АСТРОНОМІЯ - ДИТЯЧА ЕНЦИКЛОПЕДІЯ - ФОЛІО 2005

IV

ЗІРКИ

Погляд на зірки завжди викликає в мене наївні думки,

так само як і темні крапки на географічній мапі.

Чому ці краплинки світла на небі, питаю я,

не такі досяжні, як міста на мапі Франції!

В. ван Гог

Уявіть собі, що до Сонячної системи завітав... корабель прибульців! І вони мають важливу, але дуже коротку місію: у них є 1 хвилина на те, щоб дізнатися якомога більше про людську цивілізацію. За 60 секунд вони б не уяснили майже нічого з життя однієї окремо взятої людини, але змогли б зробити ніби відбиток нашої сучасності. У них би склалося лише загальне враження, і знадобився б серйозний аналіз для розуміння життя людей різного віку та роду занять.

З подібною проблемою ми стикаємося, коли досліджуємо зірки. Ті століття, що минають у нашому житті, за період існування середньої зірки можна порівняти хіба що з хвилиною, відведеною прибульцям на вивчення людської цивілізації. І ключем до пізнання зоряної індивідуальності може бути тільки повне розуміння та раціональна класифікація. Тож почнемо!

Народження, життя та смерть: зоряна алхімія

Коли ви познайомитеся з новою людиною, ви, напевне, запитаєте про її день народження, життя, інтереси. Якщо ви вже трохи знайомі з зоряним небом (хоча би просто дивитеся на нього час від часу), то у вас, мабуть, уже з’явилася якась улюблена зірка, чи не так? Давайте простежимо її життя — від народження дотепер, а також зазирнемо трохи в майбутнє: що з нею станеться, коли на неї будуть дивитися вже ваші далекі нащадки!

Життя зірки розпочинається у міжзоряній хмарі. Зазвичай хмари, що стають місцем народження зірок, мають досить низькі температури — близько 10—30 К (градусів Кельвіна). Пригадайте, що нуль градусів за шкалою Кельвіна відповідає абсолютному нулю температури (-273,15°С), а на Землі температури знаходяться в області приблизно 300 К. Описані нами хмари часто називають молекулярними хмарами, бо вони достатньо холодні, щоб дозволити Гідрогену знаходитися в молекулярному стані та у вигляді двохатомних молекул водню Н2. Важливо відзначити, що в молекулярних хмарах реалізуються такі умови, щоб гравітаційне стискання розпочало розігрів та змогло протистояти тепловому розширенню. Саме так і дається «старт» для народження нової зірки.

Хмара водню в сузір’ї Оріона — одна з найпотужніших зон зореутворення. Знімок в інфрачервоних променях

З того часу, як молекулярна хмара починає колапсувати (дуже швидко стискатися), відбувається низка процесів, що насамкінець призводить до народження повноцінної зірки. Спочатку хмара починає нагріватися, що супроводжується активним випромінюванням енергії в інфрачервоному діапазоні. Особливо масивні та яскраві хмари водню, розташовані в сузір’ї Оріона, які світяться в інфрачервоній області спектра.

Із зростанням густини хмари випромінюванню стає все важче і важче покинути її межі. Густина центральних регіонів хмари стає дедалі вищою. Оскільки світло та (особливо!) тепло вже не можуть швидко та повністю покинути хмару, її температура та тиск усередині дуже швидко та драматично зростають. Коли тиск випромінювання починає протистояти гравітаційному стисканню, то згусток молекулярної хмари стає протозіркою.

Протозірка піддається дедалі сильнішому гравітаційному тиску, а протистояти йому продовжує тиск випромінювання, що народжується в її надрах. З цих причин протозірка дуже швидко та сильно розігрівається. Повноцінною зіркою, за сучасними уявленнями, вона стане лише тоді, коли температура в и надрах підніметься до 10 мільйонів кельвінів.

При температурі 10 000 000 К та вище стає можливим процес, завдяки якому зірка зможе існувати протягом багатьох сотень мільйонів років. Цей процес — термоядерні реакції. На момент початку реакцій у надрах зірки сама вона приходить до стану так званої гравітаційної рівноваги — коли гравітаційне стискання ззовні повністю компенсується тиском випромінювання зсередини.

Ядерні процеси, що протікають у надрах зірок — це причина того, що існують відомі нам елементи періодичної системи Менделєєва. Всі вони, за сучасними уявленнями, народилися в надрах зірок або під час космічних катастроф — вибухів Нових та Наднових зірок. Лише трансуранові елементи в природі не зустрічаються, люди отримали їх штучно в потужних прискорювачах.

Коли зірка народилася та досягла стану гравітаційної рівноваги, починається основний та найдовший етап її життя. Протягом цього етапу зірка залишається відносно стабільною та поступово спалює свій запас Гідрогену, перетворюючи його на Гелій. Час, який зірка живе в такий спосіб, залежить від її маси. Чим масивнішою є зірка, тим скоріше вона витрачає свій запас ядерного палива. Для маломасивних або середніх зірок, таких як наше Сонце, час безтурботного життя може вимірюватися мільярдами років. Тоді як гіганти, як, наприклад, Вега з сузір’я Ліри, проживуть не більше кількох сотень мільйонів років.

Утворення зірки з молекулярної хмари

Життєвий цикл зірки з масою, що дорівнює одній масі Сонця

Коли в зірки середньої маси закінчується Гідроген, ядерні реакції в її надрах стають неможливими. Тобто більше немає тиску випромінювання, щоби скомпенсувати гравітаційне стискання. І зірка починає поступово зменшуватись у розмірах. Як не дивно, але в той час, коли ядро зірки стискається, її верхні шари, навпаки, починають розширятися. Спочатку зірка стає субгігантом. Її розміри та світність продовжують зростати, а температура дещо знижується. Зірка поступово перетворюється на червоного гіганта. Цей процес для зірок з масою, близькою до маси Сонця, може зайняти близько мільярда років. За цей час зірка зростає в розмірах у 100 та більше разів, її блиск стає помітнішим.

Друга спроба встановити рівновагу настає тоді, коли ядро зірки стискається дуже сильно. Температура в надрах підіймається ще вище, ніж була на початку, і стає можливою ще одна ядерна реакція: розпочинає горіти Гелій. З трьох ядер Гелію утворюється ядро Карбону та вивільняється велика кількість енергії. Коли Карбону стає досить багато, деякі зірки ніби викидають його частину в навколишній простір. Цей процес подібний до того, як у полум’ї вогнища утворюються частинки диму. Проте ці викиди мають дуже велике, можна сказати, визначальне значення для виникнення життя. Більшість Карбону, що складає ваше тіло (як і тіла всіх живих істот на Землі), було свого часу викинуто у простір Всесвіту такими зірками.

Утворення з чотирьох атомів Гідрогене одного атому Гелія супроводжується виділенням великої кількості енергії

З трьох атомів Гелія утворюється атом Карбона. При цьому теж виділяється велика кількість енергії

Коли енергії, що вивільняється за рахунок ядерних реакцій, стає все ж недостатньо, зірка розпочинає охолоджуватися та зменшуватися в розмірах. Так згасає життя зірки. Але перед тим, як стати білим карликом, зірка дарує нам свій останній феєричний сплеск: вона ніби скидає з себе верхні шари, і вони прямують у космос. Так біля зірок формуються так звані планетарні туманності — дуже красиві об’єкти для спостереження.

Наприкінці життя маломасивні зірки утворюють планетарні туманності. Туманність 1C 418.

Фото: Космічний телескоп імені Хаббла

Життєвий цикл зірки з масою, що дорівнює двадцятьом масам Сонця

Масивніші зірки поводяться дещо по-іншому. Якщо для маленьких зірок своєрідним життєвим гаслом могло б бути «повільність та стабільність», то для масивних — скоріше «яскравість та імпульсивність». Так, вони мають можливість продовження ядерних процесів, не зупиняючись на Карбоні. У масивних зірках реалізується так званий «CNO-цикл», тобто йде синтез Карбону, а потім Нітрогену та навіть Оксигену. Зірки з масами, більшими у 8—10 разів за масу Сонця, можуть також реалізувати перетворення Оксигену на Неон, Магній, Сульфур та навіть Ферум! Отже, масивні зірки є справжніми фабриками космічного синтезу!

У міжзоряному просторі, де немає життя, знайдено, проте, молекули більш ніж 60 хімічних речовин, а найбільше — водню.

За своєю розповсюдженістю Гідроген набагато випереджає сумарний вміст усіх інших хімічних елементів. Якщо взяти вміст Гідрогену за одиницю, то вміст Гелію складе 0,09, Оксигену — 0,0007, Карбону — 0,0003, а Нітрогену — 0,00009.

Проте закінчують своє життя масивні зірки також інтенсивніше та феєричніше. Ми спостерігаємо цей процес як вибух Нової або Наднової. Внутрішній тиск, що підтримує уявну стабільність залізного ядра зірки, стає неспроможним боротися із силами гравітації. Електрони вдавлюються в протони та утворюють нейтрони. За частки секунди величезна залізна куля колапсує в невелику кульку з нейтронів. У цю мить вивільняється катастрофічна кількість енергії, що стрімко розповсюджується в космічному просторі. Блиск зірки зростає у багато сотень і тисяч разів, а потім поступово слабшає. Так закінчують свій життєвий шлях титани Всесвіту — найвеличніші зірки. І саме такі катастрофи дають Всесвітові найбільше будівельного матеріалу для утворення пилових хмар та планет, бо є джерелами багатьох хімічних елементів.

Таким чином, саме народження, життя та смерть зірок зробили можливим виникнення такого дивного явища, як життя.





Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити