Эволюция звёзд

    3.2 Взрывающиеся звезды

    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.  ХХв. 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?

    3.3 Новые звезды

    Во  время вспышки блеск новой увеличивается на 12-13 звездных величин, а выделяемая энергия достигает 10³⁹ Дж (такая энергия излучается Солнцем примерно за  100 тыс. лет). До середины 50-х гг. природа вспышек новых звезд оставалась неясной. Но в 1954 г. было обнаружено, что известная новая звезда DQ  Геркулеса входит в состав тесной двойной системы с орбитальным периодом в несколько часов. В дальнейшем удалось установить, что все новые звезды являются компонентами тесных двойных систем, в которых одна звезда – как правило, звезда главной последовательности типа нашего Солнца, а вторая – компактный, размером в сотую долю радиуса Солнца, белый карлик.

    Орбита  такой двойной системы настолько  тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, образуя вокруг него аккреционный диск. Вещество в диске тормозится вязким трением, нагревается, вызывая свечение (именно оно и наблюдается в спокойном состоянии), и в конце концов достигает поверхности белого карлика.    

    По  мере падения вещества на белом карлике  образуется тонкий плотный слой газа, температура которого постепенно увеличивается. В итоге (как раз за характерное время от нескольких лет до сотен лет) температура и плотность этого поверхностного слоя вырастают до столь высоких значений, что столкновения быстрых протонов начинают приводить к термоядерной реакции синтеза гелия. Но в отличие от центральных частей Солнца и других звёзд, где эта реакция протекает достаточно медленно, на поверхности белого карлика она носит взрывообразный характер (главным образом из-за очень большой плотности вещества).

    Именно  этот термоядерный взрыв на поверхности  белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки (кстати, весьма малой массы – «всего» около сотой доли массы Солнца), разлет и свечение которой наблюдаются как вспышка новой звезды. Несмотря на огромную выделенную энергию, разлетающаяся оболочка не оказывает заметного воздействия на соседнюю звезду, и та продолжает поставлять топливо для следующего взрыва.

    Как показывают оценки, ежегодно в галактике  вспыхивает около сотни новых  звёзд. Но самые яркие новые довольно часто бывают видны невооруженным глазом. К примеру, в 1975 г. новая звезда в созвездии Лебедя почти полгода «искажала» его крестообразную конфигурацию.

    С началом эры рентгеновской астрономии (60-е гг.) выяснилось, что новые  звезды наблюдаются не только в оптическом диапазоне. Так, в 70-е гг. были открыты  рентгеновские барстеры – регулярно вспыхивающие источники рентгеновского излучения. Механизм вспышек здесь в целом такой же, как и у классических новых звезд. Разница в том, что второй компонент тесной двойной системы не белый карлик, а еще более компактная нейтронная звезда радиусом всего около 10 км.

    Вещество  нормальной звезды типа Солнца или  красного карлика «срывается» приливными силами со стороны нейтронной звезды, образуя аккреционный диск. Газ попадает на поверхность нейтронной звезды, если она не обладает сильным магнитным полем, нагревается, и это приводит к повторяющимся термоядерным взрывам. А из-за большой компактности нейтронной звезды плотность вещества, достигшего поверхности, оказывается чудовищно высокой. Разогретый термоядерными взрывами газ излучает в основном энергичные рентгеновские кванты.

    Наконец, нельзя не упомянуть еще об одном  типе новых звезд - рентгеновских новых. Они вспыхивают в рентгеновском диапазоне на несколько месяцев, а затем полностью исчезают. Сейчас таких рентгеновских новых известно около десяти.

    3.4 Сверхновые звезды

    Сверхновые  звезды – одно из самых грандиозных  космических явлений. Коротко говоря, сверхновая – это настоящий взрыв  звезды, когда большая часть ее массы (а иногда и вся) разлетается  со скоростью до 10000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в черную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звезд. Они являются финалом жизни звезд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звезды и черные дыры и обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более легких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звезд.

    По  наблюдаемым характеристикам сверхновые принято разделять на две большие  группы – сверхновые 1-го и 2-го типа. В спектрах сверхновых 1-го типа нет линий водорода; зависимость их блеска от времени (так называемая кривая блеска) примерно одинакова у всех звезд, как и светимость в максимуме блеска. Сверхновые 2-го типа, напротив, имеют богатый водородными линиями оптический спектр; формы их кривых блеска весьма разнообразны; блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых.

    Сейчас  надежно установлено, что при  взрыве любой сверхновой освобождается огромное количество энергии – порядка 10⁴⁶ Дж. Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино – быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя. Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, и для них недра звезды вполне прозрачны.

    4. Конец жизненного пути звезды

    Звёзды рождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самым разным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее поведение звезды, на всю её судьбу.

    Продолжительность жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 масс Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

    Во что превращаются звезды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.

    4.1 Белые карлики или будущее Солнца

    Во  Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд.

    История открытия белых карликов восходит к  началу 19в., когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса.

    Белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомые химические элементы.

    Известны  белые карлики двух типов - холодные и горячие.

    В атмосферах более горячих белых  карликов содержится некоторый запас  водорода, хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее, по линиям в спектрах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана.

    Атмосферы холодных белых карликов состоят  почти целиком из гелия; на водород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белых карликов меняются от 5000 К  у "холодных" звёзд до 50000 К  у  "горячих".

    Диаметр белого карлика определяется его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус составляет 100000 км. Теоретически, если масса белого карлика превышает массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может быть неограниченно малым. Именно давление вырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура может меняться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр её не меняется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белого карлика.

    Единственный  вид энергии, которым располагает белый карлик, - это тепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не на один из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космическое пространство.

      Астрономы сравнивают процесс  остывания горячего белого карлика с остыванием железного прута, вынутого из огня. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. 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.

    Полная  картина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И, тем не менее, общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных «кладбищах» в виде чёрных, невидимых карликов.