Фізика і астрономія. Профільний рівень. 11 клас. Засєкіна

§ 53. Еволюція зір

Зародження зір. Згідно з найпоширенішою думкою, зорі утворюються внаслідок гравітаційної конденсації речовини міжзоряного середовища. Ще в першій половині ХХ ст. було з'ясовано, що космічний простір заповнює міжзоряна речовина у вигляді надзвичайно розрідженого газу та пилу. Оскільки розподіл міжзоряної речовини неоднорідний, то існують цілі газово-пилові комплекси. І не в кожному такому комплексі відбувається зореутворення. Міжзоряне середовище має дві фази — щільні холодні хмари та розріджене середовище з вищою температурою. За умови, що гравітаційна енергія зв'язку частинок хмари більша за суму енергії теплового руху частинок, а енергія обертання хмари як цілого більша за магнітну енергію, відбувається стиснення (колапс) хмар. Зореутворення відбувається шляхом послідовної, що здійснюється в кілька етапів, фрагментації масивних хмар. Цим пояснюється те, що зорі зароджуються не поодиноко, а скупченнями й разом із планетами.

Такі області зореутворення називають світлими дифузними туманностями. Колапсуючий об'єкт зоряної маси називається протозорею. У широкому сенсі термін протозоря вживають щодо всіх трьох стадій еволюції газової хмари в зорю, а у вузькому сенсі — лише щодо другої стадії.

Стадії формування зорі з газопилової хмари такі:

1. Ізотермічний колапс і формування компактного ядра.

2. Акреція (в астрофізиці так називають процес падіння речовини на масивне космічне тіло з навколишнього середовища під дією сили тяжіння) протяжної оболонки на сформоване ядро.

3. Повільне стискання ядра після завершення акреції. Ця стадія характерна тільки для зір невеликої маси (менше трьох мас Сонця).

Від початкової маси протозорі залежить спосіб еволюції та тривалість життя майбутньої зорі.

Якщо маса протозорі була в декілька разів більша, ніж маса Сонця, то під час гравітаційного стиснення утворюються гарячі зорі, температури яких — від 10 000 до 60 000 K (належать до спектральних класів О, В). Протозорі з такою початковою масою, як маса Сонця, під час гравітаційного стиснення нагріваються до температури 6000 K. Найменша маса, яка необхідна для початку термоядерних реакцій у надрах зорі, дорівнює майже 0,08 маси Сонця. Протозорі з масою, у декілька разів меншою, ніж сонячна, можуть перетворитися тільки на червоних карликів, що випромінюють енергію в інфрачервоній частині спектра.

Зорі у стані гравітаційної рівноваги. Протягом свого тривалого життя кожна зоря може як збільшувати, так і зменшувати всі свої основні параметри — температуру, світність і радіус. Проте майже 90 % тривалості життя зорі перебувають у стані гравітаційної рівноваги (розміщуються на головній послідовності на діаграмі Г — Р). За цих умов зоря не змінює своїх параметрів, бо інтенсивне випромінювання енергії з поверхні компенсується джерелом енергії в надрах — термоядерними реакціями. Такий процес триває доти, доки половина Гідрогену в ядрі не перетвориться на Гелій, і тоді інтенсивність термоядерних реакцій може зменшитися. Тривалість стаціонарної фази в житті зорі залежить, знову-таки, від її маси. Розрахунки показують, що такі зорі, як Сонце, у стані рівноваги світять не менш ніж 10 млрд років. Більш масивні зорі, у надрах яких термоядерні реакції протікають інтенсивніше, в рівновазі світять 100 млн років, а найдовше «мерехтять» маленькі червоні карлики — їхній вік може перевершувати 1011 років.

Кінцеві стадії еволюції зір. Кінцевий етап еволюції зорі також залежить від її маси. Якщо маса зорі у стані гравітаційної рівноваги більша за половину, але менша від двох мас Сонця, то після того як Гідроген у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії, зоря знову починає стискатися, поки ядро знову не розігріється до температури, за якої починається вже інша термоядерна реакція — Гелій перетворюється на Карбон з виділенням більшої кількості енергії. Світність зорі зростає в десятки разів, вона розширюється («розпухає»), стає червоним гігантом. Коли ж закінчиться і Гелій, зорі просто «скидають» частину своєї маси (так формуються планетарні туманності), і на цьому етапі все залежить від маси зорі (мал. 216).

Мал. 216. Кінцеві стадії еволюції зір

Якщо маса зорі незначна (не перевищує 1,4 маси Сонця), то її ядро не спроможне втримати роздуту оболонку, яка поступово віддаляється, утворюючи планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро зорі — білий карлик. Ядерних джерел енергії в зорі немає, і вона ще дуже довго світить, повільно охолоджуючись. Такий шлях розвитку буде в Сонця: орієнтовно через 8 млрд років, пройшовши стадію червоного гіганта, воно стане білим карликом (мал. 217).

Мал. 217 Еволюція Сонця

Еволюція масивних зір проходить бурхливіше. Наприкінці свого існування така зоря може вибухнути надновою, а її ядро, різко стиснувшись, стане нейтронною зорею або чорною дірою.

Після спалаху зорі всі планети, які оберталися навколо неї, випаровуються і перетворюються на газопилову туманність, з якої в майбутньому може утворитися нове покоління зір. Тобто у Всесвіті спостерігається своєрідний колообіг речовини: зорі — спалах зір — туманність — і знову народження молодих зір.

Нейтронні зорі. Нейтронні зорі можуть бути в діаметрі всього 20 км, що відповідно зумовлює величезну густину такої зорі, за якої вільні електрони ніби «вдавлюються» в протони. Щоб ви змогли уявити таку густину, тільки одна ложечка такого матеріалу буде важити мільярд тонн. Гравітація на такому об'єкті у 2 млрд разів сильніша за земну. У міру стискання такі зорі сильно розкручуються й починають випромінювати радіохвилі з певною, вельми стабільною частотою. Саме так і були виявлені реальні нейтронні зорі в 1967 р., існування яких теоретично розрахував ще в 1932 р. Лев Давидович Ландау.

Випромінювання від нейтронної зорі поширюється в простір на величезні відстані у вигляді конусів (мал. 218). Конуси випромінювання, наче прожектори, обертаються разом із зорею і з тим же періодом, що й вона. Якщо Земля потрапляє в такий конус, ми маємо можливість реєструвати пульсуючі сигнали від нейтронної зорі, тому її ще називають пульсаром (радіопульсаром).

Мал. 218. Модель випромінювання нейтронної зорі

Нові й наднові зорі. Нові й наднові зорі є прикладом вибухових процесів у зорях, що завершують еволюційний шлях.

Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів (у середньому на 12 зоряних величин), називають новими зорями. Причина вибухів нових зір — особливості обміну речовиною в тісних подвійних системах, компоненти яких мають маси, близькі до сонячної або й менші від неї, а відстань між ними лише трохи перевищує їхні розміри.

Якщо одна із зір уже стала білим карликом, а друга ще перебуває на головній послідовності або є холодним гігантом одного з пізніх спектральних класів K чи М, під дією сили тяжіння багата на водень речовина з поверхневих шарів зорі-компаньйона перетікає на білий карлик. З накопиченням водню і збільшенням температури й щільності на поверхні білого карлика до певної критичної величини у збагаченому воднем шарі починаються термоядерні реакції з перетворення водню на гелій. Цей процес протікає надзвичайно швидко, й енергія вивільняється через вибух. Виникає потужна ударна хвиля, яка скидає зовнішні шари зорі в навколишній простір. Скинута газова оболонка розширюється, внаслідок чого зростає блиск зорі, що й спостерігають як появу нової.

Проте після спалаху перетікання газу на білий карлик починається знову, і за деякий час (до 1000 років) спалах повторюється.

Спалах наднової зорі має незрівнянно більші масштаби, ніж спалах нової. Адже її блиск зростає на десятки зоряних величин упродовж кількох діб. Поява наднової в іншій галактиці демонструє всю грандіозність цього явища, адже часом її блиск у максимумі перевищує сумарну яскравість усієї зоряної системи, у якій вона спалахнула. Такою, наприклад, була наднова 1972 р. в галактиці NGC 5253, що світила майже в 13 разів яскравіше, ніж материнська галактика.

Під час вибуху наднова скидає свою оболонку, яка далі розширюється зі швидкістю від 5000 до і за деякий час ми спостерігаємо на місці наднової туманність специфічної форми. Такою є Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця. Її появу пов'язують з надновою 1054 р., яку було зафіксовано в китайських хроніках. За останні 1000 років у нашій Галактиці відомо про кілька наднових: серед них уже згадувана 1054 р. — у Тельці, 1572 р. — у Кассіопеї, її спостерігав Тихо Браге, 1604 р. — у Змієносці, її спостерігав Йоганн Кеплер. Усього за другу половину XX ст. спостерігалося близько 1000 спалахів. Спостереження за вибухом наднової цілеспрямовано виконують не тільки професійні астрономи й не лише завдяки автоматизованим системам пошуку, а й астрономи-аматори й навіть учні.

Зорі, що спалахують як наднові, поділяють на два основні типи. Наднові І типу є старими зорями з масами в 1-2 сонячних у складі тісних подвійних систем. А надновими ІІ типу внаслідок гравітаційного колапсу стають одиночні масивні зорі з масами не менш ніж 8-10 сонячних мас, що перебувають на кінцевому етапі еволюції. При цьому, залежно від маси, зоря, що вибухнула, може взагалі зруйнуватись дощенту, а може залишити після себе нейтронну зорю.

Варто зазначити, що оболонка, зірвана під час спалаху наднової зорі, складається з газу, збагаченого багатьма хімічними елементами — киснем, магнієм, кремнієм, залізом, нікелем та іншими. Ці елементи — продукти термоядерних реакцій, що відбулися на завершальному етапі еволюції зорі. Збагачена речовина оболонки, викинутої після спалаху в міжзоряний простір, може згодом зіткнутися з галактичними газовими хмарами й тим самим підвищити в них рівень вмісту хімічних елементів, важчих за водень і гелій. Таким чином, унаслідок спалахів наднових зір вміст важких елементів у міжзоряному середовищі кожної галактики із часом зростає.

На завершальних етапах життя зорі з масою ядра понад дві маси Сонця гравітаційний колапс може тривати необмежено. За такого колапсу навіть тиск нейтронного газу не здатен зупинити невпинне стискання, зоря може досягти гравітаційного радіуса R < 10 км і перетворитись на такий дивовижний об'єкт, як чорна діра.

Такий об'єкт не буде випускати з гравітаційного поля навіть квантів світла, тому він стає невидимим, і від нього ми не можемо отримати інформацію за допомогою електромагнітних хвиль. Подібних чорних дір, або своєрідних зоряних могил, у космосі може налічуватися навіть більше, ніж звичайних зір. Отримують інформацію про чорну діру за допомогою гравітаційного поля, яке безслідно не може зникнути. Поблизу чорних дір спостерігаються незвичайні фізичні процеси. Величезна сила тяжіння змінює геометрію простору й часу. Це виявляється у викривленні світлових променів, які проходять повз чорну діру. Ближче до чорної діри промені закручуються вздовж спіралі, й світло наче засмоктується у гравітаційне провалля, з якого немає виходу (мал. 219).

Мал. 219. Модель чорної діри

ЗНАЮ, ВМІЮ, РОЗУМІЮ

1. Коли параметри зорі залишаються сталими? 2. Які зорі світять найдовше? 3. Скільки часу може світити Сонце в стані рівноваги? 4. Як гинуть зорі великої маси? 5. Чи може зоря червоний карлик перетворитись на білого карлика?