Тема. Утворення та еволюція зір
Еволюція зір. Протозорі. Астрономи створили теорію еволюції зір завдяки тому, що в космосі можна спостерігати мільярди зір різного віку. Всесвіт — це своєрідний космічний парк, у якому зорі народжуються, певний час світять, а потім гинуть. Важко побачити зорю до її народження, поки вона не почне світитися у видимій частині спектра. Зорі зароджуються разом із планетами з розріджених газопилових хмар, які утворюються після вибуху старих зір.
За допомогою сучасних телескопів астрономи виявили в космосі сотні таких величезних газопилових туманностей, де зараз відбувається утворення молодих світів (рис. 1.1). Наприклад, такі своєрідні «ясла» новонароджених зір можна побачити в сузір’ї Оріон (рис. 1.2) та зоряному скупченні Плеяди (рис. 1.3).
Доля зорі та тривалість її життя залежать від початкової маси зародка зорі — протозорі. Якщо вона була в кілька разів більшою, ніж маса Сонця, то під час гравітаційного стиснення утворюються гарячі зорі спектральних класів О та В. Протозорі з такою початковою масою, як маса Сонця, під час гравітаційного стиснення нагріваються до температури 6000 К.
Протозорі з масою у кілька разів меншою, ніж сонячна, можуть перетворитися тільки на червоних карликів. Найменша маса, яка необхідна для початку термоядерних реакцій у надрах зорі, дорівнює майже 0,08 маси Сонця. Об’єкти меншої маси ніколи не перетворяться на зорі — вони будуть випромінювати енергію тільки в інфрачервоній частині спектра. Такі космічні тіла ми спостерігаємо навіть у Сонячній системі — це планети-гіганти Юпітер, Сатурн, Нептун. Можливо, що в міжзоряному просторі кількість таких холодних інфрачервоних тіл (їх ще називають коричневі карлики) може бути набагато більшою, ніж видимих зір.
Білі карлики. Нейтронні зорі. Білі карлики — зорі низької світності з масами, порівняними із масою Сонця, та високо ефективними температурами. Назва «білі карлики» пов’язана з кольором перших відкритих представників цього класу — Сіріуса В і 40 Ерідана В (рис. 1.4).
Сучасні теоретичні розрахунки показують, що нейтронні зорі і пульсари — це одні й ті самі об’єкти. Внаслідок стискування нейтронної зорі має виконуватися закон збереження моменту імпульсу. Цей закон часто демонструють на льоду фігуристи, коли треба викликати швидке обертання свого тіла навколо осі. Спортсмени спочатку починають повільно обертатися навколо осі з витягнутими в різні сторони руками. Потім поступово руки підводять до тулуба, при цьому кутова швидкість обертання різко зростає. Таке саме зростання кутової швидкості спостерігається при зменшенні радіуса зорі. Наприклад, зараз Сонце обертається навколо своєї осі з періодом приблизно 28 діб. Якби радіус Сонця зменшився до 10 км, то його період обертання дорівнював би 1 с. При гравітаційному стисненні настільки зростає напруженість магнітного поля зорі, що вона «випускає» випромінювання тільки через магнітні полюси у вигляді своєрідних «прожекторів», які описують у космосі величезний конус. Можливо, що в Галактиці існують мільйони нейтронних зір, але зареєстровано понад 2,5 тис. у вигляді пульсарів (рис. 1.5), адже більшість таких «прожекторів» не спрямована на Землю.
Рис. 1.1. За допомогою сучасних телескопів астрономи виявили в космосі сотні величезних газопилових туманностей, де зараз відбувається утворення молодих світів
Рис. 1.2. Туманність у сузір’ї Оріон можна побачити неозброєним оком. Відстань до неї близько 1000 св. років
Рис. 1.3. Туманність у зоряному скупченні Плеяди, з якої утворюються нові зорі
Рис. 1.4. Білий карлик Сіріус В поруч з зорею Сіріус А (Сіріус В — точка у лівому нижньому квадраті)
Рис. 1.5. Один Із зареєстрованих пульсарів
Контрольні запитання
- 1. Яка зоря молодша: Нова чи протозоря?
- 2. Яку характеристику зорі підкреслює термін «білий карлик» — низьку світність чи низьку температуру?
- 4. Опишіть процес утворення протозорі.
- 5. Чому нейтронна зоря має таку назву?
- 6. Поясніть, чому протозоря припиняє стиснення.
- 7. За рахунок якої енергії світяться білі карлики, якщо всередині їх не відбуваються ядерні реакції?
2. Кінцева стадія еволюції Сонця. Чорні діри. Чорні діри зоряних мас в подвійних системах. Надмасивна чорна діра в центрі Галактики
Кінцева стадія еволюції Сонця. Теоретичні розрахунки показують, що такі зорі, як Сонце, ніколи не стануть чорними дірами, оскільки вони мають недостатню масу для гравітаційного стиснення до критичного радіуса (рис. 2.1).
У стані гравітаційної рівноваги Сонце може світити 1010 років, але ми не можемо точно визначити його вік, тобто скільки часу пройшло від його утворення. Щоправда, за допомогою радіоактивного розпаду важких хімічних елементів можна визначити приблизний вік Землі — 4,5 млрд років, але Сонце могло утворитися раніше, ніж сформувалися планети. Якщо все-таки зорі й планети формуються одночасно, то Сонце може світити в майбутньому ще 5 млрд років.
Після того як у ядрі весь гідроген перетвориться на гелій, порушиться рівновага в надрах Сонця, і воно може перетворитись у змінну пульсуючу зорю — цефеїду. Потім через нестабільність радіус Сонця почне збільшуватись, а температура фотосфери знизиться до 4000 К — Сонце перетвориться на червоного гіганта. На небосхилі Землі буде світитися велетенська червона куля, кутовий діаметр якої збільшиться в 10 разів у порівнянні із сучасним Сонцем і буде сягати 5°. Блакитного неба на Землі не стане, тому що світність майбутнього Сонця зросте в десятки разів, а температура на поверхні нашої планети буде більш ніж 1000 К. Википлять океани, і Земля перетвориться на страшну гарячу пустелю, чимось схожу на сучасну Венеру.
Рис. 2.1. Схема еволюції Сонця
Рис. 2.2. Горизонт події чорної діри
У Сонячній системі така температура, яка зараз на Землі, буде тільки на околицях — на супутниках Сатурна і Урана. У стадії червоного гіганта Сонце буде світити приблизно 100 млн років, після чого верхня оболонка відірветься від ядра і почне розширюватись у міжзоряний простір у вигляді планетарної туманності. При розширенні напевно випаруються всі планети земної групи, і на місці Сонця залишиться білий карлик — маленьке гаряче ядро, у якому колись протікали термоядерні реакції. Радіус білого карлика буде не більший, ніж у Землі, але густина сягатиме 10 10 кг/м 3 . Білий карлик не має джерел енергії, тому температура його поверхні поступово знизиться, і остання стадія еволюції нашого Сонця — холодний білий карлик.
Чорні діри. Чорні діри утворюються на останній стадії еволюції зір із масою більш ніж ЗМ. Така дивна назва пов’язана з тим, що з чорної діри назовні не може вирватися ані випромінювання, ані елементарна частинка. Межу простору, за яку не виходить світло, називають горизонтом події чорної діри (рис. 2.2). Радіус чорної діри залежить від її маси і може бути від кількох сантиметрів або метрів до мільярдів кілометрів.
Для того, щоб тяжіння не дало змоги випромінюванню вирватися за горизонт подій, маса М, що створює це поле, має стиснутися до об’єму з радіусом, який менший від гравітаційного радіуса.
Гравітаційний радіус обчислюють за формулою:
де G — гравітаційна стала, с — швидкість світла.
При стисненні об’єкта у кулю з радіусом рівним радіусу Шварцшильда або менший за нього, відбувається незворотний гравітаційний колапс, тобто об’єкт перетворюється на чорну діру (рис. 2.3, 2.4). Сфера Шварцшильда є межею чорної діри, що виникає під час стиснення сферичної маси, яка не обертається.
Попри те, що безпосередньо спостерігати чорну діру неможливо, її наявність може бути встановлено через взаємодію з іншою речовиною, світлом або іншим електромагнітним випромінюванням. Із зоряних рухів може бути обчислено масу та положення невидимого компонента. Було відкрито кілька подвійних зоряних систем, в яких одна із зір невидима, але має існувати, тому що вона змушує своєю гравітаційною силою іншу, видиму, зорю обертатися навколо їхнього спільного центра мас. Таким чином, ці невидимі зорі є ймовірними кандидатами в чорні діри. Астрономи ідентифікували численних кандидатів у чорні діри зоряних мас у подвійних системах, вивчаючи рух їхніх компаньйонів таким чином.
Чорна діра — об’єкт, маса М якого стиснута всередині його сфери Шварцшильда
Гравітаційний радіус, Сфера (радіус) Шварцшильда — радіус сферичного тіла, при якому його друга космічна швидкість дорівнює швидкості світла
Рис. 2.3. Комп’ютерна модель сфери Шварцшильда
У 2019 р. отримано перше пряме зображення чорної діри. Також їх спостерігають непрямими методами за викривленням світла в колі їхньої гравітації.
Чорні діри зоряних мас у подвійних системах. Чорні діри зоряних мас спостерігаються у складі тісних подвійних систем. Речовина зорі-супутника перетікає на чорну діру по спіралі. При цьому утворюється акреційний диск, який випромінює в рентгенівському й гамма-діапазонах. Перша чорна діра була відкрита 1967 р. в сузір’ї Лебедя. До 2004 р. рентгенівський космічний телескоп RXTE вірогідно виявив 15 чорних дір в подвійних зоряних системах в нашій Галактиці.
Маси велетенських чорних дір у ядрах галактик визначають за швидкостями руху зір. Станом на 2004 р. так визначено маси центральних чорних дір у 30 галактиках, зокрема і в нашій. Також чорні діри можуть бути виявлені завдяки явищу гравітаційного лінзування (при проходженні чорної діри між звичайною зорею і спостерігачем відбувається візуальне збільшення яскравості зорі, оскільки гравітаційне поле чорної діри викривляє світлові промені). Це явище також називають кільцями Айнштайна.
Рис. 2.4. Простір-час всередині сфери Шварцшильда: 1. Звичайний простір ззовні кротовини. 2. Тунель між областями простору. 3. Шлях променя світла звичайним простором. 4. Шлях променя світла через кротовину. 5. Вхід у кротовину
Акреція — падіння речовини на гравітуюче тіло із навколишнього середовища
Уявіть собі, що космічний корабель наближається до чорної діри. Його швидкість має поступово зростати до швидкості світла. Але згідно з теорією відносності швидкість матеріального тіла, маса спокою якого відрізняється від нуля, ніколи не досягне швидкості світла. Тобто за земним годинником уявний космічний корабель ніколи не долетить до межі чорної діри, тому що час для космонавтів на борту корабля буде сповільнюватися. Якщо космонавти будуть підтримувати зв’язок із Землею за допомогою радіо, то сповільнення часу проявиться у тому, що сигнали з корабля будуть надходити все рідше і рідше. З іншого боку, космонавти на космічному кораблі спостерігатимуть зовсім інший плин часу — сигнали від землян будуть надходити все частіше і частіше. Тобто космонавти на кораблі, який падає у чорну діру, могли б побачити далеке майбутнє нашого світу, але вони не зможуть передати нам інформацію про наше майбутнє, адже сигнал через межу чорної діри ніколи не досягне Землі.
Дізнайтеся про гіпотетичні антиподи чорних дір.
Надмасивна чорна діра в центрі Галактики. Центр Галактики містить компактний об’єкт із дуже великою масою (близько 4,3 млн М⊙), розташований у напрямку сузір’я Стрільця. Цей об’єкт має назву Стрілець А* (англ. Sagittarius А*, рис. 2.4), більшість вчених вважає його надмасивною чорною дірою (рис. 2.5).
У 2002 р. міжнародна дослідницька група Інституту Макса Планка на чолі з Райнером Шеделем повідомила про результати спостереження руху зорі S2 навколо об’єкта Стрілець А* за десять років. Вони доводили, що Стрілець А* — об’єкт величезної маси. З аналізу елементів орбіти було визначено, що маса об’єкта становить 2,6 ± 0,2 млн мас Сонця. Ця маса міститься в об’ємі діаметром не більш ніж 120 а. о. Подальші спостереження встановили більш точне значення маси — 3,7 млн мас Сонця, радіусом не більш ніж 45 а. о. Для порівняння: Плутон віддалений від Сонця на 39,53 а. о. Ці спостереження дозволили припустити, що об’єкт Стрілець А* пов’язаний з чорною дірою.
Рис. 2.5. Надмасивна чорна діра Стрілець А*
Рис. 2.6. Щільні хмари космічного пилу навколо ядра Галактики
Рис. 2.7. Зорі в межах ± 0,5″ від центру Галактики
До кінця 1960-х років не існувало ефективних інструментів для вивчення центральних областей Галактики, оскільки щільні хмари космічного пилу (рис. 2.6), які закривають від спостерігача галактичне ядро, повністю поглинають видиме випромінювання, що йде від нього, і значно ускладнюють роботу в радіодіапазоні.
З появою інфрачервоних детекторів високої роздільної здатності з’явилась можливість спостерігати окремі зорі в центральних областях Галактики (рис. 2.7). Вивчення їхніх спектральних характеристик виявило, що більшість із них належить до молодих зір віком кілька мільйонів років. Всупереч поглядам, які прийняті раніше, було встановлено, що в околицях надмасивної чорної діри активно йде процес зореутворення.
Деякі дослідники вважають, що джерелом газу для цього процесу є два пласкі акреційні газові кільця (рис. 2.8), виявлені в центрі Галактики в 1980-х рр. Проте внутрішній діаметр цих кілець занадто великий, щоб пояснити процес зореутворення в безпосередній близькості від чорної діри. Зорі, що розташовуються в радіусі 10 пк від чорної діри (так звані S-зорі), мають довільний напрямок руху орбітальних моментів, що суперечить акреційному сценарію їх виникнення. Вважається, що це гарячі ядра червоних гігантів, які утворилися у віддалених районах Галактики, а потім мігрували в центральну зону, де їхні зовнішні оболонки були зірвані припливними силами чорної діри.
Контрольні запитання
- 1. Яку назву дали об’єкту в центрі Галактики?
- 2. Які спостереження припускають, що об’єкт Стрілець А* пов’язаний з чорною дірою?
- 3. Що являють собою чорні діри?
- 4. Що є неможливим: космічний корабель підлетів до чорної діри; космічний корабель відлетів від неї? Поясніть свою думку.
- 5. На підході до сфери Шварцшильда чорної діри гравітаційна сила зростає і на самій сфері стає нескінченною. Поясніть, що відбуватиметься з тілом, яке потрапляє в чорну діру.
Рис. 2.8. Хмари гарячого газу в центрі Галактики
Практичні роботи
- «Визначення параметрів зір за діаграмою Герцшпрунга-Рассела».
- «Моделювання еволюційних шляхів (треків) зір в залежності від значень початкових фізичних характеристик».
§ 51. Зорі. Еволюція зір
Фізичні параметри зір. Різноманітність світу зір тривалий час залишалася прихованою від людського ока. Розвиток фізики й конструювання заснованих на фізичних основах астрономічних приладів допомогли усвідомити, наскільки зорі різні.
Основними фізичними параметрами зорі, які можуть бути тим чи тим способом визначені зі спостережень, є потужність її випромінювання (в астрономії світність), маса, радіус, температура і хімічний склад. Перелічені параметри змінюються в дуже широких межах. Для зручності параметри зір порівнюють з відповідними параметрами Сонця. Так, маси відомих зір лежать у межах від 0,01-0,03 до 60-70 сонячних мас. У своїх розмірах зорі демонструють ще більше розмаїття. За розмірами розрізняють: зорі-надгіганти (мають найбільший розмір), зорі-гіганти, зорі-карлики (Сонце — це зоря-карлик), нейтронні зорі (зовсім малі). На малюнку 216 відображено розміри деяких зір у порівнянні.
Мал. 216. Розміри деяких зір у порівнянні
Якби зоря Бетельгейзе опинилася на місці Сонця, то зайняла б собою частину Сонячної системи аж до орбіти Марса.
Ще ширший діапазон значень світності зір. У порівнянні із Сонцем світність деяких яскравих зір має такі значення:
За кольором і температурою зорі поділяють на:
- блакитні (найбільш розжарені з температурою більше 30 000 К);
- білі (з температурою 10 000 К);
- жовті (з температурою 6000 К, Сонце — жовта зоря);
- червоні (найхолодніші з температурою близько 3000 К).
За розташуванням: поодинокі та кратні — зв’язані силами тяжіння (подвійні, потрійні тощо).
За часом свого розвитку: давні та молоді.
За фізичними властивостями речовини в надрах: нормальні зорі, білі карлики й нейтронні зорі.
Усі параметри зорі між собою пов’язані. Упродовж свого існування зоря змінює масу, розміри, світність, температуру. Простежити життя зорі від початку до кінця неможливо, проте можна спостерігати багато зір, що перебувають на певних стадіях розвитку, і за цими даними відновити еволюційний шлях кожної зорі.
На початку XVII ст. німецький астроном Йоганн Байєр (1572-1625) позначив у своєму зоряному атласі зорі в сузір’ях літерами грецької абетки α (альфа), β (бета), γ (гамма) і т. д. в міру зменшення їхньої яскравості.
Неозброєним оком помітно, що видима яскравість зір різна: одні зорі дуже яскраві й чітко виділяються поміж інших, інші — менш яскраві, а є й дуже слабкі, ледве помітні неозброєним оком. Більшість зір доступна для спостережень лише в телескоп. Як окомірну оцінку світлової енергії, яка надходить від світил, взято спеціальну зоряну шкалу величин, започатковану давньогрецьким астрономом Гіппархом (II ст. до н. е.). Гіппарх поділив усі видимі зорі за яскравістю на 6 своєрідних класів — 6 зоряних величин. Найяскравіші зорі Гіппарх назвав зорями 1-ї величини, менш яскраві — зорями 2-ї величини і т.д., а ледве помітні — 6-ї величини. Тобто, що яскравіший об’єкт, то менша його видима зоряна величина. Дуже яскраві небесні світила мають від’ємну зоряну величину.
Слово «видима» в назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається із Землі, і не дає інформації про справжню потужність джерела світла (наприклад, близька свічка краще освітлює текст, ніж далека електрична лампа). Тому для характеристики зір введено абсолютну зоряну величину.
Абсолютна зоряна величина — це така зоряна величина, яку б мала зоря, якби перебувала від нас на відстані 10 парсек (32,6 світлового року).
У визначенні цього поняття застосовують термін парсек (пк) та світловий рік (св. р.). З’ясуємо, що це таке і як визначають відстані до небесних світил в астрономії. Розглянемо малюнок 217, а. Кут π, під яким із зорі було б видно середній радіус земної орбіти, за умови, що напрямок на зорю перпендикулярний до радіуса, називається річним паралаксом зорі. Термін парсек (пк) утворено від слів «паралакс» і «секунда». Це така відстань, з якої середній радіус земної орбіти видно під кутом 1″ (секунда дуги).
Мал. 217. Паралакси: а — річний; б — горизонтальний
1 пκ ≈ 3,26 св. роки ≈ 206 265 а.ο. ≈ 3,08 · 10 16 м;
1 а. ο. (астрономічна одиниця) = 149 597 870,7 км —
це середня відстань від Землі до Сонця;
1 св. р. (світловий рік) ≈ 9,46 · 10 15 м —
це відстань, яку проходить світло за один рік,
поширюючись зі швидкістю 300 000 км/с.
Відстань найближчої до Землі зорі Проксима (що так і перекладається з грецької як «найближча») становить 1,3 пк ≈ 4,2 св. р. Проте українці зможуть її побачити, подорожуючи до Південної півкулі Землі. З яскравих зір, які можна бачити з території України, найближче до нас перебуває зоря Сіріус (α Великого Пса), відстань до якої 2,6 пк ≈ 8,8 св. р.
Послідовність зір за видимою зоряною величиною має такий вигляд:
Сонце, Сиріус, Арктур, Вега, Капелла, Альтаїр.
А якби всі ці зорі розташовувалися на відстані 10 пк, то послідовність найяскравіших уже була б іншою:
Капелла, Арктур, Вега, Сиріус, Альтаїр, Сонце.
Відстані до планет Сонячної системи були визначені в XVII ст. завдяки вимірюванню горизонтального паралаксу (мал. 217, б). Горизонтальний паралакс — це кут між напрямком на світило (що лежить на горизонті) з якої-небудь точки земної поверхні й напрямком із центра Землі.
Спектральна класифікація зір. Головним джерелом інформації про зорю є її випромінювання. За допомогою спектрального аналізу можна встановити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху та багато іншого. Сонце та інші зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через атмосферу зір та атмосферу Землі. Виявилося, що за хімічним складом зорі практично однакові: 73 % — Гідроген, 25 % — Гелій, 2 % — інші елементи.
Отже, зорі мають різну ефективну температуру 1 й різний візуальний колір (мал. 218, с. 242: від яскраво-блакитного (гарячі зорі з Teff = 60 000-50 000 К) до темно-червоного (холодні зорі з Тeff = 3000-1000 К). Є окремий клас зір — коричневі карлики, які випромінюють енергію тільки в інфрачервоній частині спектра.
1 Ефективна температура, Teff — це температура абсолютно чорного тіла, яке створює потік випромінювання на різних довжинах хвиль такої само потужності, що й реальне тіло.
Мал. 218. Інтенсивність випромінювання зір з різною температурою
Застосовуючи спектрограф, потік випромінювання від зорі розкладають у спектр і вимірюють за допомогою ПЗЗ матриці. Коли спектри було розміщено в ряд, то два сусідні спектри були мало відмінні між собою, але на кінцях ряду вони були разюче несхожими (мал. 219, с. 242). Потім цей ряд було поділено на сім окремих класів і кожний з них позначено літерою в такій послідовності: О—В—А—F—G—К—М (англійське прислів’я: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me» — «О, будь гарною дівчиною, поцілуй мене»).
Мал. 219. Поділ спектрів на класи
Такий поділ спектрів на класи з невеликими змінами й доповненнями використовують дотепер і називають гарвардською класифікацією зоряних спектрів (табл. 14).
Клас
Температура, К
Дійсний колір
Видимий колір
біло-блакитний і білий
Кожний спектральний клас поділяється на 10 підкласів: A0, A1. А9.
Після того, як астрономи змогли фіксувати випромінювання зір в інфрачервоній частині спектра й виявили нові типи зір, для їх класифікації після класу М були введені клас L для коричневих і клас Т для холодних червоних карликів. А також клас Y — для субкоричневих карликів.
Діаграма спектр-світність. На початку XX ст. данський астроном Ейнар Герцшпрунг і дещо пізніше — американський астрофізик Генрі Рассел виявили залежність між виглядом спектра і світністю зір. Цю залежність вони ілюстрували графіком, на якому вздовж вертикальної осі відкладають світність зорі (абсолютну зоряну величину), а вздовж горизонтальної — спектральний клас (температуру). Так з’явилася діаграма (мал. 220), що показує зв’язок двох зоряних параметрів — спектрального класу (температури) і світності (абсолютної зоряної величини). Її називають діаграмою спектр-світність або (на честь обох учених) діаграмою Герцшпрунга — Рассела (Г — Р).
Мал. 220. Діаграма спектр-світність
Значна частина зір на діаграмі Г — Р розміщена вздовж діагональної смуги, що простягається з верхнього лівого кута в нижній правий. Її названо головною послідовністю, а зорі, що лежать на цій смузі, — зорями головної послідовності. Зазначимо, наше Сонце також є зорею головної послідовності та перебуває в тій її частині, що відповідає жовтим зорям.
Поза головною послідовністю праворуч угорі на діаграмі Г — Р розміщена зона червоних гігантів і надгігантів. Це холодні зорі (приблизно 3000° К), що мають набагато більші світності, ніж зорі з такою ж температурою на головній послідовності. Пояснення цієї розбіжності просте: ці зорі мають більші світності через більші розміри. Аналогічно, відмінністю в розмірах можна пояснити значно меншу, ніж у зір головної послідовності, світність групи гарячих білих зір, що є в лівому нижньому куті на тій же діаграмі. Це — білі карлики, дуже компактні зорі з великою густиною й розмірами в десятки чи то й сотні разів меншими від розмірів Сонця. Речовина білих карликів і ядер деяких червоних гігантів і надгігантів має таку велику густину, що газ, з якого вона складається, перебуває у «виродженому» стані. За такого стану ядра атомів в одиниці об’єму запаковані набагато щільніше, ніж у звичайному газі, а тиск газу не залежить від його температури. Тобто тиск залишається високим, навіть якщо температура газу спадає до нуля. Середня густина білих карликів набагато г вища за густину нормальних зір — у середньому 10 6 г/см 3 .
Діаграма спектр-світність, демонструючи залежність зоряних параметрів (температура на поверхні та в ядрі, світність, тривалість життя) від початкової маси зорі, дає можливість простежити весь її життєвий шлях від «народження» до «смерті».
Зоря починає своє існування як холодна, розріджена туманність міжзоряного газу. Потім ця туманність стискається унаслідок тяжіння і поступово набуває форму кулі. Коли температура в центрі досягає близько 10 млн К, починаються термоядерні реакції, і стиснення припиняється, бо від цих реакцій утворюється тиск, який перешкоджає подальшому стисненню зорі. Протозоря стає повноцінною зорею. Якщо маса протозорі була в кілька разів більша, ніж маса Сонця, то під час гравітаційного стиснення утворюються гарячі зорі спектральних класів О і В. Протозорі з такою початковою масою, як маса Сонця, під час гравітаційного стиснення нагріваються до температури 6000 К — зорі класів F і G. Протозорі з масою в кілька разів меншою, ніж сонячна, можуть перетворитися тільки на червоних карликів. Найменша маса, яка необхідна для початку термоядерних реакцій у надрах зорі, дорівнює майже 0,08 маси Сонця. Об’єкти меншої маси ніколи на зорі не перетворяться — вони будуть випромінювати енергію тільки в інфрачервоній частині спектра.
Утворенні зорі «посідають» свої місця на головній послідовності. Настає найстабільніша фаза їх життя, коли в ядрах зір відбувається синтез атомів гелію з атомів водню. Ця фаза становить майже 90 % тривалості життя будь-якої зорі.
За цих умов зоря не змінює своїх параметрів, бо інтенсивне випромінювання енергії з поверхні компенсується джерелом енергії в надрах — термоядерними реакціями. Такий процес триває доти, поки половина Гідрогену в ядрі не перетвориться на Гелій, і тоді інтенсивність термоядерних реакцій може зменшитися. Тривалість стаціонарної фази в житті зорі залежить знову-таки від її маси. Розрахунки показують, що такі зорі, як Сонце, у стані рівноваги світять не менш ніж 10 млрд років. Більш масивні зорі, у надрах яких термоядерні реакції протікають інтенсивніше, в рівновазі світять 100 млн років, а найдовше «мерехтять» маленькі червоні карлики — їхній вік може перевершувати 10 11 років.
Кінцеві стадії еволюції зір. Кінцевий етап еволюції зорі також залежить від її маси. Якщо маса зорі у стані гравітаційної рівноваги більша половини, але менша двох мас Сонця, то після того як Гідроген у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії, зоря знову починає стискатися, поки ядро знову не розігріється до температури, за якої починається вже інша термоядерна реакція — Гелій перетворюється на Карбон з виділенням більшої кількості енергії. Світність зорі зростає в десятки разів, вона розширюється («розпухає») — стає червоним гігантом. Коли ж закінчиться і Гелій, зорі просто «скидають» частину своєї маси (так формуються планетарні туманності), і на цьому етапі все залежить від маси зорі (мал. 221).
Мал. 221. Кінцеві стадії еволюції зір
Якщо маса зорі незначна (не перевищує 1,4 маси Сонця), то її ядро не спроможне втримати роздуту оболонку, яка поступово віддаляється, утворюючи планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро зорі — білий карлик. Ядерних джерел енергії в зорі немає, і вона ще дуже довго світить, повільно охолоджуючись. Такий шлях розвитку буде в Сонця: орієнтовно через 8 млрд років, пройшовши стадію червоного гіганта, воно стане білим карликом (мал. 222).
Мал. 222. Еволюція Сонця
Еволюція масивних зір проходить бурхливіше. Наприкінці свого існування така зоря може вибухнути надновою, а її ядро, різко стиснувшись, стане нейтронною зорею або чорною дірою.
Після спалаху зорі всі планети, які оберталися навколо неї, випаровуються і перетворюються на газопилову туманність, з якої в майбутньому може утворитися нове покоління зір. Тобто у Всесвіті спостерігається своєрідний кругообіг речовини: зорі — спалах зір — туманність — і знову народження молодих зір.
Про інші об’єкти Всесвіту читайте в електронному додатку.
ЗНАЮ, ВМІЮ, РОЗУМІЮ
1. Які зорі мають найвищу температуру на поверхні й до якого спектрального класу вони належать? 2. Зв’язок яких параметрів зорі показує діаграма Герцшпрунга — Рассела? 3. Коли параметри зорі залишаються сталими? 4. Скільки часу може світити Сонце у стані рівноваги? 5. Як гинуть зорі великої маси?