Класифікація та еволюція зірок

«Незважаючи на всі досягнення сучасної техніка, визначення відстаней до зірок, як і раніше залишається однією з найскладніших задач астрономії. Відстані до зірок настільки великі, що для оцінки їх не придатні ні кілометри, ні навіть астрономічні одиниці (а. о). Астрономи використовують такі одиниці відстаней, як світловий рік (св. рік), але частіше парсек (пк; скорочення від двох слів паралакс секунда) - відстань, з якого радіус земної орбіти, що дорівнює 1 а. е., видно під кутом в 1 "(секунда дуги). 1 пк = 3,216 св. р. = = 206265 а.с. =; 3.1 • 10" км. Для цілей галактичної і позагалактичної астрономії використовують ще більші одиниці відстаней: кілопарсек (1 кпк = 1000 пк) і мегапарсек (1 Мпк = = i 000000 пк) »[3].
Фотометричний метод визначення відстаней.
Освітленості, створювані однаковими по потужності джерелами світла, обернено пропорційні квадрату відстані до них. Отже, видимий блиск однакових світил (тобто освітленість, створювана у Землі на одиничному майданчику, перпендикулярної променям світла) може служити мірою відстані до них. Вираз освітленостей в зоряних величинах (m - видима зоряна величина, М - абсолютна зоряна величина) приводить до наступної основній формулі фотометричних відстаней r _ф (пс):
lgr _ф = 0,2 (m - M) + 1.
При визначенні r _ф за вищеназваною формулою похибка складає ~ 30%.
Визначення відстані за відносними швидкостями. Непрямим показником відстані до зірок є їх відносні швидкості: як правило, чим ближче зірка, тим більше зміщується вона по небесній сфері. Визначити таким способом відстань, звісно не можна, але цей спосіб дає можливість "виловлювати" близькі зірки. Також існує інший метод визначення відстаней за швидкостями, який можна застосовувати для зоряних скупчень. Він заснований на тому, що всі зірки, що належать одному скупченню, рухаються в одному і тому ж напрямку по паралельних траєкторіях. Вимірявши променеву швидкість зірок за допомогою ефекту Доплера, а також швидкість, з якою ці зірки зміщуються відносно дуже віддалених, тобто умовно нерухомих зірок, можна визначити відстань до даного нас скупчення.
2.8 Спектр
«Спектри зірок - це їх паспорта з описом всіх їх фізичних властивостей. По спектру зірки можна дізнатися її світність (а значить, і відстань до неї), її температуру, розмір, хімічний склад її атмосфери, як якісний, так і кількісний, швидкість її руху в просторі, швидкість її обертання навколо осі і навіть те, немає Чи поблизу неї інший, невидимої зірки, разом з якою вона звертається навколо їх загального центру тяжіння. Існує детально розроблена класифікація зоряних класів (гарвардська). У Гарвардської класифікації спектральні типи (класи) позначені літерами латинського алфавіту: О, В, A, F, G, К і М. Оскільки в епоху розробки цієї класифікації зв'язок між видом спектру і температурою не була ще відома, то після встановлення відповідної залежності довелося змінити порядок спектральних класів, який спочатку збігався з алфавітного розташування букв. Підкласи позначені цифрами від 0 до 9 після букви, що позначає клас. Спектри більшості зірок характеризуються наявністю ліній поглинання (див. додаток 2).
Клас О. Про високій температурі зірок цього класу можна судити з великої інтенсивності ультрафіолетової області безперервного спектру, внаслідок чого світло цих зірок здається блакитним. Найбільш інтенсивні лінії іонізованого гелію і багаторазово іонізованих деяких інших елементів (вуглецю, кремнію, азоту, кисню). Спостерігаються слабкі лінії нейтрального гелію і водню.
Клас В. Лінії нейтрального гелію досягають найбільшої інтенсивності. Добре видно лінії водню і деяких іонізованних елементів. Колір голубувато-білий. Типова зірка - a Діви (Спіка).
Клас А. Лінії водню досягають найбільшої інтенсивності. Добре видно лінії іонізованого кальцію, спостерігаються слабкі лінії інших металів. Колір зірочок білий. Типові зірки: a Ліри (Вега) та a Великого Пса (Сіріус).
Клас F. Лінії водню стають слабкішими. Посилюються лінії іонізованих металів (особливо кальцію, заліза, титану). Колір злегка жовтуватий. Типова зірка - a Малого Пса (Проціон).
Клас G. Водневі лінії не виділяються серед численних ліній металів. Дуже інтенсивні лінії іонізованого кальцію. Колір зірки жовтий. Типовий приклад - Сонце.
Клас К. Лінії водню не помітні серед дуже інтенсивних ліній металів. Фіолетовий кінець безперервного спектру помітно ослаблений, що свідчить про сильний зменшенні температури в порівнянні з ранніми класами (О, В, А). Колір зірки червонуватий, як, наприклад, у a Волопаса (Арктур) і a Тельця (Альдебаран).
Клас М. Червоні зірки. Лінії металів слабшають. Спектр пересічений смугами поглинання молекул окису титану та інших молекулярних сполук. Типова зірка - a Оріона (Бетельгейзе).
Крім цих основних класів існують додаткові, що є відгалуженнями від класів G і К і представляють собою зірки з аномальним хімічним складом, що відрізняється від хімічного складу більшості інших зірок. Перше відгалуження походить від класу G і містить "вуглецеві" зірки:
Клас С, що відрізняється від класів К і М наявністю ліній поглинання атомів і смуг поглинання молекул вуглецю.
Друге відгалуження походить від класу К і містить "цирконієві" зірки:
Клас S. Зірки цього класу відрізняються від зірок класу М тим, що замість смуг окису титану TiO присутні смуги окису цирконію (ZrO). Таким чином, всі перераховані спектральні класи схематично можна розташувати наступним чином:
C
|
OBAFGKM.
|
S
Розглянута вище класифікація одномірна, так як основною характеристикою є температура зірки. Але серед зірок одного класу є зірки-гіганти і зірки-карлики. Вони відрізняються по щільності газу в атмосфері, площі поверхні, світності. Ці відмінності відбиваються на спектрах зірок. Існує нова, двовимірна класифікація зірок. За цією класифікацією у кожної зірки крім спектрального класу вказується ще клас світності. Він позначається римськими цифрами від I до V. I - надгіганти, II-III - гіганти, IV - субгіганти, V - карлики. Наприклад, спектральний клас зірки Веги виглядає як А0V, Бетельгейзе - М2I, Сіріуса - А1V
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 »[5].
2.9 Обертання зірок
Обертання зірок вивчається за їхніми спектрами. При обертанні один край диска зірки віддаляється від нас, а інший наближається з тією ж швидкістю. У результаті в спектрі зірки, які отримують одночасно від усього диска, лінії розширюються і, відповідно до принципу Доплера, набувають характерний контур, за яким можливо визначати швидкість обертання. Зірки ранніх спектральних класів О, В, А обертаються зі швидкостями (на екваторі) 100-200 км / с. Швидкості обертання більш холодних зірок - значно менше (декілька км / с). Зменшення швидкості обертання зірки пов'язано, мабуть, з переходом частини моменту кількості руху до навколишнього її газопилового диска внаслідок дії магнітних сил. Через швидке обертання зірки приймає форму сплюсненого сфероида.

2.10 Хімічний склад
«За хімічним складом зірки, як правило, представляють собою водневі і гелієві плазми. Інші елементи присутні у вигляді порівняно незначних «забруднень». Середній хімічний склад зовнішніх шарів зірки виглядає приблизно так. На 10 тис. атомів водню припадає 1000 атомів гелію, 5 атомів кисню, 2 атоми азоту, один атом вуглецю, 0.3 атома заліза.
Існують зірки, що мають підвищений вміст того чи іншого елемента. Так, відомі зірки з по підвищеним вмістом кремнію (кремнієві зірки), зірки, в яких багато заліза (залізні зірки), марганцю (марганцеві), вуглецю (вуглецеві) і т. п. Зірки з аномальним складом елементів досить різноманітні. У молодих зірках типу червоних гігантів виявлено підвищений вміст важких елементів. В одній з них знайдено підвищений вміст молібдену, в 26 разів перевищує його вміст у Сонце. Взагалі кажучи, вміст елементів, атоми яких мають масу, більшу маси атома гелію, поступово зменшується в міру старіння зірки. Разом з тим, хімічний склад зірки залежить і від місцезнаходження зірки в галактиці. У старих зірках сферичної частини галактики міститься трохи атомів важких елементів, а в тій частині, яка утворює своєрідні периферичні спіральні «рукави» галактики, і в її плоскої частини є зірки, щодо багаті важкими елементами. Саме у цих частинах і виникають нові зірки. Тому можна зв'язати наявність важких елементів з особливостями хімічної еволюції, що характеризує життя зірки.
Дуже цікаві вуглецеві зірки. Це зірки щодо холодні - гіганти і надгіганти. Їх поверхневі температури лежать звичайно в межах 2500 - 6000С. При температурах вище 3500С при рівних кількостях кисню і вуглецю в атмосфері велика частина цих елементів існує у формі оксиду вуглецю CO. Деякі типи зірок характеризуються підвищеним вмістом металів, розташованих в одному стовпці періодичної системи з цирконієм, у цих зірках є нестійкий елемент технецій 4399Тс. Ядра технецію могли утворитися з 98Мо в результаті захоплення нейтрона з викиданням електрона з ядра молібдену або при фотопроцесу з 97Мо. В усякому разі наявність нестабільного ядра - переконливий доказ розвитку ядерних реакцій в зірках »[2].
2.11 Магнетизм
Нарешті, варто сказати кілька слів про магнетизм зірок. Тим же спектроскопическим методом було виявлено наявність потужних магнітних полів в атмосферах деяких зірок. Напруженість цих полів в окремих випадках доходить до 10 тис. Е (Ерстед), тобто в 20 тис. разів більше, ніж магнітне поле Землі. Зауважимо, що в сонячних плямах напруженість магнітних полів доходить до 3-4 тис. Е. Взагалі магнітні явища, як з'ясувалося в останні роки, відіграють значну роль у фізичних процесах, що відбуваються в сонячній атмосфері. Є всі підстави вважати, що те ж саме справедливо і для зоряних атмосфер.

3. Залежності між зоряними параметрами
«Перш ніж приступати до розгляду еволюції зірок, ми повинні ознайомитися з одним із найважливіших графіків, існуючих в астрономії.
На початку нашого століття видатні астрономи датчанин Герцшпрунг і американець Ресселла емпірично встановили (незалежно), що існує залежність між світністю зірок і їх спектральним класом. Якщо нанести положення великої кількості зірок на діаграму, у якої по осі абсцис відкладені спектральні класи зірок, а по осі ординат - світності, виявляється, що зірки аж ніяк не розташовуються безладно, а утворюють певні групи. Положення зірки на діаграмі залежить від її маси, віку та хімічного складу (див. додаток 3). З часом знайшовся глибокий фізичний зміст розташування зірок на діаграмі, і стали зрозумілими пересування зірок по діаграмі в залежності від віку (еволюційні треки). Діаграма Герцшпрунга-Ресселла (Г. - Р. д.) для зірок є важливим інструментом порівняння теоретичних моделей зірок з спостереженнями. Діаграма ГР звичайно приводиться в наступних координатах:
1. Світність - ефективна температура 2. Абсолютна зоряна величина - показник кольору 3. Абсолютна зоряна величина - спектральний клас
Більшість відомих зірок розташовується на головній послідовності (див. додаток 4), що тягнеться по діагоналі Г. - Р. д. від гарячих блакитних зірок (наприклад, Спіка, спектральний клас В) зі світністю в 1000 разів більше сонячної через білі зірки (Сіріус, А), жовтувато-білі (Проціон, F ), жовті (Сонце, G), помаранчеві (t Кіта, К) до червоних карликів (зірка Крюгер 60, М), які слабше Сонця в 1000 разів. Зірки-гіганти - жовті, помаранчеві й червоні зірки великих розмірів (Капела, Арктур, Альдебаран) - знаходяться праворуч від головної послідовності. Надгіганти - порівняно нечисленна група зірок всіх спектральних класів дуже великої світності (в 10 ⁴ -10 ⁵ разів більше сонячної) - заповнюють саму верхню область Г. - Р. д. (Ригель, В і Бетельгейзе, М). Субгіганти називають червонуваті зірки, розміри яких більше зірок головної послідовності тієї ж світності (компоненти затемнення-подвійних зірок). Субкарлики - це зірки-карлики головної послідовності, що відрізняються зниженим вмістом металів, характерним для зірок сферичної складової Галактики, і розташовуються внаслідок цього на Г. - Р. д. в межах головної послідовності. (Спочатку передбачалося, що субкарлики утворюють самостійну послідовність на 1-1,5 зоряної величини нижче головної послідовності.) Група білих карликів - дуже щільних маленьких зірочок, знаходиться на 10 зоряних величин нижче головної послідовності. Для кожної групи зірок властиві певні залежності між масою, світністю і радіусом і свої особливості будови. Кількість зірок у різних областях Г. - Р. д. різна; зірок великої світності значно менше, ніж слабких. Поза описаних груп зір практично немає. На малюнках представлені Г. - Р. д. для зірок околиці Сонця і зірок розсіяних скупчень, що належать плоскої складової Галактики (див. додаток 4, рис.1), і зірок кульових скупчень, що відносяться до сферичної складової Галактики (див. додаток 4, рис.2). Різниця між діаграмами (відсутність надгігантів у верхній частині головної послідовності у зірок сферичної складової) пояснюється різницею у віці (тобто в спостережуваних стадіях еволюції) і в початковому хімічному складі обох складових. (Зірки сферичної складової в основному більш старі і містять менше металів.) »[3].

4. Еволюція зірок
Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують, і, нарешті "вмирають". Щоб простежити життєвий шлях зірок і зрозуміти, як вони старіють, необхідно знати, як вони виникають. У минулому це уявлялося великою загадкою; сучасні астрономи вже можуть з великою впевненістю докладно описати шляхи, що ведуть до появи яскравих зірок на нашому нічному небозводі.
Не так давно астрономи вважали, що на освіту зірки з міжзоряних газу і пилу потрібні мільйони років. Але в останні роки були отримані вражаючі фотографії області неба, що входить до складу Великої Туманності 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.
Який же механізм їх виникнення? Чому за багато років астрономічних візуальних і фотографічних спостережень неба тільки зараз вперше вдалося побачити "матеріалізацію" зірок? Народження зірки не може бути винятковою подією: у багатьох ділянках неба існують умови, необхідні для появи цих тіл.
4.1 глобули
«У результаті ретельного вивчення фотографій туманних ділянок Чумацького Шляху вдалося виявити маленькі чорні цятки неправильної форми, або глобули, що представляють собою масивні скупчення пилу і газу. Вони виглядають чорними, так як не випускають власного світла і знаходяться між нами і яскравими зірками, світло від яких вони заступають. Ці газово-пилові хмари містять частинки пилу, дуже сильно поглинають світло, що йде від розташованих за ними зірок. Розміри глобул величезні - до кількох світлових років у поперечнику. Незважаючи на те що речовина в цих скупченнях дуже разрежено, загальний обсяг їх настільки великий, що його цілком вистачає для формування невеликих скупчень зірок, за масою близьких до Сонця. Для того щоб уявити собі, як з глобул виникають зірки, згадаємо, що всі зірки випромінюють і їх випромінювання чинить тиск. Розроблено чутливі інструменти, які реагують на тиск сонячного світла, що проникає крізь товщу земної атмосфери. У чорній глобул під дією тиску випромінювання, що випускається оточуючими зірками, відбувається стиснення і ущільнення речовини. Усередині глобули гуляє "вітер", розкидавши по всіх напрямах газ і пилові частинки, так що речовина глобули перебуває в безперервному турбулентному русі.
Глобулу можна розглядати як турбулентну газово-пилову масу, на яку з усіх сторін тисне випромінювання. Під дією цього тиску обсяг, що заповнюється газом і пилом, буде стискатися, стаючи все менше і менше. Таке стиснення протікає протягом деякого часу, що залежить від оточуючих глобулу джерел випромінювання та інтенсивності останнього. Гравітаційні сили, що виникають із-за концентрації маси в центрі глобули, теж прагнуть стиснути глобулу, змушуючи речовину падати до її центру. Падаючи, частинки речовини набувають кінетичну енергію і розігрівають газово-пилові хмари. Падіння речовини може тривати сотні років. Спочатку воно відбувається повільно, неквапливо, оскільки гравітаційні сили, що притягають частинки до центру, ще дуже слабкі. Через деякий час, коли кулька стає менше, а поле тяжіння посилюється, падіння починає відбуватися швидше. Але, як ми вже знаємо, кулька величезна, не менш світлового року в діаметрі. Це означає, що відстань від її зовнішньої межі до центру може перевищувати 10 трильйонів кілометрів. Якщо частка від краю глобули почне падати до центру зі швидкістю трохи менше 2км / с, то центру вона досягне тільки через 200 000 років. Спостереження показують, що швидкості руху газу і пилових часток насправді набагато більше, а тому гравітаційне стиснення відбувається значно швидше.
4.2 Протозірок
Падіння речовини до центру супроводжується дуже частими зіткненнями частинок і переходом їх кінетичної енергії в теплову. У результаті температура глобули зростає. Глобула стає протозвездой і починає світитися, так як енергія руху частинок перейшла в тепло, нагріла пил і газ. У цій стадії протозірка ледь видно, тому що основна частка її випромінювання припадає на далеку інфрачервону область. Зірка ще не народилася, але зародок її вже з'явився. Астрономам поки невідомо, скільки часу потрібно протозвезде, щоб досягти тієї стадії, коли вона починає світитися як тьмяний червоний куля і стає видимою. За різними оцінками, цей час коливається від тисяч до декількох мільйонів років. Однак, пам'ятаючи про появу зірок у Великий Туманності Оріона, варто, мабуть вважати, що найбільш близька до реальності оцінка, яка дає мінімальне значення часу. Тут ми повинні зробити невеликий відступ, з тим щоб ретельно розглянути деякі деталі, пов'язані з народженням зірки, і оцінити їх вплив на її подальшу долю. Зірки народжуються з самими різними масами. Крім того, вони можуть володіти самим різним хімічним складом. Обидва ці фактори впливають на подальшу поведінку зірки, на всю її долю. Щоб краще в цьому розібратися, вийдемо з будинку і поглянемо на нічне небо.
З вершини гори, подалі від заважає нам міського світла, ми побачимо на небі принаймні 3000 зірок. Спостерігач з дуже гострим зором при ідеальних атмосферних умовах побачить у півтора рази більше зірок. Одні з них віддалені від нас на тисячу, інші - всього на кілька світлових років. Спробуємо тепер розмістити всі ці зірки на діаграмі, на якій кожна зірка характеризується двома фізичними величинами: температурою і світністю. Розмістивши всі 3000 зірок, ми виявимо, що найяскравіші з них одночасно виявляються і найбільш гарячими, а найслабші - самими холодними. При цьому зауважимо, що переважна більшість зірок розташовується уздовж похилої лінії, яка тягнеться з верхнього лівого кута графіка в нижній правий (Якщо, як це традиційно прийнято, вісь температур направити вліво, а вісь светимостей - вгору.) Це нормальні зірки, і їх розподіл називають "головною послідовністю". Отримана діаграма називається діаграмою Герцшпрунга - Рессела, на честь двох видатних астрономів, вперше встановили цю чудову залежність. У ній важливу роль грає маса зірки. Якщо маса зірки велика, остання при народженні потрапляє на верхню частину головної послідовності, якщо маса мала, то зірка перебувають у нижній її частині.
Тривалість життя зірки залежить від її маси. Зірки з масою меншою, ніж у Сонця, дуже економно витрачають запаси свого ядерного "палива" і можуть світити десятки мільярдів років. Зовнішні шари зірок, подібних до нашого Сонця, з масами не більшими 1,2 мас Сонця, поступово розширюються і врешті-решт зовсім покидають ядро ​​зірки. На місці гіганта залишається маленький і гарячий білий карлик.
4.3 Білі карлики
Білі карлики - одна з захоплюючих тем в історії астрономії: вперше були відкриті небесні тіла, що мають властивості, дуже далекими від тих, з якими ми маємо справу в земних умовах. І, цілком ймовірно, дозвіл загадки білих карликів поклало початок дослідженням таємничої природи речовини, захованого десь в різних куточках Всесвіту. У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар (США), показало, що їх кількість перевищує 1500. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, в сфері з радіусом у 30 світлових років має знаходитися близько 100 таких зірок. Історія відкриття білих карликів сходить до початку 19в, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найяскравішої зірки Сіріус, відкрив, що її шлях є не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зорі відбувалося не по прямій лінії; здавалося, що вона ледь помітно зсувалася з боку в бік. До 1844г., Через приблизно десять років після перших спостережень Сіріуса, Бессель прийшов до висновку, що поряд з Сіріусом знаходиться друга зірка, яка, будучи невидимою, надає на Сіріус гравітаційний вплив; воно виявляється по коливань в русі Сіріуса. Ще більш цікавим виявилося те обставина, що якщо темний компонент справді існує, то період обертання обох зірок щодо їх загального центру ваги дорівнює приблизно 50 рокам.
Таким чином, Сіріус став предметом загального інтересу і багатьох досліджень, бо фізичні характеристики подвійної системи заінтригували астрономів.
У 1915р. з використанням усіх технічних засобів, які мала найбільша обсерваторія того часу Маунт-Вілсон (США), були отримані вдалі фотографії спектру Сіріуса. Це призвело до несподіваного відкриття: температура супутника становила 8000 К, тоді як Сонце має температуру 5700 К. Таким чином, супутник насправді виявився гаряче Сонця, а це означало, що світимість одиниці його поверхні також більше.
В результаті нескладних арифметичних дій отримуємо, що щільність супутника майже в 100 000 разів перевищує щільність води. Кубічний сантиметр цієї речовини на Землі важив би 100 кг, а 0,5 л такої речовини - близько 50 т.
Така історія відкриття першого білого карлика. А тепер поставимо собі запитання: яким чином речовину можна стиснути так, щоб один кубічний сантиметр його важив 100 кг?
Коли в результаті високого тиску речовина стисло до великих густин, як у білих карликів, то вступає в дію інший тип тиску, так зване «виродження тиск». Воно з'являється при сильному стисненні речовини в надрах зірки. Саме стиснення, а не високі температури є причиною виродженого тиску. Внаслідок сильного стиснення атоми виявляються настільки щільно упакованими, що електронні оболонки починають проникати одна в іншу.
Гравітаційне стиснення білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати один в одного до тих пір, поки відстань між ядрами не стане порядку радіуса найменшої електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки являють собою непроникний бар'єр, що перешкоджає подальшому стисненню. При максимальному стисканні електрони вже не пов'язані з окремими ядрами, а вільно рухаються відносно них. Процес відділення електронів від ядер відбувається в результаті іонізації тиском. Коли іонізація стає повною, хмара електронів рухається щодо решітки з важчих ядер, так що речовина білого карлика набуває певних фізичні властивості, характерні для металів. У такому речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно до того як тепло поширюється по залізному пруту, що нагрівається з одного кінця.
Але електронний газ проявляє і незвичайні властивості. У міру стиснення електронів їх швидкість все більше зростає. Проте в середньому, чим нижче швидкість електронів, тим більше той мінімальний обсяг, який вони можуть позичати. Іншими словами, самі швидкі електрони займають найменший об'єм. Хоча окремі електрони носяться зі швидкостями, відповідними внутрішньої температурі порядку мільйонів градусів, температура повного ансамблю електронів в цілому залишається низькою.
Встановлено, що атоми газу звичайного білого карлика утворюють грати щільно упакованих важких ядер, крізь яку рухається вироджений електронний газ. Ближче до поверхні зірки виродження слабшає, і на поверхні атоми іонізовані не повністю, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподібному стані.
Знаючи фізичні характеристики білих карликів, ми можемо сконструювати їх наочну модель. Почнемо з того, що білі карлики мають атмосферу. Аналіз спектрів карликів призводить до висновку, що товщина їх атмосфери становить лише кілька сотень метрів. У цій атмосфері астрономи виявляють різні знайомі хімічні елементи. Відомі білі карлики двох типів - холодні і гарячі. У атмосферах більш гарячих білих карликів міститься деякий запас водню, хоча, ймовірно, він не перевищує 0,05%. Тим не менше по лініях в спектрах цих зірок були виявлені водень, гелій, кальцій, залізо, вуглець і навіть окис титану. Атмосфери холодних білих карликів складаються майже цілком з гелію; на водень, можливо, припадає менше, ніж один атом з мільйона. Температури поверхні білих карликів змінюються від 5000 К у "холодних" зірок до 50 000 К у "гарячих". Під атмосферою білого карлика лежить область невиродженого речовини, в якому міститься невелика кількість вільних електронів. Товщина цього шару 160 км, що складає приблизно 1% радіуса зірки. Шар цей може змінюватися з часом, але діаметр білого карлика залишається постійним і рівним приблизно 40 000 км. Як правило, білі карлики не зменшуються в розмірах після того, як досягли цього стану. Чим же визначається остаточний діаметр білого карлика? Виявляється його масою. Чим більше маса білого карлика, тим менше його радіус; мінімально можливий радіус становить 10 000 км. Теоретично, якщо маса білого карлика перевищує масу Сонця в 1,2 рази, його радіус може бути необмежено малим. Саме тиск виродженого електронного газу охороняє зірку від усілякого подальшого стиснення, і, хоча температура може змінюватися від мільйонів градусів в ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не змінюється. З часом зірка стає темним тілом з тим же діаметром, який вона мала, вступивши в стадію білого карлика.
Під верхнім шаром зірки вироджений газ практично ізотермічен, тобто температура майже постійна аж до самого центру зірки, вона становить кілька мільйонів градусів - найбільш реальна цифра 6млн.К.
Тепер, коли ми маємо деякі уявлення про будову білого карлика, виникає питання: чому він світиться? Очевидно одне: термоядерні реакції виключаються. Усередині білого карлика відсутній водень, який підтримував би цей механізм генерації енергії.
Єдиний вид енергії, що є в розпорядженні білий карлик,-це теплова енергія. Ядра атомів знаходяться в хаотичному русі, так як вони розсіюються виродженим електронним газом. З часом рух ядер сповільнюється, що еквівалентно процесу охолодження. Електронний газ, який не схожий не на один з відомих на Землі газів, відрізняється винятковою теплопровідністю, і електрони проводять теплову енергію до поверхні, де через атмосферу ця енергія випромінюється у космічний простір.
Астрономи порівнюють процес охолодження гарячого білого карлика з охолодженням залізного прута, вийнятого з вогню. Спочатку білий карлик охолоджується швидко, але в міру падіння температури всередині нього охолодження сповільнюється. Згідно з оцінками, за перші сотні мільйонів років світність білого карлика падає на 1% від світності Сонця. Зрештою білий карлик має зникнути й стати чорним карликом, проте на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох вчених, є досить сумнівним, щоб вік Всесвіту був достатньо великий для появи в ній чорних карликів.
Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів в ній має бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи роблять пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна встановити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сіріуса. Але лише деякі білі карлики входять до складу подвійних зірок. Сила тяжіння на поверхні білих карликів приблизно в 60-70 разів більше, ніж на Сонці. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонці він важив би 2тона, а на поверхні білого карлика його вага становила б 120-140 тонн. З урахуванням того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їх маси майже збігаються, можна зробити висновок, що сила тяжіння на поверхні будь-якого білого карлика приблизно одна і та ж.
Деякі астрономи вважають, що 50-95% всіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком пов'язана з планетарними туманностями, принаймні половина чи більше з них походять від нормальних зірок головної послідовності, що не проходять через стадію планетарної туманності.
Повна картина утворення білих карликів туманна і невизначена. Відсутня так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І тим не менш загальний висновок такий: багато зірок втрачають частину речовини на шляху до свого фіналу, подібного стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних «кладовищах» у вигляді чорних, невидимих ​​карликів.
Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, то такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як наднові, а потім стиснутися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися в нейтронні зірки »[6].
4.4 Наднові
Зірка з масою, яка перевершує сонячну приблизно на 20%, може з часом стати нестійкою. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленому в кінці 30-х років нашого століття, астроном Чандрасекар. Він встановив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічним змінам, в результаті чого досягається деякий рівноважний стан, що дозволяє зірку гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Всі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її чекають неймовірні зміни.
Як ми бачили, стійкість зірки визначається співвідношенням між силами гравітації, які прагнуть стиснути зірку, і силами тиску, що розширюють її зсередини. Ми також знаємо, що на останніх стадіях зоряної еволюції, коли виснажуються запаси ядерного пального, це співвідношення забезпечується за рахунок ефекту виродження, яке може призвести зірку до стадії білого карлика і дозволить їй провести залишок життя в такому стані. Ставши білим карликом, зірка поступово остигає і закінчує своє життя, перетворившись на холодний, позбавлений життя, невидимий зоряний шлак.
Якщо маса зірки перевершує межу Чандрасекара, ефект виродження вже не в змозі забезпечити необхідне співвідношення тисків. Перед зіркою залишається тільки один шлях для збереження рівноваги - підтримувати високу температуру. Але для цього потрібно внутрішнє джерело енергії. У процесі звичайної еволюції зірка поступово використовує для цього ядерне пальне. Проте як може зірка добути енергію на останніх стадіях зоряної еволюції, коли ядерне паливо, регулярно постачає енергію, закінчується? Звичайно вона ще не енергетичний "банкрут", вона великий, масивний об'єкт, значна частина маси якого знаходиться на великій відстані від центру, і в неї в запасі ще є гравітаційна енергія. Вона подібна до каменя, який лежить на вершині високої гори, і завдяки своєму місцю розташування володіє потенційною енергією. Енергія укладена в зовнішніх шарах зірки, як би знаходиться у величезній коморі, з якої в потрібний момент її можна витягнути.
Отже, щоб підтримувати тиск, зірка тепер починає стискатися, поповнюючи таким чином запас своєї внутрішньої енергії. Як довго триває це стиснення? Фред Хойл і його колеги ретельно досліджували подібну ситуацію і прийшли до висновку, що насправді відбувається катастрофічне стискування, за яким слід катастрофічний вибух. Поштовхом вибуху, рятуєш зірку від надлишку маси, є значення щільності, створюване при стисканні. Позбувшись від надлишкової маси, зірка відразу повертається на шлях звичайного згасання.
Найбільший інтерес для учених представляє процес, в ході якого крок за кроком здійснюється поступове вигоряння ядерного палива. Для розрахунку цього процесу використовується інформація, отримана з лабораторних дослідів; величезну роль при цьому відіграють сучасні швидкодіючі обчислювальні машини. Хойл і Фаулер змоделювали за допомогою ЕОМ процес енерговиділення в зірку і простежили її хід. Як приклад вони взяли зірку, маса якої утричі перевищує сонячну, тобто зірку, що знаходиться далеко за межею Чандрасекара. Зірка з такою масою повинна мати світимість, в 60 разів перевищує світність Сонця, і час життя близько 600 млн. років.
Ми вже знаємо, що в ході звичайних термоядерних реакцій, що протікають в надрах зірки майже протягом всього її життя, водень перетворюється в гелій. Після того як значна частина речовини зірки перетвориться на гелій, температура в її центрі зростає. При збільшенні температури приблизно до 200 млн. До ядерним пальним стає гелій, який потім перетворюється в кисень і неон. Таким чином, гелиевое ядро ​​починає породжувати більш важке ядро, що складається з двох цих хімічних елементів. Тепер зірка стає багатошаровою енергопроводящей системою. У тонкій оболонці, по один бік від якої знаходиться водень, а по інший гелій, відбувається перетворення водню в гелій; ця реакція йде з виділенням енергії. Тому, поки така реакція здійснюється, температура ядра зірки неухильно зростає. Стиснення зірки веде до ущільнення її ядра та зростання температури в центрі до 200-300 млн. К. Але навіть при таких високих температурах кисень і неон цілком стійкі і не вступають в ядерні реакції. Однак через деякий час ядро ​​стає ще щільніше, температура подвоюється, тепер вона вже дорівнює 600 млн. К. І тоді ядерним паливом стає неон, який в ході реакцій перетворюється а магній і кремній. Освіта магнію супроводжується виходом вільних нейтронів. Коли зірка народилася з праматерії, вона вже містила деякі метали групи заліза. Вільні нейтрони, вступаючи в реакцію з цими металами, створюють атоми більш важких металів - аж до урану - найважчого з природних елементів.
Але ось витрачений весь неон в ядрі. Ядро починає стискатися, і знову стискування супроводжується зростанням температури. Настає наступний етап, коли кожні два атоми кисню, з'єднуючись, породжують атом кремнію і атом гелію. Атоми кремнію, з'єднуючись попарно, утворюють атоми нікелю, які незабаром перетворюються в атоми заліза. У ядерні реакції, що супроводжуються виникненням нових хімічних елементів, вступають не тільки нейтрони, але також протони і атоми гелію. З'являються такі елементи, як сірка, алюміній, кальцій, аргон, фосфор, хлор, калій. Температура ядра піднімається до півтора мільярдів градусів. Як і раніше продовжується утворення більш важких елементів з використанням вільних нейтронів, але на цій стадії з-за великої температури відбуваються деякі нові явища.
Хойл вважає, що при температурах близько мільярда градусів виникає потужне гама-випромінювання, здатне руйнувати ядра атомів. Нейтрони і протони відриваються від ядер, але цей процес зворотний: частинки знову з'єднуються, створюючи стійкі комбінації. Коли температура перевищить 1,5 млрд. До, більш ймовірними стають процеси розпаду ядер. Цікавим і несподіваним виявився наступний результат: при подальшому збільшенні температури і посилення процесів руйнування і з'єднання ядра в результаті приєднують все більше і більше часток і, як наслідок цього, виникають більш важкі хімічні елементи. Так, при температурах 2-5 млрд. До народжуються титан, ванадій, хром, залізо, кобальт, цинк, та ін Але з усіх цих елементів найбільш представлено залізо. Як і раніше, при перетворенні легких елементів у важкі виробляється енергія, що утримує зірку від колапсу. Своїм внутрішньою будовою зірка тепер нагадує цибулину, кожен шар якої заповнений переважно яким-небудь одним елементом.
Як зазначає Хойл, з утворенням групи заліза зірка перебувають напередодні драматичного вибуху. Ядерні реакції, що протікають в залізному ядрі зірки, призводять до перетворення протонів на нейтрони. При цьому випускаються потоки нейтрино, що забирають з собою в космічний простір значну кількість енергії зірки. Якщо температура в ядрі зірки велика, то ці енергетичні втрати можуть мати серйозні наслідки, тому що вони приводять до зниження тиску випромінювання, необхідного для підтримки стійкості зірки. І як наслідок цього, в дію вступають знову гравітаційні сили, покликані доставити зірку необхідну енергію. Сили гравітації все швидше стискають зірку, заповнюючи енергію, віднесені нейтрино. Як і раніше стиск зірки супроводжується зростанням температури, яка врешті-решт досягає 4-5 млрд. К. Тепер події розвиваються дещо інакше. Ядро, що складається з елементів групи заліза, піддається серйозним змінам: елементи цієї групи вже не вступають в реакції з утворенням більш важких елементів, а починають знову перетворюватися в гелій, випускаючи при цьому колосальний потік нейтронів. Велика частина цих нейтронів захоплюється речовиною зовнішніх шарів зірки і бере участь у створенні важких елементів.
На цьому етапі, як вказує Хойл, зірка досягає критичного стану. Коли створювалися важкі хімічні елементи, енергія вивільнялася внаслідок злиття легких ядер. Тим самим величезні її кількості зірка виділяла протягом сотень мільйонів років. Тепер же кінцеві продукти ядерних реакцій знову розпадаються, утворюючи гелій: зірка виявляється вимушеної відновити втрачену раніше енергію. Залишається останнє її надбання - гравітація. Але щоб зірка могла скористатися цим резервом, щільність її ядра повинна збільшуватися вкрай швидко, тобто ядро ​​повинне різко стиснутися; відбувається «вибух всередину», відриває ядро ​​зірки від її зовнішніх шарів. Він повинен відбутися за лічені секунди. Це і є початок кінця масивної зірки.
Імплозія, або вибух всередину, усуває тиск, підтримувало зовнішні шари зірки, її оболонку, і з цього моменту оболонка, стискаючись, починає падати на ядро. Падіння супроводжується виділенням колосальної кількості енергії - так ще раз проявляє себе гравітація. Виділення енергії приводить в свою чергу до різкого підвищення температури (приблизно 3 млрд. К), і падаюча оболонка зірки опиняється в незвичайних для неї температурних умовах. Для зірки з температурою ядра, що дорівнює 2,5 млрд. До, легкі елементи оболонки служать потенційним ядерним паливом. Але щоб забезпечити світіння під час вибуху, температура повинна піднятися вище цього значення - до 3 млрд. К. Протягом секунди кінетична енергія зірки перетворюється на теплову, і речовина оболонки нагрівається. При такій високій температурі більш легкі елементи - в основному кисень - виявляють вибухову нестійкість і починають взаємодіяти. Підраховано, що за час менше секунди в ході цих ядерних реакцій виділяється енергія, що дорівнює енергії, яку Сонце випромінює за мільярд років!
Раптово звільнилася енергія зриває з зірки її зовнішні шари і викидає їх у космічний простір зі швидкістю, що досягає декількох тисяч кілометрів на секунду. На ці шари доводиться значна частина маси зірки. Газова оболонка віддаляється від зірки утворюючи туманність, яка тягнеться на багато мільйонів мільйонів кілометрів.
Газ по інерції продовжує віддалятися від зірки до тих пір, поки, можливо через 100 000 років, речовина туманності не стане настільки розрядженим і дифузним, що більше вже не зможе збуджуватися короткохвильовим випромінюванням дуже гарячої материнської зірки; тоді ми перестанемо його бачити. Але найголовніше: як у вибухнув речовині, так і в межзвезном газі присутня магнітне поле. Стиснення газу за фронтом ударної хвилі викликає стиснення силових ліній і підвищення напруженості міжзоряного магнітного поля, що в свою чергу призводить до збільшення енергії електронів, і їх прискорення. У результаті залишається надгаряча зірка, маса якої зменшилась саме настільки, щоб вона могла гідно згаснути і померти. По всій імовірності вона стане нейтронної зіркою, маса якої в 1,2-2 маси Сонця. Якщо ж її маса більше, ніж удвічі перевищує масу Сонця, то вона в кінцевому рахунку може перетворитися на чорну діру.
Наднові - дуже рідкісні об'єкти. Історія засвідчила лише кілька випадків появи найновіших. Перша - це, звичайно, Крабоподібна туманність, друга - Супернова Тихо Браге, виявлена ​​в 1572г .., і третя - Супернова Кеплера, відкрита ним у 1604 р. Нещодавно стало відомо про наднової в сузір'ї Вовка. Астрономи обчислили, що кожна зоряна система, галактика, у середньому раз в сто-триста років народжує наднову. В даний час астрономами відкрито близько 150 найновіших.
Тільки три з них виявилися в нашій Галактиці, хоча існує багато об'єктів, такі, як Петля в Лебедя і Кассіопея А, які, як припускають, можуть виявитися залишками вибухів наднових Чумацького Шляху. Точний час вибуху для Петлі в Лебедя майже неможливо встановити, але вважають, що якщо це дійсно залишки вибуху наднової, то Петля в Лебедя почала своє розширення близько 60 тисяч років тому. Кассіопея А - наймолодша найновіша на небі, так як її розширення почалося приблизно в 1700р.
4.5 Нейтронні
«Зірки, у яких маса в 1,5-3 рази більше, ніж у Сонця не зможуть в кінці життя зупинити своє стиснення на стадії білого карлика. Потужні сили гравітації стиснуть їх до такої щільності, при якій відбудеться «нейтралізація» речовини: взаємодія електронів з протонами призведе до того, що майже вся маса зірки буде укладена в нейтронах. Утворюється нейтронна зірка. Найбільш масивні зірки можуть обраться в нейтронні, після того як вони вибухнуть як наднові.
Говорячи про нейтронних зірок, слід враховувати, що їх фізичні характеристики встановлені теоретично і дуже гіпотетична, так як фізичні умови, які існують у цих тілах, не можуть бути відтворені в лабораторних експериментах.
Вирішальне значення на властивості нейтронних зірок надають гравітаційні сили. За різними оцінками, діаметри нейтронних зірок становлять 10-200 км. І цей незначний за космічним поняттям обсяг «набитий» такою кількістю речовини, яка може скласти небесне тіло, подібне Сонцю, діаметром близько 1,5 млн. км, а за масою майже в третину мільйона разів важча за Землю! Природний наслідок такої концентрації речовини - неймовірно висока щільність нейтронної зірки. Фактично вона виявляється настільки щільною, що може бути навіть твердою. Сила тяжіння нейтронної зірки настільки велика, що людина важив би там близько мільйона тонн. Розрахунки показують, що нейтронні зірки сильно намагнічені. Згідно з оцінками, магнітне поле нейтронної зірки може досягати 1млн. млн. гаус, тоді як на Землі воно складає 1 гаус. Радіус нейтронної зірки приймається близько 15 км, а маса - близько 0,6 - 0,7 маси Сонця. Зовнішній шар являє собою магнітосферу, що складається з розрідженої електронної та ядерної плазми, яка пронизана потужним магнітним полем зірки. Саме тут зароджуються радіосигнали, які є відмітною ознакою пульсарів. Надшвидкі заряджені частинки, рухаючись по спіралях уздовж магнітних силових ліній, дають початок різного роду випромінювань. В одних випадках виникає випромінювання в радіодіапазоні електромагнітного спектра, в інших - випромінювання на високих частотах. Майже відразу ж під магнітосферою щільність речовини сягає 1 т/см3, що в 100 000 разів більше щільності заліза.
Наступний за зовнішнім шар має характеристики металу. Цей шар «надтвердого» речовини, що знаходиться в кристалічній формі. Кристали складаються з ядер атомів з атомною масою 26 - 39 і 58 - 133. Ці кристали надзвичайно малі: щоб покрити відстань в 1 см, потрібно збудувати в одну лінію близько 10 млрд. кристаликів. Щільність в цьому шарі більш ніж в 1 млн. разів вище, ніж у зовнішньому, або інакше, в 400 млрд. разів перевищує щільність заліза. Рухаючись далі до центру зірки, ми перетинаємо третій шар. Він включає в себе область важких ядер типу кадмію, але також багатий нейтронами і електронами. Щільність третього шару в 1 000 разів більше, ніж попереднього.
Глибше проникаючи в нейтронну зірку, ми досягаємо четвертого шару, щільність при цьому зростає незначно - приблизно у п'ять разів. Проте при такій щільності ядра вже не можуть підтримувати свою фізичну цілісність: вони розпадаються на нейтрони, протони і електрони. Більша частина речовини перебуває у вигляді нейтронів. На кожен електрон і протон доводиться по 8 нейтронів. Цей шар, по суті, можна розглядати як нейтронну рідина, «забруднену» електронами і протонами.
Нижче цього шару знаходиться ядро ​​нейтронної зірки. Тут щільність приблизно в 1,5 рази більше, ніж у вищележачому шарі. І тим не менше навіть таке невелике збільшення щільності призводить до того, що частинки в ядрі рухаються багато швидше, ніж у будь-якому іншому шарі. Кінетична енергія руху нейтронів, змішаних з невеликою кількістю протонів і електронів, настільки велика, що постійно відбуваються непружні зіткнення частинок. У процесах зіткнення народжуються всі відомі в ядерній фізиці частинки і резонанси, яких налічується більше тисячі. По всій імовірності, присутня велика кількість ще не відомих нам часток.
Температури нейтронних зірок порівняно високі. Цього і слід очікувати, якщо врахувати, як вони виникають. За перші 10 - 100 тис. років існування зірки температура ядра зменшується до декількох сотень мільйонів градусів. Потім настає нова фаза, коли температура ядра зірки повільно зменшується внаслідок випускання електромагнітного випромінювання »[5].
4.6 Чорні діри
«Якщо маса зірки у два рази перевищує сонячну, то до кінця свого життя зірка може вибухнути як наднова, але якщо маса речовини залишилося після вибуху, все ще перевершує дві сонячні, то зірка повинна стиснутися в крихітне щільне тіло, так як гравітаційні сили цілком придушують всяке внутрішній опір стисненню. Вчені вважають, що саме в цей момент катастрофічний гравітаційний колапс призводить до виникнення чорної діри. Вони вважають, що із закінченням термоядерних реакцій зірка вже не може перебувати в стійкому стані. Тоді для масивної зірки залишається один неминучий шлях - шлях загального і повного стиснення (колапсу), що перетворює її в невидиму чорну діру.
Які ж фізичні властивості «чорних дір» як і вчені припускають виявити ці об'єкти? Багато вчених роздумували над цими питаннями; отримані деякі відповіді, які здатні допомогти у пошуках таких об'єктів.
Сама назва - чорні діри - говорить про те, що це клас об'єктів, які не можна побачити. Їх гравітаційне поле настільки сильно, що якби якимось шляхом вдалося опинитися поблизу чорної діри і направити в бік від її поверхні промінь самого потужного прожектора, то побачити цей прожектор було б не можна навіть з відстані, що не перевищує відстань від Землі до Сонця. Дійсно, навіть якщо б ми змогли сконцентрувати весь світ Сонця в цьому потужному прожекторе, ми не побачили б його, так як світло не зміг би подолати вплив на нього гравітаційного поля чорної діри і покинути її поверхню. Саме тому така поверхня називається абсолютним горизонтом подій. Вона являє собою кордон чорної діри »[6].

Висновок
Поставлене переді мною на початку роботи мета (вивчити як можна більше інформації з обраної теми, постаратися всебічно розглянути основні її питання, відобразити результати досліджень в курсовій і зробити висновок про виконану роботу) успішно виконала.
Особливу увагу в своїй роботі я намагалася приділити проблемі еволюції зірок. Відомий підвищений інтерес вчених до походження чорних дір. «Деякі з них розглядають освіту чорної діри як маленьку модель того, що, згідно прогнозам загальної теорії відносності, в кінцевому рахунку може трапитися із Всесвітом. Загальновизнано, що ми живемо в незмінно розширюється Всесвіту, і один з найбільш важливих і насущних питань науки стосується природи Всесвіту, її минулого і майбутнього. Без сумніву, всі сучасні результати спостережень вказують на розширення Всесвіту. Однак на сьогодні один з найбільш каверзних питань такий: сповільнюється чи швидкість цього розширення, і якщо так, то не стиснеться чи Всесвіт через десятки мільярдів років, утворюючи сингулярність. Мабуть, коли-небудь ми зможемо з'ясувати, яким шляхом слід Всесвіт, але, можливо, набагато раніше, вивчаючи інформацію, яка просочується при народженні чорних дірок, і ті фізичні закони, які керують їх долею, ми зможемо передбачити остаточну долю Всесвіту »[6].