3. Еволюція зір.

Схема «Етапи еволюції зір»

Розділ астрономії, що вивчає походження об'єктів космосу, називається космогонією. Ще І. Ньютон довів, що рівномірний розподіл речовини у просторі є нестійким і під дією власної гравітації відбувається ущільнення газу. Утворені з газопилового середовища Галактики згустки, які стискаються своїм гравітаційним полем, називаються протозорями. При зменшенні об'єму температура протозорі зростає і вона інтенсивно випромінює в інфрачервоному діапазоні спектра. Тривалість цієї стадії залежить від маси — від сотень тисяч років (для масивних протозір) до сотень мільйонів років (для протозір, легших за Сонце). Коли температура в надрах протозорі сягає кількох мільйонів кельвінів, розпочинаються термоядерні реакції синтезу гелію, виділяється величезна енергія, значно зростає тиск в надрах. Відтепер сила газового тиску, що підтримується високою температурою, зрівноважує сили гравітації, і стискання припиняється. Протозоря сягає стану гравітаційної рівноваги і перетворюється на молоду зорю, яка відповідно до своєї маси і світності займає певне місце на головній послідовності діаграми «спектр — світність». Масивніші зорі випромінюють сильніше і належать до ранніх спектральних класів, а зорі малої маси, відповідно, розташовуються нижче від Сонця і належать до пізніх спектральних класів. Тривалість перебування зорі на головній послідовності залежить від запасів водню (термоядерного палива) у ядрі та інтенсивності його використання. Для зір типу Сонця цей процес триває близько 10 млрд років, а для зорі масою М (у масах Сонця)

t= Що легше зоря, то триваліший час вона перебуває на головній послідовності. Наприклад, блакитний гігант (М =20M₀) використовує свій запас енергії за 1,25млн років, а червоний карлик ( М = 0,5М_о ) – за 80млрд років.

Після вигорання водню в надрах зорі утворюється гелієве ядро, а термоядерні реакції відбуваються в тонкому шарі на його межі. При цьому оболонка зорі розширюється. Енергія, яка надходить з надр, тепер розподіляється на більшу площу, і тому температура фотосфери падає. Зоря сходить з головної послідовності, поступово перетворюючись на гігант або надгігант.

Якщо маса зорі незначна (М <1,4М₀), то її ядро не спроможне утримати роздуту оболонку і та поступово віддаляється, утворюючи планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро зорі – білий карлик. Ядерних джерел енергії в зорі немає, і вона ще дуже довго світить, повільно охолоджуючись. Такий шлях розвитку буде в Сонця: через 6–7млрд років: пройшовши стадію червоного гіганта, воно стане білим карликом.

Еволюція масивних зір (масою М > 1,4M₀) проходить бурхливіше. Наприкінці свого існування така зоря може вибухнути надновою, а її ядро, різко стиснувшись, стане нейтронною зорею (1,4М₀ < М < 2М₀ ) або чорною дірою (М > 2М₀ ) (див, схему).

Скинута під час вибуху наднової оболонка стає матеріалом для утворення зір наступного покоління. Під час розвитку зорі внаслідок ядерних реакцій у її надрах можуть утворюватись усі хімічні елементи таблиці Менделєєва, зокрема, й залізо. Більш важкі елементи синтезуються тільки під час вибуху наднових. Проникаючи у хмари газу і пилу, вони входять потім до складу зір другого покоління, які утворюються із вторинної речовини Всесвіту, а водночас – до складу планет. Є всі підстави вважати, що Сонце – зоря другого покоління, створена з попелу давно згаслих зір.

Запитання для самоконтролю

1. Що таке фізично змінні зорі?

2. Як визначають відстань до змінних зір?

3. Що таке нова зоря та наднова зоря?

4. Що таке пульсар?

5. Поясніть природу нейтронної зорі.

6. Поясніть природу чорної діри.