Эволюция и строение звезд

Химический  состав наружных слоев звезд, откуда к нам непосредственно приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов сравнительно невелико. Приблизительно на каждые 10 000 атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около десяти атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Количество остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд – это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов.

Температура в  центральных областях звезд исключительно  велика - примерно в тысячу раз больше, чем на их поверхности. При температуре порядка десяти миллионов кельвинов и при плотностях, которые там существуют, все атомы должны быть ионизованы. Атомы химических элементов теряют свои электронные оболочки, вещество состоит только из атомных ядер и отдельных электронов. Поскольку поперечник атомного ядра в десятки тысяч раз меньше поперечника целого атома, то в объёме, вмещающем всего десяток целых атомов, могут свободно уместиться многие миллиарды атомных ядер и отдельных электронов. При этом расстояния между частицами вопреки высокой плотности будут всё ещё велики по сравнению с их размерами. Вот почему вещество, плотность которого в центре Солнца в 100 раз превышает плотность воды, — более плотное, чем любое твёрдое тело на Земле, — тем не менее, обладает всеми свойствами идеального газа.

Температура внутри звезды тем ниже, чем больше концентрация частиц в газе, т.е. чем меньше его  средняя молекулярная масса. Средняя  молекулярная масса газа, состоящего из атомов водорода, равна 1, из атомов гелия - 4, натрия - 23, железа - 56. В ионизованном газе число частиц увеличивается за счёт электронов, а общая масса вещества сохраняется неизменной. Поэтому молекулярная масса ионизованного водорода будет 1/2 (две частицы: протон и электрон), ионизованного гелия - 4/3 (так как при ионизации одного атома гелия с атомной массой 4 образуются три частицы - ядро гелия плюс два электрона), натрия - 23/12 = 1,92, железа - 56/27 = 2,07. Таким образом, в звёздном веществе все химические элементы, за исключением водорода и гелия, имеют среднюю молекулярную массу, равную примерно 2. Чем больше водорода и гелия по сравнению с более тяжёлыми элементами, тем ниже температура в центре звезды.

Вещество звездных недр представляет собой некоторую  смесь водорода, гелия и тяжелых  элементов. Относительное содержание этих основных компонент звездного  вещества (не по числу атомов, а по массе) обычно обозначается через буквы X, Y и Z, которые характеризуют химический состав звезды. У типичных звезд, более или менее сходных с Солнцем, X = 0,73, Y = 0,25, Z = 0,02. Отношение Y/X ≈ 0,3 означает, что на каждые 10 атомов водорода приходится приблизительно один атом гелия. Относительное количество тяжелых элементов весьма мало. Например, атомов кислорода примерно в тысячу раз меньше, чем водорода. Тем не менее, роль тяжелых элементов в структуре внутренних областей звезд довольно значительна, так как они сильно влияют на непрозрачность звездного вещества.

Хотя химический состав звезд в первом приближении  одинаков, все же имеются звезды, показывающие определенные особенности  в этом отношении. Например, есть звезды с аномально высоким содержанием углерода, или встречаются удивительные объекты с аномально высоким содержанием редких земель. Если у подавляющего большинства звезд обилие лития совершенно ничтожно (∼ 10⁻¹¹ от водорода), то изредка попадаются уникумы, где этот редкий элемент довольно обилен. Есть звезды, в спектрах которых обнаружены линии несуществующего на Земле в естественном состоянии элемента технеция. Этот элемент не имеет ни одного устойчивого изотопа. Самый долгоживущий изотоп живет всего лишь около 200 000 лет – срок по звездным масштабам совершенно ничтожный. Столь удивительная аномалия в химическом составе должна означать, что в наружных слоях этих во многом еще загадочных звезд происходят ядерные реакции, приводящие к образованию технеция. Наконец, известна звезда, в наружных слоях которой гелий представлен преимущественно в виде редчайшего на Земле изотопа ³Не.

Звезда, излучающая за счёт выделения ядерной энергии, медленно эволюционирует по мере изменения её химического состава. Наибольшее время звезда проводит на стадии, когда в её центральной области горит водород. Эта стадия называется главной последовательностью на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Большая часть наблюдаемых звёзд расположена вблизи главной последовательности. Большая длительность этой стадии связана, во-первых, с тем, что водород является самым калорийным ядерным топливом. При образовании одного ядра гелия (альфа-частицы) из 4 ядер водорода выделяется ≈26 МэВ, а при образовании углерода ¹²C из 3 альфа-частиц выделяется всего ≈7,3 МэВ, то есть выделение энергии на единицу массы в 10 раз меньше. Во-вторых, звёзды на главной последовательности значительно меньше излучают, чем на последующих стадиях эволюции, и в итоге оказывается, что время жизни на главной последовательности на два - три порядка больше, чем время всей последующей эволюции. Соответственно количество звёзд на главной последовательности существенно превышает число более ярких звёзд.

Глава 3.

После выгорания  водорода в центре звезды и образования  гелиевого ядра выделение ядерной  энергии в нём прекращается, и ядро начинает интенсивно сжиматься. Водород продолжает гореть в тонкой оболочке, окружающей гелиевое ядро. Оболочка при этом расширяется, светимость звезды растёт, поверхностная температура уменьшается, и звезда становится красным гигантом (в случае менее массивных звёзд) или сверхгигантом (красным или жёлтым) в случае более массивных звёзд. Процесс последующей эволюции определяется в основном массой звезды M.

В звёздах с  массой 0,8M_¤<М<8M_¤ ядерное горение заканчивается после образования углеродного (¹²C) с примесью кислорода (¹⁶О) звёздного ядра массой около 1 M_¤. После сброса всей оболочки, окружающей это ядро, оно превращается в "мёртвую" звезду – белый карлик. Масса белых карликов не слишком отличается от массы Солнца при радиусе, в сотню раз меньшем, чем у Солнца. Отсюда следует огромная средняя плотность вещества, доходящая до 10⁶-10⁷ г/см³ (то есть до десятка тонн, «запрессованных» в кубическом сантиметре!). Светимость белых карликов очень мала: в сотни и тысячи раз меньше солнечной.

Вещество недр белых карликов  это очень плотный  ионизованный газ, который отличается высокой прозрачностью и теплопроводностью. Однако из-за огромной плотности его  физические свойства резко отличаются от свойств идеального газа. По причине  очень высокой прозрачности и теплопроводности в веществе белого карлика не могут возникать большие перепады температуры. Почти весь перепад температуры, если двигаться от поверхности белого карлика к его центру, происходит в очень тонком, наружном слое вещества, который находится в невырожденном состоянии. В этом слое, толщина которого порядка 1% от радиуса, температура возрастает от нескольких тысяч кельвинов на поверхности примерно до десяти миллионов кельвинов, а затем вплоть до центра звезды почти не меняется.

Считается, что  источником энергии белых карликов могут быть водородные ядерные реакции, происходящие в очень тонком сферическом  слое на границе плотного вырожденного вещества их недр и атмосферы. Кроме  того, белые карлики могут поддерживать довольно высокую температуру своей поверхности путем обычной теплопроводности. Это означает, что не имеющие источников энергии белые карлики остывают, излучая за счет запасов своего тепла. А эти запасы весьма солидны. Так как движения электронов в веществе белых карликов обусловлены явлением вырождения, запас тепла в их недрах содержится в ядрах и ионизованных атомах. Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимости Солнца. В конце концов, белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом, однако на это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных, представляется весьма сомнительным, чтобы возраст Вселенной был достаточно велик для появления в ней чёрных карликов. Другие астрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё довольно горяч, скорость охлаждения невелика. А когда температура его поверхности падает до величины порядка температуры Солнца, скорость охлаждения увеличивается и угасание происходит очень быстро. Когда недра белого карлика достаточно остынут, они затвердеют.

Массивные звёзды (М>10M_¤) проходят эволюционный путь горения вплоть до образования звёздного ядра из самого стабильного элемента ⁵⁶Fe. В таком ядре выделение ядерной энергии невозможно, рост давления не компенсирует рост сил тяготения при росте плотности, и медленное квазистатическое сжатие сменяется быстрым коллапсом - происходит потеря гидродинамической устойчивости и взрыв сверхновой звезды. При быстром сжатии до плотности радиуса, близкой к плотности вещества в атомном ядре, выделяется огромное количество гравитационной энергии – приблизительно в двадцать раз больше, чем за всё время ядерной эволюции, длящейся десятки миллионов лет.  Подавляющая часть этой энергии уносится нейтрино. После взрыва и сброса оболочки образуется остаток в виде нейтронной звезды – второй тип "мёртвых" звёзд.

Говоря о  нейтронных звёздах, следует учитывать, что их физические характеристики установлены  теоретически и весьма гипотетичны, так как физические условия, существующие в этих телах, не могут быть воспроизведены в лабораторных экспериментах. 

Решающее значение на свойства нейтронных звёзд оказывают  гравитационные силы. По различным  оценкам, диаметры нейтронных звёзд  составляют от 10 до 200 км. И этот незначительный по космическим понятиям объём «набит» таким количеством вещества, которое может составить небесное тело, подобное Солнцу, диаметром около 1,5 млн. км, а по массе почти в треть миллиона раз тяжелее Земли! Естественное следствие такой концентрации вещества - невероятно высокая плотность нейтронной звезды. Фактически она оказывается настолько плотной, что может быть даже твёрдой. Сила тяжести нейтронной звезды столь велика, что человек весил бы там, около миллиона тонн. Расчёты показывают, что нейтронные звёзды сильно намагничены. Согласно оценкам, магнитное поле нейтронной звезды может достигать 1млн. гаусс, тогда как на Земле оно составляет 1 гаусс. Радиус нейтронной звезды принимается порядка 15 км, а масса - около 0,6 - 0,7 массы Солнца. Наружный слой представляет собой магнитосферу, состоящую из разрежённой электронной и ядерной плазмы, которая пронизана мощным магнитным полем звезды. Именно здесь зарождаются радиосигналы, которые являются отличительным признаком пульсаров. Сверхбыстрые заряженные частицы, двигаясь по спиралям вдоль магнитных силовых линий, дают начало разного рода излучениям. В одних случаях возникает излучение в радиодиапазоне электромагнитного спектра, в иных - излучение на высоких частотах. Почти сразу же под магнитосферой плотность вещества достигает 1 т/см3, что в 100000 раз больше плотности железа.

Следующий за наружным слой имеет характеристики металла. Этот слой «сверхтвёрдого» вещества, находящегося в кристаллической  форме. Кристаллы состоят из ядер атомов с атомной массой 26 - 39 и 58 - 133. Эти кристаллы чрезвычайно малы: чтобы покрыть расстояние в 1 см, нужно выстроить в одну линию около 10 млрд. кристалликов. Плотность в этом слое более чем в 1 млн. раз выше, чем в наружном, или иначе, в 400 млрд. раз превышает плотность железа. Двигаясь дальше к центру звезды, мы пересекаем третий слой. Он включает в себя область тяжёлых ядер типа кадмия, он также богат нейтронами и электронами. Плотность третьего слоя в 1 000 раз больше, чем предыдущего.

Глубже проникая в нейтронную звезду, мы достигаем  четвёртого слоя, плотность при этом возрастает незначительно - примерно в пять раз. Тем не менее, при такой плотности ядра уже не могут поддерживать свою физическую целостность: они распадаются на нейтроны, протоны и электроны. Большая часть вещества пребывает в виде нейтронов. На каждый электрон и протон приходится по 8 нейтронов. Этот слой, по существу, можно рассматривать как нейтронную жидкость, «загрязнённую» электронами и протонами.

Ниже этого  слоя находится ядро нейтронной звезды. Здесь плотность примерно в 1,5 раза больше, чем в вышележащем слое. И, тем не менее, даже такое небольшое увеличение плотности приводит к тому, что частицы в ядре движутся много быстрее, чем в любом другом слое. Кинетическая энергия движения нейтронов, смешанных с небольшим количеством протонов и электронов, столь велика, что постоянно происходят неупругие столкновения частиц. В процессах столкновения рождаются все известные в ядерной физике частицы и резонансы, которых насчитывается более тысячи. По всей вероятности, присутствует большое число ещё не известных нам частиц.

Температуры нейтронных звёзд сравнительно высоки. Этого  и следует ожидать, если учесть, как  они возникают. За первые 10 - 100 тыс. лет  существования звезды температура  ядра уменьшается до нескольких сотен  миллионов градусов. Затем наступает новая фаза, когда температура ядра звезды медленно уменьшается вследствие испускания электромагнитного излучения.

Взрывы сверхновых звезд это движущая сила круговорота  материи. Они извергают «галактические фонтаны» - потоки газа, из которого формируются новые звезды. Вместе с оболочкой взрыв уносит в межзвёздную среду различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое поколение звёзд, рождающихся из межзвёздного газа, будет содержать уже больше тяжёлых химических элементов.

В звёздах промежуточной  массы (М≈8M_¤) образуется вырожденное углеродно-кислородное ядро, масса которого столь велика, что оно уже не может существовать в виде белого карлика, а продолжает сжиматься до тех пор, пока рост температуры и плотности не приведёт к быстрому (взрывному) сгоранию углерода (углеродная вспышка) и полному разлёту всей звезды. Этот разлёт также наблюдается как взрыв сверхновой, на месте которого не остаётся никакого остатка.

Наконец для  самых массивных звёзд (М>(40-50)M_¤)  коллапс может не остановиться на стадии нейтронной звезды, а продолжиться дальше, образуя релятивистский объект – чёрную дыру. Никакое излучение фотонное, нейтринное или корпускулярное, из такой дыры уже не выходит. Единственное, что остается от этой звезды для внешнего мира, это ее гравитационное поле, определяемое массой.