Поняття про еволюцію зірок
Проблема походження й еволюції зірок є однією з основних проблем сучасної астрономії, а точніше, її розділу, який вивчає еволюцію Всесвіту – космогонії.
Встановлено дуже важливий факт: зірки утворилися в Галактиці не одночасно, процес зореутворення відбувається і в даний час. Утворення зірок відбувається групами, які складаються з десятків і навіть сотень зірок. Вони виникають з речовини холодних і щільних молекулярних хмар в результаті їх нестійкості. Ці молекулярні хмари мають величезні розміри і маси (більше 105) і містять 90% всього молекулярного газу Галактики.
У газово-пиловій хмарі утворюється кілька згущені, які стискаються завдяки переважанню сил гравітаційного тяжіння їх часток над силами газового тиску. Таке стиснення супроводжується збільшенням температури згущення і їх щільності. Поступово потенційна енергія згущення переходить в теплову, хмара стискається ще більше і розігрівається, перетворюючись на зірку. Стадія розвитку зірки, що характеризується стисненням і не має ще термоядерних джерел енергії, називається протозвездой (грец. Protos – “перший”). При досягненні центральної областю зірки температури в кілька мільйонів кельвінів починаються реакції термоядерного синтезу – перетворення водню в гелій. Якщо маси, необхідної для початку термоядерної реакції, недостатньо (не менше 1/12 мас Сонця), термоядерні реакції ніколи не почнуться. Так утворюються об’єкти, звані коричневими карликами. Їх маси близько 0,01-0,08.
Подальший життєвий шлях зірки залежить від її початкової маси і хімічного складу. Вони визначають температуру фотосфери і світність зірки. Еволюція зірки дуже добре простежується по діаграмі Герцшпрунга-Рессела.
Після початку в надрах зірки термоядерних реакцій вона виходить на головну послідовність діаграми Герцшпрунга-Рессела, і тоді на тривалий час встановлюється рівновага між силами газового тиску і гравітаційного тяжіння.
Коли загальна маса гелію, що утворився в результаті горіння водню, складе 7% від маси зірки (для зірок з масою 0,8-1,2 для цього будуть потрібні мільярди років, для зірок з масою близько 5-10 – кілька мільйонів), зірка, повільно збільшуючи свою світність, покине головну послідовність, перемістившись на діаграмі “спектр – світність” вгору і вправо в область червоних гігантів. Ядро зірки почне стискатися, його температура – підвищуватися, а оболонка зірки почне розширюватися і охолоджуватися. Енергія буде вироблятися лише в порівняно тонкому шарі водню, навколишньому ядро. Зірки з масами порядку сонячної закінчують своє життя стадією червоного гіганта, після якої вони скидають свою оболонку і перетворюються на білі карлики. Маса білого карлика не перевищує 1,2, радіус в 100 разів менше сонячного, і, отже, щільність в мільйон разів більше сонячної.
Якщо маса зірки не перевищувала трьох сонячних мас, зірка стає нейтронною зіркою. Нейтронна зірка – це зірка, в якій тиск нейтронного газу, що утворився в процесі еволюції шляхом реакції перетворення протонів на нейтрони, врівноважується силами тяжіння. Розміри нейтронних зірок – порядку 10-30 км. При таких розмірах і масах щільність речовини нейтронної зірки досягає 1015 г / см3.
Масивні зірки (з масами> 10) швидко проходять свій життєвий шлях, закінчуючи його ефектним вибухом (явище наднової).
Спалахи наднових – один з найпотужніших катастрофічних природних процесів. Вибух наднової супроводжується колосальним виділенням енергії – до 1046 Дж – стільки, скільки Сонце виробляє за мільярди років!
При спалаху наднової блиск зірки може зростати на 19 зоряних величин, а в максимумі блиску абсолютна зоряна величина може досягати -18m.
Щільне ядро зірки різко стискається, а коли його стиснення припиняється, на верхні шари обрушується зустрічна ударна хвиля, в результаті чого оболонка зірки розлітається зі швидкостями 5 000-10 000 км / с. Маса розлітається оболонки може досягати декількох мас Сонця. Залишки оболонок, скинутих найновішими зірками, довгий час видно як розширюються газові туманності. Наднова зберігає свою максимальну яскравість близько місяця, після чого починає згасати.
Одним з кінцевих результатів еволюції зірки з масою більше 3 може бути чорна діра. Це тіло, гравітаційне поле якого настільки сильно, що жоден об’єкт, жоден промінь світла не може покинути його поверхні, точніше, деякою кордону, званої гравітаційним радіусом чорної діри rg = 2GM / c2, де G – постійна тяжіння, M – маса об’єкта, с – швидкість світла.
Поки безпосередньо спостерігати чорні діри не вдається, однак існують непрямі ознаки, за якими чорні діри можна виявити: це і їх гравітаційний вплив на знаходяться поблизу зірки, і потужне рентгенівське світіння, що виникає через нагрівання падаючого на чорну діру речовини до сотень мільйонів кельвінів.
Передбачається, що чорні діри можуть входити до складу подвійних зірок, а також існувати у ядрах галактик.
(2 votes, average: 5.00 out of 5)