Еволюція зір

Еволюція зорі починається з гравітаційного колапсу молекулярної хмари міжзоряного газу. Типова молекулярна хмара має розмір приблизно 100 світлових років у поперечнику і масу в 6×106 сонячних мас (M☉). У процесі гравітаційного колапсу хмара фрагментується на менші частки, кожна з яких стискається вже окремо. Тому зорі зазвичай народжуються групами. Під час колапсу потенційна енергія гравітаційної взаємодії молекул газу між собою перетворюється на тепло. Густина й тиск колапсуючого газу найшвидше зростають у центрі хмари. Утворюється ядро, яке називають протозорею.

Подальший розвиток подій залежить від маси протозорі.

Народження, життя і смерть зір

Згідно сучасним теоріям утворення зір, їх народження починається всередині темної міжзіркової хмари газу та пилу. 

Що таке зірка? Перш за все, це куля, що складається із гарячого густого газу. Щоб утворити зірку, необхідно стискати деяку область молекулярної хмари дуже сильно, поки вона не стане достатньо густою і гарячою для того, щоб перетворитися в зірку. Такий стиск досягається силою тяжіння.  

Коли газ стискується, він нагрівається і, коли стає достатньо гарячим, починає випромінювати тепло і світло. Це випромінювання, а також збільшення хаотичного руху молекул і атомів газу породжують тиск, що протидіє силі тяжіння стиску молекулярної хмари. Температура і тиск в центрі хмари максимальні, а на периферії – мінімальні.

Так утворюється зоря.

Стадії еволюції зірки до утворення компактного залишку займають не більш 10% від цього часу.

Саме тому більшість зір, що спостерігаються в нашій Галактиці, — скромні червоні карлики з масою Сонця чи менше. Подальша доля зірки цілком визначається її масою.

Який же буде термін життя зірки? Інакше кажучи, скільки часу вона проведе на головній послідовності? Відповісти на дане запитання можливо, якщо знати механізм виділення енергії в зірці. Для зірок головної послідовності це термоядерні реакції перетворення водню в гелій.

З огляду на те, що маса ядра зірки пропорційна її повній масі (М), шляхом розрахунків одержуємо приблизне співвідношення: тривалість перетворення водню в гелій дорівнює 10 M/L млрд. років, де маса М і світність L зірки виражені в масах і світності Сонця. Для зірок з масою, близькою до сонячної, L = М  (це випливає зі спостережень). Звідси знаходимо, що час їхнього життя 10/М  млрд. років.

Тепер ясно, що зірки з масою більше сонячної живуть набагато менше Сонця, а час життя самих масивних зірок складає «усього» кілька мільйонів років! Для більшості зірок час життя порівнянний чи навіть перевищує вік Всесвіту (близько 15 млрд. років).

Тепер ми підійшли до основного питання: у що перетворюються зірки наприкінці життя і як виявляють себе їхні залишки? Зірки різної маси приходять у підсумку до одного з трьох станів: білі карлики, нейтронні зорі чи чорні діри.

Діаграма Герцшпрунга-Рессела

Точка на діаграмі вказує на значення абсолютної величини зірки. Тобто, показана світність зір і їх поверхнева температура.

Щоб знати абсолютну величину зірки, необхідно знати відстань до неї.

На малюнку показано, який вигляд має типова діаграма Герцшпрунга-Рессела для групи зірок. Зірки мають тенденцію концентруватися вздовж лінії АВ, верхній кінець якої А знаходиться в області яскравих блакитних зірок, а нижній В – в області слабких червоних зірок. Вказана лінія називається головною послідовністю, і, судячи по її населеності, можна зробити висновок, що типова зірка проводить більшу частину життя на головній послідовності. Сонце також знаходиться на головній послідовності, і його позначено символом С. 

Хоча головна послідовність містить більшість зір, багато з них знаходяться у верхній правій області, позначеній Г, і невелике число – в нижній області, позначеній К. В першій області знаходяться зорі-гіганти, що мають велику світність і червоний колір, а в другій – слабкі зірки-карлики. Назви „гіганти” і „карлики” відносяться до реальних розмірів зірок.

Оскільки показник кольору вказує на поверхневу температуру зірки, з малюнку видно, як ця температура поступово зменшується при переході зліва на право на діаграмі Г-Р. Таким чином, карлики набагато гарячіші ніж гіганти. Через переважаючий колір гіганти часто називають червоними гігантами, а карлики зазвичай – білими карликами.

Діаграма Г-Р містить ще одну корисну інформацію, яку несе світло зір: спектральні властивості зір, також змінюються від однієї зірки до іншої. Цю зміну можна пов’язати з поверхневою температурою зірок.

Зірки, що мають світність I – найяскравіші і великі за розміром; їх називають супергігантами. Зірки класу II – яскраві гіганти, а зірки III – звичайні гіганти. Зірки, що займають проміжне положення між гігантами і зірками головної послідовності, входять в клас IV. Нарешті, зірки класу V знаходяться на головній послідовності.

Отже, зірку, що знаходиться  на головній послідовності чи в області гігантів на діаграмі Г-Р, можна охарактеризувати її класом світності і спектральним класом.

Така класифікація не розповсюджується на область нижче головної послідовності, тобто, на білі карлики, які дуже слабкі.

Принцип Паулі

На електрони в ядрі звертається мало уваги. Всіх дослідників цікавило, як з’єднуються ядра атомів зірки, виділяючи при цьому енергію. Але в атомі є й електрони. Атом в цілому електрично нейтральний. При високих температурах ці електрони відриваються від своїх ядер. Вільні електрони в зірці сильно стиснуті, і вони перші з усіх інших складових частин матерії відчувають вплив квантових ефектів.

Справа в тому, що правило, відоме як „принцип заборони Паулі” (за іменем Вольфганга Паулі, що відкрив дане правило), стверджує, що в будь-якій даній області не можуть існувати 2 електрона, що знаходяться в одному і тому ж стані. Це правило разом з твердженням квантової теорії, що електрон не „точкова” частинка, а займає невеликий об’єм, дозволяє прийти до висновку, що неможливо як завгодно густо упакувати групу електронів.

Стан електрона визначається його енергією, імпульсом і станом власного обертання (спіном). Імпульс – це добуток маси на швидкість електрона; він вказує наскільки швидко і в якому напрямі рухається електрон. Стан обертання вказує на те, як електрон обертається навколо своєї осі. Число можливих електронних станів, як в стані з найменшою енергією, так і в будь-якому стані з більшою енергією, обмежене. Принцип Паулі стверджує, що в будь-якому даному об’ємі неможливо помістити занадто багато електронів, що знаходяться в одному стані. Так, якщо ми почнемо упаковувати їх, почавши зі стану з найменшою енергією, скоро виявиться, що для поміщення додаткових електронів треба перейти до стану з все більшою енергією. Можна упакувати лише строго обмежену кількість електронів з енергією, яка не перевищує будь-яке задане значення.

Таким чином, в зірці є колектив електронів з різними енергіями, починаючи з найнижчої. Суміш цих електронів з різними енергіями, імпульсами і спінами породжує власний тиск, який протидіє будь-якому подальшому стиску речовини. В умовах, коли заповнені всі нижчі енергетичні стани, говорять, що колектив електронів став виродженим.

Можна зробити висновок, що менш масивна зірка легше, ніж її масивна суперниця, досягає стану, коли тиск виродженого електронного газу зупиняє стиск. Де ж така межа, яка розділяє „менш” і „більш” масивні зірки?

Критична маса зірки, нижче якої тиск вироджених електронів може підтримати рівновагу зірок, була вперше вирахувана Чандрасекаром на початку 30-х років. Отримана ним відповідь, добре відома зараз як межа Чандрасекара, рівна приблизно 1,4 маси Сонця. Таким чином, зірки з масами, не більше ніж на 40% перевищують масу Сонця, можуть утриматися в рівновазі і вижити. Зірки, з масою більше за рівноважну, вижити не можуть і продовжують скорочуватися далі.

1) якщо початкова маса ядра зірки менше, ніж 1,2 маси Сонця, то вона перетворюється в білого карлика.

2) якщо початкова маса ядра 1,2 – 2,4 мас Сонця, то зірка перетворюється в нейтронну зірку.

3) якщо маса зірки знаходиться в межах 2,5 – 3 маси Сонця, то зірка перетворюється в чорну діру. 

Нові зорі

Новими називають зорі, світність якихраптово збільшується в ~ 103 – 106 разів (на 7 – 19 зоряних величин), а потім поступово зменшується (протягом місяців чи років). Здебільшого світність збільшується в десятки тисяч разів. Спочатку вважали, що спалахує нова (раніше не існуюча) зоря, оскільки такі зорі до спалаху не спостерігалися.

З появою нових засобів спостереження (телескопів, фотографії) з’ясувалося, ці зорі існують як до, так і після спалаху, але вони дуже слабкі, принаймні недоступні для спостереження неозброєним оком. У той же час у максимумі блиску світність нової порівняна зі світністю найяскравіших надгігантів – їх абсолютна зоряна величина становить від – 8m до – 7m.

За сучасними оцінками у нашій Галактиці щороку спалахує від 50 до 300 Нових, але більшість з них залишається непоміченими. За незмінних темпів протягом часу існування нашої Галактики (1010 років) мало статися близько 1012 спалахів Нових. Однак це число перевищує загальну кількість зір у нашій Галактиці.

Розуміння причин спалахів відбулось після того, як з’ясувалося, що всі детально вивчені Нові входять до складу подвійних систем. Вперше такий факт встановив М. Уокер (1954) щодо Нової DQ Геркулеса, яка спалахнула 1934 року.

Зараз є загальноприйнятим, що спалах відбувається на поверхні білого карлика, що входить до тісної подвійної системи. Білий карлик – це зоря, що майже позбавлена термоядерного палива: її водень вже «вигорів» у процесі еволюції. Проте якщо відбувається перетікання речовини із сусідньої компоненти (зазвичай, гіганта або надгіганта, котрий заповнює свою порожнину Роша), це призводить до накопичення багатої на водень речовини на поверхні білого карлика. Коли біля підніжжя водневого шару температура та густина зросте до рівня, достатнього для початку термоядерної реакції, «воднева бомба» на поверхні білого карлика вибухне.

Вибухоподібний характер спалаху пояснюється тим, що електронний газ на поверхні білого карлика перебуває у виродженому стані. Після досягнення температури в мільйони Кельвінів розпочинаються ядерні реакції водневого циклу, які призводять до подальшого розігрівання водневого шару. За звичайних умов це призвело б до збільшення тиску та розширення зорі, зменшення густини та, відповідно, швидкості ядерних реакцій – система досягла б рівноваги. Але у разі виродженого стану речовини збільшення температури не призводить до збільшення тиску і розширення не відбувається. Проте швидкість перебігу ядерних реакцій зростає із температурою, збільшується виділення енергії і температура зростає ще більше. Реакція стає ланцюговою. Коли температура сягає 15 – 18 млн. K розпочинаються ядерні реакції вуглецево-азотного циклу. Зростання енерговиділення триває поки не відбудеться зняття виродженого стану (за температури понад 100 млн. K).

Спалах нової спричиняє скидання оболонки (зі швидкістю ~ 1000 км/с), яку згодом іноді можна спостерігати у вигляді туманності. Маса скинутої оболонки менше 0,001 маси Сонця. Отже, спалахнувши, зоря не руйнується повністю. Після скидання оболонки можливий процес її повторного накопичення.

За сучасною класифікацією Нові утворюють окремий клас серед вибухових та новоподібних зір і поділяються на чотири підкласи:

NA – швидкі нові, які характеризуються швидким підйомом та спадом блиску (спад на три зоряні величини після максимуму відбувається менш, ніж за 100 днів);

NB – повільні нові (спад на три зоряні величини після максимуму триває більше 100 днів);

NC – нові з дуже повільним розвитком, які роками залишаються в максимумі блиску, і дуже повільно згасають;

NR – повторні нові. Відрізняються тим, що у них зафіксовано не один спалах, а два (або більше) з інтервалом від 10 до 80 років.

Суттєвої різниці між швидкими та повільними Новими немає, цей поділ досить умовний. Згідно з сучасними уявленнями, всі нові мають бути повторними. Для більшості з них спостерігався лише один спалах тільки тому, що період між спалахами дуже великий.

Наднові зорі

Залишок наднової SN 1604. Композиція зображень у видимому, інфрачервоному та рентгенівському діапазоні в штучних кольорах.

Наднові зорі – це зоряні вибухи, що створюють надзвичайно яскраві об’єкти, якиі складаються з плазми. Такий об’єкт можна спостерігати протягом тижнів або місяців. На короткий час Наднова засвічує всю галактику, в якій вона розташована. Сонцю потрібно 10 мільярдів років для вироблення енергії, яка вивільняється при утворенні наднової другого типу. Сонце занадто мале, щоб колись стати надновою. Замість цього воно перетвориться на білого карлика.

Є декілька різних типів наднових і два різних шляхи їхнього виникнення:

SN-I – Масивна зоря може перестати виробляти енергію шляхом ядерного синтезу в зоряному ядрі, та колапсувати під дією сили своєї власної гравітації, перетворившись на нейтронну зорю або чорну діру.

SN-II – Альтернативно білий карлик може акумулювати матеріал зірки-компаньйона доти, поки він не наблизиться до ліміту Чандрасекара та зазнає незначного ядерного синтезу в його надрах, який його цілком зруйнує. Цей другий тип наднової відрізняється поверхневим термоядерним вибухом на білому карлику, що зветься новою.

В обох типах наднової, в результаті вибух виштовхує багато або навіть весь зірковий матеріал зі значною силою. Вибух спричиняє ударну хвилю в навколишньому міжзоряному газі, яка формує залишок наднової. Одним із прикладів такого процесу є залишок наднової, яку спостерігав Кеплер 1604 року (SN 1604).

Інший тип залишків спалахів наднових – туманності, що утворюються при взаємодії скинутих оболонок і міжзоряного середовища. Вони є джерелом досить сильного радіовипромінювання і м’якого рентгенівського випромінювання. Розрізняються два типи радіотуманностей. Перший тип має яскраво виражену оболонкову структуру, у ньому часто зустрічаються волокна й нитки, що випромінюють різні лінії. У центрі такої оболонки часто міститься рентгенівське джерело. Радіуси оболонок складають приблизно десятки світлових років, а швидкості розширення – десятки й сотні кілометрів на секунду.

М’яке рентгенівське випромінювання радіотуманностей оболонкового типу свідчить, що вони містять плазму, нагріту до десятків мільйонів градусів. Це підтверджується наявністю в рентгенівських спектрах таких об’єктів ліній високоіонізованих елементів. Плазма утворюється в результаті поширення потужної ударної хвилі в міжзоряному середовищі.

Другий тип радіотуманностей – залишки з вираженою концентрацією до центру. Вони називаються плеріонами. Плеріони відрізняються радіоспектром, значним ступенем поляризації синхротронного радіовипромінювання і відносною однорідністю магнітного поля. Основним джерелом енергії плеріонів є пульсар.

Гіпернові зорі

Гіпернові зорі – це результат колапсу виключно важкої зорі після того, як в ній більше не залишилося джерел для підтримки термоядерних реакцій. З початку 1990-х років були відмічені такі могутні вибухи зір, сила вибуху яких перевищувала потужність вибуху звичайної наднової приблизно в 100 разів, а енергія вибуху перевищувала 1046 Дж. До того ж багато з цих вибухів супроводжувалися дуже сильними сплесками гамма-випромінювання.

Ядро гіпернової при гравітаційному колапсі перетворюється на чорну діру, і два могутні релятивістські струмені викидаються з полюсів обертання вмираючої зорі майже зі швидкістю світла. Ці релятивістські струмені якраз і пояснюють інтенсивні сплески гамма-випромінювання, які спостерігаються при утворенні гіпернових.

Зорі, масивні настільки, щоб відразу сколапсувати в чорну діру, зустрічаються дуже рідко, тому гіпернові теж повинні вибухати рідко, якщо вони дійсно існують. Передбачається, що в нашій Галактиці гіпернова вибухає в середньому один раз в 200 млн. років.

Інтенсивне дослідження неба дало кілька аргументів на користь існування гіпернових, але поки що вони є гіпотетичними об’єктами. Сьогодні термін використовується для опису вибухів зір з масою від 100 до 150 і більше мас Сонця. Гіпернові теоретично могли б створити серйозну загрозу для Землі внаслідок сильного радіоактивного спалаху, але в даний час поблизу немає зір, які могли б представляти таку небезпеку. За деякими даними, 440 мільйонів років тому стався вибух гіпернової зорі поблизу Сонячної системи. Ймовірно, короткоживучий ізотоп нікелю 56Ni потрапив на Землю в результаті цього вибуху.

Колапсари. Слово «колапсар» використовується як назва гіпотетичної моделі, в якій зірка Вольфа – Райє, що швидко обертається, з масою ядра більше 30 сонячних мас формує велику чорну діру, що також обертається, захоплюючи зовнішні зоряні оболонки з релятивістською швидкістю. Завдяки таким швидкостям коллапсари можуть виявитися найшвидшими з відомих небесних тіл.

Вважається, що коллапсари є причиною довгих (t > 2 с) сплесків гамма-випромінювання, оскільки могутня енергія струменя буде виплеснута уздовж осі обертання чорної діри, створюючи сплеск високоенергетичного випромінювання у напрямі релятивістського струменя.

Як приклад коллапсара можна привести незвичайну наднову SN 1998 bw, пов’язану з гамма-сплеском GRB 980425. Зоря була класифікована як наднова через особливості її спектру в радіодіапазоні.

Гіпотеза кваркових зір

Відомо, що після вибуху наднової від неї залишається або чорна діра, або ж надзвичайно щільна нейтронна зоря. Однак нещодавні розрахунки показують, що можливий і третій варіант – «кваркова зоря», котра щільніша за нейтронну, проте ще недостатньо щільна, щоб перетворитись у чорну діру. Вважається, що такі зорі займають проміжне положення між нейтронними зорями та чорними дірами.

Кваркова зоря – гіпотетичне астрономічне тіло, що складається з так званої «кваркової матерії»

Порівняння будови звичайної нейтронної зорі (ліворуч) та кваркової зорі (праворуч)

Оскільки «кваркова матерія» щільніша за нейтронну, то кваркові зорі мають бути компактнішими за нейтронні. Так, найменша з відомих нейтронних зір має діаметр 17 км, а кваркова такої ж маси може може виявитись ще меншою.

Розміри нейтронної зорі та кваркової зорі у порівнянні з Великим Каньйоном

Поки не ясно, чи є перехід речовини в кварковий стан зворотним. Не відомо, чи перейде кваркова матерія в нейтронну при зменшенні тиску.

Станом на 2010 рік існування кваркових зір вважається недоведеним. Існують окремі теорії переродження нейтронних зір у кваркові. Відбір пульсарів у кандидати відбувається на основі аналізу його періоду на предмет можливого перевищення межі швидкості обертання нейтронної зорі. Так, кварковою зорею вважається пульсар XTE J1739-285. Маса таких об’єктів повинна бути близькою до верхньої межі мас нейтронних зір і знаходитись у межах 2 – 2,5 маси Сонця. Наступні об’єкти вважаються кварковими:

- RX J1856.5-3754. Цей об’єкт був відкритий як нейтронна зоря, що знаходиться на відстані 150 св. р. Але в 2002 році Дж. Дрейк за допомогою уточнених даних, отриманих телескопом «Чандра», припустив, що тіло може бути кварковою зорею з радіусом 3,8 – 8,2 км, що віддалена приблизно на 400 св. р.

- Вчені з канадського університету Калгарі вважають, що залишок наднової SN 2006 gy, (18 вересня 2006 р.) можливо є кварковою зорею.

- Релятивістські об’єкти на місці наднових SN 2005 gj та SN 2005 ap.