CC BY
32
УДК 524.3; 524.4; 524.58
СТЕНД «ЗВЁЗДЫ» В ЭКСПОЗИЦИИ
«ЗЕМЛЯ ВО ВСЕЛЕННОЙ» О.П. Иванов, М.А. Винник, А.А. Коснырева1
На стенде демонстрируется схема эволюции одиночных звёзд, рассматриваются финальные стадии эволюции с образованием планетарных туманностей и просто туманностей. Показаны структуры нейтронных звёзд и чёрных дыр.
Ключевые слова: звёзды, эволюция звёзд, новые, сверхновые, планетарные туманности, нейтронные звёзды, чёрные дыры.
STAND «STARS» IN THE EXHIBITION «THE EARTH IN THE UNIVERSE»
O.P. Ivanov, PhD, MA. Winnick, Dr.Sci.(Pedagogic), Lomonosov Moscow State University (the Earth Science Museum) A.A. Kosnyreva Moscow State Pedagogical University
The stand demonstrates the scheme of the evolution of single stars are considered the final stage of evolution with formation of planetary nebulae and nebulae. Shows the structure of neutron stars and black holes.
Keywords: stars, evolution of stars, new, supernova, planetary nebulae, neutron stars, black holes.
Введение. Стенд «Звёзды» предназначен для демонстрации основных сведений по строению и динамике основных типов звёзд в экспозиции «Земля во Вселенной». Он состоит из ряда тематических информационных блоков (рис. 1).
Рис. 1. Общий вид стенда «Звёзды» в экспозиции «Земля во Вселенной» (30 этаж, зал № 2 Музея землеведения МГУ).
1 Иванов Олег Петрович, к.г.м.н., в.н.с. сектора геодинамики Музея землеведения МГУ, (уапоуор2007@ yandex.ru; Винник М.А., д.пед.н., с.н.с. Музея землеведения МГУ, vin_nik@mail.ru; Коснырева Анастасия Александровна, аспирант Московского педагогического государственного университета (МПГУ).
192 Жизнь Земли 38(2) 2016 192-199
Вверху расположена схема эволюции одиночных звёзд, справа представлен блок «Рождение звёзд», слева - «Скопления звёзд»; ниже располагается блок «Строение и эволюция планетарных туманностей», еще ниже блок «Двойные системы и переменные звёзды», слева стенда расположен блок «Сверхновые и новые» и справа блок «Чёрные дыры и нейтронные звёзды». Совокупность этих тематик позволяет составить достаточно полное представление о роли звёзд в эволюции Вселенной.
Структура стенда. В центре стенда располагается схема эволюции одиночных звёзд (рис. 2). Эволюция звёзд - это изменение физических характеристик, внутреннего строения и химического состава звёзд со временем.
По современным представлениям звёзды образуются группами путём гравитационной конденсации вещества межзвёздной среды, масса которой составляет примерно 1010 масс Солнца. Газопылевые сверхоблака размером ~1 кпк и массой 107 масс Солнца, состоящие из атомарного и молекулярного водорода, распадаются на отдельные фрагменты, которые, сжимаясь, превращаются в звёзды.
км.'.1:л1п*4 3г.| ътч
11 ь- гч I. ij t WM iJ: .|Л "
CBIFWOeW 0(Ы JC^
»fiJTiO-i.fp МЕЩЦ
«rtb-V i.JF-fL-ii
K.III Ml1 I T—
■| JI IHl'r ■ Mlj Гш~ w
1ЯШ
ПЛАОГЧЛ
ruiM^iWH^
TVVii+OC-fc
Рис. 2. Схема эволюции одиночных звёзд.
Вся жизнь звезды делится на несколько больших этапов. Первый этап - это процесс перехода от газопылевого облака к звезде с термоядерными источниками энергии, называется протозвёздной стадией в эволюции звезды. Ядерная эволюция нормальной звезды начинается со стадии главной последовательности, когда источником её энергии является горение водорода. Во время более поздних стадий в массивной звезде последовательно выгорают тяжёлые элементы. Наконец, после истощения внутренних термоядерных источников энергии звезда претерпевает катастрофическое сжатие под действием силы тяжести (гравитационный коллапс) и на конечном этапе эволюции (белый карлик, нейтронная звезда или чёрная дыра) светит, в основном, за счёт охлаждения своих недр [1].
Таким образам, эволюция звёзд может быть представлена как последовательная смена их источников энергии.
Рождение звёзд. Слева располагается блок, посвящённый описанию рождения звёзд (см. рис. 1.)
Звезда начинает свое формирование в гигантском молекулярном облаке, также называемом «звёздной колыбелью» (рис. 3). Масса такого облака больше массы Солнца в 105-107 раз за счёт своих размеров: от 50 до 300 световых лет в поперечнике.
По мере вращения молекулярного облака вокруг какой-либо галактики, несколько факторов могут вызвать гравитационный коллапс. Во время коллапса молекулярное облако разделяется на всё более и более мелкие сгустки. Сгустки, массой меньше ~100 масс Солнца, способны сформировать звезду. В таких формированиях газ нагревается по мере сжатия, вызванного высвобождением гравитационной потенциальной энергии, и облако становится протозвездой, трансформируясь во вращающийся сферический объект [2].
Рис.3. Рождение звёзд (туманность Орла).
В некоторых наиболее массивных протозвёздах возможен синтез гелия из водорода благодаря высокой температуре за счёт сильного сжатия. Начало термоядерных реакций устанавливает гидростатическое равновесие, предотвращая ядро от дальнейшего гравитационного коллапса. Далее звезда может существовать в стабильном состоянии.
Скопления звёзд. Слева расположен блок, посвящённый звездным скоплениям (см. рис. 1).
Если молекулярное облако небольшое, то образуется одна звезда, а если облако достаточно велико, то в процессе его сжатия и фрагментации рождается группа тел — звёздное скопление.
Звёздное скопление - это группа звёзд, тесно связанных гравитацией. Они отличаются между собой размером, формой, количеством звёзд, а также возрастом. Некоторым из них всего несколько тысяч лет, другим - несколько миллиардов.
Открытые скопления или рассеянные скопления обычно включают в себя от 12 до нескольких тысяч звёзд. Они держатся вместе благодаря взаимному гравитационному притяжению и имеют общий центр масс. Открытые звёздные скопления состоят из горячих и относительно молодых звёзд. Открытые скопления формируются, когда одновременно образуются сразу несколько звёзд из одного облака пыли и газа. Примерами таких скоплений являются Гиады, Плеяды, Ясли и некоторые другие (рис. 4).
Шаровые звёздные скопления насчитывают в своём составе от десятков тысяч до миллионов звёзд. Для этого типа скоплений характерна правильная сферическая или несколько сплюснутая форма. Однако известны и бедные звёздами скопления. Они по внешнему виду неотличимы от рассеянных скоплений, и отнесены к шаровым по характерным особенностям диаграммы «спектр-светимость».
Астеризмы - характерные конфигурации (нередко правильной формы, либо напоминающей контур какого-то предмета), образуемые случайными, никак друг с другом не связанными звёздами. Астеризмами считаются и крупные образования, вроде
Рис. 4. Скопления звёзд (Плеяды).
фигур созвездий, и даже сразу нескольких созвездий (так, Вега, Денеб и Альтаир образуют хорошо известный «весенне-летний треугольник»), и совсем мелкие, видимые в бинокль или телескоп (например, астеризм «Вешалка» в Лисичке).
Строение и эволюция планетарных туманностей. Планетарные туманности, состоящие из ионизированной газовой оболочки и центральной звезды - белого карлика, являются заключительным этапом эволюции для звёзд средней и малой массы (рис. 5).
Типичная звезда с массой, сравнимой с массой Солнца, большую часть своей жизни светит благодаря реакциям термоядерного синтеза, происходящим в её ядре. По прошествии нескольких миллиардов лет, когда в центре звезды выгорает весь водород, её ядро сжимается до больших плотностей, тогда как внешние слои сильно расширяются, и, сопровождаясь общим потускнением светимости, звезда превращается в красного гиганта. Пульсирующий красный гигант затем сбрасывает свою оболочку, поскольку внешние слои звезды слабо связаны с центральным горячим и очень плотным ядром. Впоследствии эта оболочка становится расширяющейся планетарной туманностью.
Рис. 5. Планетарная туманность Муравей.
Скорость разлета вещества планетарной туманности от центральной звезды составляет несколько десятков км/с. В то же время, по мере истечения вещества, центральная звезда остывает, излучая остатки энергии. В конце концов звезда остынет настолько, что перестанет излучать достаточно ультрафиолета для ионизации отдалившейся газовой оболочки. Звезда становится белым карликом, а газовое облако ре-комбинирует, становясь невидимым. Для типичной планетарной туманности время от образования до рекомбинации составляет 10 000 лет.
Планетарные туманности играют важную роль в эволюции межзвёздной среды галактик. Они поставляют вещество в эту среду для формирования следующих поколений звёзд,
при этом среда обогащается продуктами нуклеосинтеза из недр звезды, породившей эту туманность [3].
Сверхновые и новые. С левой стороны стенда располагается блок, посвящённый сверхновым и новым (см. рис. 1). В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звёзды.
При вспышках новых звёзд блеск возрастает в тысячи и миллионы раз за время от нескольких суток до нескольких месяцев, а ослабление до первоначального знамения светимости может длиться годами. Известны звёзды, которые повторно вспыхивали как новые. Согласно современным данным, новые звёзды обычно входят в состав двойных систем, а вспышки одной из звёзд происходят в результате обмена веществом между звёздами, образующими двойную систему.
Явление сверхновой - это результат быстрого (взрывного) выделения энергии в глубоких недрах звезды (рис. 6). Явление сверхновой происходит на позднем этапе эволюции массивных звёзд, когда звезда приблизилась к концу термоядерной эволюции своего химического состава.
Чем массивнее звезда, тем быстрее это состояние достигается. Во время вспышки светимость сверхновой иногда превосходит суммарную светимость материнской галактики. Сверхновые обозначают буквами СН с указанием года и очерёдности открытия. Так, вспыхнувшая вая, открытая первой в 1987 г., получила обозначение СН1987А.
Помимо прочего, выбрасываемое в ходе вспышки вещество в значительной части содержит продукты термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей жизни звезды. Именно благодаря сверхновым Вселенная в целом и каждая галактика, в частности, химически эволюционируют.
Чёрные дыры и нейтронные звёзды. С правой стороны стенда находится блок, содержащий информацию о чёрных дырах и нейтронных звёздах (см. рис. 1).
Нейтронными звездами называются гидростатически равновесные звёзды, состоящие в основном из нейтронов. Такие звёзды чрезвычайно малы - радиус нейтронной звезды порядка 15 км, а масса - ок. 0,6-0,7 массы Солнца. С уменьшением размеров звезды период их обращения становится чрезвычайно мал (благодаря сохранению момента импульса).
Образование нейтронных звёзд происходит за счёт гравитационного коллапса массивных звёзд, исчерпавших свои запасы топлива.
Без противодействующей балансирующей силы ядерного синтеза, притяжение начинает стягивать звёздные массы внутрь, пока они не становятся сильно сжатыми. Гравитация уплотняет их, пока не образуется объект, состоящий в основном из нейтронов. Если масса ядра разрушенной звезды в 1,4 раза больше массы самой звезды, протоны и электроны будут объединяться в нейтроны. Это число известно сегодня как предел Чан-драсекара. Разрушающаяся звезда начинает вращаться более быстро, что известно как сохранение количества движения при вращении. В результате остается быстро вращаю-
Рис. 6. Взрыв сверхновой. в Большом Магеллановом Облаке сверхно-
щийся шар плотно упакованных нейтронов внутри железной оболочки.
Далеко не все звёзды, пройдя фазу взрыва сверхновой, становятся нейтронными звёздами. Если масса звезды превышает массу Солнца в 30 раз, то такая звезда кол-лапсирует в чёрную дыру. Характерный размер чёрной дыры всего несколько десятков километров.
С течением времени чёрная дыра может расти за счёт поглощения газа соседней звёзды в двойных звёздных системах (рис. 7).
ш
*
Рис. 7. Аккреционный диск вокруг чёрной дыры.
Двойные системы и переменные звёзды. Самый нижний блок дает краткую информацию о двойных системах и переменных звёздах (рис. 1).
Переменная звезда - звезда, блеск которой изменяется со временем в результате происходящих в её районе физических процессов (рис. 8). Изменения блеска могут носить периодический характер.
* Г
* * к *
■ Ж?
Рис. 8. Переменная звезда У838.
Причинами изменения блеска звёзд могут быть: пульсации, периодические затмения звёзд в тесной двойной системе, процессы, связанные с перетеканием вещества с одной звезды на другую в двойной системе, катастрофические процессы, такие как взрыв сверхновой и др. [4].
Симбиотические звёзды - небольшой класс двойных звёзд, имеющих сложные спектры, где наряду с полосами поглощения, характерными для холодных звёзд, имеются эмиссионные линии, характерные для планетарных туманностей. Все известные к настоящему времени симбиотические звёзды являются переменными с периодами в несколько сотен дней.
Рекуррентные (повторяющиеся) новые - редчайший класс переменных звёзд. Как полагают учёные, эти звёзды представляют собой пару из массивного белого карлика и небольшой звезды стандартных звёздных размеров, которая сбрасывает вещество на поверхность белого карлика. Происходит вспышка, белый карлик избавляется от вещества звезды-компаньона. Такой процесс происходит с периодичностью в несколько лет.
Пульсирующими переменными звёздами называют те звёзды, чья переменность вызвана процессами, происходящими в их недрах. Эти процессы приводят к периодическому изменению блеска звезды, а вместе с ним и других характеристик звезды -температуры поверхности, радиуса фотосферы и пр. К пульсирующим переменным звёздам относится звезда Мира.
ЛИТЕРАТУРА
1. Суркова Л.П. Звёзды и звёздные группировки в нашей Галактике: Учеб. пособие. 2-е изд. Чита: ЗабГПУ, 2005. 173 с.
2. Звёздная эволюция: Материал из Википедии (http://ru.wikipedia.org/?oldid=77587765).
3. Планетарная туманность: Материал из Википедии (http://ru.wikipedia.org/ ?oldid=71023736).
4. Переменная звезда: Материал из Википедии (http://ru.wikipedia.org/?oldid=73368884).
REFERENCES
1. Surkova L.P. Stars and star groups in our Galaxy. 2nd ed. 173 p. (Chita: ZabGPU, 2005) (in Russian).
2. Stellar evolution: Wikipedia (http://ru.wikipedia.org/?oldid=77587765) (in Russian).
3. Planetary Nebula: Wikipedia (http://ru.wikipedia.org/?oldid=71023736) (in Russian).
4. Variable Star: Wikipedia (http://ru.wikipedia.org/?oldid=73368884) (in Russian).
