121 (Еволюція зірок)

РЕФЕРАТ

«Еволюція зірок»

Еволюція зірок

Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують, і, нарешті "умирають". Щоб простежити життєвий шлях зірок і зрозуміти, як вони старіють, необхідно знати, як вони виникають. У минулому це представлялося великою загадкою; сучасні астрономи вже можуть з великою впевненістю докладно описати шляхи, що ведуть до появи яскравих зірок на нашому нічному небозводі.

Не дуже давно астрономи вважали, що на утворення зірки з міжзоряних газу і пилу потрібні мільйони років. Але в останні роки були отримані разючі фотографії області неба, що входить до складу Великої Туманності Оріона, де протягом декількох років з'явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947р. у цьому місці була видна група з трьох звездоподібних об'єктів. ДО 1954р. деякі з них стали довгастими, а до 1959р. ці довгасті утворення розпалися на окремі зірки - вперше в історії людства люди спостерігали, народження зірок буквально на очах цей безпрецедентний випадок показав астрономам, що зірки можуть народжуватися за короткий інтервал часу, і які здавалися раніше дивними міркування про те, що зірки звичайно виникають у групах, або зоряних скупченнях, виявилися справедливими.

Який же механізм їхнього виникнення? Чому за багато років астрономічних візуальних і фотографічних спостережень неба тільки зараз вперше удалося побачити "матеріалізацію" зірок? Народження зірки не може бути винятковою подією : у багатьох ділянках неба існують умови, необхідні для появи цих тел.

У результаті ретельного вивчення фотографій мрячних ділянок Чумацького Шляху удалося знайти маленькі чорні цятки неправильної форми, або глобули, що представляють собою масивні скупчення пилу і газу. Вони виглядають чорними, тому що не випускають власного світла і знаходяться між нами і яскравими зірками, світло від яких вони заслоняють. Ці газово-пилові хмари містять частки пилу, що дуже сильно поглинають світло, що йде від розташованих за ними зірок. Розміри глобул величезні - до декількох світлового років у поперечнику. Незважаючи на те, що речовина в цих скупченнях дуже розріджено, загальний обсяг їх настільки великий, що його цілком вистачає для формування невеликих скупчень зірок, по масі близьких до Сонця. Для того щоб уявити собі, як із глобул виникають зірки, згадаємо, що всі зірки випромінюють і їхнє випромінювання натискає. Розроблено чуттєві інструменти, що реагують на тиск сонячного світла, що проникає крізь товщу земної атмосфери. У чорній глобулі під дією тиску випромінювання, що випускається навколишніми зірками, відбувається стиск і ущільнення речовини. Усередині глобули гуляє "вітер", що розметає в усіх напрямках газ і пилові частки, так що речовина глобули перебуває в безперервному турбулентному русі.

Глобулу можна розглядати як турбулентну газово-пилову масу, на яку з усіх боків давить випромінювання. Під дією цього тиску обсяг, заповнювана газом і пилом, буде стискуватися, стаючи, усе менше і менше. Такий стиск протікає протягом деякого часу, що залежить від навколишню глобулу джерел випромінювання й інтенсивності останнього. Гравітаційні сили, що виникають через концентрацію маси в центрі глобули, теж прагнуть зжати глобулу, змушуючи речовину падати до її центра. Падаючи, частки речовини здобувають кінетичну енергію і розігрівають газово-пилову хмару.

Падіння речовини може тривати сотні років. Спочатку воно відбувається повільно, неквапливо, оскільки гравітаційні сили, що притягають частки до центра, ще дуже слабкі. Через якийсь час, коли глобула стає менше, а поле тяжіння підсилюється, падіння починає відбуватися швидше. Але, як ми вже знаємо, глобула величезна, не менш світлового року в діаметрі. Це значить, що відстань від її зовнішньої границі до центра може перевищувати 10 трильйонів кілометрів. Якщо частка від краю глобули почне падати до центра зі швидкістю деяким менш 2км/з, то центра вона досягне тільки через 200 000 років. Спостереження показують, що швидкості руху газу і пилових часток насправді набагато більше, а тому гравітаційний стиск відбувається значно швидше.

Падіння речовини до центра супроводжується досить частими зіткненнями часток і переходом їхньої кінетичної енергії в теплову. У результаті температура глобули зростає. Глобула стає протозіркою і починає світитися, тому що енергія руху часток перейшла в тепло, нагріла пил і газ.

У цій стадії протозірка ледь видна, так, як основна частка її випромінювання приходиться на далеку інфрачервону область. Зірка ще не народилася, але зародок її вже з'явився. Астрономам поки невідомо, скільки часу потрібно протозірки, щоб досягти тієї стадії, коли вона починає світитися як тьмяну червону кулю і стає видимою. За різними оцінками, цей час коливається від тисяч до декількох мільйонів років. Однак, пам'ятаючи про появу зірок у Великій Туманності Оріона, коштує, мабуть, вважати, що найбільш близько до реальності оцінка, що дає мінімальне значення часу.

Тут ми повинні зробити невеликий відступ, для того, щоб ретельно розглянути деякі деталі, зв'язані з народженням зірки, і оцінити їхній вплив на її подальшу долю. Зірки народжуються з усілякими масами. Крім того, вони можуть мати самий різний хімічний склад. Обоє ці фактора впливають на подальше поводження зірки, на всю її долю. Щоб краще в цьому розібратися, вийдемо з будинку і глянемо на нічне небо.

З вершини гори, удалині від міського світла, що заважає нам, ми побачимо на небі, принаймні, 3000 зірок. Спостерігач з дуже гострим зором при ідеальних атмосферних умовах побачить у півтора разу більше зірок. Одні з них вилучені від нас на тисячу, інші - усього на кілька світлового років. Спробуємо тепер розмістити всі ці зірки на діаграмі, на якій кожна зірка характеризується двома фізичними величинами: температурою і світністю. Розмістивши всі 3000 зірок, ми знайдемо, що самі яскраві з них одночасно виявляються і самими гарячими, а самі слабкі - самими холодними. При цьому помітимо, що переважна більшість зірок розташовується уздовж похилої лінії, що тягнеться з верхнього лівого кута графіка в нижній правий (якщо, як це традиційно прийнято, вісь температур направити вліво, а вісь светимостей - нагору.) Це нормальні зірки, і їхній розподіл називають "головною послідовністю". Отримана діаграма називається діаграмою Герцшпрунга - Рассела, на честь двох видатних астрономів, що вперше установили цю чудову залежність. У ній важливу роль грає маса зірки. Якщо маса зірки велика, остання при народженні попадає на верхню частину головної послідовності, якщо маса мала, то зірка виявляється в нижній її частині.

Тривалість життя зірки залежить від її маси. Зірки з масою меншої, чим у Сонця, дуже ощадливо витрачають запаси свого ядерного "палива" і можуть світити десятки мільярдів років. Зовнішні шари зірок, подібних до нашого Сонця, з масами не великими 1,2 мас Сонця, поступово розширюються і, зрештою, зовсім залишають ядро зірки. На місці гіганта залишається маленький і гарячий білий карлик.

БІЛІ КАРЛИКИ

Білі карлики - одна з цікавіших тим в історії астрономії: уперше були відкриті небесні тіла, що володіють властивостями, досить далекими від тих, з якими ми маємо справу в земних умовах. І, цілком ймовірно, дозвіл загадки білих карликів поклало початок дослідженням таємничої природи речовини, захованого десь у різних куточках Всесвіту.

В Уселеної багато білих карликів. Один час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар (США), показало, що їхня кількість перевищує 1500. Удалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом у 30 світлового років повинне знаходитися близько 100 таких зірок. Історія відкриття білих карликів сходить до початку 19у, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найбільш яскравої зірки Сиріус, відкрив, що її шлях є не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зірки відбувався не по прямої лінії; здавався, що вона ледь помітно зміщалася зі сторони убік. ДО 1844р., після приблизно десяти років після перших спостережень Сиріуса, Бессель прийшов до висновку, що поруч із Сиріусом знаходиться друга зірка, що, будучи невидимої, робить на Сиріус гравітаційний вплив; воно виявляється по коливаннях у русі Сиріуса. Ще більш цікавим виявилася та обставина, що якщо темний компонент дійсно існує, те період звертання обох зірок щодо їхнього загального центра ваги дорівнює приблизно 50 рокам.

Перенесемося в 1862р. і з Німеччини в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, найбільшому будівельникові телескопів у США, Університетам штату Міссісіпі було доручено сконструювати телескоп з об'єктивом діаметром 18,5 дюйма (46 див), що повинний був стати самим великим телескопом у світі. Після того як Кларк закінчив обробку лінзи телескопа, потрібно було перевірити, чи забезпечена необхідна точність форми її поверхні. З цією метою лінзу установили в рухливій трубі і направили на Сиріус - саму яскраву зірку, що є кращим об'єктом для перевірки лінз і виявлення їхніх дефектів. Зафіксувавши положення труби телескопа, Алван Кларк побачив слабкий «примару», що з'явився на східному краї полючи зору телескопа у відблиску Сиріуса. Потім, у міру руху небозводу, у поле зору потрапив і сам Сиріус. Його зображення було перекручено - здавалося, що «примара» являє собою дефект лінзи, що варто було б усунути, перш ніж здати лінзу в експлуатацію. Однак ця виникла в поле зору телескопа слабка зірочка виявилася компонентом Сиріуса, передвіщеним Бесселем. На закінчення треба додати, що через першу світову війну, що почалася, телескоп Кларка так ніколи і не був відправлений у Міссісіпі - його установили в Дирбонівській обсерваторії, поблизу Чикаго, а лінзу використовують, донині, але на іншій установці.

Таким чином, Сиріус став предметом загального інтересу і багатьох досліджень, тому що фізичні характеристики подвійної системи заінтригували астрономів. З урахуванням особливостей руху Сиріуса, його відстань до Землі й амплітуди відхилень від прямолінійного руху астрономам удалося визначити характеристики обох зірок системи, названих Сиріус А и Сиріус В. Сумарна маса обох зірок виявилася в 3,4 рази більше маси Сонця. Було знайдено, що відстань між зірками майже в 20 разів перевищує відстань між Сонцем і Землею, тобто приблизно дорівнює відстані між Сонцем і Ураном; отримана на підставі виміру параметрів орбіти маса Сиріуса А виявилася в 2,5 рази більше маси Сонця, а маса Сиріуса В склала 95% маси Сонця. Після того як були визначені світності обох зірок, виявилося, що Сиріус А майже в 10 000 разів яскравіше, ніж Сиріус В. По абсолютній величині Сиріуса А ми знаємо, що він приблизно в 35,5 рази світить сильніше Сонця. Звідси випливає, що світність Сонця в 300 разів перевищує світність Сиріуса В.

Світність будь-якої зірки залежить від температури поверхні зірки і її розмірів, тобто діаметра. Близькість другого компонента до більш яскравого Сиріуса А надзвичайно ускладнює визначення його спектра, що необхідно для установки температури зірки. У 1915р. з використанням усіх технічних засобів, якими розташовувала найбільша обсерваторія того часу Маунт-Вилсон (США), були отримані удалі фотографії спектра Сиріуса. Це привело до несподіваного відкриття: температура супутника складала 8000 ДО, тоді як Сонце має температуру 5700 ДО. Таким чином, супутник у дійсності виявився гаряче Сонця, а це означало, що світність одиниці його поверхні також більше.

Справді, простий розрахунок показує, що кожен сантиметр цієї зірки випромінює в чотири рази більше енергії, чим квадратний сантиметр поверхні Сонця. Звідси випливає, що поверхня супутника повинна бути в 3004 разів менше, ніж поверхня Сонця, і Сиріус У повинний мати діаметр близько 40 000 км. Однак маса цієї зірки складає 95% від маси Сонця. Цей виходить, що величезна кількість речовини повинна бути упакована в надзвичайно малому обсязі, інакше кажучи, зірка повинна бути щільної. У результаті нескладних арифметичних дій одержуємо, що щільність супутника майже в 100 000 разів перевищує щільність води. Кубічний сантиметр цієї речовини на Землі важив би 100 кг, а 0,5 л такої речовини - близько 50 т.

Така історія відкриття першого білого карлика. А тепер задамося питанням, яким образом речовина можна зжати так, щоб один кубічний сантиметр його важив 100 кг?

Воно з'являється при найсильнішому стиску речовини в надрах зірки. Саме стиск, а не високі температури є причиною тиску. Унаслідок сильного стиску атоми виявляються настільки щільно упакованими, що електронні оболонки починають проникати одна в іншу.

Гравітаційний стиск білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати друг у друга доти, поки відстань між ядрами не стане порядку радіуса найменшої електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки являють собою непроникний бар'єр, що перешкоджає подальшому стискові. При максимальному стиску електрони вже не зв'язані з окремими ядрами, а вільно рухаються щодо них. Процес відділення електронів від ядер відбувається в результаті іонізації тиском. Коли іонізація стає повної, хмара електронів рухається щодо ґрат з більш важких ядер, так що речовина білого карлика здобуває визначені фізичні властивості, характерні для металів. У такій речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно тому, як тепло поширюється по залізній лозині, що нагрівається з одного кінця.

Але електронний газ виявляє і незвичайні властивості. В міру стиску електронів їхня швидкість усе більше зростає, тому що, як ми знаємо, відповідно до фундаментального фізичного принципу, два електрони, що знаходяться в одному елементі фазового обсягу, не можуть мати однакові енергії. Отже, щоб не займати той самий елемент обсягу, вони повинні рухатися з величезними швидкостями. Найменший розмір припустимого обсягу залежить від діапазону швидкостей електронів. Однак у середньому, чим нижче швидкість електронів, тим більше той мінімальний обсяг, що вони можуть займати. Іншими словами, найшвидші електрони займають найменший обсяг. Хоча окремі електрони носяться зі швидкостями, що відповідають внутрішній температурі порядку мільйонів градусів, температура повного ансамблю електронів у цілому залишається низкою.