Рис.6. Розсіяне зіркове скупчення Плеяди
Часто молоді щільні скупчення оточені розрідженою короною з таких же молодих зірок. Нерідко подібні корони зустрічаються і самі по собі, без центрального скупчення. Їх називають зоряними асоціаціями.
Звичайно на тлі Молочного Шляху виділяються лише самі масивні і яскраві члени асоціації — зірки спектральних класів О і В. Тому такі угруповання іменуються Овассоциациями. У деяких з них замічені ознаки розширення зі швидкістю 5—10 км/с, що почалося із самого народження зірок. Причина розширення, імовірно, у тім, що масивні гарячі зірки відразу після своєї появи розігрівають навколишній газ і виганяють його з області зіркоутворення. З відходом газу ці області позбавляються 70—95% своєї маси і вже не можуть удержати швидко рухаються зірки, що слідом за газом залишають місце свого народження.
Асоціації недовговічні: через 10—20 млн. років вони розширюються до розміру більш 100 пк і їх уже неможливо виділити серед зірок тла. Це створює ілюзію, що асоціації — рідкі угруповання зірок. У дійсності вони народжуються не рідше скупчень, просто руйнуються швидше.
Процес формування зірок дуже складний і багато в чому ще до кінця не вивчений. Відомі галактики, багаті міжзоряною речовиною, але майже позбавлені молодих зірок. А в інших системах формування зірок відбувається так інтенсивно, що нагадує вибух. Зрозуміти, які причини стимулюють зіркоутворення чи приглушають його, ще у майбутньому .
КІНЕЦЬ ЖИТТЄВОГО ШЛЯХУ ЗІРКИ
Всі інші стадії еволюції зірки до утворення компактного залишку займають не більш 10% від цього часу.
Рис.7. Еволюційний шлях зірки типу Сонця на діаграмі спектр — світність.
Саме тому більшість зірок, 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 не представляє праці, якщо знати механізм виділення енергії в зірці. Для зірок головної послідовності це термоядерні реакції перетворення водню в гелій.
Таким чином, повний запас термоядерної енергії в зірці складає 0,001 Мяс2, де Мя — маса ядра зірки, у якому і відбуваються термоядерні реакції (саме там створюються придатні для них умови). Зі спостережень астрономи знають і швидкість втрати енергії зіркою — її світність (L). Для Сонця ця величина дорівнює 4*1026 Вт.
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 світінні Сонця. Для зірок з масою, близької до сонячного, L = М4 (це випливає зі спостережень). Звідси знаходимо, що час їхнього життя 10/МЗ 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 гнітючого ж більшості зірок час життя порівнянний чи навіть перевищує вік Вселеної (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 одному з трьох станів: білі карлики, нейтронні чи зірки чорні діри.
БІЛІ КАРЛИКИ, ЧИ МАЙБУТНЄ СОНЦЯ
Після «вигоряння» термоядерного палива в зірці, маса якої порівнянна з масою Сонця, у центральній її частині (ядрі) густина речовини стає настільки високої, що властивості газу кардинально міняються. Подібний газ називається виродженим, а зірки, з нього що складаються, — виродженими зірками.
Після утворення виродженого ядра термоядерне горіння продовжується в джерелі довкола нього, що має форму кульового шару. При цьому зірка переходить в область червоних гігантів на діаграмі Герцшпрунга — Ресселла.
Рис. 8. Білий карлик в центрі планетарної туманності Гантель.
Оболонка червоного гіганта досягає колосальних розмірів — у сотні радіусів Сонця — і за час порядку 10—100 тис. років розсіюється в простір. Скинута оболонка іноді видна як планетарна туманність. Гаряче ядро, що залишилося, поступове остигає і перетворюється в білий карлик, у якому силам гравітації протистоїть тиск утвореного електронного газу, забезпечуючи тим самим стійкість зірки. При масі біля сонячної радіус білого карлика складає усього кілька тисяч кілометрів. Середня густина речовини в ньому часто перевищує 109 кг/мз (тонну на кубічний сантиметр!).
Ядерні реакції усередині білого карлика не йдуть, а світіння відбувається за рахунок повільного остигання. Основний запас теплової енергії білого карлика міститься в коливальних рухах іонів, що при температурі нижче 15 тис. кельвінів утворять кристалічні ґрати. Образно говорячи, білі карлики — це гігантські гарячі кристали. Поступово температура поверхні білого карлика зменшується і зірка перестає бути білої (по кольорі) — це скоріше вже бурий чи коричневий карлик.
Маса білих карликів не може перевищувати деякого значення — це так називана межа Чандрасекара (по імені американського астрофізика, індійця по походженню, Субрахманьяна Чандрасекара), він дорівнює приблизно 1,4 маси Сонця. Якщо маса зірки більше, тиск створених електронів не може протистояти силам гравітації і за лічені секунди відбувається катастрофічний стиск білого карлика — колапс. У ході колапсу щільність різко росте, протони поєднуються з виродженими електронами й утворять нейтрони (це називається нейтронізацією речовини), а гравітаційну енергію, що звільняється, несуть в основному нейтрино (див. статті « Зірки, що вибухають,»). Чим же закінчується цей процес? По сучасних уявленнях, колапс може або зупинитися при досягненні щільності порядку 1017 кг/мз, коли нейтрони самі стають виродженими, — і тоді утвориться нейтронна зірка; або виділювана енергія цілком руйнує білий карлик — і колапс по суті справи перетворюється у вибух.
НЕЙТРОННІ ЗІРКИ
Більшість нейтронних зірок утвориться при колапсі ядер зірок масою більш десяти сонячних. Їхнє народження супроводжується грандіозним небесним явищем — спалахом наднової зірки. Знаючи зі спостережень, що спалаху наднової у нормальній галактиці відбуваються приблизно раз у 25 років, легко обчислити, що за час існування нашої Галактики (10— 15 млрд. років) у ній повинно було утворитися трохи стільник мільйонів нейтронних зірок! Як же вони повинні виявляти себе?
Рис.9. Нейтронна зірка в центрі Краболодібної туманності(рентгензображення)
Молоді нейтронні зірки швидко обертаються (періоди їхнього обертання виміряються мілісекундами!) і володіють сильним магнітним полем. Обертання разом з магнітним полем створюють могутні електричні полючи, що виривають заряджені частки з твердої поверхні нейтронної зірки і прискорюють їх до дуже високих енергій (див. статті «Незвичайні об'єкти: нейтронні зірки і чорні діри»). Ці частки випромінюють радіохвилі. З втратою енергії обертання нейтронної зірки гальмується, електричний потенціал, створюваний магнітним полем, падає. При деякім його значенні заряджені частки перестають народжуватися і радіопульсар «загасає». Це відбувається за час близько 10 млн. років, тому діючих пульсарів у Галактиці повинне бути трохи стільник тисяч (один на 1500 зірок відповідної маси). В даний час спостерігається приблизно 700 пульсарів.
Завантажити реферат