Еволюція зірок з погляду точної науки та теорії відносності. Як відбувається еволюція зірок

Утворюються шляхом конденсації міжзоряного середовища. Шляхом спостережень вдалося визначити, що зірки виникали в різний час і виникають донині.

Головною проблемою в еволюції зірок є питання про виникнення їхньої енергії, завдяки якій вони світяться і випромінюють величезну кількість енергії. Раніше висувалося багато теорій, покликаних виявити джерела енергії зірок. Вважали, що безперервним джерелом зоряної енергії є безперервне стиснення. Це джерело звичайно хороше, але не може підтримувати відповідне випромінювання протягом довгого часу. У середині XX століття було знайдено відповідь це питання. Джерелом випромінювання є термоядерні реакції синтезу. В результаті цих реакцій водень перетворюється на гелій, а енергія, що звільняється, проходить крізь надра зірки, трансформується і випромінюється у світовий простір (варто відзначити, що чим більше температура, тим швидше йдуть ці реакції; саме тому гарячі масивні зірки швидше сходять з головної послідовності).

Тепер уявімо виникнення зірки…

Почала конденсуватися хмара міжзоряного газопилового середовища. З цієї хмари утворюється досить щільна газова куля. Тиск усередині кулі поки що не в змозі врівноважити сили тяжіння, тому він стискатиметься (можливо в цей час навколо зірки утворюються згустки з меншою масою, які в результаті перетворюються на планети). При стисканні температура підвищується. Таким чином, зірка поступово сідає на головну послідовність. Потім тиск газу всередині зірки врівноважує тяжіння і протозірки перетворюється на зірку.

Рання стадія еволюції зірки дуже велика і зірка у цей час занурена в туманність, тому протозірку дуже важко знайти.

Перетворення водню на гелій відбувається лише у центральних областях зірки. У зовнішніх шарах вміст водню залишається майже постійним. Оскільки кількість водню обмежена, рано чи пізно він вигоряє. Виділення енергії у центрі зірки припиняється і ядро ​​зірки починає стискатися, а оболонка набухати. Якщо зірка менше 1,2 маси сонця, вона скидає зовнішній шар (освіта планетарної туманності).

Після того, як від зірки відокремлюється оболонка, відкриваються її дуже гарячі внутрішні шари, а оболонка тим часом відходить все далі. Через кілька десятків тисяч років оболонка розпадеться і залишиться тільки дуже гаряча і щільна зірка, поступово остигаючи вона перетвориться на білий карлик. Поступово остигаючи вони перетворюються на невидимі чорні карлики. Чорні карлики - це дуже щільні і холодні зірки, розміром трохи більше Землі, але мають порівнянну масу з масою сонця. Процес остигання білих карликів триває кілька сотень мільйонів років.

Якщо маса зірки від 1,2 до 2,5 сонячної, то така зірка вибухне. Цей вибух називається спалахом наднової. Зірка, що спалахнула, за кілька секунд збільшує свою світність у сотні мільйонів разів. Такі спалахи відбуваються дуже рідко. У нашій Галактиці вибух наднової відбувається приблизно раз на сто років. Після такого спалаху залишається туманність, яка має велике радіовипромінювання, а також дуже швидко розлітається, і так звана нейтронна зірка (про це трохи пізніше). Крім величезного радіовипромінювання, така туманність буде ще джерелом рентгенівського випромінювання, але це випромінювання поглинається атмосферою землі, тому може спостерігатися лише з космосу.

Існує кілька гіпотез про причину вибухів зірок (наднових), проте загальновизнаної теорії поки що немає. Є припущення, що це відбувається через надто швидкий спад внутрішніх шарів зірки до центру. Зірка швидко стискається до катастрофічно невеликого розміру близько 10км, а щільність її у стані становить 10 17 кг/м 3 , що близько до щільності атомного ядра. Ця зірка складається з нейтронів (при цьому електрони, як би вдавлюються в протони), саме тому вона називається «НЕЙТРОННИЙ». Її початкова температура близько мільярда кельвінів, але надалі вона швидко остигатиме.

Ця зірка через її невеликий розмір і швидке охолодження довгий час вважалася неможливою для спостереження. Але через деякий час було виявлено пульсари. Ці пульсари й виявилися нейтронними зірками. Названо вони так через короткочасне випромінювання радіоімпульсів. Тобто. зірка хіба що «блимає». Це відкриття було зроблено випадково і нещодавно, саме у 1967 року. Ці періодичні імпульси обумовлені тим, що при дуже швидкому обертанні повз наш погляд постійно миготить конус магнітної осі, яка утворює кут з віссю обертання.

Пульсар може бути виявлений тільки для нас умовах орієнтування магнітної осі, а це приблизно 5% їх загальної кількості. Частина пульсарів немає у радіо туманностях, оскільки туманності порівняно швидко розсіюються. Через сотню тисячі років ці туманності перестають бути видимими, а вік пульсарів обчислюється десятками мільйонів років.

Якщо маса зірки перевищує 2,5 сонячні, то наприкінці свого існування вона як би впаде в себе і буде розчавлена ​​власною вагою. За лічені секунди вона перетвориться на крапку. Це явище отримало назву «гравітаційний колапс», а також цей об'єкт стали називати «чорною діркою».

З усього вище сказаного видно, що фінальна стадія еволюції зірки залежить від її маси, але при цьому необхідно враховувати неминучу нею втрату цієї маси і обертання.

Всесвіт є постійно мінливим макросвітом, де кожен об'єкт, субстанція або матерія перебувають у стані трансформації та змін. Ці процеси тривають мільярди років. Порівняно із тривалістю людського життя цей незбагненний розумом тимчасовий відрізок часу величезний. У масштабах космосу ці зміни є досить швидкоплинними. Зірки, які ми зараз спостерігаємо на нічному небосхилі, були такими ж і тисячі років тому, коли їх могли бачити єгипетські фараони, проте насправді весь цей час ні на мить не припинялася зміна фізичних характеристик небесних світил. Зірки народжуються, живуть і неодмінно старіють — еволюція зірок йде своєю чергою.

Положення зірок сузір'я Велика Ведмедиця в різні історичні періоди в інтервалі 100 000 років тому - наш час і через 100 тис. років

Інтерпретація еволюції зірок з погляду обивателя

Для обивателя космос представляється світом спокою та безмовності. Насправді Всесвіт є гігантською фізичною лабораторією, де відбуваються грандіозні перетворення, під час яких змінюється хімічний склад, фізичні характеристики та будова зірок. Життя зірки триває доти, доки вона світить і віддає тепло. Однак такий блискучий стан не вічний. За яскравим народженням слідує період зрілості зірки, який неминуче закінчується старінням небесного тіла та його смертю.

Освіта протозірки з газопилової хмари 5-7 млрд років тому

Вся наша інформація про зірок сьогодні вміщується у рамки науки. Термодинаміка дає нам пояснення процесів гідростатичної та теплової рівноваги, в якому перебуває зоряна матерія. Ядерна і квантова фізика дозволяють зрозуміти складний процес ядерного синтезу, завдяки якому зірка існує, випромінюючи тепло і даруючи світло навколишньому простору. При народженні зірки формується гідростатична та теплова рівновага, що підтримується за рахунок власних джерел енергії. На заході блискучої зіркової кар'єри ця рівновага порушується. Настає черга незворотних процесів, результатом яких стає руйнування зірки або колапс - грандіозний процес миттєвої та блискучої смерті небесного світила.

Вибух наднового - яскравий фінал життя зірки, що народилася в перші роки існування Всесвіту

Зміна фізичних характеристик зірок зумовлена ​​їхньою масою. На швидкість еволюції об'єктів впливає їх хімічний склад і до певної міри існуючі астрофізичні параметри - швидкість обертання та стан магнітного поля. Точно говорити про те, як все відбувається насправді, не можливе через величезну тривалість описуваних процесів. Швидкість еволюції, етапи трансформації залежать від часу народження зірки та її розташування у Всесвіті на момент народження.

Еволюція зірок з наукового погляду

Будь-яка зірка зароджується зі згустку холодного міжзоряного газу, який під дією зовнішніх та внутрішніх гравітаційних сил стискується до стану газової кулі. Процес стиснення газової субстанції не зупиняється на мить, супроводжуючись колосальним виділенням теплової енергії. Температура нової освіти зростає доти, доки не запускається термоядерний синтез. З цього моменту стиск зіркової матерії припиняється, досягнуто балансу між гідростатичним і тепловим станом об'єкта. Всесвіт поповнився новою повноцінною зіркою.

Головне зіркове паливо - атом водню внаслідок запущеної термоядерної реакції

У еволюції зірок важливе значення мають джерела теплової енергії. Промениста і теплова енергія, що випаровується в простір з поверхні зірки, поповнюються за рахунок охолодження внутрішніх шарів небесного світила. Термоядерні реакції, що постійно протікають, і гравітаційне стиснення в надрах зірки заповнюють втрату. Поки в надрах зірки є достатньо ядерне паливо, зірка світиться яскравим світлом і випромінює тепло. Як тільки процес термоядерного синтезу сповільнюється або припиняється зовсім, для підтримки теплової та термодинамічної рівноваги запускається механізм внутрішнього стиснення зірки. На даному етапі об'єкт вже випромінює теплову енергію, що видно лише в інфрачервоному діапазоні.

З описаних процесів, можна дійти невтішного висновку, еволюція зірок є послідовну зміну джерел зоряної енергії. У сучасній астрофізиці процеси трансформації зірок можна розставити відповідно до трьох шкал:

• ядерна тимчасова шкала;
• тепловий відрізок життя зірки;
• динамічний відрізок (фінальний) життя світила.

У кожному окремому випадку розглядаються процеси, що визначають вік зірки, її фізичні характеристики та різновид загибелі об'єкта. Ядерна тимчасова шкала цікава до тих пір, поки об'єкт живиться за рахунок власних джерел тепла та випромінює енергію, що є продуктом ядерних реакцій. Оцінка тривалості цього етапу обчислюється шляхом визначення кількості водню, що перетвориться у процесі термоядерного синтезу на гелій. Чим більша маса зірки, тим більша інтенсивність ядерних реакцій і відповідно вища світність об'єкта.

Розміри та маса різних зірок, починаючи від надгіганта, закінчуючи червоним карликом

Теплова тимчасова шкала визначає етап еволюції, протягом якого зірка витрачає всю теплову енергію. Цей процес починається з того моменту, коли витратилися останні запаси водню та ядерні реакції припинилися. Для підтримки рівноваги об'єкта запускається процес стиснення. Зоряна матерія падає до центру. При цьому відбувається перехід кінетичної енергії до теплової енергії, що витрачається на підтримку необхідного температурного балансу всередині зірки. Частина енергії випаровується в космічний простір.

Враховуючи той факт, що світність зірок визначається їхньою масою, у момент стиснення об'єкта його яскравість у просторі не змінюється.

Зірка на шляху до головної послідовності

Формування зірки відбувається відповідно до динамічної тимчасової шкали. Зірковий газ вільно падає всередину до центру, збільшуючи щільність та тиск у надрах майбутнього об'єкта. Чим вище щільність у центрі газової кулі, тим більша температура всередині об'єкта. З цього моменту основною енергією небесного тіла стає тепло. Чим більша щільність і вища температура, тим більший тиск у надрах майбутньої зірки. Вільне падіння молекул та атомів припиняється, процес стиснення зоряного газу припиняється. Такий стан об'єкта зазвичай називають протозіркою. Об'єкт на 90% складається із молекулярного водню. При досягненні температури 1800К водень перетворюється на атомарний стан. У процесі розпаду витрачається енергія, підвищення температури сповільнюється.

Всесвіт на 75% складається з молекулярного водню, який у процесі формування протозірок перетворюється на атомарний водень — ядерне паливо зірки.

У такому стані тиск усередині газової кулі зменшується, тим самим даючи свободу силі стиснення. Така послідовність повторюється кожного разу, коли спочатку іонізується весь водень, а потім настає черга іонізації гелію. При температурі 10⁵ До газ іонізується повністю, стиск зірки зупиняється, виникає гідростатична рівновага об'єкта. Подальша еволюція зірки відбуватиметься відповідно до теплової тимчасової шкали, набагато повільніше і послідовніше.

Радіус протозірки з початку формування скорочується з 100 а.е. до ¼ а.о. Об'єкт знаходиться в середині газової хмари. В результаті акреції частинок із зовнішніх областей хмари зоряного газу маса зірки постійно збільшуватиметься. Отже, температура всередині об'єкта зростатиме, супроводжуючи процес конвекції - перенесення енергії від внутрішніх шарів зірки до її зовнішнього краю. Згодом із зростанням температури в надрах небесного тіла конвекція змінюється променистим перенесенням, зсуваючись до поверхні зірки. У цей час світність об'єкта швидко збільшується, зростає і температура поверхневих шарів зіркової кулі.

Процеси конвекції та променисте перенесення у новоствореній зірці перед початком реакцій термоядерного синтезу

Наприклад, для зірок, у яких маса ідентична масі нашого Сонця, стиснення протозоряного хмари відбувається лише кілька сотень років. Щодо фінальної стадії утворення об'єкта, то конденсація зіркової матерії розтягується вже на мільйони років. Сонце рухається до головної послідовності досить швидко і цей шлях займе сотню мільйонів або мільярди років. Інакше кажучи, що більше маса зірки, то більше вписувалося проміжок часу, витрачається формування повноцінної зірки. Зірка з масою в 15М рухатиметься шляхом до головної послідовності вже значно довше — близько 60 тис. років.

Фаза головної послідовності

Незважаючи на те, що деякі реакції термоядерного синтезу запускаються за більш низьких температур, основна фаза водневого горіння стартує при температурі 4 млн. градусів. З цього моменту розпочинається фаза головної послідовності. У справу входить нова форма відтворення зіркової енергії — ядерна. Кінетична енергія, що вивільняється в процесі стиснення об'єкта, відходить на другий план. Досягнута рівновага забезпечує довге і спокійне життя зірки, що опинилася у початковій фазі головної послідовності.

Розподіл і розпад атомів водню в процесі термоядерної реакції, що відбувається у надрах зірки

З цього моменту спостереження життям зірки чітко прив'язане до фазі головної послідовності, що є важливою частиною еволюції небесних світил. Саме цьому етапі єдиним джерелом зоряної енергії є результат горіння водню. Об'єкт перебуває у стані рівноваги. У міру витрати ядерного палива змінюється лише хімічний склад об'єкта. Перебування Сонця у фазі головної послідовності триватиме приблизно 10 млрд. років. Стільки часу знадобиться, щоб наше рідне світило витратило весь запас водню. Що ж до потужних зірок, їх еволюція відбувається швидше. Випромінюючи більше енергії, потужна зірка перебуває у фазі головної послідовності всього 10-20 млн. років.

Менш масивні зірки горять на нічному небосхилі значно довше. Так, зірка з масою 0,25 м перебуватиме у фазі головної послідовності десятки мільярдів років.

Діаграма Герцшпрунга – Рассела, що оцінює взаємозв'язок діапазону зірок зі своїми світністю. Крапки на діаграмі – розташування відомих зірок. Стрілки вказують зміщення зірок від головної послідовності до фаз гігантів і білих карликів.

Щоб уявити еволюцію зірок, досить поглянути на діаграму, що характеризує шлях небесного світила у головній послідовності. Верхня частина графіка виглядає менш насиченою об'єктами, оскільки саме тут зосереджені потужні зірки. Це розташування пояснюється їх нетривалим життєвим циклом. Зі відомих на сьогоднішній день зірок деякі мають масу 70М. Об'єкти, маса яких перевищує верхню межу - 100М, можуть взагалі не сформуватися.

У небесних світил, маса яких менша за 0,08М, немає можливості подолати критичну масу, необхідну для початку термоядерного синтезу і залишаються все своє життя холодними. Найменші протозірки стискуються і утворюють планетоподібні карлики.

Планетоподібний коричневий карлик у порівнянні з нормальною зіркою (наше Сонце) та планетою Юпітер

У нижній частині послідовності зосереджені об'єкти, де домінують зірки з масою, що дорівнює масі нашого Сонця і трохи більше. Уявною межею між верхньою та нижньою частиною головної послідовності є об'єкти, маса яких становить – 1,5М.

Наступні етапи еволюції зірок

Кожен із варіантів розвитку стану зірки визначається її масою та відрізком часу, протягом якого відбувається трансформація зоряної матерії. Однак Всесвіт є багатогранним і складним механізмом, тому еволюція зірок може йти іншими шляхами.

Мандруючи головною послідовністю, зірка з масою, приблизно рівною масі Сонця, має три основні варіанти маршруту:

1. спокійно прожити своє життя і мирно спочивати в безмежних просторах Всесвіту;
2. перейти у фазу червоного гіганта та повільно старіти;
3. перейти в категорію білих карликів, спалахнути надновий і перетворитися на нейтронну зірку.

Можливі варіанти еволюції протозірок залежно від часу, хімічного складу об'єктів та їх маси

Після головної послідовності настає фаза гіганта. До цього часу запаси водню в надрах зірки повністю закінчуються, центральна область об'єкта є гелієвим ядром, а термоядерні реакція зміщуються до поверхні об'єкта. Під впливом термоядерного синтезу оболонка розширюється, тоді як маса гелієвого ядра зростає. Звичайна зірка перетворюється на червоного гіганта.

Фаза гіганта та її особливості

У зірок із невеликою масою щільність ядра стає колосальною, перетворюючи зіркову матерію на вироджений релятивістський газ. Якщо маса зірки трохи більше 0,26М, зростання тиску та температури призводить до початку синтезу гелію, що охоплює всю центральну область об'єкта. З цього моменту температура зірки стрімко зростає. Головна особливість процесу у тому, що вироджений газ немає можливості розширюватися. Під впливом високої температури збільшується лише швидкість розподілу гелію, що супроводжується вибуховою реакцією. У такі моменти ми можемо спостерігати гелієвий спалах. Яскравість об'єкта збільшується у сотні разів, проте агонія зірки продовжується. Відбувається перехід зірки в новий стан, де всі термодинамічні процеси відбуваються в гелієвому ядрі та у розрядженій зовнішній оболонці.

Будова зірки головної послідовності сонячного типу та червоного гіганта з ізотермічним гелієвим ядром та шаровою зоною нуклеосинтезу

Такий стан є тимчасовим та не відрізняється стійкістю. Зоряна матерія постійно перемішується, при цьому значна її частина викидається в навколишній простір, утворюючи планетарну туманність. У центрі залишається гаряче ядро, яке називається білим карликом.

Для зірок великої маси перелічені процеси протікають негаразд катастрофічно. На зміну гелієвому горінню приходить ядерна реакція поділу вуглецю та кремнію. Зрештою зіркове ядро ​​перетвориться на зіркове залізо. Фаза гіганта визначається масою зірки. Чим більша маса об'єкта, тим менша температура у його центрі. Цього явно недостатньо для запуску ядерної реакції поділу вуглецю та інших елементів.

Доля білого карлика – нейтронна зірка чи чорна діра

Опинившись у стані білого карлика, об'єкт перебуває у вкрай нестійкому стані. Ядерні реакції, що припинилися, призводять до падіння тиску, ядро ​​переходить у стан колапсу. Енергія, що виділяється в даному випадку, витрачається на розпад заліза до атомів гелію, який далі розпадається на протони та нейтрони. Запущений процес розвивається зі стрімкою швидкістю. Колапс зірки характеризує динамічний відрізок шкали та займає за часом частку секунди. Займання залишків ядерного палива відбувається вибуховим чином, звільняючи в частки секунд колосальний обсяг енергії. Цього цілком достатньо, щоб підірвати верхні шари об'єкта. Фінальною стадією білого карлика є спалах надновий.

Ядро зірки починає хлопатися (ліворуч). Схлопування формує нейтронну зірку та створює потік енергії у зовнішні шари зірки (у центрі). Енергія, що виділяється в результаті скидання зовнішніх шарів зірки при спалаху наднової (праворуч).

Надщільне ядро, що залишилося, буде скупченням протонів і електронів, які стикаючись один з одним, утворюють нейтрони. Всесвіт поповнився новим об'єктом - нейтронною зіркою. Через високу щільність ядро ​​стає виродженим, процес колапсування ядра зупиняється. Якби маса зірки була досить великою, колапс міг би продовжуватися доти, доки залишки зоряної матерії не впадуть остаточно в центрі об'єкта, утворюючи чорну дірку.

Пояснення фінальної частини еволюції зірок

Для нормальних рівноважних зірок описані процеси еволюції є малоймовірними. Однак існування білих карликів та нейтронних зірок доводить реальне існування процесів стиснення зоряної матерії. Незначна кількість подібних об'єктів у Всесвіті свідчить про швидкоплинність їхнього існування. Фінальний етап еволюції зірок можна у вигляді послідовного ланцюжка двох типів:

• нормальна зірка – червоний гігант – скидання зовнішніх шарів – білий карлик;
• масивна зірка – червоний надгігант – вибух наднової – нейтронна зірка чи чорна діра – небуття.

Схема еволюції зірок. Варіанти продовження життя зірок поза головною послідовністю.

Пояснити з погляду науки процеси, що відбуваються, досить важко. Вчені-ядерники сходяться на думці, що у випадку з фінальним етапом еволюції зірок ми маємо справу зі втомою матерії. Внаслідок тривалого механічного, термодинамічного впливу матерія змінює свої фізичні властивості. Втомою зоряної матерії, виснаженої тривалими ядерними реакціями, можна пояснити появу виродженого електронного газу, його подальшу нейтронізацію та анігіляцію. Якщо всі перелічені процеси проходять від початку до кінця, зіркова матерія перестає бути фізичною субстанцією – зірка зникає у просторі, не залишаючи після себе нічого.

Міжзоряні бульбашки і газопилові хмари, що є місцем народження зірок, не можуть поповнюватися тільки за рахунок зниклих зірок, що вибухнули. Всесвіт і галактики перебувають у рівноважному стані. Постійно відбувається втрата маси, густина міжзоряного простору зменшується в одній частині космічного простору. Отже, в іншій частині Всесвіту створюються умови для створення нових зірок. Інакше кажучи, працює схема: якщо одному місці убуло певну кількість матерії, іншому місці Всесвіту такий самий обсяг матерії з'явився у інший формі.

На закінчення

Вивчаючи еволюцію зірок, ми приходимо до висновку, що Всесвіт є гігантським розрядженим розчином, в якому частина матерії трансформується в молекули водню, що є будівельним матеріалом для зірок. Інша частина розчиняється у просторі, зникаючи зі сфери матеріальних відчуттів. Чорна діра у цьому сенсі є місцем переходу всього матеріального в антиматерію. Збагнути до кінця сенс того, що відбувається досить важко, особливо якщо при вивченні еволюції зірок робити ставку тільки на закони ядерної, квантової фізики та термодинаміки. До вивчення цього питання слід підключати теорію відносної ймовірності, яка допускає викривлення простору, що дозволяє трансформуватися однієї енергії на іншу, одного стану на інший.

Вивчення зоряної еволюції неможливе спостереженням лише за однією зіркою - багато змін у зірках протікають надто повільно, щоб бути поміченими навіть після багатьох століть. Тому вчені вивчають безліч зірок, кожна з яких знаходиться на певній стадії життєвого циклу. За останні кілька десятиліть широкого поширення в астрофізиці набуло моделювання структури зірок з використанням обчислювальної техніки.

Енциклопедичний YouTube

1 / 5

✪ Зірки та зоряна еволюція (розповідає астрофізик Сергій Попов)

✪ Зірки та зоряна еволюція (розповідають Сергій Попов та Ілгоніс Вілкс)

✪ Еволюція зірок. Еволюція блакитного гіганта за 3 хвилини

✪ Сурдін В.Г. Зоряна еволюція Частина 1

✪ С. А. Ламзін - "Зоряна еволюція"

Субтитри

Термоядерний синтез у надрах зірок

Молоді зірки

p align="justify"> Процес формування зірок можна описати єдиним чином, але наступні стадії еволюції зірки майже повністю залежать від її маси, і лише в самому кінці еволюції зірки свою роль може зіграти її хімічний склад.

Молоді зірки малої маси

Молоді зірки малої маси (до трьох мас Сонця) [ ], що знаходяться на підході до головної послідовності, повністю конвективні, - процес конвекції охоплює все тіло зірки. Це ще по суті протозірки, в центрах яких тільки-но починаються ядерні реакції, і все випромінювання відбувається, в основному, через гравітаційне стискування. Доки гідростатична рівновага не встановиться, світність зірки зменшується при постійній ефективній температурі. На діаграмі Герцшпрунга-Рассела такі зірки формують майже вертикальний трек, званий треком Хаяші. У міру уповільнення стиску молода зірка наближається до головної послідовності. Об'єкти такого типу асоціюються із зірками  типу T Тельця.

У цей час у зірок масою більше 0,8 мас Сонця ядро ​​стає прозорим для випромінювання, і променисте перенесення енергії в ядрі стає переважним, оскільки конвекція все більше утруднюється все більшим ущільненням зіркової речовини. У зовнішніх шарах тіла зірки превалює конвективне перенесення енергії.

Про те, якими характеристиками в момент попадання на головну послідовність мають зірки меншої маси, достовірно невідомо, оскільки час знаходження цих зірок у розряді молодих перевищує вік Всесвіту [ ]. Всі уявлення про еволюцію цих зірок базуються лише на чисельних розрахунках та математичному моделюванні.

У міру стиснення зірки починає зростати тиск виродженого електронного газу і при досягненні певного радіусу зірки стиск зупиняється, що призводить до зупинки подальшого зростання температури в ядрі зірки, що викликається стисненням, а потім і до її зниження. Для зірок менше 0,0767 мас Сонця це не відбувається: енергії, що виділяється в ході ядерних реакцій, ніколи не вистачить, щоб врівноважити внутрішній тиск і гравітаційний стиск. Такі «недозірки» випромінюють енергії більше, ніж утворюється в процесі термоядерних реакцій, і відносяться до так званих коричневих карликів. Їхня доля - постійне стиснення, поки тиск виродженого газу не зупинить його, і, потім, поступове охолодження з припиненням всіх термоядерних реакцій, що почалися.

Молоді зірки проміжної маси

Молоді зірки проміжної маси (від 2 до 8 мас Сонця) [ ] якісно еволюціонують так само, як і їх менші сестри та брати, за тим винятком, що в них немає конвективних зон аж до головної послідовності.

Об'єкти цього асоціюються з т. зв. зірками Ae\Be Хербіга неправильними змінними спектрального класу B-F0. У них також спостерігаються диски та біполярні джети. Швидкість витікання речовини з поверхні, світність і ефективна температура істотно вище, ніж для Тельця, тому вони ефективно нагрівають і розсіюють залишки протозіркового хмари.

Молоді зірки з масою понад 8 сонячних мас

Зірки з такими масами вже мають характеристики нормальних зірок, оскільки пройшли всі проміжні стадії і змогли досягти такої швидкості ядерних реакцій, яка компенсувала втрати енергії на випромінювання, поки накопичувалася маса для досягнення гідростатичної рівноваги ядра. У цих зірок закінчення маси і світність настільки великі, що не просто зупиняють гравітаційний колапс зовнішніх областей молекулярної хмари, що ще не стали частиною зірки, але, навпаки, розганяють їх геть. Таким чином, маса зірки помітно менше маси протозіркового хмари. Швидше за все, цим і пояснюється відсутність у нашій галактиці зірок із масою більше, ніж близько 300 мас Сонця.

Середина життєвого циклу зірки

Серед зірок зустрічається широке різноманіття кольорів та розмірів. За спектральним класом вони варіюються від гарячих блакитних до холодних червоних, за масою - від 0,0767 до близько 300 Сонячних мас за останніми оцінками. Світність і колір зірки залежить від температури її поверхні, яка, своєю чергою, визначається її масою. Всі нові зірки «займають своє місце» на головній послідовності згідно зі своїм хімічним складом і масою. Йдеться, звісно, ​​йдеться про фізичному переміщенні зірки - лише її становищі на зазначеної діаграмі, залежить від властивостей зірки. Фактично переміщення зірки по діаграмі відповідає лише зміні параметрів зірки.

Термоядерне «горіння» речовини, що відновилося на новому рівні, стає причиною жахливого розширення зірки. Зірка «розпухає», стаючи дуже «пухкою», та її розмір збільшується приблизно 100 раз. Так зірка стає червоним гігантом, а фаза горіння гелію триває близько кількох мільйонів років. Практично всі червоні гіганти є змінними зірками.

Фінальні стадії зоряної еволюції

Старі зірки з малою масою

Нині достовірно невідомо, що відбувається з легкими зірками після виснаження запасу водню у надрах. Оскільки вік Всесвіту становить 13,7 мільярдів років, що недостатньо для виснаження запасу водневого палива в таких зірках, сучасні теорії ґрунтуються на комп'ютерному моделюванні процесів, що відбуваються в таких зірках.

Деякі зірки можуть синтезувати гелій лише в деяких активних зонах, що викликає їхню нестабільність і сильні зоряні вітри. У цьому випадку утворення планетарної туманності не відбувається, і зірка лише випаровується, стаючи навіть менше, ніж коричневий карлик [ ] .

Зірка з масою менше 0,5 сонячної не в змозі перетворювати гелій навіть після того, як у її ядрі припиняться реакції за участю водню, - маса такої зірки надто мала для того, щоб забезпечити нову фазу гравітаційного стиску до ступеня, достатньої для «запалювання» гелію. До таких зірок відносяться червоні карлики, такі як Проксима Центавра, термін перебування яких на головній послідовності становить від десятків мільярдів до десятків трильйонів років. Після припинення в їх ядрах термоядерних реакцій, вони, поступово остигаючи, продовжуватимуть слабо випромінювати в інфрачервоному та мікрохвильовому діапазонах електромагнітного спектра.

Зірки середнього розміру

При досягненні зіркою середньої величини (від 0,4 до 3,4 сонячних мас) [ ] фази червоного гіганта в її ядрі закінчується водень, і починаються реакції синтезу вуглецю з гелію. Цей процес йде за більш високих температур і тому потік енергії від ядра збільшується і, як наслідок, зовнішні шари зірки починають розширюватися. Початок синтезу вуглецю знаменує нову стадію в житті зірки і триває деякий час. Для зірки, за розміром близькою до Сонця, цей процес може тривати близько мільярда років.

Зміни у величині випромінюваної енергії змушують зірку пройти через періоди нестабільності, що включають зміни розміру, температури поверхні і випуск енергії. Випуск енергії зміщується у бік низькочастотного випромінювання. Все це супроводжується наростаючою втратою маси внаслідок сильних зоряних вітрів та інтенсивних пульсацій. Зірки, що у цій фазі, отримали назву «зірок пізнього типу» (також «зірки-пенсіонери»), OH-IR зірокабо світоподібних зірок, залежно від їх точних характеристик. Газ, що викидається, відносно багатий на вироби в надрах зірки важкими елементами, такими як кисень і вуглець . Газ утворює оболонку, що розширюється, і охолоджується в міру віддалення від зірки, уможливлюючи утворення частинок пилу і молекул. При сильному інфрачервоному випромінюванні зірки-джерела у таких оболонках формуються ідеальні умови для активації космічних мазерів.

Реакції термоядерного спалювання гелію дуже чутливі до температури. Іноді це призводить до великої нестабільності. Виникають сильні пульсації, які в результаті повідомляють зовнішнім шарам достатнє прискорення, щоб бути скинутими і перетворитися на планетарну туманність. У центрі такої туманності залишається оголене ядро ​​зірки, в якому припиняються термоядерні реакції, і воно, остигаючи, перетворюється на гелієвий білий карлик, як правило, що має масу до 0,5-0,6 Сонячних мас і діаметр порядку діаметра Землі.

Переважна більшість зірок, і Сонце у тому числі, завершують свою еволюцію, стискаючись доти, доки тиск вироджених електронів не врівноважить гравітацію. У цьому стані, коли розмір зірки зменшується в сотню разів, а щільність стає в мільйон разів вищою за щільність води, зірку називають білим карликом. Вона позбавлена ​​джерел енергії і, поступово остигаючи, стає невидимим чорним карликом.

У зірок масивніших, ніж Сонце, тиск вироджених електронів неспроможна зупинити подальше стиск ядра, і електрони починають «вдавлюватися» в атомні ядра , що перетворює протони на нейтрони , між якими немає сили електростатичного відштовхування. Така нейтронізація речовини призводить до того, що розмір зірки, яка тепер, фактично, є одним величезним атомним ядром, вимірюється кількома кілометрами, а щільність у 100 млн разів перевищує щільність води. Такий об'єкт називають нейтронною зіркою; його рівновага підтримується тиском виродженої нейтронної речовини.

Надмасивні зірки

Після того, як зірка з масою більшою, ніж п'ять Сонячних мас, входить до стадії червоного надгіганта, її ядро ​​під дією сил гравітації починає стискатися. У міру стиснення зростають температура та щільність, і починається нова послідовність термоядерних реакцій. У таких реакціях синтезуються все більш важкі елементи: гелій, вуглець, кисень, кремній та залізо, що тимчасово стримує колапс ядра.

В результаті в міру утворення все більш важких елементів Періодичної системи, з кремнію синтезується залізо-56. На цій стадії подальший екзотермічний термоядерний синтез стає неможливим, оскільки ядро ​​заліза-56 має максимальний дефект маси і утворення більш важких ядер з виділенням енергії неможливе. Тому коли залізне ядро ​​зірки досягає певного розміру, то тиск у ньому вже не в змозі протистояти вазі вищерозташованих шарів зірки, і відбувається негайний колапс ядра з нейтронізацією його речовини.

Те, що відбувається далі, поки що до кінця не ясно, але, в будь-якому випадку, процеси, що відбуваються в лічені секунди, призводять до вибуху наднової зірки неймовірної потужності.

Сильні струмені нейтрино і магнітне поле, що обертається, виштовхують більшу частину накопиченого зіркою матеріалу. [ ] - звані рассадочные елементи, включаючи залізо і більш легкі елементи. Малітія, що розлітається, бомбардується нейтронами, що вилітають із зіркового ядра, захоплюючи їх і тим самим створюючи набір елементів важче заліза, включаючи радіоактивні, аж до урану (а можливо, навіть до каліфорнії). Таким чином, вибухи наднових пояснюють наявність у міжзоряній речовині елементів важче заліза, але це не є єдино можливий спосіб їх утворення, що, наприклад, демонструють технецієві зірки.

Вибухова хвиля та струмені нейтрино забирають речовину геть від зірки, що вмирає [ ] у міжзоряне простір. Надалі, остигаючи і переміщаючись по космосу, цей матеріал надновий може зіткнутися з іншим космічним «утилем» і, можливо, брати участь в утворенні нових зірок, планет або супутників.

Процеси, що протікають при освіті наднової, досі вивчаються, і поки що в цьому питанні немає ясності. Також під питанням залишається момент, що насправді залишається від початкової зірки. Тим не менш, розглядаються два варіанти: нейтронні зірки та чорні дірки.

Нейтронні зірки

Відомо, що в деяких наднових сильна гравітація в надрах надгіганта змушує електрони поглинутися атомним ядром, де вони, зливаючись з протонами, утворюють нейтрони. Цей процес називається нейтронізацією. Електромагнітні сили, що поділяють прилеглі ядра, зникають. Ядро зірки тепер є щільною кулею з атомних ядер та окремих нейтронів.

Такі зірки, відомі, як нейтронні зірки, надзвичайно малі - трохи більше розміру великого міста, і мають неймовірно високу щільність. Період їх обігу стає надзвичайно малий у міру зменшення розміру зірки (завдяки збереженню моменту імпульсу). Деякі нейтронні зірки роблять 600 обертів на секунду. У деяких з них кут між вектором випромінювання та віссю обертання може бути таким, що Земля потрапляє в конус, що утворюється цим випромінюванням; в цьому випадку можна зафіксувати імпульс випромінювання, що повторюється через проміжки часу, що рівні періоду звернення зірки. Такі нейтронні зірки одержали назву «пульсари», і стали першими відкритими нейтронними зірками.

Чорні діри

Не всі зірки, пройшовши фазу вибуху наднової, стають нейтронними зірками. Якщо зірка має досить велику масу, то колапс такої зірки продовжиться, і самі нейтрони почнуть обрушуватися всередину, поки її радіус не стане менше радіусу Шварцшильда. Після цього зірка стає чорною діркою.

Існування чорних дірок було передбачено загальною теорією відносності. Відповідно до цієї теорії,

Еволюція Зірок Різної Маси

Астрономи не можуть спостерігати життя однієї зірки від початку до кінця, тому що навіть найбільш зірки, що короткоживуть, існують мільйони років - довше життя всього людства. Зміна з часом фізичних показників та хімічного складу зірок, тобто. зіркову еволюцію, астрономи вивчають з урахуванням зіставлення показників безлічі зірок, що є різних стадіях еволюції.

Фізичні закономірності, що пов'язують спостерігаються характеристики зірок, відбиваються на діаграмі колір-світність - діаграмі Герцшпрунга - Ресселла, де зірки утворюють окремі угруповання - послідовності: головну послідовність зірок, послідовності надгігантів, яскравих і слабких гігантів, субгігантів, субкарликів і білих карликов.

Більша частина свого життя будь-яка зірка знаходиться на так званій головній послідовності діаграми колір-світливість. Решта стадії еволюції зірки до утворення компактного залишку займають трохи більше 10% від цього часу. Саме тому більшість зірок, що спостерігаються в нашій Галактиці, – скромні червоні карлики з масою Сонця чи менше. Головна послідовність включає близько 90% всіх спостережуваних зірок.

Термін життя зірки і те, на що вона перетворюється наприкінці життєвого шляху, повністю визначається її масою. Зірки з масою більше сонячної живуть набагато менше Сонця, а час життя найпотужніших зірок – лише мільйони років. Для переважної більшості зірок час життя – близько 15 млрд. років. Після того, як зірка вичерпає свої джерела енергії, вона починає остигати і стискатися. Кінцевим продуктом еволюції зірок є компактні масивні об'єкти, щільність яких набагато більше, ніж у звичайних зірок.

Зірки різної маси приходять у результаті одного з трьох станів: білі карлики, нейтронні зірки чи чорні дірки. Якщо маса зірки невелика, то сили гравітації порівняно слабкі та стиснення зірки (гравітаційний колапс) припиняється. Вона перетворюється на стійкий стан білого карлика. Якщо маса перевищує критичне значення, стиск триває. При дуже високій щільності електрони, з'єднуючись з протонами, утворюють нейтрони. Незабаром майже вся зірка складається з одних нейтронів і має таку величезну щільність, що величезна зоряна маса зосереджується в дуже невеликій кулі радіусом кілька кілометрів і стиск зупиняється - утворюється нейтронна зірка. Якщо ж маса зірки буде настільки велика, що навіть утворення нейтронної зірки не зупинить гравітаційний колапс, то кінцевим етапом еволюції зірки буде чорна діра.

Частина перша АСТРОНОМІЧНИЙ АСПЕКТ ПРОБЛЕМИ

Рис. 12. Глобули у дифузійній туманності

При стисканні протозірки температура її підвищується і значна частина потенційної енергії, що звільняється, випромінюється в навколишній простір. Так як розміри газової кулі, що стискається, дуже великі, то випромінювання з одиниці його поверхні буде незначним. Якщо потік випромінювання з одиниці поверхні пропорційний четвертого ступеня температури (закон Стефана - Больцмана), температура поверхневих шарів зірки порівняно низька, тим часом як її світність майже така ж, як у звичайної зірки з тією ж масою. Тому на діаграмі "спектр - світність" такі зірки розташуються праворуч від головної послідовності, тобто потраплять в область червоних гігантів або червоних карликів, залежно від значень їх первісних мас. Надалі протозірка продовжує стискатися. Її розміри стають меншими, а поверхнева температура зростає, внаслідок чого спектр стає все більш "раннім". Таким чином, рухаючись діаграмою "спектр - світність", протозірка досить швидко "сяде" на головну послідовність. У цей період температура зоряних надр вже виявляється достатньою для того, щоб там почалися термоядерні реакції. При цьому тиск газу всередині майбутньої зірки врівноважує тяжіння та газова куля перестає стискатися. Протозірка стає зіркою. Щоб пройти цю ранню стадію своєї еволюції, протозіркам потрібно порівняно небагато часу. Якщо, наприклад, маса протозірки більша за сонячну, потрібно лише кілька мільйонів років, якщо менше - кілька сотень мільйонів років. Так як час еволюції протозірок порівняно невеликий, цю ранню фазу розвитку зірки виявити важко. Все ж таки зірки в такій стадії, мабуть, спостерігаються. Ми маємо на увазі дуже цікаві зірки типу Т-Тільця, зазвичай занурені в темні туманності. У 1966 р. зовсім несподівано виявилася можливість спостерігати протозірки на ранніх стадіях їхньої еволюції. Ми вже згадували у третій главі цієї книги про відкриття методом радіоастрономії низки молекул у міжзоряному середовищі, насамперед гідроксилу ВІН та пари води Н2О. Велике ж було здивування радіоастрономів, коли при огляді неба на хвилі 18 см, що відповідає радіолінії ВІН, було виявлено яскраві, надзвичайно компактні (тобто мають малі кутові розміри) джерела. Це було настільки несподівано, що спочатку відмовлялися навіть вірити, що такі яскраві радіолінії можуть належати молекулі гідроксилу. Була висловлена ​​гіпотеза, що ці лінії належать до якоїсь невідомої субстанції, якій одразу ж дали "відповідне" ім'я "містеріум". Однак "містеріум" дуже скоро розділив долю своїх оптичних "братів" - "небулія" та "коронія". Справа в тому, що багато десятиліть яскраві лінії туманностей і сонячної корони не піддавалися ототожнення з будь-якими відомими спектральними лініями. Тому їх приписували якимсь, невідомим землі, гіпотетичним елементам - " небулію " і " коронію " . Не поблажливо посміхатимемося над невіглаством астрономів початку нашого століття: адже теорії атома тоді ще не було! Розвиток фізики не залишив у періодичній системі Менделєєва місця для екзотичних "небожителів": у 1927 р. був розвінчаний "небулій", лінії якого з повною надійністю були ототожнені з "забороненими" лініями іонізованих кисню та азоту, а в 1939 -1941 рр. було переконливо показано, що загадкові лінії "коронія" належать багаторазово іонізованим атомам заліза, нікелю та кальцію. Якщо для "розвінчання" "небулія" і "кодонія" були потрібні десятиліття, то вже через кілька тижнів після відкриття стало ясно, що лінії "містеріуму" належать звичайному гідроксилу, але тільки що знаходиться в незвичайних умовах. Подальші спостереження насамперед виявили, що джерела "містеріуму" мають виключно малі кутові розміри. Це було показано за допомогою тоді ще нового, дуже ефективного методу дослідження, що отримало назву "радіоінтерферометрія на наддовгих базах". Суть методу зводиться до одночасним спостереженням джерел двох радіотелескопах, віддалених друг від друга з відривом кілька тисяч кілометрів. Як виявляється, кутова роздільна здатність при цьому визначається ставленням довжини хвилі до відстані між радіотелескопами. У нашому випадку ця величина може бути ~3х10 -8 рад чи кілька тисячних секунд дуги! Зауважимо, що в оптичній астрономії такий кутовий дозвіл поки що зовсім недосяжний. Такі спостереження показали, що є принаймні три класи джерел "містеріуму". Нас тут цікавитимуть джерела 1 класу. Всі вони знаходяться всередині газових іонізованих туманностей, наприклад, у знаменитій туманності Оріона. Як уже говорилося, їх розміри надзвичайно малі, у багато тисяч разів менші за розміри туманності. Усього цікавіше, що вони мають складну просторову структуру. Розглянемо, наприклад, джерело, що у туманності, що отримала назву W3.

Рис. 13. Профілі чотирьох компонент лінії гідроксилу

На рис. 13 наведено профіль лінії ВІН, що випромінюється цим джерелом. Як бачимо, він складається із великої кількості вузьких яскравих ліній. Кожній лінії відповідає певна швидкість руху з променю зору хмари, що випромінює цю лінію. Розмір цієї швидкості визначається ефектом Доплера. Відмінність швидкостей (променю зору) між різними хмарами досягає ~10 км/с. Згадані вище інтерферометричні спостереження показали, що хмари, що випромінюють кожну лінію, просторово не збігаються. Картина виходить така: усередині області розміром приблизно 1,5 секунд дуги рухаються з різними швидкостями близько 10 компактних хмар. Кожна хмара випромінює одну певну (за частотою) лінію. Кутові розміри хмар дуже малі, близько кількох тисячних секунд дуги. Так як відстань до туманності W3 відома (близько 2000 пк), кутові розміри легко можуть бути переведені в лінійні. Виявляється, що лінійні розміри області, в якій рухаються хмари, близько 10 -2 пк, а розміри кожної хмари лише на порядок величини більше відстані від Землі до Сонця. Постають питання: що це за хмари і чому вони так сильно випромінюють у радіолініях гідроксилу? На друге запитання відповідь була отримана незабаром. Виявилося, що механізм випромінювання цілком подібний до того, що спостерігався в лабораторних мазерах і лазерах. Отже, джерела "містеріуму" - це гігантські, природні космічні мазери, що працюють на хвилі лінії гідроксилу, довжина якої 18 см. Саме в мазерах (а на оптичних та інфрачервоних частотах - в лазерах) досягається величезна яскравість у лінії, причому спектральна ширина її мала . Як відомо, посилення випромінювання в лініях завдяки такому ефекту можливе тоді, коли середовище, в якому поширюється випромінювання, у будь-який спосіб "активована". Це означає, що деяке "стороннє" джерело енергії (так звана "накачування") робить концентрацію атомів або молекул на початковому (верхньому) рівні аномально високою. Без постійно діючої "накачування" мазер або лазер неможливі. Питання про природу механізму "накачування" космічних мазерів поки що остаточно не вирішено. Однак швидше за все "накачуванням" служить досить потужне інфрачервоне випромінювання. Іншим можливим механізмом "накачування" можуть бути деякі хімічні реакції. Варто перервати нашу розповідь про космічні мазери для того, щоб подумати, з якими дивовижними явищами стикаються астрономи в космосі. Одне з найбільших технічних винаходів нашого бурхливого століття, що грає чималу роль науково-технічної революції, що переживається нами, запросто реалізується в природних умовах і до того ж - у величезному масштабі! Потік радіовипромінювання від деяких космічних мазер настільки великий, що міг би бути виявлений навіть при технічному рівні радіоастрономії років 35 тому, тобто ще до винаходу мазер і лазерів! Для цього треба було "тільки" знати точну довжину хвилі радіолінії ВІН та зацікавитись проблемою. До речі, це перший випадок, як у природних умовах реалізуються найважливіші науково-технічні проблеми, які стоять перед людством. Термоядерні реакції, що підтримують випромінювання Сонця та зірок (див. нижче), стимулювали розробку та здійснення проектів отримання на Землі ядерного "пального", яке в майбутньому має вирішити всі наші енергетичні проблеми. На жаль, ми поки що далекі від вирішення цього найважливішого завдання, яке природа вирішила "просто". Півтора століття тому засновник хвильової теорії світла Френель зауважив (з іншого приводу, звісно): "Природа сміється з наших труднощів". Як бачимо, зауваження Френеля ще справедливіше у наші дні. Повернемося, однак, до космічних мазер. Хоча механізм "накачування" цих мазерів поки ще не зовсім зрозумілий, все ж таки можна скласти собі грубе уявлення про фізичні умови в хмарах, що випромінюють мазерним механізмом лінію 18 см. Насамперед, виявляється, що ці хмари досить щільні: у кубічному сантиметрі там є по принаймні 10 8 -10 9 частинок, причому істотна (а може бути і більша) частина їх молекули. Температура навряд чи перевищує дві тисячі кельвінів, швидше за все, вона близько 1000 Кельвінів. Ці властивості різко відмінні від властивостей навіть найщільніших хмар міжзоряного газу. Враховуючи ще порівняно невеликі розміри хмар, ми мимохіть приходимо до висновку, що вони швидше нагадують протяжні, досить холодні атмосфери зірок - надгігантів. Дуже схоже, що ці хмари є не що інше, як рання стадія розвитку протозірок, яка прямує відразу за їх конденсацією з міжзоряного середовища. На користь цього твердження (яке автор цієї книги висловив ще 1966 р.) свідчать і інші факти. У туманностях, де спостерігаються космічні мазери, видно молоді гарячі зірки (див. нижче). Отже, там нещодавно закінчився і, швидше за все, продовжується і нині процес зіркоутворення. Мабуть, найцікавіше те, що, як свідчать радіоастрономічні спостереження, космічні мазери цього як би " занурені " в невеликі, дуже щільні хмари іонізованого водню. У цих хмарах є багато космічного пилу, що робить їх неспостережуваними в оптичному діапазоні. Такі "кокони" іонізуються молодою, гарячою зіркою, яка перебуває всередині них. При дослідженні процесів зіркоутворення дуже корисною виявилася інфрачервона астрономія. Адже для інфрачервоних променів міжзоряне поглинання світла не таке істотне. Ми можемо тепер уявити таку картину: з хмари міжзоряного середовища, шляхом його конденсації, утворюється кілька згустків різної маси, що еволюціонують у протозірки. Швидкість еволюції різна: для більш масивних згустків вона буде більшою (див. далі табл. 2). Тому насамперед перетвориться на гарячу зірку найбільш масивний потік, тим часом як інші більш-менш довго затримуватимуться на стадії протозірки. Їх ми і спостерігаємо як джерела мазерного випромінювання в безпосередній близькості від "новонародженої" гарячої зірки, що іонізує водень "кокона", що не сконденсував у згустки. Зрозуміло, ця груба схема надалі уточнюватиметься, причому, звичайно, до неї будуть внесені суттєві зміни. Але факт залишається фактом: несподівано виявилося, що деякий час (швидше за все - порівняно короткий) новонароджені протозірки, образно висловлюючись, "кричать" про свою появу на світ, користуючись новітніми методами квантової радіофізики (тобто мазерами). року після відкриття космічних мазерів на гідроксилі (лінія 18 см) - було встановлено, що ті ж джерела одночасно випромінюють (також мазерним механізмом) лінію водяної пари, довжина хвилі якої 1,35 см. Інтенсивність "водяного" мазера навіть більша, ніж "гідроксильного" ". Хмари, що випромінюють лінію Н2О, хоч і знаходяться в тому ж малому обсязі, що і "гідроксильні" хмари, рухаються з іншими швидкостями і значно компактніші. Не можна виключати, що в найближчому майбутньому будуть виявлені й інші мазерні лінії * . Таким чином, зовсім несподівано радіоастрономія перетворила класичну проблему зіркоутворення на гілку спостережної астрономії. Опинившись на головній послідовності і переставши стискатися, зірка довго випромінює практично не змінюючи свого положення на діаграмі "спектр - світність". Її випромінювання підтримується термоядерними реакціями, які у центральних областях. Таким чином, головна послідовність є як би геометричним місцем точок на діаграмі "спектр - світність", де зірка (залежно від її маси) може довго і стійко випромінювати завдяки термоядерним реакціям. Місце зірки на головній послідовності визначається її масою. Слід зазначити, що є ще один параметр, що визначає положення рівноважної випромінює зірки на діаграмі "спектр-світлість". Таким параметром є первісний хімічний склад зірки. Якщо відносний вміст важких елементів зменшиться, зірка "ляже" на діаграмі нижче. Саме цією обставиною пояснюється наявність послідовності субкарликів. Як уже говорилося вище, відносний зміст важких елементів у цих зірок у десятки разів менше, ніж у зірок головної послідовності. Час перебування зірки на головній послідовності визначається її первісною масою. Якщо маса велика, випромінювання зірки має величезну потужність і досить швидко витрачає запаси свого водневого " пального " . Так, наприклад, зірки головної послідовності з масою, що перевищує сонячну в кілька десятків разів (це гарячі блакитні гіганти спектрального класу О), можуть стійко випромінювати, перебуваючи на цій послідовності лише кілька мільйонів років, у той час як зірки з масою, близькою до сонячної, знаходяться на головній послідовності 10-15 млрд років. Нижче наводиться табл. 2, що дає обчислену тривалість гравітаційного стиску та перебування на головній послідовності для зірок різних спектральних класів. У цій же таблиці наведено значення мас, радіусів та світимостей зірок у сонячних одиницях.

Таблиця 2

Рис. 14. Еволюційні треки для зірок різної маси на діаграмі "світність-температура"

Рис. 15. Діаграма Герцшпрунга – Рессела для зоряного скупчення NGC 2254

Рис. 16. Діаграма Герцшпрунга - Ресел для кульового скупчення М 3. По вертикальній осі - відносна зіркова величина

На відповідній діаграмі чітко видно вся головна послідовність, у тому числі її верхня ліва частина, де розташовані гарячі масивні зірки (показнику-кольору - 0,2 відповідає температура 20 тис. К, тобто спектр класу). Кульове скупчення М3 - "старий" об'єкт. Ясно видно, що у верхній частині головної послідовності діаграми, побудованої для цього скупчення, зірок майже немає. Зате гілка червоних гігантів у М 3 представлена ​​дуже багато, тоді як у NGC 2254 червоних гігантів дуже мало. Це і зрозуміло: у старого скупчення М 3 велика кількість зірок вже встигла "зійти" з головної послідовності, у той час як у молодого скупчення NGC 2254 це відбулося тільки з невеликою кількістю порівняно масивних зірок, що швидко еволюціонують. Привертає увагу, що гілка гігантів для М 3 йде досить круто вгору, а в NGC 2254 вона - майже горизонтальна. З погляду теорії це можна пояснити значно нижчим вмістом важких елементів у М 3. І справді, у зірок кульових скупчень (як і в інших зірок, що концентруються не стільки до галактичної площини, скільки до галактичного центру) відносний вміст важких елементів незначно . На діаграмі "показник кольору - світність" для М3 видно ще одну майже горизонтальну гілку. Аналогічної гілки на діаграмі, побудованій для NGC 2254 немає. Теорія пояснює появу цієї гілки в такий спосіб. Після того як температура щільного гелієвого ядра зірки, що стискається, червоного гіганта - досягне 100-150 млн К, там почне йти нова ядерна реакція. Ця реакція полягає у освіті ядра вуглецю з трьох ядер гелію. Як тільки почнеться ця реакція, стиснення ядра припиниться. Надалі поверхневі шари

зірки збільшують свою температуру і зірка на діаграмі "спектр - світність" переміщатиметься вліво. Саме з таких зірок утворюється третя горизонтальна гілка діаграми для М3.

Рис. 17. Зведена діаграма Герцшпрунга - Рессела для 11 зоряних скупчень

На рис. 17 схематично наведена зведена діаграма "колір - світність" для 11 скупчень, з яких два (М 3 і М 92) кульові. Ясно видно, як " загинаються " вправо і вгору головні послідовності в різних скупчень у повній згоді з теоретичними уявленнями, про які вже йшлося. З рис. 17 можна відразу визначити, які скупчення є молодими та які старими. Наприклад, "подвійне" скупчення Х і h Персея молоде. Воно "зберегло" значну частину головної послідовності. Скупчення М 41 старше, ще старше скупчення Гіади і зовсім старим є скупчення М 67, діаграма "колір - світність" для якого дуже схожа на аналогічну діаграму для кульових скупчень М 3 і М 92. Тільки гілка гігантів у кульових скупчень знаходиться вище у згоді з відмінностями у хімічному складі, про які йшлося раніше. Таким чином, дані спостережень повністю підтверджують та обґрунтовують висновки теорії. Здавалося б, важко очікувати на спостережну перевірку теорії процесів у зоряних надрах, які закриті від нас величезною товщею зіркової речовини. І все-таки теорія і тут постійно контролюється практикою астрономічних спостережень. Слід зазначити, що складання великої кількості діаграм "колір - світність" зажадало величезної праці астрономів-спостерігачів і докорінного вдосконалення методів спостережень. З іншого боку, успіхи теорії внутрішньої будови та еволюції зірок були б неможливі без сучасної обчислювальної техніки, що ґрунтується на застосуванні швидкодіючих електронних рахункових машин. Неоціненну послугу теорії надали також дослідження в галузі ядерної фізики, що дали змогу отримати кількісні характеристики тих ядерних реакцій, які протікають у зоряних надрах. Без перебільшення можна сказати, що розробка теорії будови та еволюції зірок є одним із найбільших досягнень астрономії другої половини XX століття. Розвиток сучасної фізики відкриває можливість прямої спостережної перевірки теорії внутрішньої будови зірок, зокрема Сонця. Йдеться можливості виявлення потужного потоку нейтрино, який має випромінювати Сонце, якщо у його надрах мають місце ядерні реакції. Добре відомо, що нейтрино дуже слабко взаємодіє з іншими елементарними частинками. Так, наприклад, нейтрино може майже без поглинання пролетіти через усю товщу Сонця, тоді як рентгенівське випромінювання може пройти без поглинання лише за кілька міліметрів речовини сонячних надр. Якщо уявити, що через Сонце проходить потужний пучок нейтрино з енергією кожної частки