Еволюцiя зiрок

РЕФЕРАТ

ВлЕволюцiя зiрокВ»

Еволюцiя зiрок

Як i всi тiла в природi, зiрки не залишаються незмiнними, вони народжуються, еволюцiонують, i, нарештi "умирають". Щоб простежити життiвий шлях зiрок i зрозумiти, як вони старiють, необхiдно знати, як вони виникають. У минулому це представлялося великою загадкою; сучаснi астрономи вже можуть з великою впевненiстю докладно описати шляхи, що ведуть до появи яскравих зiрок на нашому нiчному небозводi.

Не дуже давно астрономи вважали, що на утворення зiрки з мiжзоряних газу i пилу потрiбнi мiльйони рокiв. Але в останнi роки були отриманi разючi фотографii областi неба, що входить до складу Великоi Туманностi Орiона, де протягом декiлькох рокiв з'явилося невелике скупчення зiрок. На знiмках 1947р. у цьому мiсцi була видна група з трьох звездоподiбних об'iктiв. ДО 1954р. деякi з них стали довгастими, а до 1959р. цi довгастi утворення розпалися на окремi зiрки - вперше в iсторii людства люди спостерiгали, народження зiрок буквально на очах цей безпрецедентний випадок показав астрономам, що зiрки можуть народжуватися за короткий iнтервал часу, i якi здавалися ранiше дивними мiркування про те, що зiрки звичайно виникають у групах, або зоряних скупченнях, виявилися справедливими.

Який же механiзм iхнього виникнення? Чому за багато рокiв астрономiчних вiзуальних i фотографiчних спостережень неба тiльки зараз вперше удалося побачити "матерiалiзацiю" зiрок? Народження зiрки не може бути винятковою подiiю : у багатьох дiлянках неба iснують умови, необхiднi для появи цих тел.

У результатi ретельного вивчення фотографiй мрячних дiлянок Чумацького Шляху удалося знайти маленькi чорнi цятки неправильноi форми, або глобули, що представляють собою масивнi скупчення пилу i газу. Вони виглядають чорними, тому що не випускають власного свiтла i знаходяться мiж нами i яскравими зiрками, свiтло вiд яких вони заслоняють. Цi газово-пиловi хмари мiстять частки пилу, що дуже сильно поглинають свiтло, що йде вiд розташованих за ними зiрок. Розмiри глобул величезнi - до декiлькох свiтлового рокiв у поперечнику. Незважаючи на те, що речовина в цих скупченнях дуже розрiджено, загальний обсяг iх настiльки великий, що його цiлком вистачаi для формування невеликих скупчень зiрок, по масi близьких до Сонця. Для того щоб уявити собi, як iз глобул виникають зiрки, згадаiмо, що всi зiрки випромiнюють i iхнi випромiнювання натискаi. Розроблено чуттiвi iнструменти, що реагують на тиск сонячного свiтла, що проникаi крiзь товщу земноi атмосфери. У чорнiй глобулi пiд дiiю тиску випромiнювання, що випускаiться навколишнiми зiрками, вiдбуваiться стиск i ущiльнення речовини. Усерединi глобули гуляi "вiтер", що розметаi в усiх напрямках газ i пиловi частки, так що речовина глобули перебуваi в безперервному турбулентному русi.

Глобулу можна розглядати як турбулентну газово-пилову масу, на яку з усiх бокiв давить випромiнювання. Пiд дiiю цього тиску обсяг, заповнювана газом i пилом, буде стискуватися, стаючи, усе менше i менше. Такий стиск протiкаi протягом деякого часу, що залежить вiд навколишню глобулу джерел випромiнювання й iнтенсивностi останнього. Гравiтацiйнi сили, що виникають через концентрацiю маси в центрi глобули, теж прагнуть зжати глобулу, змушуючи речовину падати до ii центра. Падаючи, частки речовини здобувають кiнетичну енергiю i розiгрiвають газово-пилову хмару.

Падiння речовини може тривати сотнi рокiв. Спочатку воно вiдбуваiться повiльно, неквапливо, оскiльки гравiтацiйнi сили, що притягають частки до центра, ще дуже слабкi. Через якийсь час, коли глобула стаi менше, а поле тяжiння пiдсилюiться, падiння починаi вiдбуватися швидше. Але, як ми вже знаiмо, глобула величезна, не менш свiтлового року в дiаметрi. Це значить, що вiдстань вiд ii зовнiшньоi границi до центра може перевищувати 10 трильйонiв кiлометрiв. Якщо частка вiд краю глобули почне падати до центра зi швидкiстю деяким менш 2км/з, то центра вона досягне тiльки через 200 000 рокiв. Спостереження показують, що швидкостi руху газу i пилових часток насправдi набагато бiльше, а тому гравiтацiйний стиск вiдбуваiться значно швидше.

Падiння речовини до центра супроводжуiться досить частими зiткненнями часток i переходом iхньоi кiнетичноi енергii в теплову. У результатi температура глобули зростаi. Глобула стаi протозiркою i починаi свiтитися, тому що енергiя руху часток перейшла в тепло, нагрiла пил i газ.

У цiй стадii протозiрка ледь видна, так, як основна частка ii випромiнювання приходиться на далеку iнфрачервону область. Зiрка ще не народилася, але зародок ii вже з'явився. Астрономам поки невiдомо, скiльки часу потрiбно протозiрки, щоб досягти тiii стадii, коли вона починаi свiтитися як тьмяну червону кулю i стаi видимою. За рiзними оцiнками, цей час коливаiться вiд тисяч до декiлькох мiльйонiв рокiв. Однак, пам'ятаючи про появу зiрок у Великiй Туманностi Орiона, коштуi, мабуть, вважати, що найбiльш близько до реальностi оцiнка, що даi мiнiмальне значення часу.

Тут ми повиннi зробити невеликий вiдступ, для того, щоб ретельно розглянути деякi деталi, зв'язанi з народженням зiрки, i оцiнити iхнiй вплив на ii подальшу долю. Зiрки народжуються з усiлякими масами. Крiм того, вони можуть мати самий рiзний хiмiчний склад. Обоi цi фактора впливають на подальше поводження зiрки, на всю ii долю. Щоб краще в цьому розiбратися, вийдемо з будинку i глянемо на нiчне небо.

З вершини гори, удалинi вiд мiського свiтла, що заважаi нам, ми побачимо на небi, принаймнi, 3000 зiрок. Спостерiгач з дуже гострим зором при iдеальних атмосферних умовах побачить у пiвтора разу бiльше зiрок. Однi з них вилученi вiд нас на тисячу, iншi - усього на кiлька свiтлового рокiв. Спробуiмо тепер розмiстити всi цi зiрки на дiаграмi, на якiй кожна зiрка характеризуiться двома фiзичними величинами: температурою i свiтнiстю. Розмiстивши всi 3000 зiрок, ми знайдемо, що самi яскравi з них одночасно виявляються i самими гарячими, а самi слабкi - самими холодними. При цьому помiтимо, що переважна бiльшiсть зiрок розташовуiться уздовж похилоi лiнii, що тягнеться з верхнього лiвого кута графiка в нижнiй правий (якщо, як це традицiйно прийнято, вiсь температур направити влiво, а вiсь светимостей - нагору.) Це нормальнi зiрки, i iхнiй розподiл називають "головною послiдовнiстю". Отримана дiаграма називаiться дiаграмою Герцшпрунга - Рассела, на честь двох видатних астрономiв, що вперше установили цю чудову залежнiсть. У нiй важливу роль граi маса зiрки. Якщо маса зiрки велика, остання при народженнi попадаi на верхню частину головноi послiдовностi, якщо маса мала, то зiрка виявляiться в нижнiй ii частинi.

Тривалiсть життя зiрки залежить вiд ii маси. Зiрки з масою меншоi, чим у Сонця, дуже ощадливо витрачають запаси свого ядерного "палива" i можуть свiтити десятки мiльярдiв рокiв. Зовнiшнi шари зiрок, подiбних до нашого Сонця, з масами не великими 1,2 мас Сонця, поступово розширюються i, зрештою, зовсiм залишають ядро зiрки. На мiсцi гiганта залишаiться маленький i гарячий бiлий карлик.

БРЖЛРЖ КАРЛИКИ

Бiлi карлики - одна з цiкавiших тим в iсторii астрономii: уперше були вiдкритi небеснi тiла, що володiють властивостями, досить далекими вiд тих, з якими ми маiмо справу в земних умовах. РЖ, цiлком ймовiрно, дозвiл загадки бiлих карликiв поклало початок дослiдженням таiмничоi природи речовини, захованого десь у рiзних куточках Всесвiту.

В Уселеноi багато бiлих карликiв. Один час вони вважалися рiдкiстю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторii Маунт-Паломар (США), показало, що iхня кiлькiсть перевищуi 1500. Удалося оцiнити просторову щiльнiсть бiлих карликiв: виявляiться, у сферi з радiусом у 30 свiтлового рокiв повинне знаходитися близько 100 таких зiрок. РЖсторiя вiдкриття бiлих карликiв сходить до початку 19у, коли Фрiдрiх Вiльгельм Бессель, простежуючи рух найбiльш яскравоi зiрки Сирiус, вiдкрив, що ii шлях i не прямою лiнiiю, а маi хвилеподiбний характер. Власний рух зiрки вiдбувався не по прямоi лiнii; здавався, що вона ледь помiтно змiщалася зi сторони убiк. ДО 1844р., пiсля приблизно десяти рокiв пiсля перших спостережень Сирiуса, Бессель прийшов до висновку, що поруч iз Сирiусом знаходиться друга зiрка, що, будучи невидимоi, робить на Сирiус гравiтацiйний вплив; воно виявляiться по коливаннях у русi Сирiуса. Ще бiльш цiкавим виявилася та обставина, що якщо темний компонент дiйсно iснуi, те перiод звертання обох зiрок щодо iхнього загального центра ваги дорiвнюi приблизно 50 рокам.

Перенесемося в 1862р. i з Нiмеччини в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, найбiльшому будiвельниковi телескопiв у США, Унiверситетам штату Мiссiсiпi було доручено сконструювати телескоп з об'iктивом дiаметром 18,5 дюйма (46 див), що повинний був стати самим великим телескопом у свiтi. Пiсля того як Кларк закiнчив обробку лiнзи телескопа, потрiбно було перевiрити, чи забезпечена необхiдна точнiсть форми ii поверхнi. З цiiю метою лiнзу установили в рухливiй трубi i направили на Сирiус - саму яскраву зiрку, що i кращим об'iктом для перевiрки лiнз i виявлення iхнiх дефектiв. Зафiксувавши положення труби телескопа, Алван Кларк побачив слабкий ВлпримаруВ», що з'явився на схiдному краi полючи зору телескопа у вiдблиску Сирiуса. Потiм, у мiру руху небозводу, у поле зору потрапив i сам Сирiус. Його зображення було перекручено - здавалося, що ВлпримараВ» являi собою дефект лiнзи, що варто було б усунути, перш нiж здати лiнзу в експлуатацiю. Однак ця виникла в поле зору телескопа слабка зiрочка виявилася компонентом Сирiуса, передвiщеним Бесселем. На закiнчення треба додати, що через першу свiтову вiйну, що почалася, телескоп Кларка так нiколи i не був вiдправлений у Мiссiсiпi - його установили в Дирбонiвськiй обсерваторii, поблизу Чикаго, а лiнзу використовують, донинi, але на iншiй установцi.

Таким чином, Сирiус став предметом загального iнтересу i багатьох дослiджень, тому що фiзичнi характеристики подвiйноi системи заiнтригували астрономiв. З урахуванням особливостей руху Сирiуса, його вiдстань до Землi й амплiтуди вiдхилень вiд прямолiнiйного руху астрономам удалося визначити характеристики обох зiрок системи, названих Сирiус А и Сирiус В. Сумарна маса обох зiрок виявилася в 3,4 рази бiльше маси Сонця. Було знайдено, що вiдстань мiж зiрками майже в 20 разiв перевищуi вiдстань мiж Сонцем i Землею, тобто приблизно дорiвнюi вiдстанi мiж Сонцем i Ураном; отримана на пiдставi вимiру параметрiв орбiти маса Сирiуса А виявилася в 2,5 рази бiльше маси Сонця, а маса Сирiуса В склала 95% маси Сонця. Пiсля того як були визначенi свiтностi обох зiрок, виявилося, що Сирiус А майже в 10 000 разiв яскравiше, нiж Сирiус В. По абсолютнiй величинi Сирiуса А ми знаiмо, що вiн приблизно в 35,5 рази свiтить сильнiше Сонця. Звiдси випливаi, що свiтнiсть Сонця в 300 разiв перевищуi свiтнiсть Сирiуса В.

Свiтнiсть будь-якоi зiрки залежить вiд температури поверхнi зiрки i ii розмiрiв, тобто дiаметра. Близькiсть другого компонента до бiльш яскравого Сирiуса А надзвичайно ускладнюi визначення його спектра, що необхiдно для установки температури зiрки. У 1915р. з використанням усiх технiчних засобiв, якими розташовувала найбiльша обсерваторiя того часу Маунт-Вилсон (США), були отриманi удалi фотографii спектра Сирiуса. Це привело до несподiваного вiдкриття: температура супутника складала 8000 ДО, тодi як Сонце маi температуру 5700 ДО. Таким чином, супутник у дiйсностi виявився гаряче Сонця, а це означало, що свiтнiсть одиницi його поверхнi також бiльше.

Справдi, простий розрахунок показуi, що кожен сантиметр цiii зiрки випромiнюi в чотири рази бiльше енергii, чим квадратний сантиметр поверхнi Сонця. Звiдси випливаi, що поверхня супутника повинна бути в 3004 разiв менше, нiж поверхня Сонця, i Сирiус У повинний мати дiаметр близько 40 000 км. Однак маса цiii зiрки складаi 95% вiд маси Сонця. Цей виходить, що величезна кiлькiсть речовини повинна бути упакована в надзвичайно малому обсязi, iнакше кажучи, зiрка повинна бути щiльноi. У результатi нескладних арифметичних дiй одержуiмо, що щiльнiсть супутника майже в 100 000 разiв перевищуi щiльнiсть води. Кубiчний сантиметр цiii речовини на Землi важив би 100 кг, а 0,5 л такоi речовини - близько 50 т.

Така iсторiя вiдкриття першого бiлого карлика. А тепер задамося питанням, яким образом речовина можна зжати так, щоб один кубiчний сантиметр його важив 100 кг?

Воно з'являiться при найсильнiшому стиску речовини в надрах зiрки. Саме стиск, а не високi температури i причиною тиску. Унаслiдок сильного стиску атоми виявляються настiльки щiльно упакованими, що електроннi оболонки починають проникати одна в iншу.

Гравiтацiйний стиск бiлого карлика вiдбуваiться протягом тривалого часу, i електроннi оболонки продовжують проникати друг у друга доти, поки вiдстань мiж ядрами не стане порядку радiуса найменшоi електронноi оболонки. Внутрiшнi електроннi оболонки являють собою непроникний бар'iр, що перешкоджаi подальшому стисковi. При максимальному стиску електрони вже не зв'язанi з окремими ядрами, а вiльно рухаються щодо них. Процес вiддiлення електронiв вiд ядер вiдбуваiться в результатi iонiзацii тиском. Коли iонiзацiя стаi повноi, хмара електронiв рухаiться щодо ТСрат з бiльш важких ядер, так що речовина бiлого карлика здобуваi визначенi фiзичнi властивостi, характернi для металiв. У такiй речовинi енергiя переноситься до поверхнi електронами, подiбно тому, як тепло поширюiться по залiзнiй лозинi, що нагрiваiться з одного кiнця.

Але електронний газ виявляi i незвичайнi властивостi. В мiру стиску електронiв iхня швидкiсть усе бiльше зростаi, тому що, як ми знаiмо, вiдповiдно до фундаментального фiзичного принципу, два електрони, що знаходяться в одному елементi фазового обсягу, не можуть мати однаковi енергii. Отже, щоб не займати той самий елемент обсягу, вони повиннi рухатися з величезними швидкостями. Найменший розмiр припустимого обсягу залежить вiд дiапазону швидкостей електронiв. Однак у середньому, чим нижче швидкiсть електронiв, тим бiльше той мiнiмальний обсяг, що вони можуть займати. РЖншими словами, найшвидшi електрони займають найменший обсяг. Хоча окремi електрони носяться зi швидкостями, що вiдповiдають внутрiшнiй температурi порядку мiльйонiв градусiв, температура повного ансамблю електронiв у цiлому залишаiться низкою.

Установлено, що атоми газу звичайного бiлого карлика утворять ТСрати щiльно упакованих важких ядер, крiзь яку рухаiться електронний газ. Ближче до поверхнi зiрки виродження слабшаi, i на поверхнi атоми iонiзованi не цiлком, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподiбному станi.

Знаючи фiзичнi характеристики бiлих карликiв, ми можемо сконструювати iхню наочну модель. Почнемо з того, що бiлi карлики мають атмосферу. Аналiз спектрiв карликiв приводить до висновку, що товщина iхньоi атмосфери складаi усього кiлька сотень метрiв. У цiй атмосферi астрономи виявляють рiзнi знайомi хiмiчнi елементи. Вiдомi бiлi карлики двох типiв - холоднi i гарячi. В атмосферах бiльш гарячих бiлих карликiв утримуiться деякий запас водню, хоча, iмовiрно, вiн не перевищуi 0,05%. Проте, по лiнiях у спектрах цих зiрок були виявленi водень, гелiй, кальцiй, залiзо, вуглець i навiть окис титана. Атмосфери холодних бiлих карликiв складаються майже цiлком з гелiю; на водень, можливо, приходиться менше, нiж один атом з мiльйона. Температури поверхнi бiлих карликiв мiняються вiд 5000 К у "холодних" зiрок до 50 000 К у "гарячих". Пiд атмосферою бiлого карлика лежить область речовини, у якому утримуiться невелике число вiльних електронiв. Товщина цього шару 160 км, що складаi приблизно 1% радiуса зiрки. Шар цей може мiнятися згодом, але дiаметр бiлого карлика залишаiться постiйним i рiвним приблизно 40 000 км. Як правило, бiлi карлики не зменшуються в розмiрах пiсля того, як досягли цього стану. Вони поводяться подiбно гарматному ядру, нагрiтому до великоi температури; ядро може змiнювати температуру, випромiнюючи енергiю, але його розмiри залишаються незмiнними. Чим же визначаiться остаточний дiаметр бiлого карлика ? Виявляiться його масою. Чим бiльше маса бiлого карлика, тим менше його радiус; мiнiмально можливий радiус складаi 10 000 км. Теоретично, якщо маса бiлого карлика перевищуi масу Сонця в 1,2 рази, його радiус може бути необмежено малим. Саме тиск електронного газу охороняi зiрку вiд усiлякого подальшого стиску, i, хоча температура може мiнятися вiд мiльйонiв градусiв у ядрi зiрки до нуля на поверхнi, дiаметр ii не мiняiться. Згодом зiрка стаi темним тiлом з тим же дiаметром, що вона мала, вступивши в стадiю бiлого карлика.

Пiд верхнiм шаром зiрки газ практично iзотермичний, тобто температура майже постiйна аж до самого центра зiрки; вона складаi кiлька мiльйонiв градусiв - найбiльш реальна цифра 6 млн. К.

Тепер, коли ми маiмо деякi представлення про будiвлю бiлого карлика, виникаi питання: чому вiн свiтиться? Очевидно одне: термоядернi реакцii виключаються. Усерединi бiлого карлика вiдсутнiй водень, що пiдтримував би цей механiзм генерацii енергii.

РДдиний вид енергii, яким розташовуi бiлий карлик, - це теплова енергiя. Ядра атомiв знаходяться в безладному русi, тому що вони розсiюються електронним газом. Згодом рух ядер сповiльнюiться, що еквiвалентно процесовi охолодження. Електронний газ, що не схожий не на один з вiдомих на Землi газiв, вiдрiзняiться винятковою теплопровiднiстю, i електрони проводять теплову енергiю до поверхнi, де через атмосферу ця енергiя випромiнюiться в космiчний простiр.

Астрономи порiвнюють процес остигання гарячого бiлого карлика з остиганням залiзноi лозини, вийнятого з вогню. Спочатку бiлий карлик прохолоджуiться швидко, але в мiру спаду температури усерединi нього охолодження сповiльнюiться. Вiдповiдно до оцiнок, за першi сотнi мiльйонiв рокiв свiтнiсть бiлого карлика падаi на 1% вiд свiтностi Сонця. Зрештою, бiлий карлик повинний зникнути i стати чорним карликом, однак на це можуть знадобитися трильйони рокiв, i, на думку багатьох учених, представляiться досить сумнiвним, щоб вiк Всесвiту був досить великий для появи в нiй чорних карликiв.

РЖншi астрономи вважають, що й у початковiй фазi, коли бiлий карлик ще досить гарячий, швидкiсть охолодження невелика. А коли температура його поверхнi падаi до величини порядку температури Сонця, швидкiсть охолодження збiльшуiться i угасання вiдбуваiться дуже швидко. Коли надра бiлого карлика досить остигнуть, вони затвердiють.

Так чи iнакше, якщо прийняти, що вiк Всесвiту перевищуi 10 млрд. рокiв, червоних карликiв у нiй повинно бути набагато бiльше, нiж бiлих. Знаючи це, астрономи починають пошуки червоних карликiв. Поки вони безуспiшнi. Маси бiлих карликiв визначенi недостатньо точно. Надiйно iх можна установити для компонентiв подвiйних систем, як у випадку Сирiуса. Але лише деякi бiлi карлики входять до складу подвiйних зiрок. У трьох найбiльше добре вивчених випадках маси бiлих карликiв, обмiрюванi, з точнiстю понад 10% виявилися менше маси Сонця i складали приблизно половину неi. Теоретично гранична маса для цiлком не обертовоi зiрки повинна бути в 1,2 рази бiльше маси Сонця. Однак якщо зiрки обертаються, а цiлком ймовiрно, так воно i i, те цiлком можливi маси, у кiлька разiв перевищуючi сонячну.

Сила ваги на поверхнi бiлих карликiв приблизно в 60-70 разiв бiльше, нiж на Сонце. Якщо людина важить на Землi 75 кг, то на Сонце вiн важив би 2тонни, а на поверхнi бiлого карлика його вага складала б 120-140 тонн. З облiком того, що радiуси бiлих карликiв мало вiдрiзняються i iхнi маси майже збiгаються, можна укласти, що сила ваги на поверхнi будь-якого бiлого карлика приблизно та сама. В Уселеноi багато бiлих карликiв. Один час вони вважалися рiдкiстю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторii Маунт-Паломар, показало, що iхня кiлькiсть перевищуi 1500. Астрономи думають, що частота виникнення бiлих карликiв постiйна, принаймнi, протягом останнiх 5 млрд. рокiв. Можливо, бiлi карлики складають найбiльш численний клас об'iктiв на небi. Удалося оцiнити просторову щiльнiсть бiлих карликiв: виявляiться, у сферi з радiусом у 30 свiтлового рокiв повинне знаходитися близько 100 таких зiрок. Виникаi питання: чи всi зiрки стають бiлими карликами наприкiнцi свого еволюцiйного шляху? Якщо нi, то яка частина зiрок переходить у стадiю бiлого карлика?

Найважливiший крок у рiшеннi проблеми був зроблений, коли астрономи нанесли положення центральних зiрок планетарних туманностей на дiаграму температура - свiтнiсть. Щоб розiбратися у властивостях зiрок, розташованих у центрi планетарних туманностей, розглянемо цi небеснi тiла.

На фотографiях планетарна туманнiсть виглядаi як протяжна маса газiв елiпсоiдноi форми зi слабкоi, але гарячою зiркою в центрi. У дiйсностi ця маса являi собою складну турбулентну, концентричну оболонку, що розширюiться зi швидкостями 15-50 км/с. Хоча цi утворення виглядають як кiльця, на дiлi вони i оболонками, i швидкiсть турбулентного руху газу в них досягаi приблизно 120 км/с. Виявилося, що дiаметри декiлькох планетарних туманностей, до яких удалося вимiрити вiдстань, складають порядку 1 свiтлового року, або близько 10 трильйонiв кiлометрiв. Розширюючи з зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стаi дуже вирядженим i не може збуджуватися, а отже, його не можна побачити опiсля 100 000 рокiв.

Багато планетарних туманностей, що спостерiгаються нами сьогоднi, народилися в останнi 50000 рокiв, а типовий iхнiй вiк близький до 20 000 рокiв. Центральнi зiрки таких туманностей - найбiльш гарячi об'iкти серед вiдомих у природi. Температура iхньоi поверхнi мiняiться вiд 50 000 до 1млн. К. Через надзвичайно високi температури велика частина випромiнювання зiрки приходиться на далеку ультрафiолетову область електромагнiт iншого спектра. Це ультрафiолетове випромiнювання поглинаiться, перетвориться i перевипромiнюiться газом оболонки у видимiй областi спектра, що i дозволяi нам спостерiгати оболонку. Це означаi, що оболонки значно яскравiше, нiж центральнi зiрки, - якi насправдi i джерелом енергii, - тому що величезна кiлькiсть випромiнювання зiрки приходиться на невидиму частину спектра.

З аналiзу характеристик центральних зiрок планетарних туманностей випливаi, що типове значення iхньоi маси укладено в iнтервалi 0,6-1 маса Сонця. А для синтезу важких елементiв у надрах зiрки необхiднi великi маси. Кiлькiсть водню в цих зiрках незначно. Однак газовi оболонки багатi воднем i гелiiм.

Деякi астрономи вважають, що 50-95 % усiх бiлих карликiв виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина бiлих карликiв цiлком зв'язана з планетарними туманностями, принаймнi, половина або бiльш з них вiдбулися вiд нормальних зiрок головноi послiдовностi, що не проходять через стадiю планетарноi туманностi.

Повна картина утворення бiлих карликiв мрячна i невизначена. Вiдсутнiй так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюцiйного процесу можна будувати лише шляхом логiчних умовиводiв. РЖ, проте, загальний висновок такий: багато зiрок утрачають частина речовини на шляху до свого фiналу, подiбному до стадii бiлого карлика, i потiм ховаються на небесних ВлцвинтаряхВ» у видi чорних, невидимих карликiв.

Якщо маса зiрки приблизно вдвiчi перевищуi масу Сонця, то такi зiрки на останнiх етапах своii еволюцii втрачають стiйкiсть. Такi зiрки можуть вибухнути як надновi, а потiм розростися до розмiрiв куль радiусом кiлька кiлометрiв, тобто перетворитися в нейтроннi зiрки.

НАДНОВРЖ

Бiля семи тисяч рокiв тому у вiддаленому куточку космiчного простору раптово вибухнула зiрка, скинувши iз себе зовнiшнi шари речовини. Порiвняно велика i масивна зiрка раптом зштовхнулася iз серйозною енергетичною проблемою - ii фiзична цiлiснiсть виявилася пiд погрозою. Коли була пройдена границя стiйкостi, вибухнув що захоплюi, надзвичайно могутнiй, один iз самих катастрофiчних у всьому Всесвiтi вибухiв, що породив наднову зiрку.

Шiсть тисяч рокiв мчався по космiчних просторах свiтло вiд цiii зiрки iз сузiр'я Тельця i досяг, нарештi, Землi. Це трапилося в 1054р. У РДвропi наука була тодi занурена в дрiмоту, i в арабiв вона переживала перiод застою, але в iншiй частинi Землi спостерiгачi помiтили об'iкт, що велично блискаi на небi перед сходом Сонця.

Четвертого липня 1054р. китайськi астрономи, вдивляючись у небо, побачили свiтний небесний об'iкт, що був багато яскравiше Венери. Його спостерiгали в Пекiнi i Кайфiнi i назвали "зiркою-гостею". Це був самий яскравий пiсля Сонця об'iкт на небi. Протягом 23 днiв, аж до 27 липня 1054р., вiн був видний навiть удень. Поступово об'iкт ставав слабкiше, але все-таки залишався видимим для неозброiного ока ще 627 днiв i нарештi зник 17 квiтня 1056р. Це була яскравiша з усiх зареiстрованих - вона сiяла як 500 млн. Сонць. Якби вона знаходила вiд нас на такiй вiдстанi, як найближча до нас зiрка альфа Центавра, то навiть самою темною нiччю при ii свiтлi ми могли б вiльно читати газету - вона свiтила б значно яскравiше, нiж повний Мiсяць.

У iвропейських хронiках того рокiв немаi нiяких згадувань про дану подiю, але не слiд забувати, щось були роки середньовiччя, коли на iвропейському континентi майже згасло свiтло науки.

Один цiкавий момент в iсторii вiдкриття цiii зiрки. У 1955р. Вiльям Мiллер i Гельмут Абт з обсерваторiй Маунт-Вилсон i Маунт-Паломар знайшли доiсторичнi пiктограми на стiнi однiii печери в скелi каньйону Навахо в Аризоне. У каньйонi зображення було висiчено на каменi, а в печерi намальовано шматком гематиту - червоного залiзняку. На обох малюнках зображенi кружок i пiвмiсяць. Мiллер витлумачуi цi фiгури як зображення мiсячного серпа i зiрки; на його думку, вони, можливо, вiдображають появу надновоi у 1054р. Для такого висновку i двi пiдстави: по-перше, у 1054р., коли спалахнула наднова, фаза Мiсяця i ii розташування вiдносно надновоi були саме такими, як показано на малюнку.

По-друге, по знайденим у тих мiсцях глиняним черепкам установлено, що бiля тисячi рокiв тому в цiй мiсцевостi жили iндiанцi. Таким чином, малюнки, очевидно, i художнiм зображенням надновоi, зробленим древнiми iндiанцями.

Пiсля фотографування i ретельного дослiдження дiлянки неба, де знаходилася наднова, було виявлено, що залишки надновоi утворять складну хаотичну газову оболонку, що розширюiться, що укладаi кiлька зiрок. Весь цей комплекс iз газу i зiрок був названий Крабовидноi туманнiстю. Джерелом речовини туманностi i одна з центральних зiрок, та сама, котра вибухнула сiм тисяч рокiв тому. Це нейтронна зiрка. Вона маi температуру 6-7 млн. К и надзвичайно малий дiаметр. По фотографiях i спектрограмам можна визначити фiзичнi характеристики зiрки.

У результатi дослiдження з'ясувалося, що в Крабовидноi туманностi розрiзняються два типи випромiнюючих областей. По-перше, це волокниста сiтка, що складаiться з газу, нагрiтого до декiлькох десяткiв тисяч градусiв i iонiзованого пiд дiiю iнтенсивного ультрафiолетового випромiнювання центральноi зiрки; газ мiстить у собi водень, гелiй, кисень, неон, сiрку. РЖ, по-друге, велика свiтна аморфна область, на тлi якоi ми бачимо газовi волокна.

По фотографiях, зробленим бiля дванадцяти рокiв тому, виявлено, що деякi з волокон туманностi рухаються вiд ii центра назовнi. Знаючи кутовi розмiри, а також приблизна вiдстань i швидкiсть розширення, ученi визначили, що бiля дев'яти сторiч назад на мiсцi туманностi було крапкове джерело. Таким чином, удалося встановити прямий зв'язок мiж крабовидноi туманнiстю i тим вибухом надновоi, що майже тисячу рокiв тому спостерiгали китайськi i японськi астрономи.

Питання про причини вибухiв наднових як i ранiше залишаiться предметом дискусiй i i приводом для висування суперечливих гiпотез.

Зiрка з масою, що перевершуi сонячну приблизно на 20%, може згодом стати хитливоi. Це показав у своiму блискучому теоретичному дослiдженнi, зробленому наприкiнцi 30-х рокiв нашого сторiччя, астроном Чандрасекар. Вiн установив, що подiбнi зiрки на схилi життя часом пiддаються катастрофiчним змiнам, у результатi чого досягаiться деякий рiвноважний стан, що дозволяi зiрцi гiдно завершити свiй життiвий шлях. Багато астрономiв займалися вивченням останнiх стадiй зоряноi еволюцii i дослiдженням залежностi еволюцii зiрки вiд ii маси. Усi вони прийшли до одного висновку: якщо маса зiрки перевищуi межу Чандрасекара, ii очiкують неймовiрнi змiни.

Як ми бачили, стiйкiсть зiрки визначаiться спiввiдношенням мiж силами гравiтацii, що прагнуть зжати зiрку, i силами тиску, що розширюють неi зсередини. Ми також знаiмо, що на останнiх стадiях зоряноi еволюцii, коли виснажуються запаси ядерного пального, це спiввiдношення забезпечуiться за рахунок ефекту виродження, що може привести зiрку до стадii бiлого карлика, i дозволить iй провести залишок життя в такому станi. Ставши бiлим карликом, зiрка поступово остигаi i закiнчуi своi життя, перетворивши в холодний, безжиттiвий, невидимий зоряний шлак.

Якщо маса зiрки перевершуi межу Чандрасекара, ефект виродження вже не в змозi забезпечити необхiдне спiввiдношення тискiв. Перед зiркою залишаiться тiльки один шлях для збереження рiвноваги - пiдтримувати високу температуру. Але для цього потрiбен внутрiшнi джерело енергii. У процесi звичайноi еволюцii зiрка поступово використовуi для цього ядерне пальне. Однак як може зiрка добути енергiю на останнiх стадiях зоряноi еволюцii, коли ядерне паливо, що регулярно поставляi енергiю, на результатi? Звичайно вона ще не енергетичний ВлбанкрутВ», вона великий, масивний об'iкт, значна частина маси якого знаходиться на великiй вiдстанi вiд центра, i в неi в запасi ще i гравiтацiйна енергiя. Вона подiбна каменевi, що лежить на вершинi високоi гори, i завдяки своiму мiсцю розташування володiючого потенцiйною енергiiю. Енергiя, укладена в зовнiшнiх шарах зiрки, як би знаходиться у величезнiй коморi, з якоi в потрiбний момент ii можна витягти.

Отже, щоб пiдтримувати тиск, зiрка тепер починаi стискуватися, поповнюючи, таким чином, запас своii внутрiшньоi енергii. Як довго продовжуiться цей стиск? Фред Хойл i його колеги ретельно дослiджували подiбну ситуацiю i прийшли до висновку, що в дiйсностi вiдбуваiться катастрофiчний стиск, за яким випливаi катастрофiчний вибух. Поштовхом вибуховi, що рятуi зiрку вiд надлишку маси, i значення щiльностi, створюване при стиску. Позбувшись вiд надлишковоi маси, зiрка вiдразу повертаiться на шлях звичайного вгасання.

Найбiльший iнтерес для вчених представляi процес, у ходi якого крок за кроком здiйснюiться поступове вигоряння ядерного палива. Для розрахунку цього процесу використовуiться iнформацiя, отримана з лабораторних досвiдiв; величезну роль при цьому грають сучаснi швидкодiючi обчислювальнi машини. Хойл i Фаулер змоделювали за допомогою ЕОМ процес енерговидiлення в зiрцi i простежили ii хiд. Як приклад вони взяли зiрку, маса якоi втроi перевершуi сонячну, тобто зiрку, що знаходиться далеко за межею Чандрасекара. Зiрка з такою масою повинна мати свiтнiсть, у 60 разiв перевищуючу свiтнiсть Сонця, i час життя близько 600 млн. рокiв.

Ми вже знаiмо, що в ходi звичайних термоядерних реакцiй, що протiкають у надрах зiрки майже протягом усього ii життя, водень перетворюiться в гелiй. Пiсля того як значна частина речовини зiрки перетвориться в гелiй, температура в ii центрi зростаi. При збiльшеннi температури приблизно до 200 млн. До ядерним пальним стаi гелiй, що потiм перетворюiться в кисень i неон. Таким чином, гелiiве ядро починаi породжувати бiльш важке ядро, що складаiться з двох цих хiмiчних елементiв. Тепер зiрка стаi багатошаровоi енергопроводящою системою. У тонкiй оболонцi, по одну сторону вiд якоi знаходиться водень, а по iншу гелiй, вiдбуваiться перетворення водню в гелiй; ця реакцiя йде з видiленням енергii. Тому, поки така реакцiя здiйснюiться, температура ядра зiрки неухильно росте. Стиск зiрки веде до ущiльнення ii ядра i росту температури в центрi до 200-300 млн. К. Але навiть при настiльки високих температурах кисень i неон цiлком стiйкi i не вступають у ядернi реакцii. Однак через якийсь час ядро стаi ще щiльнiше, температура подвоюiться, тепер вона вже дорiвнюi 600 млн. К. РЖ тодi ядерним паливом стаi неон, що у ходi реакцiй перетворюiться, а магнiй i кремнiй. Утворення магнiю супроводжуiться виходом вiльних нейтронiв. Коли зiрка народилася з праматерii, вона вже мiстила деякi метали групи залiза. Вiльнi нейтрони, вступаючи в реакцiю з цими металами, створюють атоми бiльш важких металiв - аж до урану - найважчого з природних елементiв.

Але от витрачений весь неон у ядрi. Ядро починаi стискуватися, i знову стиск супроводжуiться ростом температури. Настаi наступний етап, коли кожнi два атоми кисню, з'iднуючись, породжують атом кремнiю й атом гелiю. Атоми кремнiю, з'iднуючись попарно, утворять атоми нiкелю, що незабаром перетворюються в атоми залiза. У ядернi реакцii, що супроводжуються виникненням нових хiмiчних елементiв, вступають не тiльки нейтрони, але також протони й атоми гелiю. З'являються такi елементи, як сiрка, алюмiнiй, кальцiй, аргон, фосфор, хлор, калiй. Температура ядра пiднiмаiться до пiвтора мiльярдiв градусiв. Як i ранiше продовжуiться утворення бiльш важких елементiв з використанням вiльних нейтронiв, але на цiй стадii через велику температуру вiдбуваються деякi новi явища.

Хойл вважаi, що при температурах порядку мiльярда градусiв виникаi могутнi гамма-випромiнювання, здатне руйнувати ядра атомiв. Нейтрони i протони вiдриваються вiд ядер, але цей процес оборотний: частки знову з'iднуються, створюючи стiйкi комбiнацii. Коли температура перевищить 1,5 млрд. ДО, бiльш ймовiрними стають процеси розпаду ядер. Цiкавий i несподiваним виявився наступний результат: при подальшому збiльшеннi температури i посиленнi процесiв руйнування i сполуки ядра в пiдсумку приiднують усе бiльше i бiльше часток i, як наслiдок цього, виникають бiльш важкi хiмiчнi елементи. Так, при температурах 2-5 млрд. До народжуються титан, ванадiй, хром, залiзо, кобальт, цинк, i iн. Але з усiх цих елементiв найбiльш представлене залiзо. Як i колись, при перетвореннi легких елементiв у важкi виробляiться енергiя, що утримуi зiрку вiд колапсу. Своiю внутрiшньою будiвлею зiрка тепер нагадуi цибулину, кожен шар якоi заповнений переважно яким-небудь одним елементом.

Як вiдзначаi Хойл, з утворенням групи залiза зiрка виявляiться напередоднi драматичного вибуху. Ядернi реакцii, що протiкають у залiзному ядрi зiрки, приводять до перетворення протонiв у нейтрони. При цьому випускаються потоки нейтрино, що несуть iз собою в космiчний простiр значна кiлькiсть енергii зiрки. Якщо температура в ядрi зiрки велика, то цi енергетичнi втрати можуть мати серйознi наслiдки, тому що вони приводять до зниження тиску випромiнювання, необхiдного для пiдтримки стiйкостi зiрки. РЖ як наслiдок цього, у дiю знову вступають гравiтацiйнi сили, покликанi доставити зiрцi необхiдну енергiю. Сили гравiтацii усе швидше стискають зiрку, заповнюючи енергiю, вiднесену нейтрино. Як i колись стиск зiрки супроводжуiться ростом температури, що, зрештою, досягають 4-5 млрд. К. Тепер подii розвиваються трохи iнакше. Ядро, що складаiться з елементiв групи залiза, пiддаiться серйозним змiнам: елементи цiii групи вже не вступають у реакцii з утворенням бiльш важких елементiв, а починають знову перетворюватися в гелiй, випускаючи при цьому колосальний потiк нейтронiв. Велика частина цих нейтронiв захоплюiться речовиною зовнiшнiх шарiв зiрки i бере участь у створеннi важких елементiв.

На цьому етапi, як указуi Хойл, зiрка досягаi критичного стану. Коли створювалися важкi хiмiчнi елементи, енергiя вивiльнялася в результатi злиття легких ядер. Тим самим величезноi ii кiлькостi зiрка видiляла протягом сотень мiльйонiв рокiв. Тепер же кiнцевi продукти ядерних реакцiй знову розпадаються, утворити гелiй: зiрка виявляiться змушеноi заповнити втрачену ранiше енергiю. Залишаiться останнi ii надбання - гравiтацiя. Але щоб зiрка могла скористатися цим резервом, щiльнiсть ii ядра повинна збiльшуватися украй швидко, тобто ядро повинне рiзко; вi

Вместе с этим смотрят:

Aerospace industry in the Russian province

РЖсторiя астрономii

РЖсторiя ракетобудування Украiни

РЖсторiя спостереження НЛО

Авиационно-космические отрасли в российской провинции