295 (641656), страница 3
Текст из файла (страница 3)
Тепер можна уявити картину еволюції якої-небудь зірки наступним чином. З різних причин (їх можна вказати кілька) початок конденсуватися хмара міжзоряного газово-пилової середовища. Досить скоро (зрозуміло, за астрономічними масштабами!) Під впливом сил всесвітнього тяжіння з цієї хмари утворюється порівняно щільний непрозорий газовий кулю. Строго кажучи, ця куля ще не можна назвати зіркою, тому що в його центральних областях температура недостатня для того, щоб почалися термоядерні реакції. Тиск газу всередині кулі не в змозі поки врівноважити сили притягання окремих його частин, тому він буде безупинно стискуватися. Деякі астрономи раніше вважали, що такі протозірки спостерігаються в окремих туманностях у вигляді дуже темних компактних утворень, так званих глобул. Успіхи радіоастрономії, однак, змусили відмовитися від такої досить наївною точки зору. Звичайно одночасно утворюється не одна протозірка, а більш-менш численна група їх. Надалі ці групи стають зоряними асоціаціями і скупченнями, добре відомими астрономам. Досить імовірно, що на цьому самому ранньому етапі еволюції зірки навколо неї утворюються згустки з меншою масою, які потім поступово перетворюються на планети.
При стисненні протозірки температура її підвищується, і значна частина звільняється потенційної енергії випромінюється в навколишній простір. Так як розміри стискального газової кулі дуже великі, то випромінювання з одиниці його поверхні буде незначним. Коль скоро потік випромінювання з одиниці поверхні пропорційний четвертого ступеня температури (закон Стефана – Больцмана), температура поверхневих шарів зірки порівняно низька, між тим як її світність майже така ж, як у звичайної зірки з тією ж масою. Тому на діаграмі «спектр – світність» такі зірки розташуються вправо від головної послідовності, тобто потраплять в область червоних гігантів або червоних карликів, залежно від значень їх первинних мас.
Надалі протозірка продовжує стискатися. Її розміри стають менше, а поверхнева температура зростає внаслідок чого спектр стає все більш раннім. Таким чином, рухаючись по діаграмі «спектр – світність», протозірка досить швидко «сяде» на головну послідовність. У цей період температура зоряних надр вже виявляється достатньою для тою, щоб там почалися термоядерні реакції. При цьому тиск газу всередині майбутньої зірки врівноважує тяжіння, і газова куля перестає стискатися. Протозірок стає зіркою.
Але що станеться з зірками, коли реакція «гелій – вуглець» у центральних областях вичерпає себе, так само як і воднева реакція в тонкому шарі, що оточує гаряче щільне ядро? Яка стадія еволюції наступить слідом за стадією червоного гіганта?
Сукупність даних спостережень, а також ряд теоретичних міркувань говорять про те, що на цьому етапі еволюції зірки, маса яких менша, ніж 1,2 маси Сонця, істотну частину своєї маси, творчу їхню зовнішню оболонку, «скидають». Такий процес ми спостерігаємо, мабуть, як утворення так званих «планетарних туманностей». Після того, як від зірки відокремиться з порівняно невеликою швидкістю зовнішня оболонка, «розкриються» її внутрішні, дуже гарячі шари. При цьому відокремилася оболонка буде розширюватися, все далі й далі відходячи від зірки.
Потужне ультрафіолетове випромінювання зірки – ядра планетарної туманності – буде атоми в оболонці, збуджуючи їх світіння. Через кілька десятків тисяч років оболонка розсіється і залишиться тільки невелика дуже гаряча щільна зірка. Поступово, досить повільно остигаючи, вона перетвориться на білий карлик.
Таким чином, білі карлики як би «визрівають» всередині зірок – червоних гігантів – і «з'являються на світ» після відділення зовнішніх шарів гігантських зірок. В інших випадках скидання зовнішніх шарів може відбуватися не шляхом утворення планетарних туманностей, а шляхом поступового закінчення атомів. Так чи інакше, білі карлики, в яких весь водень «вигорів» і ядерні реакції припинилися, мабуть, є завершальним етапом еволюції більшості зірок. Логічним висновком звідси є визнання генетичного зв'язку між самими пізніми етапами еволюції зірок і білими карликами.
Поступово остигаючи, вони все менше і менше випромінюють, переходячи в невидимі «чорні» карлики. Це мертві, холодні зірки дуже великої щільності, в мільйони разів щільніше води. Їх розміри менші від розмірів земної кулі, хоча маси можна порівняти з сонячною. Процес остигання білих карликів триває багато сотень мільйонів років. Так кінчає своє існування більшість зірок. Проте фінал життя порівняно масивних зірок може бути значно більш драматичним.
Якщо маса стискається зірки перевершує масу Сонця більш ніж у 1,4 рази, то така зірка, досягнувши стадії білого карлика, на тому не зупиниться. Гравітаційні сили в цьому випадку дуже великі, що електрони вдавлюються всередину атомних ядер. У результаті ізотопи перетворюються на нейтрони здатні прилітати один до одного без будь-яких проміжків. Щільність нейтронних зірок перевершує навіть щільність білих карликів; але якщо маса матеріалу не перевершує 3 сонячних мас, нейтрони, як і електрони, здатні самі запобігти подальше стиснення. Типова нейтронна зірка має в поперечнику всього лише від 10 до 15 км, а один кубічний сантиметр її речовини важить близько мільярда тонн. Крім нечувано величезної щільності, нейтронні зірки мають ще двома особливими властивостями, які дозволяють їх виявити, незважаючи на такі малі розміри: це швидке обертання і сильне магнітне поле. Загалом, обертаються всі зірки, але коли зірка стискається, швидкість її обертання зростає – точно так само, як фігурист на льоду обертається набагато швидше, коли притискає до себе руки. Нейтронна зірка робить кілька обертів на секунду. Поряд з цим винятково швидким обертанням, нейтронні зірки мають магнітне поле, в мільйони разів сильніше, ніж у Землі.
Перші пульсари були відкриті в 1968 р., коли радіоастрономи виявили регулярні сигнали, що йдуть до нас з чотирьох точок Галактики. Вчені були вражені тим фактом, що якісь природні об'єкти можуть випромінювати радіоімпульси в такому правильному і швидкому ритмі. Спочатку, правда, ненадовго астрономи запідозрили участь якихось мислячих істот, що мешкають в глибинах Галактики. Але незабаром було знайдено природне пояснення. У потужному магнітному полі нейтронної зірки, що рухаються по спіралі електрони генерують радіохвилі, які випромінюються вузьким пучком, як промінь прожектора. Зірка швидко обертається, і радіо промінь перетинає лінію нашого спостереження, немов маяк. Деякі пульсари випромінюють не тільки радіохвилі, але й світлові, рентгенівські і гамма-промені. Період найповільніших пульсарів близько чотирьох секунд, а найшвидших – тисячні частки секунди. Обертання цих нейтронних зірок було з якихось причин ще більш прискорено; можливо, вони входять в подвійні системи.
Зірки, маси яких не сягають 1,4 сонячної, вмирають тихо і спокійно. А що відбувається з більш масивними зірками? Як виникають нейтронні зірки і чорні діри? Катастрофічний вибух, яким закінчується життя масивної зірки, – це воістину вражаюче подія. Це наймогутніший з природних явищ, що відбуваються в зірках. У мить вивільняється більше енергії, ніж випромінює її наше Сонце за 10 мільярдів років. Світловий потік, що посилається однією зіркою, еквівалентний цілої галактиці, але ж видимий світло становить лише малу частку повної енергії. Залишки вибухнула зірки розлітаються геть зі швидкостями до 20 000 км на секунду.
Такі грандіозні зоряні вибухи називаються надновими. Наднові – досить рідкісне явище. Кожен рік та інших галактиках виявляють від 20 до 30 наднових, головним чином у результаті систематичного пошуку. За століття в кожній галактиці їх може бути від однієї до чотирьох. Однак у нашій власній Галактиці наднових не спостерігали з 1604. Може бути, вони і були, але залишилися невидимими через велику кількості пилу в Чумацькому Шляху.
Від зірки, що має масу більше, ніж три сонячні, і радіус більше 8,85 кілометра, світло вже не зможе піти від неї у простір. Рік, що минає від поверхні промінь викривляється в полі сили тяжіння так сильно, що повертається назад на поверхню. Кванти світла – фотони – випромінювані тілом, повертаються назад, як кинуті вгору на землі камені. Ніяке випромінювання не проривається у зовнішній світ, щоб донести звістку про сумну долю зірки.
Перетворившись на чорну діру, небесне тіло не зникає зі Всесвіту. Воно дає про себе знати зовнішнього світу завдяки своїй гравітації. Чорна діра поглинає світлові промені, що йдуть від неї на більш значну відстань. Чорна діра може вступати в гравітаційна взаємодія з іншими тілами: вона може утримувати біля себе планети або утворювати з іншою зіркою подвійну систему. Отже, швидкість еволюції зірок визначається їх первісної масою. Так як по ряду ознак з часу утворення нашої зоряної системи – Галактики – пройшло близько 15–20 млрд. років, то за це кінцеве (хоча і величезне) час весь описаний еволюційний шлях пройшли тільки ті зірки, маси яких перевищують певну величину. Мабуть, ця «критична» маса всього лише на 10–20% перевищує масу Сонця. З іншого боку, як уже підкреслювалося, процес утворення зірок з міжзоряного газово-пилової середовища відбувався в нашій Галактиці безупинно. Він відбувається і зараз. Саме тому ми спостерігаємо гарячі масивні зірки в лівій верхній частині головної послідовності. Але навіть зірки, що утворилися на самому початку формування Галактики, якщо їх маса їх менше ніж 1,2 сонячної, ще не встигли зійти з головної послідовності. Зауважимо, до речі, що темп зореутворення в даний час значно нижче, ніж багато мільярдів років тому. Сонце утворилося близько 5 млрд. років тому, коли Галактика вже давно сформувалася й у загальних рисах було подібна з «сучасною». Ось вже, принаймні, 4,5 млрд. років воно «сидить» на головній послідовності, стійко випромінюючи завдяки ядерним реакціям перетворення водню в гелій, що протікають в його центральних областях. Скільки ще часу це триватиме? Розрахунки показують, що наше Сонце стане червоним гігантом через 8 млрд. років. При цьому його світність збільшиться в сотні разів, а радіус – в десятки. Ця стадія еволюції нашого світила займе кілька сотень мільйонів років. Нарешті, тим чи іншим способом набряклі Сонце скине свою оболонку і перетвориться на білий карлик. Взагалі кажучи, нам, звичайно, небайдужа доля Сонця, так як з нею тісно пов'язаний розвиток життя на Землі.
Для розуміння природи зірок важливо виявити залежності між їх окремими характеристиками. Такі зв'язки знаходяться шляхом зіставлення відповідних величин. Так, на початку XX ст. датський астроном Е. Герцшпрунг і американський астрофізик Г. Ресселла встановили одну з таких залежностей і представили її у вигляді діаграми, що носить тепер їх імена.
На горизонтальній осі діаграми Герцшпрунга – Ресселла відкладають температуру зірки, а на вертикальній – її світність у відносних одиницях (по відношенню до світності Сонця). Кожній зірці на діаграмі відповідає цілком певна точка. Зазвичай кажуть, що місце на діаграмі займає зірка, а не відповідна їй крапка, і при обговоренні еволюції зірок пишуть: «зірка рухається по діаграмі», маючи на увазі при цьому, що в процесі еволюції зірки з-за зміни температури і світності зірки відповідна їй точка на діаграмі Г. – Р. змінює своє положення.
З цієї діаграми випливає, що світність зірки та її спектральний клас пов'язані між собою певною, хоча і не однозначною залежністю. Більшість зірок розташовано вздовж лінії, що йде від гарячих і яскравих зірок до холодних і слабким («тьмяним») зірок. Це і є відома головна послідовність, а належні їй зірки – зірками головної послідовності. До цієї послідовності належить переважна більшість зірок, в тому числі і наше Сонце (спектральний клас G2).Головна послідовність у місці, зазначеному вертикальною рисою, ділиться на верхню і нижню частини. Зірки нижній частині головної послідовності називаються жовтими або червоними карликами (в залежності від їх температури). Сонце – типовий жовтий карлик.
Вище головної послідовності в області температур нижче 6000 К розташовані зірки, що утворюють групу червоних гігантів (їх світність порядку 102–103 і радіус порядку 10–60 R) і групу червоних надгігантів (L 10 L, R 200–300 R).Зірки гарячі (T 3000 К) і яскраві (L 104 – 106 L, R 40 R) називаються білими надгігантами. Зауважте, що холодних і неяскравих зірок набагато більше, ніж гарячих і яскравих.
У лівому нижньому куті діаграми знаходяться білі карлики (T 10000 K, L 10–4 L, RO, Ol R).
Отже, ми бачимо, що світність зірки і спектральний клас взаємопов'язані. Одне з перших завдань теорії – пояснити цю залежність, знайти фізичні явища, що лежать в її основі. Як це зробила сучасна астрофізика, ми побачимо пізніше. Тут же тільки відзначимо, що одразу після побудови цієї діаграми їй приписали еволюційне значення: передбачалося, що зірки еволюціонують уздовж головної послідовності від гарячих і яскравих зірок до холодних і слабким. Потім з'ясувалося, що еволюція зірок має більш складний характер, і до цих пір зірки, зображення яких знаходяться в лівій верхній частині діаграми, називають «ранніми», а зірки іншого кінця головної послідовності – «пізніми».
Мабуть, майже всі зірки народжуються групами, а не окремо. Тому немає нічого дивного в тому, що зоряні скупчення – річ досить поширена. Астрономи люблять вивчати зоряні скупчення, тому що їм відомо, що всі зірки, що входять в скупчення, утворилися приблизно в один і той же час і приблизно на однаковій відстані від нас. Будь-які помітні відмінності в блиску між такими зірками є істинними відмінностями. Які б колосальні зміни ні зазнали ці зірки з плином часу, починали вони всі одночасно. Особливо корисно вивчення зоряних скупчень з точки зору залежності їх властивостей від маси – адже вік цих зірок і їх відстань від Землі приблизно однакові, так що вони відрізняються один від одного тільки своєю масою.
Зоряні скупчення цікаві не тільки для наукового вивчення – вони виключно красиві як об'єкти для фотографування і для спостереження астрономами-аматорами. Є два типи зоряних скупчень: відкриті й кульові. Ці назви пов'язані з їх зовнішнім виглядом. У відкритому скупченні кожна зірка видно окремо, вони розподілені на деякій ділянці неба більш-менш рівномірно. А кульові скупчення, навпаки, являють собою як би сферу, настільки щільно заповнену зірками, що в її центрі окремі зірки невиразні.
Напевно, самим знаменитим відкритим зоряним скупченням є Плеяди, або Сім сестер, у сузір'ї Тельця. Незважаючи на таку назву, більшість людей може розглянути без допомоги телескопа лише шість зірок. Загальна кількість зірок у цьому скупченні – десь між 300 і 500, і всі вони знаходяться на ділянці розміром в 30 світлових років у поперечнику і на відстані 400 світлових років від нас.
Вік цього скупчення – всього 50 мільйонів років, що за астрономічними стандартами зовсім небагато, і містить воно дуже масивні світяться зірки, які не встигли ще перетворитися в гіганти. Плеяди – це типове відкрите зоряне скупчення; зазвичай в таке скупчення входить від декількох сотень до декількох тисяч зірок.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
