Эволюцыя звёзд

I. КОСМОЛОГІЯ, ЧИ ЩО БУЛО, КОЛИ НЕ ІСНУВАЛО ЗІРОК

Для опису Всесвіту астрономи використовують математичні моделі, що спрощено описують її основні властивості. Таких моделей може бути багато, але усі вони схожі в тім, що розглядають Всесвіт, що розширюється, у якій діють відомі закони фізики, факт розширення Всесвіту означає, що наш світ не був однаковим за всіх часів.

ПОДОРОЖ У МИНУЛЕ

Думкою переносячись в минуле, можна знайти момент, коли відстань між будь-якими двома галактиками була настільки малою, що вони «стосувалися» один одного. А продовживши цю подорож у часі, ми неминуче прийдемо до такого моменту, коли вся доступна спостереженням область Всесвіту формально була стягнута в крапку, а щільність її була нескінченно великою! Зрозуміло, фізично це неможливо, але в рамках моделі припустимо говорити про «час життя» Всесвіту як часу, що пройшли з моменту існування нескінченно великої (чи просто дуже великої, але ще має фізичний зміст) щільності. Це час, часто називане вікам Всесвіту, виявляється близько 12—15 млрд. років. Якщо наші математичні моделі вірно описують реальний Всесвіт, то серед астрономічних об'єктів, що спостерігаються, не повинне бути таких, вік яких перевершував би вік Всесвіту. І дійсно, вік самих старих зірок як нашої, так і інших галактик не більше 15 млрд. років.

Оскільки будь-який сигнал, що несе інформацію, не може передаватися зі швидкістю більше швидкості світла (300 000 км/с), кінцевий «вік» Всесвіту дозволяє умовно говорити і про розмір Всесвіту як про розмір області, з якої інформація може дійти до спостерігача (наприклад, до нас з вами) за час, що пройшов з моменту початку розширення. Ніяке удосконалювання техніки не дозволить заглянути ще далі. Це гранична відстань, до якої в принципі можуть «дотягтися» наші спостереження. На честь Едвіна Хаббла його називають хаббловським радіусом. В даний час він складає близько 4000 Мпк.

Як ми вже сказали, поняття радіуса Всесвіту досить умовно: реальний Всесвіт безмежний і ніде не кінчається. Ясно, що «обрій» будь-якого спостерігача розсовується зі швидкістю світла усе далі і далі. Через кінцівку швидкості світла величина червоного зсуву в спектрі далекої галактики одночасно є і мірою відстані до неї, і мірою часу, що пройшов з моменту випущення нею того випромінювання, що ми зараз уловлюємо. Спостерігаючи усе більш і більш далекі галактики, ми заглядаємо в їхнє минуле, бачимо їх такими, якими вони були мільйони і мільярди років тому.

II. НАРОДЖЕННЯ ЗІРОК

Народження зірок — процес таємничий, схований від наших очей, навіть озброєних телескопом. Лише в середині XX в. астрономи зрозуміли, що не всі зірки народилися одночасно в далеку епоху формування Галактики, що й у наш час з'являються молоді зірки. У 60 — 70-х р. була створена найперша, ще дуже груба теорія утворення зірок. Пізніше нова спостережлива техніка — інфрачервоні телескопи і радіотелескопи міліметрового діапазону — значно розширила наші знання про зародження і формування зірок. А починалося вивчення цієї проблеми ще в часи Коперніка, Галілея і Ньютона.

У ГРУ ВСТУПАЮТЬ ФІЗИКИ

До середини XIX ст. фізики могли застосувати до зірок газові закони і закон збереження енергії. З одного боку, вони зрозуміли, що зірки не можуть світити вічно. Джерело їхньої енергії ще не був знайдений, але, яким би він не виявився, усе рівно вік зірки відміряно і на зміну старим повинні народжуватися нові зірки.

З іншого боку, ті яскраві і гарячі хмари міжзоряного газу, що змогли знайти астрономи у свої телескопи, явно не влаштовували фізиків, як передбачувана речовина майбутніх зірок. Адже гарячий газ прагне розширюватися під дією внутрішнього тиску. І фізики не були упевнені, що гравітація зможе перемогти тиск газу.

Отже, що ж переможе — чи тиск гравітація? У 1902 р. молодий англійський фізик Джеймс Джинс вперше досліджував рівняння руху газу з урахуванням гравітації і знайшов, що вони мають два рішення. Якщо маса газу мала і його тяжіння слабке, а нагрітий він досить сильно, то в ньому поширюються хвилі стиску і розрідження — звичайні звукові коливання. Але якщо хмара газу масивна і холодна, то тяжіння перемагає газовий тиск. Тоді хмара починає стискуватися як ціле, перетворюючи в щільну газову кулю — зірку. Критичні значення маси і розміру хмари, при яких воно втрачає стійкість і починає нестримно стискуватися — колапсувати, з тих пір називають джинсовськими.

Однак у часи Джинса і навіть набагато пізніше астрономи не могли вказати той газ, з якого формуються зірки. Поки вони шукали дозоряну речовину, фізики нарешті зрозуміли, чому зірки світять. Дослідження атомного ядра і відкриття термоядерних реакцій дозволили пояснити причину тривалого світіння зірок.

ЗНАЙДЕНО МОЛОДІ ЗІРКИ

Виявилося, що чим масивніша зірка, тим яскравіше вона світить і, виходить, швидше спалює своє термоядерне пальне. Максимальний вік масивних зірок спектральних класів О і В складає 10—30 млн. років. Це дуже мало в порівнянні з віком інших об'єктів Галактики. Отже, ці зірки народилися зовсім недавно і не могли далеко піти від місця свого народження. Одне з таких місць — знайома кожному аматору астрономії. Велика туманність Оріона — яскрава емісійна, тобто випромінююча світло, туманність, видима неозброєним оком як бліда пляма в Мечі Оріона. Вона вилучена від Землі на 1500 світлових років і містить скупчення дуже молодих зірок. У центральній, найбільш яскравій її частині знаходяться чотири масивні гарячі зірки спектрального класу ПРО — відома Трапеція Оріона. Могутнє ультрафіолетове випромінювання молодих зірок викликає світіння розрідженого газу туманності. Але сам цей газ занадто гарячий, щоб з нього могли формуватися зірки. Пошуки дозоряної речовини продовжувалися.

Рис.1. Велика туманність Оріона. Чотири яскраві зірки в центрі – Трапеція Оріона

З ЧОГО УТВОРЮЮТЬСЯ ЗІРКИ?

Ще Гершель знайшов на тлі Молочного Шляху темні провали, що він називав «дірами в небесах». Наприкінці XIX ст. на Лікській обсерваторії (США) астроном Едуард Барнард почав систематичне фотографування неба. ДО 1913 р. він знайшов близько 200 темних туманностей. На його думку, вони являли собою хмари поглинаючої світло матерії, а зовсім не проміжки між зірками, як вважав Гершель.

Це припущення підтвердилося. Коли поруч із хмарою міжзоряного чи газу усередині нього немає гарячої зірки, газ залишається холодним і не світиться. Якби хмара містила тільки газ, його могли б і не помітити.

Рис.2.Глобули в туманності NGC 2237 в сузір'ї Онорога (показані кружками)

Але крім газу в міжзоряному середовищі в невеликій кількості (близько 1% по масі) є дрібні тверді частки — порошини розмірами близько 1 мкм і менше, що поглинають світло далеких зірок. Тому-то холодна хмара і здається темним «провалом у небесах». Детальне вивчення Молочного Шляху показало, що дуже часто такі «провали» зустрічаються в областях зіркоутворення, подібні туманності Оріона.

У 1946 р. американський астроном Барт Бік знайшов на тлі світлих туманностей NGC 2237 у Єдинорогу і NGC 6611 у Щиті маленькі чорні плями, що назвав глобулами. Розмір їх від 0,01 до 1 пк. Вони послабляють світло лежачих за ними зірок у десятки і сотні разів. Це значить, що речовина глобул у тисячі разів щільніше навколишнього їхнього газу. Їхня маса оцінюється в межах від 0,01 до 100 мас Сонця.

Після відкриття глобул з'явилося переконання, що стискальні хмари дозоряної матерії вже знайдені, що вони-то і є безпосередніми попередниками зірок. Але незабаром стала очевидної поспішність такого висновку.

Рис.3. Області зіркоутворення в туманності NCG 6611 (сузір'я Щита).

Справа в тім, що оптичні телескопи не дають повного уявлення про міжзоряне середовище: з їх допомогою ми бачимо лише гарячі хмари, нагріті масивними зірками (як туманність Оріона), чи маленькі темні глобули на світлому тлі. І ті й інші — досить рідкі утворення.

Це дуже розріджений газ: приблизно один атом у кубічному сантиметрі простору (по мірках земних лабораторій — найвищий вакуум!) Але оскільки розмір Галактики величезний, у ній набирається близько 8 млрд. сонячних мас міжзоряного газу, чи приблизно 5% від її повної маси. Міжзоряний газ більш ніж на 67% (по масі) складається з водню, на 28% з гелію, і менш 5% приходиться на всі інші елементи, самі рясні серед який — кисень, вуглець і азот.

Міжзоряного газу особливо багато поблизу площини Галактики. Майже весь він зосереджений у шарі товщиною 600 світлового років і діаметром близько 30 кпк, чи 100 тис. світлових років (це діаметр галактичного диска). Але й у такому тонкому шарі газ розподілений нерівномірно. Він концентрується в спіральних рукавах Галактики, а там розбитий на окремі великі хмари довжиною в парсеки і навіть у десятки парсек, а масою в сотні і тисячі мас Сонця. Щільність газу в них порядку 100 атомів на кубічний сантиметр, температура біля -200 °С. Виявилося, що критичні маса і радіус Джинса за таких умов майже збігаються з масою і радіусом самих хмар, а це значить, що вони готові до колапсу. Але головне відкриття було ще перед.

Астрономи підозрювали, що при відносно високій щільності і низькій температурі, що панує в міжзоряних хмарах, частина речовини повинна поєднуватися в молекули. У цьому випадку найважливіша частина міжзоряного середовища недоступна спостереженням в оптичному діапазоні.

Почалися в 1970 р. ультрафіолетові спостереження з ракет і супутників дозволили відкрити головну молекулу міжзоряного середовища — молекулу водню (Н2). А при спостереженні міжзоряного простору радіотелескопами сантиметрового і міліметрового діапазонів були виявлені десятки