Реферат: Еволюція зірок

Астрономи порівнюють процес остигання гарячого білого карлика з остиганням залізної лозини, вийнятого з вогню. Спочатку білий карлик прохолоджується швидко, але в міру спаду температури усередині нього охолодження сповільнюється. Відповідно до оцінок, за перші сотні мільйонів років світність білого карлика падає на 1% від світності Сонця. Зрештою, білий карлик повинний зникнути і стати чорним карликом, однак на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох учених, представляється досить сумнівним, щоб вік Всесвіту був досить великий для появи в ній чорних карликів.

Інші астрономи вважають, що й у початковій фазі, коли білий карлик ще досить гарячий, швидкість охолодження невелика. А коли температура його поверхні падає до величини порядку температури Сонця, швидкість охолодження збільшується і угасання відбувається дуже швидко. Коли надра білого карлика досить остигнуть, вони затвердіють.

Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів у ній повинно бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи починають пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна установити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сиріуса. Але лише деякі білі карлики входять до складу подвійних зірок. У трьох найбільше добре вивчених випадках маси білих карликів, обмірювані, з точністю понад 10% виявилися менше маси Сонця і складали приблизно половину неї. Теоретично гранична маса для цілком не обертової зірки повинна бути в 1,2 рази більше маси Сонця. Однак якщо зірки обертаються, а цілком ймовірно, так воно і є, те цілком можливі маси, у кілька разів перевищуючі сонячну.

Сила ваги на поверхні білих карликів приблизно в 60-70 разів більше, ніж на Сонце. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонце він важив би 2тонни, а на поверхні білого карлика його вага складала б 120-140 тонн. З обліком того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їхні маси майже збігаються, можна укласти, що сила ваги на поверхні будь-якого білого карлика приблизно та сама. В Уселеної багато білих карликів. Один час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар, показало, що їхня кількість перевищує 1500. Астрономи думають, що частота виникнення білих карликів постійна, принаймні, протягом останніх 5 млрд. років. Можливо, білі карлики складають найбільш численний клас об'єктів на небі. Удалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом у 30 світлового років повинне знаходитися близько 100 таких зірок. Виникає питання: чи всі зірки стають білими карликами наприкінці свого еволюційного шляху? Якщо ні, то яка частина зірок переходить у стадію білого карлика?

Найважливіший крок у рішенні проблеми був зроблений, коли астрономи нанесли положення центральних зірок планетарних туманностей на діаграму температура - світність. Щоб розібратися у властивостях зірок, розташованих у центрі планетарних туманностей, розглянемо ці небесні тіла.

На фотографіях планетарна туманність виглядає як протяжна маса газів еліпсоїдної форми зі слабкої, але гарячою зіркою в центрі. У дійсності ця маса являє собою складну турбулентну, концентричну оболонку, що розширюється зі швидкостями 15-50 км/с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, на ділі вони є оболонками, і швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км/с. Виявилося, що діаметри декількох планетарних туманностей, до яких удалося вимірити відстань, складають порядку 1 світлового року, або близько 10 трильйонів кілометрів. Розширюючи з зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже вирядженим і не може збуджуватися, а отже, його не можна побачити опісля 100 000 років.

Багато планетарних туманностей, що спостерігаються нами сьогодні, народилися в останні 50000 років, а типовий їхній вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей - найбільш гарячі об'єкти серед відомих у природі. Температура їхньої поверхні міняється від 50 000 до 1млн. К. Через надзвичайно високі температури велика частина випромінювання зірки приходиться на далеку ультрафіолетову область електромагніт іншого спектра. Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетвориться і перевипромінюється газом оболонки у видимій області спектра, що і дозволяє нам спостерігати оболонку. Це означає, що оболонки значно яскравіше, ніж центральні зірки, - які насправді є джерелом енергії, - тому що величезна кількість випромінювання зірки приходиться на невидиму частину спектра.

З аналізу характеристик центральних зірок планетарних туманностей випливає, що типове значення їхньої маси укладено в інтервалі 0,6-1 маса Сонця. А для синтезу важких елементів у надрах зірки необхідні великі маси. Кількість водню в цих зірках незначно. Однак газові оболонки багаті воднем і гелієм.

Деякі астрономи вважають, що 50-95 % усіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком зв'язана з планетарними туманностями, принаймні, половина або більш з них відбулися від нормальних зірок головної послідовності, що не проходять через стадію планетарної туманності.

Повна картина утворення білих карликів мрячна і невизначена. Відсутній так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І, проте, загальний висновок такий: багато зірок утрачають частина речовини на шляху до свого фіналу, подібному до стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних «цвинтарях» у виді 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 розростися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися в нейтронні зірки.

НАДНОВІ

Біля семи тисяч років тому у віддаленому куточку космічного простору раптово вибухнула зірка, скинувши із себе зовнішні шари речовини. Порівняно велика і масивна зірка раптом зштовхнулася із серйозною енергетичною проблемою - її фізична цілісність виявилася під погрозою. Коли була пройдена границя стійкості, вибухнув що захоплює, надзвичайно могутній, один із самих катастрофічних у всьому Всесвіті вибухів, що породив наднову зірку.

Шість тисяч років мчався по космічних просторах світло від цієї зірки із сузір'я Тельця і досяг, нарешті, Землі. Це трапилося в 1054р. У Європі наука була тоді занурена в дрімоту, і в арабів вона переживала період застою, але в іншій частині Землі спостерігачі помітили об'єкт, що велично блискає на небі перед сходом Сонця.

Четвертого липня 1054р. китайські астрономи, вдивляючись у небо, побачили світний небесний об'єкт, що був багато яскравіше Венери. Його спостерігали в Пекіні і Кайфіні і назвали "зіркою-гостею". Це був самий яскравий після Сонця об'єкт на небі. Протягом 23 днів, аж до 27 липня 1054р., він був видний навіть удень. Поступово об'єкт ставав слабкіше, але все-таки залишався видимим для неозброєного ока ще 627 днів і нарешті зник 17 квітня 1056р. Це була яскравіша з усіх зареєстрованих - вона сіяла як 500 млн. Сонць. Якби вона знаходила від нас на такій відстані, як найближча до нас зірка альфа Центавра, то навіть самою темною ніччю при її світлі ми могли б вільно читати газету - вона світила б значно яскравіше, ніж повний Місяць.

У європейських хроніках того років немає ніяких згадувань про дану подію, але не слід забувати, щось були роки середньовіччя, коли на європейському континенті майже згасло світло науки.

Один цікавий момент в історії відкриття цієї зірки. У 1955р. Вільям Міллер і Гельмут Абт з обсерваторій Маунт-Вилсон і Маунт-Паломар знайшли доісторичні піктограми на стіні однієї печери в скелі каньйону Навахо в Аризоне. У каньйоні зображення було висічено на камені, а в печері намальовано шматком гематиту - червоного залізняку. На обох малюнках зображені кружок і півмісяць. Міллер витлумачує ці фігури як зображення місячного серпа і зірки; на його думку, вони, можливо, відображають появу наднової у 1054р. Для такого висновку є дві підстави: по-перше, у 1054р., коли спалахнула наднова, фаза Місяця і її розташування відносно наднової були саме такими, як показано на малюнку.

По-друге, по знайденим у тих місцях глиняним черепкам установлено, що біля тисячі років тому в цій місцевості жили індіанці. Таким чином, малюнки, очевидно, є художнім зображенням наднової, зробленим древніми індіанцями.

Після фотографування і ретельного дослідження ділянки неба, де знаходилася наднова, було виявлено, що залишки наднової утворять складну хаотичну газову оболонку, що розширюється, що укладає кілька зірок. Весь цей комплекс із газу і зірок був названий Крабовидної туманністю. Джерелом речовини туманності є одна з центральних зірок, та сама, котра вибухнула сім тисяч років тому. Це нейтронна зірка. Вона має температуру 6-7 млн. К и надзвичайно малий діаметр. По фотографіях і спектрограмам можна визначити фізичні характеристики зірки.

У результаті дослідження з'ясувалося, що в Крабовидної туманності розрізняються два типи випромінюючих областей. По-перше, це волокниста сітка, що складається з газу, нагрітого до декількох десятків тисяч градусів і іонізованого під дією інтенсивного ультрафіолетового випромінювання центральної зірки; газ містить у собі водень, гелій, кисень, неон, сірку. І, по-друге, велика світна аморфна область, на тлі якої ми бачимо газові волокна.

По фотографіях, зробленим біля дванадцяти років тому, виявлено, що деякі з волокон туманності рухаються від її центра назовні. Знаючи кутові розміри, а також приблизна відстань і швидкість розширення, учені визначили, що біля дев'яти сторіч назад на місці туманності було крапкове джерело. Таким чином, удалося встановити прямий зв'язок між крабовидної туманністю і тим вибухом наднової, що майже тисячу років тому спостерігали китайські і японські астрономи.

Питання про причини вибухів наднових як і раніше залишається предметом дискусій і є приводом для висування суперечливих гіпотез.

Зірка з масою, що перевершує сонячну приблизно на 20%, може згодом стати хитливої. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленому наприкінці 30-х років нашого сторіччя, астроном Чандрасекар. Він установив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічним змінам, у результаті чого досягається деякий рівноважний стан, що дозволяє зірці гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Усі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її очікують неймовірні зміни.

Як ми бачили, стійкість зірки визначається співвідношенням між силами гравітації, що прагнуть зжати зірку, і силами тиску, що розширюють неї зсередини. Ми також знаємо, що на останніх стадіях зоряної еволюції, коли виснажуються запаси ядерного пального, це співвідношення забезпечується за рахунок ефекту виродження, що може привести зірку до стадії білого карлика, і дозволить їй провести залишок життя в такому стані. Ставши білим карликом, зірка поступово остигає і закінчує своє життя, перетворивши в холодний, безжиттєвий, 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 потрібен внутрішнє джерело енергії. У процесі звичайної еволюції зірка поступово використовує для цього ядерне пальне. Однак як може зірка добути енергію на останніх стадіях зоряної еволюції, коли ядерне паливо, що регулярно поставляє енергію, на результаті? Звичайно вона ще не енергетичний «банкрут», вона великий, масивний об'єкт, значна частина маси якого знаходиться на великій відстані від центра, і в неї в запасі ще є гравітаційна енергія. Вона подібна каменеві, що лежить на вершині високої гори, і завдяки своєму місцю розташування володіючого потенційною енергією. Енергія, укладена в зовнішніх шарах зірки, як би знаходиться у величезній коморі, з якої в потрібний момент її можна витягти.

Отже, щоб підтримувати тиск, зірка тепер починає стискуватися, поповнюючи, таким чином, запас своєї внутрішньої енергії. Як довго продовжується цей стиск? Фред Хойл і його колеги ретельно досліджували подібну ситуацію і прийшли до висновку, що в дійсності відбувається катастрофічний стиск, за яким випливає катастрофічний вибух. Поштовхом вибухові, що рятує зірку від надлишку маси, є значення щільності, створюване при стиску. Позбувшись від надлишкової маси, зірка відразу повертається на шлях звичайного вгасання.

Найбільший інтерес для вчених представляє процес, у ході якого крок за кроком здійснюється поступове вигоряння ядерного палива. Для розрахунку цього процесу використовується інформація, отримана з лабораторних досвідів; величезну роль при цьому грають сучасні швидкодіючі обчислювальні машини. Хойл і Фаулер змоделювали за допомогою ЕОМ процес енерговиділення в зірці і простежили її хід. Як приклад вони взяли зірку, маса якої втроє перевершує сонячну, тобто зірку, що знаходиться далеко за межею Чандрасекара. Зірка з такою масою повинна мати світність, у 60 разів перевищуючу світність Сонця, і час життя близько 600 млн. років.

Ми вже знаємо, що в ході звичайних термоядерних реакцій, що протікають у надрах зірки майже протягом усього її життя, водень перетворюється в гелій. Після того як значна частина речовини зірки перетвориться в гелій, температура в її центрі зростає. При збільшенні температури приблизно до 200 млн. До ядерним пальним стає гелій, що потім перетворюється в кисень і неон. Таким чином, гелієве ядро починає породжувати більш важке ядро, що складається з двох цих хімічних елементів. Тепер зірка стає багатошарової енергопроводящою системою. У тонкій оболонці, по одну сторону від якої знаходиться водень, а по іншу гелій, відбувається перетворення водню в гелій; ця реакція йде з виділенням енергії. Тому, поки така реакція здійснюється, температура ядра зірки неухильно росте. Стиск зірки веде до ущільнення її ядра і росту температури в центрі до 200-300 млн. К. Але навіть при настільки високих температурах кисень і неон цілком стійкі і не вступають у ядерні реакції. Однак через якийсь час ядро стає ще щільніше, температура подвоюється, тепер вона вже дорівнює 600 млн. К. І тоді ядерним паливом стає неон, що у ході реакцій перетворюється, а магній і кремній. Утворення 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 от витрачений весь неон у ядрі. Ядро починає стискуватися, і знову стиск супроводжується ростом температури. Настає наступний етап, коли кожні два атоми кисню, з'єднуючись, породжують атом кремнію й атом гелію. Атоми кремнію, з'єднуючись попарно, утворять атоми нікелю, що незабаром перетворюються в атоми заліза. У ядерні реакції, що супроводжуються виникненням нових хімічних елементів, вступають не тільки нейтрони, але також протони й 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 через велику температуру відбуваються деякі нові явища.