Сайт викладача фізики

Загальні відомості про зірки та галактики.

 

 

Тема 4. Загальні відомості про зірка та галактики.

§20. Спектральна класифікація зірок.

§21. Еволюційна класифікація зірок.

§22. Загальні відомості про галактики та квазари.

 

Тема 4. Загальні відомості про зірки та галактики.

 

§20. Спектральна класифікація зірок.

 

В ясну безмісячну ніч, неозброєним оком можна побачити та розрізнити не більше 5000 зірок. Однак, якщо мова йде про сучасні, наукові методи астрономічних досліджень, то вони дозволяють побачити, дослідити та кількісно описати в тисячі разів більшу їх кількість. На сьогоднішній день, визначено координати кількох мільйонів зірок, а кількісно досліджено та описано близько 200 000 зірок нашої Галактики. При цьому кожна з них, має свої параметри та індивідуальні особливості. Ясно, що в такій ситуації неминуче постає питання про певну класифікацію зірок.

В §5 ми говорили про те, що в ті далекі часи, коли люди ще нічого не зали ані про реальні розміри зірок, ані про їх реальну світлову потужність, ані про відстані до них, параметри цих зірок оцінювали за величиною їх видимої яскравості, тобто за кількістю того світла, що потрапляє в око спостерігача від даної зірки. В фізиці подібну яскравість характеризують величиною, яка називається силою світла і яка вимірюється в канделах. В астрономії ж, величину яка оцінює порівняльну яскравість зірки за зоровими відчуттями людини, називають видимою зоряною величиною.

Видима зоряна величина, це безрозмірна величина, яка характеризує яскравість небесного тіла, тобто кількість того світла, що потрапляє в око спостерігача від відповідного тіла (зірки) і яка оцінюється за зоровими відчуттями людини (позначається m – від англ. magnitude, що в змістовному перекладі означає «зоряна величина»).

Поняття зоряної величини, запровадив ще у другому сторіччі до нашої ери, давньогрецький астроном Гіпарх. Гіпарх розділив усі доступні неозброєному оку зірки на шість зоряних величин. При цьому, найбільш яскраві зірки, стали називати зірками першої величини (позначаються 1^m), менш яскраві – зірками другої величини (позн. 2^m) і т.д. Найменш же яскраві, ледь помітні неозброєним оком зірки, були віднесені до розряду зірок шостої величини (позн. 6^m). Згодом для більш точної оцінки яскравості тієї чи іншої зірки, почали використовувати не лише цілі, а й дробові значення зоряної величини (1,3^m; 2,7^m; 3,2^m; тощо).

В подальшому, вище описану класифікаційну схему суттєво розширили. Ті світила, яскравість яких у відповідне число разів перевищувала яскравість зірок першої зоряної величини (1^m), отримували відповідно менші за 1^m величини: 0^m; -1^m; -2^m і т.д. Наприклад, найяскравіша зоря нічного неба Сіріус, має зоряну величину -1,5^m. Середня видима зоряна величина Венери -4,5^m; Місяця у повні -13^m; Сонця -26,8^m. Ті ж візуально не видимі зірки яскравість яких була меншою за 6^m, отримували відповідно більші значення зоряної величини. Тому є зорі 7^m; 8^m; 9^m і т.д. Скажімо орбітальний телескоп «Хабл» дозволяє спостерігати за зірками, зоряна величина яких 31,5^m.

Прийнято вважати, що яскравість (сила світла) зірки шостої зоряної величини (6^m) у 100 разів менша за яскравість зірки першої величини (1^m). А це означає, що яскравості двох сусідніх зоряних величин відрізняються  у ⁵√100=2,512≅2,5 рази.

Звичайно, «видима зоряна величина» не відображає ані реальні розміри зірки, ані її реальну світлову потужність, ані її реальної яскравості. Зоряна величина, це лише міра тієї яскравості (а фактично сили світла), яку створює відповідна зірка по відношенню до земного спостерігача. При цьому цю яскравість (силу світла) вимірюють не в канделах (як у фізиці), а в зоряних величинах. Втім, якщо мова йде про сучасні наукові вимірювання видимих зоряних величин, то вони здійснюються точними астрономічними приладами і в цьому сенсі, видима зоряна величина (m), є цілком об’єктивною, точною та важливою характеристикою будь якої зірки.

Та як би там не було, а саме система видимих зоряних величин, була тією першою класифікаційною системою, яка дозволяла бодай якось систематизувати наявне різноманіття зірок. Якщо ж говорити про сучасні класифікаційні системи, то вони грунтуються не на суб’єктивних зорових відчуттях людини, а на більш об’єктивних кількісних оцінках параметрів зірок і перш за все їх температури та тієї величини, яка називається світністю зірки.

Світністю астрономічного об’єкту (позначається L), називають ту загальну кількість енергії, яку випромінює даний астрономічний об’єкт (зірка, галактика, тощо) за одиницю часу. Іншими словами, світність характеризує загальну енергетичну потужність відповідного об’єкту. Світність астрономічного об’єкту вимірюють як в загально прийнятих одиницях потужності (ватах, Вт), так і в одиницях світності Сонця (L_c). Визначити ж світність Сонця не важко. Для цього потрібно виміряти кількість тієї світлової енергії, що припадає на 1м² площі, та помножити отриману величину на об’єм сфери радіусом 1а.о. = 1,5·10¹¹м. При цьому вимірювання показують, що L_c=3,86·10²⁶ Вт.

Можна довести, що світність зірки (L) пов’язана з її радіусом (R) та ефективною температурою (Т), а по суті з температурою поверхні, співвідношенням L = 4πR²σT⁴

σ– постійна величина, яка визначається експериментально і називається сталою випромінювання, або сталою Стефана-Больцмана: σ = 5,67·10^-8Вт/м²К⁴.

Оскільки безпосередньо виміряти радіус (діаметр) далекої зірки практично не можливо, то на практиці світність зірки (L) визначають за науково обгрунтованою формулою    L = L_c·10^{0,4(Mc – M)} ,

де  М_c = 4,77 – абсолютна зоряна величина Сонця,

М – абсолютна зоряна величина даної зірки.

Абсолютна зоряна величина (М), відрізняється від видимої зоряної величини (m) тим, що характеризує параметри яскравості (сили світла) космічних об’єктів за тієї умови, що всі ці об’єкти гіпотетично знаходяться на одній і тій же стандартній відстані від спостерігача – на відстані 10 парсеків. (Нагадаємо: 1 пк = 3,26 св.р. = 206 265 а.о. = 3·10¹⁶ м). Порівняно з видимою зоряною величиною (m), абсолютна зоряна величина (М) є більш об’єктивною характеристикою світлових (енергетичних) параметрів зірки. Адже вона характеризує зірку за певних, однакових для всіх умов.

Можна довести, що абсолютна зоряна величина зірки (М) зв’язана з її видимою зоряною величиною (m) та з реальною відстанню до зірки (d) співвідношенням    М = m + 5(1 – lgd).

Таким чином, визначення світності (L), а по суті енергетичної потужності зірки, фактично зводиться до визначення її видимої зоряної величини (m) та відстані до неї (d). А про те, як визначаються відстані до космічних об’єктів,   ми детально говорили в §9.

Другою надзвичайно важливою характеристикою будь якої зірки, є її ефективна температура, а по суті – температура її поверхні. В §11 ми говорили про те, що базовим методом сучасних астрономічних досліджень є так званий спектральний аналіз, тобто метод визначення тих чи інших параметрів певного об’єкту на основі аналізу того світла, яке випромінює або поглинає цей об’єкт. Власне завдяки спектральному аналізу, ми до тисячних частин відсотка знаємо про хімічний склад тих чи інших космічних об’єктів, про їх температуру, швидкість та напрям руху, швидкість обертання, тощо. Скажімо, коли ми говоримо про температуру поверхні зірки, то вона нерозривно пов’язана з кольором цієї зірки. Наприклад зірка з температурою поверхні 6000К буде жовто-білою, з температурою поверхні 2500К – червоною, а з температурою 18000К – біло-блакитною. При цьому, в залежності від відтінків кольору, та спектрального складу світла, температуру поверхні зірки можна визначити надзвичайно точно.

Велика кількість астрономічних досліджень та вимірювань, базується на застосуванні принципу подібності. Скажімо, визначивши відстань (d) до відносно близької зірки А, та знаючи її абсолютну зоряну величину (M) і температуру поверхні (T), можна визначити світність цієї зірки (L). З іншого боку, якщо наддалека зірка Б, є подібною до зірки А, то виходячи з того, що світності цих зірок є однаковими, можна визначити відстань до зірки Б.

Із вище сказаного ясно, що в астрономії, питання чіткої та об’єктивної класифікації зірок, є надзвичайно важливим. Говорячи про таку класифікацію, перш за все зазначимо, що будемо аналізувати та класифікувати лише ті зірки, які знаходяться в нашій Галактиці і які є активними, тобто такими, що випромінюють велику кількість світлової енергії, джерелом якої є ті термоядерні реакції що відбуваються в надрах зірки.

По суті базовими класифікаційними ознаками будь якої зірки, є її світність (L) та ефективна температура (Т). Ефективною температурою зірки (Т), називають ту температуру, яка визначається на основі спектрального аналізу того світла, яке надходить від зірки і яка по суті дорівнює температурі умовної поверхні відповідної зірки. Сучасні методи спектрального аналізу, дозволяють визначати ефективну температуру найвіддаленіших зірок Всесвіту, з надзвичайно великою точністю. Це тим більш важливо, якщо мати на увазі факт того, що ефективна температура, нерозривно пов’язана не лише з кольором та температурними а отже енергетичними параметрами поверхні та надр зірки, а й з її масою, тривалістю життя, розмірами, яскравістю, а зрештою –  з минулим та майбутнім зірки.

На початку минулого століття, група вчених Гарвардського університету (США), на основі тривалих досліджень та аналізу багатьох експериментальних фактів, розробила так звану Гарвардську спектральну класифікацію зірок. У відповідності з цією класифікацією, всі досліджені на той час зірки, в залежності від їх ефективної температури, а отже і кольору, були розділені на сім класів, які позначалися наступною послідовністю латинських букв: O, B, A, F, G, K, M (мал.80). При цьому класу О відповідали найгарячіші зірки, а класу М – найхолодніші.

Мал.80. Гарвардська класифікація зірок, базується на факті залежності параметрів зірки від її ефективної температури.

У відповідності з гарвардською класифікацією, кожен клас зірок характеризувався не лише певними параметрами кольору та температури, а й певними параметрами маси, розмірів, яскравості, особливостей спектру та частки зірок даного класу від усіх досліджених зірок. Більшість з цих параметрів наведено в наступній таблиці.

Таблиця. Основні параметри зірок у відповідності з їх Гарвардською спектральною класифікацією.

Клас зірки	Температура зірки  (К)	Маса зірки (Мc)	Радіус зірки (Rc)	Яскравість зірка (Lc)	Частка зірок
O	>  33 000 К	>  16	>  6,6	> 30000	0,0001%
B	33000 – 10000	(16 – 2,1)	(6,6 – 1,8)	30000 – 25	0,13%
A	10000 – 7500	(2,1 – 1,4)	(1,8 – 1,4)	25 – 5	0,6%
F	7500 – 6000	(1,4 – 1,04)	(1,4 – 1,15)	5 – 1,5	3,05%
G	6000 – 5200	(1,04 – 0,8)	(1,15-0,96)	1,5 – 0,6	7,62%
K	5200 – 3700	(0,8 – 0,45)	(0,96 – 0,7)	0,6 – 0,08	12,1%
M	<  3700 К	< 0,45	<  0,7	< 0,08	76,5%

 

В 30-х роках минулого сторіччя, зусиллями групи вчених з Йєрської обсерваторії (США), Гарвардська касифікаційна схема була суттєво розширена. Це розширення забезпечувалось двома нововведеннями. Перше полягало в тому, що для більш точної класифікації зірок, кожен спектральний клас Гарвардської системи, розділявся на десять підкласів, які наряду з відповідною буквою позначались додатковою цифрою від 0 до 9. Наприклад зірки класу В, поділялись на десять підкласів: В0; В1; В2; …. В9. При цьому, підкласу з меншим значенням цифри відповідала більш висока температура зірки.

Друге нововведення Йєрської класифікаційної системи полягало в тому, що в ній на ряду з класифікацією зірок на основі вимірювання їх ефективної температури, доповнювалась класифікацією тих же зірок на основі параметрів їх світності (енергетичної потужності). При цьому, за величиною цієї світності, зірки поділялись на вісім класів світності, які позначались римськими цифрами і яким відповідали наступні групи зірок:

(0) – гіпергіганти;

(1) – надгіганти;

(2) – яскраві гіганти;

(3) – гіганти;

(4) – субгіганти;

(5) – зорі головної послідовності;

(6) – субкарлики;

(7) – білі карлики.

Наприклад, найяскравіша зірка північної півкулі, Сіріус, має спектральний клас А1(5). Це означає, що Сіріус є зіркою основної послідовності (5), спектрального класу А1, якому відповідають наступні параметри:

спектральний колір – білий:

видимий колір – біло-блакитний;

температура – 9500 К;

маса – 2,0 М_c;

радіус – 1,7 R_c;

яскравість – 21 L_c.

Потрібно зауважити, що важливою  класифікаційною ознакою поділу активних зірок, є їх приналежність чи не приналежність до так званої головної послідовності. Дослідження показують, що близько 90% активних зірок нашої Галактики, є зірками головної послідовності. Це означає, що в надрах цих зірок відбувається водневий цикл термоядерних реакції, в процесі якого ядра атомів водню об’єднуються (синтезуються) в ядра атомів гелію: 4¹H₊₁ → ⁴He₊₂ + 2⁰e₊₁ + ΔE. Водневий цикл термоядерних реакцій є найбільш тривалим та найбільш стабільним періодом життя зірки. Тривалість цього періоду становить близько 90% від загальної тривалості активного життя зірки, і визначальним чином залежить від її маси: чим більша маса, тим менша тривалість життя і навпаки.

На початку 20-го століття, данський астроном Ейнар Герцшпрунг та американський астроном Генрі Расселл, незалежно один від одного нанесли на діаграму «Спектральний клас» – «Світність» відомі на той час зорі та отримали ту діаграму, яку сьогодні прийнято називати діаграмою Герцшпрунга-Рассела (мал.81). Пізніше, ця діаграма виявилась ключем для розуміння тих процесів, які відбуваються при еволюцій зірок.

Мал.81. Загальний вигляд діаграми Герцшпрунга-Рассела.

На діаграмі Герцшпрунга-Рассела можна виділити три характерних групи зірок. Найчисельніша з них, це зірки головної послідовності. Саме до таких зірок належить і наше Сонце. З еволюційної точки зору, головна послідовність, це те місце діаграми Герцшпрунга-Рассела, де зоря перебуває левову частину (близько 90%) свого активного життя. При цьому час перебування зірки на головній послідовності, а по суті час її спокійного активного життя, визначальним чином залежить від маси зірки. Скажімо зірки спектрального класу О5 та світності L = 10⁵L_с, перебувають на лінії головної послідовності лічені мільйони років. Тоді як Сонце (спектральний клас G2; L = 1L_с) буде перебувати на лінії головної послідовності близько 10 мільярдів років. Тривалість же такого перебування для якогось малопомітного червоного карлика спектрального класу М2, може становити трильйони років.

Другу, не надто чисельну групу зірок утворюють ті, що знаходяться над лінією головної послідовності і які називаються тими чи іншими гігантами. Ці зірки перебувають у стадії активного старіння і належать до класів світності (0) – (4). Нарешті під лінією головної послідовності, знаходяться білі карлики та субкарлики – зірки, які представляють собою розжарені ядра не надто масивних червоних гігантів, що залишаються після того, як зовнішня оболонка цих гігантів розсіюється.

Контрольні запитання.

1. Що характеризує видима зоряна величина зірки?

2. Зоряні величини зірок А і Б відповідно дорівнюють 5^m і -1^m. Яка з цих зірок є більш яскравою і у скільки разів?

3. Що характеризує світність зірки і в чому вона вимірюється?

4. Чим абсолютна зоряна величина відрізняється від видимої зоряної величини, і яка з цих величин є більш об’єктивною?

5. Як визначається ефективна температура зірки і що вона характеризує?

6. В чому суть Гарвардської спектральної класифікації зірок?

7. Чим Йєртська класифікація зірок відрізняється від Гарвардської класифікації?

 

§21. Еволюційна класифікація зірок.

 

Про еволюцію зірок, загальні риси якої представлені на мал.82, ми поговоримо в розділі «Космологія». Наразі ж просто зауважимо, що в процесі свого еволюційного розвитку, одна і та ж зірка, може перебувати в якісно відмінних станах. Характеризуючи ці стани, говорять про зірки основної послідовності, червоні гіганти, білі карлики, планетарні туманності, наднові, нейтронні зірки та чорні діри. Власне про загальні характеристики цих різних еволюційних станів зірок, ми і поговоримо в даному параграфі.

Мал.82. В процесі свого еволюційного розвитку, одна і та ж зірка може перебувати в якісно відмінних станах.

Зорі головної послідовності. Дослідження показують, що близько 90% активних зірок нашої Галактики, є зірками головної послідовності. Це означає, що в надрах цих зірок відбувається водневий цикл термоядерних реакції, в процесі якого ядра атомів водню об’єднуються (синтезуються) в ядра атомів гелію: 4¹H₊₁ → ⁴He₊₂ + 2⁰e₊₁ + ΔE. Водневий цикл термоядерних реакцій є найбільш тривалим та найбільш стабільним періодом життя зірки. Тривалість цього періоду становить близько 90% від загальної тривалості активного життя зірки, і визначальним чином залежить від її маси: чим більша маса, тим менша тривалість життя і навпаки.

В загальних рисах, внутрішній устрій зірок головної послідовності, схожий на внутрішній устрій Сонця (мал.54): зона термоядерних реакцій, зона променистої рівноваги, зона конвекції, фотосфера. Схожими є і ті процеси, що відбуваються в надрах цих зірок. Однак масштаби процесів, масштаби розмірів та співвідношень зон, для різних груп зірок головної послідовності можуть бути суттєво різними.

Зорі головної послідовності вирізняються надзвичайним різноманіттям. Описуючи це різноманіття, часто говорять про блакитні гіпергіганти, блакитні та біло-блакитні гіганти, про білі, жовті, помаранчеві та червоні карлики. Наприклад наше Сонце, відносять до групи жовтих карликів. Загальні параметри зірок головної послідовності стисло опишемо на прикладі найбільших та найменших з них.

Мал.83. Порівняльні розміри зірок головної послідовності.

Блакитними гігантами називають ті надмасивні та надгарячі зірки головної послідовності, спектральний клас яких О або В (точніше, спектрального класу понад В5). Це означає, що ефективна температура цих зірок понад 20 000 К, маса – понад 10М_с, світність – понад 10³ L_с. Внаслідок великої світності, блакитні гіганти швидко витрачають термоядерне паливо і тому живуть не довго. Час перебування блакитних гігантів на головній послідовності, рідко перевищує 100 млн. років. З плином часу, блакитні гіганти еволюційно перетворюються на червоні надгіганти, а зрештою і на нейтронні зірки або чорні діри.

На теперішній час в нашій Галактиці масивні блакитні гіганти зустрічаються надзвичайно рідко. Прикладом такої рідкісної зорі є Епсілон Центавра (Сузір’я Центавр в південній півкулі зоряного неба).  Спектральний клас В1. Відстань від Землі 380 св.р. Маса 11,6 М_с. Радіус 6,25 R_с. Світність 15217 L_с. Ефективна температура 24 000 К.

Наймасивнішою, найгарячішою та найяскравішою з відомих науці зірок головної послідовності, що належать до класу блакитних гіпергігантів, є зірка RMC136a1. Вона знаходиться в найближчій до нас карликовій галактиці, що називається Великою Магелановою Хмарою, і має наступні характеристики. Відстань від Землі 165 000 св.р. Маса 315 М_с. Радіус 36 R_с. Світність 8,7·10⁶ L_с. Ефективна температура 53 000 К.

Червоними карликами називають ті зірки головної послідовності, які мають гранично малу масу і надмалу світність, та є зірками спектрального класу М. Це означає, що ефективна температура цих зірок менша 3500К, маса – менша 0,45М_с (нижня межа маси 0,0767 М_с), світність – менша 0,08 L_с. Червоні карлики, надзвичайно економно витрачають запаси водневого палива і тому живуть надзвичайно довго. Тривалість перебування червоного карлика на головній послідовності може вимірюватись трильйонами років (для порівнняння – вік нашого Всесвіту становить 13,8 мільярдів років). Червоні карлики еволюційно не перетворюються на червоні гіганти, а в процесі старіння, поступово стають дрібними білими карликами.

Вище згадані блакитні гіганти та гіпергіганти, білі, жовті, помаранчеві та червоні карлики, є зірками головної послідовності, тобто того найтривалішого періоду життя зірки, який забезпечуєтьтся водневим циклом термоядерних реакцій в її надрах. Однак рано чи пізно водневе паливо закінчується і зірка вступає в епоху старіння та перетворюється на так званий червоний гігант.

Червоні гіганти.  Червоними гігантами називають ті відносно масивні, величезні за розміром та відносно холодні за ефективною температурою зірки, які не є зірками головної послідовності і в надрах яких синтезуються ядра важчі гелію. Класичним прикладом червоного гіганта, а точніше надгіганта, є одна з зірок сузір’я Оріона, яка називається Бетельгейзе (мал.84). Бетельгейзе – червоний надгігант, який знаходиться на відстані 430 св.р. від Сонця та має наступні загальні характеристики: М ≈ 17М_с, R ≈ 650R_с, L ≈ 7·10⁴L_с. Бетельгейзе перебуває на завершальній стадії своєї еволюції, яка має завершитися надпотужним спалахом на місці якого залишиться те, що прийнято називати чорною дірою. Втім, маса Бетельгейзи така, що на її місці може залишитись як чорна діра так і нейтронна зірка.

Мал.84 Бетельгейзе: повівняльні з Сонцем розміри.

Потрібно зауважити, що процес переходу зірки, від зорі головної послідовності, до відповідного червоного гіганта, є досить тривалим і полягає в наступному. По мірі того, як в надрах зірки головної послідовності, інтенсивність водневого циклу термоядерних реакцій зменшується, гравітаційні сили починають додатково стискати, а відповідно – додатково розігрівати центральну частину (ядро) зірки. В процесі цього стиснення та розігрівання в надрах зірки, при все більш і більш високих температурах синтезуються все більш і більш важкі атомні ядра. Та ж  енергія, яка виділяється в процесі цього синтезу певним чином протидіє гравітаційному стисканню ядра.

Одночасно з цим, та периферійна частина зірки, що знаходиться за межами ядра, під дією зростаючого фотонного тиску, поступово віддаляється від ядра. В процесі цього віддалення густина і температура периферійної частини зірки неухильно зменшується. При цьому зірка поступово перетворюється на червоний гігант. Червоний гігант це стара зірка, що перебуває на останньому етапі свого активного життя і яка складається з двох яскраво виражених частин: надзвичайно густого розжареного ядра, та віддаленої від нього розрідженої і відносно холодної периферійної частини.

Оскільки процес переходу зірки головної послідовності до відповідного, максимально роздутого червоного гіганта є неперервно-поступовим, то ясно, що на різних стадіях цього переходу, одна і та ж зірка може виглядати суттєво по різному. Скажімо, та зірка яка перебуваючи на стадії головної послідовності, представляла собою надмасивний, надгарячий блакитний гігант, в процесі переходу до відповідного червоного надгіганта, еволюційно проходить і стадію біло-голубого гіганта, і стадію білого гіганта, і стадію жовто-білого гіганта, і стадію жовтого гіганта, і стадію помаранчевого надгіганта, і нарешті стадію червоного надгіганта. І всі ці кольорові гіганти та надгіганти фактично є червоними гігантами. Так що червоні гіганти, не завжди червоні.

З моменту перетворення зірки на червоний гігант її очікує неминучий перехід до якісно нового етапу існування. При  цьому, в залежності від наявної маси ядра червоного гіганта, можливі три варіанти такого переходу:

1). Якщо М ≤ 1,4 М_с, то зовнішня оболонка червоного гіганта поступово розсіюється і на його місці залишається розпечене ядро зірки, яке прийнято називати білим карликом;

2) Якщо 1,4М_с < М ≤ 3,2М_с, то червоний гігант з неймовірною силою вибухає і на його місці залишається гранично щільне ядро зірки, яке прийнято називати нейтронною зіркою;

3) Якщо М > 3,2 М_с, то червоний гігант, з ще більш неймовірною силою вибухає і на його місці залишається неймовірно маленьке та неймовірно густе ядро, яке прийнято називати чорною діркою.

Потрібно зауважити, що вище наведені значення мас, стосуються маси ядра червоного гіганта. А в цьому ядрі зазвичай зосереджена лише п’ята частина від загальної маси зірки. Зважаючи на ці обставини та оцінюючи долю червоного гіганта за величиною його загальної маси, можна записати:

якщо                  М ≤  7М_с          – білий карлик,

якщо            7М_с < М  ≤ 16М_с  – нейтронна зірка

якщо                   М > 16М_с            – чорна діра.

         Білі карлики. Білими карликами називають ті малі за розміром та великі за густиною зірки, які не є зірками головної послідовності і в надрах яких не відбуваються термоядерні реакції. Білі карлики представляють собою розжарені ядра не надто масивних червоних гігантів, що залишаються після того, як зовнішня оболонка цих гігантів розсіюється. За сучасними уявленнями, білі карлики – кінцевий продукт еволюції тих активних зірок, маси яких знаходяться в межах 0,8М_с < М ≤ 7М_с. Поступово охолоджуючись, білі карлики гаснуть та стають чорними карликами, які в практично незмінному вигляді існуватимуть до нового циклу еволюційного розвитку Всесвіту.

Однією з визначальних ознак білих карликів є їх надзвичайно висока густина. Ця густина становить (10⁶ -10⁷) г/см³, що в мільйони разів перевищує густину води. За такої густини, електронні оболонки атомів руйнуються, а речовина представляє собою гранично щільну суміш електронів та атомних ядер.

Прикладом типового білого карлика є зірка, яка носить назву Сіріус В (мал.85). Ця зірка є складовою системи подвійних зірок Сіріус – Сіріус В. Спочатку ця система складалась з двох біло-блакитних зірок спектрального класу В. При цьому маса Сіріуса становила 2М_с, а маса Сіріуса В – 5М_с. Приблизно 120 млн. років тому, більш масивний Сіріус В перетворився на червоний гігант, а згодом і на сучасний білий карлик. Сучасна маса Сіріуса В 0,98М_с, а його радіус – на 10% менший за радіус Землі. І це при тому, що Сіріус В, це один з найбільших білих карликів. Ефективна температура поверхні Сіріуса В 25000К. Світність 0,026L_с.

Мал.85. Порівняльні розміри Землі та білих карликів.

Потрібно зауважити, що білі карлики головної послідовності та ті білі карлики що не є зірками головної послідовності, це абсолютно різні зірки. Наприклад, на теперішній час Сонце є білим, а точніше біло-жовтим карликам головної послідовності. Тобто тією відносно невеликою зіркою, в надрах якої відбувається водневий цикл термоядерних реакцій і ефективна температура поверхні якої близька до 6000К. Коли ж через 5,5 мільярдів років на місці Сонця залишиться його маленьке за розміром та величезне за густиною розжарене ядро, то це ядро і буде білим карликом не головної послідовності.

         Нейтронні зірки. Нейтронними зірками називають ті гіперщільні космічні об’єкти, які складаються з нейтронів, що перебувають в стані виродженого фермі-газу (в стані гранично можливого ущільнення нейтронів). Маса нейтронної зірки співрозмірна з масою Сонця, а її радіус близький до 10 км. В кожному кубічному сантиметрі такої зірки міститься близько мільярда тон речовини ( =10⁹ т/см³ = 10¹²кг/см³ = 10¹⁵г/см³). Для порівняння: в кубічному сантиметрі сталі не більше 8 грам речовини.

Нейтронна зірка відноситься до числа тих космічних об’єктів, існування яких було спочатку теоретично передбаченим (1934р), а потім – експерементально підтвердженим. Ясно, що візуально побачити тіло радіусом 10 км з відстані декількох тисяч чи мільйонів світлових років, практично не можливо. Однак, те, що не можливо побачити візуально, іноді можна відкрити застосовуючи інші методи досліджень. Скажімо, однією з визначальних ознак нейтронної зірки (у всякому разі молодої нейтронної зірки), є її швидке обертання. Це обертання, прямий наслідок того надшвидкого стиснення ядра червоного надгіганта, яке передує його вибуху та появі нейтронної зірки. Власне саме це швидке обертання нейтронної зірки, яке в свою чергу створює відповідні пульсуючі коливання електромагнітного поля і дозволяє вченим «бачити» нейтронні зірки (пульсари).

Чорні діри. Напевно в науці нема іншого фізичного об’єкту, про який можна почути стільки вигадок, перекручень, домислів, нісенітниць та відвертої маячні, аніж той який прийнято називати «чорною дірою». Скажімо, хто не чув про те, що чорні діри, це такі собі просторово-часові тунелі (ходи, портали, червоточини, тощо) через які миттєво та без будь-яких енергетичних затрат, можна потрапити в будь-яку точку нашого Всесвіту, в інші світи, паралельні мири, минуле, майбутнє і куди завгодно? І немає діла тим байкарям які розказують подібну маячню, до факту того, що чорна діра, це ніяка не дірка, не отвір і не просторово-часовий перехід в паралельні світи. Чорною дірою називають ту надзвичайно маленьку, та надзвичайно масивну зірку, гравітаційне поле якої таке потужне, що навіть світло не може вирватись з її надр. А це означає, що про ті події які відбуваються в  надрах та безпосередніх околицях чорної діри ми не маємо достовірної інформації. По суті, в надрах чорної діри, те що ми називаємо часом, простором, матерією та рухом перетворюється на єдину субстанцію, параметри та властивості якої не можливо описати звичайними поняттями і величинами.

Однак, це зовсім не означає, що чорна діра є чимось надприродним, чимось таким, що не підпорядковується певним фізичним законам та веде себе всупереч цим законам. Це зовсім не означає, що зірка величиною з горошину, а можливо з атом, і масою більшою за масу Сонця, є якоюсь діркою через яку можна потрапити кудись, окрім цієї самої чи то горошини чи то атома. Вся надприродність чорної діри полягає в тому , що ми не знаємо про її внутрішній устрій і не можемо описати цей устрій звичними для нас словами та величинами. Втім, вже за межами так званого гравітаційного радіусу, величина якого зазвичай не перевищує 5 км, чорна діра веде себе як звичайна зірка. Вона звичайним чином діє на навколишні об’єкти, може мати видимі супутники, бути супутником інших зірок, тощо.

Зрозуміло, що візуально побачити чорну діру практично не можливо. Однак, її можна виявити та дослідити за побічними доказами. Наприклад такими. Як відомо, у Всесвіті надзвичайно поширені так звані подвійні зірки. (Щонайменше кожна друга зірка в нашій Галактиці є подвійною, тобто такою яка складається з двох близько розташованих зірок, що обертаються навколо спільного центру). Якщо одна з цих зірок перетворюється на чорну діру, то часто відбувається перетікання речовини від звичайної зірки до чорної діри (мал.86). При цьому в процесі наближення до чорної діри, речовина закручується та надзвичайно сильно прискорюється. А це означає, що навколо чорної діри утворюється так званий акреційний диск, який по-перше можна візуально побачити, а по-друге зафіксувати те потужне випромінювання, яке створюють ті частинки що прискорено падають в чорну діру. До речі, аналогічним чином виявляють та досліджують не лише чорні діри, а й нейтронні зірки.

Мал.86. Один з способів візуалізації та дослідження чорних дір.

В процесі свого еволюційного розвитку, зірка проживає певний перехдний етап від червоного гіганта до білого карлика, а для надмасивних зірок – від червоного надгіганта до нейтронної зірки або чорної діри. В першому випадку цей перехід називають планетарною туманністю, в другому – надновою.

Планетарна туманність. Коли в надрах не надмасивного (М ≤  7М_с) червоного гіганта запаси термоядерного палива починають вичерпуватись, він вступає в період нестабільності цих реакцій. Реакції то згасають, то відновлюються, то знову згасають і знову відновлюються. Результатом цих пульсацій стає факт того, що зовнішня оболонка червоного гіганта перестає бути однорідною і в процесі розширення поступово візуально оголює розжарене ядро зірки, яке з моменту оголення стає білим карликом. При цьому систему білого карлика та тієї несуцільної оболонки що його оточує називають планетарною туманністю (мал.87).

Типова планетарна туманність має діаметр близький до 1св.р. і складається з сильно розрідженого іонізованого газу. Концентрація частинок в планетарній туманності надзвичайно мала і близька до 10⁵ 1/см³, а це непорівнянно менше за концентрацію молекул в атмосферному повітрі (1·10¹⁹ 1/см³). Втім, порівняно з концентрацією частинок в міжзоряному просторі, щільність газу планетарної туманності є досить великою. За астрономічними мірками, планетарна туманність – швидкоплинне явище, яке триває кілька десятків тисячоліть. На теперішній час в нашій Галактиці виявлено близько 1500 планетарних туманностей.

Мал.87. Загальний вигляд типових планетарних туманностей.

Наднова. Особливо вражаюче потужним є перехід червоного надгіганта до стану нейтронної зірки або чорної діри. Цей перехід відбувається у вигляді надпотужного вибуху, в процесі якого за лічені дні виділяється стільки енергії, скільки Сонце виділяє за все своє активне життя. Візуальним проявом цього надпотужного вибуху, є факт того, що світність тієї зірки яка раніше називалась червоним надгігантом, за лічені години збільшується в мільярди разів. При цьому на небі спалахує яскрава зірка, світіння якої триває близько десяти днів. Саме цю зірку і називають надновою.

Про фізичну суть тих процесів які відбуваються при переході червоного надгіганта до стану нейтронної зірки чи чорної дірки, ми поговоримо в §26. Наразі ж просто зауважимо, що в еволюції зіркових систем, вибухи червоних надгігантів (спалахи наднових) мають надзвичайно велике значення. По-перше, в процесі такого вибуху, та надпотужна ударна хвиля, що проноситься тілом червоного надгіганта, створює такі умови, за яких синтезується все різноманіття відомих хімічних елементів. По-друге, створена надпотужним вибухом хвиля, проносячись міжзоряним простором галактики, «згрібає» величезні маси міжзоряного газу та створює нові протозоряні хмари. До речі, колись з подібної хмари і виникла наша Сонячна система.

Зауважимо також, що на теперішній час, в нашій Галактиці вибухи червоних надгігантів відбуваються дуже рідко, приблизно один вибух на 500 років. Однак на ранніх етапах еволюції Всесвіту та нашої Галактики, кількість надмасивних зірок, а відповідно і їх вибухів, була в сотні разів більшою.

Контрольні запитання.

1. Які зірки називають «зірками головної послідовності»?

2. Чи є «червоні гіганти» зірками головної послідовності?

3 Чи є «червоні карлики» зірками головної послідовності?

4. Від чого залежить тривалість життя зірки головної послідовності?

5. Які зірки називають «червоними гігантами»?

6 Які зірки називають «червоними карликами»?

7 Які зірки називають «нейтронними зірками»?

8. Які етапи проживає зірка в процесі свого еволюційного розвитку?

 

§22. Загальні відомості про галактики та квазари.

 

Одними з найбільших та безумовно важливих об’єктів нашого Всесвіту є галактики. Про загальний устрій та загальні параметри нашої Галактики та галактик загалом, ми говорили в §1 і §10. Тому наразі узагальнимо та доповнимо ці знання.

         Галактика – велетенська космічна система, яка складається з найрізноманітніших зірок та їх скупчень, міжзоряної речовини, хмар газу та пилу, різноманітних випромінювань, і можливо з того, що прийнято називати чорною матерією. При цьому всі речовинні складові галактики, так чи інакше обертаються навколо спільного центру мас, та утворюють цілісну систему гравітаційно пов’язаних об’єктів. Маси галактик варіюються від 10⁷ до 10¹² мас Сонця. А їх діаметри – від десятків до сотень тисяч світлових років. Дослідження показують, що в центрі переважної більшості галактик знаходиться надмасивна галактична чорна діра, маса якої вимірюється мільйонами сонячних мас і навколо якої обертається вся сукупність інших галактичних об’єктів.

Сонце та його планетарна система, є частиною галактики, яка називається Чумацьким Шляхом (Молочним Шляхом). Чумацький Шлях – це велика спіральна галактика, до складу якої входить близько 300·10⁹ найрізноманітніших зірок. Загальна маса Галактики, близька до 600·10⁹ М_с. Діаметр галактичного диску, близький до 100 000 світлових років, а його товщина за межами ядра Галактики – близька до 1 000 св.р. В центрі Галактики знаходиться надмасивна чорна діра, маса якої близька до 4,3·10⁶ М_с. Сонце перебуває на відстані 30 000 св.р. від центру галактичного диску і обертається навколо цього центру з швидкістю 250 км/с. При цьому період обертання Сонця, становить 220 мільйонів років.

Досліджуючи параметри руху складових частин галактик, вчені стикнулись з однією проблемою. Ця проблема полягала в наступному. У відповідності з законами ньютонівської механіки, лінійні швидкості тих об’єктів що обертаються навколо центрального тіла, по мірі їх віддалення від цього тіла, мають зменшуватись. Скажімо, в Сонячній системі, Меркурій обертається навколо Сонця з швидкістю 47,8км/с; Венера – з швидкістю 34,9км/с; Земля – 29,8км/с; Марс – 24,1км/с; Юпітер – 12,8км/с; Сатурн – 9,7км/с; Уран – 6,8км/с; Нептун – 5,5км/с. Однак з’ясувалося, що для галактик і зокрема галактик дископодібних, ця закономірність не виконувалась. В галактиках, по мірі віддалення зірок від центру, швидкість їх обертання навколо цього центру не зменшується, а залишається практично незмінною.

Мал.88. В дископодібних галактиках, швидкість обертання зірок навколо центру галактики не зменшується, як стверджує теорія (крива А), а залишається практично незмінною (крива В).

Звичайно, мова не йде про те, що стосовно галактик, закони ньютонівської механіки та теорії відносності, не виконуються. Мова йде лише про те, що реальний устрій Всесвіту загалом і галактик зокрема, суттєво відрізняється від того устрою, який ми бачимо наочно.

Намагаючись вирішити дану проблему, та зважаючи на деякі інші факти, вчені висунули обгрунтовану гіпотезу про те, що у Всесвіті загалом і в галактиках зокрема, є велика кількість так званої темної (прихованої) матерії. Згідно з цією науковою гіпотезою, в галактиці, окрім тієї матерії яка зосереджена в зірках, планетах та інших речовинних об’єктах, є ще більша кількість темної (прихованої) матерії. Ця прихована матерія зосереджена в невидимому гало галактики, яке у вигляді велетенської кулі охоплює речовинну частину галактики і певним чином впливає на поведінку її зірок та інших об’єктів.

Мал.89 Згідно з сучасними уявленнями, галактика оточена величезним, невидимим галактичним гало, в якому зосереджена величезна кількість прихованої (темної) матерії.

Не варто думати, що темна матерія, як і темна енергія, це щось таке, що не підпорядковане загальним законам Природи. Скоріш за все, те що ми називаємо темною матерією та темною енергією, є ще одним проявом того багатогранного та надскладного фізичного об’єкту який називається простором. Адже якщо сила інерції, є результатом взаємодії даного тіла з простором, а теорія відносності стверджує саме це, то простір має певні інерційно-гравітаційні властивості. Тобто ті властивості, мірою яких є маса

По суті це означає, що джерелом того, що ми називаємо темною матерією та темною енергією, є той фізичний об’єкт, який називається простором. А потрібно зауважити, що простір, це не просто та пустота яка є певною безструктурною ємністю для тих тіл (речовинних об’єктів), що знаходяться в цій пустоті. Простір – це надзвичайно складний, можливо найскладніший, фізичний об’єкт, властивості якого визначальним чином залежать від наявності чи відсутності в ньому інших об’єктів. Адже те що ми називаємо гравітаційними, електричними, магнітними та іншими полями, фактично є не що інше як певним чином збурений простір. То чому б цьому гравітаційно збуреному (викривленому) простору, не бути носієм певної прихованої (не сконденсованої у вигляді атомів, молекул та макротіл) матерії та їй відповідної енергії, і навпаки. Адже виміряна в кілограмах матерія (m), це і є сконденсована енергія (Е). Сконденсована у співвідношенні Е = mc².

Все різноманіття галактик умовно розділяють на три групи: 1) еліптичні галактики: мають виражене ядро та кулясту або еліпсоїдну форму; 2) спіральні галактики: мають виражене ядро та дископодібну форму з характерними спіральними рукавами: 3) неправильні галактики: не мають вираженого ядра та певної симетричної форми.

Мал.90 Все різноманіття галактик умовно розділять на: а) спіральні галактики; б) еліптичні галактики; в) галактики неправильної форми.

Галактики рідко бувають поодинокими. Зазвичай вони об’єднані в невеликі групи, або входять до складу величезних скупчень які налічують сотні, а іноді і тисячі галактик. Скажімо Чумацький шлях входить до складу галактичного скупчення, яке називають Місцевою групою. Ця група складається з трьох великих галактик (Чумацький Шлях, Туманність Андромеди, Галактика Трикутника), та більш як 50, дрібних карликових галактик, найвідомішими з яких є Велика та Мала Магелланові Хмари.

Потрібно зауважити, що сучасне різноманіття розмірів та форм галактик, це результат тривалого еволюційного процесу, який відбувався і продовжує відбуватись у Всесвіті. В ході цього процесу, а особливо на його ранніх етапах, галактики постійно стикались одна з одною, великі галактики поглинали малі, малі об’єднувались у великі, великі та малі галактики утворювали певні галактичні системи, тощо. Скажімо Чумацький Шлях, в процесі свого еволюційного розвитку, поглинув декілька дрібних галактик та перетворив їх на потоки зірок, що обертаються навколо галактичного ядра. В майбутньому (приблизно через 3,5·10⁹ років) наша Галактика почне об’єднуватись з своєю великою сусідкою Андромедою, утворюючи при цьому гігантську еліптичну галактику.

Ясно, що процес об’єднання галактик неминуче супроводжується певними катаклізмами, як то зіткненням зірок, зміною траєкторії їх руху, руйнацією планетарних систем, тощо. Втім, зважаючи на величезні міжзоряні відстані, подібні катаклізми будуть не надто частими. А от що дійсно відбудеться практично неминуче, так це об’єднання надмасивних галактичних чорних дір у відповідно більш потужну чорну діру. А це об’єднання неминуче призводить до виділення неймовірно великої кількості енергії, та до появи надпотужних ударних хвиль, які сприятимуть утворенню нових зірок.

Одним з проявів еволюційного розвитку галактик є так звані квазари. В 50-х роках минулого століття, за допомогою радіотелескопів було зафіксовано більше сотні потужних джерел радіохвиль. Подальші дослідження показали, що цими джерелами є наддалекі космічні об’єкти, відстань до яких перевищує 2·10⁹ св.р. При цьому з’ясувалося, що ці об’єкти були не лише потужними джерелами радіохвиль, а й подібно до надпотужних зірок випромінювали світло. І розрахунки показували, що світлова потужність цих джерел в трильйони разів перевищує світлову потужність Сонця. Ці гіперпотужні космічні об’єкти назвали квазарами, що в змістовному перекладі означає – радіоджерела схожі на зірки.

Ілюструючи параметри квазарів наведемо лише два показові приклади. 1) Перший космічний об’єкт, який ще в 1963 році було ідентифіковано як квазар і який отримав номер 3С273, мав наступні параметри: віддаленість від Землі 2,5·10⁹ св.р.; енергетична потужність (світність) 30·10¹² L_с; маса 800·10⁶ М_с. 2). Найвіддаленіший серед натепер зареєстрованих квазарів (ULASJ1342) має наступні характеристики: віддаленість від Землі 13,1·10⁹ св.р. (це означає, що сьогодні ми бачимо цей квазар таким, яким він був 13,1 мільярдів років тому, тобто менш ніж через 690 млн. років від моменту народження Всесвіту); енергетична потужність (світність) 400·10¹² L_с; маса 800·10⁶ М_с.

Після тривалих досліджень було безумовно доведено: квазари –  це ті надмасивні галактичні чорні діри, які знаходяться в центрі галактики що формується, та активно поглинаючи навколишню речовину (газ, пил, зірки, тощо) створюють надпотужне випромінювання.

В загальних рисах, «принцип дії» квазару полягає в наступному. Під дією надпотужного гравітаційного поля чорної діри, речовина навколишнього середовища по спіралі направляється до центру діри, утворюючи так званий акреційний диск. При цьому, по мірі наближення до центру чорної діри, частинки речовини неймовірно прискорюються та стають джерелами електромагнітних хвиль. А оскільки в різних місцях акреційного диску прискорення частинок речовини є різним, то відповідно різними є і довжини тих електромагнітних хвиль які ці частинки випромінюють: від радіохвиль, до рентгенівського та гама випромінювання. Потік цих електромагнітних хвиль у поєднанні з тією високотемпературною плазмою що в нього потрапляє, утворюють надпотужний направлений енергетичний потік, який виходить з периферійних околиць полюсів чорної діри.

Мал.91. Квазар – це надмасивна галактична чорна діра, яка активно поглинає навколишню речовину та створює надпотужне випромінювання.

Фантастична енергетична потужність квазарів пояснюється тим, що в процесі того гравітаційного прискорення речовини, яке вона отримує при наближенні до центру надмасивної чорної діри, в енергію випромінювання перетворюється 10% маси речовини. Для порівняння, при найбільш енергоефективному циклі термоядерних реакцій (водневому циклі), в енергію перетворюється лише 0,7% маси речовини. А потрібно зауважити, що чорна діра квазара поглинає та перетворює в енергію випромінювання до 500 мас Землі за годину.

Однією з ознак квазара є факт того, що його світність (енергетична потужність) час від часу змінюється. Що правда, на відміну від пульсарів, змінюється без певної періодичності. Пояснення даного факту полягає в тому, що та речовина яка всмоктується в галактичну чорну діру, є не однорідною. Адже цією речовиною є не лише гази, космічний пил та дрібне галактичне сміття, а й все різноманіття великих та малих зірок. При цьому очевидно, що в ті моменти, коли в жерло галактичної чорної діри потрапляє масивний космічний об’єкт, то кількість генерованої квазаром енергії, суттєво збільшується, а відповідно збільшується і його світність.

Квазари можуть споживати навколишню речовину мільйони років. Але рано чи пізно, запаси цієї речовини закінчуються і квазари поступово згасають. При цьому квазар стає звичайною надмасивною галактичною чорною дірою, навколо якої на безпечних відстанях обертаються всі об’єкти відповідної галактики.

Квазари є характерною ознакою галактик що формуються. Власне тому, ми і спостерігаємо ці надпотужні космічні об’єкти на ранніх етапах еволюції Всесвіту. Втім, квазари можуть виникати і в наші часи. Скажімо, коли в процесі об’єднання Чумацького Шляху з Андромедою, їх галактичні чорні діри зіллються в надмасивну супер діру, то скоріш за все, навколо цієї чорної діри сформується надпотужний квазар. І чесно кажучи, від цієї події, навколишнім та віддаленим об’єктам об’єднаної галактики буде непереливки.

Значення квазарів в процесі пізнання та дослідження Всесвіту важко переоцінити. Адже спостерігаючи за віддаленими квазарами, ми фактично бачимо Всесвіт таким, яким він був 13; 12; 11; 10; 9; … мільярдів років тому. Тобто на самих ранніх етапах його еволюційного розвитку. Іншими словами, спостерігаючи за квазарами, ми наочно бачимо динаміку еволюційного розвитку Всесвіту. Аналізуючи параметри того світла яке випромінюють квазари, визначають структуру Всесвіту, розподіл та склад речовини в ньому, швидкість розширення Всесвіту на різних етапах його життя, тощо. Оскільки квазари є найбільш віддаленими та практично нерухомими об’єктами Всесвіту, то саме квазари є тими маяками за якими визначають параметри траєкторій руху автоматичних міжпланетних станцій, здійснюють надточну GPS навігацію, тощо.

Контрольні запитання.

1. Які космічні об’єкти називають галактиками?

2. Дайте загальну характеристику нашої Галактики (Чумацький Шлях).

3. Який факт дає підставу вченим вважати, що у Всесвіті загалом та галактиках зокрема, є велика кількість так званої темної (прихованої) матерії?

4. На які групи прийнято розділяти все різноманіття галактик?

5. До якої групи галактик належить наша Галактика?

6. Які космічні об’єкти називають квазарами?

7. Поясніть принцип дії квазара.

8. Квазар – це зірка чи певний етап еволюції галактики?