Еволюція зірок

p align="left">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.

Хойл вважає, що при температурах порядку мільярда градусів виникає могутнє гамма-випромінювання, здатне руйнувати ядра атомів. Нейтрони і протони відриваються від ядер, але цей процес оборотний: частки знову з'єднуються, створюючи стійкі комбінації. Коли температура перевищить 1,5 млрд. ДО, більш ймовірними стають процеси розпаду ядер. Цікавий і несподіваним виявився наступний результат: при подальшому збільшенні температури і посиленні процесів руйнування і сполуки ядра в підсумку приєднують усе більше і більше часток і, як наслідок цього, виникають більш важкі хімічні елементи. Так, при температурах 2-5 млрд. До народжуються титан, ванадій, хром, залізо, кобальт, цинк, і ін. Але з усіх цих елементів найбільш представлене залізо. Як і колись, при перетворенні легких елементів у важкі виробляється енергія, що утримує зірку від колапсу. Своєю внутрішньою будівлею зірка тепер нагадує цибулину, кожен шар якої заповнений переважно яким-небудь одним елементом.

Як відзначає Хойл, з утворенням групи заліза зірка виявляється напередодні драматичного вибуху. Ядерні реакції, що протікають у залізному ядрі зірки, приводять до перетворення протонів у нейтрони. При цьому випускаються потоки нейтрино, що несуть із собою в космічний простір значна кількість енергії зірки. Якщо температура в ядрі зірки велика, то ці енергетичні втрати можуть мати серйозні наслідки, тому що вони приводять до зниження тиску випромінювання, необхідного для підтримки стійкості зірки. І як наслідок цього, у дію знову вступають гравітаційні сили, покликані доставити зірці необхідну енергію. Сили гравітації усе швидше стискають зірку, заповнюючи енергію, віднесену нейтрино. Як і колись стиск зірки супроводжується ростом температури, що, зрештою, досягають 4-5 млрд. К. Тепер події розвиваються трохи інакше. Ядро, що складається з елементів групи заліза, піддається серйозним змінам: елементи цієї групи вже не вступають у реакції з утворенням більш важких елементів, а починають знову перетворюватися в гелій, випускаючи при цьому колосальний потік нейтронів. Велика частина цих нейтронів захоплюється речовиною зовнішніх шарів зірки і бере участь у створенні важких елементів.

На цьому етапі, як указує Хойл, зірка досягає критичного стану. Коли створювалися важкі хімічні елементи, енергія вивільнялася в результаті злиття легких ядер. Тим самим величезної її кількості зірка виділяла протягом сотень мільйонів років. Тепер же кінцеві продукти ядерних реакцій знову розпадаються, утворити гелій: зірка виявляється змушеної заповнити втрачену раніше енергію. Залишається останнє її надбання - гравітація. Але щоб зірка могла скористатися цим резервом, щільність її ядра повинна збільшуватися украй швидко, тобто ядро повинне різко; відбувається «вибух усередину», що відривається ядро зірки від її зовнішніх шарів. Він повинний відбутися за лічені секунди. Це і є початок кінця масивної зірки.

Імплозія, або зривши усередину, усуває тиск, що підтримував зовнішні шари зірки, її оболонку, і з цього моменту оболонка, стискуючись, починає падати на ядро. Падіння супроводжується виділенням колосальної кількості енергії - так ще раз виявляє себе гравітація. Виділення енергії приводить у свою чергу до різкого підвищення температури (приблизно 3 млрд. ДО), і падаюча оболонка зірки виявляється в незвичайних для неї температурних умовах. Для зірки з температурою ядра, рівної 2,5 млрд. ДО, легкі елементи оболонки служать потенційним ядерним паливом. Але щоб забезпечити світіння під час вибуху, температура повинна піднятися вище цього значення до 3 млрд. К. Протягом секунди кінетична енергія зірки перетворюється в теплову, і речовина оболонки нагрівається. При такій високій температурі більш легкі елементи - в основному кисень - виявляють вибухову нестійкість і починають взаємодіяти. Підраховано, що за час менше секунди в ході цих ядерних реакцій виділяється енергія, рівна енергії, що Сонце випромінює за мільярд років!

Раптово звільнилася енергія зриває з зірки її зовнішні шари і викидає них у космічний простір зі швидкістю, що досягає декількох тисяч кілометрів у секунду. На ці шари приходиться значна частина маси зірки. Газова оболонка віддаляється від зірки утворити туманність, що простирається на багато мільйонів мільйонів кілометрів.

Газ по інерції продовжує віддалятися від зірки доти, поки, можливо через 100 000 років, речовину туманності не стане настільки вирядженим і дифузійним, що більше вже не зможе збуджуватися короткохвильовим випромінюванням дуже гарячої материнської зірки; тоді ми перестанемо його бачити. Але самій головне: як у речовині, що вибухнула, так і в міжзоряному газі присутній магнітне поле. Стиск газу за фронтом ударної хвилі викликає стиск силових ліній і підвищення напруженості міжзоряного магнітного поля, що у свою чергу приводить до збільшення енергії електронів, і їх прискоренню. У результаті залишається сверхгоряча зірка, маса якої зменшилася саме настільки, щоб вона могла гідно згаснути і вмерти. По всій імовірності вона стане нейтронною зіркою, маса якої в 1,2-2 маси Сонця. Якщо ж її маса більш, ніж удвічі перевищує масу Сонця, то вона, у кінцевому рахунку, може перетворитися в чорну діру.

Наднові - дуже рідкі об'єкти. Історія засвідчила лише кілька випадків появи наднових. Перша - це, звичайно, Крабовидна туманність, друга - Наднова Тихо Бразі, виявлена в 1572р., і третя - Наднова Кеплера, відкрита їм у 1604 р. Недавно стало відомо про наднової у сузір'ї Вовка. Астрономи обчислили, що кожна зоряна система, галактика, у середньому раз у сто-триста років народжує наднову. В даний час астрономами відкрито близько 150 наднових.

Тільки три з них виявилися в нашій Галактиці, хоча існує багато об'єктів, такі, як Петля в Лебедеві і Кассіопея А, що, як припускають, можуть виявитися залишками вибухів наднових Чумацького шляху. Точний час вибуху для Петлі в Лебедеві майже неможливо установити, але думають, що якщо це дійсно залишки вибуху наднової, те Петля в Лебедеві початку своє розширення близько 60 тисяч років тому. Кассіопея А - наймолодша наднова на небі, тому що її розширення почалося приблизно в 1700р.

Чому природа створює такі дивовижні об'єкти? Як вони виникають? Який механізм спалахів, що по своїй яскравості можуть суперничати із сяйвом десятків мільярдів зірок? Який кінцевий продукт зоряного вибуху? Це тільки частина питань, що виникають в астронома, що спостерігає за великими вибухами в тім або іншому куточку неба. Щоб відповісти хоча б на деякі з них, необхідно досліджувати історію життя зірки.

Професор Джон А. Уиллер помітив: «Одну справу вивчати майже стаціонарну зірку, як, наприклад, Сонце, інша справа - коли ми беремося пророкувати вигадливу динаміку наднової. Ми вміємо в подробицях пророкувати і хід ядерних реакцій, що йдуть у надрах Сонця й інших зірок, і вихід енергії випромінювання з поверхні зірки. Однак чи можемо ми з такою же впевненістю говорити про зірки, що випробують могутні внутрішні рухи?»

Недавно вчені почали спробу застосувати математичну теорію атомного вибуху для опису гідродинаміки наднових. Це дозволило ретельно досліджувати гідродинаміку наднових за допомогою теорії, що свідомо не занадто далека від істини. Деякі астрономи розрізняють п'ять типів наднові; два з них головні - це наднові типу 1 і наднові типу 2.

НЕЙТРОННІ

Зірки, у яких маса в 1,5-3 рази більше, ніж у Сонця не зможуть наприкінці життя зупинити свій стиск на стадії білого карлика. Могутні сили гравітації стиснуть них до такої щільності, при якій відбудеться «нейтралізація» речовини: взаємодія електронів із протонами приведе до того, що майже вся маса зірки буде укладена в нейтронах. Утвориться нейтронна зірка. Найбільш масивні зірки можуть обраться в нейтронні, після того як вони вибухнуть як наднові.

Концепція нейтронних зірок не нове: перше припущення про можливість їхнього існування було зроблено талановитими астрономами Фрицем Цвикки і Вальтером Баарде з Каліфорнії в 1934р. (трохи раніш у 1932р. можливість існування нейтронних зірок була передвіщена відомим радянським ученим Л. Д. Ландау.) Наприкінці 30-х років вона стала предметом досліджень інших американських вчених Оппенгеймера і Волкова. Інтерес цих фізиків до даної проблеми був викликаний прагненням, визначити кінцеву стадію еволюції масивної стискальної зірки. Тому що роль і значення наднові розкрилися приблизно в той же час, було висловлене припущення, що, нейтронна зірка може виявитися залишком вибуху наднової. До нещастя, з початком другої світової війни увага вчених переключилося на військові потреби і детальне вивчення цих нових і найвищою мірою загадкових об'єктів було припинено. Потім, у 50-х роках, вивчення нейтронних зірок відновили чисто теоретично з метою установити, чи мають вони відношення до проблеми народження хімічних елементів у центральних областях зірок. Нейтронні зірки залишаються єдиним астрофізичним об'єктом, існування і властивості яких були передвіщені задовго до їхнього відкриття.

На початку 60-х років відкриття космічних джерел рентгенівського випромінювання досить обнадіяло тих, хто розглядав нейтронні зірки як можливі джерела небесного рентгенівського випромінювання. До кінця 1967р. був виявлений новий клас небесних об'єктів - пульсари, що привело вчених у замішання. Це відкриття з'явилося найбільше важливою подією у вивченні нейтронних зірок, тому що воно знову підняло питання про походження космічного рентгенівського випромінювання.

Говорячи про нейтронні зірки, варто враховувати, що їхні фізичні характеристики встановлені теоретично і досить гипотетичні, тому що фізичні умови, що існують у цих тілах, не можуть бути відтворені в лабораторних експериментах.

Вирішальне значення на властивості нейтронних зірок роблять гравітаційні сили. За різними оцінками, діаметри нейтронних зірок складають 10-200 км. І цьому незначний по космічному поняттях обсяг «набитий» такою кількістю речовини, що може скласти небесне тіло, подібне до Сонця, діаметром близько 1,5 млн. км, а по масі майже в третину мільйона разів важче Землі! Природний наслідок такої концентрації речовини - неймовірно висока щільність нейтронної зірки. Фактично вона виявляється настільки щільної, що може бути навіть твердої. Сила ваги нейтронної зірки настільки велика, що людина важила б там, біля мільйона тонн. Розрахунки показують, що нейтронні зірки сильно намагнічені. Відповідно до оцінок, магнітне поле нейтронної зірки може досягати 1млн. млн. гаусс, тоді як на Землі воно складає 1 гаусс. Радіус нейтронної зірки приймається порядку 15 км, а маса - близько 0,6 - 0,7 маси Сонця. Зовнішній шар являє собою магнітосферу, що складається з розрідженої електронної і ядерної плазми, що пронизана могутнім магнітним полем зірки. Саме тут зароджуються радіосигнали, що є відмітною ознакою пульсарів. Сверхшвидкі заряджені частки, рухаючи по спіралях уздовж магнітних силових ліній, дають початок різного роду випромінюванням. В одних випадках виникає випромінювання в радіодіапазоні електромагнітного спектра, в інших - випромінювання на високих частотах. Майже відразу ж під магнітосферою густина речовини досягає 1 т/см3, що в 100 000 разів більше щільності заліза.

Страницы: 1, 2, 3