Эволюция звезд

Рис. 2 Протон-протонный цикл

Образовавшееся ядро дейтерия «жадно», всего лишь за несколько секунд, хватает какой-либо близко пролетающий протон (рис. 2,б) и превращается в ядро изотопа гелия ³Не₂. Эти ядра гелия тоже достаточно редко (один раз в миллион лет) соединяются с себе подобными (рис. 2,в), образуя обычное ядро гелия ⁴Не₂ и два протона (рис. 2,г). И опять следует иметь в виду, что самих ядер ³Не₂ достаточно много, так что в каждом объеме реакция идет весьма бурно, выделяя огромную энергию.

Реакции протон-протонного цикла с образованием гелия протекают относительно медленно и спокойно, при этом температура в центре звезды плавно возрастает. Например, у нашего Солнца этот период продолжается уже 4,6 млрд лет, а запасов водорода у него должно хватить еще на 10 млрд лет. После выгорания водородного топлива звезде становится нечем поддерживать высокую температуру, а значит она на какое-то время теряет способность сопротивляться гравитационному сжатию. Это сжатие приводит к тому, что температура в центральной области звезды, состоящей теперь преимущественно из ядер гелия и свободных электронов, повышается до ~ 100 млн градусов. При такой температуре ядра гелия обладают столь высокой энергией, что при столкновении теперь уже они могут сближаться до расстояний, при которых происходят сильные взаимодействия. При слиянии ядер гелия возникают прежде всего ядра углерода ¹²С₆, при этом высвобождается энергия, которая поддерживает температуру звезды. Когда запасы гелия также полностью исчерпаются, звезда вновь сжимается под действием гравитационных сил, центральные области нагреваются до еще более высокой температуры, и из ядер углерода, а также оставшихся ядер гелия возникают более тяжелые элементы. Последовательное «сжигание» легких ядер и рост температуры центральной области звезды продолжается и далее (рис.3) - пока не возникают стабильные ядра.

 К их числу, в частности, принадлежат ядра железа. Когда термоядерные превращения доходят до железа, реактор останавливается, ведь при слиянии ядер, более тяжелых чем железо, энергия уже не выделяется, а поглощается.

 Рис. 3. График эволюции типичной звезды

В действительности, эволюция звезды сопровождается всякого рода катастрофическими взрывами, выбросами вещества в космическое пространство. При этом возникают столь большие давления, что ядра химических элементов вдавливаются друг в друга. Именно так образуются ядра элементов тяжелее железа, которыми обогащается межзвездное пространство. Предполагается, что вещество нашей Галактики уже прошло по меньшей мере одну или две переплавки в недрах каких-то звезд.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Звездные «останки»: белые карлики, нейтронные звезды,

черные дыры

Пока звезда живет, в ней происходят термоядерные реакции превращения  легких элементов в тяжелые. В  начале водород превращается в гелий  – это самая длительная стадия, и наше Солнце находится именно на этом этапе своего жизненного пути. Затем, если звезда достаточно массивна, превращения продолжаются: гелий  – в углерод, потом образуются азот и кислород, и так дальше – до железа. В конце этого  длинного пути остается «огарок» –  компактный объект, физика которого сложнее  и интереснее жизни звезды, а некоторые  типы источников, связанных с такими объектами, просто поражают воображение.

Остатки звезд – белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Хотя все они – конечные стадии звездной эволюции, разница между ними очень  велика.

Белые карлики образуются из не очень массивных звезд. Наше Солнце со временем превратится именно в белый карлик. Астрономы обнаружили белые карлики еще в XIX веке, но лишь в первой половине XX века, с развитием квантовой механики, теоретикам удалось объяснить их природу.

Нейтронные звезды, напротив, вначале были предсказаны, и лишь затем открыты в реальном космосе, причем совершенно неожиданно для наблюдателей. Эти компактные объекты образуются из более массивных и крупных звезд, но оказываются значительно меньше и экзотичнее белых карликов. Не исключено, что часть объектов этого типа состоит из т.н. «странного вещества».

Наконец, самые массивные звезды могут на исходе жизни порождать черные дыры. Строго говоря, черные дыры еще не открыты, но у астрономов мало сомнений в том, что десятки надежных «кандидатов» в черные дыры на самом деле являются этими удивительными объектами.

Белые карлики – компактные звездообразные остатки эволюции маломассивных звезд. Для этих объектов характерны массы, сравнимые с массой Солнца, размеры, сравнимые с Землей и плотности порядка 106 г/см3. А почему собственно «белые карлики»? Вторая половина этого термина – «карлики» – связана с малым размером объектов (малым по сравнению с типичным размером нормальных звезд), а «белые» – потому что таким был цвет первых открытых объектов этого типа, вызванный их высокой температурой.

Белые карлики, а также нейтронные звезды и черные дыры звездных масс относят к так называемым компактным объектам. Все они являются остатками  эволюции звезд различной массы, но сами они звездами в строгом  смысле этого слова уже не являются, т. к. в их недрах не протекают термоядерные реакции, типичные для этих небесных тел. Для описания природы этих объектов требуется квантовая механика и  теория относительности. Именно поэтому  открытые «слишком рано» – в середине XIX века – белые карлики оставались объектами непонятной природы почти 100 лет, до 1920-х годов, пока не были открыты  основные законы квантовой механики.  

Первый белый карлик был открыт «на кончике пера» в 1844 г. Фридрихом  Бесселем при изучении движения ярчайшей звезды ночного неба – Сириуса. Оказалось, что траектория движения Сириуса  на небе не прямая, звезда периодически отклоняется от своего среднего положения. Такое движение легко объяснить, если предположить, что Сириус (который  теперь называется Сириусом А) входит в двойную систему, т.е. «недалеко» от него существует звезда-соседка, названная  Сириусом В, и оба светила обращаются вокруг общего центра масс. Центр масс двойной системы движется по прямой, а каждая из звезд описывает на небе волнообразную линию. Предсказанную  теорией слабую звездочку Сириус В впервые непосредственно увидели  в телескоп только в 1862 г.

С точки зрения физиков, нейтронные звезды – это самые интересные астрономические объекты: тут и сильное гравитационное поле, и сверхсильные магнитные поля, и сверхтекучесть, и сверхпроводимость, и сверхвысокие плотности, присущие лишь экзотическим формам вещества.

История открытия нейтронных звезд (радиопульсаров) драматична сама по себе, т. к. считается, что основной автор открытия, английский радиоастроном Джоселин Белл (Susan Jocelyn Bell Burnell), была несправедливо обделена Нобелевским комитетом, вручившим в 1974 г. премию её научному руководителю Энтони Хьюишу (Antony Hewish) и одновременно, за метод апертурного синтеза, – Мартину Райлу (Martin Ryle).

После второй мировой войны в  Англии бурно развивалась радиоастрономия. Связано это было, в первую очередь, с развитием радиолокации во время  войны. Англичане преуспели в  создании и развитии радиолокационной техники (к примеру, именно радиолокационные разработки служили предметом «обмена» на ядерные секреты, полученные в  США, в рамках совместных военно-научных  проектов). После войны в распоряжении англичан оказалось достаточно много  радиотехники и, что очень важно, много высококлассных специалистов, занимавшихся ее приложением для  военных целей. Теперь они могли  перейти к более мирным занятиям (у нас в стране многие участники  военных разработок, в первую очередь  ядерного оружия, позднее также занялись астрофизическими проблемами; самые  известные среди них – Я. Б. Зельдович и А. Д. Сахаров). 

Джоселин Белл проводила наблюдения космических источников радиоизлучения на волне 3,68 м, изучая их мерцания, вызванные  прохождением сигнала сквозь неоднородную околосолнечную плазму (т. е. наблюдения должны были проходить днем!). Характерное  время мерцаний – доли секунды. Мисс Белл использовала самую совершенную  аппаратуру для изучения быстрой  переменности радиоисточников. Кроме  того, имевшийся в её распоряжении кембриджский радиотелескоп был  одним из лучших. Его размеры превосходили километр, хотя стоимость была невысока, и строился он в значительной мере усилиями студентов и аспирантов. Кроме того, стоит отметить, что  это были не разовые наблюдения, а практически обзор всего  неба. (Получается, что для того, чтобы  сделать «случайное» открытие, необходимо было проводить длительные наблюдения на одном из лучших инструментов своего времени, да еще, как мы увидим далее, нужно было проявить незаурядную настойчивость и прозорливость).

24-летняя Джоселин проявила замечательную  интуицию, и не выключала самописец,  регистрировавший данные, на ночь (хотя никаких мерцаний на околосолнечной  плазме не должно было быть  зарегистрировано). Однажды, разбирая  ночные записи, она обнаружила  «помеху». Несмотря на первоначальное  убеждение коллег в земном  происхождении «помехи», Джоселин  продолжила наблюдения, и выяснилось, что помеха появляется каждые 23 часа 56 минут, т. е. с периодом  вращения Земли относительно  звезд; значит, источник «помех»  находится на небе.

Строгая периодичность сигнала (с  периодом чуть более 1 секунды) и указания на малые, планетные размеры источника, навела исследователей на мысль об искусственной природе радиоизлучения. Поэтому они обозначили новый  источник как LGM-1 (Little Green Men), засекретили  свои исследования и добровольно, на несколько месяцев, отказались от публикации сенсационных результатов.

Черные дыры – одни из самых загадочных и, одновременно, самых простых объектов во Вселенной. Открытие черных дыр шло в несколько этапов: впервые их, чисто формально, как тела, для которых вторая космическая скорость больше скорости света, предсказали в конце XVIII века Джон Мичелл (Англия) и Пьер Симон Лаплас (Франция). В 1916 г., практически сразу после того, как Эйнштейн создал общую теорию относительности, Карл Шварцшильд нашел решение уравнений Эйнштейна для «точечного» сферически симметричного тела – это было второе открытие черных дыр. Предложенное им решение было стационарным, оно описывало черную дыру, существующую вечно, при этом процесс образования черных дыр из обычных тел оставался совершенно неясным. В 1939 г. американские физики Роберт Оппенгеймер и Хартланд Снайдер рассчитали коллапс облака пыли  до его превращения в черную дыру. Это было третье открытие черных дыр. Само название «черная дыра» появилось в 1968 г. Его ввел в своей популярной статье знаменитый физик Джон Арчибальд Уилер (США), и оно мгновенно прижилось, заменив собой использовавшиеся до этого термины «коллапсар» и «застывшая звезда».

Все перечисленные открытия сделаны  в теории, а на практике дело обстоит  несколько сложнее. Астрономы с 99-процентной уверенностью говорят о том, что  черные дыры уже реально обнаружены в космосе, но малая толика сомнений остается, и Нобелевская премия за открытие черных дыр еще не вручена.

Астрофизики очень легко могут  доказать, что какой-то объект не является черной дырой. Например, если при аккреции, падении вещества на компактный объект под действием сил тяготения, наблюдаются периодические рентгеновские импульсы, то это рентгеновский пульсар – нейтронная звезд с сильным магнитным полем, но если таких импульсов нет, то это может быть как черная дыра, так и нейтронная звезда (без сильного поля). Практически все методы обнаружения черных дыр в двойных системах страдают следующим недостатком: при некоторых условиях нейтронные звезды могут выглядеть практически так же, как черные дыры. Если от рентгеновского источника в двойной системе наблюдаются непериодические рентгеновские вспышки, то это рентгеновский барстер – нейтронная звезда со слабым магнитным полем, а вспышки происходят из-за падения на поверхность звезды сгустков вещества или из-за термоядерных вспышек в копящемся на ее поверхности веществе. И опять таки, если подобные рентгеновские вспышки отсутствуют, то объект может быть либо черной дырой, либо нейтронной звездой.

Определение массы таких объектов является главным методом обнаружения  черных дыр. Массы компактных объектов ограничены сверху: у белых карликов они не могут превышать чандрасекаровский  предел – около 1,4 массы Солнца; эта  величина зависит от состава вещества, но массивные белые карлики имеют  примерно одинаковый состав, соответствующий  именно такой предельной массе. А  массы нейтронных звезд не могут  превышать предел Оппенгеймера–Волкова, значение которого лежит в интервале от 2 до 3 солнечных масс (более точной границы пока определить не удалось). Таким образом, если мы обнаружим компактный объект с массой больше чем 3 солнечных, то это может быть только черная дыра.

Еще в 1971 г. была оценена масса компактного  объекта в одном из наиболее ярких  рентгеновских источников Cyg X-1. Это  было сделано именно для двойной  системы, т.к. в них масса звезд  может быть определена с помощью  закона всемирного тяготения. Если мы, пользуясь наблюдениями, сможем измерить орбитальные параметры такой  системы звезд, то получим ограничения  на массу – движение звезд происходит под действием их гравитации, определяемой только их массами.

Масса невидимого объекта в Cyg X-1 оказалась  больше чем 3 массы Солнца. Обычная  звезда с такой массой просто не вместилась бы в систему Cyg X-1. Значит, сделали вывод ученые, это –  черная дыра. Однако точность измерения  массы компактного объекта была не слишком велика, кроме того, появились  и другие объяснения причины существования  столь «тяжелой» системы. Невидимый  компонент Cyg X-1 назвали лишь «кандидатом  в черные дыры». Сегодня известно уже более 20 подобных кандидатов, Cyg X-1 переместился с первого места  в этом списке на одно из последних.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Заключение

Звезды — наиболее распространенные из наблюдаемых объектов Вселенной. Только в нашей Галактике их более 200 млрд. В наблюдаемой части Вселенной число звезд приблизительно равно 10 000 000 000 000 000 000 000, то есть 10 миллиардов триллионов.

Звезды эволюционируют, и  их эволюция необратима, так как  все в природе находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды меняются в течение всей ее жизни. Грандиозные неравновесные процессы происходят в пульсирующих звездах — цефеидах. В недрах звезд происходят мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звезд в них возникают некие упорядоченные состояния. В нейтронных звездах и белых карликах вещество переходит в новые квантовые состояния, которые ограничивают энергетические потери.