додати матеріал


Народження зірки

[ виправити ] текст може містити помилки, будь ласка перевіряйте перш ніж використовувати.

Зміст

Введення 2
1.Рожденіе зірок 3
1.1.Еволюція поглядів про народження зірок 3
1.2.Із чого утворюються зірки? 6
1.3.Жізнь чорної хмари 8
1.4.Облако стає зіркою 9
2.Основні зоряні характеристики 10
2.1.Светімость і відстань до зірок 10
2.2.Спектри зірок і їх хімічний склад 11
2.3.Температура і маса зірок 12
2.4.Связь основних зоряних величин 13
2.5.Молодие зоряні колективи 13
3.Як влаштована зірка і як вона живе 15
4.Взривающіеся зірки 18
4.1.Новие зірки 20
4.2.Сверхновие зірки 22
5.Конец життєвого шляху зірки 25
5.1.Белие карлики, чи майбутнє Сонця 25
5.2.Нейтронние зірки 27
5.3.Черние дірки 28
Висновок 29
Література 31


Введення
Зірки ... Вони сходили над динозаврами, над Великим Заледеніння, над споруджуваними єгипетськими пірамідами. Одні й ті ж зірки вказували шлях фінікійським мореплавцям і каравела Колумба, споглядали з висоти Столітню війну і вибух ядерної бомби в Хіросімі. Одним людям бачилися в них очі богів і самі боги, іншими - срібні цвяхи, вбиті в кришталевий купол неба, третім - отвори, через які струмує небесне світло.
Сталість і непізнаваність зірок наші предки вважали неодмінними умовами існування світу. Стародавні єгиптяни вважали, що, коли люди розгадають природу зірок, настане кінець світу. Інші народи вірили, що життя на Землі припиниться, як тільки сузір'я Гончих Псів наздожене Велику Ведмедицю. Напевно, для них дуже важливо було усвідомлювати, що в цьому невірному і мінливому світі залишається щось непідвладне часу.
Не дивно, що будь-які зміни у світі зірок здавна вважалися провісниками значних подій. Згідно з Біблією, раптово спалахнула зірка сповістила світові про народження Ісуса Христа, а інша зірка - Полин - буде знаком кінця світу.
Протягом багатьох тисячоліть астрологи звіряли по зірках життя окремих людей і цілих держав, хоча і попереджали при цьому, що роль зірок у долею велика, але не абсолютна. Зірки радять, а не наказують, говорили вони.
Але минав час, і люди стали все частіше дивитися на зірки з іншого, менш романтичної точки зору. Антуан де Сент-Екзюпері сказав про це: «Ви протестували орбіту зірки, про жалюгідний рід дослідників, і зірка перестала бути для вас живим світилом» [1]. Дійсно, зірки стали розглядатися як фізичні об'єкти, для опису яких цілком достатньо відомих законів природи.
Астрономи не в змозі простежить життя однієї зірки від початку і до кінця. Навіть самі короткоживучі зірки існують мільйони років - довше життя не тільки однієї людини, а й усього людства. Проте вчені можуть спостерігати багато зірок, що знаходяться на самих різних стадіях свого розвитку, - тільки що народилися і вмирають. На численні зоряним портретів вони намагаються відновити еволюційний шлях кожної зірки і написати її біографію.

НАРОДЖЕННЯ ЗІРОК
 
Еволюція поглядів про народження зірок.
Народження зірок - процес таємничий, прихований від наших очей, навіть озброєних телескопом. Лише в середині ХХ ст. астрономи зрозуміли, що не всі зірки народилися одночасно в далеку епоху формування Галактики, що й у наш час з'являються молоді зірки. У 60 - 70-і рр.. була створена найперша, ще дуже груба теорія утворення зірок. Пізніше нова спостережлива техніка - інфрачервоні телескопи і радіотелескопи міліметрового діапазону - значно розширила наші знання про зародження і формування зірок. А почалося вивчення цієї проблеми ще в часи Коперника, Галілея і Ньютона.
Створивши теорію всесвітнього тяжіння, Ісаак Ньютон підштовхнув багатьох допитливих людей до роздумів про причини еволюції небесних тіл. Один з освічених і честолюбних священиків, доктор Річард Бентлі, прагнув використовувати наукові досягнення для обгрунтування буття Бога, детально вивчав праці Ньютона і час від часу звертався до великого фізику з питаннями.
В одному з листів Бенте запитав, чи не може сила тяжіння пояснити походження зірок. Ньютон став роздумувати на цю тему і у відповідному посланні молодому священикові від 10 грудня 1692 виклав свій погляд на можливість гравітаційного скучіванія космічного речовини: «... Якщо б ця речовина була рівномірно розподілу по нескінченному простору, воно ніколи не могло б об'єднатися в одну масу , але частина його густішала б тут, а інша там, утворюючи нескінченну кількість величезних мас, розкиданих друг, одного по всьому цьому нескінченному простору. Саме так могли утворюватися Сонце і нерухомі зірки ... ».
З того часу ідея Ньютона майже ніким і ніколи не оскаржувалася. Але знадобилося три століття, щоб велика здогад стала надійною теорією, міцно спирається на спостереження.
Що мав на увазі Ньютон, кажучи про речовину, розподіленому у просторі? Дійсно, міжзоряний речовина було відкрито відразу після винаходу телескопа.
Газові хмари виглядають на небі як туманні цятки. Н. Пейреск в 1612 р. вперше згадав про Велику туманності Оріона. У міру вдосконалення телескопів були виявлені й інші туманні плями. У каталозі Шарля Мессьє (1783 р.) їх описано 103, а в списках Вільяма Гершеля (1818 р.) відзначено вже 2500 об'єктів «не зоряного виду". Нарешті, в «Новому загальному каталозі туманностей і зоряних скупчень" Джона Дрейера (1888 р.) значиться 7840 незіркової об'єктів.
Протягом трьох століть туманності, особливо спіральні, вважалися порівняно близькими утвореннями, пов'язаними з формуванням зірок і планет. Гершель, наприклад, був абсолютно впевнений, що він не тільки знайшов безліч хмар дозвездного речовини, але навіть власними очима бачить, як ця речовина під дією тяжіння поступово змінює свою форму і конденсується в зірки.
Як пізніше з'ясувалося, деякі туманності дійсно пов'язані з народженням зірок. Але в більшості випадків світлі туманні плями виявилися не газовими хмарами, а дуже далекими зоряними системами. Так що оптимізм астрономів був передчасним і шлях до таємниці народження зірок чекав ще довгий.
У гру вступають фізики. До середини ХIХ ст. фізики могли застосувати до зірок газові закони і закон збереження енергії. З одного боку, вони зрозуміли, що зірки не можуть світити вічно. Джерело їхньої енергії ще не був знайдений, але, яким би він не виявився, все рівно вік зірки відміряно і на зміну старим повинні народжуватися нові зірки.
З іншого боку, ті яскраві і гарячі хмари міжзоряного газу, які змогли виявити астрономи у свої телескопи, явно не влаштовували фізиків як передбачуване речовина майбутніх зірок. Адже гарячий газ прагне розширюватися під дією внутрішнього тиску. І фізики не були впевнені, що гравітація зможе перемогти тиск газу.
Отже, що ж переможе - тиск або гравітація? У 1902 р. молодий англійський фізик Джеймс Джинс уперше досліджував рівняння руху газу з урахуванням гравітації і знайшов, що вони мають два рішення. Якщо маса газу і його тяжіння слабке, а нагрітий він достатньо сильно, то в ньому поширюються хвилі стиску і розрідження - звичайні звукові коливання. Але якщо хмара газу масивна і холодна, то тяжіння перемагає газовий тиск. Тоді хмара починає стискуватися як ціле, перетворюючись на щільний газовий кулю - зірку. Критичні значення маси (M J) і розміру (R J) хмари, при яких воно втрачає стійкість і починає нестримно стискуватися - колапсувати, з тих пір називають джінсовскімі.
Проте в часи Джинса і навіть набагато пізніше астрономи не могли вказати той газ, з якого формуються зірки. Поки вони шукали дозвездное речовину, фізики нарешті зрозуміли, чому зірки світять. Дослідження атомного ядра і відкриття термоядерних реакцій дозволили пояснити причину тривалого світіння зірок.
Характеристики основних станів міжзоряного газу [3]
Тип газу
Рік відкриття
Температура, К
Щільність, атом / см 3
M J в масах Сонця
R J, пк
Теплий
1921
8000
0,25
1 * 108
2 * 10 3
Прохолодний
1950
80
40
2 * 10 3
7
Гарячий
1970
3 * 10 5
0,002
5 * 10 11
2 * 10 5
Холодний
1975
10
10 березня
4
0,3

Виявилося, що чим масивніша зірка, тим яскравіше вона світить і, виходить, швидше спалює своє термоядерне пальне. Максимальний вік масивних зірок спектральних класів О і В становить 10-30 млн. років. Це дуже мало в порівнянні з віком інших об'єктів Галактики. Отже, ці зірки народилися зовсім нещодавно і не могли далеко піти від місця свого народження. Одне з таких місць - туманність Оріона, де протягом декількох років з'явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947р. в цьому місці була видна група з трьох звездоподобних об'єктів. До 1954р. деякі з них стали довгастими, а до 1959р. ці довгасті освіти розпалися на окремі зірки. Вперше в історії людства люди спостерігали народження зірок, буквально на очах цей безпрецедентний випадок показав астрономам, що зірки можуть народжуватися за короткий інтервал часу, і здавалися раніше дивними міркування про те, що зірки зазвичай виникають у групах, або зоряних скупченнях, виявилися справедливими.

З чого утворюються зірки?
Ще Гершель виявив на фоні Чумацького Шляху темні провали, які він називав «дірками в небесах». В кінці XIX ст. на Лікської обсерваторії (США) астроном Едуард Барнард почав систематичне фотографування неба. До 1913 р. він знайшов близько 200 темних туманностей. На його думку, вони являли собою хмари поглинає світло матерії, а зовсім не проміжки між зірками, як вважав Гершель.
Це припущення підтвердилося. Коли поруч із хмарою міжзоряного газу або усередині нього гарячої зірки, газ залишається холодним і не світиться. Якби хмара містила тільки газ, його могли б і не помітити. Але крім газу в міжзоряному середовищі в невеликій кількості (близько 1% за масою) є дрібні тверді частки - порошини розмірами близько 1 мкм і менше, які поглинають світло далеких зірок. Тому-то холодна хмара і здається темним «провалом у небі». Детальне вивчення Чумацького шляху показало, що дуже часто такі «провали» зустрічаються в областях зореутворення, подібних туманностей Оріона.
У 1946 р. американський астроном Барт Бок виявив на фоні світлих туманностей NGC 2237 в Єдиноріг і NGC 6611 в Щиті маленькі чорні плями, які назвав глобулами. Розмір їх від 0,01 до 1 пк. Вони послабляють світло лежачих за ними зірок у десятки і сотні разів. Це значить, що речовина глобул у тисячі разів щільніше навколишнього їхнього газу. Їхня маса оцінюється в межах від 0,01 до 100 мас Сонця.
Після відкриття глобул з'явилося переконання, що стискаються хмари дозвездной матерії вже знайдені, що вони-то і є безпосередніми попередниками зірок. Але незабаром стала очевидною поспішність такого висновку.
Справа в тому, що оптичні телескопи не дають повного уявлення про міжзоряному середовищі: з їх допомогою ми бачимо лише гарячі хмари, нагріті масивними зірками (як туманність Оріона), або маленькі темні глобули на світлому фоні. І ті й інші - досить рідкісні утворення. Тільки створені в 50-і роки радіотелескопи дозволили виявити по випромінюванню в лінії 21 см атомарний водень, що заповнює майже весь простір між зірками.
Це дуже розріджений газ: приблизно один атом у кубічному сантиметрі простору (по мірках земних лабораторій - найвищий вакуум!). Але оскільки розмір Галактики величезний, у ній набирається близько 8 млрд. сонячних мас міжзоряного газу, або приблизно 5% від її повної маси. Міжзоряний газ більш ніж на 67% (по масі) складається з водню, на 28% з гелію, і менше 5% припадає на всі інші елементи самі числені серед яких - кисень, вуглець і азот.
Міжзоряного газу особливо багато поблизу площини Галактики. Майже весь він зосереджений у шарі товщиною 600 світлових років і діаметром близько 30 кпк, або 100 тис. світлових років (це діаметр галактичного диска). Але й у такому тонкому шарі газ розподілений нерівномірно. Він концентрується в спіральних рукавах Галактики, а там розбитий на окремі великі хмари протяжністю в парсеки і навіть у десятки парсек, а масою в сотні і тисячі мас Сонця. Щільність газу в них порядку 100 атомів на кубічний сантиметр, температура біля -200 ° С. Виявилося, що критичні маса і радіус Джинса за таких умов майже збігаються з масою і радіусом самих хмар, а це значить, що вони готові до колапсу. Але головне відкриття було ще попереду.
Астрономи підозрювали, що при відносно високій щільності і низькій температурі, що панує в міжзоряних хмарах, частина речовини повинна об'єднуватися в молекули. У цьому випадку найважливіша частина міжзоряного середовища недоступна спостереженням в оптичному діапазоні.
Розпочаті в 1970 р. ультрафіолетові спостереження з ракет і супутників дозволили відкрити головну молекулу міжзоряного середовища - молекулу водню (Н 2). А при спостереженні міжзоряного простору радіотелескопами сантиметрового і міліметрового діапазонів були виявлені десятки інших молекул, часом досить складних, що містять до 13 атомів. У їх числі молекули води, аміаку, формальдегіду, етилового спирту і навіть амінокислоти гліцерину.
Як з'ясувалося, близько половини міжзоряного газу утримується в молекулярних хмарах. Їх щільність у сотні разів більше, ніж у хмар атомарного водню, а температура усього на декілька градусів вище абсолютного нуля. Саме за таких умов виникають нестійкі до гравітаційного стиску окремі ущільнення в хмарі масою порядку маси Сонця, і стає можливим формування зірок.
Найближчі до нас області зореутворення - це темні хмари в сузір'ях Тельця і ​​Змієносця. Подалі розташований величезний комплекс хмар в Оріоні.

Життя чорної хмари
Молекулярні хмари улаштовані значно складніше, ніж знайомі нам хмари водяної пари в земній атмосфері. Зовні молекулярне хмара покрито товстим шаром атомарного газу, оскільки проникаюче туди випромінювання зірок руйнує тендітні молекули. Але що знаходиться в зовнішньому шарі пил поглинає випромінювання, і глибше, у темних надрах хмари, газ майже повністю складається з молекул.
Структура хмар постійно змінюється під дією взаємних сутичок, нагрівання зоряним випромінюванням, тиску міжзоряних магнітних полів. У різних частинах хмари щільність газу відрізняється в тисячу (у стільки ж разів вода щільніша кімнатного повітря). Коли щільність хмари (або окремої його частини) стає настільки великою, що гравітація переборює газовий тиск, хмара починає нестримно колапсувати. Розмір його зменшується усе швидше і швидше, а щільність росте. Невеликі неоднорідності щільності в процесі колапсу посилюються, і в підсумку хмара фрагментірует, тобто розпадається на частини, кожна з яких продовжує самостійний стиск.
При колапсі зростають температура і тиск газу, що перешкоджає подальшому збільшенню щільності. Але поки хмара прозоро для випромінювання, воно легко остигає і стиск не припиняється. Велику роль надалі грає космічна пил. Хоча по масі вона складає усього 1% міжзоряної речовини, це дуже важливий його компонент. У темних хмарах порошини поглинають енергію газу і переробляють її в інфрачервоне випромінювання, яке легко залишає хмара, несучи надлишки тепла. Нарешті через збільшення щільності окремих фрагментів хмари газ стає менше прозорим. Остигання утруднюється, і зростаючий тиск зупиняє колапс. У майбутньому з кожного фрагмента утвориться зірка, а всі разом вони складають групу молодих зірок у надрах молекулярної хмари.
Колапс щільної частини хмари в зірку, а частіше - у групу зірок продовжується декілька мільйонів років (порівняно швидко по космічних масштабах). Новонароджені зірки розігрівають навколишній газ, і під дією високого тиску залишки хмари розлітаються. Саме цей етап ми бачимо в туманності Оріона. Але по сусідству з нею продовжується формування майбутніх поколінь зірок. Для світла ці області цілком непрозорі і спостерігаються тільки за допомогою інфрачервоних і радіотелескопах.
Хмара стає зіркою
Народження зірки триває мільйони років і приховано від нас в надрах темних хмар, так що цей процес практично недоступний прямому спостереженню. Астрофізики намагаються досліджувати його теоретично, за допомогою комп'ютерного моделювання. Перетворення фрагмента хмари в зірку супроводжується гігантською зміною фізичних умов: температура речовини зростає приблизно в 10 6 разів, а щільність - в 10 20 разів. Колосальні зміни всіх характеристик формується зірки складають головну трудність теоретичного розгляду її еволюції. На стадії подібних змін вихідний об'єкт уже не хмара, але ще і не зірка. Тому його називають протозвездой (від грец. «Протос» - «перший»).
У загальних рисах еволюцію протозірки можна розділити на три етапи, або фази. Перший етап - відокремлення фрагмента хмари і його ущільнення - ми вже розглянули. Слідом за ним наступає етап швидкого стиску. У його початку радіус протозірки приблизно в мільйон разів більше сонячного. Вона абсолютно непрозора для видимого світла, але прозора для інфрачервоного випромінювання з довжиною хвилі більше 10 мкм. Випромінювання відносить надлишки тепла, що виділяється при стиску, так що температура не підвищується і тиск газу не перешкоджає колапсу. Відбувається швидкий стиск, практично вільне падіння речовини до центру хмари.
Однак у міру стиснення протозірка робиться все менш прозорою, що утрудняє вихід випромінювання і призводить до зростання температури газу. У певний момент протозірка стає практично непрозорою для власного теплового випромінювання. Температура, а разом з нею і тиск газу швидко зростають, стиск сповільнюється.
Підвищення температури викликає значні зміни властивостей речовини. При температурі в декілька тисяч градусів молекули розпадаються на окремі атоми, а при температурі близько 10 тис. градусів атоми іонізують, тобто руйнуються їхні електронні оболонки. Ці енергоємні процеси на якийсь час затримують ріст температури, але потім він поновлюється. Протозірок швидко досягає стану, коли сила ваги практично урівноважена внутрішнім тиском газу. Але оскільки тепло все ж потроху йде назовні, а інших джерел енергії, крім стиску, у протозірки немає, вона продовжує потихеньку стискуватися і температура в її надрах усе збільшується.
Нарешті температура в центрі протозірки досягає декількох мільйонів градусів, і починаються термоядерні реакції. Вирізняється при цьому тепло повністю компенсує охолодження протозірки з поверхні. Стиснення припиняється. Протозірок стає зіркою.

Основні зоряні характеристики


Щоб милуватися зоряним небосхилом, зовсім не обов'язково описувати всі зірки і з'ясовувати їх фізичні характеристики - вони гарні самі по собі. Але якщо розглядати зірки як природні об'єкти, природний шлях до їх пізнання лежить через вимірювання і зіставлення властивостей.

Освітленість і відстань до зірок


Перш за все треба зрозуміти, що зірки, за рідкісним винятком, спостерігаються як "точкові" джерела випромінювання. Це означає, що їх кутові розміри дуже малі. Навіть у найбільші телескопи можна побачити зірки у вигляді "реальних" дисків. Підкреслюю слово "реальних", так як завдяки суто інструментальним ефектам, а головним чином неспокійна атмосфера, в фокальній площині телескопів виходить "хибне" зображення зірки у вигляді диска. Кутові розміри цього диску рідко бувають менше однієї секунди дуги, між тим як навіть для найближчих зірок вони повинні бути менше однієї сотої частки секунди дуги.
Отже, зірка навіть у найбільший телескоп не може бути, як кажуть астрономи, "дозволена". Це означає, що ми можемо вимірювати тільки потоки випромінювання від зір у різних спектральних ділянках. Мірою величини потоку є зоряна величина.
Освітленість визначається, якщо відомі видима величина і відстань до зірки. Якщо для визначення видимої величини астрономія своєму розпорядженні цілком надійними методами, то відстань до зірок визначити не так просто. Для порівняно близьких зірок, віддалених на відстань, що не перевищують кількох десятків парсек, відстань визначається відомим ще з початку минулого століття тригонометричним методом, що полягає у вимірюванні мізерно малих кутових зсувів зірок при їх спостереженні з різних точок земної орбіти, тобто в різні пори року. Цей метод має досить велику точність і досить надійний. Однак для більшості інших більш віддалених зірок він вже не годиться: занадто малі зміщення положення зірок треба вимірювати - менше однієї сотої частки секунди дуги! На допомогу приходять інші методи, значно менш точні, але тим не менш достатньо надійні. У ряді випадків абсолютну величину зірок можна визначити і безпосередньо, без вимірювання відстані до них, за деякими піднаглядним особливостям їх випромінювання.
 

Спектри зірок та їх хімічний склад


Виключно багату інформацію дає вивчення спектрів зірок. Вже давно спектри переважної більшості зірок розділені на класи. Послідовність спектральних класів позначається літерами O, B, A, F, G, K, M. Існуюча система класифікації зоряних спектрів настільки точна, що дозволяє визначити спектр із точністю до однієї десятої класу. Наприклад, частина послідовності зоряних спектрів між класами B і А позначається як В0, В1. . . В9, А0 і так далі. Спектр зірок у першому наближенні схожий на спектр випромінює "чорного" тіла з деякою температурою Т. Ці температури плавно змінюються від 40-50 тисяч градусів у зірок спектрального класу О до 3000 градусів у зірок спектрального класу М. У відповідності з цим основна частина випромінювання зірок спектральних класів О і В припадати на ультрафіолетову частину спектру, недоступну для спостереження з поверхні землі. Однак в останні десятиліття були запущені спеціалізовані штучні супутники землі; на їх борту були встановлені телескопи, за допомогою яких стало можливим дослідити і ультрафіолетове випромінювання.
Характерною особливістю зоряних спектрів є ще наявність у них величезної кількості ліній поглинання, які належать різним елементам. Тонкий аналіз цих ліній дозволив отримати особливо цінну інформацію про природу зовнішніх шарів зірок.
Хімічний склад зовнішніх шарів зірок, звідки до нас "безпосередньо" приходить їх випромінювання, характеризується повним переважанням водню. На другому місці знаходиться гелій, а велика кількість інших елементів досить невелика. Приблизно на кожні десять тисяч атомів водню доводиться тисячі атомів гелію, близько 10 атомів кисню, трохи менше вуглецю та азоту і всього лише один атом заліза. Велика кількість інших елементів абсолютно нікчемною. Без перебільшення можна сказати, що зовнішні шари зірок - це гігантські воднево-гелієві плазми з невеликою домішкою більш важких елементів.
Хорошим індикатором температури зовнішніх шарів зірки є її колір. Гарячі зірки спектральних класів О і В мають блакитний колір; зірки, подібні з нашим Сонцем (спектральний клас якого G2), представляються жовтими, зірки ж спектральних класів К і М - червоні. В астрофізиці є ретельно розроблена і цілком об'єктивна система кольорів. Вона заснована на порівнянні спостережуваних зоряних величин, отриманих через різні суворо еталонірованние світлофільтри. Кількісно колір зірок характеризується різницею двох величин, отриманих через два фільтри, один з яких пропускає переважно сині промені ("В"), а інший має криву спектральної чутливості, подібну з людським оком ("V"). Техніка вимірювань кольору зірок настільки висока, що за вимірюваним значенням BV можна визначити спектр зірки з точністю до підкласу. Для слабких зірок аналіз квітів - єдина можливість їх спектральної класифікації.
 

Температура та маса зірок


Знання спектрального класу або кольору зірки відразу ж дає температуру її поверхні. Так як зірки випромінюють приблизно як абсолютно чорні тіла відповідної температури, то потужність, випроменена одиницею їх поверхні, визначається із закону Стефана - Больцмана:
PВ = Sт 4,
де s = 5,6 × 10 -5 - постійна Стефана. Потужність випромінювання всієї поверхні зірки, або її світність, очевидно, буде дорівнює
(*),
де R - радіус зірки. Таким чином, для визначення радіуса зірки треба знати її світність і температуру поверхні.
Нам залишається визначити ще одну, чи не найважливішу характеристику зірки - її масу. Треба сказати, що це зробити не так то просто. А головне існує не так вже й багато зірок, для яких є надійні визначення їх мас. Останні легше за все визначити, якщо зірки утворюють подвійну систему, для якої велика піввісь орбіти а і період обертання Р відомі. У цьому випадку маси визначаються з третього закону Кеплера, який може бути записаний в наступному вигляді:

тут М1 і М2 - маси компонент системи, G - постійна в законі всесвітнього тяжіння Ньютона. Рівняння дає суму мас компонент системи. Якщо до того ж відомо ставлення орбітальних швидкостей, то їх маси можна визначити окремо. На жаль, тільки для порівняно невеликої кількості подвійних систем можна таким чином визначити масу кожної із зірок.
По суті, астрономія не мала і не має в своєму розпорядженні в даний час методом прямого і незалежного визначення маси (тобто не входить до складу кратних систем) ізольовану зірки. І це досить серйозний недолік нашої науки про Всесвіт. Якби такий метод існував, прогрес наших знань був би значно швидшим. У такій ситуації астрономи мовчазно приймаю, що зірки з однаковою світністю і кольором мають однакові маси. Останні ж визначаються тільки для подвійних систем. Твердження, що одиночна зірка з тією ж світністю і кольором має таку ж масу, як і її "сестра", що входить до складу подвійної системи, завжди слід приймати з певною обережністю.
 

Зв'язок основних зоряних величин


Отже, сучасна астрономія розпорядженні методами визначення основних зоряних характеристик: світності, поверхневої температури (кольору), радіуса, хімічного складу і маси. Виникає важливе питання: чи є ці характеристики незалежними? Виявляється, немає. Перш за все є функціональна залежність, що зв'язує радіус зірки, її болометричний світність і поверхневу температуру. Ця залежність представляється простою формулою (*) і є тривіальною. Поряд з цим, проте, давно вже була виявлена ​​залежність між світністю зірок і їх спектральним класом (або, що фактично одне і те ж - кольором). Цю залежність емпірично встановили (незалежно) на великому статистичному матеріалі ще на початку нашого століття видатні астрономи датчанин Герцшпрунг і американець Рессел (рис.1).
Молоді зоряні колективи
Великий інтерес представляють не тільки індивідуальні молоді зірки, але і їхні колективи. Молоді зірки сконцентровані поблизу екваторіальної площини Галактики, що зовсім не дивно: саме там знаходиться шар міжзоряного газу. На нашому небосхилі молоді зірки великої світності і нагріті ними газові хмари пролягли смугою Чумацького Шляху. Але якщо темної літньої ночі уважно подивитися на небо, можна зауважити, що в Чумацькому Шляху виділяються окремі «зоряні хмари». Наскільки вони реальні і яку ступінь в еволюції речовини відображають? Ці великі угруповання молодих зірок отримали назву зоряні комплекси. Їх характерні розміри - кілька сот парсек.
Історично першими були виявлені і досліджені більш компактні групи молодих зірок - розсіяні скупчення, подібні Плеяд. Ці порівняно щільні групи з декількох сотень або тисяч зірок, пов'язаних взаємною гравітацією, успішно протистоять руйнуючій впливу гравітаційного поля Галактики. Їх походження не викликає суперечок: предками таких скупчень є щільні ядра міжзоряних молекулярних хмар. Розсіяні скупчення потроху втрачають свої зірки, але все ж таки живуть досить довго: в середньому близько 500 млн. років, а іноді і декілька мільярдів.
Часто молоді щільні скупчення оточені розрідженою короною з таких же молодих зірок. Нерідко подібні корони зустрічаються сама по собі, без центрального скупчення. Їх називають зоряними асоціаціями.
Звичайно на фоні Чумацького Шляху виділяються лише масивні і яскраві члени асоціації - зірки спектральних класів О і В. Тому такі угруповання іменуються ОВ-асоціаціями. У деяких з них помічені ознаки розширення зі швидкістю 5-10 км / с, що почалося із самого народження зірок. Причина розширення, мабуть, в тому, що масивні гарячі зірки відразу після своєї появи розігрівають навколишній газ і виганяють його з області зореутворення. З відходом газу ці області позбавляються 70-95% своєї маси і вже не можуть утримати швидко рухаються зірки, які слідом за газом покидають місце свого народження.
Асоціації недовговічні через 10-20 млн. років вони розширюються до розміру більш 100 пк і їх уже неможливо виділити серед зірок фона. Це створює ілюзію, що асоціації - рідкісні угруповання зірок. У дійсності вони народжуються не рідше скупчень, просто руйнуються швидше.
Як влаштована зірка і як вона живе
Зірки не залишаться вічно такими ж, якими ми їх бачимо зараз. У Всесвіті постійно народжуються нові зірки, а старі вмирають. Щоб зрозуміти, як еволюціонує зірка, як міняються з плином часу її зовнішні параметри - розмір, світність, маса, необхідно проаналізувати процеси, що протікають в надрах зірки. А для цього треба знати, як влаштовані ці надра, які їх хімічний склад, температура, щільність, тиск. Але спостереженнями доступні лише зовнішні шари зірок - їх атмосфери. Проникнути в глиб навіть найближчої зірки - Сонця - ми не можемо. Доводиться вдаватися до непрямих методів: розрахунками, комп'ютерного моделювання. При цьому користуються даними про зовнішніх шарах, відомими законами фізики і механіки, спільними як для Землі, так і для зіркового світу.
Умови в надрах зірок значно відрізняються від умов в земних лабораторіях, але елементарні частинки - електрони, протони, нейтрони - там ті ж, що і на Землі. Зірки складаються з тих же хімічних елементів, що і наша планета. Тому до них можна застосовувати значення, отримані в лабораторіях.
Спостереження показують, що більшість зірок стійкі, тобто вони помітно не розширюються і не стискаються протягом тривалих проміжків часу. Як стійке тіло зірка може існувати тільки в тому випадку, якщо всі чинні на її речовина внутрішні сили врівноважуються. Які ж це сили?
Зірка - розпечений газової куля, а основною властивістю газу є прагнення розширитися і зайняти будь наданий йому об'єм. Це прагнення викликане тиск газу і визначається його температурою і щільністю. У кожній точці всередині зірки діє сила тиску газу, яка намагається розширити зірку. Але в кожній точці їй протидіє інша сила - сила тяжіння верхніх шарів, що намагається стиснути зірку. Однак ні розширення, ні стиснення не відбувається, зірка стійка. Це означає, що обидві сили врівноважують один одного. А так як з глибиною вага верхніх шарів збільшується, то тиск, а, отже, і температура зростають до центру зірки.
Зірка випромінює енергію, що виробляється в її надрах. Температура в зірці розподілена так, що в будь-якому шарі в кожен момент часу енергія, що отримується від нижчого шару, дорівнює енергії, що віддається шару вищележачому. Скільки енергії утвориться в центрі зірки, стільки ж має випромінюватися її поверхнею, інакше рівновагу порушиться. Таким чином, до тиску газу додається ще й тиск випромінювання.
Промені, що випускаються зіркою, отримують свою в надрах, де розташовується її джерело, і просуваються через всю товщу зірки назовні, чинячи тиск на зовнішні шари. Якби зоряне речовина було прозорим, то просування це здійснювалося б майже миттєво, зі швидкістю світла. Але воно непрозоро і гальмує проходження випромінювання. Світлові промені поглинаються атомами і знову випускаються вже в інших напрямках. Шлях кожного променя складний і нагадує заплутану зигзагоподібну криву. Іноді він «блукає» багато тисяч років, перш ніж вийде на поверхню і покине зірку.
Випромінювання, яка покидає поверхню зірки, якісно (але не кількісно) відрізняється від випромінювання, що народжується в джерелі зоряної енергії. У міру руху назовні довжина хвилі світла збільшується. Поверхня Сонця, наприклад, випромінює в основному світлові та інфрачервоні промені, а в його надрах виникає короткохвильове рентгенівське і гамма-випромінювання. Тиск випромінювання для Сонця і подібних йому зірок становить лише дуже малу частку від тиску газу, але для гігантських зірок воно значно.
Оцінки температури і щільності в надрах зірок отримують теоретичним шляхом, виходячи з відомої маси зірки і потужності її випромінювання, на підставі газових законів фізики і закону всесвітнього тяжіння. Визначені таким чином температури в центральних областях зірок становлять від 10 млн. градусів для зірок легше Сонця до 30 млн. градусів для гігантських зірок. Температура в центрі Сонця - близько 15 млн. градусів.
При таких температурах речовину в зоряних надрах майже повністю ионизировано. Атоми хімічних елементів втрачають свої електронні оболонки, речовина складається тільки з атомних ядер і окремих електронів. Оскільки поперечник атомного ядра в десятки тисяч разів менше поперечника цілого атома, то в обсязі, що вміщає всього десяток цілих атомів, можуть вільно вміститися багато мільярдів атомних ядер і окремих електронів. При цьому відстань між частинками всупереч високої щільності будуть все ще великі в порівнянні з їх розмірами. Ось чому речовина, щільність якого в центрі Сонця в 100 разів перевищує щільність води, - більш щільне, ніж будь-яке тверде тіло на Землі - тим не менше володіє всіма властивостями ідеального газу.
Будова зірок залежить від маси. Якщо зірка в кілька разів масивніше Сонця, то глибоко в її надрах відбувається інтенсивне перемішування речовини (конвекція), подібно киплячій воді. Таку область називають конвективним ядром зірки. Чим більша зірка, тим більшу її частину становить конвективное ядро. Інша частина зірки зберігає при цьому рівновагу. Джерело енергії знаходиться в конвективної ядрі. У міру перетворення водню в гелій молекулярна маса речовини ядра зростає, а його обсяг зменшується. Зовнішні ж області зірки при цьому розширюються, вона збільшується в розмірах, а температура її поверхні падає. Гаряча зірка - блакитний гігант - поступово перетворюється в червоний гігант.
Будова червоного гіганта вже інше. Коли в процесі стиснення конвективного ядра весь водень перетворюється в гелій, температура в центрі підвищиться до 50-100 млн. градусів і почнеться горіння гелію. Він у результаті ядерних реакцій перетворюється в вуглець. Ядро палаючого гелію оточене тонким шаром палаючого водню, який надходить із зовнішньої оболонки зірки. Отже, у червоного гіганта два джерела енергії. Над палаючим ядром знаходиться протяжна оболонка.
Надалі ядерні реакції створюють в центрі масивної зірки все більш важкі елементи, аж до заліза. Синтез елементів важче заліза вже не приводить до виділення енергії. Позбавлене джерел енергії, ядро ​​зірки швидко стискається. Це може спричинити за собою вибух - спалах наднової. Іноді під час вибуху зірка повністю розпадається, але частіше за все, мабуть, залишається компактний об'єкт - нейтронна зірка або чорна діра.
Разом з оболонкою вибух забирає у міжзоряне середовище різні хімічні елементи, що утворилися в надрах зірки за час її життя. Нове покоління зірок, які народжуються з міжзоряного газу, буде містити вже більше важких хімічних елементів.
Термін життя зірки прямо залежить від її маси. Зірки з масою в 100 разів більше сонячної живуть всього кілька мільйонів років. Якщо маса становить дві - три сонячні, термін життя збільшується до мільярда років.
У зірках - карликів, маси яких менше маси Сонця, конвективное ядро ​​відсутня. Водень в них горить, перетворюючись на гелій, в центральній області, не виділяється з іншої частини зірки наявністю конвективних рухів. У карликів цей процес протікає дуже повільно, і вони практично не змінюються протягом мільярдів років. Коли водень повністю згорає, вони повільно стискаються і за рахунок енергії стиснення можуть існувати ще дуже тривалий час.
Сонце і подібні йому зірки представляють собою проміжний випадок. У Сонця є маленьке конвективное ядро, але не дуже чітко відокремлене від іншої частини. Ядерні реакції горіння водню протікають як в ядрі, так і в його околицях. Вік Сонця приблизно 4,5-5 млрд. років. І за цей час воно майже не змінило свого розміру і яскравості. Після вичерпання водню Сонце може поступово вирости в червоний гігант, скинути надмірно розширилася оболонку і закінчити своє життя, перетворившись на білий карлик. Але це станеться не раніше, ніж через 5 млрд. років.
Вибухають зірки
Той, хто уважно стежить за зірками з ночі в ніч, має у своєму житті шанс виявити нову зірку, що виникла як би на порожньому місці. Блиск такої зірки поступово збільшується, досягає максимуму і через кілька місяців слабшає настільки, що вона стає невидимою навіть озброєним оком, зникає.
Ще більш грандіозне, але надзвичайно рідкісне небесне явище, що отримало назву наднової зірки, відображене у багатьох історичних літописах різних народів. Блиск наднової, що спалахували теж начебто на порожньому місці, іноді досягав такої величини, що зірку було видно навіть удень.
Явища нових зірок були виявлені ще в далекій давнині. У ХХ ст., Коли астрономічні спостереження придбали регулярний характер, а вигляд зоряного неба «протоколювалася» на фотопластинках, стало ясно, що на місці «нових» зірок насправді знаходяться слабкі зірочки. Просто раптово їх блиск збільшується до свого максимуму і потім знову зменшується до спокійного рівня. Більше того, виявилося, що іноді явище нової зірки повторюється більш-менш регулярно на одному і тому ж місці, тобто одна і та ж зірка з якихось причин раз на сотні років або частіше збільшує свою світність.
Інакше йде справа з надновими. Якщо на їх місці до початку спалаху і була помітна зірка (як, наприклад, у випадку щодо яскравою наднової 1987 р. у Великому Магелланова Хмарі), то після спалаху вона дійсно зникає, а скинута нею оболонка ще довгі роки спостерігається як світиться туманність.
Дослідження наднових зірок, що спалахнули в нашій галактиці, важко тим, що ці небесні об'єкти надзвичайно рідко доступні спостереженнями. За всю історію науки їх вдалося побачити лише кілька разів. Однак регулярні спостереження безлічі інших галактик призводять до щорічного виявленню до декількох десятків наднових в далеких зоряних системах. Встановлено, що в середньому в кожній галактиці спалах наднової відбувається раз на кілька десятиліть. Причому в максимумі свого блиску вона може бути настільки ж яскравою, як інші сотні мільярдів зірок галактики, разом узяті. Найдальші з відомих нині наднових знаходяться в галактиках, розташованих в сотнях мегапарсек від Сонця.
Як уперше припустили в 30-і рр.. ХХ ст. Вальтер Бааде і Фріц Цвіккі, в результаті вибуху наднової може утворитися надщільна нейтронна зірка. Ця гіпотеза підтвердилася після відкриття пульсара - швидко обертається нейтронної зірки з періодом 33 мілісекунди - в центрі відомої Крабовидної туманності в сузір'ї Тельця; він виник на місці спалаху наднової 1054
Отже, явища нових і наднових зірок мають абсолютно різну природу. Яке ж сучасне уявлення про них?

Нові зірки.
Під час спалаху блиск нової збільшується на 12-13 зоряних величин, а виділювана енергія досягає 10 39 Дж (така енергія випромінюється Сонцем приблизно за 100 тис. років). До середини 50-х рр.. природа спалахів нових зірок залишалася неясною. Але в 1954 р. було виявлено, що відома нова зірка DQ Геркулеса входить до складу тісної подвійної системи з орбітальним періодом у кілька годин. У подальшому вдалося встановити, що всі нові зірки є компонентами тісних подвійних систем. У яких одна зірка-як правило, зірка головної послідовності типу нашого Сонця, а друга - компактний, розміром в соту частку радіуса Сонця, білий карлик.
Орбіта такої подвійної системи настільки тісна, що нормальна зірка сильно деформується приливним впливом компактного сусіда. Плазма з атмосфери цієї зірки може вільно падати на білий карлик, утворюючи навколо нього акреційний диск. Речовина в диску гальмується в'язким тертям, нагрівається, викликаючи світіння (саме воно і спостерігається в спокійному стані), і врешті-решт досягає поверхні білого карлика.
У міру падіння речовини на білому карлику утворюється тонкий щільний шар газу, температура якого поступово збільшується. У результаті (як раз за характерний час від декількох років до сотень років) температура і щільність цього поверхневого шару виростають до настільки високих значень, що зіткнення швидких протонів починають приводити до термоядерної реакції синтезу гелію. Але на відміну від центральних частин Сонця та інших зірок, де ця реакція протікає досить повільно, на поверхні білого карлика вона носить вибухоподібний характер (головним чином з-за дуже великої щільності речовини).
Саме цей термоядерний вибух на поверхні білого карлика і призводить до скидання накопиченої оболонки (до речі, дуже малої маси - «всього» близько сотої частки маси Сонця), розліт і світіння якій спостерігаються як спалах нової зірки. Незважаючи на величезну виділену енергію, полова оболонка не робить помітного впливу на сусідню зірку, і та продовжує постачати паливо для наступного вибуху.
Як показують оцінки, щорічно в галактиці спалахує близько сотні нових зірок. Міжзоряне поглинання робить неможливим спостереження всіх цих об'єктів. Але найяскравіші нові досить часто бувають видно неозброєним оком. Приміром, в 1975 р. нова зірка в сузір'ї Лебедя майже півроку «спотворювала» його хрестоподібну конфігурацію.
З початком ери рентгенівської астрономії (60-і рр..) З'ясувалося, що нові зірки спостерігаються не тільки в оптичному діапазоні. Так, в 70-і рр.. були відкриті рентгенівські барстери - регулярно спалахують джерела рентгенівського випромінювання. Механізм спалахів тут в цілому такий же, як і у класичних нових зірок. Різниця в тому, що другий компонент тісної подвійної системи не білий карлик, а ще більш компактна нейтронна зірка радіусом всього близько 10 км.
Речовина нормальної зірки типу Сонця або червоного карлика «зривається» приливними силами з боку нейтронної зірки, утворюючи акреційний диск. Газ потрапляє на поверхню нейтронної зірки, якщо вона не володіє сильним магнітним полем, нагрівається, і це призводить до повторюваних термоядерним вибухів. А з-за великий компактності нейтронної зірки щільність речовини, що досяг поверхні, виявляється жахливо високою. Розігрітий термоядерними вибухами газ випромінює в основному енергійні рентгенівські кванти.
Нарешті, не можна не згадати ще про один тип нових зірок - рентгенівських нових. Вони спалахують в рентгенівському діапазоні на кілька місяців, а потім повністю зникають. Зараз таких рентгенівських нових відомо близько десяти. Саме хвилююче відкриття останніх років, зроблене спільними зусиллями астрономів Росії, Україні та інших країн, полягає в тому, що у всіх рентгенівських нових компактними зірками є, мабуть. Чорні діри масою близько 10 мас Сонця. Це добре узгоджується з теорією відносності Ейнштейна, за якою маса чорних дір в зоряних системах повинна бути не менше 3-5 сонячних.
Так як чорні діри не мають поверхні, на якій могло б накопичуватися аккреціруемое речовина, природа спалаху тут вже інша, ніж у класичних нових зірок і рентгенівських барстери. Як вважають, спалах рентгенівської нової пов'язана з раптовим гігантським енерговиділенням в навколишньому чорну діру акреційного диска. З'ясування причини такого нестійкої поведінки дисків - одна із актуальних завдань сучасної астрофізики.

Наднові зірки.
Наднові зірки - одне з найбільш грандіозних космічних явищ. Коротко кажучи, наднова - це справжній вибух зірки, коли велика частина її маси (а іноді і вся) розлітається зі швидкістю до 10000 км / с, а залишок стискається (колапсує) у сверхплотную нейтронну зірку або в чорну діру. Наднові грають важливу роль в еволюції зірок. Вони є фіналом життя зірок масою більше 8-10 сонячних, народжуючи нейтронні зірки і чорні діри і збагачуючи міжзоряне середовище важкими хімічними елементами. Всі елементи важче заліза утворилися в результаті взаємодії ядер більш легких елементів і елементарних частинок при вибухах масивних зірок. Чи не тут криється розгадка одвічної тяги людства до зірок? Адже в щонайменшої клітинці живої матерії є атоми заліза, синтезовані при загибелі який-небудь масивної зірки. І в цьому сенсі люди на кшталт сніговикові з казки Андерсена: він відчував дивну любов до спекотної печі, тому що каркасом йому послужила кочерга ...
За піднаглядним характеристикам наднові прийнято розділяти на дві великі групи - наднові 1-го і 2-го типу. У спектрах наднових 1-го типу немає ліній водню; залежність їх блиску від часу (так звана крива блиску) приблизно однакова в усіх зірок, як і світність в максимумі блиску. Наднові 2-го типу, навпаки, мають багатий водневими лініями оптичний спектр; форми їх кривих блиску вельми різноманітні; блиск в максимумі сильно відрізняється у різних найновіших.
Вчені помітили, що в еліптичних галактиках (тобто галактиках без спіральної структури, з дуже низьким темпом зореутворення, що складаються в основному з маломасивних червоних зірок) спалахують тільки найновіші 1-го типу. У спіральних галактиках ж, до числа яких належить і наша Галактика - Чумацький Шлях, зустрічаються обидва типи найновіших. При цьому представники 2-го типу концентруються до спіральним рукавах, де йде активний процес зореутворення і багато молодих масивних зірок. Ці особливості наводять на думку про різну природу двох типів найновіших.
Зараз надійно встановлено, що при вибуху наднової будь звільняється величезна кількість енергії - близько жовтня 1946 Дж. Основна енергія вибуху забирає не фотонами, а нейтрино - швидкими частинками з дуже малої або взагалі нульовою масою спокою. Нейтрино надзвичайно слабо взаємодіють з речовиною, і для них надра зірки цілком прозорі.
Закінченої теорії вибуху наднових з формуванням компактного залишку та скиданням зовнішньої оболонки поки не створено зважаючи на велику складність обліку всіх протікають при цьому фізичних процесів. Проте всі дані говорять про те, що наднові 2-го типу спалахують у результаті колапсу ядер масивних зірок. На різних етапах життя зірки в ядрі відбувалися термоядерні реакції, при яких спочатку водень перетворюється в гелій, потім гелій в вуглець і так далі до освіти елементів «залізного піку» - заліза, кобальту та нікелю. Атомні ядра цих елементів мають максимальну енергію зв'язку в розрахунку на одну частинку. Ясно, що приєднання нових частинок до атомного ядра, наприклад, заліза буде вимагати значних витрат енергії, а тому термоядерне горіння і «зупиняється» на елементах залізного піку.
Що ж змушує центральні частині зірки втрачати стійкість і колапсувати, як тільки залізне ядро ​​стане досить масивним (близько 1,5 маси Сонця)? В даний час відомо два основні чинники, що призводять до втрати стійкості і колапсу. По-перше, це «розвал» ядер заліза на 13 альфа-часток (ядер гелію) з поглинанням фотонів - так звана фотодисоціація заліза. По-друге, нейтронізація речовини - захоплення електронів протонами з утворенням нейтронів. Обидва процеси стають можливими при великих плотностях (понад 1 т / см 3), що встановлюються в центрі зірки в кінці еволюції, і обидва вони ефективно знижують «пружність» речовини, яка фактично і протистоїть конструктивному дії сил тяжіння. Як наслідок, ядро ​​втрачає стійкість і стискується. При цьому в ході нейтронізаціі речовини виділяється велика кількість нейтрино, що забирають основну енергію, накопичену в колапсуючої ядрі.
На відміну від процесу катастрофічного колапсу ядра, теоретично розробленого досить детально, скидання оболонки зірки (власне вибух) не так-то просто пояснити. Швидше за все істотну роль у цьому процесі відіграють нейтрино.
Як свідчать комп'ютерні розрахунки, щільність поблизу ядра настільки висока, що навіть слабко взаємодіють з речовиною нейтрино опиняються на якийсь час «замкненими» зовнішніми шарами зірки. Але гравітаційні сили притягують оболонку до ядра, і складається ситуація, схожа на ту, яка виникає при спробі налити більш щільну рідина, наприклад воду, поверх менш щільною, скажімо гасу або олії. (З досвіду добре відомо, що легка рідина прагне «спливти» з-під важкої - тут проявляється так звана нестійкість Релея-Тейлора.) Цей механізм викликає гігантські конвективні руху, і коли, врешті-решт, імпульс нейтрино передається зовнішній оболонці, вона скидається в навколишній простір.
Можливо, саме нейтрино конвективні рухи приводять до порушення сферичної симетрії вибуху наднової. Іншими словами, з'являється напрямок, вздовж якого переважно викидається речовина, і тоді утворюється залишок отримує імпульс віддачі і починає рухатися в просторі за інерцією зі швидкістю до 1000 км / с. настільки великі просторові швидкості відзначені у молодих нейтронних зірок - радіопульсаров.
Описана схематична картина вибуху наднової 2-го типу дозволяє зрозуміти основні спостережні особливості цього явища. А теоретичні передбачення, засновані на даній моделі (особливо стосуються повної енергії та спектру нейтральній спалаху), опинилися в повній згоді з зареєстрованим 23 лютого 1987р. нейтринних імпульсом, які прийшли від найновішої у Великому Магелланова Хмарі.
Тепер кілька слів про найновіші 1-го типу. Відсутність світіння водню в їх спектрах говорить про те, що вибух відбувається в зірках, позбавлених водневої оболонки. Як зараз вважають, це може бути вибух білого карлика або результат колапсу зірки типу Вольфара-Райе (фактично це ядра масивних зірок, багаті гелієм, вуглецем і киснем).
Тут розказано лише про найбільш потужних вибухи, що відбуваються у Всесвіті і можна побачити в оптичному діапазоні. Оскільки у випадку наднових зірок, основна енергія вибуху несеться нейтрино, а не світлом, дослідження неба методами нейтринної астрономії має цікаві перспективи. Воно дозволить у майбутньому «заглянути» в саме «пекло» наднової, приховане величезними товщами непрозорого для світла речовини. Ще більш дивні відкриття обіцяє гравітаційно-хвильова астрономія, яка в недалекому майбутньому повідає нам про грандіозні явища злиття подвійних білих карликів, нейтронних зірок і чорних дір.
Кінець життєвого шляху зірки
Більшу частину свого життя зірка знаходиться на так званої головної послідовності діаграми колір - світність (діаграми Герцшпрунга-Ресселла). Всі інші стадії еволюції зірки до освіти компактного залишку займають не більше 10% від цього часу. Саме тому більшість зірок, які спостерігаються в нашій Галактиці, - скромні червоні карлики з масою Сонця чи менше. Подальша доля зірки повністю визначається її масою.
Який же буде термін життя зірки? Відповісти на це питання не становить труднощів, якщо знати механізм виділення енергії в зірку. Для зірок головної послідовності це термоядерні реакції перетворення водню в гелій. Як відомо з ядерної фізики, що звільняється при цьому енергія дорівнює приблизно 0,1% від енергії спокою речовини Е = mс 2. Тут m-маса речовини, з-швидкість світла. Співвідношення Е = mс 2 було встановлено Альбертом Ейнштейном в 1917 р.
Таким чином, повний запас термоядерної енергії в зірці становить 0,001 М я з 2, де М я - маса ядра зірки, в якому і відбуваються термоядерні реакції.
Враховуючи, що маса ядра зірки пропорційна її повній масі (М), шляхом розрахунків одержуємо приблизне співвідношення: тривалість перетворення водню в гелій дорівнює 10 М / L млрд. років, де маса М. і світність L зірки виражені в масах і світністях Сонця. Для зірок з масою, близькою до сонячної, L = М 4 (це випливає зі спостережень). Звідси знаходимо, що час їх життя 10 / М 3 млрд. років.
Тепер ясно, що зірки з масою більше сонячної живуть набагато менше Сонця, а час життя самих масивних зірок складає «всього» кілька мільйонів років! Для переважної ж більшості зірок час життя порівнянне чи навіть перевищує вік Всесвіту (близько 15 млрд. років).
Тепер ми підійшли до головного питання: на що перетворюються зірки в кінці життя і як проявляють себе їх залишки? Зірки різної маси приходять у підсумку до одного з трьох станів: білі карлики, нейтронні зірки або чорні діри.
Білі карлики, чи майбутнє Сонця
Після «вигорання» термоядерного палива в зірці, маса якої порівнянна з масою Сонця, в центральній її частині (ядрі) щільність речовини стає настільки високою, що властивості газу кардинально змінюються. Подібний газ називається виродженим, а зірки, з нього складаються виродженими зірками.
Після утворення виродженого ядра термоядерне горіння триває в джерелі навколо нього, що має форму кульового шару. При цьому зірка переходить в область червоних гігантів на діаграмі Герцшпрунга-Ресселла. Оболонка червоного гіганта досягає колосальних розмірів - в сотні радіусів Сонця - і за цей час близько 10-100 тис. років розсіюється в простір. Скинута оболонка іноді видно як планетарна туманність. Залишилося гаряче ядро ​​поступово остигає і перетворюється на білий карлик, в якому під силу гравітації протистоїть тиск виродженого електронного газу, забезпечуючи тим самим стійкість зірки. При масі близько сонячної радіус білого карлика становить лише кілька тисяч кілометрів. Середня щільність речовини в ньому часто перевищує 10 9 кг / м 3 (тонну на кубічний сантиметр!).
Ядерні реакції усередині білого карлика не йдуть. А світіння відбувається за рахунок повільного остигання. Основний запас теплової енергії білого карлика міститься в коливальних рухах іонів, які при температурі нижче 15 тис. кельвінів утворюють кристалічну решітку. Образно кажучи, білі карлики - це гігантські гарячі кристали. Поступово температура поверхні білого карлика зменшується і зірка перестає бути білою (за кольором) - це швидше вже бурий або коричневий карлик.
Маса білих карликів не може перевищувати деякого значення - це так званий межа Чандрасекара (за ім'ям американського астрофізика, індійця за походженням, Субрахманьяна Чандрасекара), він дорівнює приблизно 1,4 маси Сонця. Якщо маса зірки більше, тиск вироджених електронів не може протистояти силам гравітації і за лічені секунди відбувається катастрофічне стискування білого карлика - колапс. У ході колапсу щільність різко зростає, протони об'єднуються з виродженими електронами і утворюють нейтрони (це називається нейтронізаціей речовини), а звільняється гравітаційну енергію забирають в основному нейтрино. Чим же закінчується цей процес? За сучасними уявленнями, колапс може або зупинитися при досягненні густин порядку 10 17 кг / м 3, коли нейтрони самі стають виродженими, - і тоді утворюється нейтронна зірка; або виділяється енергія повністю руйнує білий карлик - і колапс по суті справи перетворюється на вибух.
Нейтронні зірки
Більшість нейтронних зірок утворюються при колапсі ядер зірок масою більше 10 сонячних. Їх народження супроводжується грандіозним небесним явищем - спалахом наднової зірки. Знаючи зі спостережень, що спалахи наднових в нормальній галактиці відбуваються приблизно раз на 25 років, легко вирахувати, що за час існування нашої Галактики (10-15 млрд. років) у неї повинно було утворитися декілька сот мільйонів нейтронних зірок! Як же вони повинні виявляти себе?
Молоді нейтронні зірки швидко обертаються (періоди обертання вимірюються мілісекундами) і володіють сильним магнітним полем. Обертання разом з магнітним полем створюють потужні електричні поля, які виривають заряджені частинки з твердої поверхні нейтронної зірки і прискорюють їх до дуже високих енергій. Ці частки випромінюють радіохвилі.
З втратою енергії обертання нейтронної зірки гальмується, електричний потенціал, створюваний магнітним полем, падає. При деякому його значенні заряджені частинки перестають народжуватися і радіопульсар «затухає». Це відбувається за час близько 10 млн. років, тому діючих пульсарів у Галактиці повинно бути декілька сот тисяч. В даний час спостерігається приблизно 700 пульсарів.
Як і для білих карликів, для нейтронних зірок існує гранично можлива маса (вона носить назву межі Оппенгеймера - Волкова). Проте будова матерії при настільки високих плотностях відомо погано. Тому межа Оппенгеймера - Волкова точно не встановлено, його величина залежить від зроблених припущень про тип і взаємодію часток усередині нейтронної зірки. Але в будь-якому випадку він не перевищує трьох мас Сонця.
Якщо маса нейтронної зірки перевершує це значення, ніякий тиск речовини не може протидіяти силам гравітації. Зірка стає нестійкою і швидко колапсує. Так утворюється чорна діра.

Чорні діри
 
Термін «чорна діра» був вельми вдало введений у науку американським фізиком Джоном Вілером в 1968 р. для позначення сколлапсировала зірки. Як відомо, для того, щоб подолати силу тяжіння небесного тіла з масою М і радіусом R, частка на поверхні повинна придбати другу космічну швидкість
V II = 2GM / R
де G - постійна тяжіння Ньютона. Якщо при постійній масі радіус зменшується, то ця швидкість зростає і може досягти швидкості світла (с) - граничної швидкості для будь-яких фізичних об'єктів, коли радіус тіла стає рівним 2GМ / с 2. Це так званий гравітаційний радіус - Rg. Оскільки інформація може передаватися не більш ніж зі швидкістю світла, колапсуючої тіло, як кажуть, іде за обрій подій для далекого спостерігача.
На досить великих відстанях чорна діра проявляє себе як звичайне гравитирующей тіло тієї ж маси. Поверхні в традиційному розумінні у чорних дір бути не може. Дивно, але самі «екзотичні» з точки зору освіти і фізичних проявів космічні об'єкти - чорні діри - влаштовано набагато простіше, ніж звичайні зірки або планети. У них немає хімічного складу, їх будова не пов'язано з різними типами взаємодії речовини - вони описуються тільки рівняннями гравітації Ейнштейна. Крім маси чорна діра може ще характеризуватися моментом кількості руху та електричним зарядом.
Але якщо чорні діри не світять, то як же можна судити про реальність цих об'єктів у Всесвіті? Єдиний шлях - спостерігати вплив їх гравітаційного поля на інші тіла.
Є непрямі докази існування чорних дір більш ніж в 10 тісних подвійних рентгенівських зірках. На користь цього говорять, по-перше, відсутність відомих проявів твердої поверхні, характерних для рентгенівського пульсара або рентгенівського барстери (наприклад, періодичних імпульсів у випромінюванні), і, по-друге, велика маса невидимого компонента подвійної системи (більше трьох мас Сонця).
Останні досягнення рентгенівської астрономії дозволяють дослідити рентгенівське випромінювання дуже швидкої (мілісекунди) змінності. В оптичній астрономії з'явилася можливість реєстрації дуже слабких потоків світла. Все це дає надію, що на початку ХХІ ст. буде отримано прямий доказ існування в Галактиці чорних дір зоряній маси. А можливо виявлення чорних дір буде пов'язано з абсолютно новим напрямком зоряної науки - гравітаційно-хвильової астрономією. Вже розробляються гравітаційно-хвильові детектори, які дозволять реєструвати надзвичайно слабкі гравітаційні хвилі від систем, що містять чорні діри. Швидше за все перші виявлені таким методом об'єкти опиняться подвійними чорними дірами, що зливаються один з одним через втрати енергії орбітального руху на гравітаційне випромінювання.
Висновок
За період трохи більше двох століть уявлення про зірок змінилося кардинально. З незбагненно далеких і байдужих що світять точок на небі вони перетворилися на предмет всебічного фізичного дослідження. Як би відповідаючи на закид де Сент-Екзюпері, погляд вчених на цю проблему висловив американський фізик Річард Фейнман: «Поети стверджують, що наука позбавляє зірки краси. Для неї зірки - просто газові кулі. Зовсім не просто. Я теж милуюся зірками і відчуваю їхню красу. Ось тільки хто з нас бачить більше? ».
Завдяки розвитку спостережних технологій астрономи отримали можливість досліджувати не тільки видиме, але й не видиме оку випромінювання зірок. Зараз вже багато відомо про їх будову і еволюцію, хоча чимало залишається і незрозумілого. Ще попереду той час, коли виповниться мрія творця сучасної науки про зірки Артура Еддінгтона і ми нарешті «зможемо зрозуміти таку просту річ, як зірка» [1].

Додати в блог або на сайт

Цей текст може містити помилки.

Астрономія | Курсова | 128кб. | скачати

Схожі роботи:
Народження дитини ріст розвиток вікові періоди Народження дитини годування матеренським мол
Зірки
Що таке зірки
Зірки та їх вивчення
Подвійні зірки
Змінні зірки
Подвійні зірки
Що таке зірки
Зірки та їх еволюція
© Усі права захищені
написати до нас
Рейтинг@Mail.ru