3. Основні характеристики зір

Хімічний склад зоряної речовини

Життя зорі залежить від хімічного складу речовини. Історія вивчення хімічного складу зір починається з середини XIX ст. Ще 1835 р. французький філософ Огюст Конт писав, що хімічний склад зір назавжди залишиться для нас таємницею. Але незабаром було застосовано метод спектрального аналізу, який дозволяє дізна­тися, з чого складаються не тільки Сонце та близькі зорі, а й найвіддаленіші галактики і квазари. На зорях не виявлено жодного невідомого хімічного елемента. Єдиний елемент — гелій — було відкрито спочатку на Сонці і лише потім на Землі. Найбільше в зо­рях міститься водню. Приблизно втричі менше в них гелію. Що­правда, кажучи про хімічний склад зір, найчастіше мають на увазі вміст елементів, важчих від гелію. Частка важких елементів неве­лика (близько 2 %), але вони, за висловом американського астрофі­зика Девіда Грея, мов дрібка солі в тарілці супу, надають особливо­го смаку роботі дослідника зір. Від їх кількості залежать і розмір, і температура, і світність зорі.

Після водню і гелію в зорях найбільш поширені ті самі елемен­ти, які входять до хімічного складу Землі: кисень, вуглець, азот, залізо та ін. Хімічний склад у зір різного віку виявився різним. У найстаріших зір частка елементів, важчих від гелію, значно мен­ше, ніж на Сонці. У деяких зорях вміст заліза менше від сонячно­го в сотні і тисячі разів. А от зір, де цих елементів було б більше, ніж на Сонці, порівняно небагато. Ці зорі (багато з них подвійні), як правило, є незвичайними і за іншими параметрами: температу­рою, напруженістю магнітного поля, швидкістю обертання. Деякі зорі виділяються за умістом якого-небудь одного елемента або гру­пи елементів. Такі, наприклад, барієві або ртутномарганцеві зорі. Причини подібних аномалій поки малозрозумілі.

Хімічний склад — один із фундаментальних параметрів зорі, від якого залежать її будова і спектр випромінювання. Вивчення хімічного складу зір дозволяє розв’язати загальнонаукові пробле­ми, такі як походження хімічних елементів, еволюція зір, похо­дження і розвиток Всесвіту.

4. Хімічний склад та еволюція Всесвіту

Результати спектрального аналізу дозволяють відтворити кар­тину походження елементів, еволюції в космосі й уточнити деякі фундаментальні величини, важливі для розуміння еволюції Всес­віту загалом.

Вивчення маломасивних зір, що сформувалися на різних ета­пах життя Галактики, еволюція яких протікає повільно, дозволяє побудувати емпіричні залежності вмісту елементів від часу. Порів­няння їх із теоретично передбаченими — це чудова перевірка і те­орії зоряної еволюції, і ядерної фізики, і космологічних моделей Всесвіту. Наведемо кілька прикладів.

1. Другим за поширеністю елементом в космосі є гелій. Його вміст практично однаковий в найбільш старих зорях Галактики (22 % загальної маси речовини), на Сонці (26,8 % ) і в міжзоря­ному середовищі (23-30 %) і збігається з виходом первинного гелію при Великому Вибуху. Це, з одного боку, підтверджує сучасні уявлення про зоряну еволюцію, тому що хоча гелій постійно утворюється під час горіння водню в надрах зір, але далі він або повністю згоряє, перетворюючись на більш важкі елементи, або у вигляді гелієвих карликів залишається в за­консервованому стані і не бере участь у кругообігу речовини. З іншого боку, це підтвердження моделі Всесвіту.

2. Розширення Всесвіту підтверджується спостережними факта­ми, але чи буде воно тривати нескінченно відповідно до моде­лі відкритого Всесвіту, чи зміниться стисканням, як пророкує модель закритої Всесвіту? Це залежить від сучасної середньої густини речовини в космосі. Якщо вона менше або дорівнює критичній р₀ =10^-26кг/м³, то Всесвіт відкрито. За сучасними уявленнями, його частина, що спостерігається, повинна бути плоскою, а значить, повинна збігатися з р₀? Прямі вимірю­вання дають ~ р 0,005р₀, але ця величина визначається масою тільки випромінювальної речовини. На існування темної, або прихованої, маси, що перевищує приблизно в 10 разів масу видимої речовини, вказує вивчення скупчень галактик. Вияв­ляється, природу прихованої маси можна зрозуміти шляхом аналізу вмісту дейтерію у Всесвіті. Вихід первинного дейтерію чутливий до густини звичайної речовини, протонів, нейтронів і електронів: чим вона вища, тим менше утворюється дейтерію. Якби в епоху синтезу вся речовина була звичайною і її густина відповідала критичній, то дейтерію мало утворитися на шість

порядків менше від сучасних спостережуваних значень. Звідси треба зробити висновок, що тільки близько 1/10 маси належало звичайній речовини, а інша мала б перебувати в якійсь екзотич­ній формі, наприклад у вигляді слабко взаємодіючих частинок типу нейтрино. Це співвідношення має зберегтися до цієї епохи.

3. Вихід первинного Не за відомої величини р₀ залежить від того, скільки існує типів нейтрино. Якщо припустити, що їх більше чотирьох, то бачимо, що вміст Не у Всесвіті виявляється менше від первинного, що пояснити неможливо. Як бачимо, зоряна спектроскопія допомагає встановити таку фундаментальну ха­рактеристику природи, як число типів нейтрино.

4. Описана схема походження елементів у загальному підтвер­джується даними спостережень, хоча залишаються проблеми, які вимагають подальшого вивчення. Досі не виявлені об’єкти, хімічний склад яких збігався б із первинним, тобто об’єкти, що складаються тільки з Н і Не. У найстаріших зорях Галактики вміст металів на три-чотири порядки нижче від сучасного, але не нульовий. У квазарах, які вважаються зародками галактик і які утворилися незабаром після початку розширення Всесві­ту, вже є вуглець, азот та інші елементи, та їх вміст близький до сучасних у нашій Галактиці!