Розділ «4.3 Народження та еволюція зірок»

Глянувши на небо навіть побіжно, легко помітити, що світ зірок надзвичайно різноманітний. Зірки насамперед відрізняються блиском і кольором. Зрозуміло, видимий блиск ще не дає достовірного уявлення про те, яку кількість світла випромінює в простір та чи інша зірка. Якби всі зірки розмішувалися на однаковій відстані від Землі, то відповідь на це питання була б простою — більш яскраві зірки є і більш потужними випромінювачами. Але насправді доводиться спочатку визначати відстань до зірки, а потім за її видимою яскравістю та відомою відстанню обчислювати справжню світність зірки.

Чим масивніша зірка, тим більша її світність. Однак маси зірок не можуть бути довільними. Якщо,,скажімо, тіло має масу, яка в десятки разів менша, ніж у Сонця, то температура в надрах цього тіла недостатня для виникнення ядерних реакцій. Тіло з такою масою ніколи не стане самосвітним, тобто ніколи не перетвориться на зірку. Така доля, наприклад, у Юпітера, який за своєю масою "не дотягує" до зірки.

Є, очевидно, і верхня межа зоряної маси. У всякому разі, у Метагалактиці вкрай рідко зустрічаються зірки з масами, які б у десятки разів перевищували масу Сонця. А от розміри зірок дуже різні — від надгігантів, діаметр яких більший за діаметр земної орбіти, до карликових, нейтронних зірок, поперечник яких становить близько десяти кілометрів.

4.3.1 Діаграма Герцшпрунга-Рассела

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.