Рождение, эволюция и смерть звезд

Остается добавить, что стадия протозвезды  в эволюции звезд достаточно быстротечна, и самые массивные звезды проходят ее за несколько сотен тысяч лет. Поэтому неудивительно, что число  подобных звезд в Галактике невелико.

Эволюция звезд

Как считает автор [2], звездные атмосферы представляют собой ионизованный газ, нагретый до температуры в десятки тысяч градусов, или, другими словами, плазму. Анализ спектра дает возможность определить химический состав звездных атмосфер, который в большинстве случаев схож с солнечным. Но стоит заметить, что в наружных слоях звезд сосредоточена чрезвычайно малая доля массы всей звезды. И хотя из-за высокой непрозрачности звезд невозможно непосредственно наблюдать их недра оптическими методами, ученые все же утверждают, что и внутренние слои звезд также находятся в газообразном состоянии. Итак, звезды являются огромными газовыми шарами, причем на каждый элемент звезды действует сила гравитационного притяжения от остальных ее элементов. Именно эта сила препятствует разлету газовых частей, составляющих звезду, в окружающее пространство. Если бы данная сила отсутствовала, то образующий звезду газ вначале «расплылся» бы, образовав нечто наподобие туманности, а затем окончательно рассеялся бы в межзвездном пространстве.

Но важно и следующее. Согласно источнику [1], сила всемирного тяготения, действуя непрерывно, стремится сблизить между собой разные элементы звезды, причем неограниченно сблизить все ее частицы, чтобы «собрать звезду в одну точку» [1]. И, если бы на элементы звезды действовала только одна лишь сила гравитации, звезда начала бы катастрофически быстро сжиматься. Однако, силой, противодействующей силе гравитации, является давление газа. Именно оно постоянно стремится расширить звезду на как можно больший объем, действуя обратно гравитации. Из того факта, что звезды, не сжимаясь и не расширяясь, существуют по меньшей мере миллионы лет, следует, что «каждый элемент вещества звезды находится в равновесии под действием противоположно направленных сил гравитации и газового давления; такое равновесие называется «гидростатическим» [1].

Что касается величины газового давления в центральной части звезды, то, как считает автор [1], она достигает 10 миллиардов атмосфер, что является по-настоящему огромной величиной. Температура в центральных частях звезды также исключительно велика, порядка нескольких десятков миллионов кельвинов³, что примерно в тысячу раз больше температуры поверхности звезды. Интересно, однако, что температура массивных горячих звезд спектрального класса В на поверхности в 2-3 раза превышает температуру солнечных недр, в то время как у красных карликов температура в центральной части в 2-3 раза ниже солнечной. Важно, что температура порядка К характерна не только для звездных недр, но и для большого объема, окружающего центр звезд. Имея в виду, что плотность звезды возрастает по мере приближения к ее центру, можно сказать, что основная часть звездной массы имеет температуру, превышающую, по крайней мере, 5 миллионов кельвинов. Центральная температура звезды исчисляется по следующей формуле:

( ),

 –  температура  центральных областей Солнца, а  масса и радиус звезды выражены  в долях солнечной массы  и солнечного радиуса .

Как утверждают авторы [1] и [2], источниками энергии звезд, которые обеспечивают их светимость в течение огромных промежутков времени, исчисляемых для звезд не очень большой массы миллиардами лет, являются термоядерные реакции. Сопровождающиеся превращением ядер и выделением энергии, ядерные реакции происходят при столкновении частиц, которыми могут быть прежде всего сами ядра атомов. Помимо этого, ядерные реакции также могут происходить при столкновении ядер с нейтронами. Но не связанные в ядрах, то есть свободные нейтроны представляют собой неустойчивые частицы, и потому их количество в недрах звезд достаточно мало. С другой стороны, поскольку водород является самым распространенным элементом в звездных недрах и полностью ионизован, то особенно часто происходят столкновения ядер с протонами. Суть же ядерных реакций внутри звезд заключается в том, что через несколько промежуточных этапов четыре ядра водорода объединяются в одно ядро гелия (α-частицу), тогда как избыточная масса выделяется в виде энергии, которая нагревает среду, где происходят реакции. Существуют два пути превращения водорода в гелий в звездных недрах, которые отличаются различной последовательностью ядерных реакций: «протон-протонная реакция» и «углеродно-азотная реакция».

Как пишет автор источника [1], протон-протонная реакция заключается в столкновении между протонами, в результате которого образовывается ядро дейтерия – тяжелого водорода. Ядра дейтерия поглощают некоторый близкий протон и превращаются, таким образом, в изотоп гелия He. Далее, в большинстве случаев⁴ изотоп гелия будет взаимодействовать с подобным себе ядром, в результате этого получится ядро обычного гелия и два протона. Причем часть энергии, освободившейся в результате такой реакции, уносится образовавшимися частицами нейтрино.

Согласно источнику [2], процесс второго, углеродно-азотного, цикла также довольно сложен, поскольку для его протекания необходимо присутствие в звездах других элементов, помимо водорода, например, углерода. Ядра атомов углерода в таком случае служат катализаторами процесса. Последний начинается с того, что ядро атома водорода сталкивается с ядром углерода и превращается затем в радиоактивный изотоп азота. В результате данной реакции испускается гамма-квант. Изотоп азота претерпевает β-распад с испусканием позитрона и нейтрино и становится изотопом углерода, который, в свою очередь, сталкивается с протоном и превращается в обычное ядро азота . Последним звеном этой достаточно сложной цепи является восстановление первоначального ядра углерода и образование нового ядра гелия. Так, никакого изменения в числе ядер углерода в веществе, в котором происходит данная реакция, не наблюдается.

Ссылаясь на источник [1], можно сказать, что скорость термоядерных реакций существенным образом является зависимой от температуры, так как даже небольшие изменения температуры резко влияют на концентрацию необходимых для реакции протонов. Также следует заметить, что основным источником энергии Солнца является протон-протонная реакция, в то время как для более массивных звезд характерна углеродно-азотная реакция. Непрерывно происходящие ядерные реакции в центральных областях звезд постепенно меняют химический состав звездных недр. Основная закономерность такой химической эволюции – превращение водорода в гелий. Кроме этого, во время углеродно-азотной реакции меняется концентрация разных изотопов углерода и азота до установления определенного равновесия. При таком равновесии количество реакций, приводящих к образованию какого-либо изотопа за единицу времени, равно количеству реакций, в результате которых происходит разрушение этого изотопа.

Таким образом, ядерные процессы играют фундаментальную роль в длительной эволюции звезд, находящихся на главной последовательности⁵. Более того, эта роль является определяющей при процессах взрывного характера, которые становятся поворотными этапами в эволюции звезд.

Как считает автор [1], в эволюционном процессе химический состав звезды неизбежно изменяется, поскольку из-за термоядерных реакций, поддерживающих светимость звезды, содержание водорода со временем уменьшается. Химический состав также перестанет быть однородным: в центральной части процентное содержание водорода уменьшится, в то время как в наружных слоях оно будет оставаться почти неизменным. Поэтому, по мере эволюции звезды, связанной с выгоранием ядерного горючего, поменяется сама модель звезды, ее структура. Изменятся параметры светимости, радиуса, температуры поверхности. В результате этого звезда постепенно станет менять свое место на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и, скорее всего, переместится на позицию справа вверху от главной последовательности, заняв, таким образом, место красных гигантов.

Красные гиганты, планетарные  туманности и белые карлики

Как утверждается автор [1], красные гиганты прекращают свое существование как звезды из-за потери богатых водородом наружных оболочек, а не по причине выгорания ядерного горючего. Наружные слои красных гигантов, утратившие связь с внутренними горячими областями, в которых сосредоточена основная часть звездной массы, называются планетарными туманностями. «Сверхмолодые туманности», отделившиеся неким образом от собственных центральных звезд, крайне малы по размерам и довольно плотны. Кроме того, наружные слои этих туманностей – сравнительно холодный неионизованный газ. Светимость сверхмолодых туманностей достигает значения, которое в тысячу раз превышает светимость Солнца. Горячие ядра планетарных туманностей являются «обнажившимися» недрами красных гигантов после отделения от них оболочек. Средняя масса планетарной туманности составляет примерно 0.2 солнечной массы. Красный гигант без своих наружных слоев представляет собой довольно малый объект с весьма высокой температурой и плотностью, в сотню раз выше, чем в фотосфере (излучающем слое атмосферы) Солнца. Одновременно с отделением наружных слоев красного гиганта происходит также достаточно быстрое сжатие внутренних областей до размеров лишь в несколько раз больших, чем размеры Земли. Нужно заметить, что отделение оболочек происходит с довольно медленной скоростью и не имеет взрывного характера, как в случае, например, сверхновых звезд. Объектами же, в которые эволюционируют ядра планетарных туманностей, становятся белые карлики. Их размеры лишь немного превышают размеры земного шара, но имеют массу Солнца, и поэтому их плотность достигает нескольких сотен тысяч граммов на кубический сантиметр, кроме того, их ядро является вырожденным. Обнаружена также следующая особенность, что чем больше возраст планетарных туманностей, тем более их ядра становятся похожи на белых карликов. Таким образом, автор [1] делает вывод о том, что существует генетическая связь между планетарными туманностями, красными гигантами и белыми карликами. Одновременно в Галактике существуют несколько десятков тысяч планетарных туманностей, причем среднее время их жизни составляет около нескольких десятков тысяч лет. Отсюда следует вывод, что каждый год из некоего источника возникает приблизительно одна планетарная туманность и примерно такое же количество белых карликов, являющихся конечным продуктом эволюции ядер данных туманностей.

Двойные звездные системы

Интересна эволюция звезд, образующих двойную систему. Любопытно, что, по мнению автора [2], именно в двойных системах наблюдаются наиболее необычные звезды, такие как сверхновые звезды или рентгеновские звезды. Важно также, что примерно половина звезд главной последовательности входит в состав двойных или кратных систем.

Как считает автор [1], известно, что чем больше масса звезды, тем скорее она проходит этапы своей эволюции: быстрое выгорание водорода приводит к тому, что звезда переходит в стадию красного гиганта. Но ситуация в двойных системах довольна необычна. В них более массивная компонента находится на главной последовательности, в то время звезда с меньшей массой является субгигантом⁶, обладая избыточной светимостью. И вот почему это происходит. Звезда высокой светимости обладала вначале большой массой, но, исчерпав значительную часть собственных ядерных ресурсов, начала расширяться. При этом существенная часть ее массы перешла к соседней компоненте, почему масса последней и стала превышать массу первой, эволюционирующей более быстро. Таким образом, важнейшим процессом в эволюции двойных звездных систем является обмен массами. Но как именно он осуществляется?

В книге [1] говорится, что для каждой компоненты есть такие поверхности, за пределами которых частицы вещества более не сдерживаемы гравитационным притяжением звезды. Это может быть объяснено действием на данные частицы гравитационного притяжения второй звезды и центробежной силы, которую обусловливает общее вращение системы. Если частицы находятся на таких поверхностях, то достаточно придать им самую малую скорость, направленную от поверхности, «наружу», чтобы эти частицы покинули сферу притяжения звезды. Так. Покидая первую звезду, частицы будет захвачены притяжением второй. «Поверхность, обладающая такими свойствами, называется «критической поверхностью Роша [см. Приложение 2], а точка , через которую вещество может перетекать из одной звезды в другую, – «внутренней лагранжевой точкой» [1].

Эволюция в двойной системе, согласно источнику [1], происходит в три этапа. Первая стадия связана с выгоранием водорода и медленным увеличением радиуса звезды. Стоит пояснить. В течение времени нахождения компонент системы на главной последовательности их радиусы были меньше соответствующих им полостей Роша (см. Приложение 2). По мере исчерпания водородного горючего в центре звезды ее радиус начинает увеличиваться; в это время радиус второй звезды остается прежним. Таким образом, более массивная звезда системы станет расширяться до тех пор, пока не заполнит свою полость Роша, после чего ее расширение прекратится, поскольку массы этой звезды, выходящая за пределы полости, начнет переходить в соседнюю звезду, масса которой начнет расти. Существенно, что наименьшее расстояние между компонентами звездной системы наблюдается тогда, в процессе перехода массы от одной звезды к другой их массы станут равны.

Вторая стадия характеризуется  быстрым расширением оболочки звезды, которое связано непосредственно  со сжатием ядра после выгорания  в нем водорода. К концу этой фазы масса первой компоненты (проэволюционировавшей) становится в 5-10 раз меньше массы второй компоненты, вобравшей в себя значительную часть массы соседней звезды. Вторичная звезда продолжит оставаться на главной последовательности, причем ее светимость станет превосходить светимость первой компоненты вследствие увеличения массы. На заключительном, третьем, этапе, когда в первой звезде останется очень малое количество массы, радиус ее начнет уменьшаться, и вероятно, она превратится в белого карлика.

Взрывы сверхновых звезд

Конечный этап звездной эволюции может  быть также представлен вспышками  сверхновых звезд. Прежде чем охарактеризовать особенности сверхновых, стоит пояснить причины их взрывов.

Согласно источнику [1], хотя довольно естественно предположить, что гигантское количество энергии, высвобождаемой при взрыве сверхновой звезды, связано с наличием ядерного топлива в ее недрах, однако, далеко не всякое ядерное горючее может быть ответственно за взрыв звезды. Выделение энергии при полном превращении водорода в гелий очень велико, но происходит оно довольно медленно, что исключает возможность взрыва. Однако, при очень высоких температурах в результате определенных реакций может возникать большое количество легких ядер углерода, неона и кислорода. Ядра таких элементов при температурных условиях около ста миллионов кельвинов способны вступать в реакции с протонами, последовательно присоединяя 3-4 протона. При этом происходит быстрое и значительное выделение энергии. Таким образом, можно утверждать, что возможным ядерным горючим, отвечающим за звездные взрывы, может стать вещество, достаточно обогащенное легкими элементами. Но, кроме этого, есть еще одна возможная причина подобных взрывов, а именно освобождение гравитационной энергии при катастрофическом сжатии звездного ядра. Это происходит, когда температура в центральной части звезды чрезвычайно велика и достигает нескольких миллиардов кельвинов. При этом условии и водород, и гелий должны выгореть. Ядро, в котором преобладают уже элементы группы железа, начнет катастрофически сжиматься (характерное время подобного сжатия составляет приблизительно 1с.). Вследствие этого нарушается равновесие остальной части звезды, то есть вес наружных слоев более не уравновешивается давлением газа внутри, и тогда они станут падать по направлению к центру звезды. Кинетическая энергия оболочки превратится в тепловую, тем самым повышение температуры создаст условия для ядерного взрыва.