Gwiazdy są najczęstszymi obiektami we wszechświecie, składają się z większych formacji strukturalnych – galaktyk. A pytanie, dlaczego w różnych regionach wszechświata materia powstaje głównie o świcie, w jakich warunkach i jak to się robi, nie może nie martwić astronomów

Jak rodzą się gwiazdy. Problem powstawania gwiazd jest jednym z głównych problemów współczesnej astrofizyki.

Gwiazdy są najczęstszymi obiektami we wszechświecie, składają się z większych formacji strukturalnych – galaktyk. A pytanie, dlaczego w różnych regionach wszechświata materia powstaje głównie o świcie, w jakich warunkach i jak to się dzieje, nie może nie martwić astronomów. Co więcej, zjawiska zachodzące w procesie powstawania i śmierci gwiazd są najwyraźniej ściśle związane z najgłębszymi problemami budowy i ewolucji materii, w szczególności ze zjawiskami zachodzącymi w świecie cząstek elementarnych.

We współczesnej astrofizyce istnieją dwie główne koncepcje pochodzenia gwiazd .

Jeden z nich, zwany „klasycznym”, opiera się na fakcie, że gwiazdy powstają w wyniku kondensacji gazu w zimnych kompleksach gazowo-pyłowych, gigantycznych, bezkształtnych szmatach o rozmiarach wielu dziesiątek i setek lat świetlnych, składających się głównie z cząsteczek wodoru.

Jeśli chodzi o cząstki pyłu, są to niewielkie, stałe formacje rozproszone w przestrzeni kosmicznej i mają dość złożoną strukturę, ich centralną część stanowi ogniotrwały rdzeń krzemianowy lub grafitowy, który zamraża zanieczyszczony lód. Obserwacje absorpcji światła międzygwiazdowego pokazują, że wielkość takich cząstek pyłu jest niewielka – od 0,1 do 1 μm.

Powstawanie gwiazd zaczyna się od tego, że w obłoku gazowo-pyłowym lub w jakiejś jego części rozwija się tak zwana niestabilność grawitacyjna. Innymi słowy w chmurze zachodzi proces narastania zaburzeń gęstości i prędkości materii, małych odchyleń tych wielkości fizycznych od ich wartości średnich dla danej chmury.

Z teorii wynika, że jednorodny rozkład materii w obecności grawitacji nie może być stabilny. Substancja musi rozpaść się na pojedyncze skrzepy. Zgodnie z jednym z podstawowych praw fizyki, każdy układ fizyczny zawsze dąży do stanu, w którym jego energia potencjalna jest minimalna. Podczas powstawania skrzepów i ich ściskania energia grawitacyjna zamieniana jest na energię kinetyczną ściśliwej substancji, która z kolei może być zamieniona na energię cieplną i wypromieniowana. Tak więc, ze względu na proces fragmentacji i tworzenia skrzepów, energia potencjalna jest zmniejszona.

Oprócz niestabilności grawitacyjnej, we fragmentacji chmur gazowych odgrywa rolę tak zwana niestabilność termochemiczna ze względu na to, że szybkość tworzenia się cząsteczek w kompleksie gaz-pył różni się od szybkości schładzania gazu pod wpływem promieniowania tych cząsteczek w zasięgu radiowym.

W późniejszym powstawaniu fragmenty z kolei dzielą się na jeszcze mniejsze skrzepy i tak dalej, aż w wyniku grawitacyjnego ściskania gęstość tych skrzepów wzrasta tak bardzo, że w ich centralnych częściach powstają jądra w kształcie gwiazdy – otoczone protozorami przez masywne muszle, które nadal się kompresują.

Z obliczeń wynika, że w przypadkach, gdy masa skrzepu przekracza trzy masy Słońca, substancja powłoki opada swobodnie na jądro. Z tego powodu masa takich pierwotniaków szybko rośnie, wzrasta ich jasność. W pewnym momencie promieniowanie półprzezroczyste staje się tak silne, że w wyniku nagrzania powłoki i działania lekkiego nacisku powłoka zostaje rozproszona w przestrzeni.

Jądra uwalniane z muszli przez pewien czas ulegają kompresji i emitują znaczną ilość energii, która jest uwalniana w wyniku kompresji grawitacyjnej. Temperatura w jelitach pierwotniaków wzrasta i ostatecznie staje się wystarczająca do reakcji termojądrowej. Protostar staje się gwiazdą.

To, jeśli nie wnikamy w szczegóły, najpopularniejszym we współczesnej astrofizyce jest schemat powstawania gwiazd z zimnego gazu w kompleksach gaz-pył. Czy potwierdzają to obserwacje astronomiczne? Ponieważ otoczki wokół tworzących się pierwotniaków zawierają duże ilości pyłu, nie są one widoczne, co znacznie utrudnia obserwację początkowego etapu powstawania gwiazd.

Jednak wraz z rozwojem radioastronomii i astronomii w podczerwieni pojawiła się możliwość „zajrzenia” w tajemnicze „gwiezdne kolebki”, ponieważ pył i gaz są przezroczyste dla tego promieniowania elektromagnetycznego. W wielu obszarach zidentyfikowano zwarte strefy promieniowania radiowego i podczerwonego, które zwolennicy klasycznej koncepcji interpretują jako strefy zawierające niezwykle młode gwiazdy, których nie można jeszcze zaobserwować w zakresie optycznym.

Koncepcja kondensacji jest stosowana przez większość współczesnych astronomów. Jednak sam ten fakt nie może być jeszcze ostatecznym dowodem jego słuszności. Co więcej, takie dane obserwacyjne, które by to jednoznacznie potwierdzały, jeszcze nie istnieją. Galileo Galilei zauważył również, że w nauce opinia jednego może być bardziej poprawna niż opinia tysięcy. Dlatego nie można teraz pomijać innych punktów widzenia.

W każdym razie we współczesnej astrofizyce istnieje inna koncepcja formowania się gwiazd, rozwijana od wielu lat przez szkołę akademika VA Ambartsumyana. Zgodnie z nazwą obserwatorium, którego jest dyrektorem, koncepcja ta została nazwana biurokratyczną. jego zwolennicy uważają, że gwiazdy powstają w wyniku rozpadu na części gęstszych i prawdopodobnie supergęstych obiektów. Obiekty te mogą być pozostałościami „prymitywnej” materii, z której powstał nasz wszechświat.

W przeciwieństwie do klasycznej koncepcji biurokracji w ujęciu fizycznym i matematycznym nie jest tak szczegółowa. Akademik Ambartsumyan uważa jednak, że taki rozwój jest przedwczesny, ponieważ dotyczy najbardziej tajnych procesów kosmicznych, o których wciąż mamy niewiele faktów.

Spór między tymi dwoma pojęciami dotyczy w istocie nie tylko ścieżki powstawania gwiazd, ale także ogólnego kierunku procesów ewolucyjnych we wszechświecie: czy przechodzą one od stanów rozrzedzonych do gęstszych, czy też odwrotnie, od gęstszych do rzadkich?

Rozważania metodyczne. Są też takie programy badawcze, do których stosują się zwolennicy przeciwstawnych koncepcji. Podczas gdy „klasycy” uważają, że rozwój teorii astrofizyki powinien opierać się na metodzie konstruowania modeli matematyczno-fizycznych, to nawet przy braku niezbędnej kompletności danych obserwacyjnych, „biurokraci” uważają, że teoria powinna opierać się wyłącznie na faktach a tworzenie konkretnych modeli teoretycznych należy rozpocząć dopiero wtedy, gdy dane obserwacyjne pozwalają zbudować teorię praktycznie bez żadnych dodatkowych założeń.

Należy zauważyć, że pojawianie się różnych, czasem przeciwstawnych kierunków w nauce w rozwiązywaniu złożonych problemów fundamentalnych i gorących debat między ich zwolennikami – jest całkiem normalne. Niestety ostrość kontrowersji zmusza strony przeciwne do całkowitego odrzucenia koncepcji, które im się sprzeciwiają. Jednak dopiero dalsze badania mogą wykazać, który punkt widzenia jest bliższy prawdy. A dyskusja o drogach procesów ewolucyjnych we wszechświecie nie jest wyjątkiem. Ponadto możliwe jest, że w nieskończonej różnorodności wszechświata w pewnych warunkach powstawanie nowych obiektów kosmicznych może następować w wyniku kondensacji, a w innych – w wyniku rozpadu.

Jak już wspomniano, główną częścią życia zdecydowanej większości gwiazd jest okres, w którym w ich wnętrznościach zachodzi termojądrowa reakcja syntezy pierwiastków cięższych z lżejszych. Na tym etapie równowaga gwiazdy jest utrzymywana przez równowagę między ciśnieniem gorącego gazu w jej wnętrznościach, który dąży do rozszerzenia gwiazdy, a siłami grawitacyjnymi, które dążą do jej ściśnięcia.

W tym przypadku, jeśli reakcje termojądrowe w trzewiach gwiazdy z jakiegoś powodu przyspieszą, dopływ ciepła z jej głębi na powierzchnię przewyższa transfer ciepła do przestrzeni, temperatura w trzewiach gwiazdy wzrasta, ciśnienie gazu wzrasta i gwiazda zaczyna się rozszerzać. Strefa środkowa jest chłodzona, a reakcja termojądrowa wraca do normy.

Wręcz przeciwnie, jeśli transfer ciepła do otaczającej przestrzeni jest wyższy niż uwalnianie energii, gwiazda zaczyna się ochładzać, ciśnienie w jej wnętrznościach spada, a grawitacja zaczyna ściskać gwiazdę. Dzięki temu podglebie gwiazd ulega podgrzaniu, przyspieszeniu ulega reakcja termojądrowa i równowaga termiczna, a jednocześnie równowaga sił wewnątrz gwiazdy wraca do normy. W ten sposób gwiazdy są samoregulującymi się systemami stworzonymi przez samą naturę.

Nowy, zasadniczo ostateczny okres w istnieniu gwiazdy następuje, gdy jej główne paliwo jądrowe – wodór – zostaje całkowicie wyczerpane. W wyniku reakcji termojądrowej w centralnej części gwiazdy powstaje jądro helu. Wtedy to jądro zaczyna się kurczyć, a zewnętrzne warstwy – powłoka gwiazdy – rozszerzać. Dawn wchodzi na scenę czerwonego olbrzyma. W jego wnętrznościach, w miarę dalszego ściskania, niektóre reakcje termojądrowe zastępują inne z udziałem coraz trudniejszych pierwiastków. I to się dzieje, dopóki nie wyczerpią się wszystkie źródła energii termojądrowej.

Przyszłość umierającej gwiazdy zależy od jej masy. Gwiazdy o masie zbliżonej lub nieco większej od masy Słońca zamieniają się w tzw. białe karły, czyli gwiazdy o promieniu setki razy mniejszym od promienia Słońca. Gęstość materii takich gwiazd jest znacznie wyższa niż gęstość materii słonecznej. W każdym centymetrze sześciennym przestrzeni białych karłów zawarte są dziesiątki i setki ton materii.

Biały karzeł – formacja stała. Jego równowaga jest jednak utrzymywana przez wewnętrzne ciśnienie nie zwykłego, lecz gazu elektronowego, który tworzy duża liczba swobodnych elektronów. Gęstość tego gazu jest wystarczająca, aby zatrzymać kompresję grawitacyjną gwiazdy. Efekty kwantowe są wyraźnie widoczne w takiej gava, a fizycy nazywają ją „zdegenerowaną”. Z tego powodu białe karły są często nawijane „zdegenerowanymi gwiazdami”.

Temperatura powierzchni najgorętszych zdegenerowanych karłów może sięgać 50-100 tysięcy kelwinów. Pod cienką atmosferą takiej gwiazdy znajduje się gęsta masa, która miała tę samą temperaturę do środka. Straty energii promieniowania w białych karłach są stosunkowo niewielkie, więc takie gwiazdy stygną niezwykle wolno.

Typowym przykładem zdegenerowanego karła jest towarzysz najjaśniejszej gwiazdy na ziemskim niebie – Syriusza – Syriusza B. Swoją drogą Syriusz B stał się pierwszym przedstawicielem klasy gwiazd zdegenerowanych, odkrytym przez astronomów…

Tym samym gwiazdy o masie nieprzekraczającej 1,4 masy Słońca po spaleniu wodoru zamieniają się w białe karły. Jeśli masa gwiazdy, która kończy swoją drogę życia, jest większa niż 1,4 masy Słońca, to kompresja na etapie zdegenerowanego karła nie ustaje, pod wpływem grawitacji trwa. Następuje tak zwany kolaps grawitacyjny – niekontrolowany spadek materii gwiazdy do jej centrum.

Na tym etapie może nastąpić potężna eksplozja gwiazdy – znamy już błysk supernowej. W takim przypadku pozostałość po wybuchającej gwieździe może uformować obiekt w jego wnętrznościach, którego pod wpływem ogromnego ciśnienia elektrony zostaną „oddrukowane” w protonach. Protony zamieniają się w neutrony.

Gwiazda neutronowa jest zwartym, niezwykle gęstym ciałem o średnicy zaledwie około 15-20 km. Średnia gęstość substancji takich gwiazd osiąga zdumiewającą wartość – 10 gramów na centymetr sześcienny. To jest gęstość materii jądrowej. Gwiazda neutronowa to powiększone jądro atomowe.

Co ciekawe, istnienie gwiazd neutronowych teoretycznie przewidział w latach przedwojennych wybitny radziecki naukowiec akademik LD Landau. Ale zostały wykryte dopiero w 1967 roku przez niezwykłe promieniowanie pulsacyjne.

Okazało się, że generatorami tego promieniowania są gwiazdy neutronowe, które szybko się obracają. Jeśli gwiazda neutronowa emituje w zasięgu radiowym, generowana przez nią wiązka radiowa będzie opisywała okresowe okręgi w przestrzeni, jak wiązka obracającej się latarni. A każde przejście takiej wiązki przez antenę radioteleskopu zostanie zarejestrowane jako osobny impuls…

Wróćmy jednak do ewolucji umierającej gwiazdy. W przypadkach, gdy masa oddychania neutronów przekracza 3-4 masy Słońca, teoria mówi, że kompresja grawitacyjna powinna być kontynuowana. A w wyniku zawalenia powstaje czarna dziura.

Rozważania metodyczne. Obecnie wiadomo, że kilka obiektów kosmicznych identyfikuje się z czarnymi dziurami tego typu. Jednak nie ma co do tego całkowitej pewności, ponieważ zjawiska fizyczne związane z „podejrzanymi” obiektami mogą mieć inne wyjaśnienia. Według niektórych naukowców powstawanie czarnych dziur w wyniku śmierci masywnych gwiazd, jeśli ma miejsce, jest w każdym razie dość rzadkie.

„Gwiazda”, pisze akademik VL Ginzburg, „może zakończyć swoje życie na jeden z czterech sposobów: eksplodować do końca, zamienić się w białego karła lub gwiazdę neutronową i wreszcie stać się czarną dziurą. wyliczenia z literatury potwierdzają to założenie, że stan końcowy w postaci czarnej dziury osiąga się tylko dzięki rzadkiej zbieżności warunków i parametrów.”

Wybuch supernowej. Wśród zjawisk zachodzących w światach gwiezdnych jednym z najbardziej okazałych są tak zwane supernowe.

Zgodnie ze współczesnymi ideami teoretycznymi takie rozbłyski pojawiają się w końcowej fazie istnienia dość masywnej gwiazdy w przejściu ze stadium białego karła do stadium gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury.

W 1758 roku francuski astronom Charles Messier, poszukujący komet, odkrył mgławicową plamkę w gwiazdozbiorze Byka, którą uznał za nieznaną kometę. Jednak później okazało się, że w przeciwieństwie do komet poruszających się między gwiazdami, mgławica ta nadal pozostaje w tym samym miejscu. Wraz z pojawieniem się potężniejszych teleskopów można było przyjrzeć się temu bardziej szczegółowo. Okazało się, że mgławica ma dość dziwaczny kształt, przypominający nieco gigantycznego kraba fantastycznego z licznymi pazurami. W związku z tym mgławicę nazwano w kształcie kraba.

Później odkryto, że gazy tworzące Mgławicę Krab lecą w kierunkach promieniowych z określonego środka z prędkością około 100 km/s. Oznaczało to, że około 900 lat temu cała materia Mgławicy Krab była skoncentrowana w jednym miejscu. Co wydarzyło się w tej części nieba na początku drugiego tysiąclecia naszej ery?

Odpowiedź na to pytanie znalazła się w ówczesnych chińskich kronikach. Jak się okazało, w 1054 roku w konstelacji Byka błysnęła niezwykle jasna gwiazda. Świeciło tak jasno, że przez trzy tygodnie było wyraźnie widoczne w świetle dziennym w słońcu. Następnie gwiazda zgasła i w miejscu błysku uformowała się mgławica gazowa, która później stała się znana jako Mgławica Krab.

Z tego jasno wynika, że jest to błysk supernowej. Jednak nazwa ta nie oddaje dokładnie istoty sprawy, ponieważ gwiazdy „rozbłyskują”, które istniały wcześniej, ale miały tak niską jasność, że nie można ich było zaobserwować środkami, które w przeszłości były dostępne dla astronomów. W wyniku epidemii stały się wyraźnie widoczne nawet gołym okiem. Mimowolnie wydawało się, że pojawiła się nowa gwiazda.

Supernowe rozbłyskują stosunkowo szybko, średnio 10 dni, po czym jasność zaczyna spadać. Uwalniana jest ogromna ilość energii: od 1049 do 1051 erg. Jest to ilość energii, jaką Słońce emituje przez miliardy lat. A w maksymalnej jasności gwiazda „supernowej” świeci jak kilka miliardów słońc! Obserwacje i obliczenia pokazują, że podczas takiego wybuchu znaczna część masy gwiazdy leci w różnych kierunkach z prędkością dochodzącą do 20 000 km/s. Centralna część „supernowej” zostaje skompresowana i przekształcona w bardzo małą gwiazdę neutronową o kolosalnej gęstości.

Jeśli chodzi o fizyczny mechanizm, który powoduje rozbłyski gwiazd „supernowych”, pozostaje niejasny. Takie ogniska są dość rzadkie, więc trudno je zbadać. Na przykład w naszej Galaktyce jest tylko 300 pozostałości gwiazd „supernowych”.

Obliczenia astronomów wykazały, że średnio jedna erupcja supernowej występuje w każdej galaktyce mniej więcej raz na 360 lat. Ale w rzeczywistości takie epidemie mogą występować częściej. Więc. Ustalono, że w ciągu ostatniego tysiąca lat w naszej Galaktyce było około 5 takich rozbłysków.

A jednak to zjawisko jest dość rzadkie. Dlatego tak baczna uwaga astronomów przyciągnęła erupcję supernowej, odkrytą przez kanadyjskiego astronoma J. Sheltona 24 lutego 1987 roku. Erupcja ta miała miejsce w jednej z najbliższych galaktyk – Wielkim Obłoku Magellana, znajdującego się w odległości około 180 tys. lat (skala odległości jest stosunkowo niewielka).

Krótko przed odkryciem supernowej w zakresie optycznym detektory neutrin znajdujące się w różnych częściach globu odnotowały wyraźny wzrost przepływu neutrin docierających do naszej planety z kosmosu.

W kolejnych dniach, tygodniach i miesiącach astrofizycy mieli niepowtarzalną okazję do konsekwentnego obserwowania rozwoju tego rzadkiego zjawiska kosmicznego. Obserwacje były prowadzone nie tylko przez obserwatoria naziemne, ale także za pomocą sprzętu zamontowanego na kwantowym module astrofizycznym zadokowanym do sowieckiej stacji orbitalnej Mir.

Uzyskane dane mają dużą wartość naukową. Umożliwiają porównanie wyobrażeń teoretycznych na temat fizycznego „mechanizmu” supernowych z faktycznym rozwojem tego zjawiska. W przyszłości przetwarzanie wyników obserwacji i ich analiza pozwoli doprecyzować istniejący teoretyczny model takich ognisk.

Dodaj komentarz

Twój adres e-mail nie zostanie opublikowany.