தின் விளைவாக, வெள்ளை குள்ளர்களில் உள்ளதைப் போல, பொருள் அதிக அடர்த்திக்கு சுருக்கப்படும் போது, ​​மற்றொரு வகை அழுத்தம் செயல்பாட்டுக்கு வருகிறது, "சீரழிவு அழுத்தம்" என்று அழைக்கப்படுகிறது. இது நட்சத்திரத்தின் குடலில் உள்ள பொருளின் வலுவான சுருக்கத்துடன் தோன்றுகிறது. இது சுருக்கம், அதிக வெப்பநிலை அல்ல, இது சீரழிந்த அழுத்தத்தை ஏற்படுத்துகிறது.

வலுவான சுருக்கத்தின் காரணமாக, அணுக்கள் மிகவும் அடர்த்தியாக நிரம்பியுள்ளன, எலக்ட்ரான் ஓடுகள் ஒன்றையொன்று ஊடுருவத் தொடங்குகின்றன. ஒரு வெள்ளைக் குள்ளனின் ஈர்ப்புச் சுருக்கம் நீண்ட காலத்திற்கு நடைபெறுகிறது, மேலும் அணுக்கருக்களுக்கு இடையிலான தூரம் மிகச்சிறிய எலக்ட்ரான் ஷெல்லின் ஆரம் வரிசையாக மாறும் வரை எலக்ட்ரான் ஓடுகள் ஒன்றையொன்று ஊடுருவிக்கொண்டே இருக்கும். உட்புற எலக்ட்ரான் குண்டுகள் ஒரு ஊடுருவ முடியாத தடையாகும், இது மேலும் சுருக்கத்தைத் தடுக்கிறது. அதிகபட்ச சுருக்கத்தில், எலக்ட்ரான்கள் தனிப்பட்ட கருக்களுடன் பிணைக்கப்படவில்லை, ஆனால் அவற்றுடன் தொடர்புடைய சுதந்திரமாக நகரும். அணுக்கருக்களிலிருந்து எலக்ட்ரான்களைப் பிரிக்கும் செயல்முறை அழுத்தம் அயனியாக்கத்தின் விளைவாக நிகழ்கிறது. அயனியாக்கம் முழுமையடையும் போது, ​​எலக்ட்ரான் மேகம் கனமான கருக்களின் லேட்டிஸுடன் தொடர்புடையதாக நகரும், இதனால் வெள்ளைக் குள்ளமானது உலோகங்களின் சில இயற்பியல் பண்புகளைப் பெறுகிறது. அத்தகைய ஒரு பொருளில், ஒரு முனையில் இருந்து சூடேற்றப்பட்ட இரும்பு கம்பியில் வெப்பம் விநியோகிக்கப்படுவது போல, எலக்ட்ரான்கள் மூலம் ஆற்றல் மேற்பரப்புக்கு மாற்றப்படுகிறது.

ஆனால் எலக்ட்ரான் வாயு அசாதாரண பண்புகளையும் வெளிப்படுத்துகிறது. எலக்ட்ரான்கள் சுருக்கப்படுவதால், அவற்றின் வேகம் மேலும் மேலும் அதிகரிக்கிறது, ஏனெனில், நாம் அறிந்தபடி, அடிப்படை இயற்பியல் கொள்கையின்படி, கட்ட அளவின் ஒரே உறுப்பில் அமைந்துள்ள இரண்டு எலக்ட்ரான்கள் ஒரே ஆற்றலைக் கொண்டிருக்க முடியாது. எனவே, அதே தொகுதி உறுப்பை ஆக்கிரமிக்காமல் இருக்க, அவை மிகப்பெரிய வேகத்தில் நகர வேண்டும். அனுமதிக்கக்கூடிய சிறிய அளவு எலக்ட்ரான் வேகங்களின் வரம்பைப் பொறுத்தது. இருப்பினும், சராசரியாக, எலக்ட்ரான்களின் வேகம் குறைவாக இருப்பதால், அவை ஆக்கிரமிக்கக்கூடிய குறைந்தபட்ச அளவு அதிகமாகும். வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், வேகமான எலக்ட்ரான்கள் மிகச்சிறிய அளவை ஆக்கிரமிக்கின்றன.

தனிப்பட்ட எலக்ட்ரான்கள் மில்லியன் கணக்கான டிகிரி வரிசையின் உள் வெப்பநிலைக்கு ஒத்த வேகத்தில் விரைந்தாலும், எலக்ட்ரான்களின் முழுமையான குழுமத்தின் வெப்பநிலை குறைவாகவே உள்ளது. ஒரு சாதாரண வெள்ளைக் குள்ளனின் வாயு அணுக்கள் அடர்த்தியாக நிரம்பிய கனமான கருக்களின் லட்டியை உருவாக்குகின்றன, இதன் மூலம் சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயு நகரும். நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்புக்கு நெருக்கமாக, சிதைவு பலவீனமடைகிறது, மேலும் மேற்பரப்பில் அணுக்கள் முழுமையாக அயனியாக்கம் செய்யப்படவில்லை, இதனால் பொருளின் ஒரு பகுதி வழக்கமான வாயு நிலையில் உள்ளது. வெள்ளை குள்ளர்களின் இயற்பியல் பண்புகளை அறிந்து, அவற்றின் காட்சி மாதிரியை உருவாக்க முடியும். முதலில், வெள்ளை குள்ளர்கள் ஒரு வளிமண்டலத்தைக் கொண்டுள்ளனர். குள்ளர்களின் நிறமாலையின் பகுப்பாய்வு, அவற்றின் வளிமண்டலத்தின் தடிமன் சில நூறு மீட்டர்கள் மட்டுமே என்ற முடிவுக்கு இட்டுச் செல்கிறது. இந்த வளிமண்டலத்தில், வானியலாளர்கள் பல்வேறு பழக்கமான இரசாயன கூறுகளைக் கண்டறிகின்றனர். இரண்டு வகையான வெள்ளை குள்ளர்கள் அறியப்படுகின்றன - குளிர் மற்றும் சூடான. வெப்பமான வெள்ளை குள்ளர்களின் வளிமண்டலங்கள் சில ஹைட்ரஜனைக் கொண்டிருக்கின்றன, இருப்பினும் அது 0.05% ஐ விட அதிகமாக இருக்காது. ஆயினும்கூட, இந்த நட்சத்திரங்களின் நிறமாலையில் உள்ள கோடுகளிலிருந்து ஹைட்ரஜன், ஹீலியம், கால்சியம், இரும்பு, கார்பன் மற்றும் டைட்டானியம் ஆக்சைடு ஆகியவை கண்டறியப்பட்டன. குளிர் வெள்ளை குள்ளர்களின் வளிமண்டலங்கள் கிட்டத்தட்ட முழுவதுமாக ஹீலியத்தால் ஆனது; ஹைட்ரஜன் ஒரு மில்லியனில் ஒரு அணுவிற்கும் குறைவாக இருக்கலாம். வெள்ளை குள்ளர்களின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை "குளிர்" நட்சத்திரங்களுக்கு 5000 K முதல் "சூடான" நட்சத்திரங்களுக்கு 50,000 K வரை மாறுபடும். ஒரு வெள்ளை குள்ளன் வளிமண்டலத்தின் கீழ் ஒரு சிறிய எண்ணிக்கையிலான இலவச எலக்ட்ரான்களைக் கொண்ட சிதைவடையாத பொருளின் பகுதி உள்ளது. இந்த அடுக்கின் தடிமன் 160 கிமீ ஆகும், இது நட்சத்திரத்தின் ஆரம் தோராயமாக 1% ஆகும். இந்த அடுக்கு காலப்போக்கில் மாறலாம், ஆனால் வெள்ளை குள்ளனின் விட்டம் நிலையானது மற்றும் சுமார் 40,000 கிமீக்கு சமமாக உள்ளது.

ஒரு விதியாக, வெள்ளை குள்ளர்கள் இந்த நிலையை அடைந்த பிறகு அளவு குறையாது. அவர்கள் அதிக வெப்பநிலைக்கு சூடேற்றப்பட்ட பீரங்கி குண்டு போல நடந்து கொள்கிறார்கள்; மையமானது ஆற்றலைப் பரப்புவதன் மூலம் வெப்பநிலையை மாற்ற முடியும், ஆனால் அதன் பரிமாணங்கள் மாறாமல் இருக்கும். வெள்ளை குள்ளனின் இறுதி விட்டத்தை எது தீர்மானிக்கிறது? அது அதன் நிறை மாறிவிடும். ஒரு வெள்ளைக் குள்ளனின் நிறை அதிகமாகும், அதன் ஆரம் சிறியது; குறைந்தபட்ச சாத்தியமான ஆரம் 10,000 கிமீ ஆகும். கோட்பாட்டளவில், ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் நிறை சூரியனின் நிறை 1.2 மடங்கு அதிகமாக இருந்தால், அதன் ஆரம் காலவரையின்றி சிறியதாக இருக்கும். சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் அழுத்தமே நட்சத்திரத்தை மேலும் சுருக்கப்படுவதைத் தடுக்கிறது, மேலும் நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதியில் மில்லியன் கணக்கான டிகிரிகளில் இருந்து மேற்பரப்பில் பூஜ்ஜியம் வரை வெப்பநிலை மாறுபடும் என்றாலும், அதன் விட்டம் மாறாது. காலப்போக்கில், நட்சத்திரம் வெள்ளைக் குள்ள நிலையில் நுழைந்தபோது இருந்த அதே விட்டம் கொண்ட கருமையான உடலாக மாறுகிறது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் மேல் அடுக்கின் கீழ், சிதைந்த வாயு நடைமுறையில் சமவெப்பமாகும், அதாவது, நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி வரை வெப்பநிலை கிட்டத்தட்ட நிலையானது; இது பல மில்லியன் டிகிரி - மிகவும் யதார்த்தமான எண்ணிக்கை 6 மில்லியன் கே.

ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் கட்டமைப்பைப் பற்றி சில யோசனைகள் இருந்தால், கேள்வி எழுகிறது: அது ஏன் ஒளிர்கிறது? ஒன்று தெளிவாக உள்ளது: தெர்மோநியூக்ளியர் எதிர்வினைகள் விலக்கப்பட்டுள்ளன. இந்த ஆற்றல் உற்பத்தி பொறிமுறையை ஆதரிக்க வெள்ளை குள்ளுக்குள் ஹைட்ரஜன் இல்லை. ஒரு வெள்ளை குள்ளன் கொண்டிருக்கும் ஒரே வகையான ஆற்றல் வெப்ப ஆற்றல் ஆகும். அணுக்களின் கருக்கள் சீரற்ற இயக்கத்தில் உள்ளன, ஏனெனில் அவை சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவால் சிதறடிக்கப்படுகின்றன. காலப்போக்கில், கருக்களின் இயக்கம் குறைகிறது, இது குளிர்விக்கும் செயல்முறைக்கு சமம். எலக்ட்ரான் வாயு, பூமியில் அறியப்பட்ட எந்த வாயுவைப் போலல்லாமல், விதிவிலக்காக வெப்ப கடத்துத்திறன் கொண்டது, மேலும் எலக்ட்ரான்கள் வெப்ப ஆற்றலை மேற்பரப்புக்கு கடத்துகின்றன, அங்கு அது வளிமண்டலத்தின் வழியாக விண்வெளியில் கதிர்வீச்சு செய்யப்படுகிறது.

வானியலாளர்கள் சூடான வெள்ளை குள்ளனின் குளிர்ச்சி செயல்முறையை நெருப்பிலிருந்து எடுக்கப்பட்ட இரும்பு கம்பியுடன் ஒப்பிடுகின்றனர். முதலில், வெள்ளை குள்ளன் விரைவாக குளிர்கிறது, ஆனால் அதன் உள்ளே வெப்பநிலை குறையும் போது, ​​குளிர்ச்சி குறைகிறது. மதிப்பீடுகளின்படி, முதல் கோடிக்கணக்கான ஆண்டுகளில், வெள்ளைக் குள்ளனின் ஒளிர்வு சூரியனின் ஒளிர்வில் 1% குறைகிறது.

இறுதியில், வெள்ளை குள்ளன் மறைந்து கருப்பு குள்ளமாக மாற வேண்டும், ஆனால் இதற்கு டிரில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகள் ஆகலாம், மேலும் பல விஞ்ஞானிகளின் கூற்றுப்படி, பிரபஞ்சத்தின் வயது கருப்பு குள்ளர்கள் தோன்றுவதற்கு போதுமான வயதுடையதா என்பது மிகவும் சந்தேகமாகத் தெரிகிறது. மற்ற வானியலாளர்கள் ஆரம்ப கட்டத்தில் கூட, வெள்ளை குள்ளன் இன்னும் சூடாக இருக்கும்போது, ​​குளிர்விக்கும் விகிதம் குறைவாக இருக்கும் என்று நம்புகிறார்கள். மேலும் அதன் மேற்பரப்பின் வெப்பநிலை சூரியனின் வெப்பநிலையின் வரிசையின் மதிப்புக்கு குறையும் போது, ​​குளிர்விக்கும் விகிதம் அதிகரித்து, அழிவு மிக விரைவாக நிகழ்கிறது. ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் உட்புறம் போதுமான அளவு குளிர்ச்சியடையும் போது, ​​அது திடமாகிவிடும். ஒரு வழி அல்லது வேறு, பிரபஞ்சத்தின் வயது 10 பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு மேல் என்று நாம் கருதினால், அதில் வெள்ளை நிறத்தை விட சிவப்பு குள்ளர்கள் அதிகமாக இருக்க வேண்டும். இதை அறிந்த வானியலாளர்கள் சிவப்பு குள்ளர்களை தேடி வருகின்றனர். இதுவரை அவை வெற்றி பெறவில்லை. வெள்ளை குள்ளர்களின் நிறை போதுமான அளவு துல்லியமாக தீர்மானிக்கப்படவில்லை. சிரியஸைப் போலவே, பைனரி அமைப்புகளின் கூறுகளுக்கு அவை நம்பகத்தன்மையுடன் நிறுவப்படலாம். ஆனால் ஒரு சில வெள்ளை குள்ளர்கள் மட்டுமே பைனரி நட்சத்திரங்களின் பகுதியாகும். மிகவும் நன்கு ஆய்வு செய்யப்பட்ட மூன்று நிகழ்வுகளில், 10% க்கும் அதிகமான துல்லியத்துடன் அளவிடப்பட்ட வெள்ளை குள்ளர்களின் நிறை சூரியனின் வெகுஜனத்தை விட குறைவாக இருந்தது மற்றும் அதில் பாதியாக இருந்தது. கோட்பாட்டளவில், முற்றிலும் சிதைந்த சுழலாத நட்சத்திரத்திற்கான கட்டுப்படுத்தும் நிறை சூரியனின் நிறை 1.2 மடங்கு இருக்க வேண்டும். இருப்பினும், நட்சத்திரங்கள் சுழன்றால், அவை எல்லா சாத்தியக்கூறுகளிலும் இருந்தால், சூரியனை விட பல மடங்கு பெரிய வெகுஜனங்கள் சாத்தியமாகும்.

வெள்ளை குள்ளர்களின் மேற்பரப்பில் உள்ள ஈர்ப்பு விசை சூரியனை விட 60-70 மடங்கு அதிகம். ஒரு நபர் பூமியில் 75 கிலோ எடையுள்ளதாக இருந்தால், சூரியனில் அவர் 2 டன் எடையுள்ளதாக இருக்கும், மற்றும் ஒரு வெள்ளை குள்ள மேற்பரப்பில் அவரது எடை 120-140 டன் இருக்கும். வெள்ளை குள்ளர்களின் ஆரங்கள் சிறிதளவு வேறுபடுகின்றன மற்றும் அவற்றின் வெகுஜனங்கள் கிட்டத்தட்ட ஒரே மாதிரியானவை என்ற உண்மையை கணக்கில் எடுத்துக்கொள்வதன் மூலம், எந்தவொரு வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பில் உள்ள ஈர்ப்பு விசையும் ஏறக்குறைய ஒரே மாதிரியாக இருக்கும் என்று நாம் முடிவு செய்யலாம். பிரபஞ்சத்தில் பல வெள்ளை குள்ளர்கள் உள்ளனர். ஒரு காலத்தில் அவை அரிதாகக் கருதப்பட்டன, ஆனால் மவுண்ட் பாலோமர் ஆய்வகத்தில் பெறப்பட்ட புகைப்படத் தகடுகளை கவனமாக ஆய்வு செய்ததில் அவற்றின் எண்ணிக்கை 1500 ஐத் தாண்டியுள்ளது என்பதைக் காட்டுகிறது. கடந்த 5 பில்லியன் ஆண்டுகளில் வெள்ளைக் குள்ளர்களின் அதிர்வெண் நிலையானது என்று வானியலாளர்கள் நம்புகின்றனர். ஒருவேளை வெள்ளை குள்ளர்கள் வானத்தில் உள்ள பொருள்களின் பல வகைகளாக இருக்கலாம்.

வெள்ளை குள்ளர்களின் இடஞ்சார்ந்த அடர்த்தியை மதிப்பிட முடிந்தது: 30 ஒளி ஆண்டுகள் ஆரம் கொண்ட ஒரு கோளத்தில் இதுபோன்ற 100 நட்சத்திரங்கள் இருக்க வேண்டும் என்று மாறிவிடும். கேள்வி எழுகிறது: அனைத்து நட்சத்திரங்களும் அவற்றின் பரிணாமப் பாதையின் முடிவில் வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறுகின்றனவா? இல்லையென்றால், நட்சத்திரங்களின் எந்தப் பகுதி வெள்ளைக் குள்ள நிலைக்குச் செல்கிறது? வானியலாளர்கள் கோள் நெபுலாக்களின் மைய நட்சத்திரங்களின் நிலையை வெப்பநிலை-ஒளிர்வு வரைபடத்தில் வரைந்தபோது சிக்கலைத் தீர்ப்பதில் மிக முக்கியமான படி எடுக்கப்பட்டது. கிரக நெபுலாக்களின் மையத்தில் அமைந்துள்ள நட்சத்திரங்களின் பண்புகளைப் புரிந்து கொள்ள, இந்த வான உடல்களைக் கவனியுங்கள். புகைப்படங்களில், கிரக நெபுலா ஒரு மங்கலான ஆனால் சூடான நட்சத்திரத்துடன் மையத்தில் ஒரு நீட்டிக்கப்பட்ட நீள்வட்ட வாயுக்கள் போல் தெரிகிறது. உண்மையில், இந்த நிறை ஒரு சிக்கலான கொந்தளிப்பான, செறிவான ஷெல் ஆகும், இது 15 - 50 கிமீ/வி வேகத்தில் விரிவடைகிறது. இந்த வடிவங்கள் மோதிரங்களைப் போல தோற்றமளித்தாலும், உண்மையில் அவை குண்டுகள் மற்றும் அவற்றில் வாயுவின் கொந்தளிப்பான இயக்கத்தின் வேகம் சுமார் 120 கிமீ / வி அடையும். தூரத்தை அளவிடக்கூடிய பல கிரக நெபுலாக்களின் விட்டம் 1 ஒளி ஆண்டு அல்லது சுமார் 10 டிரில்லியன் கிலோமீட்டர் வரிசையில் உள்ளது என்று அது மாறியது.

மேலே சுட்டிக்காட்டப்பட்ட வேகத்தில் விரிவடைந்து, ஓடுகளில் உள்ள வாயு மிகவும் அரிதானது மற்றும் உற்சாகப்படுத்த முடியாது, எனவே 100,000 ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு பார்க்க முடியாது. இன்று நாம் கவனிக்கும் பல கிரக நெபுலாக்கள் கடந்த 50,000 ஆண்டுகளில் பிறந்தன, அவற்றின் வழக்கமான வயது 20,000 ஆண்டுகளுக்கு அருகில் உள்ளது. இத்தகைய நெபுலாக்களின் மைய நட்சத்திரங்கள் இயற்கையில் அறியப்பட்ட வெப்பமான பொருட்களாகும். அவற்றின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 50,000 முதல் 1 மில்லியன் டிகிரி செல்சியஸ் வரை மாறுபடும். K. வழக்கத்திற்கு மாறாக அதிக வெப்பநிலை காரணமாக, நட்சத்திரத்தின் பெரும்பாலான கதிர்வீச்சு மின்காந்த நிறமாலையின் தொலைதூர புற ஊதா பகுதியில் இருந்து வருகிறது.

இந்த புற ஊதா கதிர்வீச்சு, ஸ்பெக்ட்ரமின் புலப்படும் பகுதியில் ஷெல் வாயுவால் உறிஞ்சப்பட்டு, மாற்றப்பட்டு மீண்டும் உமிழப்படுகிறது, இது ஷெல்லைக் கவனிக்க அனுமதிக்கிறது. இதன் பொருள் என்னவென்றால், மைய நட்சத்திரங்களை விட குண்டுகள் மிகவும் பிரகாசமாக உள்ளன - அவை உண்மையில் ஆற்றல் மூலமாகும் - நட்சத்திரத்தின் கதிர்வீச்சின் பெரும் அளவு நிறமாலையின் கண்ணுக்கு தெரியாத பகுதியில் விழுவதால். கிரக நெபுலாக்களின் மைய நட்சத்திரங்களின் பண்புகளின் பகுப்பாய்விலிருந்து, அவற்றின் வெகுஜனத்தின் பொதுவான மதிப்பு 0.6 - 1 சூரிய நிறை வரம்பில் உள்ளது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் குடலில் உள்ள கனமான தனிமங்களின் தொகுப்புக்கு, பெரிய வெகுஜனங்கள் தேவைப்படுகின்றன. இந்த நட்சத்திரங்களில் ஹைட்ரஜனின் அளவு மிகக் குறைவு. இருப்பினும், வாயு உறைகளில் ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் நிறைந்துள்ளது.

சில வானியலாளர்கள் 50-95% வெள்ளை குள்ளர்கள் கிரக நெபுலாவிலிருந்து தோன்றவில்லை என்று நம்புகிறார்கள். இவ்வாறு, சில வெள்ளைக் குள்ளர்கள் கிரக நெபுலாக்களுடன் முழுவதுமாக தொடர்புடையவையாக இருந்தாலும், அவற்றில் குறைந்தது பாதி அல்லது அதற்கு மேற்பட்டவை கிரக நெபுலா நிலை வழியாகச் செல்லாத சாதாரண முக்கிய-வரிசை நட்சத்திரங்களிலிருந்து வந்தவை. வெள்ளைக் குள்ள உருவத்தின் முழுப் படம் மங்கலானது மற்றும் நிச்சயமற்றது. பல விவரங்கள் இல்லை, சிறந்த முறையில், பரிணாம செயல்முறையின் விளக்கத்தை தருக்க அனுமானத்தால் மட்டுமே உருவாக்க முடியும். ஆயினும்கூட, பொதுவான முடிவு இதுதான்: பல நட்சத்திரங்கள் தங்கள் இறுதிக் கட்டத்திற்குச் செல்லும் வழியில் சில விஷயங்களை இழக்கின்றன, ஒரு வெள்ளை குள்ளன் நிலையைப் போலவே, பின்னர் கருப்பு, கண்ணுக்கு தெரியாத குள்ளர்களின் வடிவத்தில் வான "கல்லறைகளில்" ஒளிந்து கொள்கின்றன. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை சூரியனை விட தோராயமாக இரண்டு மடங்கு அதிகமாக இருந்தால், அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் பரிணாம வளர்ச்சியின் கடைசி கட்டத்தில் தங்கள் நிலைத்தன்மையை இழக்கின்றன. அத்தகைய நட்சத்திரங்கள் சூப்பர்நோவாக்களாக வெடித்து, பின்னர் பல கிலோமீட்டர் சுற்றளவு கொண்ட பந்துகளின் அளவிற்கு சுருங்கலாம், அதாவது. மாறிவிடும்

இறந்த நட்சத்திர எச்சங்கள் இருண்ட பொருளைப் பிடிக்கின்றன, ஒன்றோடொன்று மோதி, விண்வெளியில் சிதறி, இறுதியாக மறதியில் சிதைகின்றன.

பதினைந்தாவது அண்டவியல் தசாப்தம், எங்கோ ஒரு வெள்ளை குள்ளன் மேற்பரப்புக்கு அருகில்:

மிராண்டா தனது உலகத்தை கடைசியாகப் பார்க்க விண்கலத்தின் பக்கவாட்டு ஜன்னலில் சாய்ந்தாள். தொடங்குவதற்கான ஏற்பாடுகள் தொடங்கியவுடன், இந்த நிறுவப்பட்ட நாகரீகத்தை விட்டு வெளியேறி, ஒரு காலனியை நிறுவ ஒரு புதிய இடத்தைக் கண்டுபிடிக்க முயற்சிக்கும் மிக அருகில் உள்ள வாய்ப்பில் அவள் சோகத்தையும் உற்சாகத்தையும் உணர்ந்தாள். கீழே விரிந்திருக்கும் கோள உலோக மேடை மிகவும் தட்டையானது, அதன் மேற்பரப்பின் வளைவு கிட்டத்தட்ட பிரித்தறிய முடியாததாக இருந்தது. இந்த பரந்த கட்டிடம், அதன் மங்கலான நகரங்கள் மற்றும் செயற்கை நிலப்பரப்புகளுடன், எண்ணற்ற தலைமுறைகளாக அவளுடைய முன்னோர்களுக்கு புகலிடமாக இருந்து வருகிறது.

காலனி குடியேறிய உலோக மேற்பரப்பு படிகப்படுத்தப்பட்ட வெள்ளை குள்ளனை முழுமையாக சூழ்ந்தது. இந்த வடிவமைப்பு சரியான துல்லியத்துடன் வடிவமைக்கப்பட்டது, இது நீண்ட காலமாக இறந்த நட்சத்திரத்தின் இந்த எச்சம் இன்னும் உருவாக்கும் சிறிய கதிர்வீச்சு ஆற்றலைப் பிடிக்க முடிந்தது. இருண்ட பொருளைப் பிடித்து அழிக்கும் இயற்கையான செயல்பாட்டின் மூலம், வெள்ளைக் குள்ளன் ஒரு பில்லியன் குடிமக்களுக்குத் தேவையான ஆற்றலை உற்பத்தி செய்தது. தற்போது மக்கள் தொகை அதிகரித்துள்ளதால் வளங்களின் தேவையும் அதிகரித்துள்ளது. புதிய வீட்டைக் கண்டுபிடிக்கும் நேரம் இது.

சிந்தனையில், மிராண்டா தொலைதூர கடந்த காலம் எப்படி இருந்திருக்கும் என்று கற்பனை செய்தார், அதில் ஏராளமான ஹைட்ரஜன் மேகங்களிலிருந்து பிரகாசமான இளம் நட்சத்திரங்கள் பிறந்தன. பில்லியன் கணக்கான நட்சத்திரங்களால் ஒளிரும் வானம், ஒவ்வொரு விண்மீன் மண்டலத்திலும் எவ்வளவு வித்தியாசமாகத் தெரிந்திருக்க வேண்டும். ஆனால் கடந்த காலத்தில் இந்த வீணான பிரபஞ்சம் நீண்ட காலமாக இறந்து விட்டது. சில நூறு வருடங்கள் மட்டுமே வாழும் ஒருவரால் டிரில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளுக்கு சமமான காலத்தை எப்படி முழுமையாகப் புரிந்து கொள்ள முடியும்? அவள் கண்களை மூடிக்கொண்டு இந்தப் புதிரைச் சிந்தித்துக்கொண்டிருந்தபோது, ​​விண்கலம் மேற்பரப்பில் இருந்து மெதுவாகத் தூக்கியது.

இதற்கிடையில், வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பில், மிகவும் முக்கியத்துவம் வாய்ந்த தீங்கற்ற நிகழ்வுகள் நடந்தன. மிக மெதுவாக மற்றும் மேற்பரப்பில் வாழும் சூடான இரத்தம் கொண்ட உயிரினங்களுக்கு கண்ணுக்கு தெரியாத, இரசாயன எதிர்வினைகளின் போது பெரிய மூலக்கூறுகள் படிப்படியாக கூட நீண்ட சங்கிலிகளாக இணைக்கப்பட்டன. இந்த சிக்கலான அதிகரிப்பு நட்சத்திரத்தின் உட்புறத்தில் இருந்து வெளியேறும் உயர் ஆற்றல் கதிர்வீச்சின் சீரற்ற வெடிப்புகளால் உந்தப்பட்டது. பெருகிய முறையில் விருந்தோம்பல் இல்லாத பிரபஞ்சத்தில் மிராண்டாவும் அவரது வகையும் ஒட்டிக்கொண்டிருக்கும் போது, ​​ஒரு புதிய வகையான உயிரியலுக்கான கட்டுமானத் தொகுதிகளின் தொகுப்பு முதல் முறையாகத் தொடங்கியது.

நட்சத்திரங்கள் பிரகாசிப்பதை நிறுத்தினால் என்ன நடக்கும்? நூறு டிரில்லியன் ஆண்டுகளில், நட்சத்திரங்களின் கடைசி தலைமுறைகள் குறைந்துவிட்ட விண்மீன் மேகங்களிலிருந்து பிழியப்படும், இன்னும் சில சிவப்பு குள்ளர்களின் பரிணாமம் கூட படிப்படியாக முடிவுக்கு வரும். நட்சத்திரங்களின் பிறப்பு மற்றும் இறப்பின் மாறும் சுழற்சி வெறும் நினைவகமாக மாறியவுடன், பிரபஞ்சம் அதன் குணத்தை மாற்றி, அதன் உள்ளடக்கங்களை நிரப்பி, தொடர்ந்து உருவாகும்.

பிரபஞ்சம் நுழையும் போது சிதைவின் சகாப்தம், மாற்றங்கள் மிகவும் வெளிப்படையானவை. ஹைட்ரஜனை எரிப்பதன் மூலம் இருக்கும் சாதாரண நட்சத்திரங்கள் நட்சத்திர எச்சங்களாக மாறிவிட்டன: பழுப்பு குள்ளர்கள், வெள்ளை குள்ளர்கள், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகள். இந்த பொருட்கள் குளிர்ச்சியாகவும் பரிதாபமாகவும் தோன்றினாலும், அவை பிரபஞ்சத்தில் செயல் மற்றும் உற்சாகத்தின் ஆதாரமாக இருக்கும். நிகழ்வுகள் வெளிப்படும் வேகத்தை அளவிடும் கடிகாரங்கள் மிகவும் மெதுவாக இருக்கும். கடுமையான நேரக் கட்டுப்பாடுகள் காரணமாக, நவீன பிரபஞ்சத்தில் ஒருபோதும் நிகழாத வானியற்பியல் நிகழ்வுகள் நிகழத் தொடங்குகின்றன.

சீரழிந்த நட்சத்திர எச்சங்களை அறிந்து கொள்ளுங்கள்

நட்சத்திர எச்சங்களின் நிறை சிதைவின் சகாப்தத்திற்கு ஒரு வகையான "ஸ்டாஷ்" ஆக செயல்படுகிறது. இந்த சீரழிந்த பொருட்களின் சாதியை முந்தைய அத்தியாயத்தில் நாம் ஏற்கனவே சந்தித்தோம். இந்த நட்சத்திர எச்சங்களின் தொகுப்பு முழுவதும், டிரில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளில் நட்சத்திர பரிணாமம் நான்கு பொதுவான வகுப்புகளை விளைவித்துள்ளது: பழுப்பு குள்ளர்கள், வெள்ளை குள்ளர்கள், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கருந்துளைகள் (படம் 13 ஐப் பார்க்கவும்). இருப்பினும், முழுமைக்காக, ஐந்தாவது விருப்பத்தின் இருப்பு சாத்தியம் பற்றி நாம் மறந்துவிடக் கூடாது. போதுமான அளவு பாரிய சாதாரண நட்சத்திரத்தில் ஒரு உறுதியற்ற தன்மை ஏற்படும் போது, ​​அதனால் ஏற்படும் சூப்பர்நோவா வெடிப்பு சில நேரங்களில் மிகவும் சக்தி வாய்ந்ததாக இருக்கும், அனைத்து நட்சத்திரப் பொருட்களும் விண்வெளியில் சிதறடிக்கப்படும். வேறுவிதமாகக் கூறினால், எதுவும் மிச்சமிருக்காது. இந்த முடிவு, புவியீர்ப்பு விசையுடனான போரில் வெப்ப இயக்கவியலுக்கு விரைவான மற்றும் தீர்க்கமான வெற்றியாகும். மற்ற நான்கு நிகழ்வுகளில், ஈர்ப்பு அவ்வளவு எளிதில் விட்டுவிடாது.

அரிசி. 13. இடது வரைபடம் வெவ்வேறு நிறை வரம்புகளில் பிறந்த நட்சத்திரங்களின் ஒப்பீட்டு எண்ணிக்கையைக் காட்டுகிறது. மிகப்பெரிய பிரிவு பழுப்பு குள்ளர்களுக்காக ஒதுக்கப்பட்டுள்ளது, அதன் நிறை 0.01 முதல் 0.08 சூரிய நிறைகள் வரை இருக்கும். மற்றொரு பெரிய பிரிவு சிவப்பு குள்ளர்களுக்காக ஒதுக்கப்பட்டுள்ளது, அதன் நிறை 0.08 மற்றும் 0.43 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு இடையில் உள்ளது. அடுத்த பெரிய பிரிவில் சராசரி எடை கொண்ட நட்சத்திரங்கள் 0.43 முதல் 1.2 சூரிய நிறைகள் வரை இருக்கும். பாரிய நட்சத்திரங்கள் 1.2 முதல் 8 சூரிய வெகுஜனங்களின் வரம்பில் விழும். வலது வரைபடம் நட்சத்திர எச்சங்களின் விநியோகத்தைக் காட்டுகிறது - விண்மீன் பரிணாமம் முடிந்தபின் எஞ்சியிருக்கும் பொருள்கள். பழுப்பு குள்ளர்கள் பழுப்பு குள்ளர்களாகவே இருக்கிறார்கள், ஆனால் பெரும்பாலான நட்சத்திரங்கள் (எட்டு சூரிய வெகுஜனங்களுக்கும் குறைவானவை) தங்கள் வாழ்க்கையை வெள்ளை குள்ளர்களாகவே முடித்துக் கொள்கின்றன. நட்சத்திரங்களின் ஒரு சிறிய பகுதியே, எட்டு சூரிய வெகுஜனங்களைத் தாண்டிய நிறை, கருந்துளைகளாகவும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களாகவும் மாறும். கருந்துளைகள் மற்றும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுக்கு ஒதுக்கப்பட்ட துறையின் அளவு தெளிவுக்காக மிகைப்படுத்தப்பட்டுள்ளது.

பழுப்பு குள்ளர்கள்

பிரவுன் குள்ளர்கள் கிரகங்களை விட பெரியவை ஆனால் சாதாரண நட்சத்திரங்களை விட சிறியவை மற்றும் சிதைந்த எச்சங்களின் லேசான வகையாகும். இவை தோல்வியுற்ற நட்சத்திரங்கள் - ஹைட்ரஜனின் அணுக்கரு எரிப்பு அவற்றின் ஆழத்தில் நிகழ முடியாது. நட்சத்திர ஆற்றலின் வழக்கமான மூலத்தை அவர்கள் அணுகவில்லை, இதன் விளைவாக, பிறந்த தருணத்திலிருந்து மற்றும் இனிமேல், அவர்கள் குளிர்ச்சி மற்றும் சுருக்கத்தின் ஒரு சாதாரண வாழ்க்கையை வாழ விதிக்கப்படுகிறார்கள்.

பழுப்பு குள்ளர்கள் நட்சத்திரங்களாக மாற இயலாமைக்கு பல உடல் காரணங்கள் உள்ளன. அணுக்கரு எதிர்வினைகளின் விகிதங்கள் வெப்பநிலையில் ஏற்படும் மாற்றங்களுக்கு மிகவும் உணர்திறன் கொண்டவை என்பது மிக முக்கியமான ஒன்றாகும். ஒரு நட்சத்திரத்தின் உட்புறத்தில் வெப்பநிலையில் சிறிதளவு அதிகரிப்பு ஹைட்ரஜன் இணைவு செயல்பாட்டில் உருவாகும் ஆற்றலின் மாபெரும் எழுச்சியை ஏற்படுத்துகிறது. இதன் விளைவாக, நட்சத்திரங்களில் ஹைட்ரஜன் இணைவு ஏற்படும் வெப்பநிலை எப்போதும் பத்து மில்லியன் டிகிரி கெல்வினுக்கு அருகில் இருக்கும். (ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதி வெப்பமடைந்தவுடன், அதிகப்படியான ஆற்றல் அதிகரிப்பதால் அது விரிவடைந்து குளிர்ச்சியடைகிறது.) மேலும், வெப்பநிலை தொடர்ந்து பத்து மில்லியன் டிகிரியில் இருப்பதால், நட்சத்திரத்தின் நிறை குறைவதால், அதன் உட்புறத்தின் அடர்த்தி அதிகரிக்கிறது. சிறிய நட்சத்திரங்கள் பத்து மில்லியன் டிகிரி மைய வெப்பநிலையை அடைவதற்கு அதிகமாக சுருங்க வேண்டும். கடைசி வைக்கோல் என்னவென்றால், சிதைந்த பொருளால் உருவாக்கப்பட்ட அழுத்தம் அதிகரித்து அடர்த்தியுடன் வேகமாக அதிகரிக்கிறது. அதாவது, சீரழிந்த பொருளின் ஒரு பகுதியை நீங்கள் சுருக்க முயற்சித்தால், அது மிகவும் கடினமானதாக இருக்கும் மற்றும் சுருக்கத்தை எதிர்க்கும்.

மேலே உள்ள அனைத்து நிகழ்வுகளையும் ஒன்றாக இணைத்தால், ஹைட்ரஜனை எரிக்க நட்சத்திரங்கள் ஏன் ஒரு குறிப்பிட்ட குறைந்தபட்சத்தை விட அதிகமாக இருக்க வேண்டும் என்பது தெளிவாகிறது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை குறைந்தவுடன் அதன் உள் பகுதிகளின் அடர்த்தி அதிகரிக்கிறது. இருப்பினும், இந்த அடர்த்தி கூட அடைந்தால் பெரும் முக்கியத்துவம் வாய்ந்தது, சீரழிந்த வாயுவின் அழுத்தம் சாதாரண வெப்ப அழுத்தத்தில் ஆதிக்கம் செலுத்துகிறது மற்றும் வெப்பநிலை தேவையான பத்து மில்லியன் டிகிரியை அடையும் வரை நட்சத்திரங்களை ஆதரிக்கிறது. இவ்வாறு, சிதைந்த வாயு அழுத்தத்தின் நிகழ்வு மையத்தின் அதிகபட்ச வெப்பநிலையை உருவாக்குகிறது, இது கொடுக்கப்பட்ட வெகுஜனத்தின் நட்சத்திரத்தை அடைய முடியும். போதுமான சிறிய நட்சத்திரங்களின் மையத்தின் அதிகபட்ச வெப்பநிலை பத்து மில்லியன் டிகிரியை எட்டவில்லை - ஹைட்ரஜன் எரிப்பு ஏற்படும் மதிப்பு. நட்சத்திரமாக மாற விரும்பும் ஒரு பொருளின் நிறை மிகக் குறைவாக இருந்தால், அது ஹைட்ரஜனை எரிக்க முடியாது, எனவே அது உண்மையான நட்சத்திரமாக மாறாது.

அணுக்கரு இணைவு எதிர்வினைகளை ஆதரிக்கும் திறன் கொண்ட மிகச்சிறிய நட்சத்திரங்கள் சூரியனின் நிறையில் சுமார் எட்டு சதவிகிதம் கொண்டவை. இந்த குறைந்தபட்ச நிறைக்குக் கீழே உள்ள நட்சத்திரப் பொருள்கள் பழுப்புக் குள்ளர்கள். ஒரு பழுப்பு குள்ளனின் ரேடியல் அளவு தோராயமாக ஒரு சாதாரண சிறிய நட்சத்திரத்தின் அளவு - சூரியனின் பத்தில் ஒரு பங்கு அல்லது பூமியின் அளவு. பழுப்பு குள்ளர்களின் இறுதி முக்கிய பண்பு அவற்றின் வேதியியல் கலவை ஆகும். ஏறக்குறைய எதுவும் செய்யாமல் இருப்பதன் மூலம், இந்த அரை-நட்சத்திர சோம்பேறிகள் தாங்கள் பிறக்கும் கூறுகளின் மிகுதியை முழுமையாகத் தக்க வைத்துக் கொள்கிறார்கள். எனவே, அவை முக்கியமாக ஹைட்ரஜனைக் கொண்டுள்ளன.

கடந்த சில ஆண்டுகளில், வானியலாளர்கள் மேலும் மேலும் பழுப்பு குள்ளர்களைக் கண்டுபிடித்துள்ளனர், உண்மையில், விஞ்ஞானிகள் அவை பிரபஞ்சத்தில் நிறைய இருப்பதாக நம்புகிறார்கள். பால்வீதியின் அளவுள்ள ஒரு விண்மீன் பல பில்லியன் பழுப்பு குள்ளர்களைக் கொண்டிருக்கலாம். பழுப்பு குள்ளர்கள் இதுவரை பிரபஞ்சத்தில் அதிக தாக்கத்தை ஏற்படுத்தவில்லை என்றாலும், இந்த தோல்வியுற்ற நட்சத்திரங்கள் பிரபஞ்சம் வயதாகும்போது தோன்றும். சிதைவின் சகாப்தத்தில், பழுப்பு குள்ளர்களில் தான் எரிக்கப்படாத ஹைட்ரஜனின் பெரும்பகுதி அடங்கியிருக்கும், அது அந்த நேரத்தில் பிரபஞ்சத்தில் இருக்கும்.

வெள்ளை குள்ளர்கள்

நமது சொந்த சூரியன் உட்பட ஏராளமான நட்சத்திரங்கள் தங்கள் வாழ்க்கையின் முடிவில் வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறுகின்றன. எட்டு சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு சமமான நிறை கொண்ட ஒரு மங்கலான நட்சத்திரம், மூவாயிரம் சூரியன்களின் ஒளிக்கு சமமான ஒளியை வெளியிடும் எட்டு சூரிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட சூடான நட்சத்திரத்தை விட நூறு மடங்கு இலகுவானது என்ற உண்மை இருந்தபோதிலும், அவை இரண்டும் விதிக்கப்பட்டுள்ளன. அவற்றின் பரிணாம வளர்ச்சியின் முடிவில் வெண்மையாக மாறும். நட்சத்திரங்களின் யுகத்தின் முடிவில், நமது விண்மீன் கிட்டத்தட்ட ஒரு டிரில்லியன் வெள்ளை குள்ளர்களையும் அதே எண்ணிக்கையிலான பழுப்பு குள்ளர்களையும் கொண்டிருக்கும். வெள்ளை குள்ளர்கள் தனித்தனியாக மிகப் பெரிய வெகுஜனத்தைக் கொண்டுள்ளனர், எனவே அவை பிரபஞ்சத்தின் சாதாரண பேரோனிக் பொருளின் மிகப்பெரிய பகுதியைக் கொண்டிருக்கும்.

வெள்ளை குள்ளர்களின் வெகுஜன வரம்பின் சராசரி மதிப்பு சூரியனின் வெகுஜனத்தை விட சற்று குறைவாக உள்ளது. மிகச்சிறிய முன்னோடி நட்சத்திரங்கள் பரிணாம வளர்ச்சியடைந்து வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறும்போது அவற்றின் வெகுஜனத்தின் மிகச் சிறிய பகுதியை இழக்கின்றன. பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி கட்டத்தில் ஒரு சிறிய சிவப்பு குள்ளன் கிட்டத்தட்ட அதே நிறை கொண்ட வெள்ளை குள்ளாக மாறுகிறது. சூரியனைப் போன்ற நட்சத்திரங்கள், சிவப்பு ராட்சதர்களாக வீங்குவதற்கு விதிக்கப்பட்டவை, அவற்றின் அசல் வெகுஜனத்தின் மிகப் பெரிய பகுதியை இழக்கின்றன. சூரியன் 0.6 சூரியனுக்குச் சமமான நிறை கொண்ட வெள்ளைக் குள்ளனை உருவாக்கும். பெரிய நட்சத்திரங்கள், வெள்ளை குள்ளர்களாக மாறுகின்றன, மாறாக, அவற்றின் வெகுஜனத்தின் பெரும்பகுதியை இழக்கின்றன. உதாரணமாக, எட்டு சூரிய நிறை கொண்ட ஒரு நட்சத்திரம் அதன் வாழ்நாளின் முடிவில் 1.4 சூரிய நிறை கொண்ட வெள்ளை குள்ளமாக மாறும். நட்சத்திரம் சிவப்பு ராட்சத கட்டத்தில் இருக்கும்போது மீதமுள்ள நிறை நட்சத்திரக் காற்றால் எடுத்துச் செல்லப்படும். இந்த நட்சத்திரப் பொருள் விண்மீன்களுக்கு இடையேயான ஊடகத்திற்குத் திரும்பும், அங்கு அது மீண்டும் பயன்படுத்தப்படும்.

இன்று வானத்தில் நாம் காணும் வெள்ளைக் குள்ளர்கள், இந்த நட்சத்திரங்களுக்கு சாத்தியமான வெகுஜன வரம்பின் மேல் பாதியில் உள்ளனர். பிரபஞ்சத்தின் ஒப்பீட்டளவில் இளம் வயது மற்றும் அதன் நட்சத்திர உள்ளடக்கம் காரணமாக, 0.8 சூரிய வெகுஜனங்களைத் தாண்டிய நட்சத்திரங்கள் மட்டுமே இதுவரை இறக்க முடிந்தது. இன்னும் பல சிறிய நட்சத்திரங்கள் உள்ளன, அவை நீண்ட காலம் வாழ்கின்றன. மிகச்சிறிய நட்சத்திரங்கள் (அதன் நிறை குறைந்தபட்சம் 0.08 சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு சமமாக இருக்கும்) அவற்றின் பரிணாம வளர்ச்சியைத் தொடங்கியுள்ளன. இருப்பினும், தொலைதூர எதிர்காலத்தில், இந்த நட்சத்திரங்கள் கூட எரிந்து வெள்ளை குள்ளங்களாக மாறும். சிதைவு சகாப்தத்தின் தொடக்கத்தில், மிகவும் பொதுவான வெள்ளை குள்ளர்கள் ஒப்பீட்டளவில் சிறிய வெகுஜனங்களைக் கொண்டிருக்கும்.

0.25 சூரிய நிறை கொண்ட ஒரு வெள்ளை குள்ளன் 14,000 கிலோமீட்டர் ஆரம் கொண்டது, இது பூமியின் ஆரம் இரு மடங்கு ஆகும். விந்தை போதும், கனமான வெள்ளை குள்ளர்கள் சிறியதாக இருக்கும். வெள்ளை குள்ளன், சூரியனுக்கு சமமான நிறை, 8700 கிலோமீட்டர் ஆரம் மட்டுமே உள்ளது. வெள்ளை குள்ளர்களின் விசித்திரமான சொத்து இங்கே உள்ளது: அதிக பாரிய பொருள்கள் சிறியவை, ஏனெனில் அவை சிதைந்த பொருளால் ஆனவை. இந்த விசித்திரமான சொத்து சாதாரண பொருளின் பண்புகளுக்கு முற்றிலும் எதிரானது. நீங்கள் கல்லின் வெகுஜனத்தை அதிகரித்தால், அது பெரியதாகவும் அளவாகவும் மாறும். வெள்ளைக் குள்ளனின் நிறை அதிகரித்தால் அது சுருங்குகிறது!

ஏன் வெள்ளை குள்ளர்கள் எல்லாம் தெரியும்? தெர்மோநியூக்ளியர் ஃப்யூஷன் செயல்முறைகள் முடிந்த பிறகு நடைபெறும் நட்சத்திர பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி விளைவாக இந்தப் பொருள்கள் இருந்தால், இந்த நட்சத்திரங்களை பிரகாசிக்கச் செய்வது எது? இந்த நட்சத்திர எச்சங்கள் அவர்களின் வாழ்க்கையின் உமிழும் காலத்திலிருந்து எஞ்சியிருக்கும் வெப்ப ஆற்றலின் பெரும் விநியோகத்தைக் கொண்டுள்ளன. இந்த மாபெரும் வெப்பச் சேமிப்பு, நம்பமுடியாத அளவிற்கு மெதுவாக ஆற்றலை விண்வெளியில் செலுத்துகிறது. இதன் விளைவாக, வெள்ளை குள்ளர்கள் வானத்தில் தெரியும். வயதாகும்போது, ​​​​நட்சத்திரங்கள் குளிர்ச்சியடைகின்றன மற்றும் எப்போதும் பலவீனமாக வெளிவருகின்றன, நெருப்பின் இறக்கும் எரிமலைகளைப் போல. நவீன பிரபஞ்சத்தின் வயதுடன் ஒப்பிடக்கூடிய ஒரு வெள்ளைக் குள்ளன் முற்றிலும் குளிர்ச்சியடைய பில்லியன் ஆண்டுகள் ஆகும். டிரில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு, பிரபஞ்சம் சிதைவின் சகாப்தத்தில் நுழையும் போது, ​​வெள்ளை குள்ளர்கள் அடையும் குளிர் வெப்பநிலைதிரவ நைட்ரஜன். மேலும் குளிர்ச்சியானது ஒரு அசாதாரண உள் ஆற்றல் மூலத்தால் தடுக்கப்படும், இந்த அத்தியாயத்தில் சிறிது நேரம் கழித்து நாம் அறிந்து கொள்வோம்.

வெள்ளைக் குள்ளர்கள் ஒரு சிறிய நிறை கொண்ட பெரிய அளவைக் கொண்டிருப்பது மற்றொரு கேள்வியை எழுப்புகிறது. சிதைந்த நட்சத்திர எச்சத்தின் நிறை படிப்படியாக குறையும் போது என்ன நடக்கும்? இந்த பொருள் படிப்படியாக வளர்கிறதா? இல்லை. சில வரம்பு உள்ளது. நிறை குறைந்து நட்சத்திரத்தின் அளவு அதிகரிக்கும் போது, ​​பொருளின் அடர்த்தி குறைகிறது. அடர்த்தியானது சில முக்கியமான நிலைக்குக் கீழே விழுந்தவுடன், விஷயம் சீரழிவதை நிறுத்துகிறது மற்றும் இனி இது போன்ற ஒரு நியாயமற்ற முறையில் நடந்து கொள்ளாது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை மிகவும் சிறியதாக இருந்தால், அது சீரழிந்து போகாத நிலையில், அது சாதாரணப் பொருளாகவே செயல்படுகிறது. எனவே, எந்த ஒரு நட்சத்திரப் பொருளும், சீரழிந்து போக, குறைந்தபட்ச வெகுஜனத்தைக் கொண்டிருக்க வேண்டும். இந்த நிறை சூரியனின் நிறை ஆயிரத்தில் ஒரு பங்காகும், இது தோராயமாக வியாழனின் நிறைக்கு சமம். ஒளி பொருள்கள், அதன் நிறை சூரியனின் நிறை ஆயிரத்தில் ஒரு பங்கிற்கு மேல் இல்லை, சிதைந்த பொருளின் பண்புகளை வெளிப்படுத்தாது. அவை சாதாரணப் பொருளைப் போலவே செயல்படுகின்றன மற்றும் கோள்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன.

மறுபுறம், வெள்ளை குள்ளர்களும் மிகப் பெரியதாக இருக்க முடியாது. மிகவும் கனமான வெள்ளை குள்ளன் ஒரு வலுவான வெடிப்பை எதிர்பார்க்கிறது. நிறை அதிகரிக்கும் போது, ​​வெள்ளைக் குள்ளமானது சிறியதாகவும் அடர்த்தியாகவும் மாறுகிறது, ஈர்ப்பு விசைக்கு எதிரான அதன் போராட்டத்தில் நட்சத்திரத்தை ஆதரிக்க அதிக அழுத்தம் தேவைப்படுகிறது. இந்த உயர் அழுத்தத்தை பராமரிக்க, இந்த வழக்கில் சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் அழுத்தம், துகள்கள் வேகமாக நகர வேண்டும். துகள்களின் தேவையான வேகம் ஒளியின் வேகத்தை நெருங்கும் அளவுக்கு அடர்த்தி அதிக மதிப்பை அடையும் போது, ​​நட்சத்திரம் பெரும் சிக்கலில் உள்ளது. ஐன்ஸ்டீனின் சார்பியல் கோட்பாடு அனைத்து வேகங்களுக்கும் கடுமையான வரம்புகளை வைக்கிறது: எந்த துகள்களும் ஒளியின் வேகத்தை விட வேகமாக நகர முடியாது. ஒரு நட்சத்திரம் ஒளியின் வேகத்தை விட துகள்கள் வேகமாக நகர வேண்டிய நிலையை அடையும் போது, ​​அது அழிந்துவிடும். புவியீர்ப்பு விசை சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தத்தை தோற்கடிக்கிறது, பேரழிவைத் தூண்டுகிறது, இதன் மூலம் ஒரு நட்சத்திரத்தின் வெடிப்பைத் தொடங்குகிறது - ஒரு சூப்பர்நோவா. இந்த கண்கவர் வெடிப்புகள் பாரிய நட்சத்திரங்களின் இறப்பைக் குறிக்கும் அளவிற்கு ஒப்பிடலாம் (முந்தைய அத்தியாயத்தில் நாம் விவாதித்தபடி).

ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பில் ஒரு உமிழும் மரணத்தைத் தவிர்க்க, ஒரு வெள்ளை குள்ளன் 1.4 சூரிய வெகுஜனத்திற்கு மிகாமல் இருக்க வேண்டும். இந்த முக்கிய நிறை அளவுகோல் என்று அழைக்கப்படுகிறது சந்திரசேகர் நிறை, சிறந்த வானியல் இயற்பியலாளர் எஸ். சந்திரசேகரின் நினைவாக. 1930 களில் கேம்பிரிட்ஜ் பல்கலைக்கழகத்தில் முதுகலை படிப்பைத் தொடங்குவதற்கு முன், பதினெட்டு வயதில், இந்தியாவிலிருந்து பிரிட்டனுக்கு கடல் பயணத்தின் போது இந்த வெகுஜன வரம்பை அவர் கணக்கிட்டார். வானியற்பியல் துறையில் அவர் ஆற்றிய பங்களிப்புகளுக்காக இயற்பியலுக்கான நோபல் பரிசைப் பெற்றார்.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள்

வெள்ளை குள்ளர்களின் நம்பமுடியாத அதிக அடர்த்தி இருந்தபோதிலும், ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரமானது நட்சத்திரப் பொருளின் இன்னும் அடர்த்தியான வடிவமாகும். ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் பொதுவான அடர்த்தி தண்ணீரை விட ஒரு மில்லியன் மடங்கு "மட்டுமே" ஆகும். இருப்பினும், அணுக்களின் கருக்கள் மிகவும் அடர்த்தியானவை - சுமார் ஒரு குவாட்ரில்லியன் (10 15) மடங்கு தண்ணீரை விட அடர்த்தியானது அல்லது ஒரு வெள்ளை குள்ளை விட பில்லியன் மடங்கு அடர்த்தியானது. ஒரு நட்சத்திரம் அணுக்கருவின் நம்பமுடியாத உயர் அடர்த்திக்கு சுருக்கப்பட்டால், நட்சத்திரப் பொருள் ஒரு கவர்ச்சியான ஆனால் நிலையான கட்டமைப்பை அடையும். இந்த அதிக அடர்த்தியில், எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் புரோட்டான்கள் நியூட்ரான்களின் வடிவத்தில் இருப்பதை விரும்புகின்றன, எனவே அடிப்படையில் அனைத்து பொருட்களும் நியூட்ரான்களின் வடிவத்தில் உள்ளன. இந்த நியூட்ரான்கள் சிதைவடைகின்றன, மேலும் அவை உருவாக்கும் அழுத்தம், மீண்டும் நிச்சயமற்ற கொள்கையின் காரணமாக, நட்சத்திரத்தை ஈர்ப்பு விசையில் சரிந்து விடாமல் தடுக்கிறது. இதன் விளைவாக உருவாகும் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் ஒரு தனி ராட்சத அணுக்கருவை மிகவும் நினைவூட்டுகிறது.

ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை உருவாக்குவதற்குத் தேவையான புரிந்துகொள்ள முடியாத அதிக அடர்த்தி இயற்கையாகவே ஒரு பெரிய நட்சத்திரம் அதன் வாழ்நாளின் முடிவில் அனுபவிக்கும் வீழ்ச்சியின் போது அடையப்படுகிறது. பரிணாம வளர்ச்சியின் பிற்பகுதியை அடைந்த ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையப் பகுதி சிதைந்த இரும்பு மையமாக மாறுகிறது, இது ஈர்ப்பு விசையின் போது சுருங்குகிறது, ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பைத் தொடங்குகிறது, அதன் பிறகு ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அடிக்கடி இருக்கும். கூடுதலாக, வெள்ளை குள்ளர்களின் சரிவின் விளைவாக நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் உருவாகலாம். ஒரு வெள்ளைக் குள்ளமானது அதன் நிறைவை மெதுவாக அதிகரித்து, அதை ஒரு துணை நட்சத்திரத்திலிருந்து பெற்றுக்கொண்டால், அது சில சமயங்களில் ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பில் இறப்பைத் தவிர்த்து, சுருங்கி, நியூட்ரான் நட்சத்திரமாக மாறும்.

வெள்ளை மற்றும் பழுப்பு குள்ளர்களுடன் ஒப்பிடுகையில், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் ஒப்பீட்டளவில் அரிதானவை. எல்லாவற்றிற்கும் மேலாக, நட்சத்திரங்களின் மரணத்தின் விளைவாக மட்டுமே அவை உருவாக முடியும், பிறக்கும் போது அதன் நிறை சூரியனின் நிறை எட்டு மடங்கு அதிகமாகும். இந்த பாரிய நட்சத்திரங்கள் நட்சத்திர வெகுஜன விநியோகத்தின் அதிக நிறை "வால்" ஆகும். பெரும்பாலான நட்சத்திரங்கள் மிகவும் சிறியவை. 400 நட்சத்திரங்களில் ஒன்று மட்டுமே வெடித்து ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை விட்டுச் செல்லும் அளவுக்கு பெரியதாக பிறக்கிறது. ஆனால் இவ்வளவு சிறிய வாய்ப்பு இருந்தாலும், போதுமான அளவு பெரிய விண்மீன் மில்லியன் கணக்கான நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களைக் கொண்டிருக்கும்.

ஒரு பொதுவான நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் நிறை சூரியனைப் போல ஒன்றரை மடங்கு அதிகமாகும். சிதைந்த எலக்ட்ரான் வாயுவின் அழுத்தம் காரணமாக இருக்கும் வெள்ளை குள்ளர்களைப் போலவே, சீரழிந்த நியூட்ரான்களின் அழுத்தம் தன்னிச்சையாக பெரிய நிறை கொண்ட நட்சத்திரத்தின் எச்சத்தை ஆதரிக்க முடியாது. நிறை அதிகமாக இருந்தால், புவியீர்ப்பு விசையானது சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தத்தை முறியடித்து, நட்சத்திரம் சுருங்குகிறது. நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் அதிகபட்ச நிறை இரண்டு மற்றும் மூன்று சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு இடையில் உள்ளது, ஆனால் அதன் சரியான மதிப்பு நமக்குத் தெரியாது. நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் மையத்தில் பொருள் அடையும் புரிந்துகொள்ள முடியாத அதிக அடர்த்தியில், அது மிகவும் கவர்ச்சியான மற்றும் ஓரளவு காலவரையற்ற பண்புகளைப் பெறுகிறது. நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் சூரியனை விட கனமானவை என்ற போதிலும், அவற்றின் ஆரம் மிகவும் சிறியது: பத்து கிலோமீட்டர் மட்டுமே. சிறிய அளவு, ஒரு பெரிய வெகுஜனத்துடன் இணைந்து, பொருளின் நம்பமுடியாத அடர்த்தியைப் பற்றி பேசுகிறது. ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தை உருவாக்கும் பொருளின் ஒரு கன சென்டிமீட்டர் (சர்க்கரை கனசதுரத்தின் அளவு) கிட்டத்தட்ட ஒரு பில்லியன் யானைகள் எடை கொண்டது!

கருந்துளைகள்

ஒரு நட்சத்திரத்தின் மரணத்திற்கான நான்காவது சாத்தியமான விருப்பம் கருந்துளையாக மாறுவது. மிகப் பெரிய நட்சத்திரங்களின் வெடிப்பு மற்றும் அழிவுக்குப் பிறகு, ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரத்திற்கு (இரண்டு மற்றும் மூன்று சூரிய வெகுஜனங்களுக்கு இடையிலான மதிப்பு) அனுமதிக்கப்பட்ட அதிகபட்ச எடையை விட அதிகமாக இருக்கும் ஒரு பொருள் இருக்கலாம். சீரழிந்த வாயுவின் அழுத்தம் காரணமாக போதுமான அளவு பாரிய நட்சத்திர எச்சம் இருக்க முடியாது மற்றும் அது சரிந்து கருந்துளையாக மாற வேண்டும். இதேபோல், முழுமையாக உருவான வெள்ளைக் குள்ளர்கள் மற்றும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் கூடுதலான வெகுஜனத்தைப் பெறலாம், பொதுவாக அவற்றின் துணை நட்சத்திரங்களிலிருந்து, மேலும் சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தத்தை ஆதரிக்க முடியாத அளவுக்கு பெரியதாகிவிடும். இதன் விளைவாக ஏற்படும் அதிகப்படியான கனமான எச்சங்களும் சரிந்து சில நேரங்களில் கருந்துளைகளை உருவாக்கலாம்.

கருந்துளைகள் விசித்திரமான உயிரினங்கள்: அவற்றின் ஈர்ப்பு புலங்கள் மிகவும் வலுவானவை, அவை ஒளி கூட வெளியேறாது. உண்மையில், கருந்துளைகளின் வரையறுக்கும் பண்பு இந்தப் பண்புதான். இந்த பொருள்களுக்கு, தப்பிக்கும் வேகம் (மேற்பரப்பிலிருந்து வெளியேற எடுக்கும் வேகம்) ஒளியின் வேகத்தை மீறுகிறது. ஐன்ஸ்டீன் விதித்த சார்பியல் வேக வரம்பு காரணமாக - ஒளியின் வேகத்தை விட எதுவும் வேகமாக நகராது - துகள்களோ அல்லது கதிர்வீச்சுகளோ கருந்துளையை விட்டு வெளியேற முடியாது. ஆயினும்கூட, ஹைசன்பெர்க்கின் நிச்சயமற்ற கொள்கையின் செயல்பாட்டின் காரணமாக இந்த சந்தேகத்திற்கு இடமின்றி கடுமையான அறிக்கை முற்றிலும் உண்மை இல்லை. மிக நீண்ட காலத்திற்குப் பிறகு, கருந்துளைகள் தங்கள் பிடியில் மிகவும் இறுக்கமாகப் பிடிக்கப்பட்ட வெகுஜனங்களைக் கைவிட வேண்டிய கட்டாயத்தில் இருக்கும், ஆனால் இது சிதைவு சகாப்தம் முடிந்து நீண்ட காலத்திற்குப் பிறகுதான் நடக்கும்.

கருந்துளைகள் நம்பமுடியாத அளவிற்கு கச்சிதமானவை. சூரியனின் நிறை கொண்ட கருந்துளை ஒன்றிரண்டு கிலோமீட்டர்கள் (சுமார் ஒரு மைல்) ஆரம் கொண்டது. மற்றொரு உதாரணம், ஒரு பேஸ்பால் அளவிலான கருந்துளையானது பூமியின் நிறையை விட ஐந்து மடங்கு அதிகமாகும். இந்த சிறந்த நட்சத்திர பொருள்கள் பல கவர்ச்சியான பண்புகளைக் கொண்டுள்ளன, அவை அடுத்த அத்தியாயத்தில் விவாதிக்கப்படும்.

பாரிய நட்சத்திரங்கள் ஒப்பீட்டளவில் அரிதானவை, மேலும் அவை உருவாக்கும் கருந்துளைகள் இன்னும் அரிதானவை. மூவாயிரத்தில் ஒரு நட்சத்திரத்திற்கும் குறைவான நட்சத்திரங்கள் ஹைட்ரஜனை எரிக்கும் அதன் வாழ்க்கையின் கட்டத்தை முடித்த பிறகு கருந்துளையாக மாறும் வாய்ப்பு உள்ளது. இந்த பற்றாக்குறையின் காரணமாக, சிதைவின் சகாப்தம் முடியும் வரை இந்த நட்சத்திர காப்புப்பிரதிகள் முக்கிய பங்கு வகிக்காது.

நட்சத்திரங்களின் இறப்பின் விளைவாக உருவாகும் கருந்துளைகளுக்கு கூடுதலாக, நமது பிரபஞ்சம் இந்த பொருட்களின் மற்றொரு வகையால் வாழ்கிறது. இந்த இரண்டாம் வகுப்பைச் சேர்ந்த கருந்துளைகள் விண்மீன்களின் மையங்களில் காணப்படுகின்றன. அவற்றின் விண்மீன் சகாக்களுடன் ஒப்பிடுகையில், இந்த பிரம்மாண்டமான கருந்துளைகள் உண்மையிலேயே மிகப்பெரியவை. அவற்றின் நிறை ஒரு மில்லியன் முதல் பல பில்லியன் சூரிய நிறைகள் வரை இருக்கும். ஒப்பிடுகையில், கருந்துளையின் உண்மையான ஆரம், அதன் நிறை ஒரு மில்லியன் சூரியன்களின் நிறைக்கு சமம், சூரியனின் ஆரம் தோராயமாக நான்கு மடங்கு ஆகும்.

மோதும் விண்மீன்கள்

தற்போது, ​​நமது விண்மீன், பால்வெளி, நூறு பில்லியன் ஒளிரும் நட்சத்திரங்களைக் கொண்டுள்ளது, அவை ஒன்றாக இரவு வானத்தில் நீண்டு செல்லும் மங்கலான ஒளிரும் கோடுகளாகத் தோன்றுகின்றன. அழியும் காலத்தில் வானம் கருப்பாக இருக்கும். ஆனால் குளிர், இறந்த நட்சத்திரங்கள் மற்றும் இருண்ட பொருளின் ஈர்ப்பு விசையால் சிதைவடையாமல் பாதுகாக்கப்பட்ட மிகப்பெரிய விண்மீன் திரள்கள் அப்படியே இருக்கும்.

இருப்பினும், பால்வீதி போன்ற சாதாரண விண்மீன் திரள்களுக்கு மிக உடனடி அச்சுறுத்தல் அவற்றின் அங்கம் வகிக்கும் நட்சத்திரங்களின் மரணம் அல்ல, மாறாக மற்ற விண்மீன் திரள்களுடன் அழிவுகரமான மோதல்கள் ஆகும். ஒரு விதியாக, விண்மீன் திரள்கள் கொத்துகள் அல்லது குழுக்களில் உள்ளன. ஒவ்வொரு விண்மீனும் அதன் சொந்த சுற்றுப்பாதையில் கிளஸ்டர் வழியாக நகரும் ஈர்ப்பு விசையின் செயல்பாட்டின் மூலம் இந்த கொத்துகள் பறக்காமல் பாதுகாக்கப்படுகின்றன. விண்மீன் திரள்கள் போன்ற பெரிய, தளர்வான கட்டமைக்கப்பட்ட பொருள்கள் ஒன்றோடொன்று கடந்து செல்லும் போது, ​​அவை ஒருவித உராய்வுகளை அனுபவிக்கின்றன, அவை கொத்து மையத்தை நோக்கி நகரும். கிளஸ்டரின் மையத்திற்கு அருகில், விண்மீன் திரள்கள் ஒப்பீட்டளவில் சுதந்திரமாக அமைந்துள்ளன மற்றும் பரஸ்பர மோதல்களுக்கு ஒரு போக்கைக் காட்டுகின்றன.

விண்மீன் திரள்களுக்கு இடையிலான மோதல்கள் ஒப்பீட்டளவில் எதிர்காலத்தில் பிரபஞ்சத்தின் மீது தாக்கத்தை ஏற்படுத்தும். சில விண்மீன் திரள்கள் நம் காலத்திலும் - நட்சத்திரங்களின் சகாப்தத்திலும் மோதுகின்றன. பிரபஞ்சம் சிதைவின் சகாப்தத்தில் நுழையும் போது, ​​இந்த விண்மீன் தொடர்புகள் மேலும் மேலும் முக்கியமான விளைவுகளை ஏற்படுத்தும்.

விண்மீன் திரள்கள் மோதும்போது, ​​இரண்டு அசல் விண்மீன் திரள்களைச் சேர்ந்த நட்சத்திரங்கள் கலந்து ஒரு பெரிய, ஆனால் குறைவான ஒழுங்கமைக்கப்பட்ட, கலப்பு விண்மீனை உருவாக்குகின்றன. ஒரு கலப்பு கலப்பு விண்மீன், தனித்தனி வட்டு விண்மீன்களைப் போலல்லாமல், அழகான சுழல் அமைப்பைக் கொண்டது, குழப்பமான மற்றும் உருவமற்றது. மோதலின் போது, ​​விண்மீன் நட்சத்திரங்களின் நீண்ட கோடுகளை வெளியிடுகிறது, அவை டைடல் டெயில்ஸ் என்றும் அழைக்கப்படுகின்றன. நட்சத்திரங்களின் சுற்றுப்பாதைகள் சிக்கலானதாகவும் ஒழுங்கற்றதாகவும் மாறும். ஒரு கலப்பு விண்மீன் கஞ்சியை மிகவும் நினைவூட்டுகிறது.

விண்மீன் திரள்களின் மோதல்கள் பெரும்பாலும் நட்சத்திர உருவாக்கத்தின் சக்திவாய்ந்த வெடிப்புகளுடன் சேர்ந்து கொள்கின்றன. விண்மீன் திரள்களுக்குள் இருக்கும் ராட்சத வாயு மேகங்கள் இத்தகைய மோதல்களின் போது ஒன்றாக கலந்து புதிய நட்சத்திரங்களை வியக்கத்தக்க வேகத்தில் பெற்றெடுக்கின்றன. அதிக பாரிய நட்சத்திரங்களின் இறப்பினால் ஏற்படும் பல சூப்பர்நோவாக்கள் மிகவும் கடுமையான விளைவுகளை ஏற்படுத்தும்.

மோதலுக்குப் பிறகு, விண்மீன் மண்டலத்தின் அமைப்பு முற்றிலும் வேறுபட்டதாகத் தெரிகிறது, தனிப்பட்ட நட்சத்திரங்கள் மற்றும் அவற்றின் சூரிய அமைப்புகள்இது நடைமுறையில் உணரப்படவில்லை. பால்வீதி போன்ற ஒரு விண்மீன் பெரும்பாலும் வெற்று இடமாகும்: விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள நட்சத்திரங்கள் தனித்தனி மணல் தானியங்கள் போன்றவை, எந்த திசையிலும் பல மைல் காலி இடத்தால் பிரிக்கப்படுகின்றன. மேலும் சற்றே அடர்த்தியான ஒன்றிணைந்த விண்மீன் திரள்களில் கூட, நட்சத்திரங்களுக்கிடையேயான தூரம் ஒரு ஒளி ஆண்டைத் தாண்டியது, இது சூரிய குடும்பத்தின் அளவு ஆயிரம் மடங்கு மற்றும் ஒரு நட்சத்திரத்தின் அளவு பத்து மில்லியன் மடங்கு ஆகும். மோதும் விண்மீன் மண்டலத்தில் இருக்கும் கோள் அமைப்புகள் தங்களைச் சுற்றி நடக்கும் மற்றும் மில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகள் நீடிக்கும் மெதுவான பேரழிவை உணராது. பூமி போன்ற ஒரு கிரகத்தில் இத்தகைய பேரழிவின் மிகவும் குறிப்பிடத்தக்க விளைவு இரவு வானத்தில் தெரியும் நட்சத்திரங்களின் எண்ணிக்கையை படிப்படியாக இரட்டிப்பாக்குவதாகும்.

உண்மையில், பால்வீதி ஒப்பீட்டளவில் எதிர்காலத்தில் ஒரு விண்மீன் மோதலில் இருந்து தப்பிக்க (மற்றும் அதன் அடையாளத்தை இழக்க) விதிக்கப்பட்டுள்ளது. அதன் அண்டை நாடான, எம்31 என்றும் அழைக்கப்படும் ஆண்ட்ரோமெடா விண்மீன், தற்போது பால்வீதியுடன் மோதும் போக்கில் உள்ளது. இருப்பினும், விண்மீன் திரள்களின் வேகத்தின் துல்லியமான வானியல் அளவீடுகளைச் செய்வதில் உள்ள சிரமம் காரணமாக, ஆண்ட்ரோமெடா நகரும் திசையை நம்மால் துல்லியமாக தீர்மானிக்க முடியாது. எவ்வாறாயினும், இந்த பெரிய விண்மீன் நமது சொந்த கேலக்ஸிக்கு மிக அருகில் கடந்து செல்லும் என்பது தெளிவாகிறது, மேலும் சூரியன் ஒரு சிவப்பு ராட்சதமாக வீங்கத் தொடங்கும் போது சுமார் ஆறு பில்லியன் ஆண்டுகளில் அதனுடன் மோதக்கூடும். இந்த குறிப்பிட்ட எதிர்கால சந்திப்பில் ஆண்ட்ரோமெடாவும் பால்வீதியும் மோதவில்லை என்றாலும், விரைவில் அல்லது பின்னர் அவை ஒருவருக்கொருவர் தவிர்க்க முடியாது. பால்வீதி நிச்சயமாக ஆண்ட்ரோமெடாவுடன் ஈர்ப்பு உறவில் உள்ளது. இந்த இரண்டு விண்மீன் திரள்களும் ஒன்றையொன்று சுற்றி வருவதால், மாறும் உராய்வு காரணமாக ஆற்றல் இழக்கப்படுவதால், எதிர்கால இணைப்பு கிட்டத்தட்ட தவிர்க்க முடியாததாகிவிடும்.

இவ்வாறு, விண்மீன் கூட்டங்களின் நீண்ட கால விதி முற்றிலும் சீல் வைக்கப்பட்டுள்ளது: கிளஸ்டரை உருவாக்கும் விண்மீன் திரள்கள் இறுதியில் தொடர்புகொண்டு ஒன்றிணைக்கும். முழுக் கொத்தும் ஒரு பிரம்மாண்டமான மற்றும் ஒழுங்கற்ற நட்சத்திரங்களின் தொகுப்பாக மாறும்போது அவற்றின் தனித்தனி அடையாளங்கள் ஒன்றுபடும். பிரபஞ்சம் நட்சத்திரங்களின் சகாப்தத்திலிருந்து சிதைவின் சகாப்தத்திற்கு மாறும்போது, ​​தற்போதைய விண்மீன் திரள்கள் எதிர்காலத்தின் பரந்த விண்மீன் திரள்களாக மாறும். உண்மையில், பால்வீதி மற்றும் ஆண்ட்ரோமெடா உட்பட நமது முழு உள்ளூர் விண்மீன் குழுவும் படிப்படியாக ஒற்றை மெட்டாகேலக்ஸியாக மாறும்.

தளர்வு செயல்பாட்டில் உள்ள கேலக்ஸிகள்

பால்வீதி போன்ற ஒரு விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள நட்சத்திரங்களுக்கு இடையே உள்ள இடைவெளிகள் மிகப் பெரியவை, நட்சத்திரங்கள் நேரிடையாக மோதல்களை சந்தித்திருந்தால் மிகக் குறைவு. குறைந்தபட்சம் இப்போதைக்கு. நமக்கு ஏற்கனவே பரிச்சயமான ஒரு கருப்பொருளைத் தொடர்ந்து, போதுமான அவகாசம் கொடுத்தால் அரிதான நிகழ்வுகள் கூட நடக்கும் என்று சொல்லலாம். சிதைவின் சகாப்தம் நெருங்கும் போது, ​​நட்சத்திர மோதல்கள் அல்லது அவர்களுக்கு நெருக்கமான நிகழ்வுகள் பெருகிய முறையில் முக்கியத்துவம் பெறும். இத்தகைய சந்திப்புகள் கேலக்ஸியின் கட்டமைப்பை தீவிரமாக மாற்றி, இறுதியில் அதன் மரணத்திற்கு வழிவகுக்கும். இருப்பினும், இந்த அழிவு சகாப்தம் சிதைவின் சகாப்தத்தின் உச்சத்தில் மட்டுமே வரும் என்ற உண்மையின் காரணமாக, அந்த நேரத்தில் நட்சத்திரங்கள் ஏற்கனவே நட்சத்திர எச்சங்களாக இருக்கும், மேலும் கேலக்ஸி நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே பல விண்மீன் இணைப்புகளின் பரந்த உற்பத்தியாக மாறும். .

ஆனால் சிதைவின் சகாப்தத்தில் கூட, நட்சத்திரங்களின் நேரடி மோதல்கள் ஒப்பீட்டளவில் அரிதானவை. அணுகுமுறைகள் மற்றும் நெருங்கிய பத்திகள் உண்மையான மோதல்களை விட அடிக்கடி நிகழ்கின்றன. சிதைவின் சகாப்தம் வெளிவரும்போது, ​​​​நட்சத்திரங்கள் தொடர்ந்து ஒருவருக்கொருவர் அடுத்ததாக கடந்து, பரஸ்பர ஈர்ப்பு ஈர்ப்பு மூலம் தொடர்பு கொள்கின்றன. இரண்டு நட்சத்திரங்களின் நெருங்கிய பாதையில் அவை ஒவ்வொன்றின் வேகத்திலும் திசையிலும் சிறிது மாற்றம் ஏற்படுகிறது. படத்தில் காட்டப்பட்டுள்ளபடி, நட்சத்திரங்கள் அருகில் இருக்கும் ஒவ்வொரு முறையும் சிதறும். பதினான்கு.

அரிசி. 14. இந்த வரைபடம் அணுகுமுறைக்கு இரண்டு நட்சத்திரங்களின் எதிர்வினையைக் காட்டுகிறது. தொடர்பு முடிவில், ஒவ்வொரு நட்சத்திரமும் ஒரு புதிய திசையில் நகரத் தொடங்குகிறது, வெவ்வேறு ஆற்றல் மதிப்பைப் பெறுகிறது, எனவே வேகம். இத்தகைய சந்திப்புகளின் மிகப் பெரிய எண்ணிக்கையானது விண்மீன் மண்டலத்தின் மாறும் தளர்வுக்கு வழிவகுக்கும், இதனால் நீண்ட காலத்திற்குப் பிறகு, அதன் கட்டமைப்பை மாற்றும்.

இந்த சிதறல்களில் பல காலப்போக்கில் நிகழ்கின்றன, மேலும் அவற்றின் விளைவுகள் மெதுவாக குவிகின்றன. இத்தகைய பரவல்களின் நீண்ட வரிசையின் இறுதி முடிவு ஒரு விண்மீன் மண்டலத்திற்குள் சுற்றும் நட்சத்திரங்களின் தனிப்பட்ட வேகங்களின் மறுபகிர்வு ஆகும். சிறிய, இலகுவான நட்சத்திரங்கள் வேகம் மற்றும் சுற்றுப்பாதை ஆற்றலை அதிகரிக்க முனைகின்றன, அதே நேரத்தில் கனமான நட்சத்திரங்கள் சுற்றுப்பாதை ஆற்றலை இழக்கின்றன. இந்த "செல்வத்தின்" மறுபகிர்வில் பல நட்சத்திரங்கள் பங்கேற்கும் போது, ​​கேலக்ஸியின் அமைப்பு மெதுவாக செயல்பாட்டில் மாறுகிறது. மாறும் தளர்வு. இந்த தளர்வு தொடரும்போது, ​​​​சில நட்சத்திர எச்சங்கள் மிகவும் ஆற்றல் மிக்கதாக மாறும், அவை விண்மீனை விட்டு வெளியேற வேண்டிய கட்டாயத்தில் உள்ளன. காலப்போக்கில், மேலும் மேலும் நட்சத்திரங்கள் இறக்கும் விண்மீன் மண்டலத்திலிருந்து ஆவியாகி, நொடிக்கு முந்நூறு கிலோமீட்டர் (மணிக்கு 675,000 மைல்கள்) வேகத்தில் இண்டர்கலெக்டிக் விண்வெளியில் மோதுகின்றன.

மாறும் தளர்வு போக்கில், வெளியேற்றப்பட்ட நட்சத்திரங்களின் எண்ணிக்கை அதிகரிக்கிறது, இது விண்மீன் மண்டலத்தில் முக்கியமான கட்டமைப்பு மாற்றங்களை ஏற்படுத்துகிறது. அதிகபட்ச ஆற்றல் கொண்ட நட்சத்திரங்கள் விண்மீனை விட்டு வெளியேறுவதால், மீதமுள்ள நட்சத்திரங்கள் சராசரியாக குறைந்த ஆற்றலைக் கொண்டுள்ளன. இதனால், மின் கசிவு ஏற்பட்டுள்ளது. வளர்ந்து வரும் ஆற்றல் நெருக்கடிக்கு பதிலளிக்கும் விதமாக, விண்மீன் சிறியதாகவும் அடர்த்தியாகவும் மாற வேண்டிய கட்டாயத்தில் உள்ளது. விண்மீன் மண்டலத்தின் இந்த சுருக்கம் இன்னும் அதிக எண்ணிக்கையிலான நட்சத்திர சந்திப்புகளையும், அதிகரித்து வரும் நட்சத்திரங்களின் வெளியேற்றத்தையும் தூண்டுகிறது. இந்த செயல்முறை முடுக்கிவிடுவதால், நிலைமை கட்டுப்பாட்டை மீறலாம்: விண்மீன் அதன் பெரும்பாலான நட்சத்திரங்களை வெடிக்கும், அதன் பிறகு அவற்றில் மிகக் குறைவாக இருக்கும், மேலும் அவை அடர்த்தியான கட்டியாக தொகுக்கப்படும்.

விண்மீன் மண்டலத்தின் மையத்தில் விழும் குறைந்த ஆற்றல் கொண்ட நட்சத்திரங்களுக்கு மிகவும் பிரகாசமான வாய்ப்புகள் காத்திருக்கவில்லை, அங்கு விஞ்ஞானிகள் ஒரு மிகப்பெரிய கருந்துளை இருப்பதாக நம்புகிறார்கள், மேலும் இது ஒவ்வொரு விண்மீனுக்கும் பொருந்தும். இந்த பிரம்மாண்டமான கருந்துளைகள் சூரியனை விட மில்லியன் கணக்கான அல்லது பில்லியன் கணக்கான மடங்கு வெகுஜனங்களைக் கொண்டுள்ளன. விண்மீன் ஓய்வெடுக்கும்போது, ​​​​அதன் மையத்தில் உள்ள கருந்துளை, அதற்கு மிக அருகில் வரும் முரட்டு நட்சத்திரங்களை மூழ்கடிக்கும்: அவை நிகழ்வு அடிவானத்தில் தங்களைக் கண்டுபிடிக்கும். சிதைவின் சகாப்தம் முழுவதும், வீழ்ச்சியடைந்த நட்சத்திரங்களின் தொடர்ச்சியான உறிஞ்சுதலின் காரணமாக, இந்த மிகப்பெரிய கருந்துளைகள் படிப்படியாக தங்கள் எடையை அதிகரிக்கும்.

விண்மீன் திரள்கள் பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய வயதை விட பில்லியன் மடங்கு நீண்ட காலம் நீடிக்கும். தனிப்பட்ட நட்சத்திரங்களைப் பிரிக்கும் பிரமாண்டமான தூரம் மற்றும் நட்சத்திரங்கள் அவற்றைக் கடக்கும் மெதுவான வேகம் காரணமாக இவ்வளவு நீண்ட ஆயுட்காலம் ஏற்படுகிறது. இருப்பினும், போதுமான நேரத்திற்குப் பிறகு, விண்மீன் திரள்கள் தங்கள் அழிவை எதிர்கொள்ள வேண்டியிருக்கும். அடுத்த பத்தொன்பது அல்லது இருபது அண்டவியல் பத்தாண்டுகளில் (10 19 அல்லது 10 20 ஆண்டுகள்), விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள பெரும்பாலான இறந்த நட்சத்திரங்கள் நட்சத்திர ஆவியாதல் செயல்பாட்டின் போது அதை விட்டு வெளியேறும். நட்சத்திரங்களின் ஒரு சிறிய மற்றும் துரதிர்ஷ்டவசமான பகுதி, ஒருவேளை ஒரு சதவீத வரிசையில், விண்மீனின் மையத்தில் அமைந்துள்ள ஒரு கருந்துளையால் விழுங்கப்படும். இந்த டைனமிக் தளர்வு செயல்முறை முடிந்ததும், விண்மீனின் வாழ்க்கை, உண்மையில் முடிவுக்கு வருகிறது.

விண்மீன் தளர்வடைந்து சிதறும்போது, ​​கடந்து செல்லும் நட்சத்திரங்களின் சந்திப்புகள் இன்னும் நட்சத்திரங்களைச் சுற்றி வரும் எந்த கிரகத்திலும் பேரழிவு விளைவை ஏற்படுத்துகின்றன. நட்சத்திரங்களின் பாதைகளை மாற்றும் இந்த நிகழ்வுகள், கோள்களை அவற்றின் சுற்றுப்பாதையில் இருந்து வெளியேற்ற முனைகின்றன, இதனால் கிரகங்கள் பரந்த விண்வெளியில் அடித்துச் செல்லப்படுகின்றன. முந்தைய அத்தியாயத்தில் இதுபோன்ற "தவறான" கிரகங்களின் தலைவிதியைப் பற்றி பேசினோம். நமது பூமியுடன் ஒப்பிடக்கூடிய சுற்றுப்பாதை ஆரங்கள் கொண்ட கோள்கள் பதினைந்தாவது அண்டவியல் தசாப்தத்தில் சூரிய மண்டலத்தில் இருந்து வெளியேற்றப்படும். பெரிய சுற்றுப்பாதைகளைக் கொண்ட வெளிப்புற கிரகங்கள் அதிக உணர்திறன் கொண்டவை, இதன் காரணமாக அவை நீண்ட காலமாக மறதிக்குள் மூழ்கிவிடும். நெப்டியூன் போன்ற ஒரு கோள், முப்பது வானியல் அலகுகள் கொண்ட சுற்றுப்பாதை ஆரம் கொண்டது, சூரிய குடும்பத்தில் இருந்து வெறும் பன்னிரண்டு அண்டவியல் தசாப்தங்களில் - ஒரு டிரில்லியன் ஆண்டுகளில் வெளியேற்றப்படும். சிதைவு சகாப்தத்தில், உள் கிரகங்கள் கூட தங்கள் சுற்றுப்பாதையை விட்டு வெளியேறலாம். பூமியின் சுற்றுப்பாதையை விட பத்து மடங்கு சிறியதாக இருக்கும் கிரகம் (புதனின் சுற்றுப்பாதையை விட சற்றே சிறியது), சுமார் பதினேழு அண்டவியல் தசாப்தங்களில் சுற்றுப்பாதையில் இருந்து வெளியேற்றப்படும். இவ்வாறு, நட்சத்திரங்கள் விண்மீனை விட்டு நிரந்தரமாக வெளியேறும் பத்தொன்பதாம் முதல் இருபதாம் அண்டவியல் தசாப்தத்திற்கு நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே தங்கள் சூரிய மண்டலங்களை இழக்கும்.

எனவே, பொதுவாக கிரகங்களின் நீண்டகால எதிர்காலம் மற்றும் குறிப்பாக நமது பூமி மிகவும் இருண்டதாக உள்ளது. எதிர்காலத்தில், கிரகங்கள் வால்மீன்கள் மற்றும் சிறுகோள்களின் தீக்கு கீழ் வரும், இது உலகளாவிய காலநிலை மாற்றம் மற்றும் ஒரு பொதுவான இயற்கையின் பேரழிவு அழிவை ஏற்படுத்தும். அதன் பிறகு, உள் கிரகங்களின் தாய் நட்சத்திரங்கள் சிவப்பு ராட்சதர்களின் அளவிற்கு வீங்கும்போது, ​​​​இந்த கிரகங்கள் தரையில் எரிந்து முற்றிலும் மலட்டுத்தன்மையை ஏற்படுத்தும். பின்னர் எஞ்சியிருக்கும் அனைத்து கிரகங்களும் அவற்றின் சூரிய மண்டலத்திலிருந்து வெளியேற்றப்பட்டு, விண்மீன் இடைவெளியின் நித்திய இருளில் ஒவ்வொன்றாக வெளியேற்றப்படும்.

சிதைந்த நட்சத்திரங்களின் மோதல்கள்

இறந்த நட்சத்திர எச்சங்களின் அரிய நேரடி மோதல்கள் உண்மையிலேயே அசாதாரண உற்சாகத்தின் தருணங்களாகும். ஆச்சரியக்குறிகள், சிதைவு சகாப்தத்தின் கிட்டத்தட்ட முடிவில்லாமல் வெறிச்சோடிய விரிவாக்கங்களில் உச்சரிப்புகளை வைப்பது. இந்த மோதல்கள் சாதாரண புதிய நட்சத்திரங்கள், விசித்திரமான புதிய வகை நட்சத்திரங்கள் மற்றும் கண்கவர் எரிப்புகளை உருவாக்கலாம்.

இந்த எதிர்கால சகாப்தத்தில், விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள சாதாரண பேரோனிக் பொருளின் பெரும்பகுதி வெள்ளை குள்ளர்களில் குவிந்துள்ளது. மற்றும் குறைந்த நிறை கொண்ட பழுப்பு குள்ளர்கள், குறைவான பொருளைக் கொண்டிருந்தாலும், அவற்றில் அதே அளவு உள்ளது. பால்வீதி போன்ற பெரிய விண்மீன் மண்டலத்தில், வெள்ளை மற்றும் பழுப்பு குள்ளர்களின் கூட்டு மக்கள் தொகை பில்லியன்களில் இருக்க வேண்டும். இறந்த நட்சத்திரங்கள் அவற்றின் சுற்றுப்பாதையில் செல்லும்போது, ​​நேரடி மோதல்கள் அவ்வப்போது நிகழ்கின்றன: சில நூறு பில்லியன் ஆண்டுகளுக்கு ஒருமுறை இதுபோன்ற மோதல்கள். கேலக்ஸியின் தற்போதைய வயதைக் கருத்தில் கொண்டு, பத்து பில்லியன் ஆண்டுகளின் வரிசையில், இதுவரை நட்சத்திர மோதல்கள் ஏற்படாத அதிக நிகழ்தகவு (சுமார் ஒன்பது பத்தில்) உள்ளது. பிரபஞ்சம் சில நூறு கோடி ஆண்டுகளுக்கு மேல் இருக்கும் போது மோதல்கள் ஏற்பட ஆரம்பிக்கும். பதினைந்தாவது அண்டவியல் தசாப்தத்தில், நூற்றுக்கணக்கான அல்லது ஆயிரக்கணக்கான மோதல்கள் விண்மீனை உலுக்கும்.

இரண்டு பழுப்பு குள்ளர்களுக்கு இடையிலான மோதல்கள் வானியல், புவியியல் மற்றும் ஒருவேளை உயிரியலின் பார்வையில் இருந்து சுவாரஸ்யமானவை. பிரபஞ்சத்தில் மீதமுள்ள ஹைட்ரஜனின் பெரும்பகுதி துல்லியமாக பழுப்பு குள்ளர்களில் உள்ளது, அவை அதை கனமான தனிமங்களாக மாற்றாது. இரண்டு பழுப்பு குள்ளர்கள் ஒரு வலது கோணத்திற்கு நெருக்கமான கோணத்தில் மோதும்போது, ​​அவை இரண்டு நட்சத்திரங்களின் அசல் வெகுஜனத்தின் பெரும்பகுதியைக் கொண்டிருக்கும் ஒரு கூட்டு நட்சத்திரப் பொருளை உருவாக்கலாம் (படம் 15 ஐப் பார்க்கவும்). அதன் கூட்டு நிறை ஒரு நட்சத்திரத்தில் இருக்க வேண்டிய த்ரெஷோல்ட் வெகுஜனத்தை விட அதிகமாக இருந்தால், இந்த இடைவினைப் பொருள் நீண்ட ஹைட்ரஜன் இணைவு புதிதாக உருவான நட்சத்திர மையத்தை பற்றவைக்கும் வரை சுருங்கி வெப்பமடையும். நட்சத்திரம் பிறக்கும். இந்த வினோதமான மோதல்களிலிருந்து உருவாகும் சிறிய சிவப்பு நட்சத்திரங்கள் டிரில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகளுக்குப் பிறகு வாழும்.

அரிசி. 15. இந்த கணினி மாதிரி இரண்டு பழுப்பு குள்ளர்கள் மோதுவதை சித்தரிக்கிறது. முதல் மூன்று படங்கள் இந்த நிகழ்வின் முதல் சில நிமிடங்களைக் காட்டுகின்றன. மோதலின் இறுதி முடிவு, நான்காவது படத்தில் திட்டவட்டமாக சித்தரிக்கப்பட்டுள்ளது, ஹைட்ரஜன் இணைவைத் தொடங்க போதுமான நிறை கொண்ட உண்மையான நட்சத்திரம். மோதல் இயற்கையாகவே பிறந்த நட்சத்திரத்தைச் சுற்றியுள்ள வாயு மற்றும் தூசியின் வட்டை உருவாக்குகிறது; இந்த வட்டு கோள்கள் உருவாகும் ஊடகம்

இந்த வானியல் பேரழிவுகள் மூலம், விண்மீன் ஊடகம் நீண்ட காலமாக வாயு தீர்ந்துவிட்டாலும் புதிய நட்சத்திரங்களை உருவாக்க முடியும். பால்வீதி அளவுள்ள ஒரு விண்மீன் மண்டலத்தில், எந்த நேரத்திலும் பிரகாசிக்கும் சுமார் நூறு நட்சத்திரங்கள் இருக்கும். இந்த மங்கலான சிவப்பு எச்சங்களின் ஒருங்கிணைந்த பளபளப்பானது நவீன சூரியனுடன் ஒப்பிடக்கூடிய மொத்த கதிரியக்க சக்தியுடன் விண்மீன் மண்டலத்தை வழங்குகிறது.

கூடுதலாக, பழுப்பு குள்ளர்களின் மோதல்கள் கிரகங்களை உருவாக்கலாம். இது நேருக்கு நேர் மோதலாக இல்லாவிட்டால், சில பழுப்பு குள்ள வாயுக்கள் புதிதாக உருவான நட்சத்திரத்தின் ஒரு பகுதியாக மாறுவதற்கு மிக வேகமாகச் சுழலும். இந்த சுழலும் பொருள், புதிதாகப் பிறந்த நட்சத்திரப் பொருளைச் சுற்றி வாயு மற்றும் தூசியின் சூழ்நிலை வட்டை எளிதில் உருவாக்குகிறது. கிரக உருவாக்கம் ஒரு வெடிக்கும் வட்டின் சாத்தியமான விளைவு என்பதால், இந்த புதிய நட்சத்திரங்கள் புதிய சூரிய குடும்பங்களை உருவாக்க முனைகின்றன.

இரண்டு பழுப்பு குள்ளர்களின் மோதலில் இருந்து உருவாகும் கிரகங்கள் வாழ்க்கையின் வளர்ச்சிக்குத் தேவையான அனைத்து பொருட்களையும் கொண்டிருக்க வேண்டும். சிவப்புக் குள்ளன் பராமரிப்பில் உள்ள ஒரு கிரகம் பூமியின் தற்போதைய வயதைத் தாண்டி டிரில்லியன் கணக்கான ஆண்டுகள் வெப்பமாக இருக்கும். இந்த அமைப்புகளில் ஆக்சிஜன் மற்றும் கார்பன் உள்ளிட்ட கனமான தனிமங்கள் அதிக அளவில் உள்ளன, அவை நிலப்பரப்பு வாழ்க்கைக்கு அடிப்படையாக அமைகின்றன. சாதகமான சுற்றுப்பாதையில் உள்ள கிரகங்களில் திரவ நீர் இருக்கலாம். கொள்கையளவில், விண்மீன் சிதைவடையும் வரை அத்தகைய புதிய கிரகங்களில் பழக்கமான வாழ்க்கை வகைகள் உருவாகலாம் மற்றும் உருவாகலாம். இருபதாம் அண்டவியல் தசாப்தத்திற்குப் பிறகு, கேலக்ஸி ஆவியாகி, பழுப்பு குள்ளர்களின் மோதல்களின் அதிர்வெண் பூஜ்ஜியமாகக் குறைக்கப்படும் போது, ​​கடைசி பூமி போன்ற உலகங்கள் நித்திய இரவுக்கு பலியாகும்.

வெள்ளைக் குள்ளர்களின் மோதல்கள், வானவேடிக்கைகள் குறைவாக இருந்தாலும், பிரகாசமாக இருக்கும். இரண்டு வெள்ளைக் குள்ளர்கள் மோதி மற்றும் ஒன்றிணைந்தால், புதிதாக உருவான பொருளின் நிறை சந்திரசேகர் வரம்பை விட அதிகமாக இருந்தால், சிதைந்த வாயுவின் அழுத்தம் இந்த இணைப்பின் உற்பத்தியை ஈர்ப்பு விசையில் இருந்து பாதுகாக்க முடியாது. பின்னர் புதிதாக பிறந்த, ஆனால் அதிக கனமான நட்சத்திரம் ஒரு சூப்பர்நோவாவில் வெடிக்க வேண்டும். வெள்ளைக் குள்ளர்களின் மோதலில் பத்தில் ஒன்று சூப்பர்நோவா வெடிப்பில் முடிவடையும். இவ்வாறு, கேலக்ஸி, அது அப்படியே இருக்கும் வரை, சுமார் இருபது அண்டவியல் தசாப்தங்களாக, ஒவ்வொரு டிரில்லியன் வருடங்களுக்கும் இதுபோன்ற ஒரு வெடிப்பை அனுபவிக்க விதிக்கப்பட்டுள்ளது. சூப்பர்நோவா வெடிப்புகள் இன்றும் மிகவும் அற்புதமானவை, ஆனால் சிதைவு சகாப்தத்தின் இறக்கும் கேலக்ஸியின் மோசமான சூழலில், அவை உண்மையிலேயே ஈர்க்கக்கூடியதாக இருக்கும்.

இருப்பினும், இரண்டு வெள்ளை குள்ளர்களின் அரிய மோதலின் விளைவு ஒரு சூப்பர்நோவா வெடிப்பு அல்ல, மாறாக ஒரு விசித்திரமான புதிய வகை நட்சத்திரத்தின் உருவாக்கம் ஆகும். பெரும்பாலான வெள்ளை குள்ளர்கள் குறைந்த நிறை நட்சத்திரங்களில் இருந்து உருவாகின்றன மற்றும் கிட்டத்தட்ட முழுவதுமாக ஹீலியத்தால் ஆனவை. இரண்டு வழக்கமான வெள்ளை குள்ளர்களின் மோதலின் விளைவாக, ஒரு நட்சத்திர பொருள் ஓரளவு உருவாகிறது. பெரிய அளவுஹீலியத்தால் ஆனது. மோதலின் இறுதி உற்பத்தியின் நிறை 0.3 சூரிய வெகுஜனங்களைத் தாண்டினால், அதன் ஆழத்தில் உள்ள ஹீலியம், கொள்கையளவில், பற்றவைக்க முடியும். இத்தகைய நட்சத்திரங்கள் அதிக நிறை கொண்ட (முந்தைய அத்தியாயத்தில் ஏற்கனவே விவரித்தபடி) வளர்ந்த (பழைய) நட்சத்திரங்களைப் போலவே ஹீலியத்தை கனமான தனிமங்களாக இணைக்க முடியும். எவ்வாறாயினும், ஒரு நட்சத்திரம் ஹீலியத்தை எரிக்கத் தொடங்குவதற்கு, மோதல் போதுமான அளவு வெப்ப ஆற்றலைக் கொண்டிருக்க வேண்டும், இது எரியும் தீப்பெட்டியின் வெப்பத்தைப் பயன்படுத்தும்போது நமக்கு ஏற்படும் வழக்கமான சூழ்நிலையைப் போலவே உள்ளது. தாள் தாள். நட்சத்திரத்தின் வெப்பநிலை ஹீலியத்தை எரிக்கும் அளவுக்கு அதிகமாக இல்லாவிட்டால், அது சுருங்கி மற்றொரு வெள்ளைக் குள்ளாக மாறி, விண்மீன் மண்டலத்தைச் சுற்றி அலைந்து, ஒரு புதிய மோதலுக்காகவோ அல்லது இண்டர்கலெக்டிக் விண்வெளியில் வெளியேற்றப்படுவதற்காகவோ காத்திருக்கும்.

அவற்றின் சாதாரண ஹைட்ரஜன் எரியும் நட்சத்திரங்களுடன் ஒப்பிடும்போது, ​​இந்த ஹீலியம் எரியும் நட்சத்திரங்கள் வெப்பமானவை, பிரகாசமானவை, அடர்த்தியானவை மற்றும் மிகக் குறுகிய ஆயுளைக் கொண்டவை. சூரியனின் பாதி நிறை கொண்ட ஒரு பொதுவான நட்சத்திரத்தின் ஆரம் சூரியனின் ஆரத்தை விட பத்து மடங்கு சிறியது, மேலும் அதன் ஒளிர்வு பத்து மடங்கு அதிகம். அத்தகைய நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பு நம்பமுடியாத அளவிற்கு சூடாக இருக்கிறது: அதன் வெப்பநிலை 35,000 டிகிரி கெல்வின் ஆகும், இது சூரியனின் மேற்பரப்பின் வெப்பநிலையை விட ஆறு மடங்கு அதிகம். ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதியில், நிலைமைகள் இன்னும் தீவிரமானவை: நூறு மில்லியன் (10 8) டிகிரி வெப்பநிலை மற்றும் ஒரு கன சென்டிமீட்டருக்கு கிட்டத்தட்ட 10,000 கிராம் அடர்த்தி. இந்த நட்சத்திரங்கள் சில நூறு மில்லியன் ஆண்டுகள் மட்டுமே வாழ்கின்றன - மனித தரத்தின்படி நீண்ட காலம், ஆனால் அவை உருவாக எடுத்துக்கொண்ட நீண்ட காலத்துடன் ஒப்பிடும்போது ஒரு கணம் மட்டுமே. இந்த நட்சத்திரங்களைச் சுற்றி கிரக அமைப்புகள் உருவாகினாலும், அவற்றின் இருப்பின் சுருக்கம் காரணமாக அவற்றில் சிக்கலான வாழ்க்கையின் வளர்ச்சியைக் காண அவர்களுக்கு நேரம் இருக்காது. பூமியில் சிக்கலான வாழ்க்கை வடிவங்களின் வளர்ச்சிக்கு எடுத்துக்கொண்ட நேரத்திலிருந்து பிரித்தெடுக்கப்பட்டால், இந்த அமைப்புகளில் உள்ள வாழ்க்கை வைரஸ்கள் மற்றும் ஒற்றை செல் உயிரணுக்களால் குறிப்பிடப்படும் மிகவும் பழமையான வடிவங்களுக்கு மேல் உயர வாய்ப்பில்லை.

பல கனமான வெள்ளை குள்ளர்கள் மோதும்போது, ​​மற்றொரு விசித்திரமான வகை நட்சத்திரம் எழலாம். மோதல் உற்பத்தியின் நிறை 0.9 சூரிய வெகுஜனத்தை விட அதிகமாக இருந்தால், ஆனால் சந்திரசேகர் வரம்பை அடையவில்லை (எனவே வெடிக்காது), புதிய பொருள், கொள்கையளவில், அதன் மையத்தில் கார்பன் இணைவை ஆதரிக்க முடியும். ஒரு கார்பன் எரியும் நட்சத்திரம் ஹீலியம் எரியும் நட்சத்திரத்தை விட கவர்ச்சியான பண்புகளைக் கொண்டுள்ளது. சூரியனுக்குச் சமமான நிறை கொண்ட ஒரு கார்பன் நட்சத்திரம் சூரியனை விட ஆயிரம் மடங்கு பிரகாசமானது, மேலும் அதன் மேற்பரப்பு 140,000 டிகிரி கெல்வினில் கொதிக்கிறது. நட்சத்திரத் தரங்களின்படி, அத்தகைய நட்சத்திரம் ஒரு சிறிய ஆரம் கொண்டது - பூமியின் ஆரம் விட சற்று பெரியது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையத்தில், வெப்பநிலை ஒரு பில்லியன் டிகிரியை நெருங்குகிறது, மேலும் அதன் அடர்த்தி கல்லின் அடர்த்தியை விட நூறாயிரம் மடங்கு அதிகமாகும். இந்த பிரகாசமாக எரியும் மெழுகுவர்த்திகள் ஒரு மில்லியன் ஆண்டுகள் மட்டுமே வாழ்கின்றன. நட்சத்திரம் அதன் அணு எரிபொருளை தீர்ந்துவிட்டு வெளியே சென்றவுடன் எந்த துணை கிரகங்களும் அவற்றின் ஆரம்ப கட்டத்தில் இருக்கும். இந்த நேரத்தில் மிகவும் பழமையான உயிர்க்கோளம் கூட உருவாக வாய்ப்பில்லை.

இருண்ட பொருள் அழிவு

விண்மீன் திரள்களின் ஒளிவட்டம் முக்கியமாக இருண்ட பொருளைக் கொண்டுள்ளது, அவற்றில் பெரும்பாலானவை பார்யோனிக் அல்லாத பொருளின் துகள்களின் வடிவத்தில் உள்ளன. பேரோனிக் பொருள் முதன்மையாக புரோட்டான்கள் மற்றும் நியூட்ரான்களால் ஆனது என்பதை நினைவில் கொள்ளுங்கள், இதனால் சாதாரண விஷயம் என்று நாம் நினைப்பதில் பெரும்பகுதியை இது உருவாக்குகிறது. அத்தியாயம் 1 இல் நாம் விவாதித்தது போல், நவீன வானியலாளர்கள் பிரபஞ்சத்தின் வெகுஜனத்தின் பெரும்பகுதி பேரோனிக் அல்லாத பொருளாக இருக்க வேண்டும் என்று நம்புகிறார்கள். மேலும், இந்த அசாதாரணப் பொருளின் கணிசமான அளவு விண்மீன் ஒளிவட்டத்தில் இருப்பதாக நம்பப்படுகிறது.

டார்க் மேட்டர் பங்குக்கான வேட்பாளர்களில் ஒருவர் பெயரிடப்பட்டார் பலவீனமான ஊடாடும் பாரிய துகள்கள். இந்த வித்தியாசமான துகள்கள், ஒரு புரோட்டானின் நிறை பத்து முதல் நூறு மடங்கு நிறை கொண்டவை, பலவீனமான அணுசக்தி மற்றும் ஈர்ப்பு மூலம் மட்டுமே தொடர்பு கொள்கின்றன. அவை மின்சார கட்டணத்தை சுமக்கவில்லை, இதன் விளைவாக அவை மின்காந்த சக்தியின் செயல்பாட்டில் அலட்சியமாக உள்ளன. அவை வலுவான தொடர்புகளுக்கு எளிதில் பாதிக்கப்படுவதில்லை, அதனால்தான் அவை ஒருவருக்கொருவர் பிணைக்கப்படுவதில்லை மற்றும் கருக்களை உருவாக்குவதில்லை. இந்த துகள்கள் மிகவும் பலவீனமாக தொடர்புகொள்வதால், அவை கேலக்ஸி ஹாலோஸ் போன்ற சிதறிய பகுதிகளில் மிக நீண்ட காலம் வாழ முடியும். குறிப்பாக, அவர்கள் பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய வயதை விட நீண்ட காலம் வாழ முடியும். இருப்பினும், போதுமான நீண்ட காலத்திற்குப் பிறகு, இந்த துகள்கள் சாதாரண பொருளுடன் தொடர்பு கொள்கின்றன, இது அவற்றின் பரஸ்பர அழிவுக்கு வழிவகுக்கிறது.

டார்க் மேட்டர் அனிஹிலேஷன் இரண்டு வெவ்வேறு சூழ்நிலைகளில் நிகழ்கிறது. முதல் வழக்கில், இரண்டு துகள்கள் ஒரு விண்மீன் ஒளிவட்டத்தில் சந்திக்கும் போது, ​​அவை தொடர்பு கொள்ளலாம், இது அவர்களின் நேரடி பரஸ்பர அழிவுக்கு வழிவகுக்கும். இரண்டாவது வழக்கில், துகள்கள் வெள்ளை குள்ளர்கள் போன்ற நட்சத்திரங்களின் எச்சங்களால் கைப்பற்றப்படுகின்றன, பின்னர் அவை ஏற்கனவே நட்சத்திர மையத்திற்குள் ஒருவருக்கொருவர் அழிக்கப்படுகின்றன. இந்த இரண்டு வழிமுறைகளும் கேலக்ஸி மற்றும் பிரபஞ்சத்தின் எதிர்காலத்தில் முக்கிய பங்கு வகிக்கின்றன.

விண்மீன் ஒளிவட்டத்தில், இருண்ட பொருளின் துகள்கள் குறைந்த அடர்த்தியைக் கொண்டுள்ளன: ஒரு கன சென்டிமீட்டருக்கு ஒரு துகள், மாறாக அதிக வேகம்: வினாடிக்கு சுமார் இருநூறு கிலோமீட்டர்கள். இந்த துகள்கள் பலவீனமான சக்தியை மட்டுமே உணர்வதால், அழிவதற்கான வாய்ப்பு மிகக் குறைவு. இருப்பினும், இருபத்தி மூன்று அண்டவியல் தசாப்தங்களுக்குப் பிறகு (10 23 ஆண்டுகள்) இந்த இடைவினைகள் காரணமாக, ஒளிவட்டத்தில் வசிக்கும் இருண்ட பொருள் துகள்களின் மக்கள் தொகை குறிப்பிடத்தக்க மாற்றங்களுக்கு உட்படும். அழிக்கப்படும் போது, ​​கரும் பொருள் துகள்கள் பொதுவாக சிறிய துகள்களை சார்பியல் வேகத்துடன் விட்டுச் செல்லும் - மிக வேகமாக துகள்கள் கேலக்ஸியின் ஈர்ப்பு விசையை கடக்க முடிகிறது. இவ்வாறு, அழிவுச் செயல்முறையின் இறுதி முடிவு, விண்மீன் ஒளிவட்டத்தின் நிறை-ஆற்றலை இண்டர்கலெக்டிக் விண்வெளியில் வெளியேற்றுவதாகும்.

இருண்ட பொருளின் இருப்பு பிரபஞ்சத்தின் மொத்த வெகுஜனத்தின் பெரும்பகுதியைக் கொண்டிருப்பதால், இருபதாம் மற்றும் நாற்பதாம் அண்டவியல் தசாப்தங்களுக்கு இடையில், பிற்கால சகாப்தங்களில், அண்டத்தின் உள்ளடக்கத்தின் முக்கிய பகுதியாக இருண்ட பொருள் தொடர்புகளின் அழிவு தயாரிப்புகள் செயல்படுகின்றன. விண்மீன் ஒளிவட்டத்தில் உள்ள நேரடி அழிவு நிகழ்வுகளின் எஞ்சிய தயாரிப்புகள் ஃபோட்டான்கள், நியூட்ரினோக்கள், எலக்ட்ரான்கள், பாசிட்ரான்கள், புரோட்டான்கள் மற்றும் ஆன்டிபுரோட்டான்கள் உள்ளிட்ட பல்வேறு வகையான துகள்களை வழங்குகின்றன.

வெள்ளை குள்ளர்கள் போன்ற நட்சத்திர எச்சங்களால் டார்க் மேட்டர் கைப்பற்றப்படுகிறது. விண்மீன் ஒளிவட்டத்தின் இருண்ட விஷயம், விண்வெளியில் தொடர்ந்து பாயும் துகள்களின் பின்னணிக் கடலை வழங்குகிறது. இந்த துகள்கள் விண்மீன் மண்டலத்தில் உள்ள அனைத்து பொருட்களையும் கடந்து செல்கின்றன: நட்சத்திரங்கள், கிரகங்கள் மற்றும் தற்போதைய அண்டவியல் யுகத்தில், மக்கள். இந்த துகள்களில் சுமார் நூறு பில்லியன் (10 11) துகள்கள், வாசகரே, ஒவ்வொரு நொடியும் உங்களை ஊடுருவிச் செல்கின்றன. இருப்பினும், இந்த துகள்கள் பலவீனமான தொடர்பு மூலம் மட்டுமே தொடர்புகொள்வதால், அது உண்மையில் உள்ளது மிகவும்பலவீனமான, அவை அனைத்து வகையான பொருட்களையும் ஊடுருவிச் செல்கின்றன. இருப்பினும், அவ்வப்போது இருண்ட பொருளின் ஒரு துகள் ஒரு அணுவின் கருவுடன் தொடர்பு கொள்கிறது மற்றும் அதன் மூலம் ஒரு குறிப்பிட்ட அளவு ஆற்றலை இழக்கிறது.

ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் உட்புறத்தில் அத்தகைய தொடர்பு ஏற்பட்டால், இருண்ட பொருளின் ஒரு துகள் நட்சத்திரத்துடன் ஈர்ப்பு தொடர்பில் இருக்கும். நீண்ட காலமாக, ஒரு நட்சத்திரப் பொருளுக்குள் இத்தகைய துகள்களின் மக்கள் தொகை படிப்படியாக அதிகரிக்கிறது. இத்தகைய செயல்பாட்டில் இருண்ட பொருள் கைப்பற்றப்படுவதற்குத் தேவையான நேரம் நட்சத்திரங்களின் வாழ்க்கையின் ஹைட்ரஜன் பகுதியை விட மிக நீண்டது, அவை கிட்டத்தட்ட இந்த நேரத்தில் நட்சத்திர எச்சங்களின் வாழ்க்கையை வாழ்கின்றன. நட்சத்திர மையத்தில் இருண்ட பொருளின் துகள்களின் செறிவு அதிகரிக்கும் போது, ​​இந்த துகள்களின் அழிவின் நிகழ்தகவு அதிகரிக்கிறது. இறுதியில், நட்சத்திரம் ஒரு நிலையான நிலையை அடைகிறது, இதில் விண்மீன் ஒளிவட்டத்திலிருந்து துகள்கள் கைப்பற்றப்படும் அதே விகிதத்தில் நட்சத்திர எச்சத்தில் அழிவு ஏற்படுகிறது.

இருண்ட பொருளின் பிடிப்பு மற்றும் அழித்தல் செயல்முறை முக்கியமானது முக்கியமான ஆதாரம்எதிர்கால வெள்ளை குள்ளர்களுக்கான ஆற்றல். இந்த நட்சத்திரப் பொருள்கள் அவற்றின் உட்புறங்களில் தெர்மோநியூக்ளியர் இணைவு எதிர்வினைகள் முடிந்தபின் இறந்த நட்சத்திரங்களின் எச்சங்கள் ஆகும். கூடுதல் ஆற்றல் ஆதாரம் இல்லாத நிலையில், வெள்ளை குள்ளர்கள் குளிர்ச்சியாகவும் மங்கலாகவும் மாறும், அவற்றின் வெப்பநிலை பிரபஞ்சத்தின் பின்னணி வெப்பநிலைக்கு சமமாக இருக்கும். இருப்பினும், இருண்ட பொருளின் அழிவிலிருந்து அவை பிரித்தெடுக்கும் ஆற்றலுக்கு நன்றி, வெள்ளை குள்ளர்கள் மிக நீண்ட காலத்திற்கு ஆற்றலை வெளிப்படுத்த முடியும். இந்த அழித்தல் செயல்முறையின் காரணமாக ஒரு ஒற்றை வெள்ளைக் குள்ளனின் மொத்த கதிர்வீச்சு சக்தி தோராயமாக ஒரு குவாட்ரில்லியன் (10 15) வாட் ஆகும். இந்த அற்ப சக்தி சூரியனின் கதிர்வீச்சு சக்தியை விட நூறு பில்லியன் (10 11) மடங்கு குறைவாக இருந்தாலும், இந்த ஆற்றல் உற்பத்தி பொறிமுறையே எதிர்காலத்தில் பிரபஞ்சத்தை ஆளும். விண்மீன் ஒளிவட்டம் அப்படியே இருக்கும் வரை இத்தகைய ஆற்றல் உற்பத்தி தொடரலாம் - சுமார் இருபது அண்டவியல் பத்தாண்டுகள் 10 20 ஆண்டுகள்) அல்லது சூரியன் ஹைட்ரஜனை எரிக்கும் காலத்தை விட பத்து பில்லியன் மடங்கு அதிகமாகும்.

வெள்ளை குள்ளர்களால் கைப்பற்றப்பட்ட இருண்ட பொருள் துகள்கள் இறுதியில் கதிர்வீச்சாக அழிக்கப்படுகின்றன, இது இறுதியில் பிரபஞ்சத்தின் பின்னணி கதிர்வீச்சு புலத்தில் ஆதிக்கம் செலுத்தத் தொடங்குகிறது. இருப்பினும், நட்சத்திரத்தை விட்டு வெளியேறும் முன், இந்த கதிர்வீச்சு நீண்ட அலைநீளங்களின் வரம்பிற்குள் செல்கிறது, எனவே குறைந்த சராசரி ஆற்றல் மதிப்புகள். ஃபோட்டான்கள் ஒரு நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பை சுமார் ஐம்பது மைக்ரான் (ஒரு மில்லிமீட்டரில் இருபதில் ஒரு பங்கு) கொண்ட ஒரு சிறப்பியல்பு அலைநீளத்தில் விட்டுச் செல்கின்றன, இது சூரியனால் உமிழப்படும் ஒளியின் அலைநீளத்தின் நூறு மடங்கு மதிப்பு. இந்த கதிர்வீச்சு மனித கண்ணுக்குத் தெரியாது, ஆனால் நவீன உபகரணங்கள் இந்த அகச்சிவப்பு ஃபோட்டான்களை எளிதாகப் பிடிக்கின்றன. நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை குறைவாக உள்ளது - 63 டிகிரி கெல்வின் - திரவ நைட்ரஜனின் வெப்பநிலைக்கு சற்று கீழே.

பிரபஞ்சத்தின் எதிர்கால வரலாற்றின் இந்த சகாப்தத்தில், விண்மீன் திரள்கள் இன்று இருப்பதை விட மிகவும் வித்தியாசமாக இருக்கும். ஒரு பொதுவான எதிர்கால விண்மீன் பில்லியன் கணக்கான நட்சத்திர எச்சங்களைக் கொண்டுள்ளது, ஒவ்வொன்றும் இருண்ட பொருள் பிடிப்பு மற்றும் அழிவு செயல்முறைகளிலிருந்து ஆற்றலைப் பரப்புகிறது. அதே நேரத்தில், அத்தகைய நட்சத்திர எச்சங்களின் முழு விண்மீனின் மொத்த கதிர்வீச்சு சக்தி நமது சூரியனின் கதிர்வீச்சு சக்தியுடன் ஒப்பிடத்தக்கது. இந்த புகைபிடிக்கும் எச்சங்களில் சிதறிக் கிடக்கின்றன, பழுப்பு குள்ளர்களின் மோதலில் இருந்து உருவான நூற்றுக்கும் மேற்பட்ட வழக்கமான நட்சத்திரங்கள். நவீன தரத்தின்படி, இந்த சிறிய நட்சத்திரங்கள் மங்கலாக பிரகாசித்தாலும், எதிர்காலத்தின் ஊடுருவ முடியாத இருளில், அவை உண்மையான கலங்கரை விளக்கங்களாக இருக்கும். இந்த சில உண்மையான நட்சத்திரங்களின் கூட்டு வெளியீடு பில்லியன் கணக்கான வெள்ளை குள்ளர்களை மிஞ்சும்.

ஒரு வெள்ளை குள்ளன் வளிமண்டலத்தில் வாழ்க்கை

நமக்குத் தெரிந்த உயிரினங்கள் அழிந்துபோகும் அபாயத்தில் இருந்தாலும், எதிர்காலத்தில் வாழ்வதற்கான ஒரு சுவாரஸ்யமான சாத்தியம் பழைய வெள்ளைக் குள்ளர்களின் வளிமண்டலத்தில் உள்ளது. வாழ்க்கையின் எதிர்கால வடிவங்களைப் பற்றிய எந்தவொரு விவாதமும் தவிர்க்க முடியாமல் நம்மை ஊகத்தின் சாம்ராஜ்யத்திற்கு இட்டுச் செல்கிறது என்பதை மறந்துவிடக் கூடாது. இருப்பினும், பின்வரும் தீர்ப்புகளின் சங்கிலி ஒரு குறிப்பிட்ட ஆர்வத்தைத் தூண்டுவது மட்டுமல்லாமல், தொலைதூர எதிர்காலத்தில் வெள்ளை குள்ளர்களுக்குள் இருக்கும் உடல் நிலைகளையும் தெளிவாக விவரிக்கிறது.

அசல் நட்சத்திரத்தின் மரணத்திற்குப் பிறகு, இருண்ட பொருள் துகள்களின் பிடிப்பு மற்றும் அழித்தல் அதன் முக்கிய ஆற்றலாக மாறும் வரை வெள்ளை குள்ளன் வேகமாக குளிர்கிறது. இது நடந்தவுடன், வெள்ளைக் குள்ளமானது அதிகமாகவோ அல்லது குறைவாகவோ நிலையான நிலைக்குச் செல்கிறது, அதில் விண்மீன் ஒளிவட்டத்தில் உள்ள அனைத்து இருண்ட பொருள்களும் வெளியேறும் வரை அல்லது நட்சத்திரமே விண்மீன் மண்டலத்திலிருந்து வெளியேற்றப்படும் வரை இருக்கும். அதன் மாறும் தளர்வு.. எவ்வாறாயினும், வழக்கமான வெள்ளை குள்ளர்கள் தங்கள் வளிமண்டலத்தில் வாழ்க்கை உருவாக சுமார் இருபது அண்டவியல் பத்தாண்டுகள் (10-20 ஆண்டுகள்) உள்ளன. பூமியில் உயிர்கள் உருவாக எடுத்துக்கொண்ட நேரத்தை விட இந்த பெரிய கால அளவு நூறு கோடி மடங்கு அதிகம். இவ்வளவு நீண்ட காலம் கொடுக்கப்பட்டால், சில வகையான உயிரியல் பரிணாம வளர்ச்சிக்கான சாத்தியக்கூறு மிகவும் நம்பத்தகுந்ததாக மாறும், மேலும் சிக்கலான அதிகரிப்பு ஒருவேளை கூட இருக்கலாம்.

சில அம்சங்களில், ஒரு வெள்ளைக் குள்ளத்தில் வாழ்வதற்கான காட்சி பூமியில் உள்ள வாழ்க்கையைப் போன்றது. ஒரு வெள்ளை குள்ளன் பூமியின் அதே ரேடியல் அளவைக் கொண்டுள்ளது. நிலப்பரப்பு வாழ்க்கை வடிவங்கள் நமது கிரகத்தின் மேற்பரப்புக்கு அருகிலுள்ள பகுதிகளுக்கு மட்டுப்படுத்தப்பட்டதைப் போலவே, ஒரு வெள்ளை குள்ளத்தின் வளிமண்டலத்தில் சாத்தியமான எந்த உயிரினங்களும் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளில் இருக்கும். ஒரு நட்சத்திரத்தின் உட்புறம் சிதைந்த பொருளால் ஆனது, மேலும் நட்சத்திரத்தின் உட்புறத்தில் எந்த இரசாயன எதிர்வினைகளும் நடைபெறாது. சுவாரஸ்யமான வேதியியலை வெளிப்புற அடுக்குடன் மட்டுமே தொடர்புபடுத்த முடியும். ஒரு வெள்ளை குள்ளத்திற்கான ஆற்றலின் ஆதாரம் கதிர்வீச்சு புலம் ஆகும், இது மேற்பரப்பு அடுக்குகளை உள்ளே இருந்து வெப்பப்படுத்துகிறது, அதே நேரத்தில் பூமி மேலே இருந்து வெப்பத்தைப் பெறுகிறது - சூரியனிடமிருந்து. மிக முக்கியமான வேறுபாடு என்னவென்றால், பூமியில் உள்ள வாழ்க்கை திரவ நீரின் இருப்பை அடிப்படையாகக் கொண்டது, அதே நேரத்தில் ஒரு வெள்ளை குள்ளன் வளிமண்டலத்தில் நடைமுறையில் திரவ நீர் இருக்காது. ஒரு வெள்ளை குள்ளன் சூழலில், சில வகையான இரசாயன எதிர்வினைகள் இருப்பதை ஒருவர் நம்பலாம்.

உயிர் இருப்பதற்கான முதல் தேவை வேதியியல் தனிமங்களின் சரியான கலவையாகும். அதிக எடை கொண்ட வெள்ளை குள்ளர்கள் இயற்கையாகவே கொண்டிருக்கும் அதிக எண்ணிக்கைநிலப்பரப்பு உயிரினங்களுக்கு மிக முக்கியமான இரண்டு கூறுகள் - கார்பன் மற்றும் ஆக்ஸிஜன். மிகச்சிறிய வெள்ளை குள்ளர்கள், அதன் நிறை பாதி சூரிய வெகுஜனத்திற்கு மேல் இல்லை, மாறாக, கிட்டத்தட்ட ஒரு ஹீலியம் கொண்டது. ஹீலியம் நடைமுறையில் முற்றிலும் வேதியியல் செயலற்றது, எனவே சுற்றுச்சூழலுக்கு விரும்பத்தகாதது, இது தொடர்பாக வாழ்க்கையின் தோற்றத்திற்கான நம்பிக்கை உள்ளது. எனவே, பெரிய வெள்ளை குள்ளர்கள் உயிர்க்கோளத்தை ஹோஸ்ட் செய்வதற்கான அதிக வாய்ப்புகள் உள்ளன.

நீண்ட காலமாக, ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை சுமார் 63 டிகிரி கெல்வின் ஆகும், இது திரவ நைட்ரஜனின் வெப்பநிலைக்கு மிக அருகில் உள்ளது. நட்சத்திரத்தின் குடலில், அது அதிகமாக இல்லாவிட்டாலும், ஓரளவு வெப்பமாக இருக்கும். ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் உள் பகுதிகளின் முக்கிய பகுதி சிதைந்த பொருட்களால் நிரப்பப்படுகிறது, இதன் காரணமாக வெப்பம் உள் பகுதிகளிலிருந்து வெளிப்புறங்களுக்கு எளிதில் பரவுகிறது. இந்த ஒப்பீட்டளவில் எளிதான வெப்ப பரிமாற்றத்தின் காரணமாக, நட்சத்திரமானது அதன் முழு உள் பகுதியிலும் கிட்டத்தட்ட நிலையான வெப்பநிலையை அடைகிறது. இருப்பினும், நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகள், அதன் மேற்பரப்புக்கு அருகில், சீரழிந்தவை அல்ல, ஆனால் சாதாரண பொருள்.

ஒரு நட்சத்திரத்தின் மேல் அடுக்கு, கொள்கையளவில், இரசாயன எதிர்வினைகளை ஆதரிக்கும் திறன் கொண்டது மற்றும் இந்த எதிர்வினைகளை இயக்கும் பரந்த அளவிலான ஃபோட்டான் ஆற்றல்களுக்கான அணுகலைக் கொண்டுள்ளது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் மையப்பகுதியில் நிகழும் இருண்ட பொருளின் அழிவு, உயர் ஆற்றல் கதிர்வீச்சை உருவாக்குகிறது - காமா கதிர்கள், இதன் ஆற்றல் பில்லியன் கணக்கான எலக்ட்ரான் வோல்ட்களை அடைகிறது. இந்த கதிர்வீச்சு நட்சத்திரத்தின் மேல் அடுக்குகளை அடையும் போது, ​​அதன் அலைகள் நீளமாகி, அதற்கேற்ப ஃபோட்டான் ஆற்றல் குறைகிறது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற மேற்பரப்பில், ஃபோட்டான்களின் ஆற்றல், சராசரியாக, எலக்ட்ரான் வோல்ட்டின் ஒரு குறிப்பிட்ட பகுதி ஆகும். ஒப்பிடுகையில், வேதியியல் எதிர்வினைகளில், ஒரு துகள் ஆற்றலின் பொதுவான மதிப்புகள் பல எலக்ட்ரான் வோல்ட்கள் என்று சொல்லலாம். எனவே, ஒரு வெள்ளை குள்ளத்தின் வளிமண்டலத்தில், வேதியியல் எதிர்வினைகளைத் தூண்டுவதற்குத் தேவையான ஃபோட்டான் ஆற்றல்களின் வரம்பு சரியாக உள்ளது.

அத்தகைய நட்சத்திரத்தின் மொத்த ஆற்றல் இருப்பு பற்றி என்ன? இருண்ட பொருளின் அழிவின் காரணமாக இருக்கும் வெள்ளை குள்ளானது, சுமார் 10 15 வாட்களுக்கு சமமான ஆற்றலை உருவாக்குகிறது. இந்த கதிர்வீச்சு சக்தி நவீன சூரியனின் ஒளிர்வுடன் ஒப்பிடும்போது சிறியது, ஆனால் முழு மனித நாகரிகமும் உற்பத்தி செய்யும் மொத்த சக்தியுடன் ஒப்பிடும்போது மிகவும் பெரியது. மற்றொரு ஒப்பீட்டின்படி, பூமி உணரும் சூரிய ஆற்றலின் பின்னம் சுமார் 10 17 வாட்ஸ் என்று நாம் கவனிக்கிறோம். வேறு வார்த்தைகளில் கூறுவதானால், ஒரு வெள்ளை குள்ளன் வளிமண்டலத்தில் உயிரியல் பரிணாமத்தை இயக்க தேவையான சக்தி இன்று பூமியின் உயிர்க்கோளத்திற்கு கிடைக்கும் மொத்த சக்தியில் ஒரு சதவீதமாகும்.

வெள்ளைக் குள்ளர்களின் வளிமண்டலத்தில் இருக்கும் உயிர் வடிவங்களின் சாத்தியக்கூறுகளை தோராயமாக மதிப்பிடுவதன் மூலம் இந்த சிந்தனைப் பரிசோதனையை இன்னும் மேலே எடுத்துச் செல்லலாம். ஃப்ரீமேன் டைசனின் உதாரணத்தைப் பின்பற்றி, வாழ்க்கை ஒருவித அளவுகோல் சட்டத்திற்கு உட்பட்டது என்று வைத்துக்கொள்வோம், இதன் அர்த்தம் அகநிலை நேரம் உயிரினம்அது செயல்படும் வெப்பநிலையைப் பொறுத்தது. குறைந்த வெப்பநிலையில், வாழ்க்கை மிகவும் மெதுவாக பாய்கிறது, எனவே அத்தகைய உயிரினம் அதே எண்ணிக்கையிலான நனவின் தருணங்களை அனுபவிக்க அதிக நேரம் எடுக்கும்.

ஒரு வெள்ளைக் குள்ளனின் மேற்பரப்பிற்கு அருகில் வளரும் நமது அனுமான உயிரோட்டத்தைப் பொறுத்தவரை, அதன் சுற்றுப்புற வெப்பநிலை சுமார் 63 டிகிரி கெல்வின் இருக்க வேண்டும், இது பாலூட்டிகளின் வெப்பநிலையை விட ஐந்து மடங்கு குறைவாக இருக்கும். அளவுகோல் இணக்க கருதுகோள் கூறுகிறது, அத்தகைய உயிரினம் அதே உண்மையான "அளவை" அனுபவிக்க உண்மையான (உடல்) நேரத்தை விட ஐந்து மடங்கு ஆகும். இவ்வாறு, பூமியில் உள்ள உயிரினங்களுடன் ஒப்பிடுகையில், வெள்ளை குள்ள வளிமண்டலத்தில் உள்ள உயிர்கள் குறைந்த வளர்சிதை மாற்ற விகிதத்தைக் கொண்டிருப்பதால் ஐந்து காரணிகளையும், குறைந்த சக்தியைக் கொண்டிருப்பதால் நூறு காரணிகளையும் இழக்கிறது. இந்த 500 காரணி இழப்பு, கிடைக்கக்கூடிய நேரத்தை விட, நூறு பில்லியன் மடங்கு அதிகமாகும். இந்த இரண்டு போட்டி செயல்களையும் இணைத்து, ஒரு வெள்ளை குள்ள வளிமண்டலத்தில் வாழ்க்கை சுமார் நூறு மில்லியன் எண்ணியல் நன்மைகளைக் கொண்டுள்ளது என்று நாங்கள் நம்புகிறோம். ஒரு வெள்ளை குள்ளன் வளிமண்டலத்தில் வாழ்க்கையின் பரிணாமம் பூமியில் உள்ள உயிரியல் பரிணாமத்தை விட நூறு மில்லியன் மடங்கு குறைவான செயல்திறன் கொண்டதாக இருந்தாலும், இந்த நட்சத்திரம் இன்னும் ஒரு முழு நெட்வொர்க்கை உருவாக்க போதுமான நேரத்தையும் சக்தியையும் கொண்டுள்ளது. பல்வேறு வடிவங்கள்இன்றைய பூமியின் உயிர்க்கோளத்துடன் ஒப்பிடக்கூடிய வாழ்க்கை.

இருப்பினும், வாழ்க்கை மற்றும் பரிணாமம் பற்றிய நமது புரிதல் முழுமையாக இல்லை. இந்த எக்ஸ்ட்ராபோலேஷன் கோடு ஒரு கண்டிப்பான கணிப்பு அல்ல, மாறாக ஒரு சுவாரஸ்யமான வாய்ப்பு. வெள்ளை குள்ளர்களின் வளிமண்டலங்கள் மிகவும் பெரிய ஆற்றல் மூலத்தையும் உண்மையிலேயே மிகப்பெரிய நேரத்தையும் கொண்டுள்ளன. அத்தகைய சூழலில், சுவாரஸ்யமான வேதியியலின் தோற்றம், கொள்கையளவில், சாத்தியமாகும். இருப்பினும், பொதுவாக, உயிரியலின் தோற்றத்திற்கு நேரம், ஆற்றல் மற்றும் வேதியியல் போதுமான நிபந்தனைகள் என்று நாம் உத்தரவாதம் அளிக்க முடியாது. இருப்பினும், நமக்குத் தெரிந்த ஒரே உதாரணத்தில், சுவாரஸ்யமான வேதியியல் வாழ்க்கையின் பரிணாமத்திற்கு வழிவகுத்தது. அத்தகைய வாய்ப்பு எதிர்காலத்தில் உணரப்படுமா என்பது எங்களுக்குத் தெரியாது.

ஒரு வெள்ளை குள்ளன் வளிமண்டலத்திற்கு வெளியே வாழ்க்கை

எதிர்காலத்தில் வாழ்வின் இருப்பைப் பற்றிய ஒரு பாரம்பரிய பார்வையை ஒருவர் கற்பனை செய்யலாம். வெள்ளை குள்ளர்கள், இருண்ட பொருளின் துகள்களை கைப்பற்றி அழிப்பதன் மூலம் வாழ்கிறார்கள், 10 15 வாட்களின் உண்மையான ஒளிர்வை வழங்குகிறார்கள். இந்த போதுமான அளவு சக்தியானது பூமியுடன் ஒப்பிடக்கூடிய ஒரு நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பை வெளியிடுகிறது. சில எதிர்கால நாகரீகம் இந்த ஆற்றலைப் பயன்படுத்த விரும்பினால், அது கதிர்வீச்சு ஆற்றலைப் பிடிக்கக்கூடிய ஒரு கோள ஓடு மூலம் இந்த நட்சத்திரத்தைச் சுற்றி வரலாம். அத்தகைய நிறுவனத்திற்கு ஒரு கிரக அளவில் கட்டுமானத்தை வரிசைப்படுத்த வேண்டும் - மிகவும் வளர்ந்த நாகரிகத்திற்கான விலையுயர்ந்த, ஆனால் மிகவும் சாத்தியமான இலக்கு.

வெள்ளை குள்ளர்களின் இத்தகைய அமைப்புகளில், கிடைக்கக்கூடிய மொத்த சக்தியானது பூமியில் நமது நாகரிகத்தால் தற்போது உருவாக்கப்பட்டு நுகரப்படும் சக்தியை விட அதிகமாக உள்ளது. வெள்ளைக் குள்ளர்களின் இந்த சக்தி மதிப்பீட்டை இன்னொரு விதத்தில் முன்னோக்கிற்குள் வைக்கலாம். ஒரு வெள்ளைக் குள்ளனுக்கு அருகில் வாழும் ஒரு நாகரீகம் ஒரு பில்லியன் குடிமக்களைக் கொண்டுள்ளது என்று வைத்துக்கொள்வோம். இந்தச் சங்கத்தின் ஒவ்வொரு உறுப்பினரும் ஒரு முழு மெகாவாட் ஆற்றலைப் பெறுவார்கள், பத்தாயிரம் ஸ்டீரியோ டேப் ரெக்கார்டர்களை முழு அளவில் இயக்குவதற்கு போதுமானது. மேலும், அத்தகைய ஆற்றல் வழங்கல் இருபது அண்டவியல் தசாப்தங்கள் (நூறு பில்லியன் பில்லியன் ஆண்டுகள்) நீடிக்கும் - நமது பூமியில் உள்ள புதைபடிவ எரிபொருட்களின் இருப்புக்களை நாம் முழுமையாக வெளியேற்றும் இருநூறு ஆண்டுகளை விட மிக நீண்டது.

கருந்துளைகளின் வளர்ச்சி

சிதைவின் சகாப்தத்தில், கருந்துளைகள் பெரிதாகி மேலும் பெரியதாக மாறும். கருந்துளையின் "மேற்பரப்பிற்கு" - நிகழ்வு அடிவானத்திற்கு அருகில் வரும் நட்சத்திரங்களையும் வாயுவையும் விழுங்குவதன் மூலம் அவை நிறை பெறுகின்றன. அடுத்த அத்தியாயத்தில் நாம் பார்ப்பது போல, கருந்துளைகள் இறுதியில் கதிர்வீச்சை வெளியிடுவதன் மூலம் அவற்றின் பிரம்மாண்டமான வெகுஜனத்தை விட்டுவிட வேண்டும், ஆனால் இது சிதைவின் சகாப்தம் வந்து முடிவடையும் தருணத்தை விட மிகவும் தாமதமாக நடக்கும். இதற்கிடையில், அவர்கள் எடை கூடிக்கொண்டே இருக்கிறார்கள்.

கொள்கையளவில், மிகப்பெரிய கருந்துளைகள் அவை வாழும் முழு விண்மீனையும் மூழ்கடிக்கக்கூடும். இந்த செயல்முறை எவ்வளவு காலம் எடுக்கும்? ஒரு மில்லியன் சூரியன்கள் எடையுள்ள ஒரு கருந்துளை, பால்வீதியின் மையத்தில் உள்ளதைப் போல, தோராயமாக நட்சத்திரங்களை விழுங்கினால், அது நமது முழு விண்மீனையும் சுமார் முப்பது அண்டவியல் பத்தாண்டுகளில் (ஒரு மில்லியன் டிரில்லியன் டிரில்லியன் ஆண்டுகள்) உறிஞ்சிவிடும். கருந்துளை ஆரம்பத்தில் மிகப் பெரிய வெகுஜனத்தைக் கொண்டிருந்தால், அதாவது ஒரு பில்லியன் சூரியன்கள், அது மிகக் குறுகிய காலத்தில் - சுமார் இருபத்தி நான்கு அண்டவியல் தசாப்தங்களில் கேலக்ஸியை அழிக்க முடிந்திருக்கும். அது எப்படியிருந்தாலும், இந்த இரண்டு காலங்களும் விண்மீன் திரள்களின் மதிப்பிடப்பட்ட ஆயுட்காலத்தை விட மிக நீண்டவை. நாம் ஏற்கனவே கூறியது போல், விண்மீன் திரள்களை உருவாக்கும் நட்சத்திரங்கள் இருபது அண்டவியல் பத்தாண்டுகளுக்குப் பிறகு இண்டர்கலெக்டிக் விண்வெளியில் ஆவியாகிவிடும். இதன் விளைவாக, பெரும்பாலான நட்சத்திரங்கள் கருந்துளைகளின் "கோபத்திலிருந்து" தப்பிக்க முடியும், ஆனால் அவற்றில் சில இன்னும் இந்த வழியில் இறக்கும்.

இருப்பினும், கருந்துளைகள் மற்றும் நட்சத்திரங்களின் சில எச்சங்கள் விண்மீன் திரள்கள் மறைந்த பிறகும் இருக்கும். சுமார் இருபது அண்டவியல் பத்தாண்டுகளுக்குப் பிறகு, கருந்துளைகள் மற்றும் விண்மீன் எச்சங்கள் அவற்றின் உள்ளூர் சூப்பர் கிளஸ்டருக்குச் சொந்தமானது, இது ஒரு காலத்தில் விண்மீன் சேர்ந்திருந்த படிநிலையின் அடுத்த மிகப்பெரிய அமைப்பாகும். இந்த பெரிய அமைப்பு ஈர்ப்பு விசையால் பிணைக்கப்பட்டுள்ளது மற்றும் ஓரளவு ஒரு மாபெரும் விண்மீன் போல் செயல்படுகிறது. கருந்துளைகள், ஒரு குறிப்பிட்ட கிளஸ்டருக்குச் சொந்தமான முந்தைய விண்மீன் மண்டலத்திற்கு குறைந்தபட்சம் ஒன்று, இந்த கொத்து வழியாக அலைந்து, நட்சத்திரங்களையும் அவை சந்திக்கும் பிற பொருட்களையும் விழுங்கும். அதனால் கருந்துளைகள் பெரிதாகிக்கொண்டே இருக்கின்றன.

இயற்பியல் விளைவுகளை எதிர்க்காத நிலையில், நட்சத்திரங்களின் ஆவியாதல், ஈர்ப்பு கதிர்வீச்சு (அத்தியாயம் 4 ஐப் பார்க்கவும்) மற்றும் கருந்துளைகளால் நட்சத்திரங்களை உறிஞ்சுதல் ஆகியவற்றின் மாறும் செயல்முறைகள் இன்னும் பெரிய இடஞ்சார்ந்த மற்றும் அதன்படி, தற்காலிக அளவீடுகளில் தொடரும். இந்த படிநிலையின் முடிவு சிதைவு சகாப்தத்தின் முடிவுடன் வர வேண்டும்.

நட்சத்திரங்களின் எச்சங்கள் மற்றும் நாம் சாதாரண விஷயமாகக் கருதும் அனைத்தும் புரோட்டான்களால் உருவாகின்றன. ஒரு பெரிய காலத்திற்குப் பிறகு, இதே புரோட்டான்களின் தன்மை அடையாளம் காண முடியாத அளவிற்கு மாறும்.

புரோட்டான் சிதைவு

இருபதாம் நூற்றாண்டின் இரண்டாம் பாதியில் துகள் இயற்பியல் நமக்கு வழங்கிய ஆச்சரியங்களில் ஒன்று, புரோட்டான் நித்தியமானதாகத் தெரியவில்லை. புரோட்டான்கள், நீண்ட காலமாக நிலையான மற்றும் எல்லையற்ற நீண்ட கால துகள்களாகக் கருதப்படுகின்றன, அது போதுமான நீண்ட காலத்திற்குப் பிறகு, சிறிய துகள்களாக சிதைந்துவிடும். உண்மையில், புரோட்டான்கள் ஒரு கவர்ச்சியான கதிரியக்கத்தைக் கொண்டுள்ளன. அவை சிறிய துகள்களை வெளியிடுகின்றன மற்றும் புதியதாக மாறும். இந்த சிதைவு செயல்முறை நம்பமுடியாத அளவிற்கு நீண்ட நேரம் எடுக்கும், இது பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய வயதை விடவும், நட்சத்திரங்களின் ஆயுட்காலத்தை விடவும், மற்றும் விண்மீன் திரள்களின் வாழ்நாளை விடவும் மிக நீண்ட காலமாகும். இருப்பினும், நித்தியத்துடன் ஒப்பிடும்போது, ​​புரோட்டான்கள் மிக விரைவில் மறைந்துவிடும்.

இது எப்படி சாத்தியம்? பாசிடிரானை நாம் ஏற்கனவே நன்கு அறிந்திருக்கிறோம், இது மிகவும் பழக்கமான எலக்ட்ரானின் ஆண்டிமெட்டீரியல் பார்ட்னர், ஒரு நேர்மறை மின்னூட்டத்தைக் கொண்டுள்ளது. ஒரு புரோட்டானின் சிதைவின் விளைவாக, ஒரு பாசிட்ரான் தோன்ற வேண்டும் மற்றும் ஒரு குறிப்பிட்ட ஆற்றல் கூடுதலாக வெளியிடப்பட வேண்டும் என்று கருதலாம், ஏனெனில் புரோட்டானின் நிறை பாசிட்ரானின் வெகுஜனத்தை விட கிட்டத்தட்ட இரண்டாயிரம் மடங்கு அதிகம். எனவே பாசிட்ரான் ஒரு குறைந்த ஆற்றல் நிலை. அடிப்படை இயற்பியல் கோட்பாடுகளில் ஒன்று, அனைத்து அமைப்புகளும் குறைந்த ஆற்றல் நிலைகளை நோக்கி உருவாகின்றன. மலையிலிருந்து தண்ணீர் ஓடுகிறது. உற்சாகமான அணுக்கள் ஒளியை வெளியிடுகின்றன. ஹைட்ரஜன் போன்ற ஒளிக்கருக்கள் ஹீலியம் முதல் இரும்பு வரை கனமான அணுக்களாக இணைக்கப்படுகின்றன, ஏனெனில் பெரிய கருக்கள் குறைந்த ஆற்றலைக் கொண்டுள்ளன (ஒரு துகளுக்கு). யுரேனியம் போன்ற பெரிய கருக்கள் கதிரியக்க மற்றும் சிறிய, குறைந்த ஆற்றல் அணுக்களாக சிதைவடைகின்றன. புரோட்டான்கள் ஏன் பாசிட்ரான்களாக அல்லது பிற சிறிய துகள்களாக சிதைவதில்லை?

மிக அடிப்படையான மட்டத்தில், பல இயற்பியல் கோட்பாடுகள் புரோட்டான்களின் சிதைவைத் தடுக்கும் ஒரு உள்ளார்ந்த சட்டத்தைக் கொண்டுள்ளன, இருப்பினும் இந்தச் சிதைவு அவை குறைந்த ஆற்றல் நிலைக்குச் செல்லக்கூடும். சுருக்கமாக, இந்த சட்டத்தை பின்வருமாறு உருவாக்கலாம்: பேரியன் எண் எப்போதும் பாதுகாக்கப்படுகிறது. புரோட்டான்கள் மற்றும் நியூட்ரான்கள் சாதாரண பொருளால் ஆனவை, இதை நாம் பேரோனிக் என்று அழைக்கிறோம். ஒவ்வொரு புரோட்டான் அல்லது நியூட்ரான் பேரியான் எண்ணின் ஒரு யூனிட்டைக் கொண்டுள்ளது. எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் பாசிட்ரான்கள் போன்ற துகள்கள் ஃபோட்டான்கள், ஒளியின் துகள்களைப் போலவே பூஜ்ஜிய பேரியான் எண்ணைக் கொண்டுள்ளன. எனவே, ஒரு புரோட்டான் பாசிட்ரான்களாக சிதைந்தால், இந்த செயல்பாட்டில் பேரியன் எண் இழப்பு ஏற்படுகிறது.

இருப்பினும், துகள் கோட்பாடுகளின் புதிய பதிப்புகளில் ஒரு ஓட்டை உள்ளது. புரோட்டானின் சிதைவைத் தடைசெய்யும் சட்டம் சில நேரங்களில் மீறப்படலாம், ஆனால் சில நேரங்களில் மட்டுமே. நடைமுறையில், இந்த தோற்றமளிக்கும் ஆக்ஸிமோரான் என்பது பிரபஞ்சத்தின் தற்போதைய வயதை விட மிக நீண்ட காலத்திற்குப் பிறகு புரோட்டான்கள் சிதைவடையும் என்பதாகும்.

ஒரு புரோட்டானின் சிதைவு ஒரு தொகுப்பின் வழியாக செல்லலாம் வெவ்வேறு வழிகளில், இதன் விளைவாக இந்த சிதைவின் பல்வேறு தயாரிப்புகளைப் பெறலாம். ஒரு பொதுவான உதாரணம் படம் 16 இல் காட்டப்பட்டுள்ளது. இந்த வழக்கில், புரோட்டான் ஒரு பாசிட்ரான் மற்றும் ஒரு நடுநிலை பியானாக சிதைகிறது, இது பின்னர் ஃபோட்டான்களாக (கதிர்வீச்சு) சிதைகிறது. சிதைவுக்கான வேறு பல வழிகளும் சாத்தியமாகும். இந்த சிதைவின் தயாரிப்புகளின் முழு பன்முகத்தன்மையையும் அவற்றின் மக்கள்தொகையையும் நாங்கள் இன்னும் அறியவில்லை.

அரிசி. 16. புரோட்டான் சிதைவின் சாத்தியமான வழிகளில் ஒன்று இங்கே. இந்த வழக்கில், ஒரு புரோட்டானின் சிதைவின் இறுதி முடிவு ஒரு பாசிட்ரான் (எலக்ட்ரானின் எதிர் துகள்) மற்றும் ஒரு நடுநிலை பியோன் ஆகும். பியோன் மிகவும் நிலையற்றது மற்றும் விரைவாக கதிர்வீச்சாக மாறும் (அதாவது, ஃபோட்டான்களாக சிதைகிறது) வெள்ளை குள்ளம் போன்ற அடர்த்தியான ஊடகத்தில் அத்தகைய சிதைவு ஏற்பட்டால், பாசிட்ரான் ஒரு எலக்ட்ரானுடன் விரைவாக அழித்து மேலும் இரண்டு உயர் ஆற்றல் ஃபோட்டான்களை உருவாக்கும்.

உண்மையில், நாம் ஏன் புரோட்டானின் சிதைவைப் பற்றி விவாதிக்கிறோம், நியூட்ரான் அல்ல என்று வாசகர் கேட்கலாம். கருவுக்குள் இருக்கும் நியூட்ரான்கள் கிட்டத்தட்ட அதே காலத்திற்குப் பிறகு சிதைந்துவிடும் என்பதே உண்மை. இலவச நியூட்ரான்கள் அதிக காலம் வாழாது. நியூட்ரான், தானே விடப்பட்டு, பத்து நிமிடங்களில் புரோட்டானாகவும், எலக்ட்ரானாகவும், ஆன்டிநியூட்ரினோவாகவும் சிதைவடைகிறது. அணுக்கருக்களுக்குள் பிணைக்கப்பட்ட நியூட்ரான்களுக்கு இந்த சிதைவு முறை அனுமதிக்கப்படாது. பிணைக்கப்பட்ட நியூட்ரான்கள் புரோட்டான் சிதைவு பாதைகளைப் போலவே நீண்ட கால சிதைவு பாதைகளில் மட்டுமே வாழ முடியும்.

நவீன இயற்பியல் சராசரி புரோட்டான் வாழ்நாளின் சரியான வரையறையை வழங்கவில்லை. இந்த கோட்பாட்டின் எளிமையான பதிப்பு, புரோட்டான் சுமார் முப்பது அண்டவியல் பத்தாண்டுகளில் (10 30 ஆண்டுகள் அல்லது ஒரு குவாட்ரில்லியன் குவாட்ரில்லியன் ஆண்டுகள்) சிதைவடையும் என்று கணித்துள்ளது. இருப்பினும், இந்த எளிய கணிப்பு ஏற்கனவே ஒரு புரோட்டானின் வாழ்நாள் முப்பத்திரண்டு அண்டவியல் தசாப்தங்களுக்கு மேல் இருக்க வேண்டும் என்பதைக் காட்டும் சோதனைகளால் மறுக்கப்பட்டுள்ளது. புரோட்டான் சிதைவை முன்னறிவிக்கிறது மாபெரும் ஒருங்கிணைப்பு கோட்பாடு- வலுவான, பலவீனமான மற்றும் மின்காந்த தொடர்புகளை ஒருங்கிணைக்கும் ஒரு கோட்பாடு. இந்த கோட்பாடுகள் நமது பிரபஞ்சத்தில் முதல் சில நிமிடங்களில் மட்டுமே இருந்த நம்பமுடியாத உயர் ஆற்றல்களுடன் தொடர்புடையவை. பெருவெடிப்பு. மிகப்பெரிய துகள் முடுக்கிகளின் ஆற்றல்கள் இந்த சுவாரஸ்யமான இயற்பியல் ஆட்சியைப் படிக்கத் தேவையானதை விட பில்லியன் மடங்கு குறைவு. இதன் விளைவாக, இயற்பியலாளர்கள் இன்னும் மாபெரும் ஒருங்கிணைந்த கோட்பாட்டின் இறுதிப் பதிப்பைக் கொண்டிருக்கவில்லை. தற்போது அதிகம் ஆய்வு செய்யப்பட்டு வருகிறது விருப்பங்கள், மற்றும் அவை அனைத்தும் புரோட்டான் வாழ்நாள் பற்றி வெவ்வேறு கணிப்புகளை வழங்குகின்றன.

பிரபஞ்சம் பத்து பில்லியன் ஆண்டுகள் பழமையானது என்பதால், ஒரு குவாட்ரில்லியன் குவாட்ரில்லியன் ஆண்டுகளில் (முப்பது அண்டவியல் தசாப்தங்கள்) நேரத்தை அளவிடும் யோசனை கிட்டத்தட்ட நம்பத்தகாததாகத் தெரிகிறது. இருப்பினும், உங்களிடம் இருந்தால் பொதுவான சிந்தனைகதிரியக்க சிதைவு செயல்முறை பற்றி, அடிப்படை யோசனை தெளிவாகிறது. அனைத்து துகள்களும், இந்த விஷயத்தில் புரோட்டான்கள், ஒரு குறிப்பிட்ட காலத்திற்கு வாழாது, அதன் பிறகு அவை ஒரே நேரத்தில் சிதைந்துவிடும். மாறாக, துகள் சிதைவதற்கான வாய்ப்பு உள்ளது எந்த நேரத்திலும். அத்தகைய சிதைவின் நிகழ்தகவு மிகக் குறைவு என்ற உண்மையின் காரணமாக, பெரும்பாலான துகள்கள் மிகவும் வயதான காலம் வரை வாழும். ஒரு துகளின் ஆயுட்காலம் சராசரி நேரம், துகள்கள் வாழும், மற்றும் எந்த வழியில் உண்மையானஅவை ஒவ்வொன்றிற்கும் நேரம். சீக்கிரம் சிதையும் துகள்கள் எப்போதும் இருக்கும். துகள்கள் மத்தியில் இந்த வகையான குழந்தை இறப்பு அனுபவ ரீதியாக அளவிடப்படுகிறது.

சிதைவு செயல்முறையை கண்டறிய, உங்களுக்கு அதிக எண்ணிக்கையிலான துகள்கள் தேவை. தெளிவுக்காக, 1032 ஆண்டுகள் ஆயுட்காலம் என்று மதிப்பிடப்பட்ட ஒரு புரோட்டானின் சிதைவை அளவிட விரும்புகிறோம் என்று வைத்துக்கொள்வோம். 10 32 புரோட்டான்களைக் கொண்ட ஒரு பெரிய தொட்டியை எடுத்துக் கொண்டால் (அது இருபது மீட்டர் நீளம், ஐந்து அகலம் மற்றும் இரண்டு ஆழம் கொண்ட சிறிய நீச்சல் குளமாக இருக்கலாம்), இந்த சோதனைக் கருவியில் வருடத்திற்கு ஒரு புரோட்டான் சிதைந்துவிடும். அத்தகைய ஒவ்வொரு சிதைவையும் பதிவு செய்ய அனுமதிக்கும் உணர்திறன் கருவிகளை நாம் உருவாக்க முடிந்தால், நாம் சில ஆண்டுகள் காத்திருக்க வேண்டும், அதன் பிறகு எங்கள் அளவீடு முடிந்ததாகக் கருதப்படும். நடைமுறையில், இந்த அளவீடுகள் சற்றே சிக்கலான சோதனை சிக்கல்களுடன் தொடர்புடையவை, ஆனால் அடிப்படை யோசனை மிகவும் தெளிவாக உள்ளது. குறிப்பாக, நாம் முன்வைத்த கேள்விக்கான பதிலைக் கண்டுபிடிக்க, 10 32 ஆண்டுகள் காத்திருக்க வேண்டிய அவசியமில்லை. இந்த வகை சோதனைகள் ஏற்கனவே ஒரு புரோட்டானின் ஆயுட்காலம் 10 32 ஆண்டுகளுக்கு மேல் என்பதைக் காட்டுகின்றன. தற்போது, ​​புரோட்டானின் சிதைவைக் கண்டறியும் சோதனைகள் தொடர்கின்றன.

புரோட்டானின் சிதைவை மிகவும் பொதுவான சொற்களில் கணிக்க முடியும். ஆரம்பகால பிரபஞ்சத்தில், பேரியன் எண்ணை மீறும் சில செயல்முறைகள் நவீன பிரபஞ்சத்தில் நாம் கவனிக்கும் விஷயத்தை உருவாக்கியது. காஸ்மோஸ் வரலாற்றின் முதல் மைக்ரோ செகண்டில் ஆன்டிமேட்டரை விட ஒரு சிறிய அதிகப்படியான பொருள் உருவானது என்பதை நினைவில் கொள்க. பிரபஞ்சத்தில் உள்ள பொருளின் அளவு, சில இயற்பியல் செயல்பாட்டின் விளைவாக, கூடுதல் பேரியான் எண் உருவானால் மட்டுமே ஆன்டிமேட்டரின் அளவை விட அதிகமாக இருக்கும். ஆனால் அத்தகைய செயல்முறை நடக்க முடிந்தால், பேரியான் எண்ணின் பாதுகாப்பு விதி மீறப்பட்டால், புரோட்டான்கள் மரணத்திற்கு வழிவகுக்கும். பின்னர் புரோட்டானின் சிதைவு என்பது காலத்தின் ஒரு விஷயம் மட்டுமே.

இதுவரை குறிப்பிடப்பட்ட சாத்தியமான புரோட்டான் சிதைவு பாதைகள் இயற்கையின் நான்காவது விசையான ஈர்ப்பு விசையை உள்ளடக்கவில்லை. அதே நேரத்தில், புரோட்டான் சிதைவின் கூடுதல் பொறிமுறையைக் கட்டுப்படுத்தும் ஈர்ப்பு விசை ஆகும். உண்மையில், புரோட்டான் ஒரு பிரிக்க முடியாத துகள் அல்ல: இது குவார்க்குகள் என்று அழைக்கப்படும் மூன்று தொகுதி துகள்களால் ஆனது. புரோட்டானில் உள்ள குவார்க்குகள் ஓய்வில் இல்லை: அவை நிலையான உற்சாக நிலையில் உள்ளன. மிகவும் அரிதானது என்றாலும், அவை இன்னும் புரோட்டானுக்குள் கிட்டத்தட்ட அதே நிலையை ஆக்கிரமிக்க முடியும். இந்த ஒருங்கிணைப்பு ஏற்பட்டவுடன், குவார்க்குகள் ஒன்றோடு ஒன்று நெருக்கமாக இருந்தால், அவை ஒரு நுண்ணிய கருந்துளையில் ஒன்றிணைக்க முடியும். ஒரு சிறிய கருந்துளைக்குள் ஒரு புரோட்டான் சுரங்கம் செல்ல எடுக்கும் சராசரி நேரத்தின் மதிப்பீடுகள் பரவலாக வேறுபடுகின்றன, நாற்பத்தைந்து முதல் நூற்று அறுபத்தி ஒன்பது அண்டவியல் தசாப்தங்கள் வரை, இந்த வரம்பின் சிறிய முனைக்கு முன்னுரிமை அளிக்கப்படுகிறது. இந்த செயல்முறை இன்னும் போதுமான அளவு ஆய்வு செய்யப்படவில்லை என்று சொல்ல வேண்டிய அவசியமில்லை, இதன் விளைவாக அதனுடன் தொடர்புடைய புரோட்டான் வாழ்நாள் மிகவும் தோராயமான தோராயமாக மட்டுமே பெயரிடப்படும். ஆனால் புரோட்டான்கள் இன்னும் முன்னதாகவே சிதைவடையவில்லை என்றால், இந்த செயல்முறையின் போக்கில் அவை மறைந்துவிடும் - ஈர்ப்பு விசையால் இறக்கும்.

அடுத்த அத்தியாயத்தில் நாம் விளக்குவது போல, கருந்துளைகள் என்றென்றும் நிலைக்காது. மேலும், சிறிய கருந்துளைகள் பெரியவற்றை விட மிகக் குறைவாகவே வாழ்கின்றன. புரோட்டான் கருந்துளையாக மாறிய பிறகு, அது உடனடியாக ஆவியாகி, பாசிட்ரானை விட்டுச் செல்லும். எனவே, புரோட்டான் புவியீர்ப்பு மற்றும் வெப்ப இயக்கவியலின் மற்றொரு போர்க்களமாக செயல்படுகிறது. ஈர்ப்பு விசையின் இடைவிடாத செயல்பாட்டின் காரணமாக, விரைவில் அல்லது பின்னர், அது புரோட்டான்களின் இறப்பு மற்றும் சிறிய கருந்துளைகள் உருவாவதைத் தூண்டும். ஆனால் ஈர்ப்பு விசையின் இந்த வெளிப்படையான வெற்றி குறுகிய காலமே உள்ளது. கருந்துளைகள் தோன்றியவுடன் ஆவியாகிவிடும். புரோட்டானின் வெகுஜன ஆற்றலின் பெரும்பகுதி கதிர்வீச்சுக்குள் செல்கிறது, என்ட்ரோபி பிரபஞ்சத்தில் வெளியிடப்படுகிறது, மேலும் வெப்ப இயக்கவியல் இறுதி வெற்றியைக் கொண்டாடுகிறது.

புரோட்டான்களின் சிதைவுக்கு மற்றொரு, இன்னும் கவர்ச்சியான, இயங்குமுறை உள்ளது. வெற்று இடத்தின் வெற்றிட கட்டமைப்புகள் ஒன்றுக்கு மேற்பட்ட சாத்தியமான நிலைகளைக் கொண்டிருக்கலாம். கொள்கையளவில், வெற்றிடமானது குவாண்டம் இயந்திர சுரங்கப்பாதையின் போது தன்னிச்சையாக அதன் கட்டமைப்பை மாற்றும் திறன் கொண்டது. ஒரு நிலையில் இருந்து மற்றொரு நிலைக்கு வெற்றிட மாறுதல்கள் பேரியன் எண்ணில் மாற்றங்களை ஏற்படுத்துவதால், அவை புரோட்டான் சிதைவுக்கான தூண்டுதலாக செயல்படும். இருப்பினும், இத்தகைய மாற்றங்கள் வலுவாக அடக்கப்படுகின்றன, இதன் விளைவாக அவர்களுக்கு அதிக நேரம் தேவைப்படுகிறது. வேகமான சிதைவு பாதை இல்லாத நிலையில், 140 முதல் 150வது அண்டவியல் தசாப்தத்தில் இந்த பொறிமுறையால் புரோட்டான்கள் அழிக்கப்படும்.

சிதைந்த எச்சங்களின் விதி

விண்மீன் பரிணாமத்தின் இறுதி அத்தியாயம் புரோட்டான்களின் சிதைவில் தன்னை வெளிப்படுத்துகிறது. ஒரு புரோட்டானின் உண்மையான ஆயுட்காலம் அனுபவ ரீதியாக அளவிடப்படவில்லை என்றாலும், இந்த புத்தகத்தில் ஒரு புரோட்டானின் பொதுவான வாழ்நாள் முப்பத்தேழு அண்டவியல் பத்தாண்டுகள் (பத்து டிரில்லியன் டிரில்லியன் டிரில்லியன் ஆண்டுகள்) என்று கருதுகிறோம். ஒரு நட்சத்திரத்தின் உள்ளே புரோட்டான்கள் சிதைவடையும் போது, ​​அதாவது ஒரு வெள்ளை குள்ளன் உள்ளே, அதன் விளைவாக வரும் ஆற்றல் அந்த நட்சத்திரத்தின் ஆற்றல் இருப்புகளை நிரப்புகிறது. இந்த சிதைவின் மிகவும் பொதுவான தயாரிப்புகள் பாசிட்ரான் மற்றும் பியோன் ஆகும், பிந்தையது உயர் ஆற்றல் காமா கதிர்களாக விரைவாக சிதைகிறது. பாசிட்ரான் விரைவாக எலக்ட்ரானைக் கண்டுபிடித்து, இரண்டு துகள்களும் அழித்து, மேலும் இரண்டு உயர் ஆற்றல் காமா-கதிர் ஃபோட்டான்களை உருவாக்குகின்றன. எனவே இறுதியில் ஓய்வு நிறைபுரோட்டான் காமா கதிர்வீச்சாக மாறுகிறது, இது நட்சத்திரத்தை வெப்பப்படுத்துகிறது. எனவே, சிதைவடையும் புரோட்டான்கள் நட்சத்திரத்திற்கு உள் ஆற்றல் மூலத்தை வழங்குகின்றன, இதன் விலை மட்டுமே நம்பமுடியாத அளவிற்கு அதிகமாக உள்ளது: வெப்பத்தையும் ஒளியையும் உருவாக்க, நட்சத்திரம் அதன் சொந்த ஓய்வு வெகுஜனத்தை விட்டுவிட வேண்டும்.

ஒரு புரோட்டானின் சிதைவிலிருந்து இருக்கும் ஒரு வெள்ளைக் குள்ளன் சுமார் நானூறு வாட்களின் ஒளிர்வைக் கொண்டுள்ளது, சில ஒளி விளக்குகளை ஒளிரச் செய்ய போதுமானதாக இல்லை. அத்தகைய நட்சத்திரங்களின் முழு விண்மீனின் ஒளிர்வு நமது சூரியனின் ஒளிர்வை விட பத்து டிரில்லியன் மடங்கு குறைவு. தற்போது நமது அண்டவியல் அடிவானத்தில் உள்ள அனைத்து விண்மீன் திரள்களிலும் உள்ள அனைத்து நட்சத்திரங்களின் கதிர்வீச்சு சக்தியைக் கூட்டினாலும், அதனால் ஏற்படும் ஒளிர்வு நமது சூரியனின் ஒளிர்வை விட நூறு மடங்கு குறைவாக இருக்கும். ஆம், அத்தகைய எதிர்காலம் பிரகாசமானது என்று அழைக்க முடியாது.

ஒரு வெள்ளைக் குள்ளுக்குள் இருக்கும் கதிர்வீச்சு நட்சத்திரத்தின் மேற்பரப்பை அடையும் முன் பல முறை சிதறிவிடும். இந்த எதிர்கால சகாப்தத்தில், வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பு வெப்பநிலை 0.06 டிகிரி கெல்வின் மட்டுமே இருக்கும் - சூரியனை விட சுமார் நூறாயிரம் மடங்கு குளிராக இருக்கும். எனவே இந்த நானூறு வாட் மின்விளக்குகள் டெஸ்க்டாப்பில் பொருத்தப்பட வாய்ப்பில்லை. அவை ஐந்து சென்டிமீட்டர் அலைநீளத்துடன் கூடிய கதிர்வீச்சை வெளியிடுகின்றன - மனிதக் கண்ணால் கண்டறியக்கூடிய அலைநீளங்களை விட சுமார் ஐம்பதாயிரம் மடங்கு அதிகம்.

புரோட்டான் சிதைவின் பரிணாம கட்டத்தில், ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் வேதியியல் கலவை அடையாளம் காண முடியாத அளவிற்கு மாறுகிறது. நாம் ஒரு தூய கார்பன் நட்சத்திரத்துடன் தொடங்குகிறோம் என்று வைத்துக்கொள்வோம். ஒவ்வொரு கார்பன் அணுக்கருவிலும் ஆறு புரோட்டான்கள் மற்றும் ஆறு நியூட்ரான்கள் உள்ளன. புரோட்டான்கள் மற்றும் நியூட்ரான்கள் சிதைவதால், கருக்கள் சிறியதாகி, குறைவான துகள்களைக் கொண்டிருக்கும். இந்த செயல்பாட்டின் போது, ​​அசல் கார்பன் கருக்கள் ஒரு துகள்களாக குறைக்கப்படுகின்றன, மேலும் நட்சத்திரம் அதன் வாழ்க்கை சுழற்சியை தூய ஹைட்ரஜன் வடிவத்தில் நிறைவு செய்கிறது.

இந்த எளிய படம் இரண்டு விஷயங்களால் சற்று சிக்கலானது. முதலாவதாக, ஒரு புரோட்டானின் சிதைவின் விளைவாக வெளியிடப்படும் உயர் ஆற்றல் கதிர்வீச்சு மற்ற புரோட்டான்கள் மற்றும் நியூட்ரான்களை கருக்களிலிருந்து விடுவிக்கும். இந்த விடுவிக்கப்பட்ட துகள்கள் புதிய சுதந்திரத்தை விட்டுக்கொடுத்து மற்ற கருக்களுடன் இணைகின்றன. சராசரியாக, ஒரு புரோட்டானின் ஒவ்வொரு சிதைவும் ஒரு அணுக்கருவிலிருந்து மற்றொரு கூடுதல் புரோட்டான் அல்லது நியூட்ரானின் ஒரு மாற்றத்துடன் சேர்ந்துள்ளது. இதனால், நாம் ஒரு வகையான அணு பாய்ச்சலைப் பெறுகிறோம்.

இரண்டாவது பிரச்சனை குளிர் இணைவு. குறைந்த வெப்பநிலையில் கூட, இந்த விஷயத்தில் முழுமையான பூஜ்ஜியத்திற்கு கீழே ஒரு டிகிரிக்கு மேல் இல்லை, சில நேரங்களில் ஹைசன்பெர்க்கின் நிச்சயமற்ற கொள்கை காரணமாக கருக்கள் ஒருங்கிணைக்கப்படலாம். துகள்களின் அலை இயல்பு காரணமாக, அவற்றின் நிலையின் சரியான இடத்தை தீர்மானிக்க முடியாது. இதன் விளைவாக, இரண்டு கருக்கள் சில நேரங்களில் ஒரு கனமான கருவை ஒருங்கிணைக்க ஒருவருக்கொருவர் நெருக்கமாக இருக்கும். பூமியை விட மில்லியன் மடங்கு அடர்த்தியான ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் ஆழத்தில், ஹைட்ரஜனின் குளிர் இணைவு ஒரு லட்சம் ஆண்டுகள் மட்டுமே ஆகும், மற்றும் கார்பன் - சுமார் இருநூறு அண்டவியல் தசாப்தங்கள் (10,200 ஆண்டுகள்). இதனால், வெள்ளைக் குள்ளர்கள் ஹீலியம் கலவையைத் தக்கவைத்துக் கொள்கிறார்கள். இருப்பினும், கொடுக்கப்பட்ட நேர இடைவெளிகள் மிகவும் பெரியவை, குளிர் இணைவு 10 37 ஆண்டுகளில் நிகழும் புரோட்டான் சிதைவு கட்டத்தில் வெள்ளை குள்ளத்தின் பரிணாம வளர்ச்சியில் குறிப்பிடத்தக்க தாக்கத்தை ஏற்படுத்தாது. குளிர் இணைவு ஏன் எந்தப் பாத்திரத்தையும் வகிக்கவில்லை என்பதும் தெளிவாகிறது சுவாரஸ்யமான பாத்திரம்நவீன பிரபஞ்சத்தில்.

புரோட்டான்களின் சிதைவின் போது வெள்ளைக் குள்ளானது வெகுஜனத்தை இழப்பதால், அதன் அமைப்பு குறிப்பிடத்தக்க மாற்றங்களுக்கு உட்படுகிறது. சீரழிந்த பொருளின் நியாயமற்ற தன்மை காரணமாக, வெள்ளை குள்ளத்தின் ஆர அளவு அதன் நிறை குறையும் போது அதிகரிக்கிறது. ஒரு நட்சத்திரம் விரிவடைவதால், அதன் அடர்த்தி குறைகிறது மற்றும் பொருள் இறுதியில் சிதைவடைவதை நிறுத்துகிறது. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை வியாழனின் நிறையைக் குறைக்கும் போது இந்த மாற்றம் ஏற்படுகிறது - சூரியனின் நிறையை விட ஆயிரம் மடங்கு குறைவு. பரிணாம வளர்ச்சியின் இந்த கட்டத்தில், நட்சத்திரம் தண்ணீரின் அடர்த்தி மற்றும் சூரியனை விட பத்து மடங்கு சிறிய ஆரம் கொண்டது. ஒரு நட்சத்திரம் ஹைட்ரஜன் அணுக்களின் உறைந்த வெகுஜனத்தால் ஆனது: பனிக்கட்டி ஹைட்ரஜனின் ஒரு பெரிய பந்து.

சீரழிந்த நிலை மறைந்த பிறகு, படிக வெள்ளை குள்ளமானது, அது ஒரு நட்சத்திரமாக செயல்பட முடியாத அளவுக்கு சிறியதாக மாறும் வரை குறைந்து கொண்டே செல்கிறது. இந்த இறுதி மாற்றம் விண்மீன் பரிணாமத்தின் முடிவாகும். ஒரு நட்சத்திரம் வெளிப்படையானதாக மாறும்போது, ​​நட்சத்திரத்தின் உள்ளே பரவும் கதிர்வீச்சு சுதந்திரமாக சிதறாமல், அதிலிருந்து பிரிந்து செல்லும் போது அது உண்மையிலேயே இறந்துவிடுகிறது. இந்த திருப்புமுனையில், நட்சத்திரத்தின் நிறை 10 24 கிராம் மட்டுமே - பூமியின் வெகுஜனத்தை விட ஆறாயிரம் மடங்கு குறைவு.

இவ்வாறு, பரிணாம வளர்ச்சியின் இறுதி கட்டத்தில் உள்ள பெரும்பாலான நட்சத்திரங்கள் ஹைட்ரஜன் கட்டியாக மாற விதிக்கப்பட்டுள்ளன, அதன் அளவு சந்திரனை விட எழுபது மடங்கு சிறியது. புரோட்டான் சிதைவு செயல்முறை முடிவுக்கு வரும்போது, ​​இந்தக் கட்டி ஆவியாகிக்கொண்டே இருக்கிறது. இவ்வாறு, வெள்ளை குள்ளர்களின் இறுதி விதி தெளிவாகிறது: அவற்றில் எதுவும் இல்லை. நட்சத்திரத்தின் அனைத்து ஆற்றலும் இறுதியில் விண்மீன் இடைவெளியில் கதிர்வீச்சு செய்யப்படுகிறது. மீண்டும், வெப்ப இயக்கவியல் இறுதியில் ஈர்ப்பு விசையை வென்றது.

நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள், வெள்ளை குள்ளர்களின் அரிய மற்றும் அடர்த்தியான உறவினர்கள், அதே வழியில் ஆவியாகின்றன. புரோட்டான் சிதைவு நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களுக்கு அதே மொத்த ஒளிர்வை வழங்குகிறது: சுமார் நானூறு வாட்ஸ். நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் வெள்ளை குள்ளர்களை விட மிகச் சிறியவை. எனவே, அதே கதிர்வீச்சு சக்தியைப் பெற, இந்த நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பு வெப்பமாக இருக்க வேண்டும்: ஒரு வழக்கமான நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் விஷயத்தில் சுமார் மூன்று டிகிரி கெல்வின். ஏறக்குறைய இந்த வெப்பநிலையானது நவீன ரீலிக் கதிர்வீச்சைக் கொண்டுள்ளது, இது இன்று பிரபஞ்சத்தில் இருக்கும் குறைந்தபட்ச வெப்பநிலையை தீர்மானிக்கிறது. முப்பத்தி ஏழாவது முதல் முப்பத்தி ஒன்பதாம் அண்டவியல் பத்தாண்டுகள் வரையிலான காலகட்டத்தில், மூன்று டிகிரி கெல்வின் வெப்பநிலையில் மங்கலான ஒளியை உமிழும் நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் பிரபஞ்சத்தின் வெப்பமான பொருட்களில் ஒன்றாக இருக்கும்.

இருப்பினும், அவர்களின் வாழ்க்கையின் இறுதிக் கட்டத்தில், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் வெள்ளை குள்ளர்களிடமிருந்து சற்றே வித்தியாசமாக இருக்கும். புரோட்டான் சிதைவின் செயல்பாட்டில் நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அதன் வெகுஜனத்தை இழப்பதால், அது குறைவான அடர்த்தியாகி, இறுதியில், நியூட்ரான் சிதைவு மறைந்துவிடும். நியூட்ரான்கள் சிதைவடைவதை நிறுத்தியவுடன், அவை புரோட்டான்கள், எலக்ட்ரான்கள் மற்றும் ஆன்டிநியூட்ரினோக்களாக மாற்றப்படுகின்றன. ஒரு நட்சத்திரத்தின் நிறை சூரியனின் பத்தில் ஒரு பங்குக்குக் கீழே குறையும் போது இந்த மாற்றம் ஏற்படுகிறது, மேலும் அதன் ஆரம் தோராயமாக நூற்று அறுபத்து நான்கு கிலோமீட்டர் ஆகும். இந்த கட்டத்தில், எலக்ட்ரான்கள் சிதைந்து போகும் அளவுக்கு அடர்த்தி இன்னும் அதிகமாக உள்ளது, மேலும் நட்சத்திரம் ஒரு வெள்ளை குள்ளனை ஒத்திருக்கிறது. எஞ்சியிருக்கும் நட்சத்திரப் பொருள், வெள்ளைக் குள்ளன் போன்றது, எலக்ட்ரான் சிதைவு மறையும் வரை மேலும் மேலும் புரோட்டான்கள் சிதைவதால் நிறை இழக்கும். அப்போதுதான் நமது பொருள் ஒரு பனிக்கட்டி ஹைட்ரஜன் தொகுதியாக மாறுகிறது, அதன் நிறை சூரியனின் நிறையில் ஆயிரத்தில் ஒரு பங்கிற்கு மேல் இல்லை. பின்னர் படிக லட்டியில் உள்ள புரோட்டான்கள் சிதைவடைகின்றன, இது இறுதியில் நட்சத்திரத்தின் முழுமையான ஆவியாதல் மற்றும் கதிர்வீச்சு மற்றும் சிறிய துகள்களாக மாறுவதற்கு வழிவகுக்கிறது. இறுதியில், நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களில் எதுவும் எஞ்சவில்லை.

கிரகங்களின் நீண்ட கால விதி இதே போன்ற வரலாற்றைக் கொண்டுள்ளது. கோள்களும் முதன்மையாக புரோட்டான்களால் ஆனவை, அவை சிதைவடைகின்றன, இதனால் கிரகம் கதிர்வீச்சாக ஆவியாகிறது. புரோட்டான் சிதைவின் செயல்பாட்டில் மீதமுள்ள கிரகங்கள் வீழ்ச்சியடையத் தொடங்கும் நேரத்தில், அவை நீண்ட காலமாக அவற்றின் தாய் நட்சத்திரங்களிலிருந்து கிழித்து, பரந்த விண்வெளியில் தனியாக அலைந்து திரியும். கோள்கள் மெதுவாக உடைவதால், அவை மிகவும் மிதமான சக்தியை உருவாக்குகின்றன: பூமி போன்ற கிரகத்தின் விஷயத்தில் ஒரு மில்லிவாட் மட்டுமே. ஆரம்பத்தில் கிரகங்கள் நட்சத்திரங்களை விட அதிக கனமான கூறுகளைக் கொண்டிருந்தாலும், காலப்போக்கில் அவை உறைந்த ஹைட்ரஜனாகவும் மாறும். தூய இரும்பினால் ஆன ஒரு கிரகம் கூட முப்பத்தெட்டாவது அண்டவியல் தசாப்தத்தில் சரிந்துவிடும் - சுமார் ஆறு புரோட்டான் அரை வாழ்வுக்குப் பிறகு. முப்பத்தொன்பதாவது அண்டவியல் தசாப்தத்தில், கிரகம் ஹைட்ரஜன் படிகங்களின் ஒரு சிறிய தொகுப்பிலிருந்து முற்றிலும் அழிக்கப்பட்ட நிலைக்கு பரிணமிக்கிறது.

நாற்பதாவது அண்டவியல் தசாப்தத்தில், பிரபஞ்சத்தில் உள்ள அனைத்து புரோட்டான்களும் சிதைந்துவிடும், மேலும் சிதைந்த நட்சத்திர எச்சங்கள் மறைந்துவிடும். இந்த வெளித்தோற்றத்தில் திடமான மற்றும் அழியாத நட்சத்திர எச்சங்கள் கதிர்வீச்சின் சிதறிய கடலால் மாற்றப்படும், இதில் முக்கியமாக புரோட்டான்கள் மற்றும் நியூட்ரினோக்கள் சிறிய பாசிட்ரான்கள் மற்றும் எலக்ட்ரான்களின் கலவையுடன் இருக்கும். பிரபஞ்சம் ஒரு புதிய தன்மையை எடுக்கும். எப்போதாவது, வியக்க வைக்கும் பாழடைந்த இந்த மாபெரும் அரங்கில், கருந்துளைகள் என்று அழைக்கப்படும் மிகவும் வளைந்த விண்வெளி-நேரத்தின் ஒதுங்கிய பகுதிகள் உள்ளன. சிதைவின் ஒரு சகாப்தத்தின் முடிவில், ஒன்று முதல் பல பில்லியன் சூரிய வெகுஜனங்களைக் கொண்ட கருந்துளைகள் அடுத்த சகாப்தத்திற்குச் செல்ல பிடிவாதமாக முயற்சி செய்கின்றன.

குறிப்புகள்:

எதிர் வார்த்தைகளின் கலவை. - தோராயமாக மொழிபெயர்