Підручник з Астрономії. 11 клас. Сиротюк - Нова програма

§ 25. ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР. БІЛІ КАРЛИКИ

1. Діаграма «спектр-світність». Існує залежність між основними фізичними характеристиками зір. На основі спостережень визначаються спектральні класи зір, а за відомою відстанню до них - абсолютні зоряні величини або світності зір.

На початку XX ст. незалежно один від одного датський астроном Ейнар Герцшпрунг (1873-1967) і трохи пізніше американський астрофізик Генрі Рассел (1877-1957) встановили зв’язок між цими характеристиками.

Цю залежність можна представити у вигляді діаграми: по горизонтальній осі відкладається спектральний клас (або температура) зір, а по вертикальній - їхня світність (в абсолютних величинах або в одиницях світності Сонця). Кожній зорі відповідає точка на цій діаграмі. Таку діаграму називають діаграмою Герцшпрунга—Рассела, або діаграмою «спектр—світність» (мал. 5.6).

Мал. 5.6. Діаграма Герцшпрунга-Рассела

Зорі на діаграмі не розподіляються випадково по всій її площі, а утворюють кілька груп, названих послідовностями. Більшість зір на діаграмі лежить у межах чітко вираженої смуги, що проходить від лівого верхнього до правого нижнього кута, яку називають головною послідовністю.

У лівій верхній частині головної послідовності перебувають масивні гарячі зорі спектрального класу О, які в десятки тисяч разів перевищують світність Сонця. Такі зорі називають гарячими надгігантами. Зі зменшенням температури світність зір зменшується. Потім смуга головної послідовності проходить через область, де перебувають схожі на Сонце зорі класу G. І нарешті, головна послідовність опускається до нижньої правої частини діаграми. Тут містяться зорі класу М і L з малою масою та відносно низькою температурою. Ці зорі називають червоними карликами.

До зір головної послідовності належать добре відомі зорі - Сіріус (α Великого Пса), Вега (α Ліри), наше Сонце. Зорі з відносно низькою температурою фотосфери (3-5 • 10³ К) і світністю в 100-1000 разів більшою, ніж світність Сонця, утворюють послідовність червоних гігантів. До цієї послідовності належать, наприклад, Арктур (α Волопаса), Альдебаран (α Тельця). У верхній частині діаграми «спектр-світність» розміщується послідовність надгігантів. Це зорі з дуже високою світністю, низькою густиною, у десятки і сотні разів більшими діаметрами, ніж у Сонця. До надгігантів належить зоря Бетельгейзе (α Оріона).

У лівій нижній частині діаграми розташовані гарячі зорі слабкої світності - послідовність білих карликів. Їхні розміри близькі до розмірів Землі, а маси близькі до маси Сонця. Тому середня густина білих карликів перевищує густину земних порід у 100 тис. разів. З іншого боку, середня густина зір-надгігантів дуже мала - у тисячі разів менша за густину земної атмосфери. Густина речовини в атмосфері зорі впливає на ширину спектральних ліній. Тому, наприклад, у червоних карликів спектральні лінії ширші, ніж у гігантів і надгігантів. За виглядом спектральних ліній визначається, до якої послідовності належить зоря (головна, карлики, гіганти). За послідовністю оцінюється абсолютна зоряна величина M = m + 5 - 5lgr, а потім і відстань. Цей метод визначення відстаней називають методом спектральних паралаксів.

Серед усіх зір найбільше саме червоних карликів: на 10 млн червоних карликів припадає близько 1 млн білих карликів, 1000 гігантів і лише 1 надгігант.

У Єркській обсерваторії розроблено двовимірну спектральну класифікацію, у якій кожен спектр зорі враховує особливості спектральних ліній і світність зір. Ця класифікація поділяє всі зорі на кілька класів світності (від I до VII, табл. 5.1).

Таблиця 5.1

2. Народження зір. Процес зореутворення йде в Галактиці безупинно - з моменту її виникнення. Підтвердженням народження зір у наш час є існування масивних гарячих зір класів О і В, час життя яких не перевищує 10 млн років. Тривалість життя зір становить від мільйонів до десятків мільярдів років. Це час занадто великий, щоб простежити життєвий шлях зір, або їхню еволюцію. Тому основним методом дослідження еволюції зір є побудова моделей внутрішньої будови зір. Будуючи модель, задають початкові умови фізичного стану газу: хімічний склад, тиск (густину), температуру, масу. Потім на підставі фізичних законів (газових законів, законів тяжіння) розраховують зміни цих параметрів із часом.

За сучасними даними, зорі утворюються в результаті стиску (гравітаційної конденсації) речовини міжзоряного середовища (мал. 5.7, 1). Зорі народжуються групами з гігантських газопилових комплексів розмірами до 100 пк і масою десятки, а іноді й сотні тисяч сонячних мас. Газ у цих комплексах перебуває в молекулярному стані з температурою близько 10 К.

Під дією гравітаційних сил комплекс стискується, густина його збільшується, і він розпадається на окремі згустки або газопилові хмари (мал. 5.7, 2). У газопиловій хмарі випадково або під дією зовнішніх причин виникають гравітаційно-нестійкі фрагменти, які продовжують стискатися. Зовнішніми причинами, що стимулюють зореутворення, можуть бути зіткнення молекулярних хмар; зоряний вітер від молодих гарячих зір; ударні хвилі, породжені спалахами наднових зір. Якщо маса фрагмента досить велика, то відбувається подальший розпад на окремі фрагменти-згустки (мал. 5.7, 3).

Фрагменти зоряної маси, що стискаються під дією власного тяжіння, називають протозорями. При гравітаційному стисканні газ у протозорі розігрівається, і вона починає випромінювати в інфрачервоному діапазоні спектра. Речовина, що оточує ядро протозорі, падає на нього, збільшуючи його масу і температуру. Коли тиск, створюваний випромінюванням зорі, стає досить великий, падіння речовини припиняється. Тиск випромінювання обмежує масу майбутніх зір величиною десятків мас Сонця. Тривалість стадії стискання залежить від маси протозорі: при масі, меншій від сонячної, - сотні мільйонів років, при більшій - сотні тисяч років.

Мал. 5.7. Утворення зір з газопилової хмари

Обертання протозорі відіграє важливу роль у її подальшій еволюції. Часто в протозорі, яка обертається, утворюється навколо центрального згущення протяжний газопиловий диск, з якого потім утворюється планетна система. Зоря, що формується, наприкінці стадії стискання має значні розміри за ще відносно низької температури поверхні. Стискання протозорі припиняється, коли температура в центрі ядра сягне кількох мільйонів градусів, тоді включаються термоядерні джерела енергії, реакції протон-протонного циклу. Момент початку термоядерних реакцій є моментом народження зорі. У цей час температура та густина внутрішніх шарів стають такими, що сила їхньої пружності може протидіяти вазі зовнішніх шарів. Після початку водневих реакцій і встановлення рівноважного стану зоря потрапляє на головну послідовність діаграми «спектр-світність». Новонароджені зорі з’являються на головній послідовності по всій її довжині (залежно від їхньої маси).

3. Еволюційні переміщення. Від маси, у першу чергу, залежить, яку температуру матиме ядро зорі в момент установлення стійкої рівноваги. Що більша маса стискуваного газопилового комплексу, потім протозорі й нарешті зорі, то більшу вагу вищих шарів доводиться витримувати її ядру. Тому потрібна більш висока температура, щоб газовий тиск міг протистояти цій вазі. Спостереження показують, що світність зір пропорційна масі в четвертому степені.

Наймасивніші зорі (розміром 30-50 мас Сонця) породжують найбільш гарячі зорі класу О. Температура центральних областей таких зір становить 30-35 млн градусів.

Більшу частину часу зоря перебуває на головній послідовності. Але тому, що запаси водню пропорційні масі, а витрата енергії (світність) пропорційна четвертому степеню маси, водень у масивних зорях вигорає швидше. Час перебування зорі на головній послідовності визначається залежністю

(років), де М - маса зорі в масах Сонця. За цією формулою можна підрахувати, що Сонце вичерпає свій запас водневого палива приблизно за 10 млрд років (отже, Сонце, вік якого оцінюється близько 5 млрд років, «прожило» на головній послідовності лише половину свого життя). Зорі, маси яких дорівнюють 10 масам Сонця, вичерпають своє паливо всього за 10 млн років, слабко випромінюючі червоні карлики масою близько 0,5 маси Сонця - за 80 млрд років. Гарячих молодих зір-гігантів спостерігається менше через малий час існування. Тому найбільш заповнена права нижня частина головної послідовності діаграми «спектр-світність».

Після вигоряння водню в надрах зорі утворюється гаряче гелієве ядро. Подальша еволюція зорі залежить від маси цього ядра. Якщо вона менша від 1,4 маси Сонця, то під дією гравітаційного стискання гелієве ядро знову розігрівається (температура підвищується до 100 млн градусів). Зовнішні шари зорі при цьому розширюються й охолоджуються. Зоря немов розбухає. Світність її збільшується, а температура знижується. Зоря сходить з головної послідовності й, залежно від маси, стає червоним гігантом (мал. 5.8) або надгігантом.

Атмосфера зорі, яка розростається, поступово віддаляється від ядра, утворюючи планетарну туманність. Кінцевою стадією еволюції цих зір є білі карлики. Білий карлик - компактна зоря масою, що дорівнює приблизно масі Сонця, радіус якої приблизно в 100 разів менший від радіуса Сонця. Густина таких зір більше ніж у 100 тис. разів перевищує густину води.

Мал. 5.8. Еволюція зір різної маси: 1 - зоряна туманність; 2 - середня зоря; 3 - червоний гігант; 4 - планетарна туманність; 5 - білий карлик; 6 - нейтронна зоря; 7 - чорна діра; 8 - наднова зоря; 9 - червоний надгігант; 10 - масивна зоря

Стадії еволюції, як і всі зорі, проходить і Сонце. Через 5-8 млрд років воно перетвориться спочатку на червоного гіганта, потім, скинувши оболонку, стане білим карликом. Зорі, які набагато масивніші, ніж Сонце, із часом перетворюються на нейтронні зорі (при масі від 1,4 до 2,5 маси Сонця) або чорні діри (при масі понад 2,5 мас Сонця).

ЗАПИТАННЯ ДО ВИВЧЕНОГО

• 1. За яким принципом будується діаграма «спектр-світність» (діаграмма Герцшпрунга-Рассела)?
• 2. Як на діаграмі «спектр-світність» розміщуються зорі різного розміру?
• 3. Дайте коротку характеристику зорям: надгіганти, червоні гіганти, білі карлики, червоні карлики.
• 4. Що розуміють під еволюцією зір?
• 5. Опишіть загальний процес утворення зір.
• 6. Що розуміють під класами світності?
• 7. Які зорі найгарячіші? Найхолодніші?
• 8. Які зорі розміром із Землю?

Цей контент створено завдяки Міністерству освіти і науки України