Концепції сучасного природознавства - Карпов Я. С. - 4.3.2 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, ніж 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 нестійкість масивної зірки стає настільки сильною, що зірка завершує своє існування грандіозним вибухом. Ці вибухи іноді настільки колосальні, що на короткий час зірка стає яскравішою за всю галактику, у якій вона знаходилася. Така зірка, що зазнала вибуху, називається новою, а якщо вибух був дуже потужним — то надновою.

У передсмертній агонії вмираюча зірка може викинути в космос величезну кількість речовини у вигляді газу. Ці гази можна іноді спостерігати як планетарні туманності. Такою є кільцеподібна туманність у сузір'ї Ліри. Туманність у сузір'ї Лебедя — це теж залишки наднової.

Від зірки після її смерті залишається вигоріла серцевина. Якщо маса зірки була невеликою (наприклад, як у Сонця), то ця серцевина продовжуватиме стискатися доти, доки якісь сили не перешкодять подальшому стисненню. На цьому етапі зірка стає дуже гарячою і маленькою. Так утворюється білий карлик.

У результаті численних і копітких обчислень, що проводилися з початку 1960-х років, удалося вибудувати життєвий шлях зірки типу Сонця як рух точки, що зображує цю зірку, по діаграмі Герцшпрунга — Рассела. Первісне стиснення протозірки призводить до швидкого падіння світності в міру зменшення її розмірів. Це супроводжується збільшенням поверхневої температури внаслідок розігрівання атмосфери зірки. Коли в центрі зірки починається "спалювання" водню, точка, що зображує зірку, зупиняється на головній послідовності й залишається там протягом близько 10 мільярдів років. Перехід в область червоних гігантів відбувається також дуже швидко. Коли ж включається "спалювання" гелію, точка залишається у верхньому правому куті діаграми на кілька сотень мільйонів років. Потім зірка стає нестійкою, точка знову рухається по діаграмі й, нарешті, усе закінчується на білому карлику. Білі карлики — це померлі зірки. Вони слабо світять й остигають. Точка на діаграмі, яка зображує білий карлик, повільно сповзає по кривій вниз і вправо.

Слід звернути особливу увагу на кілька важливих чинників зоряної еволюції. По-перше, наймасивніші зірки головної послідовності — це разом із тим і найяскравіші зірки. Вони яскраві тому, що водень у них "спалюється" в шаленому темпі. Незважаючи на велику масу й, відповідно, величезні запаси пального, водень у серцевині таких зірок виснажується дуже швидко. Інакше кажучи, наймасивніші зірки й еволюціонують швидше від усіх інших зірок. По-друге, дослідження планетарних туманностей і залишків наднових свідчить, що наймасивніші зірки можуть викидати в космос частину своєї речовини. І, нарешті, астрофізики твердо впевнені в існуванні чіткої верхньої межі маси білого карлика. Білий карлик повинен мати масу, меншу ніж 1,25 маси Сонця. Якщо ж маса зірки більша, то наприкінці еволюції вона може стати нейтронною зорею або чорною діркою.