Еволюція зірок

Як і всі тіла в природі, зірки не залишаються незмінними, вони народжуються, еволюціонують, і, нарешті "вмирають". Щоб простежити життєвий шлях зірок і зрозуміти, як вони старіють, необхідно знати, як вони виникають. У минулому це уявлялося великою загадкою; сучасні астрономи вже можуть із великою упевненістю докладно описати шляхи, що ведуть до появи яскравих зірок на нашому нічному небосхилі.

Не так давно астрономи вважали, що на освіту зірки з міжзоряних газу та пилу потрібні мільйони років. Але в останні роки були отримані вражаючі фотографії області неба, що входить до складу Великої Туманність Оріона, де в протягом декількох років з'явилося невелике скупчення зірок. На знімках 1947р. в цьому місці була видна група з трьох звездоподобних об'єктів. До 1954р. деякі з них стали довгастими, а до 1959р. ці довгасті освіти розпалися на окремі зірки - вперше в історії людства люди спостерігали, народження зірок буквально на очах цей безпрецедентний випадок показав астрономам, що зірки можуть народжуватися за короткий інтервал часу, і здавалися раніше дивними міркування про те, що зірки зазвичай виникають в групах, або зоряних скупченнях, виявилися справедливими.

Який же механізм їх виникнення? Чому за багато років астрономічних візуальних та фотографічних спостережень неба тільки зараз вперше вдалося побачити "матеріалізацію" зірок? Народження зірки не може бути винятковим подією: у багатьох ділянках неба існують умови, необхідні для появи цих тіл.

У результаті ретельного вивчення фотографій туманних ділянок Чумацького Шляху вдалося виявити маленькі чорні цятки неправильної форми, або глобули, що представляють собою масивні скупчення пилу та газу. Вони виглядають чорними, так як не випромінюють власного світла і знаходяться між нами і яскравими зірками, світло від яких вони заступають. Ці газово-пилові хмари містять частинки пилу, дуже сильно поглинають світло, що йде від розташованих за ними зірок. Розміри глобул величезні - до декількох світлових років у поперечнику. Незважаючи на те, що речовина в цих скупченнях дуже розріджене, загальний обсяг їх настільки великий, що його цілком вистачає для формування невеликих скупчень зірок, за масою близьких до Сонця. Для того, щоб уявити собі, як з глобул виникають зірки, згадаємо, що всі зірки випромінюють і їх випромінювання тисне. Розроблено чутливі інструменти, які реагують на тиск сонячного світла, яке проникає крізь товщу земної атмосфери. У чорній глобул під дією тиску випромінювання, що випускається оточуючими зірками, відбувається стиск і ущільнення речовини. Всередині глобули гуляє "вітер", розмітають з усіх напрямків газ і пилові частинки, так що речовина глобули перебуває в безперервному турбулентному русі.

глобул можна розглядати як турбулентні газово-пилову масу, на яку з усіх боків тисне випромінювання. Під дією цього тиску обсяг, що заповнюється газом і пилом, стискатиметься Він стає все менше і менше. Таке стиснення протікає в протягом деякого часу, що залежить від навколишніх глобул джерел випромінювання та інтенсивності останнього. Гравітаційні сили, що виникають із-за концентрації маси в центрі глобули, теж прагнуть стиснути глобул, змушуючи речовину падати до її центру. Падаючи, частинки речовини набувають кінетичну

Падіння речовини може тривати сотні років. Спочатку воно відбувається повільно, неквапливо, оскільки гравітаційні сили, що притягає частки до центру, ще дуже слабкі. Через деякий час, коли глобул стає менше, а поле тяжіння посилюється, падіння починає відбуватися швидше. Але, як ми вже знаємо, глобул величезна, не менше світлового року в діаметрі. Це означає, що відстань від її зовнішнього кордону до центру може перевищувати 10 трильйонів кілометрів. Якщо частка від краю глобули почне падати до центру зі швидкістю трохи менше 2 км/с, то центру вона досягне тільки через 200 000 років. Спостереження показують, що швидкості руху газу і пилових часток насправді набагато більше, а тому гравітаційне стиснення відбувається значно швидше.

Падіння речовини до центру супроводжується дуже частими зіткненнями частинок і переходом їх кінетичної енергії в теплову. В результаті температура глобули зростає. Глобул стає протозірок і починає світитися, тому що енергія руху частинок перейшла в тепло, нагріла пил і газ.

У цій стадії протозірок ледь видно, так, як основна частка її випромінювання припадає на далеку інфрачервону область. Зірка ще не народилася, але зародок її вже з'явився. Астрономам поки невідомо, скільки часу потрібно протозірок, щоб досягти тієї стадії, коли вона починає світитися як тьмяний червоний кулю і стає видимою. За різними оцінками, цей час коливається від тисяч до декількох мільйонів років. Однак, пам'ятаючи про появу зірок у Великій Туманність Оріона, варто, мабуть, вважати, що найбільш близька до реальності оцінка, яка дає мінімальне значення часу.

Тут ми повинні зробити невеликий відступ, для того, щоб ретельно розглянути деякі деталі, пов'язані з народженням зірки, і оцінити їх вплив на її подальшу долю. Зірки народжуються з різними масами. Крім того, вони можуть володіти самим різним хімічним складом. Обидва ці фактори впливають на подальшу поведінку зірки, на всю її долю. Щоб краще в цьому розібратися, вийдемо з дому і поглянемо на нічне небо.

З вершини гори, далеко від заважає нам міського світла, ми побачимо на небі, по крайней мере, 3000 зірок. Спостерігач з дуже гострим зором за ідеальних атмосферних умовах побачить у півтора рази більше зірок. Одні з них віддалені від нас на тисячі, інші - лише на кілька світлових років. Спробуємо тепер розмістити всі ці зірки на діаграмі, на якій кожна зірка характеризується двома фізичними величинами: температурою і світності. Розмістивши всі 3000 зірок, ми виявимо, що найяскравіші з них одночасно є і самими гарячими, а самі слабкі - самими холодними. При цьому зауважимо, що переважна більшість зірок розташовується вздовж похилої лінії, яка тягнеться з верхнього лівого кута графіка в нижній правий (якщо, як це традиційно прийнято, ось температур направити вліво, а ось світимостей - вгору.) Це нормальні зірки, і їх розподіл називають "головною послідовністю ". Отримана діаграма називається діаграмою Герцшпрунга - Рассела, на честь двох видатних астрономів, вперше встановили цю чудову залежність. У ній важливу роль грає маса зірки. Якщо маса зірки велика, остання при народженні потрапляє на верхню частину головної послідовності, якщо маса мала, то зірка опиняється в нижній її частині.

Тривалість життя зірки залежить від її маси. Зірки з масою меншою, ніж у Сонця, дуже економно витрачають запаси свого ядерного "палива" і можуть світити десятки мільярдів років. Зовнішні шари зірок, подібних до нашого Сонця, з масами не більшими 1,2 мас Сонця, поступово розширюються і, врешті-решт, зовсім покидають ядро зірки. На місці гіганта залишається маленький і гарячий білий карлик.

Білі карлики.

Білі карлики -- одна з захоплюючих тим в історії астрономії: вперше були відкриті небесні тіла, що мають властивості, дуже далекими від тих, з якими ми маємо справу в земних умовах. І, цілком ймовірно, дозвіл загадки білих карликів поклало початок дослідженням таємничої природи речовини, заховане десь у різних куточках Всесвіту.

У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар (США), показало, що їх кількість перевищує 1500. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом в 30 світлових років повинно знаходитися близько 100 таких зірок. Історія відкриття білих карликів сягає початку 19в, коли Фрідріх Вільгельм Бессель, простежуючи рух найбільш яскравої зірки Сіріус, відкрив, що її шлях є не прямою лінією, а має хвилеподібний характер. Власний рух зорі відбувалося не за прямій лінії; здавалося, що вона ледь помітно зміщувалася з боку в бік. До 1844г., Приблизно через десять років після перших спостережень Сіріуса, Бессель прийшов до висновку, що поряд із Сиріусом знаходиться друга зірка, яка, будучи невидимою, надає на Сиріус гравітаційний вплив; воно виявляється за коливань в русі Сіріуса. Ще більш цікавим виявилося те обставина, що якщо темний компонент дійсно існує, то період обертання обох зірок щодо їх загального центру тяжіння дорівнює приблизно 50 років.

Перенесемося в 1862г. і з Німеччини в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку, найбільшому будівнику телескопів у США, Університетам штату Міссісіпі було доручено сконструювати телескоп з об'єктивом діаметром 18,5 дюйма (46 см), який повинен був стати найбільшим телескопом в світі. Після того як Кларк обробив лінзи телескопа, треба було перевірити, чи забезпечено необхідна точність форми її поверхні. З цією метою лінзу встановили в рухомий трубі і направили на Сиріус - найяскравішу зірку, що є кращим об'єктом для перевірки лінз і виявлення їх дефектів. Зафіксувавши положення труби телескопа, Алван Кларк побачив слабкий "привид", який з'явився на східному краю поля зору телескопа в відблиску Сіріуса. Потім, у міру руху небосхилу, в поле зору потрапив і сам Сіріус. Його зображення було спотворено - здавалося, що "привид" являє собою дефект лінзи, який варто було б усунути, перш ніж здати лінзу в експлуатацію. Однак ця що виникла у полі зору телескопа слабка зірочка виявилася компонентом Сіріуса, передбаченим Бесселя. На закінчення слід додати, що через що почалася першої світової війни телескоп Кларка так ніколи і не було надіслано в Міссісіпі - його встановили в Дірбоновской обсерваторії, поблизу Чикаго, а лінзу використовують, до цього дня, але на іншій установці.

Таким чином, Сіріус став предметом загального інтересу і багатьох досліджень, бо фізичні характеристики подвійної системи заінтригували астрономів. З урахуванням особливостей руху Сіріуса, його відстань до Землі і амплітуди відхилень від прямолінійного руху астрономам вдалося визначити характеристики обох зірок системи, названих Сіріус А і Сіріус В. Сумарна маса обох зірок опинилася в 3,4 рази більше маси Сонця. Було знайдено, що відстань між зірками майже в 20 разів перевищує відстань між Сонцем і Землею, тобто приблизно дорівнює відстані між Сонцем і Ураном; отримана на підставі вимірювання параметрів орбіти маса Сіріуса А опинилася в 2,5 рази більше маси Сонця, а маса Сіріуса У склала 95% маси Сонця. Після того як були визначені світності обох зірок, виявилося, що Сіріус А майже в 10 000 разів яскравіше, ніж Сіріус В. За абсолютною величиною Сіріуса А ми знаємо, що він приблизно в 35,5 рази світить сильніше Сонця. Звідси випливає, що світність Сонця в 300 разів перевищує світність Сіріуса В.

Світність будь-зірки залежить від температури поверхні зірки та її розмірів, тобто діаметра. Близькість другого компонента до більш яскравого Сиріусу А надзвичайно ускладнює визначення його спектру, що потрібно для встановлення температури зірки. У 1915р. з використанням всіх технічних засобів, якими мала у своєму розпорядженні найбільша обсерваторія того часу Маунт-Вілсон (США), були отримані вдалі фотографії спектра Сіріуса. Це привело до несподіваного відкриття: температура супутника становила 8000 К, тоді як Сонце має температуру 5700 К. Таким чином, супутник насправді виявився гаряче Сонця, а це означало, що світність одиниці його поверхні також більше.

Справді, простий розрахунок показує, що кожен сантиметр цієї зірки випромінює в чотири рази більше енергії, ніж квадратний сантиметр поверхні Сонця. Звідси випливає, що поверхню супутника повинна бути в 300'4 разів менше, ніж поверхня Сонця, і Сіріус В повинен мати діаметр близько 40 000 км. Однак маса цієї зірки становить 95% від маси Сонця. Це означає, що величезна кількість речовини повинен бути упаковано в надзвичайно малому обсязі, інакше кажучи, зірка повинна бути щільною. В результаті нескладних арифметичних дій отримуємо, що щільність супутника майже в 100 000 разів перевищує щільність води. Кубічний сантиметр цієї речовини на Землі важив би 100 кг, а 0,5 л такої речовини -- близько 50 т.

Така історія відкриття першого білого карлика. А тепер поставимо собі запитання, яким чином речовину можна стиснути так, щоб один кубічний сантиметр його важив 100 кг?

Коли в результаті високого тиску речовина стисло до великих густин, як у білих карликів, то вступає в дію інший тип тиску, так зване "Вироджені тиск". Воно з'являється при сильному стисненні речовини в надрах зірки. Саме стиснення, а не високі температури є причиною виродженого тиску. Внаслідок сильного стиснення атоми виявляються настільки щільно упакованими, що електронні оболонки починають проникати один в інший.

Гравітаційне стиснення білого карлика відбувається протягом тривалого часу, і електронні оболонки продовжують проникати один в одного доти, поки відстань між ядрами не стане порядку радіусу найменшою електронної оболонки. Внутрішні електронні оболонки є непроникний бар'єр, що перешкоджає подальшого стиснення. При максимальному стисненні електрони вже не пов'язані з окремими ядрами, а вільно рухаються щодо них. Процес відділення електронів від ядер відбувається в результаті іонізації тиском. Коли іонізація стає повною, хмара електронів рухається щодо грати з більш важких ядер, так що речовина білого карлика набуває певні фізичні властивості, характерні для металів. У такому речовині енергія переноситься до поверхні електронами, подібно до того, як тепло поширюється по залізному пруту, нагрівається за одного кінця.

Але електронний газ проявляє і незвичайні властивості. У міру стиснення електронів їх швидкість все більше зростає, тому що, як ми знаємо, згідно з фундаментального фізичній принципом, два електрони, що знаходяться в одному елементі фазового обсягу, не можуть мати однакові енергії. Отже, щоб не займати один і той же елемент обсягу, вони повинні рухатися з величезними швидкостями. Найменший розмір допустимого об'єму залежить від діапазону швидкостей електронів. Проте в середньому, чим нижче швидкість електронів, тим більше той мінімальний об'єм, який вони можуть позичати. Іншими словами, найшвидші електрони займають найменший об'єм. Хоча окремі електрони носяться зі швидкостями, відповідними внутрішньої температурі порядку мільйонів градусів, температура повного ансамблю електронів в цілому залишається низькою.

Встановлено, що атоми газу звичайного білого карлика утворюють грати щільно упакованих важких ядер, крізь яку рухається вироджених електронний газ. Ближче до поверхні зірки виродження слабшає, і на поверхні атоми іонізовані не повністю, так що частина речовини знаходиться в звичайному газоподібному стані.

Знаючи фізичні характеристики білих карликів, ми можемо сконструювати їх наочну модель. Почнемо з того, що білі карлики мають атмосферу. Аналіз спектрів карликів призводить до висновку, що товщина їх атмосфери становить всього кілька сотень метрів. У цій атмосфері астрономи виявляють різні знайомі хімічні елементи. Відомі білі карлики двох типів - холодні і гарячі. В атмосферах більше гарячих білих карликів міститься деякий запас водню, хоча, ймовірно, він не перевищує 0,05%. Тим не менше, по лініях в спектрах цих зірок були виявлені водень, гелій, кальцій, залізо, вуглець і навіть окис титану. Атмосфери холодних білих карликів складаються майже цілком з гелію; на водень, можливо, припадає менше, ніж один атом з мільйона. Температури поверхні білих карликів змінюються від 5000 К у "холодних" зірок до 50 000 К у "гарячих". Під атмосферою білого карлика лежить область невироджених речовини, у якому міститься невелика?? ісло вільних електронів. Товщина цього шару 160 км, що складає приблизно 1% радіуса зірки. Шар цей може змінюватися з часом, але діаметр білого карлика залишається постійним і рівним приблизно 40 000 км. Як правило, білі карлики не зменшуються в розмірах після того, як досягли цього стану. Вони ведуть себе подібно до гарматного ядра, нагрітого до великої температури; ядро може змінювати температуру, випромінюючи енергію, але його розміри залишаються незмінними. Чим же визначається остаточний діаметр білого карлика? Виявляється його масою. Чим більше маса білого карлика, тим менше його радіус; мінімально можливий радіус складає 10 000 км. Теоретично, якщо маса білого карлика перевищує масу Сонця в 1,2 рази, його радіус може бути необмежено малим. Саме тиск виродженого електронного газу охороняє зірку від усілякого подальшого стиснення, і, хоча температура може змінюватися від мільйонів градусів у ядрі зірки до нуля на поверхні, діаметр її не змінюється. Згодом зірка стає темним тілом з тим же діаметром, який вона мала, вступивши в стадію білого карлика.

Під верхнім шаром зірки вироджених газ практично ізотермічен, тобто температура майже постійна аж до самого центру зірки; вона становить кілька мільйонів градусів - найбільш реальна цифра 6 млн. К.

Тепер, коли ми маємо деякі уявлення про будову білого карлика, виникає питання: чому він світиться? Очевидно одне: термоядерні реакції виключаються. Всередині білого карлика відсутній водень, який підтримував би цей механізм генерації енергії.

Єдиний вид енергії, який має білий карлик, - це теплова енергія. Ядра атомів знаходяться в хаотичному русі, так як вони розсіюються виродженим електронним газом. З часом рух ядер сповільнюється, що еквівалентно процесу охолодження. Електронний газ, який не схожий не на один з відомих на Землі газів, відрізняється винятковою теплопровідністю, і електрони проводять теплову енергію до поверхні, де через атмосферу ця енергія випромінюється в космічний простір.

Астрономи порівнюють процес охолодження гарячого білого карлика з остиганням залізного прута, вийнятого з вогню. Спочатку білий карлик швидко охолоджується, але в міру падіння температури усередині нього охолодження сповільнюється. Згідно з оцінками, за перші сотні мільйонів років світність білого карлика падає на 1% від світності Сонця. Врешті-решт, білий карлик має зникнути й стати чорним карликом, проте на це можуть знадобитися трильйони років, і, на думку багатьох вчених, видається дуже сумнівним, щоб вік Всесвіту був досить великий для появи в ній чорних карликів.

Інші астрономи вважають, що і в початковій фазі, коли білий карлик ще досить гарячий, швидкість охолодження невелика. А коли температура його поверхні падає до величини порядку температури Сонця, швидкість охолодження збільшується і згасання відбувається дуже швидко. Коли надра білого карлика достатньо охолонуть, вони затвердіють.

Так чи інакше, якщо прийняти, що вік Всесвіту перевищує 10 млрд. років, червоних карликів в ній повинно бути набагато більше, ніж білих. Знаючи це, астрономи роблять пошуки червоних карликів. Поки вони безуспішні. Маси білих карликів визначені недостатньо точно. Надійно їх можна встановити для компонентів подвійних систем, як у випадку Сіріуса. Але лише деякі білі карлики входять до складу подвійних зірок. У трьох найбільш добре вивчених випадках маси білих карликів, виміряні, з точністю понад 10% виявилися менше маси Сонця і становили приблизно половину її. Теоретично гранична маса для повністю вироджених що не обертаються зірки повинна бути в 1,2 рази більше маси Сонця. Однак якщо зірки обертаються, а цілком ймовірно, так воно і є, то цілком можливі маси, у кілька разів перевищують сонячну.

Сила тяжіння на поверхні білих карликів приблизно в 60-70 разів більше, ніж на Сонце. Якщо людина важить на Землі 75 кг, то на Сонці він важив би 2тонни, а на поверхні білого карлика його вага становила б 120-140 тонн. З урахуванням того, що радіуси білих карликів мало відрізняються і їх маси майже збігаються, можна зробити висновок, що сила тяжіння на поверхні будь-якого білого карлика приблизно одна й та ж. У Всесвіті багато білих карликів. У свій час вони вважалися рідкістю, але уважне вивчення фотопластинок, отриманих в обсерваторії Маунт-Паломар, показало, що їх кількість перевищує 1500. Астрономи вважають, що частота виникнення білих карликів постійна, принаймні, протягом останніх 5 млрд. років. Можливо, білі карлики складають найбільш численний клас об'єктів на небі. Вдалося оцінити просторову щільність білих карликів: виявляється, у сфері з радіусом в 30 світлових років повинно перебувати близько 100 таких зірок. Виникає питання: чи всі зірки стають білими карликами в Наприкінці свого еволюційного шляху? Якщо ні, то яка частина зірок переходить в стадію білого карлика?

Найважливіший крок у вирішенні проблеми був зроблений, коли астрономи завдали положення центральних зірок планетарних туманностей на діаграму температура - світність. Щоб розібратися у властивостях зірок, розташованих в центрі планетарних туманностей, розглянемо ці небесні тіла.

На фотографіях планетарна туманність виглядає як протяжна маса газів еліпсоїдної форми із слабкою, але гарячої зіркою в центрі. Насправді ця маса являє собою складну турбулентності, концентричну оболонку, яка розширюється зі швидкістю 15-50 км/с. Хоча ці утворення виглядають як кільця, на ділі вони є оболонками, і швидкість турбулентного руху газу в них досягає приблизно 120 км/с. Виявилося, що діаметри декількох планетарних туманностей, до яких вдалося виміряти відстань, становлять близько 1 світлового року, або близько 10 трильйонів кілометрів. Розширюючись із зазначеними вище швидкостями, газ в оболонках стає дуже розрядженим і не може

Багато планетарні туманності, що спостерігаються нами сьогодні, народилися в останні 50000 років, а типовий їх вік близький до 20 000 років. Центральні зірки таких туманностей - найбільш гарячі об'єкти серед відомих в природі. Температура їх поверхні змінюється від 50 000 до 1млн. К. Через надзвичайно високих температур більша частина випромінювання зірки припадає на далеку ультрафіолетову область електромагніт іншого спектру. Це ультрафіолетове випромінювання поглинається, перетворюється і перевипромінюють газом оболонки у видимій області спектра, що і дозволяє нам спостерігати оболонку. Це означає, що оболонки значно яскравіше, ніж центральні зірки, - які насправді є джерелом енергії, - тому що величезна кількість випромінювання зірки припадає на невидиму частину спектру.

З аналізу характеристик центральних зірок планетарних туманностей випливає, що типове значення їх маси укладено в інтервалі 0,6-1 маса Сонця. А для синтезу важких елементів в надрах зірки необхідні великі маси. Кількість водню в цих зірках незначно. Проте газові оболонки багаті воднем і гелієм.

Деякі астрономи вважають, що 50-95% всіх білих карликів виникли не з планетарних туманностей. Таким чином, хоча частина білих карликів цілком пов'язана з планетарними туманностями, принаймні, половина або більше з них відбулися від нормальних зірок головної послідовності, не проходять через стадію планетарної туманності.

Повна картина освіти білих карликів туманна і невизначена. Відсутній так багато деталей, що в кращому випадку опис еволюційного процесу можна будувати лише шляхом логічних умовиводів. І, тим не менше, загальний висновок такий: багато зірки втрачають частину речовини на шляху до фіналу, подібного стадії білого карлика, і потім ховаються на небесних "цвинтарях" у вигляді чорних, невидимих карликів.

Якщо маса зірки приблизно вдвічі перевищує масу Сонця, то такі зірки на останніх етапах своєї еволюції втрачають стійкість. Такі зірки можуть вибухнути як наднові, а потім стиснутися до розмірів куль радіусом кілька кілометрів, тобто перетворитися на нейтронні зірки.

наднові

Близько сьомої тисяч років тому у віддаленому куточку космічного простору раптово вибухнула зірка, скинувши з себе зовнішні шари речовини. Порівняно велика і масивна зірка раптом зіткнулася з серйозною енергетичною проблемою - її фізична цілісність опинилася під загрозою. Коли була пройдена межа стійкості, вибухнув захоплюючий, надзвичайно потужний, один із самих катастрофічних у всьому Всесвіті вибухів, що породив наднову зірку.

Шість тисяч років мчав з космічних просторах світло від цієї зірки з сузір'я Тельця і досяг, нарешті, Землі. Це сталося в 1054р. У Європі наука була тоді занурена в сон, і в арабів вона переживала період застою, але в іншій частині Землі спостерігачі помітили об'єкт, велично блискає на небі перед сходом Сонця.

Четвертого липня 1054р. китайські астрономи, вдивляючись у небо, побачили що світиться небесний об'єкт, який був набагато яскравіше Венери. Його спостерігали в Пекіні та Кайфине і назвали "зіркою-гостею". Це був найяскравіший після Сонця об'єкт на небі. Протягом 23 днів, аж до 27 липня 1054р., Його було видно навіть удень. Поступово об'єкт ставав слабшим, але все ж залишався видимим для неозброєного ока ще 627 днів і нарешті зник 17 квітня 1056г. Це була найяскравіша з усіх зареєстрованих наднових - вона сяяла як 500 млн. Сонць. Якщо б вона знаходила від нас на такій відстані, як найближча до нас зірка альфа Центавра, то навіть самої темної ночі при її світлі ми могли б вільно читати газету - вона світила б значно яскравіше, ніж повний Місяць.

У європейських хроніках тих років немає ніяких згадок про дану подію, але не слід забувати, що-то були роки середньовіччя, коли на європейському континенті майже згас світло науки.

Один цікавий момент в історії відкриття цієї зірки. У 1955р. Вільям Міллер і Гельмут Абт з обсерваторій Маунт-Вілсон і Маунт-Паломар знайшли доісторичні піктограми на стіні однієї печери в скелі каньйону Навахо в Арізоні. У каньйоні зображення було викарбовано на камені, а в печері - намальовано шматком гематиту - червоного залізняку. На обох малюнках зображено гурток і півмісяць. Міллер тлумачить ці фігури як зображення місячного серпа і зірки; на його думку, вони, можливо, відображають поява наднової в 1054р. Для такого висновку є дві підстави: по-перше, в 1054р., коли спалахнула наднова, фаза Місяця і її розташування відносно наднової були саме такими, як показано на малюнку.

По-друге, за знайденим в тих місцях глиняних черепках встановлено, що близько тисячі років тому в цій місцевості жили індіанці. Таким чином, малюнки, мабуть, є художнім зображенням наднової, зробленим стародавніми індіанцями.

Після фотографування та ретельного дослідження ділянки неба, де знаходилася наднова, було виявлено, що залишки наднової утворюють складну хаотичну розширюється газову оболонку, що укладають кілька зірок. Весь цей комплекс з газу і зірок був названий Крабоподібної туманністю. Джерелом речовини туманності є одна з центральних зірок, та сама, яка вибухнула сім тисяч років тому. Це нейтронна зірка. Вона має температуру 6-7 млн. К і надзвичайно малий діаметр. За фотографіями і спектрограми можна визначити фізичні характеристики зірки.

У результаті дослідження з'ясувалося, що в Крабоподібної туманності розрізняються два типи випромінюючих областей. По-перше, це волокниста сітка, що складається з газу, нагрітого до декількох десятків тисяч градусів і іонізованого під дією інтенсивного ультрафіолетового випромінювання центральної зірки; газ містить у себе водень, гелій, кисень, неон, сірку. І, по-друге, велика що світиться аморфна область, на тлі якої ми бачимо газові волокна.

За фотографіями, зробленим з дванадцять років тому, виявлено, що деякі з волокон туманності рухаються від її центру назовні. Знаючи кутові розміри, а також приблизно відстань і швидкість розширення, вчені визначили, що близько дев'яти століть тому на місці туманності був точкове джерело. Таким чином, вдалося встановити прямий зв'язок між Крабоподібна туманність і тим вибухом наднової, який майже тисячу років тому спостерігали китайські і японські астрономи.

Питання про причини вибухів наднових як і раніше залишається предметом дискусій і служить приводом для висунення суперечливих гіпотез.

Звезда с масою, що перевершує сонячну приблизно на 20%, може з часом стати нестійкою. Це показав у своєму блискучому теоретичному дослідженні, зробленій в кінці 30-х років нашого століття, астроном Чандрасекар. Він встановив, що подібні зірки на схилі життя часом піддаються катастрофічних змін, в результаті чого досягається деякий рівноважний стан, що дозволяє зірку гідно завершити свій життєвий шлях. Багато астрономів займалися вивченням останніх стадій зоряної еволюції і дослідженням залежності еволюції зірки від її маси. Всі вони прийшли до одного висновку: якщо маса зірки перевищує межу Чандрасекара, її чекають неймовірні зміни.

Як ми бачили, стійкість зірки визначається співвідношенням між силами гравітації, які прагнуть стиснути зірку, і силами тиску, що розширюють її зсередини. Ми також знаємо, що на останніх стадіях зоряної еволюції, коли виснажуються запаси ядерного пального, це співвідношення забезпечується за рахунок ефекту виродження, яке може привести зірку до стадії білого карлика, і дозволить їй провести залишок життя в такому стані. Ставши білим карликом, зірка поступово остигає і закінчує своє життя, перетворившись на холодний, позбавлений життя,

Якщо маса зірки перевершує межу Чандрасекара, ефект виродження вже не в змозі забезпечити необхідне співвідношення тисків. Перед зіркою залишається тільки один шлях для збереження рівноваги - підтримувати високу температуру. Але для цього потрібно внутрішнє джерело енергії. У процесі звичайної еволюції зірка поступово використовує для цього ядерне пальне. Однак як може зірка добути енергію на останніх стадіях зоряної еволюції, коли ядерне паливо, регулярно постачає енергію, під кінець? Звичайно вона ще не енергетичний "Банкрут", вона великий, масивний об'єкт, значна частина маси якого знаходиться на великій відстані від центру, і в неї в запасі ще є гравітаційна енергія. Вона подібна до каменя, який лежить на вершині високої гори, і завдяки своєму місцю розташування володіє потенційною енергією. Енергія, укладена в зовнішніх шарах зірки, як би знаходиться у величезній коморі, з якої в потрібний момент її можна витягнути.

Отже, щоб підтримувати тиск, зірка тепер починає стискатися, поповнюючи, таким чином, запас своєї внутрішньої енергії. Як довго триває це стиснення? Фред Хойл і його колеги ретельно досліджували подібну ситуацію і дійшли висновку, що насправді відбувається катастрофічне стиснення, за яким слід катастрофічний вибух. Поштовхом вибуху, що визволює зірку від надлишку маси, є значення щільності, що створюється при стисненні. Позбувшись надлишкової маси, зірка відразу повертається на шлях звичайного згасання.

Найбільший інтерес для учених представляє процес, в ході якого крок за кроком здійснюється поступове вигоряння ядерного палива. Для розрахунку цього процесу використовується інформація, отримана з лабораторних дослідів; величезну роль при цьому грають сучасні швидкодіючі обчислювальні машини. Хойл і Фаулер змоделювали за допомогою ЕОМ процес енерговиділення в зірку і простежили її хід. Як приклад вони взяли зірку, маса якої втричі перевершує сонячну, тобто зірку, що знаходиться далеко за межею Чандрасекара. Зірка з такою масою повинна мати світність, в 60 разів перевищує світність Сонця, і час життя близько 600 млн. років.

Ми вже знаємо, що в ході звичайних термоядерних реакцій, що протікають у надрах зірки майже в протягом всього її життя, водень перетворюється на гелій. Після того як значна частина речовини зірки превратітся в гелій, температура в її центрі зростає. При збільшенні температури приблизно до 200 млн. До ядерним пальним стає гелій, який потім перетворюється на кисень і неон. Таким чином, гелієвої ядро починає породжувати більш важке ядро, яке складається з двох цих хімічних елементів. Тепер зірка стає багатошарової енергопроводящей системою. У тонкій оболонці, з одного боку від якої знаходиться водень, а по іншу гелій, відбувається перетворення водню в гелій; ця реакція йде з виділенням енергії. Тому, поки така реакція здійснюється, температура ядра зірки неухильно зростає. Стиснення зірки веде до ущільнення її ядра і росту температури в центрі до 200-300 млн. К. Але навіть при таких високих температурах кисень і неон цілком стійкі і не вступають в ядерні реакції. Однак через деякий час ядро стає ще щільніше, температура подвоюється, тепер вона вже дорівнює 600 млн. К. І тоді ядерним паливом стає неон, який в ході реакцій перетворюється, а магній і кремній. Освіта магнію супроводжується виходом вільних нейтронів. Коли зірка народилася з праматері, вона вже містила деякі метали групи заліза. Вільні нейтрони, вступаючи в реакцію з цими металами, створюють атоми більш важких металів - аж до урану - найважчого з природних елементів.

Але ось витрачений весь неон в ядрі. Ядро починає стискатися, і знову стиск супроводжується підвищенням температури. Настає наступний етап, коли кожні два атома кисню, з'єднуючись, породжують атом кремнію і атом гелію. Атоми кремнію, з'єднуючись попарно, утворюють атоми нікелю, які незабаром перетворюються в атоми заліза. У ядерні реакції, що супроводжуються виникненням нових хімічних елементів, вступають не тільки нейтрони, але також протони і атоми гелію. З'являються такі елементи, як сірка, алюміній, кальцій, аргон, фосфор, хлор, калій. Температура ядра піднімається до півтора мільярдів градусів. Як і раніше продовжується освіту більш важких елементів з використанням вільних нейтронів, але на цій стадії з-за великої температури відбуваються деякі нові явища.

Хойл вважає, що при температурах близько мільярда градусів виникає потужне гамма-випромінювання, здатне руйнувати ядра атомів. Нейтрони і протони відриваються від ядер, але цей процес зворотний: частки знову з'єднуються, створюючи стійкі комбінації. Коли температура перевищить 1,5 млрд. До, більш ймовірними стають процеси розпаду ядер. Цікавим і несподіваним виявився наступний результат: при подальшому збільшенні температури і посилення процесів руйнування і з'єднання ядра в підсумку приєднують все більше і більше частинок і, як наслідок цього, виникають більш важкі хімічні елементи. Так, при температурах 2-5 млрд. До народжуються титан, ванадій, хром, залізо, кобальт, цинк, та ін Але з усіх цих елементів найбільш представлено залізо. Як і раніше, при перетворення легких елементів у важкі виробляється енергія, що утримує зірку від колапсу. Своїм внутріш