Новини освіти і науки:

G+

Тлумачний словник
Авто
Автоматизація
Архітектура
Астрономія
Аудит
Біологія
Будівництво
Бухгалтерія
Винахідництво
Виробництво
Військова справа
Генетика
Географія
Геологія
Господарство
Держава
Дім
Екологія
Економетрика
Економіка
Електроніка
Журналістика та ЗМІ
Зв'язок
Іноземні мови
Інформатика
Історія
Комп'ютери
Креслення
Кулінарія
Культура
Лексикологія
Література
Логіка
Маркетинг
Математика
Машинобудування
Медицина
Менеджмент
Метали і Зварювання
Механіка
Мистецтво
Музика
Населення
Освіта
Охорона безпеки життя
Охорона Праці
Педагогіка
Політика
Право
Програмування
Промисловість
Психологія
Радіо
Регилия
Соціологія
Спорт
Стандартизація
Технології
Торгівля
Туризм
Фізика
Фізіологія
Філософія
Фінанси
Хімія
Юриспунденкция

Характеристики стаціонарних зір. Подвійні та нестаціонарні зорі. Еволюція зір.

Зорі—це небесні тіла, які складаються з розпечених газів, за своєю природою схожі з Сонцем. Сонце здається нам більшим тільки тому, що знаходиться ближче до нас. Із-за великих відстаней від Землі зорі навіть у найсильніші телескопи видно як світні точки, бо вони знаходяться дуже далеко від нас. Число зірок, видимих неозброєним оком на обох півкулях небесної сфери в безмісячну ніч, становить близько 6 тис. У потужні телескопи видно мільярди зірок.

Річний паралакс і відстані до зір. Радіус Землі виявляється надто малим, щоб бути базисом для вимірювання паралактичного зміщення зір і для визначення відстаней до них. Ще в часи Коперника було зрозуміло, що коли Земля справді обертається навколо Сонця, то видимі положення зір на небі повинні змінюватися. За півроку Земля переміщується на величину діаметра своєї орбіти. Напрями на зорю з протилежних точок цієї орбіти мають розрізнятися, Інакше кажучи, у зір повинен бути помітний річний паралакс.

Річним паралаксом зорі р називається кут, під яким із зорі можна було б бачити велику піввісь земної орбіти (що дорівнює 1 а. о.), перпендикулярну до променя зору.

Чим більша відстань до зорі, тим менший її паралакс. Відстань до небесних тіл за межами Сонячної системи, як правило, вимірюють у парсеках чи світлових роках.

Відстань, яку світло проходить протягом року, називається світловим роком. Цю одиницю використовують для вимірювання відстані поряд з парсеком {пк).

Парсек — відстань, на якій велику піввісь земної орбіти, перпендикулярну до променя зору, видно під кутом 1".

Відстань у парсеках дорівнює обереній величині річного паралакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, відстань до зорі а Центавра дорівнює 0,75" і знаходяться від нас на відстані 1,3 пк або 4,26 св.р.

1 парсек = 3,26 світлового року = 206 265 а. о. =3 • 10' км.

У наш час вимірювання річного паралакса є основним способом визначення відстаней до зір. Паралакси виміряно вже для дуже багатьох зір.

Вимірюванням річного паралакса можна надійно визначити відстані до зір, що знаходяться не далі 100 пк, або 300 світлових років.

Відстані до більш віддалених зір визначають іншими методами (див. п. 1 § 25 у підр. Б.О. Воронцов-Вельямінов.).

Після того як астрономи дістали можливість визначати відстані до зір, було встановлено, що зорі відрізняються за видимою яскравістю не тільки через різні відстані до них, а й через різну світність.

Світністю зорі називається потужність випромінювання світлової енергії порівняно з потужністю випромінювання світла Сонцем.

Якщо дві зорі однакової світності, то зоря, що знаходиться далі від нас, має меншу видиму яскравість. Порівнювати зорі за світністю можна лише в тому разі, якщо розрахувати їхню видиму яскравість (зоряну величину) для однієї і тієї самої стандартної відстані. Такою відстанню в астрономії прийнято вважати 10 пк.

Видима зоряна величина, яку мала б зоря, якби знаходилася від нас на стандартній відстані Д₀ = 10 пк, дістала назву абсолютної зоряної величини.

Вивчення зір показує, що за світністю вони можуть відрізнятися в десятки мільярдів раз. У зоряних величинах ця різниця досягає 26 одиниць.

Абсолютні величини зір дуже високої світності від'ємні й досягають М = —9. Такі зорі називаються гігантами і надгігантами. Випромінювання зорі 5 Золотої Риби потужніше за випромінювання нашого Сонця в 500 000 раз, її світність і. = 500 000; найменшу потужність випромінювання мають карлики з М = + 17 (1 = 0,000013).

Щоб зрозуміти причини значних відмінностей у світності зір, треба розглянути й інші їхні характеристики, які можна визначити на основі аналізу випромінювання. Такою характеристикою є колір, спектр і температура зір.

Під час спостережень ви звернули увагу на те, що зорі мають різний колір, добре помітний у найяскравіших з них. Колір тіла, яке нагрівається, у тому числі й зорі, залежить від його температури. Це дає можливість визначити температуру зір розподілом енергії в їх неперервному спектрі.

Колір і спектр зір пов'язані з їхньою температурою. У порівняно холодних зір переважає випромінювання в червоній ділянці спектра, тому вони й мають червонуватий колір. Температура червоних зір низька. Вона підвищується послідовно з переходом від червоних зір до оранжевих, потім до жовтих, жовтуватих, білих і голубуватих. Спектри зір дуже різноманітні. Вони поділені на класи, які позначають латинськими буквами й цифрами. У спектрах холодних червоних зір класу М з температурою близько 3000 К видно смуги поглинання найпростіших двохатомних молекул, найчастіше оксиду титану. У спектрах інших червоних зір переважають оксиди вуглецю або цирконію. Червоні зорі першої величини класу М — Антарес, Бегель-гейзе.

У спектрах жовтих зір класу С, до яких належить і Сонце (з температурою 6000 К на поверхні), переважають тонкі лінії металів: заліза, кальцію, натрію та ін. Зорею типу Сонця за спектром, кольором і температурою є яскрава Капелла в сузір'ї Візничого.

У спектрах білих зір класу А, таких, як Сіріус, Вега, Денеб, найсильніші лінії водню. Є багато слабких ліній іонізованих металів. Температура таких зір близько 10 000 К.

У спектрах найгарячіших, голубуватих зір з температурою близько 30 000 К видно лінії нейтрального та іонізованого гелію.

Температури більшості зір перебувають у межах від 3000 до 30 000 К. У небагатьох зір температура досягає близько 100 000 К.

Таким чином, спектри зір дуже відрізняються один від одного і за ними можна визначити хімічний склад атмосфер зір. Вивчення спектрів показало, що в атмосферах усіх зір переважають водень і гелій.

Подвійні зорі. Маси зір. Як ми переконалися на прикладі Сонця, маса зорі є тією з найважливіших характеристик, від якої залежать фізичні умови в її надрах. Безпосереднє визначення маси можливе лише для подвійних зір.

Подвійні зорі називаються візуально-подвійними, якщо їхню подвійність можна помітити під час безпосередніх спостережень у телескоп.

Прикладом візуально-подвійної зорі, видимої навіть неозброєним оком, є £ Великої Ведмедиці, друга зоря від кінця «ручки» її «ковша». При нормальному зорі зовсім близько біля неї видно другу слабку зірочку. її помітили ще стародавні араби й назвали Алькор (Вершник). Яскравій зорі вони дали назву Міцар. Міцар і Алькор віддалені одна від одної на 11^’. У бінокль таких зоряних пар можна знайти чимало.

Системи з кількістю зір п=З називаються кратними. Так, у бінокль видно, що є Ліри складається з двох однакових зір 4-ї зоряної величини, відстань між якими 3'. При спостереженні в телескоп є Ліри — візуально-четверна зоря. Однак деякі зорі виявляються лише оптично-подвійними, тобто близькість таких двох зір є результатом випадкової проекції їх на небо. Насправді в просторі вони далекі одна від одної. А якщо під час спостереження з'ясовується, що вони утворюють єдину систему і обертаються під дією взаємного притягання навколо спільного центра мас, то їх називають фізичними подвійними.

Багато подвійних зір відкрив і вивчив відомий російський учений В. Я. Струве. Найкоротший відомий період обертання візуально-подвійних зір — кілька років. Вивчено пари, в яких період обертання становить десятки років, а пари з періодами в сотні років вивчать у майбутньому. Найближча до нас зоря а Центавра є подвійною. Період обертання її складових (компонентів) — 70 років. Обидві зорі в цій парі за масою і температурою подібні до Сонця.

У телескоп подвійні зорі нерідко являють собою гарне видовище: головна зоря жовта або оранжева, а супутник білий або голубий.

Якщо компоненти подвійної зорі при взаємному обертанні підходять близько один до одного, то навіть у найсильніший телескоп їх не можна бачити нарізно. В цьому разі подвійність можна виявити за спектром. Такі зорі називатимуться спектрально-подвійними. Через ефект Доплера лінії в спектрах зір зміщуватимуться в протилежні боки (коли одна зоря віддаляється від нас, інша наближається). Зміщення ліній змінюється з періодом, що дорівнює періоду обертання пари. Якщо яскравості й спектри зір, які становлять пару, подібні, то в спектрі подвійної зорі спостерігається періодично повторюване роздвоювання спектральних ліній.

Якщо одна із зір світиться слабо, то буде видно лінії тільки другої зорі, що періодично зміщуються.

При взаємному обертанні компоненти спектрально-подвійної зорі можуть по черзі заступати один одного. Такі зорі називаються затемнено-подвійними або алголями, їа назвою свого типового представника р Персея. Під час затемнень загальна яскравість пари, компонентів якої ми нарізно не бачимо, слабшатиме (положення В і О на мал. 75). Решту часу в проміжках між затемненнями вона майже стала (положення А і С) і тим довша, чим коротша тривалість затемнень і чим більший радіус орбіти. Якщо супутник великий, але сам дає мало світла, то сумарна яскравість системи зменшується зовсім ненабагато, коли яскрава зоря заступає супутник.

Стародавні араби назвали р Персея Алголем (перекручене ель ґуль), що означає «диявол». Можливо, вони помітили його дивну поведінку: протягом 2 днів 11 год яскравість Алголя стала, потім за 5 год вона слабшає від 2,3 до 3,5 зоряної величини, далі за 5 год яскравість повертається до попереднього значення.

Взагалі подвійність зір — дуже поширене явище. Статистика показує, що близько 30 % усіх зір, очевидно, подвійні. Звичайно зорі мають масу, меншу від п'яти мас Сонця.

Змінні зорі – це зорі, у яких спостерігається зміна блиску. Взагалі блиск будь-якої зорі тією чи іншою мірою змінюється із часом. Для віднесення зорі до змінних достатньо, щою її блиск зазнав змін хоча б один раз.

Відомо що у 1596 р. німецький астроном Д. Фабриціус у сузір'ї Кита відкрив нову зорю. Деякий час він слідкував за нею, а потім вона зникла. Та несподівано 1609 р. зоря з'явилась на небі знову. Так було відкрито першу змінну зорю, яка дуже сильно змінювала свій блиск: то ставала невидимою для ока, то спалахувала знову. У зоряні атласи вона потрапила під назвою Міра (з лат. - «дивовижна»).

Ця зоря належить до сімейства фізичних змінних зір, зміна блиску яких зумовлена процесами, що відбуваються у їхніх надрах. Зараз достовірно виявлено кілька десятків тисяч фізичних змінних зір у нашій Галактиці й десятки тисяч в інших галактиках, їхня кількість постійно зростає завдяки спостереженням з телескопами, винесеними в космос.

Змінні зорі поділяють на дві основні групи: пульсуючі та спалахуючі змінні зорі. Окремим випадком спалахуючих змінних зір є нові та наднові зорі.

Найвідомішими серед пульсуючих змінних зір є цефеїди, які отримали назву від однієї з найтиповіших їхніх представниць - зорі δ Цефея. Її змінність було відкрито ще 1784 р. англійським астрономом Дж. Гудрайком.

Класичні або довгоперіодичні цефеїди відзначаються ритмічними, з точністю доброго годинникового механізму, коливаннями блиску з амплітудою 0,5-2т. їхні періоди, як правило, лежать у межах від однєї до 70 діб. Поза межами нашої Галактики відомі цефеїди з періодом до 218 діб. Період - одна з найважливіших характеристик цефеїд. Для кожної зорі він постійний з великим ступенем точності.

Ще 1908 р. було відкрито зележність між світністю (а отже, і абсолютною зоряною величиною) та періодом цефеїд. Таким чином, якщо відомо період цефеїди Р, то за його величиною можна дізнатися про її світність L і абсолютну зоряну величину М. Ця залежність дала можливість легко обчислювати відстань до будь-якої цефеїди, якщо визначено її середній блиск і період.

Цефеїди належать до гігантів і надгігантів класів F і G з великими світностями. Ця обставина дозволяє спостерігати їх з величезних відстаней, зокрема й далеко за межами нашої Галактики. А оскільки розміри галактик невеликі порівняно з відстанями до них, то за допомогою цефеїд визначаються відстані до всіх галактик, де можна знайти подібні зорі, і тому цефеїди називають «маяками Всесвіту».

Окрім класичних довгоперіодичних, існує також клас коротко-періодичних цефеїд, типова представниця яких - зоря RR Ліри. їхні періоди становлять від 80 хв до однієї доби.

Є ще довгоперіодичні змінні з періодом від 70 до 1400 діб і амплітудою 3-10. Це - червоні надгіганти класу М. Можна провести спостереження за найвідомішим представником цієї групи - зорею Міра (о Кита). її блиск у середньому за кожні 332 доби змінюється від 2т до 10. А це означає, що в максимумі блиску зоря випромінює у півтори тисячі разів більше енергії, ніж у мінімумі.

Зорі дуже великої світності називаються надгігантами. Червоні надгіганти виявляються такими самими й за розмірами. Бетельгейзе та Антарес у сотні разів більші від Сонця за діаметром. Більш віддалена від нас Альдерамін (Цефея) має такі величезні розміри, що всередині її розмістилася б Сонячна система з орбітами планет до орбіти Юпітера включно. Проте маси надгігантів більші за масу Сонця лише в 30 — 40 раз. Тому навіть середня густина червоних надгігантів у тисячі разів менша за густину кімнатного повітря.

При однаковій світності розміри зір тим менші, чим ці зорі гарячіші. Найменшими серед звичайних зір є червоні карлики. Їхні маси й радіуси — десяті частки сонячних, а середня густина в 10—100 раз вища від густини води. Ще менші, ніж червоні, білі карлики, але це вже незвичайні зорі. Білий карлик має величезну густину — близько 10⁹ кг/м³.

Аналіз вчених показав, що пульсувати можуть лише зорі-гіганти і надгіганти, у яких є протяжні, розріджені оболонки.

Нові зорі. Зорі, блиск яких раптово зростає в тисячі й навіть мільйони разів (у середньому на 12), називаються новими зорями. При цьому виділяється енергія, яку Сонце випромінює за 100 000 років. Початковий період спалаху нової до досягнення максимуму блиску триває кілька діб, після чого він повільно, впродовж років чи десятків років зменшується до початкового значення. Згодом на місці нової залишається карликова зоря з оболонкою, яка розширюється зі швидкістю понад 1000 км/с. Це свідчить про відрив від нової зорі її зовнішніх шарів.

За підрахунками щороку в Галактиці спалахує близько 200 нових, однак, виявляють тільки дві-три з них. Дотепер зареєстровано близько 180 спалахів нових у нашій Галактиці та близько 250 - у галактиці Андромеди.

Окрім нових, відомі також повторні нові зорі, спалахи яких мають меншу потужність і повторюються через кілька десятків років. Вони також є подвійними системами.

Наднові зорі. Спалах наднової зорі (позначається SN)-явище незрівнянно більшого масштабу, ніж спалах нової. Адже її блиск під час спалаху збільшується на десятки зоряних величин упродовж кількох діб. Поява наднової в іншій галактиці демонструє всю грандіозність цього явища, адже її блиск у масимумі стає порівнянним з яскравістю всієї зоряної системи, де вона спалахнула, а то й перевершує її.

У максимумі блиску світність наднових перевищує сонячну у мільярди разів. Загальна кількість енергії, яку зоря висвічує під час спалаху, порядку -10" Дж.

Під час вибуху наднова скидає свою оболонку, яка далі розширюється зі швидкістю від 5 000 до 20 000 км/с і через деякий час спостерігається у вигляді туманності специфічної форми.

Найвиразнішою серед них є знаменита Крабоподібна туманність у сузір'ї Тельця. Вона розширюється зі швидкістю біля 1 200 км/с і є одним із найпотужніших джерел радіовипромінювання у нашій Галактиці.

Утворення та еволюція зір. Ми бачимо, що існують і поодинокі, і подвійні, і кратні зорі, змінні зорі різних типів, нові й наднові, надгіганти і карлики, зорі найрізноманітніших розмірів, світностей, температур і густин. Чи не створюють вони хаос фізичних характеристик? Виявляється, ні. Узагальнюючи здобуті дані про зорі, встановили ряд закономірностей між ними.

Зіставляючи відомі маси і світності зір, переконуємося, що із збільшенням маси швидко зростає світність зір.

Крім того, чим масивніша зоря, тим вища температура в її надрах і тим швидше «вигоряє» водень, перетворюючись у гелій. З вигорянням водню в центрі зорі її еволюція прискорюється. Зоря перетворюється у червоний гігант. У щільному й гарячому ядрі в червоних гігантах відбувається реакція синтезу вуглецю з гелію. Із зменшенням запасів гелію ця реакція припиняється. Зоря стискується, переходить у стан білого, надзвичайно густого карлика. Маючи невелику поверхню (і тому витрачаючи мало енергії), білий карлик може світити дуже тривалий час. Так відбувається еволюція Сонця й зір, маса яких не перевищує його масу.

Нейтронні зорі — це кінцева стадія еволюції зір з ненабагато більшою, ніж у Сонця, масою.

Вважають, що зорі з масою, яка значно перевищує сонячну, завершують свою еволюцію, перетворюючись в об'єкт великої густини розміром приблизно як нейтронна зоря, гравітаційне поле якого перешкоджає випромінюванню світла. Такий об'єкт називають чорною дірою.

Білі карлики, нейтронні зорі й чорні діри, існування яких передбачено теорією, але ще не підтверджено спостереженнями, є кінцевими стадіями еволюції зір різної маси. Із речовини, викинутої зорями, у майбутньому можуть утворюватися зорі нового покоління. В цілому процес формування й розвитку зір стає зрозумілим, якщо розглядати їх як складову частину всієї зоряної системи — Галактики.

Питання для самоконтролю:

За допомогою якого методу визначають відстань до зір?
Проаналізуйте основні характеристики зорі?
На які види поділяють подвійні зорі?
Охарактеризуйте змінні, нові і наднові зорі?

*§11. Кінцеві стадії еволюції зір. Білі карлики, нейтронні зорі, пульсари. Чорні діри.

Пульсари. Влітку 1967 р. за допомогою радіотелескопа у Кембриджі (Великобританія) було відкрито пульсуючі джерела радіовипромінювання або просто пульсари. Періоди їхніх пульсацій становили трохи більше однієї секунди, а дослідження змінності випромінювання вказували на дуже малий об'єм випромінюючих областей розмірами в кілька десятків кілометрів. Вони найчастіше зустрічаються поблизу площини Молочного Шляху, а отже, є членами нашої Галактики. Виявилося, що деякі з них спостерігаються в залишках спалахів наднових зір.

Найвідоміший пульсар з періодом 0,033 с. знаходиться в Крабоподібній туманності. У січні 1969 р. це джерело радіовипромінювання було ототожнене зі слабкою зорею 16^m, яка змінює свій блиск із тим же періодом. З таким же періодом від цього джерела йдуть рентгенівські та гамма-імпульси.

У 1977 р. із зорею було ототожнено ще один пульсар - залишок наднової в сузір'ї Вітрила. Він також був джерелом рентгенівського і гамма випромінювання. Це навело на думку про спорідненість пульсарів зі спалахами наднових. На початок 2000 р. було відомо понад 700 пульсарів. Переважно їхні періоди Т близькі до 0,75 с. Від більшості з них ніякого іншого випромінювання, крім радіоімпульсів, не надходить.

Згідно з сучасними теоріями, пульсари - це об'єкти, які виникають на заключних етапах еволюції зір.

Стадія протозорі. Як показують дослідження, в міжзоряному середовищі є протяжні газово-пилові комплекси з масами в тисячі й десятки тисяч мас Сонця, розмірами 10-100 пк (30-300 св.р.) і температурою кілька десятків кельвінів. Такі комплекси гравітаційно нестійкі і з часом дробляться на окремі фрагменти. Саме з таких фрагментів внаслідок гравітаційного стиснення утворюються протозорі.

На початку процесу формування протозорі пилові частинки і газові молекули падають до центра хмари, потенціальна енергія гравітації переходить у кінетичну, а кінетична, внаслідок зіткнень частинок, - у теплову. Таким чином, значна частина гравітаційної енергії стискання витрачається на нагрівання речовини. Газ і пилинки швидко трансформують цю енергію в інфрачервоне випромінювання, яке вільно залишає газово-пиловий комплекс. Тому протозорі є потужними джерелами інфрачервоного випромінювання.

В процесі формування ядра зі значно більшою густиною, ніж у навколишній хмарі, протозоря стає непрозорою для власного інфрачервоного випромінювання, і температура її надр починає стрімко зростати. Енергія від центральних до зовнішніх зон переноситься шляхом конвекції. Коли температура ядра досягає кількох мільйонів кельвінів, включаються перші термоядерні реакції «вигорання» літію, берилію, бору. Але газового тиску, який існує при таких температурах, недостатньо для припинення стискання.

І тільки через кілька сотень тисяч років для майбутніх масивних зір і через сотні мільйонів років для майбутніх карликових зір, коли температура в центрі в процесі подальшого стискання досягає приблизно 10 млн. К, починаються термоядерні реакції перетворення водню на гелій з виділенням величезної кількості енергії. Відтепер сила газового тиску, що підтримується високою температурою, зрівноважує сили гравітації, і стискання припиняється. Протозоря досягає стану гравітаційної рівноваги і перетворюється на молоду зорю, яка відповідно до своєї маси і світності займає певне місце на головній послідовності діаграми спектр - світність.

Що більша маса новонародженої зорі, то вища температура в її надрах (а отже, і на поверхні), більша її світність і тим вище вона розташовується на головній послідовності. Зоря перебуває на ній доти, доки весь водень у центральних її частинах не перетвориться на гелій і не утвориться гелієве ядро.

Відхід зорі від головної послідовності. Після вигорання водню в центрі зорі навколо гелієвого ядра утворюється тонкий сферичний енерговиділяючий шар. Він поділяє зорю на дві зони - вигоріле ядро і зовнішню оболонку. Фізичні процеси у двох зонах зорі розгортаються по-різному. У міру вичерпання водню цей прошарок щораз далі відсувається від центральної зони, збільшуючи розміри і масу ядра.

Червоні гіганти. В дуже товстій оболонці зорі енергія шляхом конвекції переноситься до поверхневих шарів. Потужні конвективні течії виносять в атмосферу продукти згорання, які, переходячи в молекулярний стан, інтенсивно поглинають випромінювання з глибин, через що атмосфера стає непрозорою. Під дією значного тиску випромінювання зсередини оболонка починає розбухати, досягаючи сотень і навіть тисяч радіусів Сонця завтовшки! Для зорі з масою Сонця такий процес починається, коли маса гелієвого ядра досягає 0,4М_ʘ.Через велетенські розміри поверхні температура зорі поступово знижується. Зорі-гіганти класу В4-0 з масою понад 10М_ʘ перетворюються у надгігантів, зорі класів А5-В5 з масою 2,5-10М_ʘ стають гігантами, а зорі пізніших спектральних класів і меншої маси (наприклад, Сонце) стають субгігантами. Тепер температура і тиск у ядрі не можуть протидіяти силі гравітації, ядро починає стискатись, а температура в ньому за рахунок енергії гравітаційного стиснення зростає. У центрі утворюється дуже щільна гаряча область із гелію з невеликими домішками важчих елементів. Подальший розвиток подій залежить від початкової маси зорі.

Маломасивні зорі(М˂1,4М_ʘ ) утворюють вуглецево-кисневе ядро, яке знаходиться всередині червоного гіганта. Під дією тиску випромінювання зсередини оболонка або поступово стікає у простір, або через 10-20 тис. років відділяється від ядра у вигляді планетарної туманності, розширюючись зі швидкістю до 20 км/с. Гаряче гелійове ядро, що залишилося, стає білим карликом. Тиск залишиться високим, навіть якщо температура речовини впаде до абсолютного нуля. Білий карлик перебуває у стані гравітаційної рівноваги, оскільки тиск виродженого газу зрівноважує сили гравітації.

По-іншому проходить заключний етап еволюції масивних зір. В залежності від кінцевої маси ядра, яке утворюється після вичерпання всіх можливих видів термоядерного палива, вони можуть закінчити свій життєвий шлях або у вигляді нейтронної зорі, або спалахом наднової зорі, або у вигляді чорної діри.

Нейтронні зорі. Як показали теоретичні розрахунки, ядро з масою, більшою ніж 1,4М_ʘ, але меншою ніж 2М_ʘ, не може зупинитись на стадії білого карлика. Як тільки у зорі утворилось ядро, що досягло таких меж, тиск газу не може забезпечити протидію силам гравітації і, проминувши стадію білого карлика, ядро продовжує стрімко стискатися практично зі швидкістю вільного падіння. Такий процес називається гравітаційним колапсом. Через деякий час гравітаційний колапс дещо сповільнюється і починається утворення гарячої нейтронної зорі.

Спалахи наднових. Не всі масивні зорі з наведеними раніше масами ядер перетворюються на нейтронні зорі. За розрахунками, при критичній масі ядра, близькій до значення 1,44М_ʘ_, в момент припинення гравітаційного колапсу може утворитись дуже стиснене ядро і порівняно мало стиснена оболонка. Якщо припинення гравітаційного колапсу відбулося досить різко, зовнішні шари, продовжуючи падати до центра, наштовхуються на щільне ядро, різко гальмуються, і вся кінетична енергія падіння перетворюється на тепло. Температура на поверхні ядра різко зростає до значень 7-8 млрд. К, виникає надпотужна ударна хвиля, яка «відскакує» від поверхні ядра і рухається тепер у зворотному напрямку. Починаються термоядерні реакції з утворенням усіх елементів таблиці Менделєєва. При цьому практично миттєво виділяється величезна кількість енергії, тобто відбувається колосальної потужності вибух, під час якого спалахує наднова зоря.

Чорні діри. Можливість існування чорних дір випливає з теорії - для кожного тіла з масою М існує таке граничне значення радіуса R_д, так званого гравітаційного радіуса,

де с - швидкість світла, за якого гравітаційне поле на поверхні стає таким великим, що друга космічна швидкість дорівнює швидкості світла. Це означає, що навіть електромагнітні хвилі не здатні покинути таке тіло, і воно стає невидимим для спостерігача, перетворюючись на чорну діру.

Виявляється, що на заключних етапах життя зорі за маси ядра понад 2М_ʘ гравітаційний колапс може тривати необмежено. За такого колапсу навіть тиск нейтронного газу не здатний зупинити невпинне стискання, зоря може досягти свого гравітаційного радіуса R_д < 10 км і перетворитись на такий дивовижний об'єкт, як чорна діра.

Поблизу чорних дір спостерігаються незвичайні фізичці процеси. Величезна сила тяжіння змінює геометрію простору і часу. Простір наче прогинається, як прогинається пружна плівка під важкою кулею, і прямі лінії перестають бути прямими. Це проявляється у викривленні світлових променів, які проходять повз чорну діру. Ближче до чорної діри промені закручуються вздовж спіралі, й світло наче засмоктується у гравітаційне провалля, з якого немає виходу.

Окрім зміни траєкторій руху тіл та світлових променів, змінюється сам ритм світлових коливань та інших процесів. Уявімо собі фантастичний зореліт, який, летючи до чорної діри, щосекунди посилає на Землю сигнал. З наближенням до мети ми помітимо, що сигнали починають приходити із все більшим запізненням, неначе передавач працює дедалі повільніше. І ось вже між сигналами замість секундного інтервалу минають тижні, місяці, роки, тисячі й мільйони років. Виявляється, сам час сповільнює свою течію біля чорної діри, а на її межі він зупиняється взагалі, втім, як і світло. Це означає, що ми ніколи не сприймемо від зорельота останнього сигналу, який він пошле перед тим, як потрапить у чорну діру, як ніколи не побачимо самої цієї події. Проте сам зореліт, підкоряючись колосальній силі тяжіння, неминуче і з наростаючою швидкістю перетне горизонт подій. За його годинником мине не вічність, а коротесенька мить. І якщо для зовнішнього спостерігача події поблизу чорної діри завмирають, то для того, хто падає, навпаки, все, що відбувається в навколишньому світі, стрімко прискорює свою ходу. І перш ніж потрапити у чорну діру, він побачить весь подальший перебіг подій у Всесвіті.

Питання для самоконтролю:

1.Що називається пульсаром?

2.Проаналізуйте стадію протозорості.

3.Чи існують чорні діри?

<== попередня сторінка	\|	наступна сторінка ==>
Малі тіла Сонячної системи.	\|	Сонце як зоря.

Не знайшли потрібну інформацію? Скористайтесь пошуком google:

Генерація сторінки за: 0.015 сек.