Как происходит эволюция звезд: этапы развития и стадии жизни звезды

Рождение звезд и целых галактик происходит постоянно, так же как и их гибель. Исчезновение одной звезды компенсирует появление другой, поэтому нам кажется, что одни и те же тела постоянно находятся в небе.

Звезды обязаны своим рождением процессу сжатия межзвездного облака, на которое влияет сильное падение давления газа. В зависимости от массы сжимающегося газа число рожденных звезд меняется: если оно мало, то рождается одна звезда, если оно велико, то возможно образование целого скопления.

Стадии звезды

Здесь нужно различать две основные стадии-быстрое сжатие протозвезды и медленное. В первом случае гравитация является отличительной чертой: вещество протозвезды совершает почти свободное падение к своему центру. На этом этапе температура газа остается неизменной, его продолжительность составляет около 100 тысяч лет, и за это время размеры протозвезды уменьшаются очень существенно.

Чем определяется конец эволюции звезды

И если на первом этапе избыток тепла постоянно уходил постоянно, то протозвезда становится более плотной. Отвод тепла больше не происходит с такой высокой скоростью; газ продолжает сжиматься и быстро нагреваться. Медленное сжатие протозвезды длится еще дольше – более десяти миллионов лет. При достижении сверхвысокой температуры (более миллиона градусов) термоядерные реакции, приводящие к прекращению сжатия, берут свое слово. Затем из протозвезды образуется новая звезда.

Жизненный цикл звезды

Звезды подобны живому организму: они рождаются, достигают своего пика развития, а затем умирают. Основные изменения начинаются, когда водород заканчивается в центральной части звезды. Она начинает выгорать уже в оболочке, постепенно увеличивая свои размеры, и звезда может превратиться в красного гиганта или даже в сверхгиганта.

Все звезды имеют совершенно разный жизненный цикл, все зависит от массы. Те, что имеют большой вес, живут дольше и, в конце концов, взрываются. Наше Солнце не принадлежит к массивным звездам, поэтому небесные тела подобного типа ждут другого конца: они постепенно угасают, превращаясь в плотную структуру, называемую белым карликом.

Красный гигант

Звезды, которые потребили водород, могут принимать огромные размеры. Такие светила называются красными гигантами. В дополнение к размеру, их отличительной особенностью является их длинная атмосфера и очень низкая температура поверхности. Исследования показали, что не все звезды проходят через эту стадию развития. Только те светила, которые имеют твердую массу, становятся красными гигантами.

Наиболее яркими представителями являются Арктур и Антаре, видимые слои которых имеют относительно низкую температуру, а разряженная оболочка имеет солидную длину. Внутри тел происходит процесс воспламенения гелия, характеризующийся отсутствием резких колебаний светимости.

Белый карлик

Белый карлик

Небольшие по размеру и массе звезды превращаются в белые карлики. Их плотность чрезвычайно высока (примерно в миллион раз выше плотности воды), из-за чего вещество светила переходит в состояние, называемое “дегенеративным газом”. Внутри белого карлика не наблюдается термоядерных реакций, и только сам факт охлаждения дает ему свет. Размер звезды в этом состоянии крайне мал. Например, многие белые карлики похожи по размеру на Землю.

20. Радиосвязь между цивилизациями, расположенными на разных планетных системах
21. Возможность межзвездной связи оптическими методами
22. Связь с инопланетными цивилизациями с помощью автоматических зондов
23. Вероятностный анализ межзвездной радиосвязи. Природа сигналов
24. О возможности прямых контактов между инопланетными цивилизациями
25. Комментарии о темпах и характере технологического развития человечества
Возможно ли общение с разумными существами других планет?

Часть первая астрономический аспект проблемы

4. Эволюция звезд. Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газопылевой межзвездной среды. Процесс звездообразования из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из величайших достижений современной астрономии.

До сравнительно недавнего времени считалось, что все звезды сформировались почти одновременно много миллиардов лет назад. Краху этих метафизических идей способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате выяснилось, что многие из наблюдаемых звезд являются относительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли, когда на Земле уже был человек. Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газопылевой среды, является расположение групп явно молодых звезд (так называемых “Ассоциаций”) в спиральных ветвях Галактики.

Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям, межзвездный газ концентрируется в основном в спиральных рукавах галактик. В частности, это относится и к нашей Галактике. Более того, из детальных “радиоизображений” некоторых близких нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (относительно центра соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не можем. Но именно в этих частях спиралей методами оптической астрономии наблюдается “зона HII”, то есть облака ионизированного межзвездного газа.

Ранее уже говорилось, что причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд – объектов, которые явно молоды (см. Центральное место в проблеме эволюции звезд занимает вопрос об источниках их энергии. В самом деле, откуда, например, берется огромное количество энергии, необходимое для поддержания излучения Солнца примерно на наблюдаемом уровне в течение нескольких миллиардов лет? Каждую секунду Солнце испускает 4×10 33 эрг, и в течение 3 миллиардов лет оно испускало 4×10 50 эрг. Нет никаких сомнений в том, что возраст Солнца составляет около 5 миллиардов лет. Это следует, по крайней мере, из современных оценок возраста Земли различными радиоактивными методами. Маловероятно, что Солнце “моложе” Земли. В прошлом веке и в начале нынешнего выдвигались различные гипотезы о природе источников энергии солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение метеорных тел на ее поверхность, в то время как другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца.

Потенциальная энергия, высвобождаемая в ходе такого процесса, при определенных условиях может перейти в излучение. Как мы увидим ниже, этот источник на ранней стадии звездной эволюции может быть достаточно эффективным, но он не может обеспечить излучение Солнца в течение необходимого времени. Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, протекающие в недрах звезд при очень высокой температуре, преобладающей там (около десяти миллионов Кельвинов).

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а высвобожденная энергия медленно “просачивается” через недра звезд и, в конечном счете, значительно трансформируется, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что изначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций полностью превратился в гелий, то выделяемое количество энергии составит примерно 10 52 эрг.

Термоядерные реакции в звездах

Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы солнце “израсходовало” не более 10% своего первоначального запаса водорода. Теперь мы можем представить картину эволюции звезды следующим образом. По какой-то причине (можно указать несколько) облако межзвездной газопылевой среды начало конденсироваться. Довольно скоро (конечно, в астрономических масштабах), под действием гравитационных сил из этого облака образуется относительно плотный, непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для инициирования термоядерных реакций.

Давление газа внутри шара еще не способно уравновесить силы притяжения его отдельных частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы полагали, что такие” протозвезды ” наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул (рис. 12).

Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения (см. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная их группа. Впоследствии эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, что на этой самой ранней стадии эволюции звезды вокруг нее образуются скопления с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.

При сжатии протозвезды ее температура повышается, и значительная часть высвобожденной потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Поскольку размер шара сжатого газа очень велик, излучение от единицы его поверхности будет незначительным. Поскольку поток излучения от единичной поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана-Больцмана), температура поверхностных слоев звезды относительно низка, а ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с такой же массой.

Поэтому на диаграмме спектра-светимости такие звезды будут располагаться справа от основной последовательности, то есть попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их начальных масс. Впоследствии протозвезда продолжает сжиматься. Его размеры становятся меньше, а температура поверхности повышается, в результате чего спектр становится все более “ранним”. Таким образом, двигаясь по диаграмме спектр – светимость, протозвезда довольно быстро “садится” на главную последовательность.

Протозвезда

В этот период температура внутри звезды уже достаточна для того, чтобы там начались термоядерные реакции. В этом случае давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение, и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой. Чтобы пройти эту очень раннюю стадию своей эволюции, протозвездам требуется относительно мало времени. Если, например, масса протозвезды больше массы Солнца, то на это уходит всего несколько миллионов лет, если меньше – несколько сотен миллионов лет.

Поскольку время эволюции протозвезды относительно мало, трудно обнаружить эту очень раннюю фазу звездной эволюции. Тем не менее, звезды на этой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Тельца, обычно погруженные в темные туманности. В 1966 году совершенно неожиданно появилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Мы уже упоминали в третьей главе этой книги об открытии радиоастрономией ряда молекул в межзвездной среде, в первую очередь гидроксила он и водяного пара.

Удивление радиоастрономов было велико, когда при наблюдении неба на длине волны 18 см, соответствующей он – радиолинии, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т. е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что поначалу они даже не поверили, что такие яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Было выдвинуто предположение, что эти линии принадлежат какому-то неизвестному веществу, которому сразу же было дано “подходящее” название “мистерий”. Однако Мистериум очень скоро разделил судьбу своих оптических “братьев” – “небулии” и ” коронии”. Дело в том, что в течение многих десятилетий яркие линии туманностей и солнечной короны не были идентифицированы ни с одной известной спектральной линией. Поэтому их приписывали определенным, неизвестным на земле, гипотетическим элементам – “небулии”и ” коронии”.

Мы не будем снисходительно улыбаться невежеству астрономов в начале нашего века: ведь тогда еще не было атомной теории! Развитие физики не оставило места для экзотических ” небожителей “в периодической системе: в 1927 году была развенчана” туманность”, линии которой с полной достоверностью отождествлялись с” запретными “линиями ионизированного кислорода и азота, а в 1939-1941 годах-с “запретными” линиями ионизированного кислорода и азота. было убедительно показано, что загадочные линии корония принадлежат многократно ионизированным атомам железа, никеля и кальция.

Если потребовались десятилетия, чтобы” развенчать “небулию“ и ”кодоний“, то через несколько недель после открытия стало ясно, что линии” Мистерия ” принадлежат обычному гидроксилу, но только при необычных условиях. Дальнейшие наблюдения, прежде всего, показали, что источники Мистериума имеют чрезвычайно малые угловые размеры. Это было показано с помощью нового, очень эффективного метода исследования, получившего название “ультрадлинная базовая радиоинтерферометрия”.

Суть метода сводится к одновременным наблюдениям источников на двух радиотелескопах, удаленных друг от друга на расстояния в несколько тысяч километров. Оказывается, угловое разрешение в этом случае определяется отношением длины волны к расстоянию между радиотелескопами. В нашем случае это значение может быть ~ 3×10 -8 рад или несколько тысячных долей дуги! Заметим, что в оптической астрономии такое угловое разрешение до сих пор совершенно недостижимо. Такие наблюдения показали, что существует по меньшей мере три класса источников “тайны”.

Здесь нас будут интересовать Источники 1-го класса. Все они расположены внутри ионизированных газовых туманностей, например, в знаменитой туманности Ориона. Как уже говорилось, их размеры чрезвычайно малы, во много тысяч раз меньше размеров туманности. Самое интересное, что они имеют сложную пространственную структуру. Рассмотрим, например, источник, расположенный в туманности под названием W3.

На рисунке 13 показан профиль линии OH, излучаемой этим источником. Как видите, он состоит из большого количества узких ярких линий. Каждая линия соответствует определенной скорости вдоль линии визирования облака, испускающего эту линию. Величина этой скорости определяется эффектом Доплера. Разница скоростей (вдоль линии визирования) между различными облаками достигает ~ 10 км / с. упомянутые выше интерферометрические наблюдения показали, что облака, испускающие каждую линию, пространственно не совпадают. Картина выглядит следующим образом: в пределах области примерно 1,5 секунды дуги перемещаются с разной скоростью около 10 компактных облаков.

Каждое облако излучает одну определенную (по частоте) линию. Угловые размеры облаков очень малы, порядка нескольких тысячных долей дуги. Поскольку расстояние до туманности W3 известно (около 2000 ПК), угловые размеры могут быть легко преобразованы в линейные. Получается, что линейные размеры области, в которой движутся облака, составляют порядка 10 -2 ПК, а размер каждого облака лишь на порядок больше расстояния от Земли до Солнца. Возникают вопросы: что это за облака и почему они так сильно излучают в гидроксильных радиолиниях? Ответ на второй вопрос был получен довольно скоро. Оказалось, что механизм излучения весьма схож с тем, что наблюдается в лабораторных мазерах и лазерах. Итак, источниками Мистериума являются гигантские, естественные космические мазеры, работающие на длине волны гидроксильной линии, длина которой составляет 18 см.

Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах – в лазерах) достигается огромная яркость линии, а ее спектральная ширина мала . Как известно, усиление излучения в линиях за счет этого эффекта возможно, когда среда, в которой распространяется излучение, каким-то образом “активирована”. Это означает, что некий “внешний” источник энергии (так называемая “накачка”) делает концентрацию атомов или молекул на начальном (верхнем) уровне аномально высокой. Без постоянной “накачки” мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма “прокачки” космических мазеров до сих пор полностью не решен. Однако наиболее вероятной “накачкой” является достаточно мощное инфракрасное излучение. Другим возможным механизмом “прокачки” может быть какая-то химическая реакция.

Стоит прервать наш рассказ о космических мазерах, чтобы задуматься о том, с какими удивительными явлениями сталкиваются астрономы в космосе. Одно из величайших технических изобретений нашего бурного века, играющее значительную роль в научно-технической революции, которую мы сейчас переживаем, легко реализуется в естественных условиях и притом в огромных масштабах! Поток излучения от некоторых космических мазеров настолько велик, что его можно было обнаружить даже на техническом уровне радиоастрономии 35 лет назад, то есть еще до изобретения мазеров и лазеров! Для этого нужно было только” знать ” точную длину волны радиолинии OH и заинтересоваться проблемой. Кстати, это уже не первый случай, когда важнейшие научно-технические задачи, стоящие перед человечеством, реализуются в естественных условиях.

Термоядерные реакции, поддерживающие излучение Солнца и звезд (см. ниже), стимулировали разработку и реализацию проектов по производству ядерного “топлива” на Земле, что должно решить все наши энергетические проблемы в будущем. Увы, мы еще далеки от решения этой важнейшей задачи, которую природа решила “легко”. Полтора века назад основатель волновой теории света Френель заметил (по другой причине, конечно): “природа смеется над нашими трудностями.- Как видите, замечание Френеля сегодня еще более справедливо. Вернемся, однако, к космическим мазерам.

Хотя механизм “накачки” этих мазеров до сих пор не совсем ясен, все же можно получить приблизительное представление о физических условиях в облаках, испускающих 18-сантиметровую линию с помощью механизма мазера. Прежде всего, оказывается, что эти облака довольно плотные: в кубическом сантиметре находится не менее 10 8 -10 9 частиц, причем существенная, а возможно и большая их часть – молекулы. Температура вряд ли превысит две тысячи кельвинов, скорее всего это около 1000 Кельвинов. Эти свойства сильно отличаются от свойств даже самых плотных облаков межзвездного газа. Учитывая еще сравнительно небольшие размеры облаков, мы невольно приходим к выводу, что они скорее напоминают протяженные, довольно холодные атмосферы звезд – сверхгигантов.

Весьма вероятно, что эти облака –  не что иное, как ранняя стадия развития протозвезды, непосредственно следующая за их конденсацией из межзвездной среды. Другие факты подтверждают это утверждение (которое автор этой книги сделал еще в 1966 году). В туманностях, где наблюдаются космические мазеры, видны молодые горячие звезды(см. Следовательно, процесс звездообразования здесь недавно закончился и, скорее всего, продолжается.

Из таблицы следует, что время, затраченное на основную последовательность звезд “более поздних”, чем KO, значительно превышает возраст галактики, который по существующим оценкам приближается к 15-20 миллиардам лет. “Выгорание” водорода (то есть его превращение в гелий в ходе термоядерных реакций) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается только в центральных областях звезды, где происходят ядерные реакции, в то время как внешние слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Поскольку количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там почти весь “сгорит”. Расчеты показывают, что масса и радиус ее центральной области, в которой происходят ядерные реакции, постепенно уменьшаются, в то время как звезда движется медленно, вправо по спектру-диаграмме светимости.

Этот процесс происходит гораздо быстрее для относительно массивных звезд. Если мы представим себе группу одновременно формирующихся эволюционирующих звезд, то со временем основная последовательность на диаграмме спектра-светимости, построенной для этой группы, будет как бы изгибаться вправо. Что произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре “сгорит”? Поскольку выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, температура и давление не могут поддерживаться там на уровне, необходимом для противодействия гравитационной силе, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, и его температура повысится. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в этом состоянии называется “дегенеративным”.- У него есть ряд интересных свойств, на которых мы не можем остановиться здесь. Ядерные реакции не будут происходить в этой плотной горячей области, но они будут протекать довольно интенсивно на периферии ядра, в относительно тонком слое. Расчеты показывают, что светимость звезды и ее размеры начнут расти. Звезда как бы” набухает “и начинает” спускаться ” с главной последовательности, проходя в поле красных гигантов. Далее, оказывается, что гигантские звезды с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь более высокую светимость при тех же размерах. На рисунке.

На рис. 14 показаны теоретически рассчитанные эволюционные треки на диаграмме светимости-температуры поверхности для звезд различной массы. С переходом звезды в стадию красного гиганта скорость ее эволюции значительно возрастает. Для проверки теории большое значение имеет построение диаграммы спектра-светимости для отдельных звездных скоплений. Дело в том, что звезды одного и того же скопления (например, Плеяды), очевидно, имеют одинаковый возраст. Сравнивая диаграммы спектра-светимости для разных скоплений – “старых” и “молодых”, мы можем выяснить, как развиваются звезды. На рисунке. На рисунках 15 и 16 показаны диаграммы ” цвет-индекс светимости для двух различных звездных скоплений. Кластер NGC 2254-относительно молодое образование.

Рис. 14. Эволюционные треки для звезд разной массы на диаграмме “светимость-температура”

Эволюционные треки для звезд разной массы на диаграмме "светимость-температура"

Рис. 15. Диаграмма Герцшпрунга – Рессела для звездного скопления NGC 2254

Диаграмма Герцшпрунга - Рессела для звездного скопления NGC 2254

Диаграмма Герцшпрунга – Рессела для шарового скопления М 3. По вертикальной оси – относительная звездная величина

Вся основная последовательность хорошо видна на соответствующей диаграмме, включая ее верхнюю левую часть, где расположены горячие массивные звезды (цветовой индекс – 0,2 соответствует температуре 20 тыс. К, т. е. спектру класса в). Шаровое скопление M3 – это “старый” объект. Ясно видно, что в верхней части основной последовательности диаграммы, построенной для этого скопления, звезд почти нет. Но ветвь красных гигантов в M3 представлена очень богато, в то время как в NGC 2254 красных гигантов очень мало. Это понятно: в старом скоплении M3 большое количество звезд уже успело “сойти” с главной последовательности, в то время как в молодом скоплении NGC 2254 это произошло только с небольшим количеством относительно массивных, быстро развивающихся звезд. Примечательно, что ветвь гигантов для M3 идет довольно круто вверх, в то время как в NGC 2254 она почти горизонтальна. С точки зрения теории, это можно объяснить значительно меньшим содержанием тяжелых элементов в M3.

Действительно, в звездах шаровых скоплений (как и в других звездах, концентрирующихся не столько на галактической плоскости, сколько на галактическом центре) относительное содержание тяжелых элементов незначительно . На диаграмме “индекс цвета-светимость” для М 3 можно увидеть еще одну почти горизонтальную ветвь. На диаграмме, построенной для NGC 2254, нет подобной ветви. Теория объясняет появление этой ветви следующим образом. После того как температура сжимающегося плотного гелиевого ядра звезды – красного гиганта – достигнет 100-150 миллионов К, там начнется новая ядерная реакция. Эта реакция заключается в образовании ядра углерода из трех ядер гелия. Как только начнется эта реакция, сжатие ядра прекратится. Дальнейшие поверхностные слои

звезды увеличивают свою температуру, и звезда на диаграмме спектра-светимости переместится влево. Именно из таких звезд образуется третья горизонтальная ветвь диаграммы для M3.

Рис. 17. Сводная диаграмма Герцшпрунга – Рессела для 11 звездных скоплений

На рисунке. На рис. 17 схематично показана суммарная диаграмма цветосветимости для 11 кластеров, из которых два (M3 и M 92) являются сферическими. Хорошо видно, как основные последовательности различных кластеров “изгибаются” вправо и вверх в полном согласии с теоретическими представлениями, которые уже обсуждались. Из рис. 17, вы можете сразу определить, какие кластеры являются молодыми, а какие старыми. Например,” двойное ” скопление X и h Персея молодо. Она “сохранила” значительную часть главной последовательности. В скопление М 41 постарше, кластер Hyada еще старше и 67 кластера M очень старый, цвет-светимость диаграмма, которая очень похожа на аналогичные схемы для шаровых скоплений М 3 и М 92. Только ветвь гигантов в шаровых скоплениях выше в согласии с различиями в химическом составе, о которых говорилось ранее. Таким образом, данные наблюдений полностью подтверждают и обосновывают выводы теории.

Казалось бы, трудно ожидать наблюдательной проверки теории процессов в недрах звезд, которые закрыты от нас огромной толщей звездного вещества. Тем не менее, теория здесь постоянно контролируется практикой астрономических наблюдений. Следует отметить, что составление большого числа диаграмм цветности и светимости потребовало от астрономов-наблюдателей огромной работы и радикального усовершенствования методов наблюдений. С другой стороны, успехи в теории внутреннего строения и эволюции звезд были бы невозможны без современных компьютерных технологий, основанных на использовании высокоскоростных электронных вычислительных машин. Неоценимую услугу теории оказали также исследования в области ядерной физики, позволившие получить количественные характеристики тех ядерных реакций, которые происходят в недрах звезд.

Не будет преувеличением сказать, что развитие теории строения и эволюции звезд является одним из величайших достижений астрономии второй половины XX века. Развитие современной физики открывает возможность прямой наблюдательной проверки теории внутреннего строения звезд, и в частности солнца. Речь идет о возможности обнаружения мощного потока нейтрино, который должно испускать Солнце, если в его недрах происходят ядерные реакции. Хорошо известно, что нейтрино крайне слабо взаимодействуют с другими элементарными частицами. Например, нейтрино может пролететь почти без поглощения через всю толщу Солнца, в то время как рентгеновское излучение может пройти без поглощения только через несколько миллиметров вещества из недр Солнца.

Жизненный цикл звезды

Обычная звезда выделяет энергию путем превращения водорода в гелий в ядерной печи, расположенной в ее ядре. После того, как звезда израсходует водород в центре, он начинает выгорать в оболочке звезды, которая увеличивается в размерах, разбухает. Размер звезды увеличивается, ее температура падает. Этот процесс приводит к появлению красных гигантов и сверхгигантов. Продолжительность жизни каждой звезды определяется ее массой. Массивные звезды заканчивают свой жизненный цикл взрывом. Звезды, подобные Солнцу, сжимаются, превращаясь в плотные белые карлики. В процессе трансформации из красного гиганта в белый карлик звезда может сбрасывать свои внешние слои, подобно легкой газовой оболочке, обнажая ядро.

Судьба гигантов

Самые крупные и массивные звезды быстро сгорают и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остается нейтронная звезда или черная дыра, а вокруг них-вещество, выброшенное колоссальной энергией взрыва, которое впоследствии становится материалом для новых звезд. Из наших ближайших звездных соседей такая участь ждет, например, Бетельгейзе, однако, когда она взорвется, подсчитать невозможно.

Туманность образовалась в результате выброса вещества во время взрыва сверхновой. В центре туманности находится нейтронная звезда.

Нейтронная звезда-это ужасное физическое явление. Ядро взрывающейся звезды сжимается-во многом так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шар от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия настолько велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны – отсюда и название.

Плотность вещества при таком сжатии возрастает примерно на 15 порядков, а температура повышается до невообразимых 10-12 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии испускается в виде фотонного излучения, часть уносится нейтрино, которые образуются в ядре нейтронной звезды. Но даже из-за очень эффективного охлаждения нейтрино нейтронная звезда охлаждается очень медленно: требуется 10 16 или даже 10 22 года, чтобы полностью израсходовать энергию. Трудно сказать, что осталось на месте остывшей нейтронной звезды, но наблюдать это невозможно: мир слишком молод для этого. Есть предположение, что на месте остывшей звезды снова образуется черная дыра.

Черные дыры возникают в результате гравитационного коллапса очень массивных объектов – например, при взрывах сверхновых. Возможно, через триллионы лет охлажденные нейтронные звезды превратятся в черные дыры.

Судьба средних звезд

Другие, менее массивные звезды, дольше самых крупных, остаются в главной последовательности, но, покинув ее, погибают гораздо быстрее своих нейтронных родственников. Более 99% звезд во Вселенной никогда не взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звезды – их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звезды средней массы в конце своей жизни превращаются в красных гигантов, которые, в зависимости от массы, превращаются в белых карликов, взрываются, полностью рассеиваются или становятся нейтронными звездами.

Белые карлики в настоящее время составляют от 3 до 10% звездного населения Вселенной. Их температура очень высока – более 20 000 К, что более чем в три раза превышает температуру поверхности Солнца – но все же меньше, чем у нейтронных звезд, и из-за более низкой температуры и большей площади белые карлики охлаждаются быстрее в 10 14 – 10 15 годы. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет – когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас – во вселенной появится новый тип объекта: черный карлик, продукт охлаждения белого карлика.

Пока в космосе нет черных карликов. Даже самые старые охлаждающиеся звезды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой 20 000 К это означает охлаждение до 19 960 К.

Для самых маленьких

О том, что происходит, когда самые маленькие звезды – такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксимы Центавра, остывают, науке известно еще меньше, чем о сверхновых и черных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах происходит медленно, и в основной последовательности они остаются дольше остальных – по некоторым оценкам, до 10-12 лет, а после, предположительно, они продолжат жить подобно белым карликам, то есть будут светить другим светом. 10 14 – 10 15 за много лет до превращения в черного карлика.

Эволюция звезд различной массы

Астрономы не могут наблюдать жизнь одной звезды от начала до конца, потому что даже самые короткоживущие звезды существуют миллионы лет – дольше, чем жизнь всего человечества. Изменение во времени физических характеристик и химического состава звезд, то есть звездную эволюцию, астрономы изучают путем сравнения характеристик многих звезд на разных стадиях эволюции.

Физические законы, связывающие наблюдаемые характеристики звезд, отражены в диаграмме цвет-светимость-диаграмме Герцшпрунга-Рассела, в которой звезды образуют отдельные группы-последовательности: основную последовательность звезд, последовательности сверхгигантов, ярких и слабых гигантов, субгигантов, суб-карликов и белых карликов.

Большую часть своей жизни любая звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет-светимость. Все остальные стадии звездной эволюции до образования компактного остатка занимают не более 10% этого времени. Вот почему большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, являются скромными красными карликами с массой Солнца или меньше. Основная последовательность включает около 90% всех наблюдаемых звезд.

Продолжительность жизни звезды и то, во что она превращается в конце своего жизненного пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой большей, чем у Солнца, живут гораздо меньше, чем у Солнца, а время жизни самых массивных звезд составляет всего лишь миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд продолжительность жизни составляет около 15 миллиардов лет. После того как звезда исчерпает свои источники энергии, она начинает охлаждаться и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз превышает плотность обычных звезд.

Звезды разной массы оказываются в одном из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. Если масса звезды мала, то силы тяготения относительно слабы и сжатие звезды (гравитационный коллапс) прекращается. Она переходит в устойчивое состояние белого карлика. Если масса превышает критическое значение, сжатие продолжается. При очень высокой плотности электроны соединяются с протонами, образуя нейтроны. Вскоре почти вся звезда состоит из одних нейтронов и имеет такую огромную плотность, что огромная звездная масса концентрируется в очень маленьком шаре радиусом в несколько километров и сжатие прекращается – образуется нейтронная звезда. Если масса звезды настолько велика, что даже образование нейтронной звезды не остановит гравитационный коллапс, то черная дыра будет заключительным этапом эволюции звезды.

Читайте также: