Учебник для 10 класса

Естествознание

§ 74. Образование галактик, звезд, планетных систем

Открылась бездна звезд полна;
Звездам числа нет, бездне дна...
М. В Ломоносов

Как и когда образовались галактики? Какой механизм ответствен за образование галактик и звезд? Может ли стать звездой Юпитер? Как образуются планетные системы?

Урок-лекция

ФОРМИРОВАНИЕ ГАЛАКТИК. Проблемой происхождения отдельных небесных тел и их систем занимается область астрономической науки, которая называется космогонией. Миллиарды галактик, огромных космических звездных систем массой от 10⁵ до 10¹⁴ масс Солнца со средней плотностью вещества в них 10^-24 г/см³, являются основными единицами крупномасштабной структуры Вселенной.

В начале XX в. английский астроном сэр Джеймс Джинс предложил модель формирования галактик из облаков газа, связанную с гравитационной неустойчивостью вещества. Согласно этой модели, если в однородном по плотности газе ранней Вселенной случайно обнаружится сгущение, то оно под действием сил гравитации будет сжиматься, обособляться от окружающей среды.

Процессы гравитационного обособления вещества Вселенной стали возможны только после того, как Вселенная в результате расширения охладилась до 4000 К, прошел процесс рекомбинации, вещество стало нейтральным, излучение перестало взаимодействовать с веществом и препятствовать гравитационному сжатию. Это случилось примерно через миллион лет после Большого взрыва. Изучая галактики, находящиеся на разных от нас расстояниях (в миллионы и даже миллиарды световых лет), астрономы фактически имеют возможность исследовать галактики разного возраста. Гравитационное сжатие первоначальной неоднородности происходит до тех пор, пока силы гравитации не компенсируются другими силами: давления, центробежными, связанными с вращением. При этом галактика стабилизируется. Таким образом, формирование звезд происходит в уже обособленных галактиках.

ОБРАЗОВАНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД. В первоначально однородной галактической среде могли образовываться гравитационные неустойчивости: случайно возникшие уплотнения газа массой более 10⁵ масс Солнца под действием гравитации сжимаются и обособляются, распадаются на фрагменты, которые постепенно приобретают сферическую форму. Из них и рождаются звезды.

Сначала сжатие возникшей протозвезды происходит изотермически (при постоянной температуре), затем температура газа возрастает. Сжатие продолжается до тех пор, пока возрастающие силы давления, зависящие от температуры и плотности, не уравновесят силы гравитации. В этом случае возникает состояние гидростатического равновесия. Первый этап эволюции звезды зависит от ее массы и может длиться от нескольких сотен тысяч до нескольких сотен миллионов лет.

Если в центре протозвезды температура превысит несколько миллионов кельвинов, а давление — несколько миллиардов атмосфер, что самопроизвольно может случиться только с объектом массой не меньше 0,01 массы Солнца, в недрах звезды начнутся реакции термоядерного синтеза. Тогда звезду уже можно назвать нормальной звездой Этот этап самый длительный, хотя и его длительность зависит от массы звезды: он может длиться от 10 млн до 10 млрд лет. Маломассивные звезды, например с массой 0,1 массы Солнца,—долгожители. Они могут оставаться в состоянии равновесия на стадии нормальной звезды сотни миллиардов лет. В ядрах звезд идет превращение водорода в гелий и более тяжелые элементы (вплоть до железа в массивных звездах). Когда «горючее» (например, водород) звезды заканчивается, наступают последние стадии эволюции звезды, которые можно сравнить со старением и смертью.

Если масса звезды сравнима с массой Солнца, то по мере выгорания водорода центральные области звезды сжимаются, формируя горячее плотное ядро (средняя плотность около 10⁹ кг/м³). Оболочка звезды при этом раздувается, и в течение сотен тысяч лет со стороны такая звезда будет выглядеть красным гигантом, размерами с орбиту Юпитера. Потом оболочка будет сброшена, и маленький, с Землю, белый карлик будет медленно остывать в течение 10¹² лет. Такая судьба ожидает наше Солнце.

Если масса звезды не превосходит пяти масс Солнца, то она также сначала превратится в красный гигант размером в несколько десятков радиусов Солнца, а затем сбросит оболочку, которую можно будет наблюдать как планетарную туманность. Оставшаяся масса звезды (ее центральные зоны) превращается в белый карлик, который светит за счет накопленного тепла, остывает и в конце концов превращается в темный, так называемый коричневый карлик.

Массивные звезды на последней стадии своей эволюции становятся экзотическими объектами — нейтронными звездами или черными дырами. Сначала звезды массой больше пяти масс Солнца превращаются в красные сверхгиганты с радиусом в сотни радиусов Солнца, а затем взрываются. Наблюдается так называемая вспышка сверхновой звезды. Звезда начинает светиться, как миллиарды отдельных звезд (рис. 95). Повышенная яркость наблюдается десятки дней. При этом температура плазмы звезды при такой вспышке достигает миллиарда кельвинов. В этом котле синтезируются все химические элементы тяжелее железа. Ббльшая часть вещества звезды разбрасывается в межзвездное пространство, обогащая его тяжелыми химическими элементами. Из обогащенной межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. На месте взрыва может остаться либо нейтронная звезда, если масса остатка не превосходит 2,5 масс Солнца, либо черная дыра, если масса превосходит это значение.

Рис. 95. Крабовидная туманность — остаток вспышки сверхновой звезды

ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ. Согпасно современным представлениям, рождение Солнца и рождение планет — это единый процесс. Все объекты Солнечной системы сформировались из газопылевой туманности в результате гравитационной неустойчивости. По одной из гипотез, сжатие этой туманности было стимулировано ударными волнами, возникшими в результате взрыва сверхновой звезды, произошедшего вблизи Солнечной системы. Сжатие центральной части облака привело к образованию Солнца, а на периферии вращающегося и становящегося из-за этого все более плоским облака начали формироваться планеты. При этом строительным материалом планет служили относительно небольшие твердые куски вещества. Сталкиваясь, многие из них слипались, увеличиваясь в размерах, или разрушались. Крупные куски притягивали к себе мелкие. В результате примерно за 100 мпн лет вокруг Солнца образовались и Земля, и другие планеты, а также их спутники, астероиды, кометы.

Астрономы обнаружили десятки других планетных систем. Не все они похожи на нашу Солнечную систему. У большинства обнаруженных планетных систем большие планеты с массой, как у Юпитера, находятся по непонятным пока причинам вблизи центральной звезды, а не на периферии.

Основными процессами, связанными с эволюцией галактик, звезд, планетных систем, управляет гравитация. Сжатие обьектов прекращается, когда уравновешиваются силы гравитации и давления. В недрах нормальной звезды идут реакции термоядерного синтеза. Конечными стадиями эволюции звезд в зависимости от их массы могут стать белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Газовые и газопылевые туманности, обладающие моментом вращения, порождают вращающиеся, достаточно плоские системы (спиральные галактики, планетные системы и др.)

К каким последствиям может привести ситуация гравитационной неустой чивости массивных газовых облаков?
При каких условиях прекращается сжатие протозвезды?
Что такое нормальная звезда?
Может ли стать звездой Юпитер, если его масса в тысячу раз меньше массы Солнца?