АСТРОНОМІЯ - М. В. Головко 2018

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІ. Елементи астрофізики

ТЕМА 2.2. ФІЗИКА ЗІР І МІЖЗОРЯНОГО СЕРЕДОВИЩА

§ 21. УТВОРЕННЯ ЗІР

Процес формування зір тривалий час був загадковим для астрономів. Було здобуто значно більше даних про те, як зорі закінчують життя, ніж про те, як вони народжуються. Водночас наявність в нашій галактиці молодих зір (їхній вік лише кілька сотень тисяч років) переконливо свідчить про те, що зорі утворюються й нині.

1. Основні етапи утворення зорі.

Зорі народжуються в газопилових хмарах. У площині Галактики (ч. 2, § 23) і біля неї, а особливо в спіральних рукавах, є багато масивних (до 10 млн сонячних мас), протяжних (до 300 св. р.) і доволі щільних (10-100 атомів/см) молекулярних хмар з температурою 10-30 К. Доведено, такі хмари - утворення не стійкі. З часом вони розбиваються на окремі фрагменти.³

Рис. 21.1. Газопилова хмара - джерело зореутворення

У середовищі, навіть коли речовина в ньому розподілена однорідно, за наявності сил тяжіння обов'язково виникають невеликі збурення щільності й швидкості руху частинок. Вони не зникають, а навпаки, мають тенденцію до нарощування, й нарощування відбуваються тим швидше, що більші збурення. Це явище називають гравітаційною нестійкістю.

Така нестійкість - одна з причин поділу протяжних масивних хмар газу на менші фрагменти. До поділу хмар спричиняють і зовнішні чинники, такі як: зіткнення хмар між собою, потужний міжзоряний вітер, ударні хвилі, що виникають під час вибуху Наднових, хвилі ущільнення, що формують спіральну структуру галактик тощо. Якщо маса й розміри фрагмента, що виділився, перевищать деяку критичну величину, сили гравітації в ньому переважать сили газового тиску, і він почне стискатися. Ця подія - початок зореутворення.

Стискання відбувається тим швидше, що більшою була маса фрагмента. Тривалий час його температура, незважаючи на дедалі більше ущільнення, залишається низькою, бо речовина прозора для інфрачервоних променів. Випромінювання молекул виносить за межі хмари утворене під час стискання тепло. Але коли газ втрачає прозорість, всередині фрагмента виникає щільне й гаряче, гідростатично рівноважне зореподібне ядро. В ньому гравітацію врівноважує внутрішній тиск - оце і є протозоря.

На цій стадії протозорю не видно, бо вона оточена непрозорим для видимого світла коконом з газу і пилу. Кокон поглинає випромінювання ядра протозорі, нагрівається до сотень градусів і дає потужне інфрачервоне випромінювання. Якраз його і спостерігають в ІЧ-діапазоні з допомогою сучасних телескопів.

Рис. 21.2. Схема народження зорі з газопилової хмари

Тим часом газ із масивної оболонки протозорі продовжує падати до її центра. Гравітаційна енергія перетворюється в теплову, температура ядра зростає і збільшується його світність. Урешті-решт тиск випромінювання розсіює в міжзоряному середовищі газ, що оточує протозорю, подальше зростання маси її ядра зупиняється, й вона остаточно еволюціонує в зорю. У нашій галактиці, згідно з підрахунками, швидкість зореутворення (маємо на увазі масу зір, що формуються щорічно,) становить 1-5 сонячних мас.

Тільки-но сформована зоря хоча й має ще досить низьку температуру поверхні, та через значно більші розміри, ніж в зір такої ж маси на головній послідовності, випромінює велику кількість енергії. На цьому етапі формування вона розміщується на діаграмі Герцшпрунга-Рассела в зоні червоних гігантів і надгігантів. Коли температура ядра молодої зорі досягає кількох мільйонів кельвінів, починаються перші термоядерні реакції «вигорання» літію, берилію, бору. Але газового тиску, який існує при таких температурах, ще не вистачає для того, щоб припинити стискання. Тому додатковим джерелом її світіння є енергія гравітаційного стискання, що перетворюється в тепло.

Тільки через кілька сотень тисяч років для майбутніх масивних зір і через сотні мільйонів років для майбутніх карликів, коли температура ядра досягає 10 млн К, у ньому починаються термоядерні реакції, в яких водень перетворюється в гелій. Процес ущільнення закінчується, зоря стабілізується і стає нормальною зорею, в якій газовий тиск врівноважує сили гравітації.

Що більша маса новонародженої зорі, то вища температура в її надрах і на поверхні, більша світність, і тим вище вона «лягає» на головній послідовності. Тут зоря перебуває доти, доки весь водень в її ядрі не вичерпається й утвориться гелієве ядро. Цей період охоплює до 90 % тривалості життя зорі й залежить від її початковою маси. Для Сонця він триватиме 10 млрд років. Для зорі з масою в 17 разів більшою - лише 8 млн років, а для зорі з масою 0,5 сонячної - до 80 млрд років. Маса зорі визначає не лише тривалість її життя, а й усі інші параметри - радіус, температуру в надрах і на поверхні (а отже, спектральний клас і колір), світність.

Після вичерпання запасів водневого пального стаціонарний період життя зорі закінчується, і вона покидає головну послідовність. Далі з зорею відбуваються кардинальні зміни, які залежать від її початкової маси. Про це докладно йтиметься далі в § 22.

2. Моделі зір.

Астрономи досі не в змозі «зазирнути» в надра будь-якої зорі, щоб вивчити її внутрішню будову. Щоправда, метод астросейсмології дозволяє отримувати інформацію про стан речовини в надрах Сонця та інших зір. Однак докладно вивчати внутрішню будову зір можна лише теоретично. Математичні розрахунки, які спираються на відомі фізичні закони і враховують загальні параметри зорі (маса, радіус, світність, хімічний склад), дозволяють побудувати модель її внутрішньої будови, а також зрозуміти, як зоря змінюватиметься з плином часу. Такі теоретичні розрахунки в астрономії називають моделями зір. Порівняння моделей з результатами астрономічних спостережень доводять, що вони доволі точні. Нині для побудови моделей зір використовують потужні комп'ютери.

Рис. 21.3. Моделі (внутрішня будова) зір: гіганта (а) і маломасивної зорі (б)

Для прикладу розгляньмо внутрішню будову зорі, маса якої становить 10 сонячних мас. У її центрі є конвективне ядро з радіусом приблизно 0,2 від радіусу зорі. Причина появи такого ядра зумовлена тим, що механізм перенесення енергії випромінюванням не може забезпечити її відвід з центральних районів зорі, адже температура в її центрі становить майже 30 млн К, тому «вмикається» механізм конвекції речовини. Від конвективного ядра й до поверхні зорі пролягає зона променистого переносу енергії.

Іншу будову мають маломасивні зорі (рис. 21.3 б) і зорі сонячної маси. Якщо маса менша, ніж 0,08 маси Сонця, то температура в центрі зорі ні коли не досягає значень, потрібних для горіння водню, і вони стискаються необмежено довго.

3. Екзопланети і планетні системи зір.

Питання утворення зір пов'язане ще з одним важливим процесом - утворенням планет і планетних систем. Хоча теоретичні розрахунки вказували на те, що принаймні біля окремих зір мають утворюватись планети, телескопічні спостереження тривалий час не підтверджували ці висновки. Планети світять тільки відбитим світлом своєї зорі, причому більша частина цього випромінювання припадає на інфрачервоний діапазон. Тому для прямого виявлення планети, потрібно виділити її випромінювання зі світла материнської зорі, що потребує дуже чутливих інфрачервоних телескопів.

Рис. 21.4. Екзопланети зорі Фомальгаут, відкриті методом прямих спостережень

Поява наприкінці ХХ ст. нових інструментів, розробка досконалих наземних і космічних оптичних приладів і приймачів випромінювання, а також розробка методів, відсутність яких раніше не дозволяла спостерігати екзопланети (планет біля інших зір), урешті-решт дали астрономам можливість їх побачити.

Здебільшого відкриття таких об'єктів роблять непрямими методами. До таких належать метод транзитів, метод променевих швидкостей (метод до- плерівської спектроскопії), мікролінзування тощо. Хоча вже є екзопланети, виявлені прямо в оптичному й радіодіапазоні.

Суть методу транзитів полягає в тому, що реєструють зменшення блиску зорі тоді, коли по її диску проходить планета. Далі з фотометричних вимірів будують графік коливань блиску зорі в часі, а потім знаходять період обертання планети і її радіус. Цей метод працює, коли промінь зору спостерігача збігається з площиною орбіти екзопланети.

В основі методу променевих швидкостей лежить оцінка радіальної (променевої) швидкості зорі. Швидкість руху небесного тіла відносно спостерігача можна розкласти на дві складові. Одну з них - проекцію швидкості на промінь зору спостерігача або радіус-вектор - називають променевою швидкістю. Іншу складову швидкості, перпендикулярну до променя зору, називають власним рухом небесного тіла. Променеву швидкість зорі визначають зі зміщення ліній в її спектрі. Оскільки планета (чи планети) чинять гравітаційний вплив на свою зорю, то її променева швидкість стає нерівномірною. Цим методом у 1995 р. була відкрита перша екзопланета (51 Пегаса b) біля зорі головної послідовності.

Метод мікролінзування ґрунтується на використанні «гравітаційних лінз» (їх утворюють масивні тіла - чорні діри або системи тіл - галактики і скупчення галактик). Фактично, це різновид прямого спостереження, тільки чутливість астрономічних приладів посилює природа.

Рис. 21.5. Планетна система зорі Глізе

Залежно від маси й хімічного складу, екзопланети поділяють на кілька класів: планети-гіганти (маса від 0,19 до 13 мас Юпітера); нептуни (маса від 7 до 60 мас Землі, або від 0,022 до 0,19 мас Юпітера); планети земного типу (їх маса менша за 7 мас Землі).

Планети-гіганти - їх часто називають «юпітерами» й «сатурнами», мають хімічний склад, близький до зоряного, «нептуни» - складаються головно з льодів із домішками твердих порід, планети земного типу - утворені переважно із силікатів і заліза.

Багато відкритих екзопланетних систем будовою не схожі на Сонячну систему. В них планети-гіганти типу Юпітера рухаються навколо материнських зір по дуже близьких орбітах - для порівняння: там, де в Сонячній системі містяться Венера, Меркурій, а то й ще ближче. Це вимагає як критичного ставлення до відомої теорії походження нашої планетної системи, так і розширює діапазон пошуків, пов'язаних з формуванням планет і їх систем у Всесвіті.

НАВЧАЛЬНЕ ЗАВДАННЯ

• Опишіть якісно процес утворення зорі. Чи обов'язково молода зоря посяде місце на головній послідовності діаграми Герцшпрунга-Рассела?

ВИСНОВКИ

Зорі народжуються з газопилових хмар шляхом їх гравітаційного стиску. Цей процес відбувається й нині. Внутрішня будова будь-якої зорі досі залишається не доступною для прямих спостережень, тому про неї дізнаються на підставі математичних моделей. Від 90-х років ХХ ст. астрономи відкривають екзопланети - планети біля інших зір.