25 הכוכבים הקרובים ביותר mV - גודל חזותי; r - מרחק לכוכב, pc; L הוא עוצמת הבהירות (עוצמת הקרינה) של הכוכב, המתבטאת ביחידות בהירות שמש (3.86–1026

סוגי כוכבים בהשוואה לכוכבים אחרים ביקום, השמש היא כוכב ננסי ושייכת לקטגוריית הכוכבים הרגילים, שבעומקם מימן הופך להליום. כך או אחרת, סוגי הכוכבים מתארים באופן גס את מחזור החיים של אחד בנפרד

"עולם החיים" (Lebenswelt) הוא אחד המושגים המרכזיים של הפנומנולוגיה המאוחרת של הוסרל, שנוסח על ידו כתוצאה מהתגברות על האופק הצר של שיטה פנומנולוגית למהדרין על ידי התייחסות לבעיות של קשרי תודעה בעולם. הכללה כזו של "עולם"

מחזור חיים של וירוס כל וירוס חודר לתא בדרכו הייחודית. לאחר שחדר, עליו קודם כל לפשוט את בגדיו החיצוניים כדי לחשוף, לפחות חלקית, את חומצת הגרעין שלו ולהתחיל להעתיק אותה. עבודת הנגיף מאורגנת היטב.

חייו הפנימיים של כוכב מוסדרים על ידי השפעתם של שני כוחות: כוח הכבידה, הנוגד את הכוכב ומחזיק אותו, והכוח המשתחרר במהלך תגובות גרעיניות המתרחשות בליבה. להיפך, הוא נוטה "לדחוף" את הכוכב לחלל הרחוק. בשלבי היווצרותו, כוכב צפוף ודחוס מושפע מאוד מכוח הכבידה. כתוצאה מכך מתרחש חימום חזק, הטמפרטורה מגיעה ל-10-20 מיליון מעלות. זה מספיק כדי להתחיל תגובות גרעיניות, וכתוצאה מכך מימן הופך להליום.

לאחר מכן, במשך תקופה ארוכה, שני הכוחות מאזנים זה את זה, הכוכב נמצא במצב יציב. כאשר הדלק הגרעיני של הליבה אוזל בהדרגה, הכוכב נכנס לשלב אי יציבות, שני כוחות מנוגדים זה לזה. רגע קריטי מגיע לכוכב מגוון גורמים - טמפרטורה, צפיפות, הרכב כימי. המסה של הכוכב קודמת לעתידו של גוף שמימי זה תלוי בה - או שהכוכב יתפוצץ כמו סופרנובה, או יהפוך לננס לבן, לכוכב נויטרונים או לחור שחור.

איך מימן אוזל

רק הגדולים ביותר מבין גרמי השמיים (כפי 80 ממסת צדק) הופכים לכוכבים, הקטנים יותר (קטנים בערך פי 17 מצדק) הופכים לכוכבי לכת. ישנם גם גופים בעלי מסה בינונית, הם גדולים מכדי להשתייך למחלקת כוכבי הלכת, וקטנים וקרים מכדי שיתרחשו במעמקיהם תגובות גרעיניות האופייניות לכוכבים.

לגרמי השמיים הכהים האלה יש בהירות נמוכה וקשה למדי להבחין בהם בשמים. הם נקראים "גמדים חומים".

אז, כוכב נוצר מעננים של גז בין כוכבי. כפי שכבר צוין, הכוכב נשאר במצב מאוזן במשך זמן רב למדי. ואז מגיעה תקופה של חוסר יציבות. גורלו הנוסף של הכוכב תלוי בגורמים שונים. קחו בחשבון כוכב קטן היפותטי שהמסה שלו נעה בין 0.1 ל-4 מסות שמש. מאפיין אופייני לכוכבים בעלי מסה נמוכה הוא היעדר הסעה בשכבות הפנימיות, כלומר. החומרים המרכיבים את הכוכב אינם מתערבבים, כפי שקורה בכוכבים בעלי מסה גדולה.

המשמעות היא שכאשר המימן בליבה אוזל, אין רזרבות חדשות של יסוד זה בשכבות החיצוניות. מימן נשרף והופך להליום. לאט לאט הליבה מתחממת, שכבות פני השטח מערערות את המבנה שלהן, והכוכב, כפי שניתן לראות מתרשים H-R, עוזב לאט את שלב הרצף הראשי. בשלב החדש, צפיפות החומר בתוך הכוכב עולה, הרכב הליבה "מתנוון", וכתוצאה מכך מופיעה עקביות מיוחדת. זה שונה מחומר רגיל.

שינוי של החומר

כאשר החומר משתנה, הלחץ תלוי רק בצפיפות הגזים, לא בטמפרטורה.

בתרשים הרצספרונג-ראסל, הכוכב נע ימינה ולאחר מכן כלפי מעלה, מתקרב לאזור הענק האדום. ממדיו גדלים באופן משמעותי, ובגלל זה, הטמפרטורה של השכבות החיצוניות יורדת. קוטרו של ענק אדום יכול להגיע למאות מיליוני קילומטרים. כאשר שלנו ייכנס לשלב זה, הוא "יבלע" או נוגה, ואם הוא לא יכול ללכוד את כדור הארץ, הוא יחמם אותו עד כדי כך שהחיים על הפלנטה שלנו יפסיקו להתקיים.

במהלך התפתחות הכוכב, הטמפרטורה של הליבה שלו עולה. ראשית, תגובות גרעיניות מתרחשות, ואז, עם הגעה לטמפרטורה האופטימלית, הליום מתחיל להמיס. כאשר זה קורה, העלייה הפתאומית בטמפרטורת הליבה גורמת להתלקחות והכוכב נע במהירות לצד השמאלי של דיאגרמת H-R. זהו מה שנקרא "הבזק הליום". בשלב זה, הליבה המכילה הליום נשרפת יחד עם מימן, שהוא חלק מהקליפה המקיפה את הליבה. בתרשים H-R, שלב זה מתועד על ידי מעבר ימינה לאורך קו אופקי.

השלבים האחרונים של האבולוציה

כאשר הליום הופך לפחמן, הגרעין משתנה. הטמפרטורה שלו עולה עד (אם הכוכב גדול) עד ​​שהפחמן מתחיל להישרף. מתרחשת התפרצות חדשה. בכל מקרה, בשלבים האחרונים של התפתחות הכוכב, נרשם אובדן משמעותי במסה שלו. זה יכול לקרות בהדרגה או בפתאומיות, במהלך התפרצות, כאשר השכבות החיצוניות של הכוכב מתפוצצות כמו בועה גדולה. במקרה האחרון נוצרת ערפילית פלנטרית - מעטפת כדורית, המתפשטת בחלל החיצון במהירות של כמה עשרות ואפילו מאות ק"מ לשנייה.

גורלו הסופי של כוכב תלוי במסה שנותרה לאחר כל מה שקורה בו. אם הוא פלט חומר רב במהלך כל הטרנספורמציות וההתלקחויות והמסה שלו אינה עולה על 1.44 מסות שמש, הכוכב הופך לננס לבן. נתון זה מכונה "גבול צ'נדרה-סחאר" לכבודו של האסטרופיזיקאי הפקיסטני סוברהמניאן צ'נדרסכר. זוהי המסה המקסימלית של כוכב שבה עלול לא להתרחש סוף קטסטרופלי בגלל לחץ האלקטרונים בליבה.

לאחר פיצוץ השכבות החיצוניות נותרה ליבת הכוכב, וטמפרטורת פני השטח שלו גבוהה מאוד - כ-100,000 °K. הכוכב נע לקצה השמאלי של דיאגרמת H-R ויורד למטה. עוצמת הארה שלו פוחתת ככל שגודלו פוחת.

הכוכב מגיע אט אט לאזור הננס הלבן. מדובר בכוכבים בעלי קוטר קטן (כמו שלנו), אך מאופיינים בצפיפות גבוהה מאוד, פי מיליון וחצי מצפיפות המים. סנטימטר מעוקב מהחומר המרכיב גמד לבן ישקול כטון אחד על פני כדור הארץ!

גמד לבן מייצג את השלב האחרון של התפתחות הכוכבים, ללא התפרצויות. היא מתקררת בהדרגה.

מדענים מאמינים שסופו של הננס הלבן איטי מאוד, לפחות מאז תחילת היקום, נראה שאף גמד לבן לא סבל מ"מוות תרמי".

אם הכוכב גדול והמסה שלו גדולה מהשמש, הוא יתפוצץ כמו סופרנובה. במהלך התלקחות, כוכב עלול לקרוס לחלוטין או חלקי. במקרה הראשון, מה שיישאר מאחור הוא ענן גז עם חומר שיורי מהכוכב. בשני נשאר גוף שמימי בצפיפות הגבוהה ביותר - כוכב נויטרונים או חור שחור.

היתוך טרמו-גרעיני בפנים הכוכבים

בשלב זה, עבור כוכבים בעלי מסה גדולה מ-0.8 מסות שמש, הליבה הופכת שקופה לקרינה, והעברת אנרגיה קרינה בליבה שוררת, בעוד שהקליפה בחלק העליון נשארת הסעה. איש אינו יודע בוודאות כיצד מגיעים כוכבים בעלי מסה נמוכה יותר לרצף הראשי, שכן הזמן שהכוכבים הללו מבלים בקטגוריה הצעירה חורג מגיל היקום. כל הרעיונות שלנו לגבי התפתחות הכוכבים הללו מבוססים על חישובים מספריים.

כשהכוכב מתכווץ, הלחץ של גז האלקטרונים המנוון מתחיל לעלות, וברדיוס מסוים של הכוכב, לחץ זה עוצר את העלייה בטמפרטורה המרכזית, ואז מתחיל להוריד אותה. ועבור כוכבים קטנים מ-0.08, זה מתברר כקטלני: האנרגיה המשתחררת במהלך תגובות גרעיניות לעולם לא תספיק כדי לכסות את עלויות הקרינה. תת-כוכבים כאלה נקראים ננסים חומים, וגורלם הוא דחיסה מתמדת עד שלחץ הגז המנוון עוצר אותו, ולאחר מכן התקררות הדרגתית עם הפסקת כל התגובות הגרעיניות.

כוכבי מסה בינונית צעירים

כוכבים צעירים בעלי מסה בינונית (מפי 2 עד פי 8 ממסת השמש) מתפתחים באופן איכותי בדיוק כמו אחיותיהם הקטנות, אלא שאין להם אזורי הסעה עד לרצף הראשי.

חפצים מסוג זה קשורים למה שנקרא. כוכבי Ae\Be Herbit עם משתנים לא סדירים מסוג ספקטרלי B-F5. יש להם גם דיסקים סילון דו-קוטביים. מהירות היציאה, עוצמת ההארה והטמפרטורה האפקטיבית גבוהות משמעותית מאשר עבור τ מזל שור, כך שהם למעשה מחממים ומפזרים את שאריות הענן הפרוטוסטלר.

כוכבים צעירים בעלי מסה גדולה מ-8 מסות שמש

למעשה, אלו כבר כוכבים רגילים. בזמן שהמסה של הליבה ההידרוסטטית הצטברה, הכוכב הצליח לקפוץ דרך כל שלבי הביניים ולחמם תגובות גרעיניות עד כדי כך שהן פיצו על הפסדים כתוצאה מקרינה. עבור כוכבים אלה, יציאת המסה והבהירות כה גדולה שהיא לא רק עוצרת את קריסת האזורים החיצוניים הנותרים, אלא דוחפת אותם אחורה. לפיכך, מסת הכוכב שנוצר פחותה באופן ניכר מהמסה של הענן הפרוטוסטלר. סביר להניח שזה מסביר את היעדר בגלקסיה שלנו של כוכבים גדולים מ-100-200 מסות שמש.

מחזור אמצע החיים של כוכב

בין הכוכבים שנוצרו יש מגוון עצום של צבעים וגדלים. הם נעים בסוג הספקטרלי בין כחול חם לאדום קריר, ובמסה - בין 0.08 ליותר מ-200 מסות שמש. הבהירות והצבע של כוכב תלויים בטמפרטורת פני השטח שלו, אשר, בתורה, נקבעת על ידי המסה שלו. כל הכוכבים החדשים "תופסים את מקומם" ברצף הראשי בהתאם להרכבם הכימי ולמסתם. אנחנו לא מדברים על התנועה הפיזית של הכוכב - רק על מיקומו בתרשים המצוין, בהתאם לפרמטרים של הכוכב. כלומר, אנחנו מדברים, למעשה, רק על שינוי הפרמטרים של הכוכב.

מה שקורה אחר כך שוב תלוי במסה של הכוכב.

שנים מאוחרות יותר ומוות של כוכבים

כוכבים ישנים בעלי מסה נמוכה

נכון להיום, לא ידוע בוודאות מה קורה לכוכבי אור לאחר שאספקת המימן שלהם מתרוקנת. מכיוון שגיל היקום הוא 13.7 מיליארד שנים, מה שלא מספיק כדי לרוקן את אספקת דלק המימן, התיאוריות המודרניות מבוססות על הדמיות ממוחשבות של התהליכים המתרחשים בכוכבים כאלה.

כוכבים מסוימים יכולים להתיך הליום רק באזורים פעילים מסוימים, ולגרום לאי יציבות ולרוחות שמש חזקות. במקרה זה, היווצרות של ערפילית פלנטרית אינה מתרחשת, והכוכב רק מתאדה, ונעשה אפילו קטן יותר מננס חום.

אבל כוכב עם מסה של פחות מ-0.5 שמש לעולם לא יוכל לסנתז הליום גם לאחר שתגובות המערבות מימן ייפסקו בליבה. מעטפת הכוכבים שלהם אינה מסיבית מספיק כדי להתגבר על הלחץ שנוצר על ידי הליבה. כוכבים אלו כוללים ננסים אדומים (כגון פרוקסימה קנטאורי), שנמצאים ברצף הראשי במשך מאות מיליארדי שנים. לאחר הפסקת התגובות התרמו-גרעיניות בליבתן, הן, מתקררות בהדרגה, ימשיכו לפלוט חלש בטווחי האינפרא אדום והמיקרוגל של הספקטרום האלקטרומגנטי.

כוכבים בגודל בינוני

כאשר כוכב בגודל ממוצע (מ-0.4 עד 3.4 מסות שמש) מגיע לשלב הענק האדום, השכבות החיצוניות שלו ממשיכות להתרחב, הליבה מתכווצת, ותגובות מתחילות לסנתז פחמן מהליום. פיוז'ן משחרר הרבה אנרגיה, נותן לכוכב הרחקה זמנית. עבור כוכב דומה בגודלו לשמש, תהליך זה יכול להימשך כמיליארד שנים.

שינויים בכמות האנרגיה הנפלטת גורמים לכוכב לעבור תקופות של חוסר יציבות, כולל שינויים בגודל, בטמפרטורת פני השטח ובתפוקת האנרגיה. תפוקת האנרגיה עוברת לכיוון קרינה בתדר נמוך. כל זה מלווה באובדן מסה הולך וגובר עקב רוחות שמש חזקות ופעימות עזות. כוכבים בשלב זה נקראים כוכבים מסוג מאוחר, OH -IR כוכביםאו כוכבים דמויי מירה, בהתאם למאפיינים המדויקים שלהם. הגז הנפלט עשיר יחסית ביסודות כבדים המיוצרים בפנים הכוכב, כמו חמצן ופחמן. הגז יוצר מעטפת מתרחבת ומתקרר כשהוא מתרחק מהכוכב, מה שמאפשר היווצרות של חלקיקי אבק ומולקולות. עם קרינת אינפרא אדום חזקה מהכוכב המרכזי, נוצרים תנאים אידיאליים להפעלת מאזרים בקונכיות כאלה.

תגובות בעירת הליום רגישות מאוד לטמפרטורה. לפעמים זה מוביל לאי יציבות גדולה. פעימות אלימות מתרחשות, אשר בסופו של דבר מעניקות מספיק אנרגיה קינטית לשכבות החיצוניות כדי להיפלט ולהפוך לערפילית פלנטרית. במרכז הערפילית נשארת ליבת הכוכב, שעם התקררותו הופכת לננס לבן הליום, בדרך כלל בעל מסה של עד 0.5-0.6 שמש ובקוטר בסדר גודל של קוטר כדור הארץ .

גמדים לבנים

הרוב המכריע של הכוכבים, כולל השמש, מסיימים את התפתחותם בהתכווצות עד שלחץ האלקטרונים המנוונים מאזן את כוח המשיכה. במצב זה, כאשר גודלו של הכוכב פוחת פי מאה, והצפיפות נעשית גבוהה פי מיליון מצפיפות המים, הכוכב נקרא ננס לבן. הוא משולל ממקורות אנרגיה, ומתקרר בהדרגה, הופך חשוך ובלתי נראה.

בכוכבים מסיביים יותר מהשמש, הלחץ של אלקטרונים מנוונים אינו יכול להכיל את דחיסת הליבה, והוא נמשך עד שרוב החלקיקים מומרים לנייטרונים, ארוזים כל כך חזק עד שגודל הכוכב נמדד בקילומטרים והוא 100 מים צפופים פי מיליון. עצם כזה נקרא כוכב נויטרונים; שיווי המשקל שלו נשמר על ידי הלחץ של חומר הנייטרונים המנוון.

כוכבים סופר מסיביים

לאחר שהשכבות החיצוניות של כוכב בעל מסה גדולה מחמש מסות שמש התפזרו ליצירת ענק-על אדום, הליבה מתחילה להידחס עקב כוחות הכבידה. ככל שהדחיסה עולה, הטמפרטורה והצפיפות עולות, ומתחיל רצף חדש של תגובות תרמו-גרעיניות. בתגובות כאלה מסונתזים יסודות כבדים, מה שמרסן זמנית את קריסת הגרעין.

בסופו של דבר, ככל שאלמנטים כבדים יותר ויותר של הטבלה המחזורית נוצרים, ברזל-56 מסונתז מסיליקון. עד לנקודה זו, סינתזה של יסודות שחררה כמות גדולה של אנרגיה, אך לגרעין הברזל -56 יש את הפגם המסתי המקסימלי והיווצרות גרעינים כבדים יותר אינה חיובית. לכן, כאשר ליבת הברזל של כוכב מגיעה לערך מסוים, הלחץ בה אינו מסוגל עוד לעמוד בכוח הכבידה העצום, ומתרחשת קריסה מיידית של הליבה עם נויטרוניזציה של החומר שלו.

מה יקרה אחר כך לא לגמרי ברור. אבל מה שזה לא יהיה, זה גורם להתפוצצות סופרנובה בעוצמה מדהימה תוך שניות.

פרץ הנייטרינים הנלווה מעורר גל הלם. סילונים חזקים של ניטרינו ושדה מגנטי מסתובב דוחפים החוצה הרבה מהחומר המצטבר של הכוכב - מה שנקרא יסודות הזרע, כולל ברזל ואלמנטים קלים יותר. החומר המתפוצץ מופגז על ידי נויטרונים הנפלטים מהגרעין, לוכדים אותם ובכך יוצרים קבוצה של יסודות כבדים יותר מברזל, כולל רדיואקטיביים, עד אורניום (ואולי אפילו קליפורניום). לפיכך, פיצוצי סופרנובה מסבירים את נוכחותם של יסודות כבדים יותר מברזל בחומר בין כוכבי.

גל הפיצוץ וסילוני הנייטרינים מובילים חומר מהכוכב הגוסס אל החלל הבין-כוכבי. לאחר מכן, נע בחלל, חומר הסופרנובה הזה עלול להתנגש בפסולת חלל אחרת, ואולי להשתתף ביצירת כוכבים, כוכבי לכת או לוויינים חדשים.

התהליכים המתרחשים במהלך היווצרות סופרנובה עדיין נחקרים, ועד כה אין בהירות בנושא זה. יש גם ספק מה בעצם נשאר מהכוכב המקורי. עם זאת, שתי אפשרויות נבדקות:

כוכבי ניוטרונים

ידוע שבכמה סופרנובות כוח משיכה חזק במעמקי הענק גורם לאלקטרונים ליפול לתוך גרעין האטום, שם הם מתמזגים עם פרוטונים ליצירת נויטרונים. הכוחות האלקטרומגנטיים המפרידים בין הגרעינים הסמוכים נעלמים. הליבה של הכוכב היא כעת כדור צפוף של גרעיני אטום וניטרונים בודדים.

כוכבים כאלה, הידועים ככוכבי נויטרונים, הם קטנים ביותר - לא יותר מגודלה של עיר גדולה - ובעלי צפיפות גבוהה באופן בלתי נתפס. תקופת ההקפה שלהם הופכת קצרה ביותר ככל שגודל הכוכב פוחת (עקב שימור התנע הזוויתי). חלקם עושים 600 סיבובים בשנייה. כאשר הציר המחבר את הקוטב המגנטי הצפוני והדרומי של הכוכב המסתובב במהירות מצביע לעבר כדור הארץ, ניתן לזהות פעימה של קרינה שחוזרת על עצמה במרווחים השווים לתקופת המסלול של הכוכב. כוכבי נויטרונים כאלה כונו "פולסרים", והפכו לכוכבי הנייטרונים הראשונים שהתגלו.

חורים שחורים

לא כל הסופרנובות הופכות לכוכבי נויטרונים. אם לכוכב יש מסה גדולה מספיק, אזי קריסת הכוכב תימשך והנייטרונים עצמם יתחילו ליפול פנימה עד שהרדיוס שלו יפחת מרדיוס שוורצשילד. לאחר מכן, הכוכב הופך לחור שחור.

קיומם של חורים שחורים נחזה על ידי תורת היחסות הכללית. על פי תורת היחסות הכללית, חומר ומידע אינם יכולים להשאיר חור שחור בשום תנאי. עם זאת, מכניקת הקוונטים מאפשרת חריגים לכלל זה.

נותרו מספר שאלות פתוחות. בראשם: "האם יש חורים שחורים בכלל?" אחרי הכל, כדי לומר בוודאות שעצם נתון הוא חור שחור, יש צורך להתבונן באופק האירועים שלו. כל הניסיונות לעשות זאת הסתיימו בכישלון. אבל עדיין יש תקווה, שכן חלק מהאובייקטים לא ניתנים להסבר מבלי לערב הצטברות, והצטברות על עצם ללא משטח מוצק, אבל זה לא מוכיח את עצם קיומם של חורים שחורים.

שאלות פתוחות גם: האם כוכב יכול להתמוטט ישירות לתוך חור שחור, עוקף סופרנובה? האם יש סופרנובות שיהפכו מאוחר יותר לחורים שחורים? מהי ההשפעה המדויקת של המסה הראשונית של כוכב על היווצרותם של עצמים בסוף מחזור חייו?

> מחזור חיים של כוכב

תֵאוּר חיים ומוות של כוכבים: שלבי התפתחות עם תמונות, עננים מולקולריים, פרוטוסטאר, T Tauri, רצף ראשי, ענק אדום, ננס לבן.

כל דבר בעולם הזה מתפתח. כל מחזור מתחיל בלידה, בגדילה ומסתיים במוות. כמובן שלכוכבים יש את המחזורים האלה בצורה מיוחדת. הבה נזכור לפחות שמסגרות הזמן שלהם גדולות יותר ונמדדות במיליוני ומיליארדי שנים. בנוסף, מותם נושא השלכות מסוימות. איך זה נראה מחזור חיים של כוכבים?

מחזור החיים הראשון של כוכב: עננים מולקולריים

נתחיל בהולדת כוכב. תארו לעצמכם ענן ענק של גז מולקולרי קר שיכול להתקיים בשקט ביקום ללא שינויים. אבל לפתע מתפוצצת סופרנובה לא רחוק ממנה או שהיא מתנגשת בענן אחר. עקב דחיפה כזו, מופעל תהליך ההשמדה. הוא מחולק לחלקים קטנים, שכל אחד מהם נסוג לתוך עצמו. כפי שכבר הבנתם, כל הקבוצות הללו מתכוננות להפוך לכוכבים. כוח הכבידה מחמם את הטמפרטורה, והתנע האגור שומר על תהליך הסיבוב. התרשים התחתון מדגים בבירור את מחזור הכוכבים (חיים, שלבי התפתחות, אפשרויות טרנספורמציה ומוות של גוף שמימי עם תמונה).

מחזור חיים שני של כוכב:פרוטוסטאר

החומר מתעבה בצפיפות רבה יותר, מתחמם ונדחה על ידי קריסת כבידה. עצם כזה נקרא פרוטוסטאר, שסביבו נוצרת דיסק של חומר. החלק נמשך לאובייקט, מגדיל את המסה שלו. הפסולת הנותרת תתקבץ ותיצור מערכת פלנטרית. התפתחות נוספת של הכוכב תלויה במסה.

מחזור חיים שלישי של כוכב:ט שור

כאשר חומר פוגע בכוכב, משתחררת כמות עצומה של אנרגיה. שלב הכוכבים החדש נקרא על שם אב הטיפוס - T Tauri. זהו כוכב משתנה הממוקם במרחק של 600 שנות אור (קרוב).

הוא יכול להגיע לבהירות רבה מכיוון שהחומר מתפרק ומשחרר אנרגיה. אבל בחלק המרכזי אין מספיק טמפרטורה כדי לתמוך בהיתוך גרעיני. שלב זה נמשך 100 מיליון שנה.

מחזור חיים רביעי של כוכב:רצף ראשי

ברגע מסוים, הטמפרטורה של הגוף השמימי עולה לרמה הנדרשת, ומפעילה היתוך גרעיני. כל הכוכבים עוברים את זה. מימן הופך להליום, ומשחרר חום ואנרגיה אדירים.

האנרגיה משתחררת כקרני גמא, אך בשל התנועה האיטית של הכוכב היא נופלת באותו אורך גל. האור נדחק החוצה ומתנגש עם כוח המשיכה. אפשר להניח שנוצר כאן איזון אידיאלי.

כמה זמן היא תהיה ברצף הראשי? אתה צריך להתחיל מהמסה של הכוכב. ננסים אדומים (חצי ממסת השמש) יכולים לשרוף דרך אספקת הדלק שלהם במשך מאות מיליארדי (טריליוני) שנים. כוכבים ממוצעים (כמו) חיים 10-15 מיליארד. אבל הגדולים שבהם הם בני מיליארדי או מיליוני שנים. ראה כיצד נראים האבולוציה והמוות של כוכבים ממעמדות שונים בתרשים.

מחזור חיים חמישי של כוכב:ענק אדום

במהלך תהליך ההיתוך, מימן אוזל והליום מצטבר. כאשר לא נשאר מימן כלל, כל התגובות הגרעיניות נפסקות, והכוכב מתחיל להתכווץ בגלל כוח הכבידה. מעטפת המימן סביב הליבה מתחממת ומתלקחת, מה שגורם לעצם לגדול פי 1,000 עד 10,000. ברגע מסוים, השמש שלנו תחזור על הגורל הזה, ותגדל למסלול כדור הארץ.

הטמפרטורה והלחץ מגיעים למקסימום וההליום מתמזג לפחמן. בשלב זה הכוכב מתכווץ ומפסיק להיות ענק אדום. עם מסיביות רבה יותר, האובייקט ישרוף אלמנטים כבדים אחרים.

מחזור חיים שישי של כוכב:גמד לבן

לכוכב בעל מסה סולארית אין מספיק לחץ כבידה כדי להתיך את הפחמן. לכן, מוות מתרחש עם סיום ההליום. השכבות החיצוניות נפלטות ומופיע ננס לבן. זה מתחיל חם, אבל אחרי מאות מיליארדי שנים הוא מתקרר.

היקום הוא מאקרוקוסמוס המשתנה ללא הרף, שבו כל עצם, חומר או חומר נמצאים במצב של טרנספורמציה ושינוי. תהליכים אלו נמשכים מיליארדי שנים. בהשוואה למשך חיי האדם, פרק הזמן הבלתי מובן הזה הוא עצום. בקנה מידה קוסמי, השינויים האלה הם די חולפים. הכוכבים שאנו רואים כעת בשמי הלילה היו זהים לפני אלפי שנים, כאשר הפרעונים המצריים יכלו לראות אותם, אך למעשה, כל הזמן הזה השינוי במאפיינים הפיזיים של גרמי השמים לא נפסק לשנייה. כוכבים נולדים, חיים ובוודאי מזדקנים - התפתחות הכוכבים ממשיכה כרגיל.

מיקומם של כוכבי קבוצת הכוכבים אורסה מז'ור בתקופות היסטוריות שונות במרווח לפני 100,000 שנים - זמננו ולאחר 100 אלף שנים

פרשנות של התפתחות הכוכבים מנקודת מבטו של האדם הממוצע

עבור האדם הממוצע, החלל נראה כעולם של רוגע ושקט. למעשה, היקום הוא מעבדה פיזיקלית ענקית שבה מתרחשות טרנספורמציות עצומות, שבמהלכן משתנים ההרכב הכימי, המאפיינים הפיזיקליים והמבנה של הכוכבים. חייו של כוכב נמשכים כל עוד הוא זורח ומפיץ חום. עם זאת, מצב מבריק כזה לא נמשך לנצח. הלידה המוארת גוררת אחריה תקופה של בגרות של כוכבים, המסתיימת בהכרח בהזדקנות הגוף השמימי ובמותו.

היווצרות פרוטוסטאר מענן גז ואבק לפני 5-7 מיליארד שנים

כל המידע שלנו על כוכבים היום מתאים למסגרת המדע. התרמודינמיקה נותנת לנו הסבר על התהליכים של שיווי משקל הידרוסטטי ותרמי שבהם שוכן חומר הכוכבים. הפיזיקה הגרעינית והקוואנטית מאפשרת לנו להבין את התהליך המורכב של היתוך גרעיני המאפשר לכוכב להתקיים, פולט חום ונותן אור לחלל שמסביב. עם לידתו של כוכב, נוצר שיווי משקל הידרוסטטי ותרמי, הנשמר על ידי מקורות האנרגיה שלו. בתום קריירת כוכבים מזהירה, האיזון הזה מופר. מתחילה סדרה של תהליכים בלתי הפיכים, שתוצאתם הרס הכוכב או קריסה - תהליך גרנדיוזי של מוות מיידי ומבריק של הגוף השמימי.

פיצוץ סופרנובה הוא סיום בהיר לחייו של כוכב שנולד בשנים הראשונות של היקום.

שינויים במאפיינים הפיזיים של כוכבים נובעים מהמסה שלהם. קצב ההתפתחות של עצמים מושפע מהרכבם הכימי ובמידה מסוימת מפרמטרים אסטרופיזיקליים קיימים - מהירות סיבוב ומצב השדה המגנטי. לא ניתן לדבר בדיוק על איך הכל מתרחש בפועל בשל משך הזמן העצום של התהליכים המתוארים. קצב ההתפתחות ושלבי הטרנספורמציה תלויים בזמן לידתו של הכוכב ובמיקומו ביקום בזמן הלידה.

התפתחות הכוכבים מנקודת מבט מדעית

כל כוכב נולד מגוש גז בין-כוכבי קר, אשר בהשפעת כוחות כבידה חיצוניים ופנימיים, נדחס למצב של כדור גז. תהליך הדחיסה של החומר הגזי אינו מפסיק לרגע, מלווה בשחרור אדיר של אנרגיה תרמית. הטמפרטורה של המערך החדש עולה עד שמתחיל היתוך תרמו-גרעיני. מרגע זה נפסקת הדחיסה של חומר הכוכבים, ומתקבל איזון בין המצב ההידרוסטטי והתרמי של העצם. היקום התחדש בכוכב חדש מן המניין.

דלק הכוכבים העיקרי הוא אטום המימן כתוצאה מתגובה תרמו-גרעינית שהושקה.

בהתפתחות הכוכבים, מקורות האנרגיה התרמית שלהם הם בעלי חשיבות מהותית. האנרגיה הקרינה והתרמית הבורחת לחלל מפני השטח של הכוכב מתחדשת על ידי קירור השכבות הפנימיות של גוף השמימי. תגובות תרמו-גרעיניות המתרחשות ללא הרף ודחיסה גרביטציונית במעיים של הכוכב מפצים על האובדן. כל עוד יש מספיק דלק גרעיני במעיים של הכוכב, הכוכב זוהר באור בהיר ופולט חום. ברגע שתהליך ההיתוך התרמו-גרעיני מאט או נפסק לחלוטין, מנגנון הדחיסה הפנימי של הכוכב מופעל כדי לשמור על שיווי משקל תרמי ותרמודינמי. בשלב זה, העצם כבר פולט אנרגיה תרמית, הנראית רק בתחום האינפרא אדום.

בהתבסס על התהליכים המתוארים, אנו יכולים להסיק שהתפתחות הכוכבים מייצגת שינוי עקבי במקורות האנרגיה הכוכבית. באסטרופיזיקה המודרנית ניתן לארגן את תהליכי הטרנספורמציה של כוכבים בהתאם לשלושה סולמות:

• ציר זמן גרעיני;
• תקופה תרמית של חיי כוכב;
• קטע דינמי (סופי) של חיי גוף תאורה.

בכל מקרה לגופו נחשבים התהליכים הקובעים את גיל הכוכב, מאפייניו הפיזיים וסוג המוות של העצם. ציר הזמן הגרעיני מעניין כל עוד העצם מופעל ממקורות החום שלו ופולט אנרגיה שהיא תוצר של תגובות גרעיניות. משך השלב הזה מוערך על ידי קביעת כמות המימן שתומר להליום במהלך היתוך תרמו-גרעיני. ככל שהמסה של הכוכב גדולה יותר, כך עוצמת התגובות הגרעיניות גדולה יותר ובהתאם לכך, הבהירות של העצם גבוהה יותר.

גדלים ומסות של כוכבים שונים, החל מגמד-על ועד לגמד אדום

סולם הזמן התרמי מגדיר את שלב האבולוציה שבמהלכו כוכב מוציא את כל האנרגיה התרמית שלו. תהליך זה מתחיל מהרגע שבו ניצלו הרזרבות האחרונות של המימן והתגובות הגרעיניות נפסקות. כדי לשמור על איזון האובייקט, מתחיל תהליך דחיסה. חומר כוכבי נופל לכיוון המרכז. במקרה זה, האנרגיה הקינטית מומרת לאנרגיה תרמית, המוקדשת לשמירה על איזון הטמפרטורה הדרוש בתוך הכוכב. חלק מהאנרגיה בורח לחלל החיצון.

בהתחשב בעובדה שהבהירות של כוכבים נקבעת על פי המסה שלהם, ברגע של דחיסה של עצם, בהירות שלו בחלל לא משתנה.

כוכב בדרך לרצף הראשי

היווצרות כוכבים מתרחשת לפי סולם זמן דינמי. גז כוכבי נופל בחופשיות פנימה לכיוון המרכז, ומגדיל את הצפיפות והלחץ במעיים של האובייקט העתידי. ככל שהצפיפות במרכז כדור הגז גבוהה יותר, כך הטמפרטורה בתוך העצם גבוהה יותר. מרגע זה ואילך, החום הופך לאנרגיה העיקרית של הגוף השמימי. ככל שהצפיפות גדולה יותר והטמפרטורה גבוהה יותר, כך גדל הלחץ במעיים של הכוכב העתידי. הנפילה החופשית של מולקולות ואטומים נעצרת, ותהליך הדחיסה של גז כוכבים נפסק. מצב זה של עצם נקרא בדרך כלל פרוטוסטאר. האובייקט הוא 90% מימן מולקולרי. כאשר הטמפרטורה מגיעה ל-1800K, מימן עובר למצב האטומי. במהלך תהליך הריקבון, אנרגיה נצרכת, ועליית הטמפרטורה מואטת.

היקום מורכב מ-75% מימן מולקולרי, שבמהלך היווצרותם של פרוטוסטארים הופך למימן אטומי - הדלק הגרעיני של כוכב.

במצב זה, הלחץ בתוך כדור הגז יורד, ובכך נותן חופש לכוח הדחיסה. רצף זה חוזר על עצמו בכל פעם שכל המימן מיונן תחילה, ולאחר מכן מיונן ההליום. בטמפרטורה של 10⁵ K, הגז מיונן לחלוטין, דחיסת הכוכב נעצרת ומתעורר שיווי משקל הידרוסטטי של העצם. ההתפתחות הנוספת של הכוכב תתרחש בהתאם לסולם הזמן התרמי, הרבה יותר איטית ועקבית.

רדיוס הפרוטוסטאר הולך ופוחת מ-100 AU מאז תחילת היווצרותו. עד ¼ א.או. החפץ נמצא באמצע ענן גז. כתוצאה מהצטברות חלקיקים מהאזורים החיצוניים של ענן הגז הכוכבי, מסת הכוכב תגדל ללא הרף. כתוצאה מכך, הטמפרטורה בתוך העצם תגדל, ומתלווה לתהליך ההסעה - העברת האנרגיה מהשכבות הפנימיות של הכוכב לקצה החיצוני שלו. לאחר מכן, עם עליית הטמפרטורה בחלק הפנימי של הגוף השמימי, הסעה מוחלפת בהעברה קרינה, הנעה לעבר פני השטח של הכוכב. ברגע זה, הבהירות של העצם עולה במהירות, וגם הטמפרטורה של שכבות פני השטח של כדור הכוכבים עולה.

תהליכי הסעה והעברת קרינה בכוכב חדש שנוצר לפני תחילת תגובות היתוך תרמו-גרעיני

לדוגמה, עבור כוכבים בעלי מסה זהה למסה של השמש שלנו, הדחיסה של הענן הפרוטוסטלי מתרחשת תוך כמה מאות שנים בלבד. באשר לשלב הסופי של היווצרות העצם, עיבוי החומר הכוכבי נמתח כבר מיליוני שנים. השמש נעה לעבר הרצף הראשי די מהר, והמסע הזה ייקח מאות מיליוני או מיליארדי שנים. במילים אחרות, ככל שהמסה של הכוכב גדולה יותר, פרק הזמן המושקע בהיווצרות כוכב מן המניין ארוך יותר. כוכב במסה של 15M ינוע לאורך הנתיב אל הרצף הראשי להרבה יותר זמן - כ-60 אלף שנה.

שלב הרצף הראשי

למרות העובדה שכמה תגובות היתוך תרמו-גרעיניות מתחילות בטמפרטורות נמוכות יותר, השלב העיקרי של שריפת המימן מתחיל בטמפרטורה של 4 מיליון מעלות. מרגע זה מתחיל שלב הרצף הראשי. צורה חדשה של רביית אנרגיה כוכבית נכנסת לתמונה - גרעינית. האנרגיה הקינטית המשתחררת במהלך הדחיסה של האובייקט דועכת אל הרקע. שיווי המשקל שהושג מבטיח חיים ארוכים ושקטים לכוכב שמוצא את עצמו בשלב הראשוני של הרצף הראשי.

ביקוע והתפרקות של אטומי מימן במהלך תגובה תרמו-גרעינית המתרחשת בחלק הפנימי של כוכב

מרגע זה ואילך, התבוננות בחייו של כוכב קשורה בבירור לשלב של הרצף הראשי, שהוא חלק חשוב בהתפתחותם של גרמי השמיים. בשלב זה המקור היחיד לאנרגיה כוכבית הוא תוצאה של שריפת מימן. האובייקט נמצא במצב של שיווי משקל. כאשר דלק גרעיני נצרך, רק ההרכב הכימי של האובייקט משתנה. שהותה של השמש בשלב הרצף הראשי תימשך כ-10 מיליארד שנים. זה כמה זמן ייקח לכוכב המקומי שלנו לנצל את כל אספקת המימן שלו. באשר לכוכבים מסיביים, האבולוציה שלהם מתרחשת מהר יותר. על ידי פליטת אנרגיה רבה יותר, כוכב מסיבי נשאר בשלב הרצף הראשי רק 10-20 מיליון שנים.

כוכבים פחות מאסיביים בוערים בשמי הלילה להרבה יותר זמן. לפיכך, כוכב במסה של 0.25 M יישאר בשלב הרצף הראשי במשך עשרות מיליארדי שנים.

דיאגרמת הרצספרונג-ראסל המעריכה את הקשר בין ספקטרום הכוכבים לבין עוצמת הבהירות שלהם. הנקודות בתרשים הן מיקומם של כוכבים ידועים. החצים מצביעים על תזוזה של כוכבים מהרצף הראשי לשלבי הענק והגמד הלבן.

כדי לדמיין את התפתחות הכוכבים, פשוט התבונן בתרשים המאפיינת את דרכו של גוף שמימי ברצף הראשי. החלק העליון של הגרף נראה פחות רווי בעצמים, מכיוון שכאן מרוכזים הכוכבים המסיביים. מיקום זה מוסבר על ידי מחזור החיים הקצר שלהם. מבין הכוכבים המוכרים כיום, חלקם בעלי מסה של 70M. עצמים שהמסה שלהם עולה על הגבול העליון של 100M עלולים שלא להיווצר כלל.

לגופים שמימיים שהמסה שלהם קטנה מ-0.08 M אין את ההזדמנות להתגבר על המסה הקריטית הנדרשת לתחילתו של היתוך תרמו-גרעיני והם נשארים קרים לאורך כל חייהם. הפרוטוסטארים הקטנים ביותר קורסים ויוצרים גמדים דמויי כוכב לכת.

ננס חום דמוי כוכב לכת בהשוואה לכוכב רגיל (השמש שלנו) ולכוכב הלכת צדק

בתחתית הרצף מרוכזים עצמים הנשלטים על ידי כוכבים בעלי מסה שווה למסת השמש שלנו ומעט יותר. הגבול הדמיוני בין החלק העליון והתחתון של הרצף הראשי הם עצמים שהמסה שלהם היא - 1.5M.

השלבים הבאים של התפתחות הכוכבים

כל אחת מהאפשרויות להתפתחות מצבו של כוכב נקבעת על פי המסה שלו ומשך הזמן שבו מתרחשת הטרנספורמציה של חומר כוכבים. עם זאת, היקום הוא מנגנון רב-גוני ומורכב, ולכן התפתחות הכוכבים יכולה ללכת בדרכים אחרות.

בנסיעה לאורך הרצף הראשי, לכוכב בעל מסה שווה בקירוב למסת השמש יש שלוש אפשרויות מסלול עיקריות:

1. לחיות את חייך ברוגע ולנוח בשלווה במרחבים העצומים של היקום;
2. להיכנס לשלב הענק האדום ולאט לאט להזדקן;
3. היכנסו לקטגוריה של ננסים לבנים, התפוצצו כסופרנובה והופכים לכוכב נויטרונים.

אפשרויות אפשריות לאבולוציה של פרוטוסטארים בהתאם לזמן, ההרכב הכימי של העצמים והמסה שלהם

אחרי הרצף הראשי מגיע שלב הענק. בשלב זה, עתודות המימן במעיים של הכוכב מותשות לחלוטין, האזור המרכזי של העצם הוא ליבת הליום, ותגובות תרמו-גרעיניות עוברות אל פני השטח של העצם. בהשפעת היתוך תרמו-גרעיני, הקליפה מתרחבת, אך מסת ליבת ההליום גדלה. כוכב רגיל הופך לענק אדום.

שלב ענק ותכונותיו

בכוכבים בעלי מסה נמוכה, צפיפות הליבה הופכת עצומה, והופכת את החומר הכוכבי לגז רלטיביסטי מנוון. אם מסת הכוכב מעט יותר מ-0.26 M, עלייה בלחץ ובטמפרטורה מובילה לתחילת סינתזת הליום, המכסה את כל האזור המרכזי של העצם. מרגע זה ואילך, הטמפרטורה של הכוכב עולה במהירות. המאפיין העיקרי של התהליך הוא שלגז המנוון אין יכולת להתפשט. בהשפעת טמפרטורה גבוהה, רק קצב ביקוע ההליום עולה, המלווה בתגובה נפיצה. ברגעים כאלה נוכל לראות הבזק הליום. בהירות העצם גדלה מאות פעמים, אך ייסוריו של הכוכב נמשכים. הכוכב עובר למצב חדש, שבו כל התהליכים התרמודינמיים מתרחשים בליבת ההליום ובקליפה החיצונית הנפרקת.

מבנה של כוכב רצף ראשי מסוג שמש וענק אדום עם ליבת הליום איזותרמית ואזור נוקלאוסינתזה שכבות

מצב זה הוא זמני ואינו יציב. חומר כוכבי מעורב כל הזמן, וחלק משמעותי ממנו נפלט לחלל שמסביב ויוצר ערפילית פלנטרית. במרכז נותרה ליבה חמה, הנקראת ננס לבן.

עבור כוכבים בעלי מסה גדולה, התהליכים המפורטים לעיל אינם כה קטסטרופליים. שריפת הליום מוחלפת בתגובת הביקוע הגרעיני של פחמן וסיליקון. בסופו של דבר ליבת הכוכב תהפוך לברזל כוכב. שלב הענק נקבע על פי מסת הכוכב. ככל שהמסה של עצם גדולה יותר, כך הטמפרטורה במרכזו נמוכה יותר. ברור שזה לא מספיק כדי להפעיל את תגובת הביקוע הגרעיני של פחמן ואלמנטים אחרים.

גורלו של ננס לבן - כוכב נויטרונים או חור שחור

ברגע שהוא נמצא במצב הגמד הלבן, האובייקט נמצא במצב מאוד לא יציב. התגובות הגרעיניות המופסקות מובילות לירידה בלחץ, הליבה נכנסת למצב של קריסה. האנרגיה המשתחררת במקרה זה מושקעת על ריקבון של ברזל לאטומי הליום, שמתפרק עוד יותר לפרוטונים וניוטרונים. התהליך שהושק מתפתח במהירות מהירה. קריסת כוכב מאפיינת את הקטע הדינמי של הסולם ולוקחת שבריר שנייה בזמן. הבעירה של שאריות דלק גרעיני מתרחשת בצורה נפיצה, ומשחררת כמות עצומה של אנרגיה בשבריר שנייה. זה מספיק כדי לפוצץ את השכבות העליונות של האובייקט. השלב האחרון של גמד לבן הוא פיצוץ סופרנובה.

ליבת הכוכב מתחילה להתמוטט (משמאל). הקריסה יוצרת כוכב נויטרונים ויוצרת זרימת אנרגיה אל השכבות החיצוניות של הכוכב (מרכז). אנרגיה המשתחררת כאשר השכבות החיצוניות של כוכב נשפכות במהלך פיצוץ סופרנובה (מימין).

הליבה הצפופה הנותרת תהיה מקבץ של פרוטונים ואלקטרונים, שמתנגשים זה בזה ויוצרים נויטרונים. היקום התחדש באובייקט חדש - כוכב נויטרונים. בשל הצפיפות הגבוהה, הליבה מתנוונת, ותהליך קריסת הליבה נעצר. אם מסת הכוכב הייתה גדולה מספיק, הקריסה יכולה להימשך עד שהחומר הכוכבי שנותר ייפול לבסוף למרכז העצם ויצר חור שחור.

הסבר על החלק האחרון של התפתחות הכוכבים

עבור כוכבי שיווי משקל רגילים, תהליכי האבולוציה המתוארים אינם סבירים. עם זאת, קיומם של ננסים לבנים וכוכבי נויטרונים מוכיח את קיומם האמיתי של תהליכי דחיסה של חומר כוכבי. המספר הקטן של עצמים כאלה ביקום מעיד על ארעיות קיומם. השלב האחרון של התפתחות הכוכבים יכול להיות מיוצג כשרשרת רציפה משני סוגים:

• כוכב רגיל - ענק אדום - נשירה של שכבות חיצוניות - ננס לבן;
• כוכב מסיבי - ענק על אדום - פיצוץ סופרנובה - כוכב נויטרונים או חור שחור - כלום.

תרשים של התפתחות הכוכבים. אפשרויות להמשך חיי הכוכבים מחוץ לרצף הראשי.

די קשה להסביר את התהליכים המתמשכים מנקודת מבט מדעית. מדעני גרעין מסכימים שבמקרה של השלב האחרון של התפתחות הכוכבים, אנו מתמודדים עם עייפות החומר. כתוצאה מהשפעה מכנית ותרמודינמית ממושכת, החומר משנה את תכונותיו הפיזיקליות. העייפות של חומר הכוכבים, שהתרוקן כתוצאה מתגובות גרעיניות ארוכות טווח, יכולה להסביר את הופעתו של גז אלקטרונים מנוון, הנייטרוניזציה וההשמדה שלאחר מכן. אם כל התהליכים הנ"ל מתרחשים מההתחלה ועד הסוף, החומר הכוכבי מפסיק להיות חומר פיזיקלי - הכוכב נעלם בחלל, לא משאיר מאחור דבר.

בועות בין כוכביות וענני גז ואבק, שהם מקום הולדתם של כוכבים, אינם ניתנים לחידוש רק על ידי כוכבים נעלמו והתפוצצו. היקום והגלקסיות נמצאים במצב שיווי משקל. יש אובדן מתמיד של מסה, צפיפות החלל הבין-כוכבי יורדת בחלק אחד של החלל החיצון. כתוצאה מכך, בחלק אחר של היקום נוצרים תנאים להיווצרות כוכבים חדשים. במילים אחרות, הסכימה עובדת: אם כמות מסוימת של חומר אבדה במקום אחד, במקום אחר ביקום אותה כמות של חומר הופיעה בצורה שונה.

לסיכום

על ידי לימוד התפתחות הכוכבים, אנו מגיעים למסקנה שהיקום הוא פתרון נדיר עצום שבו חלק מהחומר הופך למולקולות מימן, שהן חומר הבנייה לכוכבים. החלק השני מתמוסס בחלל, נעלם מתחום התחושות החומריות. חור שחור במובן זה הוא מקום המעבר של כל החומר לאנטי-חומר. די קשה להבין את המשמעות של מה שקורה, במיוחד אם, כאשר חוקרים את התפתחות הכוכבים, אתה מסתמך רק על חוקי הגרעין, הפיזיקה הקוונטית והתרמודינמיקה. המחקר של סוגיה זו צריך לכלול את תורת ההסתברות היחסית, המאפשרת את עקמומיות החלל, המאפשרת הפיכת אנרגיה אחת לאחרת, מצב אחד לאחר.