Зміст
Введення
1. Гіпотези про народження зірок
2. Зірки з туманностей або туманності з зірок
3. Зоряні моделі
4. Життєвий шлях зірки
Конец пути
5. Кінець шляхуВикористана література
Введення
Світ зірочок надзвичайно різноманітний і загадковий. У безхмарний ясний вечір небо усипане безліччю зірок. Вони здаються маленькими блискучими крапками, тому що знаходяться дуже далеко від Землі. Насправді зірки - це величезні розпечені газові кулі. Найгарячіші з них блакитного кольору, мене гарячі, ніж Сонце - червоного. Зірки відрізняються один від одного розмірами. Є зірки-гіганти, а є зірки-карлики. У даному рефераті я спробую розповісти, як же все-таки утворюються зірки, з чого складаються і що змушує їх світитися на нічному небі.
1. Гіпотези про народження зірок
Як народжуються зірки?
Завдання про походження зірок можна розбити на дві частини.
Перша: з чого утворюються зірки?
І друга: як це відбувається?
Перша спроба дати відповідь на питання "з чого?" була зроблена ще до винаходу телескопа, 400 років тому? Зробив її Тихо Браге після спостереження спалаху своєї найновішої. Він вважав, що поява нової зірки пов'язане з раптовим згущенням туманообразного матерії, розсіяною по всьому Чумацького Шляху. Тихо здавалося навіть, що навколо зірки утворилася деяка "порожнеча" після того, як "туманний" матеріал був "вичерпаний" зіркою. Зрозуміло, ніякої порожнечі в дійсності не утворилося, а враження Тихо пов'язано з явищем контрасту і навіть, можливо, з підсвідомим прагненням підкріпити чимось свою ідею. Минуло 200 років, і працями Вільяма Гершеля були закладені основи зоряної астрономії. У розпорядженні астрономів вже були численні дані про зірки і туманності, але уявлення про зародження зірок залишилися колишніми. Гершель вважав, що самосвітна матерія, здається, швидше здатна, Згущаючи, утворити зірку, ніж бути зобов'язаною зірку своїм походженням. Ці ідеї Гершель розвивав починаючи з 1791р., По особливо докладно виклав їх у двох трактатах, опублікованих у 1811 і 1814гг.
Іммануїл Кант ще в 1755р. у своїй знаменитій гіпотезі про походження Сонячної системи стверджував, що вона (в тому числі і Сонце одна з Зірок) сталася з холодної пилової туманності. П'єр Симон Лаплас майже одночасно з Гершелем (у 1796р.) Висловив ідею про походження Сонця з газової туманності за рахунок її стиснення в ході обертання - тут вже фігурував якийсь механізм, який намагався дати відповідь і на питання "як".
Минуло ще сто років. За цей час були виміряні відстані до зірок, були встановлені їх температури і фізичний стан, багато дізналися астрономи і про природу газових і пилових туманностей. Висловлювалися і різні варіанти гіпотези походження зірок з дифузної матерії. Англійський астроном Норман Локіер, наприклад, висунув у 1887р. гіпотезу про походження зірок з метеорної пилу. Але більшість астрономів кінця ХІХ ст. розділяло ідеї Гершеля про те, що зірки утворюються шляхом згущення речовини газових туманностей.
Істотне зрушення в цьому питанні стався лише в 1916-1919рр., Коли Джемс Джинс опублікував свої відомі роботи, в яких розглядав такі, різні питання, як еволюція галактик, походження зірок (в тому числі подвійних) і, нарешті, походження Сонячної системи.
Джинс розглядав сферичні і еліптичні галактики як послідовні стадії розвитку галактик взагалі. На його думку, спочатку майбутня галактика має майже сферичну форму і являє собою справжню газову туманність. Лише потім, у міру стиснення і уплощения туманності, відбувається поділ її на окремі згустки, туманність набуває спіральну форму, щільність речовини в нитках спіралі збільшується, полегшуючи формування зірок.
Через 10 років Едвін Хаббл дозволив зовнішні частини багатьох галактик на зірки, а в подальшому було остаточно доведено, що всі галактики складаються в основному із зірок. Це вибило грунт з-під гіпотези Джинса про еволюцію галактик. Але його міркування про умови формування зірок з газової матерії аж ніяк не втратили свого значення.
Джинс багато займався газової динамікою, і це допомогло йому сформулювати умови, необхідні для того, щоб маса розрідженого газу згустилася в зірку. Ця умова отримало назву принципу гравітаційної нестійкості.
Теорія формування зірок з газу за рахунок гравітаційної нестійкості, розроблена Джинси, протягом більш ніж 30 років була прийнята більшістю астрономів, увійшла в усі підручники астрономії двадцятих-сорокових років. І була популярною в науці навіть тоді, коли зазнали повного фіаско її сучасниці: гіпотеза походження й еволюції галактик і гіпотеза походження Сонячної системи, теж розвинені джинсів.
2. Зірки з туманностей або туманності із зірок?
У 1931р. " была опубликована статья малоизвестного в то время астронома, сотрудника Московской обсерватории Б. А. Воронцова-Вельяминова под названием "Возможное происхождение диффузных туманностей и межзвездной материи".
в англійському журналі "Observatory" була опублікована стаття маловідомого на той час астронома, співробітника Московської обсерваторії Б. А. Воронцова-Вельямінова під назвою "Можливе походження дифузних туманностей і міжзоряної матерії". У цій невеликій статті її автор розвивав зовсім інші погляди на зв'язок еволюції зірок і газових туманностей.До 1931р. дифузні туманності вважалися, у відповідності з поглядами Джинса, залишковим матеріалом, свого роду будівельним сміттям після утворення зірок в нашій Галактиці. Б. О. Воронцов-Вельямінов стверджував протилежне: матерія, складова спостережувані нами туманності, викидається деякими типами зірок. Таким чином, речовина цих зірок переходить у форму дифузної матерії як у вигляді туманностей, так і у вигляді загального "фону" міжзоряного газу.
Що ж це за зірки, речовина яких поповнює міжзоряне середовище? Взагалі кажучи, можна вважати, що в цьому процесі бере участь кожна зірка.
Зірки Вольфа - Райе - яскраві біло-блакитні гіганти, в тисячі разів перевищують за світності Сонце. Термін їх існування, мабуть, невеликий не більше 106 років, кількість їх у Галактиці - близько 10 000. За образним висловом Б. А. Воронцова-Вельямінова це зірки, які самі себе руйнують. З оцінок кількості зір Вольфа Райе в Галактиці, терміну їх існування, їх загальної маси і швидкості руйнуванні була отримана оцінка поставляється ними маси. Нарешті, не підлягає ніякому сумніву, що планетарні туманності, що оточують дуже гарячі зірки (ядра планетарних туманностей), теж зобов'язаний своїм походженням центральним зіркам, а не навпаки.
Але чи достатньо всіх перерахованих вище джерел для пояснення походження дифузних туманностей в нашій Галактиці? За підрахунками самого Воронцова-Вельямінова, загальна маса дифузної матерії в Галактиці укладена в межах від 10 (в дев'ятою) до 10 (в десятій) МО. Враховуючи, що Галактика існує не менше 10 (в десятій) років, можна припустити, що зірки Вольфа - Райе здатні поставити за цей термін 10 (в дев'ятою) дифузної речовини. Беручи до уваги неминучу неточність підрахунків і ймовірний недооблік деяких факторів, цей результат можна було визнати цілком задовільним.
Так що ж з чого виникає: зірки з туманностей або туманності із зірок? А може бути, йдуть, взаємно компенсуючи один одного, обидва процеси?
Тут потрібно одразу ж зауважити, що, з точки зору спостерігачів, ці два процеси знаходяться в нерівноправному положенні: у той час як перетворення речовини зірок у речовина туманностей і міжзоряного газу підтверджується цілою низкою реально спостережуваних фактів (корпускулярне випромінювання Сонця, скидання оболонок нових і наднових , витікання речовини із зірок Вольфа-Райе і ін), ніхто ніколи не спостерігав, принаймні до 1950р., будь-яких явищ, які вказували на можливість зворотного переходу.
3. Зоряні моделі
Щоб уявити собі, як розвивається зірка, треба було знати, як вона влаштована. Спостереження за зірками могли дати радіус, масу, середню щільність зірки і температур на поверхні. Але як змінюються щільність і температура з глибиною у міру переходу від поверхні зірки до її надр? Ясно, що вони повинні рости, але за якими законами? І як переноситься тепло усередині зірки: випромінюванням або конвекцією? Ці питання теж вимагали відповіді. І вчені давно вже намагалися знайти цю відповідь.
Поки в 1862 році Анджело Секкі прилаштовував свій спектроскоп до телескопа Ватиканської обсерваторії, в Далекою Англії Вільям Томсон (Кельвін), вивчаючи термодинаміку земної атмосфери, ввів поняття конвективного рівноваги. Це був перший наріжний камінь, закладений у теорію внутрішньої будови зірок.
"Будь-яку суцільну середу, - писав Кельвін, схильну до впливу гравітації, будемо називати знаходиться в конвективної рівновазі, якщо щільність і температура розподілені по всій середовищі таким чином, що поверхні рівної щільності і рівної температури залишаються незмінними" у разі дії на середовище малих збурень.
Сутність конвективного рівноваги, пояснює далі Кельвін, полягає в наступному. Виділимо в газовому середовищі який-небудь малий об'єм і ізолюємо його від теплообміну з навколишнім середовищем. Якщо наш обсяг, розширюючись або стискаючись, досягне щільності середовища, яку вона має в деякій іншій точці, то і температура його буде дорівнює температурі середовища в цій точці.
Виводячи рівняння адіабатичного і политропического рівноваги, Кельвін ще не припускав, що його можна застосувати для вивчення внутрішньої будови Сонця і зірок. Це зробив через вісім років американський фізик Гомер Лейн.
Спочатку Лейн цікавився лише температурою поверхні Сонця, яка тоді ще не була відома. Як визначити її, знаючи кількість променевої енергії, що випускається з одиниці поверхні Сонця? Лейн змушений був використовувати дані експериментів по випромінюванню енергії нагрітими поверхнями і проекстраполіровать їх у бік великих енергій випромінювання.
Наступним завданням, яке поставив і вирішив Лейн, було визначення щільності сонячної речовини на поверхні. Для цього він повинен був розглянути рівновагу Сонця як цілого. Ось тут і знадобилися умови конвективного рівноваги, введені Кельвіном. Розподіл температури з відстанню від центру Сонця виразилося досить складним диференціальним рівнянням.
Отже, розподіл температури Сонця з глибиною було побудовано. Після цього не складало труднощів, використовуючи политропического співвідношення, знайти розподіл щільності і тиску.
Лейн став не тільки першим дослідником фізичних умов в атмосфері Сонця, а й першим дослідником зоряних надр, хоча спершу ця проблема його не цікавила. З ім'ям Лейна пов'язана одна дуже важлива теорема. Вона дозволяє від значень функції Лейна - Емдена для даного відносної відстані від центру газової кулі перейти до значення цієї функції для будь-якого іншого відстані. Це - дуже зручний закон подібності для розподілу температури, щільності і тиску в зірках. Якщо зірка (або взагалі газова куля) розширюється або стискується так, що всі її частини змінюють свої розміри в одному і тому ж відношенні (таке розширення - стиснення називається однорідним), то, згідно теоремі Лейна, температура, щільність і тиск у кожній точці змінюються обернено пропорційно першої, третьої та четвертої ступеня цього відносини відповідно. Таким чином, теорема Лейна дозволяла розрахувати зміну стану зірки при її розширенні або стисненні.
Тим часом наприкінці 70-х років проблемою рівноваги зірочок зацікавився німецький фізик А. Ріттер. За шість років (1878 - 1883) він опублікував в одному і тому ж журналі 18 коротких повідомлень, в яких, цілком незалежно від Лейна (з роботами якого він не був знайомий), він виводив закон Лейна і обчислював функцію Лейна - Емдева для різних значень показника політропи. Але Ріттер пішов далі і вивів рівняння для внутрішньої і потенційної енергії зірки, вперше розглянув питання про пульсаціях газової кулі і довів, що період цих пульсацій обернено пропорційний квадратному кореню з щільності зірки.
Робота ще одного відомого астрофізика Карла Шварцшильда, опублікована в 1906р., Зіграла важливу роль у розробці теорії променевого переносу енергії, теорії будови зоряних атмосфер і, теорії внутрішньої будови зірок. Речовина зірки могло перебувати або в променистому, або в конвективної рівновазі. Умова променистого рівноваги полягає в тому, що кількість енергії випромінювання, що поглинається об'ємом, дорівнює кількості енергії, що випускається їм. Якщо ця умова виконується в даній зоні зірки, можна стверджувати, що ця зона знаходиться в стані променистого рівноваги.
Перш за все, треба чітко уявити собі, що в нагрітому до декількох тисяч градусів газі променистий перенесення тепла буде обов'язково, а конвекція може виникнути лише при певних умовах. Такі умови настануть, якщо градієнт температури (швидкість її зміни з висотою) виявиться більше, ніж при адіабатичному рівновазі.
У цьому випадку нагріте обсяг газу, піднімаючись вгору, не встигає охолонути до температури зовнішнього середовища і прагне піднятися ще вище. Виниклі вертикальні струми газу не вщухають, а, навпаки, безперервно підтримуються. Градієнт температури в ході конвекції дещо знижується, але залишається трохи вище адіабатичного.
Німецький астрофізик А. Унзольд у 1930р. зазначив, що іонізація водню вже на невеликих глибинах (де температура сягає 10 000 °) породжує потужну конвекцію. Дійсно, з підйомом деякого обсягу газу, що містить іонізованний водень, в ньому починається рекомбінація іонів водню з електронами - процес, який супроводжується виділенням тепла. Це тепло затримує охолодження газу до температури зовнішнього середовища, і обсяг буде продовжувати підніматися. У опускається обсязі, навпаки, почнеться іонізація водню, що вимагає витрати тепла, обсяг не зможе розігрітися до "зовнішньої" температури і буде продовжувати опускатися.
У 1935р. інший німецький астрофізик, Л. Бірман застосувавши до аналізу конвекції в зоряних надрах метод, - розвинутий гідродинаміки Прандтлем, показав, що глибина конвективної зони може бути набагато більше, ніж брав Унзольд, і вимірюватися десятками тисяч кілометрів. Трьома роками раніше Бірман встановив, що в зірку з сильною концентрацією джерел енергії до центру має утворитися конвективное ядро, тому що один променистий перенесення не буде встигати "відкачувати" енергію, що виробляється в цьому ядрі надто потужними джерелами. На основі ідей Бірмана англієць Т. Каулінг розробив стала добре відомою модель зірки з конвективним ядром і оболонкою, що знаходиться в променистому рівновазі.
Джерела зоряної енергії були все ще невідомі, але їх потужність і розподіл по глибині використовувалися астрофізиками для розрахунку моделей зірок. Таке було становище на цій ділянці загального фронту наступу на проблему.
4. Життєвий шлях зірки
Перші спроби простежити життєвий шлях зірки були дуже боязкими. Застосування законів Лейна до гіпотези гравітаційного стиснення Гельмгольца - Кельвіна вже принесло новий результат: стискуваної зірка повинна розігріватися (температура змінюється обернено пропорційно радіусу!), Доки збільшення щільності не сповільнить стиснення настільки, що витрата енергії перевищить прихід. Тоді зірка почне остигати. Еволюційний шлях зірки, таким чином, вже сто років тому видавався складається з двох гілок: висхідній і низхідній. А. Ріттер в 1883г. прямо вказував на те, що червоні гіганти знаходяться на висхідній, а червоні карлики - на низхідній гілці еволюції.
Оригінальну гіпотезу походження зірок шляхом конденсації з метеорної матерії запропонував Норман Локіер у своєму виступі 17 листопада 1887р. перед Лондонським королівським товариством. Розвиваючи свою гіпотезу далі, Локіер спирався не тільки на теоретичні висновки й ніжно, але Ріттера, але і на результати досліджень спектрів зірок. Схема еволюції зірок за Локіеру виглядає так. На початку життєвого шляху знаходяться червоні гіганти типу Антареса (клас М), потім зірка проходить стадії помаранчевого гіганта, як Альдебаран (К5), жовтого гіганта, як Полярна (Г8), білого гіганта, як, Ценеб (А2) і Рігель (В8) . На вершині еволюції знаходяться гарячі блакитні зірки: γ Вітрил і ζ Корми (клас О). ).
На спадної гілки послідовно розташовуються біло-блакитні зірки, як Ахеріар (В5), білі, як Сіріус (АТ), біло-жовті, як Проціон (Е5), жовті, як Сонце (i) і Арктур (К), нарешті, червоні карлики, як 19 Риб (N). Далі зірка згасає і стає темною. Але Локіер, розробляючи свою схему еволюції зірок, виходив з переконання, що хімічні елементи складаються з ще більш простих елементарних частинок, які він називав "протоелементамі". Ці частки не були єдині для всіх елементів, як відомі нині протон, нейтрон і електрон, а носили більш індивідуалізований характер. Так, водень, по Локіеру, при високій температурі розпадається на "протоводород", який і дає посилені лінії в спектрі - з-лінії, за класифікацією міс Морі. Залізо перетворюється в "протожелезо" і дає лінії іскрового спектру, і т. д. Насправді "протоводород" виявився іоном гелію, інші посилені лінії виявилися належали нонам металів. Але ідеї Локкіера, остаточно сформульовані ним у 1900 р., через 13 років у дещо іншому вигляді (без метеорної гіпотези і "протоелементов" були розвинені Генрі Норрісом Ресселом в його гіпотезі еволюції зірок, заснованої на діаграмі.13 червня 1913р. він доповів своє гіпотезу на зборах Королівського астрономічного товариства в Лондоні. Через півроку, 30 грудня 1913р., Він повторив свою доповідь на з'їзді Американського астрономічного товариства "Якщо ми розташуємо зірки, які ми вивчаємо, в порядку зростання щільності, то ми повинні почати з гігантських зірок класу М і потім простежити ряд гігантів у порядку, зворотному тому, в якому зазвичай розташовуються спектри, до зірок класів А і В і далі при все ще зростаючій, хоча вже й повільніше, щільності перейти вниз на послідовність карликів в звичайному порядку зміни спектральних класів, зустрівши на шляху Сонце, до тих червоним зіркам (знову в клас М), які є найслабшими з відомих у даний час зірок ", - так описував Рессел свою гіпотезу.
Перша гіпотеза зоряної еволюції Рессела отримала загальне визнання. Але ненадовго. Через 12 років сам автор гіпотези приступив до її перегляду. І для цього у нього було чимало підстав. У результаті робіт Дж. Джинса, А. Еддінгтона і самого Г. М. Рессела стало ясно, що основним джерелом енергії в зірках є не гравітаційне стиснення, а який то інший механізм, супроводжуваний переходом частини речовини в полі випромінювання.
У 1924р. А. Еддінгтон встановив дуже важливу обставину, що складалося в тому, що іонізованний газ у надрах зірки володіє практично необмеженої стискальність. Таким чином, зоряне речовина при будь-яких плотностях веде себе як ідеальний газ. Крім того, майже для всіх елементів в надрах зірок, за винятком водню і гелію, середня молекулярна вага виявилася близьким до двох. Велике значення мала також розробка в ці роки теорії променистого рівноваги (у основному працями А. Еддінгтона) і висновок Г. Крамерса формули для коефіцієнта поглинання випромінювання зоряної матерією.
У світлі цих відкриттів охолодження червоних карликів слід пояснювати вже не уповільненням стискування через ущільнення речовини в їх надрах, а зростанням непрозорості зоряної матерії в міру цього ущільнення.
Переробляючи свою гіпотезу, Рессел виходив з таких міркувань. Головна послідовність на Г-Р-діаграмі - не вузька лінія, а досить широка смуга. Між тим, якби всі зірки мали однаковий хімічний склад, вихід енергії на одиницю маси визначався б тільки температурою і щільністю зірки. Діаграму "спектр-світність" можна перетворити в іншу діаграму: "температура-щільність", і тоді всі зірки головної послідовності лягли б на тонку лінію. Раз цього немає, значить, вихід енергії залежить від складу речовини, очевидно, того самого речовини, за рахунок якого ця енергія виробляється. Рессел назвав цю "активну" матерію "матерією карликів" (оскільки значну частину зірок головної послідовності становили карлики).
Але на Г-Р-діаграмі була ще гілку гігантів, крім того, у лівому нижньому кутку діаграми перебувало кілька слабких білих зірок (супутник Сіріуса, Ерідана В, супутник Проціон), що отримали назву білих карликів і представляли деякий час загадку. При вкрай малих розмірах вони мали масу порядку сонячної, а значить, жахливу щільність: у десятки і сотні тисяч разів більше щільності води. Спочатку це здавалося астрономам нез'ясовним, але після відкриття Еддінгтона факту необмеженої сжімаемості зоряного газу білі карлики перестали бути загадкою.
Рессел припустив, що гілка гігантів як би через перекидний міст з'єднується на Г-Р-діаграмі з областю білих карликів і так як зірки і тут не лягають на вузьку лінію, то, виходить, вся справа в тому, що і у них вихід енергії залежить від змісту якоїсь активної матерії, але іншого типу, ніж у зірок головної послідовності, - "матерії гігантів".
Тепер залишалося задатися припущенням про початкову масі зірки і про те, чи відчуває вона малі чи великі втрати маси в ході еволюції. Весь шлях еволюції зірки визначається тепер трьома різними механізмами поповнення енергії:
1) гравітаційне стиснення,
2) споживання (тобто перехід у випромінювання) матерії карликів,
З) споживання матерії гігантів.
Незважаючи на всю складність другої гіпотези Рессела й на наявність у ній безлічі білих плям, обидва її варіанти дають два основні тлумачення Г-Р-діаграми:
1) Якщо зірка майже не втрачає маси в ході еволюції, то густо населені області на діаграмі відповідають найбільш стійким і довготривалим станом зірок;
2) Якщо зірка в ході еволюції втрачає масу, основні гілки діаграми відображають послідовне переміщення зірок уздовж них.
Джемс Джинс піддав другий гіпотезу Рессела різкій критиці. Відповідно до цієї гіпотези, переробка активної матерії у випромінювання починається після досягнення речовиною зірки деякої критичної температури (за оцінкою Рессела, 32 мільйони градусів). Але, вказував Джинс, досягнувши цієї температури, зірка на цьому не зупиниться, а буде розігріватися далі (включиться новий потужний джерело енергії!). Зона надкритичної температури буде розширюватися, захоплюючи все нові й нові порції активної матерії. Тому інтенсивність випромінювання такої зірки буде посилюватися спонтанно. Джинс порівнював подібну зірку з бочонком пороху з іскрою всередині нього. Рессел і Еддінгтон зробили чимало зусиль для того, щоб усунути протиріччя цієї гіпотези. Це їм вдалося ціною введення ряду абсолютно штучних припущень. Вантаж цих припущень не гірше, ніж усуваються ними протиріччя, тягнув гіпотезу на дно. Тоді Джинс зробив загальне математичне дослідження питання про зоряну стійкості і прийшов до простого висновку: порожні області на Г-Р-діаграмі відповідають нестійким станам зірки. Це був дуже логічний і, загалом, правильний висновок. Але істотно просунутися далі Джинсу не вдалося. Він вважав, що переробка "активної" матерії зірки не може залежати від температури, як передбачається в гіпотезі Рессела, оскільки це суперечило б основним положенням фізики. Основна ідея Джинса полягала в тому, що:
а) процес переробки зоряної речовини відбувається спонтанно і не залежить від температури зірки;
б) центральні області зірки не перебувають у суто газоподібному стані, оскільки атоми, ядра і електрони стиснуті тут так тісно, що не можуть рухатися вільно, і речовина в центральній області має властивості рідини.
5. Кінець шляху
Як же закінчується життєвий шлях зірки? Якщо спочатку існувало наївне уявлення про те, що кожна зірка, вичерпавши свої енергетичні ресурси, "просто остигає", то вже в 20-і роки у Рессела виникло уявлення, що кінцевий етап життя зірки - стадія білого карлика. Це подання пройшло через півстоліття пошуків, і кожен раз спроби якось обгрунтувати його зустрічали великі труднощі. Навіть машинні розрахунки М. Шварцшильда, Кіппенхана, Масевич, в кожному з яких розраховувалося по 600-800 моделей, не доводили зірку до стадії білого карлика. Трудність полягала не стільки в швидкості змін стану зірки, скільки в тому, що зі зміною цього стану доводиться брати до уваги нові закони природи - закони поведінки виродженого газу при надвисоких густинах з урахуванням ефектів загальної теорії відносності. Рівняння, що описують перетворення зірки в білий карлик, ускладнюються настільки, що їх рішення не під силу навіть електронно-обчислювальних машин. Але кінцевий стан зірки розрахувати можна. І спроби це зробити були ще наприкінці двадцятих - початку тридцятих років.
У 1926р. англійський астрофізик У. Фаулер звернув увагу на те, що в надрах зірки, яка складається з холодного виродженого газу, тиск такого газу здатне врівноважити зовнішній тиск, викликане тяжінням. Таким чином, зірка типу білого карлика може бути стійкою. Через два роки до аналогічного висновку прийшов відомий радянський фізик Я. І. Френкель. Але при всіх чи значеннях маси зірка буде стійкою? Таке питання поставив і вирішив у 1932р. чудовий радянський фізик, згодом академік, Л. Д. Ландау, якому тоді було всього 25 років. Аналіз проблеми стійкості великої маси холодного виродженого газу привів його до висновку, що існує деяка гранична, критична маса. Поки маса холодної зірки не досяг цієї межі, вона буде зберігати стійкість. Але якщо маса більше критичної, тиск електронного газу не зможе протистояти силам тяжіння і зірка випробує катастрофічне скорочення - колапс. Критична маса, за розрахунками Ландау, приблизно дорівнює сонячної. У 1935р. індійський астрофізик С. Чандрасекар продовжив аналіз Ландау і знайшов, що критична маса, передбачена радянським ученим, дорівнює 1,44 МO. Це - так звану межу Чандрасекара. Проте в рішенні Чандрасекара не були враховані дві дуже важливі поправки, пов'язані з ефектами загальної теорії відносності і з освітою нейтронів, яке неминуче відбувається при дуже високій щільності, що перевищують 10 (в десятій) г / см ³. У Чандрасекара виходило, що зірка буде стискатися безмежно, так що щільність у центрі буде прагнути до нескінченності. У 1949р. радянський астрофізик С. А. Каплан зазначив, що впровадження цих поправок істотно міняє справу: при стисканні зірки з критичною масою щільність у центрі буде прагнути не до нескінченності, а до кінцевого межі, рівному З * 10 10 г / см ³. На жаль, С. А. Каплан опублікував свою роботу в журналі, маловідомому за кордоном - у "Вчених записках Львівського університету". І ось вже через 15 років, в 1964р., Чандрасекар незалежно отримав той самий результат.
Облік нейтронізаціі, тобто "вдавлювання" електронів в атомні ядра з перетворенням частини містяться в них протонів на нейтрони, дещо знижує межа Чандрасекара - до 1,2 МO. Велика заслуга у вивченні впливу ефектів нейтронізаціі і загальної теорії відносності належить астрономам Бюраканском астрофізичної обсерваторії Г. С. Саакяном, Ю. Л. Вартанянів і іншим.
Таким чином, кінцева доля зірок, маси яких укладені в межах від 0,2 до 1,2 МO, вже на початку 50-х років представлялася досить ясно: після вичерпання всіх ресурсів термоядерних реакцій зірка стає "холодної" і стискається, перетворюючись в білий карлик. При стисненні температура в надрах зірки знову підвищується, але термоядерні реакції відновитися не можуть: ні "пального". Зірка повільно остигає, витрачаючи енергію теплового руху атомних ядер і електронів. Надра зірки складаються переважно з гелію і важких елементів. Скільки ж часу може "прожити" зірка в стані білого карлика? Процес охолодження такої зірки був вивчений у 1950р. С. А. Капланом і в 1952р. английским астрофизиком Л. Местелом. Термін життя для супутника Сіріуса вийшов у Местела 4 * 10 8 років, для зірки Вольф 457 - 10 10 років. Найменший термін життя, 10 7 років, вийшов для порівняно яскравого і масивного білого карлика Вольф 1346. Як же складається доля самих маленьких зірочок - червоних карликів з масами від 0,2 до 0,08 МO. Їх еволюцію вивчив американський астроном Ш. Кумар. Маси цих зірок занадто малі, щоб після вичерпання джерел енергії вони могли випробувати катастрофічне стиск (колапс). Тому білими карликами вони стати не можуть. Для них залишається тривіальний шлях - остання стадія гравітаційного стиснення до тих пір, поки в їх надрах не наступить стан виродження, після чого температура буде падати, незважаючи на зростання щільності. Зірка буде залишатися червоним карликом, все більш охолоджуючись, поки не перетвориться, за висловом Ш. Кумара, в "чорний карлик" і стане невидимою.
Використана література
Бронштен В.А. "Гіпотези про зорі і всесвіту", Видавництво "Наука" Головна редакція фізико-математичної літератури, Москва, 1974
Гнатюк В. І. Концепції сучасного природознавства. Самостійне вивчення курсу. КВІ ФПС РФ, 1999
Грушевіцкая Т. Г. Концепції сучасного природознавства. Вищ. Школа, 1998,
Кузнєцов В.І., Ідліс Г.М., Гутин В.М., "Природознавство", "Агар", Москва, 1996
Шкловський І.С. "Зірки їх народження життя і смерть", Видавництво "Наука" Головна редакція фізико-математичної літератури, Москва, 1975