121 (Еволюція зірок), страница 2

Установлено, що атоми газу звичайного білого карлика утворять ґрати щільно упакованих важких ядер, крізь яку рухається електронний газ. Ближче до поверхні зірки виродження слабшає, і на поверхні атоми іонізовані не цілком, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподібному стані.

Знаючи фізичні характеристики білих карликів, ми можемо сконструювати їхню наочну модель. Почнемо з того, що білі карлики мають атмосферу. Аналіз спектрів карликів приводить до висновку, що товщина їхньої атмосфери складає усього кілька сотень метрів. У цій атмосфері астрономи виявляють різні знайомі хімічні елементи. Відомі білі карлики двох типів - холодні і гарячі. В атмосферах більш гарячих білих карликів утримується деякий запас водню, хоча, імовірно, він не перевищує 0,05%. Проте, по лініях у спектрах цих зірок були виявлені водень, гелій, кальцій, залізо, вуглець і навіть окис титана. Атмосфери холодних білих карликів складаються майже цілком з гелію; на водень, можливо, приходиться менше, ніж один атом з мільйона. Температури поверхні білих карликів міняються від 5000 К у "холодних" зірок до 50 000 К у "гарячих". Під атмосферою білого карлика лежить область речовини, у якому утримується невелике число вільних електронів. Товщина цього шару 160 км, що складає приблизно 1% радіуса зірки. Шар цей може мінятися згодом, але діаметр білого карлика залишається постійним і рівним приблизно 40 000 км. Як правило, білі карлики не зменшуються в розмірах після того, як досягли цього стану. Вони поводяться подібно гарматному ядру, нагрітому до великої температури; ядро може змінювати температуру, випромінюючи енергію, але його розміри залишаються незмінними. Чим же визначається остаточний діаметр білого карлика ? Виявляється його масою. Чим більше маса білого карлика, тим менше його радіус; мінімально можливий радіус складає 10 000 км. Теоретично, якщо маса білого карлика перевищує масу Сонця в 1,2 рази, його радіус може бути необмежено малим. Саме тиск електронного газу охороняє зірку від усілякого подальшого стиску, і, хоча температура може мінятися від мільйонів градусів у ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не міняється. Згодом зірка стає темним тілом з тим же діаметром, що вона мала, вступивши в стадію білого карлика.

Під верхнім шаром зірки газ практично ізотермичний, тобто температура майже постійна аж до самого центра зірки; вона складає кілька мільйонів градусів - найбільш реальна цифра 6 млн. К.

Тепер, коли ми маємо деякі представлення про будівлю білого карлика, виникає питання: чому він світиться? Очевидно одне: термоядерні реакції виключаються. Усередині білого карлика відсутній водень, що підтримував би цей механізм генерації енергії.

Єдиний вид енергії, яким розташовує білий карлик, - це теплова енергія. Ядра атомів знаходяться в безладному русі, тому що вони розсіюються електронним газом. Згодом рух ядер сповільнюється, що еквівалентно процесові охолодження. Електронний газ, що не схожий не на один з відомих на Землі газів, відрізняється винятковою теплопровідністю, і електрони проводять теплову енергію до поверхні, де через атмосферу ця енергія випромінюється в космічний простір.

Астрономи порівнюють процес остигання гарячого білого карлика з остиганням залізної лозини, вийнятого з вогню. Спочатку білий карлик прохолоджується швидко, але в міру спаду температури усередині нього охолодження сповільнюється. Відповідно до оцінок, за перші сотні мільйонів років світність білого карлика падає на 1% від світності Сонця. Зрештою, білий карлик повинний зникнути і стати чорним карликом, однак на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох учених, представляється досить сумнівним, щоб вік Всесвіту був досить великий для появи в ній чорних карликів.

Інші астрономи вважають, що й у початковій фазі, коли білий карлик ще досить гарячий, швидкість охолодження невелика. А коли температура його поверхні падає до величини порядку температури Сонця, швидкість охолодження збільшується і угасання відбувається дуже швидко. Коли надра білого карлика досить остигнуть, вони затвердіють.

Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів у ній повинно бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи починають пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна установити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сиріуса. Але лише деякі білі карлики входять до складу подвійних зірок. У трьох найбільше добре вивчених випадках маси білих карликів, обмірювані, з точністю понад 10% виявилися менше маси Сонця і складали приблизно половину неї. Теоретично гранична маса для цілком не обертової зірки повинна бути в 1,2 рази більше маси Сонця. Однак якщо зірки обертаються, а цілком ймовірно, так воно і є, те цілком можливі маси, у кілька разів перевищуючі сонячну.

Сила ваги на поверхні білих карликів приблизно в 60-70 разів більше, ніж на Сонце. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонце він важив би 2тонни, а на поверхні білого карлика його вага складала б 120-140 тонн. З обліком того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їхні маси майже збігаються, можна укласти, що сила ваги на поверхні будь-якого білого карлика приблизно та сама. В Уселеної багато білих карликів. Один час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар, показало, що їхня кількість перевищує 1500. Астрономи думають, що частота виникнення білих карликів постійна, принаймні, протягом останніх 5 млрд. років. Можливо, білі карлики складають найбільш численний клас об'єктів на небі. Удалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом у 30 світлового років повинне знаходитися близько 100 таких зірок. Виникає питання: чи всі зірки стають білими карликами наприкінці свого еволюційного шляху? Якщо ні, то яка частина зірок переходить у стадію білого карлика?

Найважливіший крок у рішенні проблеми був зроблений, коли астрономи нанесли положення центральних зірок планетарних туманностей на діаграму температура - світність. Щоб розібратися у властивостях зірок, розташованих у центрі планетарних туманностей, розглянемо ці небесні тіла.

На фотографіях планетарна туманність виглядає як протяжна маса газів еліпсоїдної форми зі слабкої, але гарячою зіркою в центрі. У дійсності ця маса являє собою складну турбулентну, концентричну оболонку, що розширюється зі швидкостями 15-50 км/с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, на ділі вони є оболонками, і швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км/с. Виявилося, що діаметри декількох планетарних туманностей, до яких удалося вимірити відстань, складають порядку 1 світлового року, або близько 10 трильйонів кілометрів. Розширюючи з зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже вирядженим і не може збуджуватися, а отже, його не можна побачити опісля 100 000 років.

Багато планетарних туманностей, що спостерігаються нами сьогодні, народилися в останні 50000 років, а типовий їхній вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей - найбільш гарячі об'єкти серед відомих у природі. Температура їхньої поверхні міняється від 50 000 до 1млн. К. Через надзвичайно високі температури велика частина випромінювання зірки приходиться на далеку ультрафіолетову область електромагніт іншого спектра. Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетвориться і перевипромінюється газом оболонки у видимій області спектра, що і дозволяє нам спостерігати оболонку. Це означає, що оболонки значно яскравіше, ніж центральні зірки, - які насправді є джерелом енергії, - тому що величезна кількість випромінювання зірки приходиться на невидиму частину спектра.

З аналізу характеристик центральних зірок планетарних туманностей випливає, що типове значення їхньої маси укладено в інтервалі 0,6-1 маса Сонця. А для синтезу важких елементів у надрах зірки необхідні великі маси. Кількість водню в цих зірках незначно. Однак газові оболонки багаті воднем і гелієм.

Деякі астрономи вважають, що 50-95 % усіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком зв'язана з планетарними туманностями, принаймні, половина або більш з них відбулися від нормальних зірок головної послідовності, що не проходять через стадію планетарної туманності.

Повна картина утворення білих карликів мрячна і невизначена. Відсутній так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І, проте, загальний висновок такий: багато зірок утрачають частина речовини на шляху до свого фіналу, подібному до стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних «цвинтарях» у виді чорних, невидимих карликів.

Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, то такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як наднові, а потім розростися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися в нейтронні зірки.

НАДНОВІ

Біля семи тисяч років тому у віддаленому куточку космічного простору раптово вибухнула зірка, скинувши із себе зовнішні шари речовини. Порівняно велика і масивна зірка раптом зштовхнулася із серйозною енергетичною проблемою - її фізична цілісність виявилася під погрозою. Коли була пройдена границя стійкості, вибухнув що захоплює, надзвичайно могутній, один із самих катастрофічних у всьому Всесвіті вибухів, що породив наднову зірку.

Шість тисяч років мчався по космічних просторах світло від цієї зірки із сузір'я Тельця і досяг, нарешті, Землі. Це трапилося в 1054р. У Європі наука була тоді занурена в дрімоту, і в арабів вона переживала період застою, але в іншій частині Землі спостерігачі помітили об'єкт, що велично блискає на небі перед сходом Сонця.

Четвертого липня 1054р. китайські астрономи, вдивляючись у небо, побачили світний небесний об'єкт, що був багато яскравіше Венери. Його спостерігали в Пекіні і Кайфіні і назвали "зіркою-гостею". Це був самий яскравий після Сонця об'єкт на небі. Протягом 23 днів, аж до 27 липня 1054р., він був видний навіть удень. Поступово об'єкт ставав слабкіше, але все-таки залишався видимим для неозброєного ока ще 627 днів і нарешті зник 17 квітня 1056р. Це була яскравіша з усіх зареєстрованих - вона сіяла як 500 млн. Сонць. Якби вона знаходила від нас на такій відстані, як найближча до нас зірка альфа Центавра, то навіть самою темною ніччю при її світлі ми могли б вільно читати газету - вона світила б значно яскравіше, ніж повний Місяць.

У європейських хроніках того років немає ніяких згадувань про дану подію, але не слід забувати, щось були роки середньовіччя, коли на європейському континенті майже згасло світло науки.

Один цікавий момент в історії відкриття цієї зірки. У 1955р. Вільям Міллер і Гельмут Абт з обсерваторій Маунт-Вилсон і Маунт-Паломар знайшли доісторичні піктограми на стіні однієї печери в скелі каньйону Навахо в Аризоне. У каньйоні зображення було висічено на камені, а в печері намальовано шматком гематиту - червоного залізняку. На обох малюнках зображені кружок і півмісяць. Міллер витлумачує ці фігури як зображення місячного серпа і зірки; на його думку, вони, можливо, відображають появу наднової у 1054р. Для такого висновку є дві підстави: по-перше, у 1054р., коли спалахнула наднова, фаза Місяця і її розташування відносно наднової були саме такими, як показано на малюнку.

По-друге, по знайденим у тих місцях глиняним черепкам установлено, що біля тисячі років тому в цій місцевості жили індіанці. Таким чином, малюнки, очевидно, є художнім зображенням наднової, зробленим древніми індіанцями.

Після фотографування і ретельного дослідження ділянки неба, де знаходилася наднова, було виявлено, що залишки наднової утворять складну хаотичну газову оболонку, що розширюється, що укладає кілька зірок. Весь цей комплекс із газу і зірок був названий Крабовидної туманністю. Джерелом речовини туманності є одна з центральних зірок, та сама, котра вибухнула сім тисяч років тому. Це нейтронна зірка. Вона має температуру 6-7 млн. К и надзвичайно малий діаметр. По фотографіях і спектрограмам можна визначити фізичні характеристики зірки.

У результаті дослідження з'ясувалося, що в Крабовидної туманності розрізняються два типи випромінюючих областей. По-перше, це волокниста сітка, що складається з газу, нагрітого до декількох десятків тисяч градусів і іонізованого під дією інтенсивного ультрафіолетового випромінювання центральної зірки; газ містить у собі водень, гелій, кисень, неон, сірку. І, по-друге, велика світна аморфна область, на тлі якої ми бачимо газові волокна.

По фотографіях, зробленим біля дванадцяти років тому, виявлено, що деякі з волокон туманності рухаються від її центра назовні. Знаючи кутові розміри, а також приблизна відстань і швидкість розширення, учені визначили, що біля дев'яти сторіч назад на місці туманності було крапкове джерело. Таким чином, удалося встановити прямий зв'язок між крабовидної туманністю і тим вибухом наднової, що майже тисячу років тому спостерігали китайські і японські астрономи.

Питання про причини вибухів наднових як і раніше залишається предметом дискусій і є приводом для висування суперечливих гіпотез.

Зірка з масою, що перевершує сонячну приблизно на 20%, може згодом стати хитливої. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленому наприкінці 30-х років нашого сторіччя, астроном Чандрасекар. Він установив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічним змінам, у результаті чого досягається деякий рівноважний стан, що дозволяє зірці гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Усі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її очікують неймовірні зміни.