Эволюция звезд - Эволюция и типы звезд

Более девяти десятых вещества нашей планеты Галактики сосредоточено в звездах; есть галактики, в которых на звезды приходится 99,9% массы. Мир звезд многообразен, но все же большинство из них подобно нашему Солнцу. Солнце и любая другая подобная ему звезда - это сферическая масса горячего газа, удерживаемого его собственным тяготением. Тяготение стремиться сжать газ, сблизить, насколько это возможно, все его частицы. Давление горячего газа действует, очевидно, в противоположном направлении, оно стремиться расширить газ. Сила тяготения направлена к центру звезды, а сила давления наружу; в их противоборстве устанавливается и поддерживается равновесие, в котором звезда может пребывать миллионы и миллиарды лет.

Не так давно астрономы считали, что на образование звезды из межзвездных газа и пыли требуются миллионы лет. Но в последние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей в состав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилось небольшое скопление звезд.

Все без исключения звезды начинают свое существование с состояния, при котором каждая из них, подобно Солнцу, представляет собой шар, поддерживаемый в равновесии благодаря балансу сил тяготения и давления и нагреваемой изнутри ядерными реакциями, протекающими при высокой температуре в ее недрах.

Продолжительность жизни звезды в таком начальном состоянии зависит от запасов ядерной энергии и скорости ее расходования. Чем больше масса звезды, тем больше ее энергетический ресурс; но вместе с тем и светимость звезды тоже тем больше, чем больше масса. Для больших звезд, которые в три раза и более раз массивнее Солнца, светимость пропорциональна кубу массы - это известно и из прямых астрономических наблюдений и из современной теории внутреннего строения звезд. Если звезда имеет, примерно, массу в 50 масс Солнца, то ее ядерное горючее может быть израсходовано за несколько миллионов лет. Эволюция более массивных звезд протекает гораздо быстрее, чем Солнца и после исчерпания значительной доли ядерного горючего массивные звезды должны, естественно, претерпеть существенные изменения в своем устройстве, уводящие их далеко от начального состояния.

В результате тщательного изучения фотографий туманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие черные пятнышки неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пыли и газа. Они выглядят черными, так как не испускают собственного света и находятся между нами и яркими звездами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звезд. Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике. Несмотря на то, что вещество в этих скоплениях очень разрежено, общий объем их настолько велик, что его вполне хватает для формирования небольших скоплений звезд, по массе близких к Солнцу. Для того чтобы представить себе, как из глобул возникают звезды, вспомним, что все звезды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительные инструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В черной глобуле под действием давления излучения, испускаемого окружающими звездами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы гуляет "ветер", разметающий по всем направлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.

Глобулу можно рассматривать как турбулентную газово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого давления объем, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь, все меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к ее центру. Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогревают газово-пылевое облако.

Падение вещества может длиться сотни лет. Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие частицы к центру, еще очень слабы. Через некоторое время, когда глобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает происходить быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от ее внешней границы до центра может превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнет падать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит значительно быстрее.

Падение вещества к центру сопровождается весьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии в тепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становится протозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

В этой стадии протозвезда едва видна, так, как основная доля ее излучения приходится на далекую инфракрасную область. Звезда еще не родилась, но зародыш ее уже появился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысяч до нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звезд в Большой Туманности Ориона, стоит, пожалуй, считать, что наиболее близка к реальности оценка, которая дает минимальное значение времени.

Здесь мы должны сделать небольшое отступление, с тем, чтобы тщательно рассмотреть некоторые детали, связанные с рождением звезды, и оценить их воздействие на ее дальнейшую судьбу. Звезды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю ее судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться, выйдем из дома и взглянем на ночное небо.

С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе, по крайней мере, 3000 звезд. Наблюдатель с очень острым зрением при идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше звезд. Одни из них удалены от нас на тысячу, другие - всего на несколько световых лет. Попытаемся теперь разместить все эти звезды на диаграмме, на которой каждая звезда характеризуется двумя физическими величинами: температурой и светимостью. Разместив все 3000 звезд, мы обнаружим, что самые яркие из них одновременно оказываются и самыми горячими, а самые слабые - самыми холодными. При этом заметим, что подавляющее большинство звезд располагается вдоль наклонной линии, которая тянется из верхнего левого угла графика в нижний правый (если, как это традиционно принято, ось температур направить влево, а ось светимостей - вверх.) Это нормальные звезды, и их распределение называют "главной последовательностью". Полученная диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга - Рассела, в честь двух выдающихся астрономов, впервые установивших эту замечательную зависимость. В ней важную роль играет масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда оказывается в нижней ее части.

Значение главной последовательности заключается в том, что большинство обычных звезд оказываются нормальными, то есть лишенными каких - либо особенностей. Мы вправе ожидать, что эти звезды подчиняются определенным зависимостям, подобным, например, упомянутой главной последовательности. Большинство звезд оказываются на этой наклонной линии - главной последовательности, потому, что хотя звезда может прийти на эту линию всего лишь за несколько сотен лет, а покинув ее, прожить еще несколько сотен лет миллионов лет, большинство звезд заведомо остается на главной последовательности в течение миллиардов лет. Рождение и смерть - это ничтожно малые мгновения в жизни звезды.

Вернемся к рассмотрению процессов, происходящих при рождении звезды: она продолжает сжиматься, сжатие сопровождается возрастанием температуры. Температура ползет и ползет вверх и вот огромный газовый шар начинает светиться, его уже можно наблюдать на фоне темного ночного неба как тусклый красноватый диск. Значительная доля энергии излучения по - прежнему приходится на инфракрасную область спектра. Но это еще не звезда. По мере того как вещество протозвезды уплотняется, оно все быстрее падает к центру, разогревая ядро звезды до все более высоких температур. Наконец температура достигает 10 мил. К, и тогда начинают протекать термоядерные реакции - источник энергии всех звезд во Вселенной. Как только термоядерные процессы включаются в действие, космическое тело превращается в полноценную звезду.

Исчерпав запасы ядерной энергии, звезда может только сжиматься и использовать гравитационную энергию, что бы поддержать свое свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда же и эта энергия иссякнет, звезда начнет изменять свой цвет от белого к желтому, затем к красному; наконец она перестанет излучать и начнет непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького темного безжизненного объекта. Но на пути к угасанию обычная звезда проходит стадию белого карлика.

Похожие статьи




Эволюция звезд - Эволюция и типы звезд

Предыдущая | Следующая