Народження та еволюція зірок

План

1. Діаграма Герцшпрунга-Рассела

2. Еволюція зірок

3. Білі карлики

Глянувши на небо навіть побіжно, легко помітити, що світ зірок надзвичайно різноманітний. Зірки насамперед відрізняються блиском і кольором. Зрозуміло, видимий блиск ще не дає достовірного уявлення про те, яку кількість світла випромінює в простір та чи інша зірка. Якби всі зірки розмішувалися на однаковій відстані від Землі, то відповідь на це питання була б простою — більш яскраві зірки є і більш потужними випромінювачами. Але насправді доводиться спочатку визначати відстань до зірки, а потім за її видимою яскравістю та відомою відстанню обчислювати справжню світність зірки.

Чим масивніша зірка, тим більша її світність. Однак маси зірок не можуть бути довільними. Якщо,,скажімо, тіло має масу, яка в десятки разів менша, ніж у Сонця, то температура в надрах цього тіла недостатня для виникнення ядерних реакцій. Тіло з такою масою ніколи не стане самосвітним, тобто ніколи не перетвориться на зірку. Така доля, наприклад, у Юпітера, який за своєю масою "не дотягує" до зірки.

Є, очевидно, і верхня межа зоряної маси. У всякому разі, у Метагалактиці вкрай рідко зустрічаються зірки з масами, які б у десятки разів перевищували масу Сонця. А от розміри зірок дуже різні — від надгігантів, діаметр яких більший за діаметр земної орбіти, до карликових, нейтронних зірок, поперечник яких становить близько десяти кілометрів.

Діаграма Герцшпрунга-Рассела

Вивчаючи спектри зірок, астрономи з'ясували їх склад. Одночасно вдалося визначити температуру поверхонь зірок. Знаючи справжню світність і поверхневу температуру зірки, астрономи можуть зробити багато важливих умовиводів. На початку XX століття датський астроном Ейнар Герцшпрунг та американський астроном Генрі Норріс Рассел незалежно один від одного виявили, як багато цікавих висновків можна одержати з діаграми світність-температура. Світності зірок при цьому відкладаються

по вертикальній осі, а поверхнева температура — по горизонтальній осі. Кожну зірку на небі, для якої відомі її світність і температура поверхні, можна зобразити на цій діаграмі у вигляді точки. Наприклад, світність Сонця дорівнює 1, а його температура близька до 6000 К, тому Сонце зображується точкою приблизно посередині діаграми. Цей графік названий діаграмою Герцшпрунга-Рассела.

Видно, що точки, які зображують зірки, розміщені по всій діаграмі не безладно. Навпаки, вони групуються в трьох основних областях. Більшість зірок, які ми спостерігаємо на небі, належать до головної послідовності. Головна послідовність проходить через усю діаграму по діагоналі від яскравих гарячих зірок у лівому верхньому кутку до слабких холодних зірок у правому нижньому кутку. Сонце теж є зіркою головної послідовності.

Крім головної послідовності, є інша велика група зірок у правому верхньому кутку діаграми Герцшпрунга-Рассела. Ці зірки яскраві та холодні. Вони випромінюють світла в тисячі разів більше, ніж Сонце, але їх поверхневі температури становлять усього 3000-4000 К. Отже, за своїми розмірами ці зірки повинні бути гігантськими. Пересічні діаметри таких зірок становлять кілька сотень мільйонів кілометрів. Оскільки ці зірки холодні, вони випромінюють переважно червонувате світло. Тому їх називають червоними гігантами.

Майже кожна червона зірка, яку можна спостерігати на небі, — це червоний гігант. Наприклад, серед найбільш яскравих — Бетельгейзе в Оріоні, Антарес у Скорпіоні, Альдебаран у Тільці. Усі інші зірки, видимі неозброєним оком, — це зірки головної послідовності.

У гарний телескоп можна побачити зірки ще одного типу, які не належать ні до червоних гігантів, ні до головної послідовності. Цей третій тип включає дуже гарячі й дуже слабкі зірки. Поверхнева температура, характерна для цих зірок, від 10000 до 20000 К, а випромінюють вони лише 0,01 частину світла, яке випромінює Сонце. Тому точки, що зображують ці зірки, зосереджені в лівому нижньому куті діаграми Гецшпрунга-Рассела. Дуже гарячі зірки випромінюють, в основному, блакитнувато-біле світло; ці слабкі зірки повинні бути невеликими. Як правило, за розмірами вони схожі на Землю (тобто мають діаметр приблизно 15000 км), і тому їх називають білими карликами.

Роль діаграми Герцшпрунга — Рассела важко переоцінити. Існують якісь важливі причини, з яких більшість зірок — це або зірки головної послідовності, або червоні гіганти, або білі карлики. Зрозуміло, є і виключення, але факт залишається фактом — більшість зірок мільярди років своєї біографії залишаються членами одного із цих трьох основних сімейств.

Зірки еволюціонують. Це означає, що протягом свого життя зірка змінює свою світність і поверхневу температуру. Інакше кажучи, точка, що зображує зірку, повинна переміщатися по діаграмі Герцшпрунга — Рассела.

Еволюція зірок

Спостерігаючи небо, астрономи часто виявляють величезні хмарні скупчення газу. Прекрасним прикладом цього явища є туманність Оріона (її називають М42), яку іноді вдається побачити і неозброєним оком поблизу середньої зірки в мечі Оріона.

Уявімо собі одну з таких холодних і темних хмар газу й пилу. Можна припустити" що вона не є абсолютно однорідною, а містить згущення, у яких газ має трохи більшу густину, між у сусідніх частинах хмари. Оскільки таке згущення містить більше речовини, ніж його оточення, воно створює і набагато сильніше поле тяжіння; отже, воно буде притягати навколишню речовину. У результаті згущення ставатиме все більш масивним і породжуватиме все сильніше гравітаційне поле, яке, у свою чергу, притягуватиме ще більше речовини. Шляхом такої акреції згущення росте як за розмірами, так і за масою, поки в ньому не збереться, нарешті, величезна кількість речовини — як багато мас Сонця, — розподілена в об'ємі, який багаторазово перевищує розміри Сонячної системи.

Детальні розрахунки показують, що така протозірка є нестійкою. Справа в тому, що відсутній будь-який опір величезному тиску газу. Тому протозірка починає стискатися. У міру того, як речовина цієї величезної газової кулі займає все менший і менший об'єм, починають різко збільшуватися тиск і густина всередині протозірки. Температура поблизу центра протозірки в процесі її стиснення підвищується все більше і більше. Нарешті, коли температура в центрі досягає 10 мільйонів градусів, ядра атомів водню починають зіштовхуватися із такою силою, що зливаються між собою, утворюючи ядра атомів гелію. У процесі такої термоядерної реакції, коли водень перетворюється на гелій, виділяється величезна кількість енергії. Це той же процес, який відбувається у водневій бомбі. Виділення енергії настільки потужне, що спроможне зупинити стиснення. Так народжується зірка.

У процесі стиснення протозірки точка, яка зображує її на діаграмі Герцшлрунга — Рассела, дуже швидко переміщується по діаграмі, оскільки швидко змінюються умови на поверхні протозірки. Спочатку, у міру зменшення розмірів протозірки, її світність зменшується. Пізніше, безпосередньо перед "запалюванням" термоядерної реакції, поверхнева температура протозірки швидко зростає. Відповідно до розрахунків, ця точка-зірка на діаграмі зупиняється, коли в серцевині зірки починається "спалювання" водню, причому ця точка зупинки відповідає головній послідовності.

Таким чином, у центральній частині кожної зірки головної послідовності відбувається "спалювання" водню. Таке "спалювання" в масивних зірках відбувається з величезною швидкістю. Тому більш масивні зірки і є найбільш яскравими. У зірок з малою масою "спалювання" водню відбувається набагато повільніше, і тому менш масивні зірки світяться значно слабкіше.

Сонце — типовий приклад зірки головної послідовності; кожної секунди в ньому перетворюється на гелій 600 мільйонів тонн водню.

Зрештою, у центрі зірки головної послідовності весь водень вичерпується. Виснаження запасів водню призводить до великих змін центральна область зірки знову починає стискатися — адже знову немає нічого, що б її стримувало. При стисненні знову починають стрімко зростати тиск, густина й температура. Нарешті, коли температура в центрі зірки досягне 100 мільйонів градусів, ядра атомів гелію

(що нагромадилися на стадії "спалювання" водню) почнуть при зіткненнях зливатися між собою та утворювати ядра вуглецю. Таке включення "спалювання" гелію в серцевині зірки спричинює величезне додаткове виділення енергії. До того ж виділення енергії у процесі стиснення центральної області зірки немовби роздуває її поверхню. Зірка розширюється, а гази її атмосфери охолоджуються до 3000-4000 К. Утворюється гігантська зірка, яка має діаметр близько третини мільярда кілометрів, з низькою температурою поверхні червоний гігант.

Приблизно через 5 мільярдів років виснажаться всі запаси водню в надрах Сонця. Центральна область почне стрімко стискатися, а поверхня Сонця — розширюватися; увімкнеться механізм "спалювання" гелію. За порівняно короткий проміжок часу (менш як за мільярд років) дивовижно роздуте Сонце поглине Землю й наша планета перетвориться на пару.

Але так само, як у свій час виснажилися запаси водню, настане черга і гелію. Почнеться ще одне стрімке стиснення серцевини зірки, і якщо вона раніше була значно масивнішою від нашого Сонця, то відбудеться включення ще більш екзотичних термоядерних реакцій — таких як "спалювання" вуглецю, кисню й кремнію. Саме внаслідок таких процесів у масивних зірках народжуються важкі елементи.

Хоч ми поки що розуміємо не все, що відбувається, прийнято вважати, що на пізніх етапах еволюції зірки стають надзвичайно нестійкими.

Зрештою, ця