Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса - Уильям Уоллер
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
Рис. 11.2. Упрощенное изображение вращающегося облака, которое под действием собственной гравитации коллапсирует в центральную массу и окружающий ее диск, в том виде, в котором его впервые в конце XVIII века описал Пьер-Симон Лаплас. Вращение облака уменьшает ускорение свободного падения на его экваторе, в результате чего образуется сплюснутый диск. Центральная масса со временем станет самосветящейся звездой, а диск распадется на планеты.
Со времен Лапласа астрономы пытались решить множество проблем, связанных с этой гипотезой. Одна из главных загадок заключается в том, как именно молекулярное ядро, которому приходится претерпевать сгущение, вращение и сжатие, справляется со своим начальным угловым моментом (вращающейся массой). Поскольку большая часть вещества под действием гравитации направляется к центральной протозвезде, последняя должна обладать наибольшим угловым моментом в системе. И поскольку она коллапсирует на много порядков величины, то должна раскручиваться до невероятных скоростей, чтобы сохранить свой изначальный угловой момент. Мы уже упоминали, что именно для этого фигуристка во время вращения прижимает руки к груди; можно еще привести пример с ныряльщицей, которая группируется во время прыжка в воду. Впрочем, в коллапсирующих ядрах такой вращательной динамики мы не увидим. Взгляните на Солнце. Оно содержит более 99 % массы Солнечной системы и все же вращается довольно спокойно, делая один оборот вокруг своей оси за двадцать семь дней. Следовательно, бол́ьшая часть оставшегося углового момента Солнечной системы сосредоточена на орбитах планет-гигантов, особенно Юпитера. Куда же исчез остальной угловой момент изначальной Солнечной системы?
Одно из возможных решений этой проблемы — избавиться от значительной доли массы исходного диска, вращающейся и движущейся под действием гравитации. Иными словами, в формирующейся Солнечной системе должен был появиться сильный отток от диска. Это помогло бы объяснить и биполярные истечения, которые наблюдались у многих протозвезд.
Рис. 11.3. Этапы рождения звезды (слева направо). Сперва возникает ядро молекулярного облака, затем под действием гравитации к нему поступает газ, из которого образуются протозвезда и аккреционный диск. В дальнейшем от протозвезды отходит биполярное истечение, вследствие чего из протопланетного диска удаляется вещество и остается звезда с обращающимися вокруг нее планетами — такой вид характерен для «зрелых» планетных систем, в том числе и для нашей. (Материалы любезно предоставлены: Charles Lada [Гарвард-Смитсоновский центр астрофизики], Rob Wood [иллюстратор].)
С учетом противоречивой динамики, участие в которой принимают и гравитация, и вращение, и магнитные поля, и излучения, и другие воздействия, рассказ о формировании звездных и планетных систем из туманного вещества может оказаться немного сложным. На рис. 11.3 изображены ключевые этапы рождения, которые, как полагают, сменяют друг друга в ходе метаморфоз.
Считается, что полное превращение из протозвезды, которую можно распознать, в звезду, подобную Солнцу, занимает всего 30 млн лет. Звезда массой в 40 M⊙ (такая дает энергию туманности Ориона) сформировалась бы всего за 100 000 лет, что приблизительно эквивалентно возрасту человечества, в то время как образование звезды с массой 0,1 M⊙ (скажем, такой, как Проксима Центавра, карлик класса М — вторая из ближайших к нам) заняло бы до миллиарда лет. Как мы еще увидим, и жизнь, и гибель звезд в решающей степени зависят от их первоначальной массы.
12. Циклы жизни и гибели звезд
Все-таки они не просто красивы — звезды подобны деревьям в лесу, они живут и дышат.
И они наблюдают за мной.
Харуки Мураками. Кафка на пляже
Ничто не вечно, даже звезды. Их рождение в космическом холоде, их бурная молодость и стабильная зрелость, их «старческое оплывание» и окончательное угасание — все это предполагает множество превращений. Астрономы смогли составить единую картину циклов жизни и гибели звезд, рассмотрев каждую наблюдаемую звезду как «моментальный снимок» в соответствующей истории ее существования. Оказывается, участь звезды в плане времени жизни и эволюционных изменений, которые с ней произойдут, во многом определяет ее масса.
Маломассивные звезды
Звезды с наименьшей массой (от 0,08 до 0,8 M⊙, спектральный класс М) меняются меньше всего, поскольку они полностью конвективны (рис. 12.1). Со временем каждый атом такой звезды циклически проходит через ядро, в котором происходят термоядерные реакции, и питает звездную «электростанцию», пока все водородное топливо не переплавится в гелий. Что ждет их в конце, неизвестно: эти звезды живут очень долго. И более того, каждая маломассивная звезда, возникшая в Млечном Пути за 12 млрд лет его существования, все еще полна жизни.
Рис. 12.1. Внутреннее строение звезд с различной массой. Маломассивные звезды (слева) полностью конвективны. У звезд средней массы (в середине) конвективные зоны располагаются над зонами излучения, у массивных (справа) — наоборот. (По источнику: Astronomy, C. J. Peterson.)
Солнцеподобные звезды
Солнцеподобные звезды (от 0,8 до 1,4 M⊙, спектральные классы K, F и G) 90 % своей жизни проводят на относительно стабильной главной последовательности (рис. 12.2). Все это время в ядре прежде всего «сгорает» водород и образуется гелий. Этот процесс высвобождает энергию, которая передается наружу через остальные области звезды. Сразу за пределами ядра высокоэнергетические фотоны нагревают частицы газа, которые в дальнейшем, в соответствии со своими температурами, излучают энергию повторно. По мере того как излучение распространяется вовне, нагревается все больше частиц газа, но их температуры по сравнению с той, что царит в ядре, становятся все ниже. В зоне лучистого переноса то, что некогда представляло собой горстку гамма-квантов, преобразуется в поток ультрафиолетового излучения и видимого света, энергия фотонов в котором относительно низка. В двух третях пути от ядра к внешним оболочкам в дело вступают гигантские конвекционные потоки, поднимающие нагретые частицы к поверхности, где те излучают энергию (в основном в видимом диапазоне длин волн), охлаждаются, уплотняются, а затем опускаются обратно, вниз, чтобы повторить конвекционный цикл.
Рис. 12.2. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, показывающая светимость звезды в зависимости от ее цвета, спектрального класса и температуры ее поверхности. Голубоватые горячие звезды — слева, красноватые холодные — справа. Обозначены звезды главной последовательности, гиганты, сверхгиганты и белые карлики, а также ветвь красных гигантов (RGB),
