Эволюция звезд

    Строение  звёзд зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее  Солнца, то глубоко в её недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвекция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда, тем большую её часть составляет конвективное ядро. Остальная часть звезды сохраняет при этом равновесие. Источник энергии находится в конвективном ядре. По мере превращения водорода в гелий молекулярная масса вещества ядра возрастает, а его объём уменьшается. Внешние же области звезды при этом расширяются, она увеличивается в размерах, а температура её поверхности падаёт. Горячая звезда – голубой гигант – постепенно превращается в красный гигант.

    Строение  красного гиганта уже иное. Когда  в процессе сжатия конвективного  ядра весь водород превращается в  гелий, температура в центре повысится до 50-100 млн. градусов и начнется горение гелия. Он в результате ядерных реакций превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится протяженная оболочка.

    В дальнейшем ядерные реакции создают  в центре массивной звезды всё  более тяжелые элементы, вплоть до железа. «Как показывают расчеты, светимость и размеры звезд при этом будут возрастать».³ Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишенное источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может повлечь за собой взрыв – вспышку сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по-видимому, остается компактный объект – нейтронная звезда или черная дыра.

    Вместе  с оболочкой взрыв уносит в  межзвездную среду различные  химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое поколение звезд, рождающихся из межзвездного газа, будет содержать уже больше тяжелых химических элементов.

    Срок  жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звезды с массой в 100 раз  больше солнечной живут всего  несколько миллионов лет. Если масса  составляет две – три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда  лет.

    В звездах – карликах, массы которых  меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород в них  горит, превращаясь в гелий, в  центральной области, не выделяющейся из остальной части звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

    Солнце  и подобные ему звезды представляют собой промежуточный случай. «Центральное тело звездно–планетной системы, в которой мы проживаем – Солнце. Это типичный желтый карлик, который располагается на периферии Млечного пути».⁴ У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4,5-5 млрд. лет. И за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белого карлика. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

    2.2. 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?

    2.3. 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 – «особый класс рентгеновских переменных звезд. Обнаруживающих короткие и очень яркие вспышки рентгеновского излучения длительностью от нескольких секунд до нескольких  минут. Вспышки следуют одна за другой нерегулярно, без какой-либо точной периодичности».⁵ 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.

    2.4. 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.

    3. 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.

    3.1. 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.