Народження та еволюція зірок

План
1. Діаграма Герцшпрунга-Рассела
2. Еволюція зірок
3. Білі карлики

Глянувши на небо навіть побіжно, легко помітити, що світ зірок надзвичайно різноманітний. Зірки насамперед відрізняються блиском і кольором. Зрозуміло, видимий блиск ще не дає достовірного уявлення про те, яку кількість світла випромінює в простір та чи інша зірка. Якби всі зірки розмішувалися на однаковій відстані від Землі, то відповідь на це питання була б простою — більш яскраві зірки є і більш потужними випромінювачами. Але насправді доводиться спочатку визначати відстань до зірки, а потім за її видимою яскравістю та відомою відстанню обчислювати справжню світність зірки.
Чим масивніша зірка, тим більша її світність. Однак маси зірок не можуть бути довільними. Якщо,,скажімо, тіло має масу, яка в десятки разів менша, ніж у Сонця, то температура в надрах цього тіла недостатня для виникнення ядерних реакцій. Тіло з такою масою ніколи не стане самосвітним, тобто ніколи не перетвориться на зірку. Така доля, наприклад, у Юпітера, який за своєю масою "не дотягує" до зірки.
Є, очевидно, і верхня межа зоряної маси. У всякому разі, у Метагалактиці вкрай рідко зустрічаються зірки з масами, які б у десятки разів перевищували масу Сонця. А от розміри зірок дуже різні — від надгігантів, діаметр яких більший за діаметр земної орбіти, до карликових, нейтронних зірок, поперечник яких становить близько десяти кілометрів.
Діаграма Герцшпрунга-Рассела

Вивчаючи спектри зірок, астрономи з'ясували їх склад. Одночасно вдалося визначити температуру поверхонь зірок. Знаючи справжню світність і поверхневу температуру зірки, астрономи можуть зробити багато важливих умовиводів. На початку XX століття датський астроном Ейнар Герцшпрунг та американський астроном Генрі Норріс Рассел незалежно один від одного виявили, як багато цікавих висновків можна одержати з діаграми світність-температура. Світності зірок при цьому відкладаються
по вертикальній осі, а поверхнева температура — по горизонтальній осі. Кожну зірку на небі, для якої відомі її світність і температура поверхні, можна зобразити на цій діаграмі у вигляді точки. Наприклад, світність Сонця дорівнює 1, а його температура близька до 6000 К, тому Сонце зображується точкою приблизно посередині діаграми. Цей графік названий діаграмою Герцшпрунга-Рассела.
Видно, що точки, які зображують зірки, розміщені по всій діаграмі не безладно. Навпаки, вони групуються в трьох основних областях. Більшість зірок, які ми спостерігаємо на небі, належать до головної послідовності. Головна послідовність проходить через усю діаграму по діагоналі від яскравих гарячих зірок у лівому верхньому кутку до слабких холодних зірок у правому нижньому кутку. Сонце теж є зіркою головної послідовності.
Крім головної послідовності, є інша велика група зірок у правому верхньому кутку діаграми Герцшпрунга-Рассела. Ці зірки яскраві та холодні. Вони випромінюють світла в тисячі разів більше, ніж Сонце, але їх поверхневі температури становлять усього 3000-4000 К. Отже, за своїми розмірами ці зірки повинні бути гігантськими. Пересічні діаметри таких зірок становлять кілька сотень мільйонів кілометрів. Оскільки ці зірки холодні, вони випромінюють переважно червонувате світло. Тому їх називають червоними гігантами.
Майже кожна червона зірка, яку можна спостерігати на небі, — це червоний гігант. Наприклад, серед найбільш яскравих — Бетельгейзе в Оріоні, Антарес у Скорпіоні, Альдебаран у Тільці. Усі інші зірки, видимі неозброєним оком, — це зірки головної послідовності.
У гарний телескоп можна побачити зірки ще одного типу, які не належать ні до червоних гігантів, ні до головної послідовності. Цей третій тип включає дуже гарячі й дуже слабкі зірки. Поверхнева температура, характерна для цих зірок, від 10000 до 20000 К, а випромінюють вони лише 0,01 частину світла, яке випромінює Сонце. Тому точки, що зображують ці зірки, зосереджені в лівому нижньому куті діаграми Гецшпрунга-Рассела. Дуже гарячі зірки випромінюють, в основному, блакитнувато-біле світло; ці слабкі зірки повинні бути невеликими. Як правило, за розмірами вони схожі на Землю (тобто мають діаметр приблизно 15000 км), і тому їх називають білими карликами.
Роль діаграми Герцшпрунга — Рассела важко переоцінити. Існують якісь важливі причини, з яких більшість зірок — це або зірки головної послідовності, або червоні гіганти, або білі карлики. Зрозуміло, є і виключення, але факт залишається фактом — більшість зірок мільярди років своєї біографії залишаються членами одного із цих трьох основних сімейств.
Зірки еволюціонують. Це означає, що протягом свого життя зірка змінює свою світність і поверхневу температуру. Інакше кажучи, точка, що зображує зірку, повинна переміщатися по діаграмі Герцшпрунга — Рассела.
Еволюція зірок
Спостерігаючи небо, астрономи часто виявляють величезні хмарні скупчення газу. Прекрасним прикладом цього явища є туманність Оріона (її називають М42), яку іноді вдається побачити і неозброєним оком поблизу середньої зірки в мечі Оріона.
Уявімо собі одну з таких холодних і темних хмар газу й пилу. Можна припустити" що вона не є абсолютно однорідною, а містить згущення, у яких газ має трохи більшу густину, між у сусідніх частинах хмари. Оскільки таке згущення містить більше речовини, ніж його оточення, воно створює і набагато сильніше поле тяжіння; отже, воно буде притягати навколишню речовину. У результаті згущення ставатиме все більш масивним і породжуватиме все сильніше гравітаційне поле, яке, у свою чергу, притягуватиме ще більше речовини. Шляхом такої акреції згущення росте як за розмірами, так і за масою, поки в ньому не збереться, нарешті, величезна кількість речовини — як багато мас Сонця, — розподілена в об'ємі, який багаторазово перевищує розміри Сонячної системи.
Детальні розрахунки показують, що така протозірка є нестійкою. Справа в тому, що відсутній будь-який опір величезному тиску газу. Тому протозірка починає стискатися. У міру того, як речовина цієї величезної газової кулі займає все менший і менший об'єм, починають різко збільшуватися тиск і густина всередині протозірки. Температура поблизу центра протозірки в процесі її стиснення підвищується все більше і більше. Нарешті, коли температура в центрі досягає 10 мільйонів градусів, ядра атомів водню починають зіштовхуватися із такою силою, що зливаються між собою, утворюючи ядра атомів гелію. У процесі такої термоядерної реакції, коли водень перетворюється на гелій, виділяється величезна кількість енергії. Це той же процес, який відбувається у водневій бомбі. Виділення енергії настільки потужне, що спроможне зупинити стиснення. Так народжується зірка.
У процесі стиснення протозірки точка, яка зображує її на діаграмі Герцшлрунга — Рассела, дуже швидко переміщується по діаграмі, оскільки швидко змінюються умови на поверхні протозірки. Спочатку, у міру зменшення розмірів протозірки, її світність зменшується. Пізніше, безпосередньо перед "запалюванням" термоядерної реакції, поверхнева температура протозірки швидко зростає. Відповідно до розрахунків, ця точка-зірка на діаграмі зупиняється, коли в серцевині зірки починається "спалювання" водню, причому ця точка зупинки відповідає головній послідовності.
Таким чином, у центральній частині кожної зірки головної послідовності відбувається "спалювання" водню. Таке "спалювання" в масивних зірках відбувається з величезною швидкістю. Тому більш масивні зірки і є найбільш яскравими. У зірок з малою масою "спалювання" водню відбувається набагато повільніше, і тому менш масивні зірки світяться значно слабкіше.
Сонце — типовий приклад зірки головної послідовності; кожної секунди в ньому перетворюється на гелій 600 мільйонів тонн водню.
Зрештою, у центрі зірки головної послідовності весь водень вичерпується. Виснаження запасів водню призводить до великих змін центральна область зірки знову починає стискатися — адже знову немає нічого, що б її стримувало. При стисненні знову починають стрімко зростати тиск, густина й температура. Нарешті, коли температура в центрі зірки досягне 100 мільйонів градусів, ядра атомів гелію
(що нагромадилися на стадії "спалювання" водню) почнуть при зіткненнях зливатися між собою та утворювати ядра вуглецю. Таке включення "спалювання" гелію в серцевині зірки спричинює величезне додаткове виділення енергії. До того ж виділення енергії у процесі стиснення центральної області зірки немовби роздуває її поверхню. Зірка розширюється, а гази її атмосфери охолоджуються до 3000-4000 К. Утворюється гігантська зірка, яка має діаметр близько третини мільярда кілометрів, з низькою температурою поверхні червоний гігант.
Приблизно через 5 мільярдів років виснажаться всі запаси водню в надрах Сонця. Центральна область почне стрімко стискатися, а поверхня Сонця — розширюватися; увімкнеться механізм "спалювання" гелію. За порівняно короткий проміжок часу (менш як за мільярд років) дивовижно роздуте Сонце поглине Землю й наша планета перетвориться на пару.
Але так само, як у свій час виснажилися запаси водню, настане черга і гелію. Почнеться ще одне стрімке стиснення серцевини зірки, і якщо вона раніше була значно масивнішою від нашого Сонця, то відбудеться включення ще більш екзотичних термоядерних реакцій — таких як "спалювання" вуглецю, кисню й кремнію. Саме внаслідок таких процесів у масивних зірках народжуються важкі елементи.
Хоч ми поки що розуміємо не все, що відбувається, прийнято вважати, що на пізніх етапах еволюції зірки стають надзвичайно нестійкими.
Зрештою, ця нестійкість масивної зірки стає настільки сильною, що зірка завершує своє існування грандіозним вибухом. Ці вибухи іноді настільки колосальні, що на короткий час зірка стає яскравішою за всю галактику, у якій вона знаходилася. Така зірка, що зазнала вибуху, називається новою, а якщо вибух був дуже потужним — то надновою.
У передсмертній агонії вмираюча зірка може викинути в космос величезну кількість речовини у вигляді газу. Ці гази можна іноді спостерігати як планетарні туманності. Такою є кільцеподібна туманність у сузір'ї Ліри. Туманність у сузір'ї Лебедя — це теж залишки наднової.
Від зірки після її смерті залишається вигоріла серцевина. Якщо маса зірки була невеликою (наприклад, як у Сонця), то ця серцевина продовжуватиме стискатися доти, доки якісь сили не перешкодять подальшому стисненню. На цьому етапі зірка стає дуже гарячою і маленькою. Так утворюється білий карлик.
У результаті численних і копітких обчислень, що проводилися з початку 1960-х років, удалося вибудувати життєвий шлях зірки типу Сонця як рух точки, що зображує цю зірку, по діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Первісне стиснення протозірки призводить до швидкого падіння світності в міру зменшення її розмірів. Це супроводжується збільшенням поверхневої температури внаслідок розігрівання атмосфери зірки. Коли в центрі зірки починається "спалювання" водню, точка, що зображує зірку, зупиняється на головній послідовності й залишається там протягом близько 10 мільярдів років. Перехід в область червоних гігантів відбувається також дуже швидко. Коли ж включається "спалювання" гелію, точка залишається у верхньому правому куті діаграми на кілька сотень мільйонів років. Потім зірка стає нестійкою, точка знову рухається по діаграмі й, нарешті, усе закінчується на білому карлику. Білі карлики — це померлі зірки. Вони слабо світять й остигають. Точка на діаграмі, яка зображує білий карлик, повільно сповзає по кривій вниз і вправо.
Слід звернути особливу увагу на кілька важливих чинників зоряної еволюції. По-перше, наймасивніші зірки головної послідовності — це разом із тим і найяскравіші зірки. Вони яскраві тому, що водень у них "спалюється" в шаленому темпі. Незважаючи на велику масу й, відповідно, величезні запаси пального, водень у серцевині таких зірок виснажується дуже швидко. Інакше кажучи, наймасивніші зірки й еволюціонують швидше від усіх інших зірок. По-друге, дослідження планетарних туманностей і залишків наднових свідчить, що наймасивніші зірки можуть викидати в космос частину своєї речовини. І, нарешті, астрофізики твердо впевнені в існуванні чіткої верхньої межі маси білого карлика. Білий карлик повинен мати масу, меншу ніж 1,25 маси Сонця. Якщо ж маса зірки більша, то наприкінці еволюції вона може стати нейтронною зорею або чорною діркою.
Білі карлики
Природа білих карликів як "мертвих зірок" стала достатньо зрозумілою після опублікування роботи Чандрасекара на початку 1930-х років. Та термоядерна "пічка", що підтримує структуру звичайних зірок, не може забезпечити стійкість зовнішніх шарів білого карлика з тієї причини, що в них уже вичерпане все пальне. Для розуміння того механізму, що підтримує структуру білого карлика, розглянемо речовину в серцевині зірки, яка перебуває у стані колапсу. З часом зірка зазнає все більшого стиснення, тиск і густина стають настільки великими, що всі атоми повністю "роздавлюються". У результаті з'являється безліч вільних електронів, в яких "плавають ядра". Кожному електрону властивий спін, унаслідок чого його поведінка підпорядковується важливому закону природи під назвою принципу заборони Паулі. Відповідно до цієї заборони два електрони одночасно не можуть займати одне і те ж місце, якщо їхні швидкості й спіни однакові. Коли умираюча зірка стискається, то електрони також зазнають такого сильного стиснення, що, зрештою, заповнюються всі вакансії можливого розташуванняй швидкостей електронів. Як тільки це відбулося, електрони починають з великою силою впливати один на одного, протидіючи подальшому стисненню умираючої зірки. Таким чином, виникає тиск вироджених електронів, який запобігає необмеженому стисненню (колапсу) білого карлика.
Білі карлики відомі астрономам уже протягом багатьох років. Вони настільки звичні, щодо недавніх пір вважалися кінцевим станом усіх умираючих зірок.
Виконавши детальні розрахунки структури білих карликів, Чандрасекар зробив цікаве відкриття: для маси як найважливішої фізичної характеристики білих карликів існує строга верхня межа. Тиск вироджених електронів здатний підтримувати речовину мертвої зірки лише в тому випадку, якщо її маса не перевищує 1,25 маси Сонця. Якщо ж маса вмираючої зірки істотно перевищує 1,25 сонячної, то навіть могутніх сил взаємодії між виродженими електронами недостатньо для того, щоб протистояти нищівному тиску верхніх шарів зірки. Ця критична межа маси — 1,25 маси Сонця — називається межею Чандрасекара.

Список використаної літератури
1. Абачиеп С. К. Концепции современного естествознания (в 2-х частях). Балашиха. - 1988. - I ч.: 150 с, II ч.: 190 с.
2. Ампер А. Электродинамика. М.: ИЛ. — 1954. — 369 с.
3. Античная цивилизация. — М.: Наука. — 1973. — 269 с.
4. Аристотель. Соч. В 4-х тт. Т. 4. - М.: Мысль. - 1983. - 828 с.

Внимание, отключите Adblock

Вы посетили наш сайт со включенным блокировщиком рекламы!
Ссылка для скачивания станет доступной сразу после отключения Adblock!

Скачать