Еволюція зір. Нейтронні зорі. Чорні дірки.
Життєвий шлях зірки досить складний. Протягом своєї історії вона розігрівається до дуже високих температур і остигає до такої міри, що в її атмосфері починають утворюватися порошинки.
Зірка розширюється до грандіозних розмірів і стискається до декількох десятків кілометрів. Світимість її зростає до величезних величин і падає майже до нуля.
Зірки утворюються з космічних газопилових хмар, При стиску під дією тяжіння згустку газу його внутрішня частина поступово розігрівається. Коли температура в центрі досягне приблизно мільйона градусів, починаються ядерні реакції - утвориться зірка. Джерело енергії зірки знаходиться в конвективної ядрі. У міру перетворення водню в гелій молекулярна маса речовини ядра зростає, а його обсяг зменшується, зовнішні області зірки при цьому розширюються, а температура її поверхні падає. Гаряча зірка - блакитний гігант - поступово перетворюється в червоний гігант. Далі зірка стане білим карликом, а в кінцевій стадії нейтронної зіркою чи чорною дірою.
На початку ХХ ст., Завдяки працям англійського астрофізика Артура Еддінгтона, остаточно сформувалося уявлення про зірок як про розпечених газових кулях, що містять в своїх надрах джерело енергії - термоядерний синтез ядер гелію з ядер водню. Згодом з'ясувалося, що в зірках можуть синтезуватися і важчі хімічні елементи. За сучасними уявленнями, життєвий шлях одиночної зірки визначається її початковою масою і хімічним складом. Чому дорівнює мінімальна можлива маса зірки, з упевненістю сказати не можна, тому що маломасивні зірки дуже слабкі об'єкти і спостерігати їх досить важко. Теорія зоряної еволюції стверджує, що в тілах масою менше ніж сім-вісім сотих часток маси Сонця довготривалі термоядерні реакції йти не можуть. Ця величина близька до мінімальної маси досліджуваних зірок. Їх світність менше сонячної в десятки тисяч разів. Температура на поверхні подібних зірок не перевершує 2-3 тис. градусів. Одним з таких тьмяних багрово-червоних карликів є найближча до Сонця зірка Проксима в сузір'ї Центавра.
У зірках великої маси, навпаки, ці реакції протікають з величезною швидкістю. Якщо маса народжуваної зірки перевищує 50-70 сонячних мас, то після загоряння термоядерного палива надзвичайно інтенсивне випромінювання своїм тиском може просто скинути надлишок маси, що призводить до утворення наднових зірок.
Хімічний склад зірок був з'ясований завдяки спектральному аналізу, що дало докази фізичного єдності світу - на зірках не виявлено жодного невідомого хімічного елемента.
Найбільш рясним елементом в зірках є водень. Приблизно втричі менше міститься в них гелію. Тим не менш, кажучи про хімічний склад зірок, найчастіше мають на увазі вміст елементів важче гелію. Частка важких елементів невелика (близько 2%), але вони, як правило, є визначальними для розміру, температури, і світності зірки.
Після водню і гелію на зірках найбільш поширені ті ж елементи, які переважають в хімічному складі Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та ін Хімічний склад різний у зірок різного віку. У самих старих зірках частка елементів важче гелію значно менше, ніж на Сонці. У деяких зірках вміст заліза менше сонячного в сотні і тисячі разів. Зірок, де цих елементів було б більше, ніж на Сонці, порівняно небагато. Ці зірки (багато з них подвійні), як правило, є незвичайними і за іншими параметрами: температурі, напруженості магнітного поля, швидкості обертання. Деякі зірки виділяються за змістом якого-небудь одного елемента або групи елементів. Такі, наприклад, барієві або ртутно-марганцеві зірки.
Хімічні елементи важче гелію утворилися в результаті термоядерних і ядерних реакцій в надрах дуже масивних зірок, при спалахах нових і найновіших зірок попередніх поколінь. Вивчення залежності хімічного складу від віку зірочок дозволяє пролити світло на історію їх утворення в різні епохи, на хімічну еволюцію Всесвіту в цілому.
Важливу роль у житті зірки грає її магнітне поле. З магнітним полем пов'язані практично всі прояви сонячної активності: плями, спалахи, факели та ін На зірках, магнітне поле яких значно сильніше сонячного, ці процеси протікають з більшою інтенсивністю. Зокрема, змінність блиску деяких таких зірок пояснюють появою плям, аналогічних сонячним, але закривають десятки відсотків їх поверхні. Однак, фізичні механізми, що зумовлюють активність зірок, ще не до кінця вивчені. Найбільшої інтенсивності магнітні поля досягають на компактних зоряних залишках - білих карликів і особливо нейтронних зірок.
Нейтронні зорі – це надгусті зорі, речовина яких складається в основному з виродженого газу нейтронів з невеликою домішкою інших елементарних частинок
Маса нейтронної зорі близька до маси Сонця.
В залежності від маси зорі, після вигорання більшої частини водню, можливі три стадії її подальшої еволюції. Якщо маса зірки з головної послідовності менша від трьох мас сонця, то після сходу з головної послідовності, зоря перетворюється на білий карлик. При масі 3-8 мас Сонця — зоря перетворюється на нейтронну зірку. Якщо маса більша від восьми мас сонця, то вона колапсує до чорної діри.
Оскільки радіус нейтронної зірки складає 10-20 км, то вона має низьку світність.
Безпосередньо спостерігати саму нейтронну зірку важко. Спостереження ведуться опосередковано, через ті ефекти які спричинюють особливості нейтронної зірки.
Подвійні зоряні системи достатньо поширені у Всесвіті. Якщо одна із зірок зійшла із головної послідовності і перетворилась на нейтронну зірку, то можливе перетікання речовини другої зорі на нейтронну зірку (акреція), і формування акреційного диску.
Акреційний диск може мати високу світимість за рахунок перевипромінювання енергії випромінювання зірок, або за рахунок гравітаційного cтискання самого газу акреційного диску. Акреційний диск служить ознакою існування у системі компактного і масивного зоряного об'єкта.
Нейтронна зоря швидко обертається - це результат збереження моменту кількості руху під час гравітаційного стискання зірки.
Обертання призводить до появи пульсара - спостерігається астрономічний об'єкт, що випромінює імпульс. Оскільки нейтронна зоря має розміри десятків кілометрів, то частота пульсації пульсара є порядку секунд, або навіть долі секунд.
Нейтронна зоря швидко обертається - це результат збереження моменту кількості руху під час гравітаційного стискання зірки.
Обертання призводить до появи пульсара - спостерігається астрономічний об'єкт, що випромінює імпульс. Оскільки нейтронна зоря має розміри десятків кілометрів, то частота пульсації пульсара є порядку секунд, або навіть долі секунд.
Поодинокі нейтронні зірки можуть бути виявлені завдяки явищу гравітаційного фокусування (при проходжені нейтронної зірки між звичайною зорею і спостерігачем відбувається візуальне збільшення яскравості зорі, оскільки гравітаційне поле нейтронної зірки викривляє рух світла).
Нейтронні зорі - одні з не багатьох астрономічних об’єктів, які були спочатку теоретично передбачені, а потім вже відкриті експериментально.
У 1932 році Ландау припустив існування надгустих зірок, рівновага яких підтримується ядерними силами. А в 1934 році астрономи Вальтер Бааде і Фріц Цвіккі назвали їх нейтронними зорями і зв’язали з вибухами наднових.
Але перше загальновизнане спостереження нейтронної зорі відбулося лише у 1968 році, коли були відкриті пульсари.
Пульсар - космічне джерело електромагнітного випромінювання, що реєструється на Землі у вигляді імпульсів - сплесків, які періодично повторюються.
Перший пульсар відкрили Джоселін Белл і Ентоні Х'юїш у 1967 році.
Джерелом імпульсів вважається нейтронна зоря з сильним магнітним полем, яка обертається і має вузькоспрямоване випромінювання.
На поверхні нейтронної зірки, де немає великого тиску, нейтрони можуть знову розпадатися на протони й електрони.
Сильне магнітне поле розганяє електрони до швидкостей, близьких до швидкості світла, і викидає їх в навколо зоряний простір. Заряджені частки рухаються тільки уздовж магнітних силових ліній, тому електрони залишають зірку саме від її магнітних полюсів, де силові лінії виходять назовні.
В зовнішньому шарі нейтронної зірки відбувається багато незвичайних явищ. Там, де густина речовини ще недостатньо велика для руйнування ядер, вона може утворювати тверду кристалічну структуру. При цьому зірка покривається твердою кіркою, подібною до земної кори, але тільки в багато разів щільнішою.
При уповільненні обертання пульсара в цій твердій кірці створюється велика напруги. Після того як вона досягне визначеної величини, кірка починає розколюватися.
Це явище називається зірко трясінням за аналогією з земними тектонічними процесами. Можливо, під такими зірко трясіннями розуміються стрибкоподібні зміни періодів деяких пульсарів.
Після спалаху наднової і розльоту оболонки у зірок масою порядку 10-30 сонячних мас триваючий гравітаційний колапс призводить до утворення нейтронної зірки, речовина якої стискається до тих пір, поки не починає давати про себе знати тиск вироджених нейтронів - іншими словами, тепер вже нейтрони (подібно того, як раніше це робили електрони) починають противитися подальшому стисненню, вимагаючи собі життєвого простору. Це зазвичай відбувається після досягнення зіркою розмірів близько 15 км у діаметрі. В результаті утворюється швидко обертаюча нейтронна зірка, що випускає електромагнітні імпульси з частотою її обертання; такі зірки називаються пульсарами. Нарешті, якщо маса ядра зірки перевищує 30 сонячних мас, ніщо не в силах зупинити її подальший гравітаційний колапс, і в результаті спалаху наднової утворюється Чорні діри.
Чорна діра — астрофізичний об'єкт, який створює настільки потужну силу тяжіння, що жодні, як завгодно швидкі частинки, не можуть покинути його поверхню, в тому числі світло.
Термін запровадив Джон Арчибальд Вілер наприкінці 1967 року. Він вперше вжив його в публічній лекції «Наш Всесвіт: відоме й невідоме» 29 грудня 1967 року.
Чорна діра може мати три фізичні параметри: масу, електричний заряд і момент імпульсу. Навколо чорної діри можна побудувати уявну поверхню, з-під якої не може виходити випромінювання, така поверхня називається горизонтом подій.
Область простору-часу поблизу чорної діри, розташована між горизонтом подій і межею статичності називається ергосферою. Об'єкти, що перебувають у межах ергосфери, неминуче обертаються разом з чорною дірою за рахунок ефекту Ленза — Тіррінга. Ергосфера має форму сфероїда, менша піввісь якого дорівнює радіусу горизонту подій, більша — подвоєному радіусу.
У надрах чорної діри кривина сили гравітації сягає нескінченності в області, яка називається сингулярністю. Для чорних дір, які не обертаються, сингулярність має форму точки. Сингулярність чорної діри, яка обертається, має форму кільця.
Наднова́ — це зоря, що раптово збільшує свою світність у мільярди раз (на 20 зоряних величин), а іноді й більше. У максимумі спалаху наднова випромінює стільки ж світла, скільки його випромінюють мільярди зір разом. Це найяскравіші з відомих зір, їх світність порівняна зі світністю цілої галактики, а іноді навіть перевищує її. Спалахи наднових — досить рідкісне явище. У нашому Чумацькому Шляху вони спостерігаються приблизно раз на 500 років, хоча очікуваний проміжок між спалахами — 50±25 років. Завдяки високій світності наднові спостерігають в інших галактиках.
Нова зоря (в астрономії зазвичай просто Нова, від лат. Nova) — зоря, світність якої раптово збільшується в ~103—106 разів (на 7-19 зоряних величин), а потім поступово зменшується (протягом місяців чи років). Здебільшого світність збільшується в десятки тисяч разів. Спочатку вважали, що спалахує нова (раніше не існуюча) зоря, оскільки такі зорі до спалаху не спостерігалися.
Цефеїда (від назви зірки δ Цефея) — назва класу пульсуючих (змінних) зір (гігантів та надгігантів) спектральних класів F5-F8 (у максимумі блиску) з амплітудами від 0,5m до 2,0m та періодами коливання від 1 до 146 діб.
Нейтронна зоря — зоря на завершальному етапі своєї еволюції, що не має внутрішніх джерел енергії та складається переважно з нейтронів, які перебувають у стані виродженого фермі-газу, із невеликою домішкою інших частинок. Густина такого об'єкта, згідно з сучасними астрофізичними теоріями, сумірна з густиною атомного ядра.
Пульсар — космічне джерело електромагнітного випромінювання, що реєструється на Землі у вигляді імпульсів — сплесків, які періодично повторюються.
Еволюція зір — зміна фізичних характеристик, хімічного складу та внутрішньої будови зорі із часом.