Вступ, Еволюція зірок - Еволюція зірок

Дивлячись на всіяне зорями небо, людина приходить у захват, не залишаючись байдужим до того, що бачить. "Відкрилася безодня, зірок повна. Зіркам числа немає, безодні - дна ", - ці прекрасні рядки М. В. Ломоносова, образно і найбільш повно описують перше враження, яке відчуває людина, милуючись заворожливою картиною зоряного неба. ? Про зірки складено безліч віршів і пісень. Зірки й безкрайній небесний простір завжди притягували і притягують всіх: і саму звичайну людини, і поета, і вченого. Але для вчених зоряне небо - не тільки предмет захоплення і насолоди, але і захоплюючий, невичерпний об'єкт досліджень.

У ясну погоду в безмісячну ніч неозброєним оком можна спостерігати на небосхилі до трьох тисяч зірок. Але це лише невелика частина зірок та інших космічних об'єктів, з яких складається Всесвіт.

Еволюція зірок

Сучасна астрономія має велику кількість аргументів на користь твердження, що зірки утворюються шляхом конденсації хмар газово-пилової міжзоряного середовища. Процес утворення зірок з цього середовища продовжується і в даний час. З'ясування цієї обставини є одним з найбільших досягнень сучасної астрономії. Ще порівняно недавно вважали, що всі зірки утворилися майже одночасно багато мільярдів років тому. Краху цих метафізичних уявлень сприяв, насамперед, прогрес спостережної астрономії і розвиток теорії будови і еволюції зірок. У результаті стало ясно, що багато спостережувані зірки є порівняно молодими об'єктами, а деякі з них виникли тоді, коли на Землі вже була людина.

Важливим аргументом на користь висновку про те, що зірки утворюються з міжзоряного газово-пилової середовища, служить розташування груп завідомо молодих зірок (так званих "асоціацій") в спіральних гілках Галактики. Справа в тому, що згідно з радіоастрономічних спостережень міжзоряний газ концентрується переважно в спіральних рукавах галактик. Зокрема, це має місце і в нашій Галактиці. Більш того, з детальних "радіо зображень" деяких близьких до нас галактик випливає, що найбільша щільність міжзоряного газу спостерігається на внутрішніх (по відношенню до центру відповідної галактики) краях спіралі, що знаходить природне пояснення, на деталях якого ми тут зупинятися не будемо. Але саме в цих частинах спіралей спостерігаються методами оптичної астрономії "зони Н", тобто хмари іонізованого міжзоряного газу. Причиною іонізації таких хмар може бути тільки ультрафіолетове випромінювання масивних гарячих зірок - об'єктів завідомо молодих.

Центральним у проблемі еволюції зірок є питання про джерела їх енергії. У минулому столітті і на початку цього століття пропонувалися різні гіпотези про природу джерел енергії Сонця і зірок. Деякі вчені, наприклад, вважали, що джерелом сонячної енергії є безперервне випадання на його поверхню метеорів, інші шукали джерело в безперервному стисненні Сонця. Звільняється при такому процесі потенційна енергія могла б, за деяких умов "перейти у випромінювання. Як ми побачимо, нижче, це джерело на ранньому етапі еволюції зірки може бути досить ефективним, але він ніяк не може забезпечити випромінювання Сонця протягом необхідного часу.

Успіхи ядерної фізики дозволили вирішити проблему джерел зоряної енергії ще наприкінці тридцятих років нашого століття. Таким джерелом є термоядерні реакції синтезу, що відбуваються в надрах зірок при пануючої там дуже високій температурі (близько десяти мільйонів градусів).

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.

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.

Зоряні рештки можуть бути трьох різновидів: це білі карлики, нейтронні зірки і чорні діри.

Природа білих карликів як "мертвих" зірок стала досить ясна після піонерської роботи С. Чандрасекара на початку 1930-х років. Та термоядерна "піч", яка підтримує структуру звичайних зірок, не може бути причиною стійкості зовнішніх шарів у білих карликів просто тому, що в них вже вичерпано все пальне. Для розуміння того, що ж підтримує структуру білого карлика, розглянемо речовину в серцевині колапсуючої, вмираючої зірки. У міру стиснення зірки тиску і щільності стають такі великі, що всі атоми повністю "роздавлюються". У результаті виходить море вільних електронів, у якому як би "плавають" ядра. Електрони мають спіном, або власним "обертанням", внаслідок чого їх поведінка підкоряється важливого закону природи, що зветься у фізиці принципом заборони Паулі. Згідно з цим, два електрони одночасно не можуть займати одне і те ж місце, якщо їх швидкості і спіни однакові. У міру стиснення вмираючої зірки електрони піддаються тиску до такої міри, що врешті-решт виявляються заповненими всі вакансії можливого розташування і швидкостей електронів. Як тільки це сталося, електрони починають з великою силою діяти один на одного, чинячи опір подальшому стисненню вмираючої зірки. Таким чином, виникає тиск вироджених електронів, що запобігає необмежену стиск (колапс) білого карлика.

Білі карлики відомі астрономам вже протягом багатьох років. Ці зірки настільки звичайні, що до недавніх пір всі вважали їх кінцевим станом усіх вмираючих зірок.

Виконавши детальні розрахунки структури білих карликів, Чандрасекара прийшов до цікавого відкриття: для маси білого карлика існує сувора верхня межа. Тиск вироджених електронів здатне підтримувати речовина мертвої зірки лише в тому випадку, якщо її маса не перевищує приблизно 1,25 маси Сонця. Якщо ж маса вмираючої зірки істотно більше 1,25 сонячної, то навіть потужних сил між виродженими електронами недостатньо для того, щоб протистояти нищівного тиску горішніх шарів зірки. Цей критичний межа маси - близько 1,25 маси Сонця-називається межею Чандрасекара.

Так як білі карлики вельми звичайні і так як не було відомо інших типів "мертвих" зірок, то астрономи вважали, що всі вмираючі зірки примудряються так чи інакше скинути достатню кількість речовини, щоб їх маси опинилися в межах маси Чандрасекара і дали нейтрони. Коли, нарешті, вся зірка майже цілком перетвориться на нейтрони, знову почне відігравати важливу роль принцип заборони Паулі. Сили між нейтронами викличуть появу тиску вироджених нейтронів. Це нове, ще більш могутнє тиск здатний зупинити стиск і веде до появи зоряного тіла нового типу - нейтронної зірки.

Похожие статьи




Вступ, Еволюція зірок - Еволюція зірок

Предыдущая | Следующая