ЖЫЛДЫЗДАР ЭВОЛЮЦИЯСЫ барагынын баштапкы кодун көрүү

<b type='title'>ЖЫЛДЫЗДАР ЭВОЛЮЦИЯСЫ</b> , ж ы л д ы з&shy;д а р ө ө р ч ү ш ү – убакыттын өтүшү м-н
жылдыздардын физ. мүнөздөмөлөрүнүн ж-а хим. курамынын өзгөрүшү. Жаратылыштагы бардык объектилер сыяктуу эле жылдыздар пайда бо&shy;лот, өнүгөт, акырында «өлөт». Жылдыздардын
«өмүрү» анын массасына көз каранды. Массасы Күндүкүнөн кичине жылдыздар узак (ондогон млрд жылдар бою) жашайт, себеби массасы ан&shy;чалык чоң болбогондуктан, гравитация күчүнө
жылдыздардын түпкүрүндө жүрүп жаткан яд&shy;ролук реакция тең салмакта турат. Массасы чоң жылдыздар тез «карыйт», мис., массасы Күн&shy;дүкүнөн 15 эсе чоң жылдыздар энергия запасын 10 млн жылда эле «түгөтүп» алат. Дээрлик бар&shy;дык жылдыздар өмүр бою темп-расы м-н өл&shy;чөмдөрүн өзгөртпөй сактайт. Бирок борб. бөлү&shy;гүндөгү суутек гелийге айланып бүткөндө жыл&shy;дыз өзгөрө баштайт. Анын өлчөмү чоңоюп, чы&shy;гарган энергиясы өсүп, кызыл алпка айланат. Борб. бөлүгүндөгү темп-расы 100 млн градуска
чейин көтөрүлүп, ядродогу гелий көмүртекке ай&shy;ланат. Кийин алптын тышкы катмары бөлү&shy;нүп кетиши мүмкүн, анда жылдыз планеталык тумандуулуктун газ алкагында калат. Акырын&shy;да жылдыз кысылып, сууп бараткан ак ки&shy;дикке айланат. Массасы Күндүкүнөн 1,4 эсе чоң жылдыздар ак кидикке айлангандан кийин. кысылуусун токтото албай калат. Гравитация күчүнүн кысуусунан электрон м-н протондордун
өз ара аракети бардык массаны нейтронго ай&shy;ландыруусунан нейтрон жылдызы пайда болот. Эгерде жылдыздын массасы же тышкы катма&shy;ры бөлүнүп кеткенден кийинки калдыгы Күн массасынан 3–5 эсе чоң болсо, анда кысылуу процесси нейтрондук жылдызга айлангандан кийин да токтобойт, кысылуунун эбегейсиз күчү м-н кара көңдөйгө айланат.



[[Категория:3-том, 327-448 бб]]