Предельные фазы развития звезд. Вырожденные звезды
Рождение звёзд — процесс таинственный, скрытый от наших глаз, даже вооружённых телескопом. Лишь в середине XX в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звёзды. В 60 — 70-е гг. была создана самая первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая наблюдательная техника — инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона — значительно расширила наши знания о зарождении и формировании звёзд. А начиналось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника, Галилея и Ньютона. Создав теорию всемирного тяготения, Исаак Ньютон подтолкнул многих любознательных людей к размышлениям о причинах эволюции небесных тел. Один из образованных и честолюбивых священников, доктор Ричард Бентли, стремившийся использовать научные достижения для обоснования бытия Бога, детально изучал труды Ньютона, и время от времени обращался к великому физику с вопросами. В одном из писем Бентли спросил, не может ли сила тяготения объяснить происхождение звёзд. Ньютон стал размышлять на эту тему и в ответном послании молодому священнику от 10 декабря 1б92 г. изложил свой взгляд на возможность гравитационного скучивания космического вещества: «...Если бы это вещество было равномерно распределено по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных на огромных расстояниях друг от друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образоваться Солнце и неподвижные звёзды...». С того времени идея Ньютона почти никем и никогда не оспаривалась. Но понадобилось три столетия, чтобы великая догадка стала надёжной теорией, прочно опирающейся на наблюдения. Что имел в виду Ньютон, говоря о веществе, распределённом в пространстве? Действительно, межзвёздное вещество было открыто сразу после изобретения телескопа. Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1612 г. впервые упомянул о Большой туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В каталоге Шарля Мессье (1783 г.) их описано 103, а в списках Уильяма Гершеля (1818г.) отмечено уже 2500 объектов «не звёздного вида». Наконец, в «Новом общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г.) значится 7840 незвёздных объектов. В течение трёх столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звёзд и планет. Гершель, например, был абсолютно уверен, что он не только нашёл множество облаков дозвёздного вещества, но даже собственными глазами видит, как это вещество под действием тяготения постепенно изменяет свою форму и конденсируется в звёзды. Как позже выяснилось, некоторые туманности действительно связаны с рождением звёзд. Но в большинстве случаев светлые туманные пятна оказались не газовыми облаками, а очень далёкими звёздными системами. Так что оптимизм астрономов был преждевременным и путь к тайне рождения звёзд предстоял ещё, долгий. К середине XIX в. физики могли применить к звёздам газовые законы и закон сохранения энергии. С одной стороны, они поняли, что звёзды не могут светить вечно. Источник их энергии ещё не был найден, но, каким бы он ни оказался, всё равно век звезды отмерен и на смену старым должны рождаться новые звёзды. С другой стороны, те яркие и горячие облака межзвёздного газа, которые смогли обнаружить астрономы в свои телескопы, явно не устраивали физиков как предполагаемое вещество будущих звёзд. Ведь горячий газ стремится расширяться под действием внутреннего давления. И физики не были уверены, что гравитация сможет победить давление газа. Итак, что же победит — давление или гравитация? В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джине впервые исследовал уравнения движения газа с учётом гравитации и нашёл, что они имеют два решения. Если масса газа мала и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения — обычные звуковые колебания. Но если облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда облако начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар — звезду. Критические значения массы (Мj) и размера (Rj) облака, при которых оно теряет устойчивость и начинает неудержимо сжиматься — коллапсировать, с тех пор называют джинсовскими.
Таблица 18.1. Характеристики основных состояний межзвездного газа Тип газа Год Темп-ра, Плотность, Мj в Rj, пк открытия К атом/см3 массах Солнца Теплый 1921 8000 0.25 1*108 2*103 Прохладный 1950 80 40 2*103 7 Горячий 1970 3*105 0.002 5*1011 2*105 Холодный 1975 10 1000 4 03
Однако во времена Джинса и даже гораздо позже астрономы не могли указать тот газ, из которого формируются звёзды. Пока они искали дозвёздное вещество, физики наконец поняли, почему звёзды светят. Исследования атомного ядра и открытие термоядерных реакций позволили объяснить причину длительного свечения звёзд. Еще Гершель обнаружил на фоне Млечного Пути темные провалы, которые он называл «дырами в небесах». В конце XIX в. на Ликской обсерватории (США) астроном Эдуард Барнард начал систематическое фотографирование неба. К 1913 г. он нашел около 200 темных туманностей. По его мнению, они представляли собой облака поглощающей свет материи, а вовсе не промежутки между звездами, как считал Гершель. Это предположение подтвердилось. Когда рядом с облаком межзвездного газа или внутри него нет горящей звезды, газ остается холодным и не светиться. Если бы облако содержало только газ, его могли бы и не заметить. Но помимо газа в межзвездной среде в небольшом количестве (около 1% по массе) есть мелкие твердые частицы – пылинки размерами около 1 мкм и меньше, которые поглощают свет далеких звезд. Потому-то холодное облако и кажется темным «провалом в небесах». Детальное изучение Млечного Пути показало, что очень часто такие «провалы» встречаются в областях звездообразования, подобных туманности Ориона. В 1946 г. американский астроном Барт Бок обнаружил на фоне светлых туманностей NGC 2237 в Единороге и NGC 6611 в Щите маленькие чёрные пятна, которые назвал глобулами. Размер их от 0,01 до 1пк. Они ослабляют свет лежащих за ними звёзд в десятки и сотни раз. Это значит, что вещество глобул в тысячи раз плотнее окружающего их газа. Их масса оценивается в пределах от 0.01 до 100 масс Солнца. После открытия глобул появилось убеждение, что сжимающиеся облака дозвёздной материи уже найдены, что они-то и являются непосредственными предшественниками звезд. Но вскоре стала очевидной поспешность такого заключения. Дело в том, что оптические телескопы не дают полного представления о межзвездной среде: с их помощью мы видим лишь горячие облака, нагретые массивными звездами (как туманность Ориона), или маленькие темные глобулы на светлом фоне. И те, и другие – довольно редкие образования. Только созданные в 50-е гг. радиотелескопы позволили обнаружить по изучению в линии 21 см атомарный водород, заполняющий почти все пространство между звездами. Это очень разреженный газ: примерно один атом в кубическом сантиметре пространстве (по меркам земных лабораторий - высочайший вакуум!) но поскольку размер Галактики огромен, в ней набирается около 8 млрд. солнечных масс межзвёздного газа, или примерно 5% от её полной массы. Межзвёздный газ более чем на 67% (по массе) состоит из водорода, на 28% из гелия, и менее 5% приходится на все остальные элементы, самые обильные среди которых - кислород, углерод и азот. Межзвездного газа особенно много вблизи плоскости Галактики. Почти весь он сосредоточен в слое толщиной 600 световых лет и диаметром около 30 Кпк, или100 тыс. световых лет (это диаметр галактического диска). Но и в таком тонком слое газ распределен неравномерно. Он концентрируется в спиральных рукавах Галактики, а там разбит на отдельные крупные облака протяженностью в парсеки и даже в десятки парсек, а массой сотни и тысячи масс Солнца. Плотность газа в них порядка 100 атомов на кубический сантиметр, температура около – 200 С. Оказалось, что критические масса и радиус Джинса при таких условиях совпадают с массой радиусом самих облаков, а это значит, что готовы к коллапсу. Но главное открытие было еще впереди. Астрономы подозревали, что при относительно высокой плотности и низкой температуре, царящей в межзвездных облаках, часть вещества должна объединяться в молекулы. В этом случае важнейшая часть межзвездной среды недоступна наблюдениям в оптическом диапазоне. Начавшиеся в 1970 г. ультрафиолетовые наблюдения с ракет и спутников позволили открыть главную молекулу межзвездной среды – молекулу водорода (Н2 ). А при наблюдении межзвездного пространства радиотелескопами сантиметрового и миллиметрового диапазона были обнаружены десятки других молекул, порой довольно сложных, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицина. Около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звёзд. Большинство молекулярных облаков зарегистрировано только по радиоизлучению. Некоторые, впрочем, давно известны астрономам, например тёмная туманность Угольный Мешок, хорошо видимая глазом в южной части Млечного Пути. Диаметр этого облака 12 пк, но оно выглядит большим, поскольку удалено от нас всего на 150 пк. Его масса около 5 тыс. солнечных масс, тогда как у некоторых облаков масса достигает миллиона солнечных, а размер 60 пк. В таких гигантских молекулярных облаках (их в Галактике всего несколько тысяч) и располагаются главные очаги формирования звёзд. Ближайшие к нам области звездообразования — это тёмные облака в созвездиях Тельца и Змееносца. Подальше расположен огромный комплекс облаков в Орионе. Молекулярные облака устроены значительно сложнее, чем знакомые нам облака водяного пара в земной атмосфере. Снаружи молекулярное облако покрыто толстым слоем атомарного газа, поскольку проникающее туда излучение звёзд разрушает хрупкие молекулы. Но находящаяся в наружном слое пыль поглощает излучение, и глубже, в тёмных недрах облака, газ почти полностью состоит из молекул. Структура облаков постоянно изменяется под действием взаимных столкновений, нагрева звёздным излучением, давления межзвёздных магнитных полей. В разных частях облака плотность газа различается в тысячу раз (во столько же раз вода плотнее комнатного воздуха). Когда плотность облака (или отдельной его части) становится настолько большой, что гравитация преодолевает газовое давление, облако начинает неудержимо коллапсировать. Размер его уменьшается все быстрее и быстрее, а плотность растёт. Небольшие неоднородности плотности в процессе коллапса усиливаются, и в итоге облако фрагментирует, т.е. распадается на части, каждая из которых продолжает самостоятельное сжатие. При коллапсе возрастают температура и давление газа, что препятствует дальнейшему увеличению плотности. Но пока облако прозрачно для излучения, оно легко остывает и сжатие не прекращается. Большую роль в дальнейшем играет космическая пыль. Хотя по массе она составляет всего 1% межзвездного вещества, это очень важный его компонент. В темных облаках пылинки поглощают энергию газа и перерабатывают ее в инфракрасное излучение, которое легко покидает облако, унося излишки тепла. Наконец из-за увеличения плотности отдельных фрагментов облака газ становится менее прозрачным. Остывание затрудняется, и возрастающее давление останавливает коллапс. В будущем из каждого фрагмента образуется звезда, а все вместе они составят группу молодых звезд в недрах молекулярного облака. Коллапс плотность части облака в звезду, а чаще – в группу звезд продолжается несколько миллионов лет (сравнительно быстро по космическим масштабам). Новорождённые звёзды разогревают окружающий газ, и под действием высокого давления остатки облака разлетаются. Именно этот этап видим в туманности Ориона. Но по соседству с ней продолжается формирование будущих поколений звезд. Для света эти области совершенно непрозрачны и наблюдаются только с помощью инфракрасных и радиотелескопов. Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 10б раз, а плотность — в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» — «первый»). В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап — обособление фрагмента облака и его уплотнение. Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в миллион раз больше солнечного. Она совершенно непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически свободное падение вещества к центру облака. Однако по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к росту температуры газа. В определённый момент протозвезда становится практически непрозрачной для собственного теплового излучения. Температура, а вместе с ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется. Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При температуре в несколько тысяч градусов молекулы распадаются на отдельные атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизуются, т. е. разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда быстро достигает состояния, когда сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку тепло всё же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в её недрах всё увеличивается. Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой. Молекулярные облака, эти «фабрики по производству звезд», изготавливают звезды всевозможных типов. Диапазон масс новорожденных звезд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем крупные. В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд с общей массой около пяти масс Солнца. Большой интерес представляют не только индивидуальные и кратные молодые звезды, но их коллективы. Молодые звезды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находиться слой межзвездного газа. На нашем небосводе молодые звезды большой светимости и нагретые ими газовые облака пролегли полосой Млечного Пути. Но если темной летней ночью внимательно посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделятся отдельные «звездные облака». Насколько они реальны и какую степень в эволюции вещества отражают? Эти обширные группировки молодых звезд получили название звездные комплексы. Их характерные размеры – несколько сот парсек. Исторически первым были обнаружены и исследованы более компактные группы молодых звезд – рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сот или тысяч звезд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвездных молекулярных облаков. Рассеянные скопления понемногу теряют свои звезды. Ассоциации недолговечны: через 20 – 30 млн. лет они расширяются до размера более 100 пк и их уже невозможно выделить среди звезд фона. Это создает иллюзию, что ассоциации – редкие группировки звезд. В действительности они рождаются не реже скоплений, просто разрушаются быстрее. Большую часть своей жизни звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет – светимость. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звёзд, наблюдаемых в нашей Галактике, — скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Дальнейшая судьба звезды полностью определяется её массой. Каков же будет срок жизни звезды? Иначе говоря, сколько времени она проведёт на главной последовательности? Ответить на данный вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звёзд главной последовательности это термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Звёзды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звёзд составляет «всего» несколько миллионов лет! Для подавляющего же большинства звёзд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной (около 15 млрд. лет). Звезды, в которых гравитации противостоит давление вырожденного газа; к ним относятся белые карлики и нейтронные звезды. Теперь мы подошли к основному вопросу: во что превращаются звёзды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звёзды разной массы приходят в итоге к одному из трёх состояний: белые карлики, нейтронные звёзды или чёрные дыры.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Предельные фазы развития звезд. Вырожденные звезды» з дисципліни «Астрофізика»
