Утворення галактик, зірок, планетних систем
ФОРМУВАННЯ ГАЛАКТИК. Проблемою походження окремих небесних тіл і їх систем займається область астрономічної науки, яка називається космогонією. Мільярди галактик, величезних космічних зоряних систем масою від 105 до 1014 мас Сонця із середньою щільністю речовини в них 10-24 г / см3, є основними одиницями великомасштабної структури Всесвіту.
На початку XX ст. англійський астроном сер Джеймс Джинс запропонував модель формування галактик з хмар газу, пов’язану з гравітаційною нестійкістю речовини. Відповідно до цієї моделі, якщо в однорідному по щільності газі ранньому Всесвіті випадково виявиться згущення, то воно під дією сил гравітації буде стискатися, відокремлюватися від навколишнього середовища.
Процеси гравітаційного відокремлення речовини Всесвіту стали можливі тільки після того, як Всесвіт у результаті розширення остудилася до 4000 К, пройшов процес рекомбінації, речовина стало нейтральним, випромінювання перестало взаємодіяти з речовиною і перешкоджати гравітаційного стиску. Це трапилося приблизно через мільйон років після Великого вибуху. Вивчаючи галактики, що перебувають на різних від нас відстанях (в мільйони і навіть мільярди світлових років), астрономи фактично мають можливість досліджувати галактики різного віку. Гравітаційне стиснення первісної неоднорідності відбувається до тих пір, поки сили гравітації не компенсуються іншими силами: тиску, відцентровими, пов’язаними з обертанням. При цьому галактика стабілізується. Таким чином, формування зірок відбувається у вже відокремлених галактиках.
ОСВІТА ТА ЕВОЛЮЦІЯ ЗІРОК. У спочатку однорідної галактичної середовищі могли утворюватися гравітаційні нестійкості: випадково виниклі ущільнення газу масою більше 105 мас Сонця під дією гравітації стискаються і відокремлюються, розпадаються на фрагменти, які поступово набувають сферичну форму. З них і народжуються зірки.
Спочатку стиск виниклої протозірки відбувається ізотермічні (при постійній температурі), потім температура газу зростає. Стиснення продовжується до тих пір, поки зростаючі сили тиску, що залежать від температури і густини, що не урівноважать сили гравітації. У цьому випадку виникає стан гідростатичної рівноваги. Перший етап еволюції зірки залежить від її маси і може тривати від декількох сотень тисяч до декількох сотень мільйонів років.
Якщо в центрі протозірки температура перевищить кілька мільйонів кельвінів, а тиск – кілька мільярдів атмосфер, що мимовільно може статися тільки з об’єктом масою трохи менше 0,01 маси Сонця, в надрах зірки почнуться реакції термоядерного синтезу. Тоді зірку вже можна назвати нормальною зіркою Цей етап найтриваліший, хоча і його тривалість залежить від маси зірки: він може тривати від 10 млн до 10 млрд років. Маломасивні зірки, наприклад з масою 0,1 маси Сонця, – долгожітелі. Вони можуть залишатися в стані рівноваги на стадії нормальної зірки сотні мільярдів років. У ядрах зірок йде перетворення водню в гелій і більш важкі елементи (аж до заліза в масивних зірках). Коли “пальне” (наприклад, водень) зірки закінчується, настають останні стадії еволюції зірки, які можна порівняти зі старінням і смертю.
Якщо маса зірки порівнянна з масою Сонця, то в міру вигоряння водню центральні області зірки стискуються, формуючи гаряче щільне ядро (середня щільність близько 109 кг / м3). Оболонка зірки при цьому роздувається, і протягом сотень тисяч років з боку така зірка буде виглядати червоним гігантом, розмірами з орбіту Юпітера. Потім оболонка буде скинута, і маленький, з Землю, білий карлик буде повільно остигати протягом 1012 років. Така доля чекає наше Сонце.
Якщо маса зірки не перевершує п’яти мас Сонця, то вона також спочатку перетвориться на червоний гігант розміром у кілька десятків радіусів Сонця, а потім скине оболонку, яку можна буде спостерігати як планетарну туманність. Залишилася маса зірки (її центральні зони) перетворюється на білий карлик, який світить за рахунок накопиченого тепла, остигає і врешті-решт перетворюється на темний, так званий коричневий карлик.
Масивні зірки на останній стадії своєї еволюції стають екзотичними об’єктами – нейтронними зірками або чорними дірами. Спочатку зірки масою більше п’яти мас Сонця перетворюються в червоні надгіганти з радіусом в сотні радіусів Сонця, а потім вибухають. Спостерігається так звана спалах наднової зірки. Зірка починає світитися, як мільярди окремих зірок (мал. 95). Підвищена яскравість спостерігається десятки днів. При цьому температура плазми зірки при такій спалаху сягає мільярда кельвінів. У цьому казані синтезуються всі хімічні елементи важче заліза. Ббльшая частина речовини зірки розкидається в міжзоряний простір, збагачуючи його важкими хімічними елементами. З збагаченої міжзоряного середовища утворюються зірки наступних поколінь. На місці вибуху може залишитися або нейтронна зірка, якщо маса залишку не перевищує 2,5 мас Сонця, або чорна діра, якщо маса перевершує це значення.
Мал. 95. Крабоподібна туманність – залишок спалаху наднової зірки
ОСВІТА СОНЯЧНОЇ СИСТЕМИ. Согпасно сучасними уявленнями, народження Сонця і народження планет – це єдиний процес. Всі об’єкти Сонячної системи сформувалися з газопилової туманності в результаті гравітаційної нестійкості. За однією з гіпотез, стиснення цієї туманності було стимульовано ударними хвилями, що виникли в результаті вибуху наднової зірки, що стався поблизу Сонячної системи. Стиснення центральній частині хмари призвело до утворення Сонця, а на периферії обертового і ставав через це все більш плоским хмари почали формуватися планети. При цьому будівельним матеріалом планет служили відносно невеликі тверді шматки речовини. Стикаючись, багато з них злипалися, збільшуючись у розмірах, або руйнувалися. Великі шматки притягували до себе дрібні. У результаті приблизно за 100 мпн років навколо Сонця утворилися і Земля, і інші планети, а також їх супутники, астероїди, комети.
Астрономи виявили десятки інших планетних систем. Не всі вони схожі на нашу Сонячну систему. У більшості виявлених планетних систем великі планети з масою, як у Юпітера, знаходяться з незрозумілих поки причин поблизу центральної зірки, а не на периферії.
Основними процесами, пов’язаними з еволюцією галактик, зірок, планетних систем, управляє гравітація. Стиснення обьектов припиняється, коли врівноважуються сили гравітації і тиску. У надрах нормальної зірки йдуть реакції термоядерного синтезу. Кінцевими стадіями еволюції зірок залежно від їх маси можуть стати білі карлики, нейтронні зірки або чорні діри. Газові та газопилові туманності, що володіють моментом обертання, породжують обертові, досить плоскі системи (спіральні галактики, планетні системи та ін.)
До яких наслідків може призвести ситуація гравітаційної неустой чивости масивних газових хмар?
За яких умов припиняється стиснення протозірки?
Що таке нормальна зірка?
Чи може стати зіркою Юпітер, якщо його маса в тисячу разів менше маси Сонця?
(2 votes, average: 2.50 out of 5)