Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Головко

§ 37. Подвійні та змінні зорі. Походження й еволюція зір

Опрацювавши цей параграф, ви зможете пояснити різницю між типами зір; описати еволюцію зір та природу чорної діри.

ПОДВІЙНІ ТА ЗМІННІ ЗОРІ. Зорі, що під дією взаємних сил тяжіння обертаються навколо спільного центра мас, утворюючи єдину динамічну систему, називають фізичними подвійними. Спостереження вказують на те, що фізичні подвійні зорі — поширене явище у Всесвіті. До них, згідно з теоретичними моделями, може належати до 70 % усього зоряного населення.

Залежно від засобів, якими була виявлена подвійність, фізичні подвійні зорі поділяють на три основні класи: візуально-подвійні, затемнювано-змінні та спектрально-подвійні.

Візуально-подвійними зорями є зорі, подвійність яких можна виявити візуально. Якщо у візуально-подвійній системі можна визначити параметри руху (період обертання, великі півосі), то за третім законом Кеплера можна визначити елементи орбіти системи й найважливішу фізичну характеристику — масу кожної зорі.

Якщо подвійність виявлено в результаті фотометричних досліджень періодичних змін блиску системи, такі подвійні зорі називають затемнювано-змінними, бо ці зміни виникають, коли компоненти тісної системи затемнюють одна одну. На рис. 37.1 показано схему і криву блиску затемнювано-змінної зорі Алголь у сузір'ї Персея.

Рис. 37.1. Схема затемнення й крива блиску затемнювано-змінної зорі Алголь у сузір'ї Персея

Спектрально-подвійними зорями називають системи, у спектрі яких лінії зазнають періодичних роздвоєнь. При цьому внаслідок ефекта Доплера найбільшої величини роздвоєння ліній, спільних для спектрів обох зір, досягає, коли один із компонентів рухається в напрямку до спостерігача, а другий — від нього (рис. 37.2).

Рис. 37.2. Ефект Доплера і спектрально-подвійна зоря

Часто один із компонентів спектрально-подвійної системи є таким слабким, що його спектральні лінії не помітні. Тоді замість роздвоєння ліній спостерігають періодичне зміщення ліній яскравого компонента чи то в синій, чи то в червоний бік спектра. Нині, коли створено точні вимірювальні прилади з високою роздільною здатністю, стало можливим вимірювати коливання ліній у спектрах, навіть якщо воно зумовлене невидимим компонентом дуже малої, як порівняти з видимою зорею, маси. Саме в такий спосіб було відкрито екзопланети біля інших зір, і їх відомо вже кілька тисяч.

Зорі, блиск яких періодично змінюється, називають змінними. Їх поділяють на кілька великих груп. Одні з них — пульсуючі зорі, яскравість яких змінюється внаслідок коливання розмірів. Серед них цікавим є клас цефеїд, що отримав назву від однієї з перших відкритих змінних цього типу — δ Цефея. До цефеїд належать багато типів змінних зір — надгігантів високої світності, переважно спектральних класів А, F і G, з періодичною зміною блиску в межах 0,5—2 зоряних величини. Коливання блиску цефеїд зумовлене пульсаціями зовнішніх шарів зір, наслідком чого є періодичні зміни їхніх радіусів (приблизно на 10 %) і температур.

Головною особливістю цефеїд є залежність період — світність, відкрита в 1908 р. Генрієттою Лівітт (США) (рис. 37.3). Ця залежність дає змогу за виявленим зі спостережень періодом змінності обчислити світність цефеїди, а отже, й абсолютну зоряну величину, а потім і відстань до неї.

Рис. 37.3. Головна особливість цефеїд — залежність період-світність, відкрита 1908 р. Г. Лівітт (США)

Завдяки залежності період — світність цефеїди стали головними «маяками» Всесвіту, Визначивши відстань до цефеїди в іншій галактиці, легко встановити відстань і до самої галактики.

Пильну увагу астрофізиків привертають не тільки пульсуючі змінні, а й ті, що спалахують, або вибухові зорі. Ці зорі мають найрізноманітнішу природу і вік: від дуже молодих, що тільки-но народилися, до старих, існування яких вже завершується.

ПОХОДЖЕННЯ Й ЕВОЛЮЦІЯ ЗІР. Наявність у нашій галактиці зір різного віку — від дуже старих (10-12 млрд років) до дуже молодих (кілька сотень тисяч років) переконливо свідчить про те, що процес утворення зір триває і досі.

Навчальний фільм «Утворення та еволюція зір»

Зорі утворюються в масивних (до 10 млн сонячних мас), протяжних (до 100 пк, це — понад 300 св. р.) молекулярних хмарах, яких багато в Галактиці (рис. 37.4). Через гравітаційну нестійкість (утворення в будь-якому, навіть однорідному, середовищі за наявності сил тяжіння невеликих відхилень від середніх значень щільності й швидкості руху частинок, що спричиняють появу окремих згустків) галактичні хмари діляться на менші фрагменти. Якщо маса фрагмента перевищить деяку критичну масу, сили гравітації в ньому переважать сили газового тиску, і він почне стискатися. Ця подія і є початком зореутворення.

Рис. 37.4. Газопилова хмара — місце і джерело зореутворення

Досягнувши певної щільності, центральна частина втрачає прозорість, всередині фрагмента виникає щільне й гаряче, гідростатично рівноважне зореподібне ядро. У такому ядрі гравітація врівноважена внутрішнім тиском — це і є протозоря.

Коли температура ядра молодої зорі досягає 3-4 млн К, у ньому «запускається» термоядерна реакція — починає горіти Гідроген. Температура в ядрі продовжує зростати, згодом процес ущільнення закінчується, зоря стабілізується і, залежно від своєї маси та світності, посідає цілком певне місце на головній послідовності діаграми Герцшпрунга — Рассела. Зоря сонячної маси перебуває на ній приблизно 10 млрд років, зоря на порядок більшої маси — тільки 300 млн років. Після вичерпання запасів водневого палива стаціонарний період у житті зорі закінчується, і вона покидає головну послідовність. Далі з зорею відбуваються кардинальні зміни, які залежать від її початкової маси.

Питання утворення зір пов'язане ще з одним важливим процесом — утворенням планет і планетних систем. Як з'ясувалося, виявлені екзопланетні системи здебільшого не схожі на нашу. У них, наприклад, планети-гіганти на взірець Юпітера обертаються на дуже близьких відстанях від материнської зорі. Чому це так — астрономія ще має з'ясувати. Але, напевне, в нашій зоряній системі є планетні системи, схожі на нашу. Принаймні планети з твердими поверхнями вже виявлено.

На головній послідовності діаграми Г — Р зорі дуже повільно змінюють свої параметри. Проте зміни відбуваються, і що масивніша зоря, то швидше.

Зорі малої маси (до двох сонячних) по завершенні життя спочатку стають червоними гігантами й опиняються на діаграмі Г — Р у правому верхньому куті в зоні червоних гігантів. Урешті-решт зоря поступово чи всю одразу скидає в міжзоряний простір непрозору, слабко пов'язану з ядром силою тяжіння, холодну оболонку. Оболонка, розширюючись від оголеного ядра, утворює планетарну туманність (рис. 37.5). За кілька десятків тисяч років ця туманність розсіюється у просторі, а колишнє ядро зорі — білий карлик — поступово охолоджується.

Рис. 37.5. Планетарна туманність є залишком зовнішньої оболонки зорі — червоного гіганта

Маси білих карликів співмірні з масою Сонця, але їхні радіуси порівнянні з радіусами планет земного типу. Тому білі карлики мають дуже великі густини — від сотень кілограмів до сотень тонн речовини в 1 см3. Середня температура їхніх поверхонь становить 20 000—30 000 К, хоча в щойно народжених карликів вона може бути значно вищою. Через малі розміри білі карлики мають дуже малі світності й на діаграмі Г — Р посідають місце в лівому нижньому куті.

Наше Сонце закінчить свій життєвий шлях як білий карлик.

Масивні зорі (понад вісім мас Сонця) закінчують своє існування інакше. Переживши кілька розширень і стискань, вони вибухають як Наднові, коли за дуже короткий час виділяється стільки енергії, скільки зоря випроменила за весь час існування. Типова крива блиску Наднової має характерний крутий підйом, що доходить до максимального значення за 15—20 діб. Наднова перебуває в максимумі блиску протягом приблизно 10 діб, після чого блиск спочатку переривчасто, потім майже рівномірно спадає. Часто світність Наднової, що з'явилася в іншій галактиці, буває співмірною зі світністю всієї зоряної системи, в якій вона вибухнула.

Роль вибухів Наднових в еволюції Всесвіту важко переоцінити. Під час вибуху Наднової утворюються всі елементи таблиці Менделєєва, і ними поповнюється міжзоряний простір. Без цих елементів було б неможливим утворення складних структур, наприклад, планет земного типу і життя на них.

Якщо маса ядра зорі, що вибухнула, становила від 1,4 до 3 сонячних, то після вибуху залишається нейтронна зоря, навколо якої утворюється волокниста туманність, що розширюється, — залишок Наднової (рис. 37.6).

Рис. 37.6. Крабоподібна туманність — залишок Наднової, яка вибухнула в 1054 р.

Нейтронні зорі складаються переважно з електрично нейтральних елементарних частинок — нейтронів. Розміри цих зір становлять 20-40 км, а значення їхніх густин порівнянні з густиною атомного ядра і більші за 1 000 000 000 кг/см3.

Нейтронні зорі зі швидким обертанням спричиняють явище пульсара. Їхня головна особливість — регулярні, з короткою тривалістю (від кількох десятих мілісекунди до декількох десятих або сотих секунди) сплески радіохвиль (рис. 37.7). За цими сплесками радіовипромінювання їх і відкрили наприкінці 60-х років ХХ ст. Деякі пульсари, наприклад у Крабоподібній туманності, випромінюють не тільки в радіо-, але й у гамма-, рентгенівському, УФ- та оптичному діапазонах. Згодом пульсари, сповільнюючи обертання, «завмирають». Тривалість їхнього життя становить кілька мільйонів років.

Чорні діри, названі так у 1967 р. астрофізиком Дж. Вілером, утворюються на завершальному етапі еволюції масивних зір, маса ядер яких перевищує сонячну втричі й більше. У цьому разі ядро зорі зазнає необмеженого гравітаційного колапсу з утворенням чорної діри — ділянки простору, в якій поле тяжіння таке велике, що друга космічна швидкість для тіл, які там перебувають, є більшою за швидкість світла.

Окрім чорних дір, сформованих внаслідок гравітаційного колапсу масивних зір, є чорні діри набагато більших розмірів, що містяться в ядрах галактик. Їхні маси становлять сотні мільйонів сонячних мас — до 1 % загальної маси Галактики. Імовірно, могли існувати й первісні дуже маленькі чорні діри, що утворилися на початку народження Всесвіту.

Чорні діри не можна спостерігати прямо, тому для їх вивчення й пошуку застосовують непрямі методи. Зокрема, якщо чорна діра входить до складу тісної подвійної системи, а видима сусідка — це зоря-гігант, то під дією сили тяжіння її речовина перетікатиме на чорну діру (рис. 37.7). Падаючи в полі тяжіння діри, газ нагрівається до температури в мільйони кельвінів і випромінює рентгенівські промені. Одне з джерел такого випромінювання, Лебідь Х-І, виявили в сузір'ї Лебедя ще на початку 70-х років ХХ ст. З появою рентгенівської астрономії з'явилася можливість реєструвати ці джерела за допомогою приймачів, винесених за межі земної атмосфери.

Рис. 37.7. Чорна діра в подвійній зоряній системі (фрагмент малюнка художника-фантаста)

! Головне в цьому параграфі

Зорі зазвичай утворюють різні системи, найпростішою з яких є подвійна зоря. Народжуються зорі в газопилових хмарах шляхом їх гравітаційного стискання. Цей процес відбувається й нині. В останнє десятиліття ХХ ст. астрономи відкрили екзопланети — планети біля інших зір. Час існування зорі на головній послідовності діаграми Герцшпрунга — Рассела визначає її маса. Що масивніша зоря, то менше часу вона існує у стабільному стані. Зорі, схожі на Сонце, врешті-решт перетворюються на білі карлики, масивніші, часто вибухаючи як Наднові, стають нейтронними зорями, а наймасивніші закінчують своє існування як чорні діри.

? Запитання для самоперевірки

  • 1. Які зорі називають фізичними подвійними та на які основні класи їх поділяють?
  • 2. Які зміни геометричного характеру відбуваються з цефеїдами?
  • 3. Якою буде кінцева стадія еволюції Сонця: білий карлик, нейтронна зоря, чорна діра?
  • 4. Зоря якої маси (більшої чи меншої за сонячну) наприкінці свого існування спалахує як Наднова?
  • 5. Поясніть, чому не можна прямо спостерігати чорні діри.