Типы звёзд. Рождение и эволюция

Солнце и подобные ему  звезды представляют собой промежуточный  случай. У Солнца имеется маленькое  конвективное ядро, но не очень чётко  отделённое от остальной части. Ядерные  реакции горения водорода протекают  как в ядре, так и в его  окрестностях. Возраст Солнца примерно 4,5-5 млрд. лет. И за это время оно  почти не изменило своего размера  и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти  в красный гигант, сбросить чрезмерно  расширившуюся оболочку и закончить  свою жизнь, превратившись в белый  карлик. Но это случится не раньше, чем  через 5 млрд. лет.

Взрывающиеся звёзды

Тот, кто внимательно следит за звёздами из ночи в ночь, имеет  в своей жизни шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает  максимума и через несколько  месяцев ослабевает настолько, что  она становится невидимой даже вооруженным  глазом, исчезает.

Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, получившее название сверхновой звезды, запечатлено во многих исторических летописях разных народов. Блеск  сверхновой, вспыхивавшей тоже вроде  бы на пустом месте, иногда достигал такой  величины, что звезду было видно  даже днём.

Явления новых звезд были обнаружены еще в глубокой древности. В ХХ в., когда астрономические  наблюдения приобрели регулярный характер, а вид звездного неба «протоколировался» на фотопластинках, стало ясно, что  на месте «новых» звезд на самом  деле находятся слабые звездочки. Просто внезапно их блеск увеличивается  до своего максимума и затем вновь  уменьшается до спокойного уровня. Более того, оказалось, что иногда явление новой звезды повторяется  более или менее регулярно  на одном и том же месте, т.е. одна и та же звезда по каким-то причинам раз в сотни лет или чаще увеличивает свою светимость.

Иначе обстоит дело со сверхновыми. Если на их месте до начала вспышки  и была заметна звезда (как, например, в случае относительно яркой сверхновой 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке), то после вспышки она действительно  исчезает, а сброшенная ею оболочка еще долгие годы наблюдается как  светящаяся туманность.

Исследования сверхновых звезд, вспыхнувших в нашей галактике, затрудняются тем, что эти небесные объекты чрезвычайно редко доступны наблюдениям. За всю историю науки  их удалось увидеть всего несколько  раз. Однако регулярные наблюдения множества  других галактик приводят к ежегодному обнаружению до нескольких десятков сверхновых в далеких звездных системах. Установлено, что в среднем в  каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. Причем в максимуме своего блеска она может быть столь же яркой, как остальные сотни миллиардов звезд галактики, вместе взятые. Самые  далекие из известных ныне сверхновых находятся в галактиках, расположенных  в сотнях мегапарсек от Солнца.

Как впервые предположили в 30-е гг. ХХ в. Вальтер Бааде и  Фриц Цвикки, в результате взрыва сверхновой может образоваться сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась  после открытия пульсара - быстро вращающейся  нейтронной звезды с периодом 33 миллисекунды - в центре известной Крабовидной  туманности в созвездии Тельца; он возник на месте вспышки сверхновой 1054 г.

Итак, явления новых и  сверхновых звезд имеют совершенно различную природу. Каково же современное  представление о них?

                                               Новые и сверхновые звезды

Начиная с глубокой древности в исторических летописях разных народов неоднократно отмечены случаи появления звезд, видимых  невооруженным глазом на том месте, где их прежде не было. Особенно удивительными  были эти «новые» звезды, когда  они становились столь яркими, что могли наблюдаться даже днем. Затем их свет постепенно, в течение  нескольких месяцев ослабевал настолько, что звезду уже нельзя было видеть невооруженным глазом. Например, в  китайских и японских хрониках сохранились  сведения о «звезде-гостье», которая  вспыхнула в созвездии Тельца в 1054 г. и в течение трех недель была видна днем, а через год  совершенно «исчезла».

В 1572 г. учитель Кеплера Тихо Браге  наблюдал в созвездии Кассиопеи  новую звезду, которая была ярче Венеры. В 1604 г. уже сам Кеплер наблюдал новую звезду в созвездии Змееносца. В XX в. тщательные наблюдения за звездным небом с применением фотографии позволили установить, что такие неожиданные вспышки наблюдаются у звезд, которые до этого долгое время оставались слабыми и не привлекали к себе внимание астрономов. В настоящее время различают новые и сверхновые вспыхивающие звезды. У новых звезд светимость возрастает на 12-13 звездных величин и выделяется энергия до 1039 Дж. Звезда приобретает максимальную яркость всего за несколько суток, а ослабление до первоначального знамения светимости может длиться годами. Долгое время причины вспышек новых звезд оставались непонятными. Положение изменилось, когда в 1954 г. было обнаружено, что одна из новых звезд (DQ Геркулеса) является двойной с периодом обращения всего 4 ч 39 мин. Один из компонентов - белый карлик, а другой - красная звезда главной последовательности. Из-за их близкого расположения на белый карлик перетекает газ из атмосферы красного карлика. По мере накопления водорода плотность и температура внешних слоев белого карлика возрастает, создаются условия для начала термоядерных реакций превращения водорода в гелий.

При этом внешние слои звезды, составляющие небольшую часть ее массы, расширяются  и выбрасываются в космическое  пространство. Их свечение и наблюдается, как вспышка новой звезды. Такое  явление может повторяться с  тесными двойными звездами неоднократно: у одних через тысячи, у других с изменением светимости на 4-5 звездных величин через несколько десятков лет. Вспышка сверхновой звезды - гигантский по своим масштабам взрыв звезды, при котором ее светимость в течение  нескольких суток возрастает в сотни  миллионов раз. При вспышке выделяется энергия порядка 10-46 Дж, что примерно равно энергии, которую Солнце может  излучить за все время своего существования. Теоретические расчеты, результаты которых хорошо согласуются с  наблюдательными данными, позволили  составить достаточно полное представление  о процессах, происходящих в тех  сверхновых звездах, масса которых  в десятки раз превосходит  массу Солнца. К моменту вспышки  в них полностью исчерпаны  возможности протекания термоядерных реакций. Эволюция таких массивных  звезд - это непрерывно ускоряющийся процесс увеличения температуры  и плотности в ядре звезды. На протяжении большей части жизни  любой звезды основным источником ее энергии служит термоядерный синтез гелия из водорода.  

В звездах с большой массой эта  стадия длится несколько миллионов  лет. Когда запасы водорода в звездном ядре истощаются, оно сжимается и  разогревается настолько, что из гелия начинает синтезироваться  углерод. Эта стадия занимает около 500 тыс. лет. Затем во все более  нарастающем темпе последовательно  проходят реакции синтеза, в которых  участвуют углерод (600 лет), неон (1 год), кислород (6 месяцев) и, наконец, кремний. На последней стадии, которая длится всего сутки, из кремния синтезируется  железо. Ядро железа связано сильнее  других ядер, поэтому дальнейший синтез становится невозможным, поскольку  при этом энергия должна была бы не выделяться, а поглощаться. Лишенное источников энергии ядро не может  противостоять гравитационным силам  и коллапсирует (катастрофически  сжимается) за несколько миллисекунд. На конечной стадии коллапса центральная  часть ядра звезды сжимается до плотности  ядерного вещества. Вскоре после того, как ядро прекратит сжиматься, наружные слои звезды, которые не участвовали  в этом катастрофическом сжатии, упадут на него. При ударе о ядро плотность  и температура вещества этих слоев  резко возрастут. Это порождает  мощную ударную волну, которая движется наружу со скоростью не менее 30 000 км/с  и срывает со звезды большую часть  массы.

В некоторых случаях вещество полностью  рассеивается в космическом пространстве, а иногда на месте звезды остается плотный остаток ее ядра. В 1967 г. выводы теории получили весьма неожиданное  подтверждение. В созвездии Лисички  группа английских радиоастрономов  обнаружила источник необычных радиосигналов: импульсы продолжительностью около 0,3 с повторялись через каждые 1,34 с, причем периодичность импульсов  выдерживалась с точностью до 10-10 с. Так был открыт первый пульсар, которых в настоящее время  известно уже около 500. Сразу же после  открытия пульсаров было высказано  предположение о том, что они  являются быстровращающимися нейтронными  звездами. Излучение пульсара, которое  испускается в узком конусе, наблюдатель  видит лишь в том случае, когда  при вращении звезды этот конус направлен  на него подобно свету маяка. Вещество пульсаров состоит из нейтронов, образовавшихся при соединении протонов с электронами, тесно прижатых друг к другу гравитационными силами. Диаметры таких нейтронных звезд  всего 20-30 км, а плотность близка к ядерной и может превышать 10-18 кг/м3 . Таким образом, нейтронные звезды являются одним из тех объектов во Вселенной, которые предоставляют  ученым возможность изучать поведение  вещества в условиях, пока недостижимых в земных лабораториях.

Исследования  показали, что пульсары являются остатками  сверхновых звезд. Один из пульсаров  был обнаружен в Крабовидной  туманности, которая наблюдается  на месте вспышки Сверхновой 1054 г. Его излучение в оптическом, радио- и рентгеновском диапазонах излучения  меняется с периодом, равным 0,033 с. Наиболее уникальные объекты, получившие название черных дыр, должны возникать, согласно теории, на конечной стадии эволюции звезд, масса которых значительно превышает  солнечную. У объекта такой массы, который сжимается до размеров в  несколько километров, поле тяготения  оказывается столь сильным, что  вторая космическая скорость в его  окрестности должна была бы превышать  скорость света. Стало быть, черную дыру не могут покинуть ни частицы, ни даже излучение - она становится невидимой. Возможность обнаружить такой объект существует лишь в том  случае, когда черная дыра оказывается  одним из компонентов тесной двойной  звездной системы. Мощное гравитационное поле черной дыры способно вызвать  падение на нее газа из атмосферы  другой звезды, входящей в эту систему. Газ при падении на черную дыру нагревается до высокой температуры  и дает рентгеновское излучение. Именно это излучение и позволяет  обнаружить существование черной дыры. В настоящее время известно несколько  десятков рентгеновских источников, в состав которых могут входить  черные дыры. Наиболее вероятным «кандидатом» среди них считается Лебедь Х-1. Белые карлики, нейтронные звезды и  черные дыры являются конечными стадиями эволюции звезд различной массы. Из вещества, которое было потеряно ими, в последующем могут образовываться звезды нового поколения. Процесс формирования и развития звезд рассматривается  в настоящее время как один из важнейших процессов эволюции звездных систем - галактик - и Вселенной  в целом.

  Белые карлики, или будущее Солнца

После «выгорания» термоядерного топлива  в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной  её части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что  свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется вырожденным, а звезды, из него состоящие вырожденными звездами.

После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в источнике  вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит  в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров - в сотни радиусов Солнца - и за это время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка иногда видна как  планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и  превращается в белый карлик, в  котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, обеспечивая тем самым устойчивость звезды. При массе около солнечной  радиус белого карлика составляет всего  несколько тысяч километров. Средняя  плотность вещества в нём часто  превышает 10⁹ кг\м³ (тонну на кубический сантиметр!).

Ядерные реакции внутри белого карлика не идут. А свечение происходит за счёт медленного остывания. Основной запас  тепловой энергии белого карлика  содержится в колебательных движениях  ионов, которые при температуре  ниже 15 тыс. Кельвинов образуют кристаллическую  решетку. Образно говоря, белые карлики - это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности  белого карлика уменьшается и  звезда перестаёт быть белой (по цвету) - это скорее уже бурый или коричневый карлик.

Масса белых карликов не может превышать  некоторого значения - это так называемый предел Чандрасекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара), он равен примерно 1,4 массы Солнца. Если масса звезды больше, давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика - коллапс. В ходе коллапса плотность резко растёт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (это называется нейтронизацией вещества), а освобождаемую гравитационную энергию уносят в основном нейтрино. Чем же заканчивается этот процесс? По современным представлениям, коллапс может либо остановиться при достижении плотностей порядка 10¹⁷ кг\м³, когда нейтроны сами становятся вырожденными, - и тогда образуется нейтронная звезда; либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик - и коллапс по сути дела превращается во взрыв.

Нейтронные  звезды

Большинство нейтронных звезд образуются при  коллапсе ядер звезд массой более 10 солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением - вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз  в 25 лет, легко вычислить, что за время  существования нашей Галактики (10-15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд! Как же они должны проявлять  себя?

Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды  вращения измеряются миллисекундами) и обладают сильным магнитным  полем. Вращение вместе с магнитным  полем создают мощные электрические  поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности  нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Эти частицы  излучают радиоволны.

С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться  и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому  действующих пульсаров в Галактике  должно быть несколько сот тысяч. В настоящее время наблюдается  примерно 700 пульсаров.

Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельно возможная  масса (она носит название предела Оппенгеймера - Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера - Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

Если  масса нейтронной звезды превосходит  это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам  гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует . Так образуется чёрная дыра.

Чёрные  дыры

Термин  «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком  Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения  сколлапсировавшей звезды. Как известно, для того, чтобы преодолеть силу притяжения небесного тела с массой М и радиусом R, частица на поверхности должна приобрести вторую космическую скорость

V_II = 2GM/R

где G - постоянная тяготения Ньютона. Если при постоянной массе радиус уменьшается, то эта скорость возрастает и может достичь скорости света (с) - предельной скорости для любых физических объектов, когда радиус тела становится равным 2GМ/с². Это так называемый гравитационный радиус - Rg. Поскольку информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело, как говорят, уходит за горизонт событий для далёкого наблюдателя.