Жизненный путь звезды

Здесь рассказано лишь о наиболее мощных взрывах, происходящих во Вселенной и наблюдаемых в оптическом диапазоне. Поскольку в случае сверхновых звёзд, основная энергия взрыва уносится нейтрино, а не светом, исследование неба методами нейтринной астрономии имеет интереснейшие перспективы. Оно позволит в будущем «заглянуть» в самое «пекло» сверхновой, скрытое огромными толщами непрозрачного для света вещества. Ещё более удивительные открытия сулит гравитационно-волновая астрономия, которая в недалёком будущем поведает нам о грандиозных явлениях слияния двойных белых карликов, нейтронных звёзд и чёрных дыр.

3.4 Конец жизненного пути звезды

Большую часть своей жизни звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет - светимость (диаграммы Герцшпрунга-Ресселла). Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, - скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Дальнейшая судьба звезды полностью определяется её массой.

Каков же будет срок жизни звезды? Ответить на этот вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звезд главной последовательности это термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Как известно из ядерной физики, освобождаемая при этом энергия равна примерно 0,1% от энергии покоя вещества Е=mс². Здесь m- масса вещества, с- скорость света. Соотношение Е=mс² было установлено Альбертом Эйнштейном в 1917 г.

Таким образом, полный запас термоядерной энергии в звезде составляет 0,001М_яс², где М_я - масса ядра звезды, в котором и происходят термоядерные реакции.

Учитывая, что масса ядра звезды пропорциональна её полной массе (М), путём расчётов получаем приблизительное соотношение: продолжительность превращения водорода в гелий равна 10 М/L млрд. лет, где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца.

Для звезд с массой, близкой к солнечной, L=М⁴ (это следует из наблюдений). Отсюда находим, что время их жизни 10/М³ млрд. лет.

Теперь ясно, что звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд составляет «всего» несколько миллионов лет! Для подавляющего же большинства звезд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной (около 15 млрд. лет). Теперь мы подошли к основному вопросу: 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.

3.5 Белые карлики, или будущее Солнца

После «выгорания» термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной её части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется вырожденным, а звезды, из него состоящие вырожденными звездами.

После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров - в сотни радиусов Солнца - и за это время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка иногда видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик, в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, обеспечивая тем самым устойчивость звезды. При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров. Средняя плотность вещества в нём часто превышает 10⁹ кг\м³ (тонну на кубический сантиметр!).

Ядерные реакции внутри белого карлика не идут. А свечение происходит за счёт медленного остывания. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. Кельвинов образуют кристаллическую решетку. Образно говоря, белые карлики - это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестаёт быть белой (по цвету) - это скорее уже бурый или коричневый карлик.

Масса белых карликов не может превышать некоторого значения - это так называемый предел Чандрасекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасекара), он равен примерно 1,4 массы Солнца. Если масса звезды больше, давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика - коллапс. В ходе коллапса плотность резко растёт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (это называется нейтронизацией вещества), а освобождаемую гравитационную энергию уносят в основном нейтрино. Чем же заканчивается этот процесс? По современным представлениям, коллапс может либо остановиться при достижении плотностей порядка 10¹⁷ кг\м³, когда нейтроны сами становятся вырожденными, - и тогда образуется нейтронная звезда; либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик - и коллапс по сути дела превращается во взрыв.

3.6 Нейтронные звезды

Большинство нейтронных звезд образуются при коллапсе ядер звезд массой более 10 солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением - вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10-15 млрд. лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звезд! Как же они должны проявлять себя?

Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды вращения измеряются миллисекундами) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий. Эти частицы излучают радиоволны.

С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч. В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров.

Как и для белых карликов, для нейтронных звезд существует предельно возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера - Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оппенгеймера - Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.

Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует . Так образуется чёрная дыра.

3.7 Чёрные дыры

Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. Как известно, для того, чтобы преодолеть силу притяжения небесного тела с массой М и радиусом R, частица на поверхности должна приобрести вторую космическую скорость

V_II = 2GM/R

где G - постоянная тяготения Ньютона. Если при постоянной массе радиус уменьшается, то эта скорость возрастает и может достичь скорости света (с) - предельной скорости для любых физических объектов, когда радиус тела становится равным 2GМ/с². Это так называемый гравитационный радиус - Rg. Поскольку информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело, как говорят, уходит за горизонт событий для далёкого наблюдателя.

На достаточно больших расстояниях чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические» с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты - чёрные дыры - устроены гораздо проще, чем обычные звезды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества - они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.

Но если чёрные дыры не светят, то как же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Единственный путь - наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела.

Имеются косвенные доказательства существования чёрных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звёздах. В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и , во-вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца).

Последние достижения рентгеновской астрономии позволяют исследовать рентгеновское излучение очень быстрой (миллисекундной) переменности. В оптической астрономии появилась возможность регистрации очень слабых потоков света. Всё это даёт надежду, что в начале ХХI в. будет получено прямое доказательство существования в Галактике чёрных дыр звёздной массы. А возможно обнаружение чёрных дыр будет связано с совершенно новым направлением звёздной науки - гравитационно-волновой астрономией. Уже разрабатываются гравитационно-волновые детекторы, которые позволят регистрировать необычайно слабые гравитационные волны от систем, содержащих чёрные дыры. Скорее всего первые обнаруженные таким методом объекты окажутся двойными чёрными дырами, сливающимися друг с другом из-за потерь энергии орбитального движения на гравитационное излучение.

Заключение

За период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких и равнодушных светящих точек на небе они превратились в предмет всестороннего физического исследования. Как бы отвечая на упрёк де Сент-Экзюпери, взгляд учёных на эту проблему выразил американский физик Ричард Фейнман: «Поэты утверждают, что наука лишает звёзды красоты. Для неё звёзды - просто газовые шары. Совсем не просто. Я тоже любуюсь звёздами и чувствую их красоту. Вот только кто из нас видит больше?».

Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы получили возможность исследовать не только видимое, но и не видимое глазу излучение звёзд. Сейчас уже многое известно об их строении и эволюции, хотя немало остаётся и непонятного. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной науки о звёздах Артура Эддингтона и мы наконец «сможем понять такую простую вещь, как звезда»[1].

Литература

Энциклопедия для детей. Т.8. Астрономия. - 2-е изд., испр. /Глав. ред. М.Д. Аксёнова. - М.: Аванта+, 1998.

И.С. Шкловский. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. - М.: Наука, 1997.

И.С. Шкловский. Вселенная, жизнь, разум. - М.: Наука, 1976.