Звезды

    Спектральное  исследование состава звезд требует  учета множества факторов, к ним  относятся силы тяжести, температура, магнитные поля и т.п. Но даже при выполнении всех правил исследования все же данные кажутся неполными: ведь спектральный анализ относится к внешним, поверхностным слоям звезды. Что происходит в недрах этих далеких объектов, как будто недоступно для изучения. Однако опыт показал, что в спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций (барий, технеций, цирконий) и могут образоваться только в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел.

    Анализ  шаровых скоплений звезд в  той части Галактики, которая  отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержание тяжелых металлов (Л. Аллер). С другой стороны, если Галактика  развивалась из газового облака, содержащего в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды.

    К таким звездам относятся субкарлики. Они занимают промежуточное место  между звездами главной последовательности и белыми карликами. В субкарликах  много водорода и мало металлов.

    Что касается следов ядерных превращений, изменивших "химическое лицо" звезды, то эти следы бывают иногда очень  отчетливыми. Так, существуют звезды, в  которых водород превратился  в гелий; атмосфера таких звезд  состоит из гелия. Возможно, что значительную роль в обогащении звезды (ее внешних слоев) гелием сыграло перемешивание звездного вещества. Так, А.А. Боярчук обнаружил 8 звезд, в которых содержание гелия было в 100 раз больше, чем содержание водорода, причем на 10 000 атомов гелия в этих звездах приходится лишь 1 атом железа. Одна из гелиевых звезд вообще не содержала водорода. Это наблюдается редко и свидетельствует о том, что в звезде водород полностью израсходован в процессе ядерных реакций.

    Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные -гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные температуры лежат обычно в пределах 2500 - 6000°С. При температурах выше 3500°С при равных количествах кислорода и углерода в атмосфере большая часть этих элементов существует в форме оксида углерода СО. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрация СN, СО, С₂ будет относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды (СН – звезды) встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода.

    В одной из звезд было найдено повышенное отношение содержания углерода к  содержанию железа: количество углерода в 25 раз превышало количество железа и в то же время отношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это значит, что звезда очень богата углеродом при значительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому твердыми углеродными частицами, рассеянными в атмосфере звезды. Однако большинство углеродных звезд характеризуется нормальным содержанием водорода в атмосфере (Л. Аллер).

    Важной  особенностью углеродных звезд является повышенное содержание изотопа углерода ¹³С. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды очень велика. Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишь при очень высоких температурах в глубинных зонах. Появление изотопа ¹³С в поверхностных слоях, вероятно, обусловлено процессами перемешивания.

    Некоторые типы звезд характеризуются повышенным содержанием металлов, расположенных  в одном столбце периодической  системы с цирконием; в этих звездах  имеется неустойчивый элемент технеций^439.9Тс.

      Астрономы и астрофизики выполнили  большую работу по анализу  и сопоставлению спектральных  данных и результатов исследований  метеоритов. Оказалось, что элементы  с четными порядковыми номерами  встречаются чаще, чем с нечетными. Ядра элементов с четными порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения в нем числа протонов и нейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шансов образоваться и сохраниться в жестких условиях. 
 
 
 
 
 
 

    4. Взрывающиеся звёзды  

    В  жизни есть 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, 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.

    Явления новых и сверхновых звезд имеют  совершенно различную природу.

      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  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.

    Именно  этот термоядерный взрыв на поверхности  белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки, 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. Межзвёздное поглощение делает невозможным наблюдение всех этих объектов. Но самые яркие новые довольно часто бывают, видны невооруженным глазом.

    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.

    Существует  еще один  тип новых звезд - рентгеновских новых. Они вспыхивают в рентгеновском диапазоне на несколько месяцев, а затем полностью исчезают. Сейчас таких рентгеновских новых известно около десяти. Самое волнующее открытие последних лет, сделанное совместными усилиями астрономов России, Украины и других стран, состоит в том, что во всех рентгеновских новых компактными звездами являются, по-видимому, черные дыры массой около 10 масс Солнца. Это хорошо согласуется с теорией относительности Эйнштейна, по которой масса черных дыр в звездных системах должна быть не  менее 3-5 солнечных.

    Так как черные дыры не имеют поверхности, на которой могло бы скапливаться аккрецируемое вещество, природа  вспышки здесь уже иная, чем  у классических новых звезд и рентгеновских барстеров. Как полагают, вспышка рентгеновской новой связана с внезапным гигантским энерговыделением в окружающем черную дыру аккреционном диске. Выяснение причины такого неустойчивого поведения дисков – одна из актуальных задач современной астрофизики.

    Сверхновые  звезды. 

    Сверхновые  звезды – одно из самых грандиозных  космических явлений. 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.

    Ученые  заметили, что в эллиптических  галактиках (т.е. галактиках без спиральной структуры, с очень низким темпом звездообразования, состоящих в основном из маломассивных красных звезд) вспыхивают только сверхновые 1-го типа. В спиральных же галактиках, к числу которых принадлежит  и наша Галактика - Млечный Путь, встречаются оба типа сверхновых. При этом представители 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам, где идет активный процесс звездообразования и много молодых массивных звезд. Эти особенности наводят на мысль о различной природе двух типов 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.

    Законченной теории взрыва сверхновых с формированием  компактного остатка и сбросом  внешней оболочки пока не создано  ввиду крайней сложности учета  всех протекающих при этом физических процессов. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звёзд. На разных этапах жизни звезды в ядре происходили термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелий, затем гелий в углерод и так далее до образования  элементов «железного пика» – железа, кобальта и никеля. Атомные ядра этих элементов имеют максимальную энергию связи в расчёте на одну частицу. Ясно, что присоединение новых частиц к атомному ядру, например, железа будет требовать значительных затрат энергии, а потому термоядерное горение и «останавливается» на элементах железного пика.