АСТРОНОМІЯ - Навчальний посібник для профільної школи 2017

Частина 2. Основи астрономії

Розділ ІІ. Елементи астрофізики

Тема 2.2. Фізика зір і міжзоряного середовища

§ 22. Утворення зір

Вступ

Світні цятки нічного неба — зорі — супроводжують людину впродовж усього її життя. Хоча нам здається, що зоряне небо незмінне, а зорі й поготів, однак, це не так. Астрономи зясували, що зорі народжуються, живуть і, зрештою, помирають.

Цілі вивчення § 22

Вивчивши матеріал цього параграфа, Ви будете:

• знати й розуміти поняття протозоря, екзопланета; механізм стиснення міжзоряного газопилового комплексу; моделі внутрішньої будови зір різних класів світності; методи відкриття екзопланет;

• уміти описати основні етапи утворення зорі;

• оцінювати значення відкриття екзопланет для астрономії.

Актуалізація раніше набутих знань / компетентностей

Треба пригадати поняття зорі, навчальний матеріал про Сонце (§ 17) та матеріал § 20 і § 21.

Методичні поради щодо опанування навчального матеріалу

Бажано уважно розглянути основні етапи народження зорі. Цей процес починається в газопиловій хмарі з утворення мікроскопічних неоднорідностей, що виникають спонтанно. Далі майже весь процес «контролює» гравітація. Тільки з появою термоядерного джерела енергії, тиск газу виступає як сила, що не дозволяє гравітації двлі стискувати речовину новонародженої зорі.

Пояснювальний текст

Процес формування зір тривалий час був для астрономів загадкою. Було здобуто значно більше даних про те, як зорі закінчують життя, ніж про те, як вони народжуються. Водночас присутність у нашій Галактиці зір найрізноманітнішого віку — від дуже старих (10—12 млрд років) до дуже молодих (кілька сотень тисяч років) переконливо свідчить про те, що зорі утворюються й нині. Тільки з появою сучасних інфрачервоних телескопів (з середини 1990-х років) і радіотелескопів субміліметрового діапазону початковий етап еволюції зір став прояснятися. Хоча нерозв’язаних проблем у питанні походження зір ще багато, але загальний сценарій уже відомий.

1. Основні етапи утворення зорі. Зорі народжуються в газопилових хмарах. У площині Галактики (§ 25) і біля неї, а надто у спіральних рукавах, є багато масивних (до 10 млн сонячних мас), протяжних (до 300 св.р.) і досить щільних (10—100 атомів/куб.см) молекулярних хмар з типовою температурою в 10 — 30 Кельвінів.

Рис. 22.1. Масивна протяжна молекулярна хмара.

Доведено математично, що такі масивні протяжні хмари — утворення не стійкі. З часом вони розбиваються на окремі фрагменти. У будь-якому середовищі, навіть якщо речовина в ньому розподілена однорідно, за наявності сил тяжіння обов’язково виникають невеликі збурення (відхилення від середніх значень) щільності і швидкості руху частинок. З’явившись одного разу, такі збурення не зникають, а навпаки, мають тенденцію до нарощування, й нарощування відбуваються тим швидше, що більші збурення. Це явище називають гравітаційною нестійкістю.

Гравітаційна нестійкість — одна з причин поділу протяжних масивних хмар газу на менші фрагменти. Стимулюють поділ хмар на фрагменти й 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 Галактики, тощо. Якщо маса й розміри фрагмента, що виділився, перевищать деяку критичну величину (її розрахував англійський астроном, фізик і математик Джеймс Голвуд Джинс ще на початку ХХ ст., тому вона названа масою Джинса), сили гравітації в ньому переважать над силами газового тиску, і він почне стискатися. Ця подія і стає початком зореутворення.

Якщо фрагмент досить масивний, у ньому виділяється центральна щільна частина, яка під дією гравітації набирає на себе навколишній газ. У результаті згусток, що утворився, починає невпинно стискатися. Стискання відбувається тим швидше, що більшою була маса фрагмента. Тривалий час температура цієї частини, незважаючи на дедалі більше ущільнення, залишається низькою, бо її речовина прозора для інфрачервоних променів. Випромінювання молекул виносить за межі хмари утворене під час стискання тепло. І тільки коли, досягнувши певної щільності, газ втрачає прозорість, всередині фрагмента виникає щільне й гаряче, гідростатично рівноважне зореподібне ядро. У цьому ядрі гравітація врівноважується внутрішнім тиском — 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. 22.2. Газопилова хмара — джерело зореутворення.

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 у зір такої ж маси на головній послідовності, випромінює велику кількість енергії. На цьому етепі формування вона розміщується на діаграмі Герцшпрунга- Рассела в зоні червоних гігантів і надгігантів. Коли температура ядра молодої зорі досягає кількох мільйонів кельвінів, включаються 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 все ще є енергія гравітаційного стискання, що перетворюється в тепло.

І тільки через кілька сотень тисяч років для майбутніх масивних зір і через сотні мільйонів років для майбутніх карликів, коли температура ядра досягає 10 мільйонів Кельвінів, у ньому починаються термоядерні реакції, у ході яких водень перетворюється в гелій. Процес ущільнення закінчується, зоря стабілізується і стає нормальною зорею, в якій газовий тиск врівноважує сили гравітації. Тепер упродовж майже всього свого життя зоря сама буде підтримувати рівновагу цих сил (§ 17, п.1).

І справді, якщо з якихось причин в ядрі зорі зменшиться енерговиділення, одразу знизиться температура, а з нею й газовий тиск. Сили гравітації почнуть переважати над тиском і змусять зорю стискатися. Стискання спричинить підвищення температури в центрі, тиск зросте і знову буде врівноважувати сили гравітації. І навпаки, якщо енерговиділення в ядрі зорі зросте, зростуть температура й тиск. Тепер тиск буде переважати гравітацію. Зоря дещо розшириться, але розширюючись, охолоне, що приведе до зменшення тиску. І знову встановиться рівновага тиску і гравітації. Отже, будь-яка нормальна зоря — це саморегулююча система, що зберігає незмінними всі свої параметри, доки в її надрах відбувається термоядерне горіння водню.

Після народження, відповідно до своєї маси і світності, зоря посідає не випадкове, а цілком певне місце на головній послідовності. Що більша маса новонародженої зорі, то вища температура в її надрах і на поверхні, більша світність, і тим вище вона лягає на головну послідовність. Тут зоря перебуває доти, доки весь водень у 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.

Як бачимо, масивні блакитні гіганти з великими запасами водню живуть набагато менше часу, ніж крихітні червоні і, тим паче, коричневі карлики з мізерними запасами. Адже термоядерні реакції в масивних зорях відбуваються набагато інтенсивніше, ніж у зорях- карликах, і вони суттєво швидше використовують своє водневе паливо.

Зауважимо, що маса зорі визначає не лише тривалість життя зорі, а й усі інші її параметри — радіус,температуру в надрах і на поверхні (а отже, спектральний клас і колір), світність.

Після вичерпання запасів водневого пального стаціонарний період у житті 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 § 23.

Рис. 22.3. Схема народження зорі з газопилової хмари.

2. Моделі зір. Астрономи досі не в змозі «зазирнути» у надра будь-якої зорі, щоб вивчити її внутрішню будову. Хоча відносно недавно розроблено метод астросейсмології, що дозволяє отримувати інформацію про внутрішню будову Сонця та інших зір, вивчати внутрішню будову зір докладно можна лише теоретично. Математичні розрахунки, які спираються на відомі фізичні закони і враховують загальні параметри зорі (маса, радіус, світність, хімічний склад), дозволяють побудувати моделі внутрішнього світу зір, а також зрозуміти, як зоря буде змінюватися з плином часу. Такі теоретичні розрахунки в астрономії називають моделями зір. І порівняння моделей з результатами астрономічних спостережень доводять, що вони доволі точні. Нині для побудови моделей зір використовують потужні комп’ютери, але ця наукова робота ще й сьогодні є досить складною.

Для прикладу розгляньмо внутрішню будову зорі, маса якої становить 10 сонячних мас. Згадаймо, що такі зорі належить до зір-гігантів і на діаграмі Герцшпрунга-Рассела містяться у верхній частині головної послідовності. У центрі такої зорі є конвективне ядро з радіусом приблизно 0,2 від радіусу зорі. Причина появи конвективного 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 (перемішування) речовини. Від конвективного ядра й до поверхні зорі пролягає зона променистого переносу енергії.

Іншу будову мають маломасивні зорі (рис. 22.4 б) і зорі сонячної маси. (Згадайте внутрішню будову Сонця — променисте ядро, де відбувається енерговиділення; зона променистої рівноваги, де енергія, згенерована в ядрі, поглинається й перевипромінюється, доки не досягне верхніх шарів; конвективна зона, де енергія переноситься через конвекцію речовини). Варіюється лише товщина цих шарів, залежно від маси зорі. Зауважимо, що в зір з масою меншою, ніж 0,08 маси Сонця, температура в центрі ніколи не досягає значень, необхідних для горіння водню, і вони стискаються необмежено довго.

Рис. 22.4. Моделі (внутрішня будова) зір: гіганта (а) і маломасивної зорі (б).

3. Екзопланети і планетні системи зір. Питання утворення зір пов’язане ще з одним важливим процесом — утворенням планет і планетних систем. Адже як видно з усього, планетні системи утворюються разом з материнськими зорями з однієї газопилової хмари. І теоретичні розрахунки вказували на те, що принаймні біля окремих зір мають утворюватись планети. Але спостереження в малопотужні телескопи тривалий час не підтверджували ці висновки. Пошук і спостереження екзопланет — не проста справа. Планети світять тільки відбитим світлом своєї зорі, причому більша частина цього випромінювання припадає на інфрачервоний діапазон. Тому для прямого виявлення планети, найперше, потрібно виділити її випромінювання зі світла материнської зорі, що потребує дуже чутливих інфрачервоних телескопів.

Поява наприкінці ХХ ст. нових інструментів, розробка досконалих наземних і космічних оптичних приладів і приймачів випромінювання в усіх діапазонах ел/магнітних хвиль, а також розробка методів, відсутність яких раніше не дозволяла спостерігати екзопланети, урешті-решт дали астрономам можливість побачити те, що раніше було неможливим — планетні системи біля інших зір.

Довгоочікуване відкриття екзопланет (планет біля інших зір) відбулося в останнє десятиліття ХХ ст. Упродовж 90-х років були знайдені перші планетні системи у зір різного типу.

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

Рис. 22.5. Екзопланети зорі Фомальгаут, відкриті методом прямих спостережень.

Суть методу транзитів полягає в тому, що реєструють зменшення блиску зорі тоді, коли по її диску проходить планета. У Сонячній системі з поверхні Землі ми можемо спостерігати такі транзити планет Меркурій і Венера через диск Сонця. Далі з фотометричних вимірів будують графік коливань блиску зорі в часі, а потім знаходять період обертання планети і її радіус. Цей метод «працює» у разі виконання головної умови: 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. Хоча зміни у спектрі дуже малі, нині цього досить, щоб виявити невидимий супутник зорі. 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). Такі «лінзи» дозволяють виявити компактні масивні тіла, недоступні для інших методів. Наприклад, знаходити «планети-мандрівниці», тобто такі, що не обертаються навколо якоїсь зорі. Цей метод вимагає тривалих спостережень блиску відразу великої кількості зір. Проте, завдяки автоматизації астрономічних спостережень, він дозволяє знаходити екзопланети. Фактично, це різновид прямого спостереження, тільки чутливість астрономічних приладів посилює природа.

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.

Для астрономів неочікуваним стало те, що багато відкритих екзопланетних систем не схожі на нашу. В таких системах 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.

Рис. 22.6. Планетна система зорі Глізе.

Відкриття екзопланет є важливим не лише під оглядом порівняння Сонячної системи з іншими планетними системами, але ще й тому, що якісь із них можуть мати на поверхні умови, придатні для життя. У лютому 2017 року NASA оголосило про відкриття семи екзопланет земного типу біля зорі TRAPPIST-1 — червоного карлика в сузір'ї Водолія на відстані усього в 40 світлових років від Землі. Це не означає, що там обов’язково існує життя, але це дає надію, що врешті-решт ми його таки знайдемо Тобто, перед наукою відкрито перспективу пошуку життя на планетах біля інших зір.

Навчальне завдання

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

Висновки

Зорі народжуються з газопилових хмар шляхом їх гравітаційного стиску. Цей процес відбувається й нині, і астрономи мають змогу за ним спостерігати. Внутрішня будова будь-якої зорі досі залишається закритою для прямих спостережень, тому про її характеристики дізнаються на підставі математичних моделей. Від 90-х років ХХ ст. астрономи відкривають екзопланети — планети біля інших зір.

Запитання для самоперевірки

1. З яких об’єктів утворюються зорі?

2. Чому протозорю не можна спостерігати у видимому світлі?

3. Поясніть, що таке модель зорі?

4. Опишіть внутрішню будову зорі, маса якої становить 10 сонячних мас.

5. Назвіть 2—3 методи пошуку екзопланет і поясніть їх суть.

Додаткові та цитовані джерела інформації до § 22

• Пункт «Зорі» розділу «Науково-популярні статті» Українського астрономічного порталу. (http://www.astrosvit.in.ua/statti/zori-z)

• Навчальне кіно «Утворення та еволюція зір».

(https://www.youtube.com/watch?v=PJMg4ckdmqw)

• Крячко І.П. Екзопланети або планетні системи поблизу інших зір. (http://www.astroosvita.kiev.ua/infoteka/artides/eksoplanety.pdf)

За результатами вивчення § 22 Ви маєте:

знати й розуміти

поняття протозоря, екзопланета; механізм стиснення міжзоряного газо-

 

пилового комплексу; моделі внутрішньої будови зір різних класів світності; методи відкриття екзопланет.

уміти

описати основні етапи утворення зорі.

оцінювати

значення відкриття екзопланет для астрономії.






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

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.