Характеристика звезд

Солнце G2 

Сириус А1 

Канопус FO 

Арктур К2 

Вега АО 

Ригель В8 

Денеб А2 

Альтаир А7 

Бетельгейзе М2 

Полярная F8 [5, С.142]

 
7 Размер звезды и масса как характеристики

Звёзды так далеки, что даже в самый большой телескоп они выглядят всего лишь точками. Как же узнать размер звезды? 
На помощь астрономам приходит Луна. Она медленно движется на фоне звёзд, по очереди "перекрывая" идущий от них свет. Хотя угловой размер звезды чрезвычайно мал, Луна заслоняет её не сразу, а за время в несколько сотых или тысячных долей секунды. По продолжительности процесса уменьшения яркости звезды при покрытии её Луной определяют угловой размер звезды. А зная расстояние до звезды, из углового размера легко получить её истинные (линейные) размеры.

Но лишь небольшая часть звёзд на небе расположена так удачно для земных наблюдателей, что может покрываться Луной. Поэтому обычно используют другие методы оценки звёздных размеров. Угловой диаметр ярких и не очень далёких светил может быть непосредственно измерен специальным прибором - оптическим интерферометром. Правда, такие измерения довольно трудоёмки. В большинстве случаев радиус звезды (R) определяют теоретически, исходя из оценок её полной светимости (L) во всём оптическом диапазоне и температуры (Т). По законам излучения нагретых тел светимость звезды пропорциональна величине R^2*T^4.  
Измерения показали, что самые маленькие звёзды, наблюдаемые в оптических лучах, - так называемые белые карлики - имеют в диаметре несколько тысяч километров. Размеры же наиболее крупных - красных сверхгигантов - таковы, что, если бы можно было поместить подобную звезду на место Солнца, большая часть планет Солнечной системы оказалась бы внутри неё.

Важнейшей характеристикой звезды является масса. Чем больше вещества собралось в звезду, тем выше давление и температура в её центре, а это определяет практически все остальные характеристики звезды, а также особенности её жизненного пути.

Прямые оценки массы могут быть сделаны только на основании закона всемирного тяготения. Такие оценки удалось получить для большого числа звёзд, входящих в двойные системы, измеряя скорости их движения вокруг общего центра масс. Все другие способы вычисления массы считаются косвенными, поскольку они строятся не на законе тяготения, а на 
анализе тех звёздных характеристик, которые так или иначе связаны с массой. Чаще всего это светимость. Для многих звёзд выполняется простое правило: чем выше светимость, тем больше масса. Эта зависимость нелинейна: например, с увеличением массы вдвое светимость возрастает более чем в 10 раз.

Массы звёзд заключены в пределах от нескольких десятков примерно до 0,1 массы Солнца. (При меньшей массе температура даже в центре тела будет недостаточно высока для выработки термоядерной энергии, такие объекты окажутся слишком холодными, их нельзя причислить к звёздам.) Таким образом, по массе звёзды различаются всего в несколько сот раз - гораздо меньше, чем по размерам (в сотни тысяч раз) или по светимости (более миллиарда раз).

Анализируя важнейшие характеристики звёзд, сопоставляя их друг с другом, учёные смогли установить и то, что недоступно прямым наблюдениям: как устроены звёзды, как они образуются и изменяются в течение жизни, во что превращаются, растратив запасы своей энергии.

Глава 2.  Особенности  теории конца жизни звезд

1 Общие

По современным представлениям, первичное вещество во Вселенной, образовавшееся в "первые три минуты" после Большого Взрыва, примерно на три четверти состояло из водорода, на одну четверть из гелия и ничтожную примесь составляли дейтерий и литий. Только через несколько миллиардов лет из первичных возмущений стали конденсироваться галактики и звезды. Сейчас нет сомнения, что основная часть барионного вещества во Вселенной (то есть вещества, основную массу которого составляют протоны и нейтроны) сосредоточена именно в звездах.

Чтобы понять, во что превращаются звезды в конце жизни, следует сделать экскурс в наши представления о внутреннем строении звезд. По сути дела, любое устойчивое небесное тело представляет собой равновесную конфигурацию, в которой действие гравитации, стремящейся сжать вещество, уравновешено противодействием сил даления, возникающего в веществе при гравитационном сжатии. Физическая природа сил давления различается у разных небесных тел. Так, у большей части светящихся звезд это просто давление горячего идеального газа, ( - плотность, - температура газа). У небольшой части самых массивных звезд определяющую роль начинает играть давление излучения (фотонного газа), пропорциональное . Напротив, в очень плотных звездных остатках (белых карликах, нейтронных звездах), силам гравитации противостоит давление вырожденного вещества, которое вообще не зависит от температуры и определяется только плотностью. Рост плотности и температуры в сжимающемся облаке газа (протозвезде) происходит до начала термоядерных реакций горения водорода в гелий (например, в центре Солнца температура около 14 млн. Кельвинов и плотность более 100 г в кубическом см). Звезда при этом находится на так называемой "главной последовательности" диаграммы Герцшпрунга - Рессела (диаграмма цвет (или спектральный класс) - светимость). Дальнейшая судьба звезды определяется практически только ее массой. [1, с.169]

Как долго звезда находится на главной последовательности? Ответить на этот вопрос совсем нетрудно, если знать механизм энерговыделения в звезде. Для звезд главной последовательности это термоядерные реакции, а значит, как известно из ядерной физики, на каждый грамм вещества выделяется около 0.1% энергии покоя. Стало быть полный запас термоядерной энергии в звезде есть просто , где - масса ядра звезды, в котором условия пригодны для термоядерных реакций, а  км/с - скорость света. Зная скорость потери энергии звездой (ее светимость) (для Солнца это  Вт) и учтя наблюдательный факт, что светимость звезды в хорошем приближении пропорциональна по крайней мере кубу ее массы, получаем замечательное соотношение: (время превращения водорода в гелий = 10 млрд. лет/(масса звезды, выраженная в массах Солнца)). Эта формула показывает, что звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд сотавляет "всего" несколько млн. лет!

Масса звезды - главный параметр ее эволюции, поэтому уместно рассмотреть результаты эволюции звезды в зависимости от ее начальной массы. Для звезд разной массы результаты эволюции кардинально различны.  

Белые карлики были открыты в 1914 г. американским астрономом Адамсом, который при анализе спектра слабого спутника Сируса (звезда Сириус В) обнаружил, что эта звезда имеет очень высокую температуру, близкую к температуре самого Сириуса. Адамс заключил, что поскольку светимость Сириуса В в 300 000 раз меньше светимости Сириуса, то при массе примерно равной солнечной он должен иметь "маленькие" по звездным меркам размеры - всего около 6000 км! В то время никто не мог понять откуда берутся такие звезды. Только после создания квантовой механики в начале 30-х годов была выяснена природа этих объектов. Теперь перейдем к современному представлению об образовании белых карликов.

2 Белые карлики

Если масса звезды в начале эволюции не превосходила примерно 10 солнечных, термоядерные горение в ядре останавливаются на гелии, углероде, кислороде, неоне или магнии (в зависимости от массы). Далее физические условия в ядре становятся совсем необычными - при высокой плотности порядка 1 млн. грамм в кубическом см температуры в 10-50 млн Кельвинов оказывается недостаточно, чтобы считать газ идеальным (т.е. таким, чтобы можно было пренебречь эффектами взаимодействия частиц). При такой плотной "упаковке" частиц начинают сказываться квантовомеханические эффекты. Во-первых, в соответствии с принципом Паули для частиц с полуцелым спином (например, электрона или нейтрона), в одном и том же состоянии могут находиться только две тождественные частицы с противоположно направленными спинами. Во-вторых, согласно принципу неопределенности Гайзенберга чем меньше пространственная область локализации частицы, тем больше ее импульс. Следовательно, при сжатии ионизованного газа все "вакантные" места в пространстве координат и импульсов электронов постепенно "заполняются" и при некоторой плотности наступает момент, когда добавление нового электрона в элемент объема вызывает гигантское противодействие. Это и есть давление вырожденного газа. Ясно, что оно никак не зависит от температуры вещества - меры хаотического движения частиц - а определяется только плотностью и постоянными квантовомеханического взаимодействия (постоянной Планка, массой электрона и скоростью света). Переход ядра звезды в вырожденное состояние и является главной физической причиной различия эволюции звезд разной массы. После образования вырожденного ядра звезды термоядерное горение продолжается в слоевом источнике вблизи ядра (при этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела).[8, с.235] Оболочка красного гиганта достигает гигантских размеров в тысячи радиусов Солнца и за время порядка 10-100 тысяч лет рассеивается в пространство. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик - звезду, в которой силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа. При массе около солнечной радиус белого карлика всего несколько тысяч км. Средняя плотность вещества в нем свыше 106 г в кубическом см. Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение целиком связано с его медленным остыванием. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тысяч Кельвинов образуют кристаллическую решетку. Образно говоря, белые карлики - это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестает быть "белой" (по цвету) - это скорее "бурый" или "коричневый" карлик. Если такой остаток звезды одиночный, с ним уже ничего не происходит. Однако если он находится в паре с другой звездой, возможна "вторая жизнь" белого карлика. Одно из самых замечательных свойсты белых карликов - наличие предельной массы (так называемый "предел Чандрасекара" - по имени великого американского астрофизика XX в. С.Чандрасекара, который один из первых построил физическую теорию белых карликов и правильно объяснил наблюдаемые свойства этих звезд). Этот предел определяется только мировыми постоянными и химическим составом вещества белого карлика (точнее, числом электронов, приходящихся на один протон или нейтрон) и численно равен примерно 1.4 масс Солнца. При превышении предельной массы давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды наступает катастрофическое сжатие белого карлика (говорят, что наступает коллапс). При повышении плотности в ходе коллапса протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (так называемая нейтронизация вещества), а освобождаемая гравитационная энергия уносится в основном нейтрино. Чем заканчивается этот процесс? В настоящее время полагают, что коллапс может либо "остановиться" при достижении плотностей порядка грамм/см3 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 без образования остатка.

3 Нейтронные звезды

Существование нейтронных звезд - звезд, состоящих из вырожденных нейтронов - предсказывалось теоретиками еще в 30-х годах (первым это понял физик-теоретик Лев Ландау). Согласно теории, такие звезды должны были при массе Солнца обладать ничтожными размерами - около 10 км, то есть плотность вещества в их центре достигала плотности атомного ядра -- грамм/см3. Уже в 1934 г. Бааде и Цвикки предположил, что нейтронные звезды образуются во время вспышек Сверхновых. Должно было пройти свыше 30 лет, чтобы нейтронные звезды были обнаружены как реальные объекты в нашей Галактике - в конце 1967 г. английскими радиоастрономами были открыты первые пульсары и немедленно Т.Голд высказал предположение что пульсары и есть быстровращающиеся нейтронные звезды. Большинство нейтронных звезд образуется при коллапсе железных ядер звезд с массами более 10 солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением - вспышкой Сверхновой звезды. Зная из наблюдений частоту вспышек Сверхновых II типа (примерно раз в 25 лет), легко получаем, что за время существования Галактики (около 15 млрд лет) должно было образоваться несколько сотен млн. нейтронных звезд. [2, с.158]

Молодые быстровращающиеся (с периодами вращения от нескольких миллисекунд до секунды) нейтронные звезды наблюдаются как радиопульсары. Одного быстрого вращения, однако, недостаточно для излучения энергии - требуется еще наличие магнитного поля. В этом состоит основная идея пульсара: вращение+магнитное поле нейтронной звезды приводят к появлению мощных электрических полей, которые вырывают заряженные частицы из твердой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Ускоренные частицы излучают в магнитном поле и порождают кванты жесткого электромагнитного излучения. В результате сложных электродинамических процессов небольшая часть энергии превращается в радиоволны, которые и наблюдаются от пульсаров. Ускоренные частицы, вырываемые с нейтронной звезды, уносят энергию вращения и поэтому период вращения пульсаров увеличивается - нейтронная звезда "тормозится" собственным излучением.

Этот наблюдаемый факт прекрасно подтвердил теоретические представления и позволил оценить величину требуемого магнитного поля - оказалось, что типичная напряженность магнитного поля на поверхности пульсаров достигает невероятных для земных условий значений -- Гаусс. При торможении нейтронной звезды создаваемый магнитным полем электрический потенциал падает и при некотором значении заряженные частицы перестают рождаться и пульсар "умирает". Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому "действующих" пульсаров в Галактике несколько сотен тысяч (в настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров). Если нейтронная звезда входит в состав тесной двойной системы, ее наблюдательные проявления становятся другими. Приливные силы со стороны нейтронной звезды могут срывать вещество с поверхности звезды - соседа (если это обычная звезда главной последовательности или гигант).

Это вещество падает на поверхность нейтронной звезды, нагревается до миллионов градусов и выделяет при этом колоссальную энергию, в основном в жестком ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах электромагнитного спектра. Если магнитное поле нейтронной звезды значительно, оно направляет движение газа, а так как звезда вращается, то для земного наблюдателя появляется пульсирующее рентгеновское излучение - рентгеновский пульсар. Такие объекты были открыты в 1972 году и сейчас их известно около 30. Если магнитное поле нейтронной звезды невелико, оно не оказывает сопротивления растеканию падающего вещества по поверхности нейтронной звезды. Вещество накапливается на поверхности и при повышении плотности и температуры происходит термоядерный взрыв. При этом наблюдается явление рентгеновского барстера, или вспыхивающего рентгеновского источника (эта ситуация похожа на белый карлик в двойной системе с перетеканием вещества и связанное с этим явление Новых звезд). Рентгеновских источников с нейтронными звездами известно в Галактике около 100. Остается вопрос: как проявляют себя подавляющее большинство старых нейтронных звезд Галактики? К сожалению, прямые наблюдения нейтронных звезд в оптическом или ультрафиолетовом диапазонах почти невозможны - из-за малой площади поверхности их светимость даже при температуре в сотни тысяч Кельвинов оказывется чрезвычайно слабой. Окончательного ответа на этот вопрос пока нет. Возможно, загадочные космические гамма-всплески связаны с этим невидимым в других областях спектра населением Галактики. Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельная масса (она носит название предела Оппенгеймера-Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо - по-видимому, внутренние части нейтронной звезды представляю собой сверхтекучую сверхпроводящую жидкость, состоящую из протонов, нейтронов, пионов и, возможно, даже кварков. Такое состояние вещества нельзя получить в земных условиях, поэтому нейтронные звезды остаются одной из уникальнейших космических лабораторий для исследования материи в экстремальных состояниях. Из-за этих неопределенностей предел Оппенгеймера-Волкова точно неизвестен, он зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Однако почти наверняка он не превышает 3 масс Солнца. Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации и звезда "уходит" под горизонт событий для удаленного наблюдателя - образуется черная дыра.

4 Черные Дыры

Термин "черная дыра" был весьма удачно введен в науку Джоном Уиллером в 1968 для обозначения "застывшей", сколлапсировавшей звезды. Рассмотрим, что происходит при сжатии шара с массой и радиусом . Хорошо известно, что для того, чтобы преодолеть силу притяжения такой массы, частица на поверхности должна приобрести вторую космическую скорость , где - постоянная тяготения Ньютона. Ясно, что при уменьшении радиуса при постоянной массе эта скорость возрастает и может достичь скорости света -- предельной скорости, с которой могут двигаться любые физические объекты. Это наступает когда радиус тела становится равным . Численно этот радиус, называемый  гравитационным радиусом, равен примерно 3 км для массы Солнца. Если установить на поверхности шара часы, испускающие периодический сигнал, то при сжатии шара период колебаний для далекого наблюдателя нчинает возрастать, сигнал приходит все реже и реже (хотя в системе отсчета самих часов ровным счетом ничего не происходит!) и наконец при приближении к гравитационному радиусу время ожидания следующего сигнал асимптотически стремится к бесконечности. Поскольку любая информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело как бы уходит за горизонт событий для далекого наблюдателя. Что происходит с веществом коллапсирующего тела? Его плотность увеличивается но все время остается конечной, а момент прохождения гравитационного радиуса никак не выделен. Аналогично можно рассмотреть как меняется длина волны принимаемого излучения, ведь свет - это колебания электромагнитного поля. Значит, при коллапсе длина волны света (период колебаний!) возрастают (свет "краснеет"), энергия принимаемых фотонов, обратно пропорциональная длине волны, уменьшается и стремится к нулю по мере достижения телом гравитационного радиуса. Итак, если в начале коллапса имелась светящаяся звезда, то для наблюдателя она постепенно "краснеет" и затухает. Остается масса, создающая гравтационное поле. На достаточно больших расстояниях от черной дыры ее гравитационное поле неотличимо от гравитационного поля любого тела той же массы. Оказывается, что кроме массы черная дыра может еще характеризоваться моментом вращения и электрическим зарядом. Магнитного поля у ченых дыр быть не может. Удивительно, но самые "экзотические" с точки зрения образования и проявления космичесике объекты - черные дыры - устроены гораздо проще, чем самые обычные звезды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества - они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Но если черные дыры "не светят", то как же можно судить о реальности этих объектов в Галактике и во Вселенной? На этот фундаментальный вопрос есть только один ответ: изучая особенности гравитационного поля в очень компактных областях пространства. Например, для этого надо "поискать" черные дыры в окружении вещества и изучая движение этого вещества делать заключение об особенностях гравитационного поля. К счастью, такая ситуация в Галактике может быть реализована в тесных двойных звездах. Как мы упоминали, приливные силы в тесной системе могут срывать вещество с нормальной звезды. Вещество, притягиваясь к черной дыре, закручивается в вихрь (так называемый аккреционный диск) вокруг притягивающей массы. Если в центре находится черная дыра, то изучая рентгеновское излучение, идущее из внутренних, самых близких и самых горячих частей диска, можно судить о свойствах пространства-времени вблизи черной дыры. В настоящее время  существуют косвенные доказательства существования черных дыр в 11 тесных двойных рентгеновских звездах. Наиболее известные "кандидаты" - источники Лебедь Х-1, Лебедь Х-3, а также рентгеновские Новые. Основные аргументы в пользу существования черных дыр в этих системах сводятся :