От какого физического параметра зависит эволюция звезд. Рождение и эволюция звезд: гигантская фабрика Вселенной
Звезды, как известно, получают свою энергию из реакций
термоядерного синтеза, и у каждой звезды рано или поздно наступает момент, когда
термоядерное топливо подходит к концу. Чем выше масса звезды, тем быстрее она
сжигает все, что может, и переходит на заключительную стадию своего
существования. Дальнейшие события могут идти по разным сценариям, какой именно –
в первую очередь зависит опять же от массы.
В то время, когда «догорает» водород в центре звезды, в ней
выделяется гелиевое ядро, сжимающееся и выделающее энергию. В дальнейшем в нем
могут начаться реакции горения гелия и последующих элементов (см. ниже). Внешние
слои увеличиваются во много раз под действием увеличившегося давления, идущего
из нагретого ядра, звезда становится красным гигантом.
В зависимости от массы звезды, в ней могут протекать разные
реакции. От этого зависит, какой состав будет иметь звезда к моменту угасания
синтеза.
Белые карлики
Для звезд с массой до примерно 10 M C
ядро весит менее 1,5 M C . После завершения термоядерных реакций
прекращается давление излучения, и ядро начинает сжиматься под действием
гравитации. Сжимается оно до тех пор, пока не начнет мешать давление
вырожденного электронного газа, обусловленное принципом Паули. Внешние слои
сбрасываются и рассеиваются, образуя планетарную туманность. Первую такую
туманность открыл французский астроном Шарль Мессье в 1764 году и занес ее в
каталог под номером M27.
То, что получилось из ядра, называется белым карликом. Белые
карлики имеют плотностьбольше 10 7
г/см 3 и температуру поверхости порядка 10 4
К. Светимость на 2-4 порядка ниже светимости Солнца. Термоядерный синтез в нем
не идет, вся излучаемая им энергия была накоплена ранее.Таким образом, белые
карлики медленно остывают и перестают быть видимыми.
У белого карлика еще есть шанс проявить активность, если он
входит в состав двойной звезды и перетягивает на себя массу компаньона
(например, компаньон стал красным гигантом и заполнил своейй массой всю свою
полость Роша). В таком случае может начаться либо синтез водорода в CNO-цикле с
помощью углерода, содержащегося в белом карлике, заканчивающийся сбросом
внешнего водородного слоя («новая» звезда). Либо масса белого карлика может
вырасти настолько, что загорится ее углеродно-кислородная составляющая, волной
взрывного горения, идущей из центра. В результате образуются тяжелые элементы с
выделением большого количества энергии:
12 С
+ 16 O → 28 Si + 16.76 МэВ
28 Si + 28 Si → 56 Ni + 10.92
МэВ
Светимость звезды сильно возрастает в течение 2 недель,
затем в течение еще 2 недель быстро спадает, после чего продолжает падать
примерно в 2 раза за 50 дней. Основная энергия (около 90%) испускается в виде
гамма-квантов из цепочки распада изотопа никеля.Такое явление называется
сверхновой 1 типа.
Белых карликов массой в 1.5 и выше масс Солнца не бывает. Это
объясняется тем, что для существования белого карлика необходимо уравновесить
гравитационное сжатие давлением электронного газа, но происходит это при массах
не более 1.4 M C , это ограничение называется пределом Чандрасекара.
Величину можно получить как условие равенства сил давления силам гравитационного
сжатия в предположении, что импульсы электронов определяются соотношением
неопределенности для занимаемого ими объема, а движутся они со скоростью,
близкой к скорости света.
Нейтронные звезды
В случае с более массивными (> 10 M C)
звездами все происходит несколько иначе.Высокая температура в ядре активизирует
реакции с поглощением энергии, такие как выбивание протонов, нейтронов и
альфа-частиц из ядер, а также e-захват высокоэнергетичных электронов,
компенсирующих разницу масс двух ядер. Вторая реакция создает избыток нейтронов
в ядре. Обе реакции ведут к его охлаждению и общему сжатию звезды. Когда энергия
ядерного синтеза заканчивается, сжатие превращается в почти свободное падение
оболочки на сжимающееся ядро. При этом резко ускоряется скорость термоядерного
синтеза во внешних падающих слоях, что приводит к испусканию огромного
количества энергии за несколько минут (сопоставимую с энергией, которую легкие
звезды испускают за все свое существование).
Сжимающееся ядро за счет высокой массы преодолевает давление
электронного газа и сжимается дальше. При этом происходят реакии p + e -
→ n + ν e , после которых электронов, мешающих сжатию, в ядре почти не
остается. Сжатие происходит до размеров в 10 − 30 км, соответствующих плотности,
установленной давлением нейтронного вырожденного газа. Падающее на ядро вещество
получает отраженную от нейтронного ядра ударную волну и часть выделившейся при
его сжатии энергии, что приводит к стремительному выбросу внешней оболочки в
стороны. Получившийся объект называется нейтронной звездой. Большую часть (90%)
энергии, выделившейся от гравитационного сжатия, уносят нейтрино в первые
секунды после коллапса. Вышеописанный процесс называется взрывом сверхновой
второго типа. Энергия взрыва такова, что некоторые их них (редко) видны
невооруженным глазом даже в дневное время. Первая сверхновая была
зарегистрирована китаййскими астрономами в 185 году н.э. В настоящее время
регистрируется несколько сотен вспышек в год.
Получившаяся нейтронная звезда имеет
плотность ρ ~ 10 14 − 10 15 г/см 3 .
Сохранение момента импулься при сжатии звезды приводит к очень малым периодам
обращения, обычно в пределах от 1 до 1000 мс. Для обычных звезд такие периоды
невозможны, т.к. Их гравитация не сможет противодействовать центробежным силам
такого вращения. Нейтронная звезда имеет очень большое магнитное поле,
достигающее 10 12 -10 13
Гс на поверхности, что приводит к сильному электромагнитному излучению.
Несовпадающая с осью вращения магнитная ось приводит к тому, что в заданное
направление нейтронная звезда посылает периодические (с периодом вращения)
импульсы излучения. Такая звезда называется пульсаром. Этот факт помог их
экспериментальному открытию и используется для обнаружения. Обнаружить
нейтронную звезду оптическими методами намного сложнее из-за малой светимости.
Период обращения постепенно уменьшается из-за перехода энергии в излучение.
Внешний слой нейтронной звезды состоит
из кристаллического вещества, в основном железа и соседних с ним элементов.
Большая часть остальной массы - нейтроны, в самом центре могут находиться пионы
и гипероны. Плотность звезды растет к центру и может достигать величин, заметно
больших плотности ядерной материи. Поведение материи при таких плотностях плохо
изучено. Существуют теории о свободных кварках, в том числе не только первого
поколения, при таких экстремальных плотностях адронной материи. Возможны
сверхпроводимое и сверхтекучее состояние нейтронного вещества.
Существует 2 механизма охлаждения
нейтронной звезды. Один из них – излучение фотонов, как и всюду. Второй механизм
– нейтринный. Он преобладает до тех пор, пока температура ядра выше 10 8 K.
Обычно это соответствует температуре поверхности выше 10 6 K
и длится 10 5 −10 6
лет. Существует несколько способов излучения нейтрино:
Черные дыры
В случае, если масса исходной звезды превышала 30 масс Солнца, то образующееся во взрыве сверхновой ядро будет тяжелее 3 M C . При такой массе давление нейтронного газа больше не может сдерживать гравитацию, и ядро не останавливается на стадии нейтронной звезды, а продолжает коллапсировать (тем не менее, экспериментально обнаруженные нейтронные звезды имеют массы не более 2 масс Солнца, а не трех). На этот раз коллапсу уже ничего не помешает, и образуется черная дыра. Этот объект имеет чисто релятивистскую природу и не может быть объяснен без ОТО. Несмотря на то, что вещество, по теории, сколлапсировало в точку − сингулярность, черная дыра имеет ненулевой радиус, называемый радиусом Шварцшильда:
R Ш = 2GM/c 2 .
Радиус обозначает границу непреодолимого даже для фотонов
гравитационного поля черной дыры, называемую горизонтом событий. К примеру,
радиус Шварцшильда Солнца − всего 3 км. Вне горизонта событий гравитационное
поле черной дыры такое же, как поле обычного объекта ее массы. Наблюдать черную
дыру можно только по косвенным эффектам, так как сама она сколько-нибудь
заметной энергии не излучает.
Несмотря на то, что покинуть горизонт событий ничто не может,
черная дыра все же может создавать излучение. В квантовом физическом вакууме
постоянно рождаются и исчезают виртуальные пары частица-античастица. Сильнейшее
гравитационное поле черной дыры может успеть провзаимодействовать с ними до
того, как они исчезнут, и поглотить античастицу. В случае, если полная энергия
виртуальной античастицы была отрицательна, черная дыра при этом теряет массу, а
оставшаяся частица становится реальной и получает энергию, достаточную, чтобы
улететь из поля черной дыры. Это излучение называется излучением Хокинга и имеет
спектр абсолютно черного тела. Ему можно приписать некоторую температуру:
Влияние этого процесса на массу большинства черных дыр
ничтожно по сравнению с той энергией, которую они получают даже от реликтового
излучения. Исключение составляют реликтовые микроскопические черные дыры,
которые могли образоваться на ранних стадиях эволюции Вселенной. Малые размеры
ускоряют процесс испарения и замедляют процесс набора массы. Последние стадии
испарения таких черных дыр должны заканчиваться взрывом. Подходящих под описание
взрывов зарегистрировано ни разу не было.
Вещество, падающее на черную дыру, нагревается и становится
источником рентгеновского излучения, которое служит косвенным признаком наличия
черной дыры. При падении на черную дыру вещества с большим моментом импульса оно
образует вращающийся аккреционный диск вокруг нее, в котором частицы теряют
энергию и момент импульса перед падением на черныю дыру. В случае с
сверхмассивной черной дырой, возникают два выделенных направления вдоль оси
диска, в которых давление испускаемого излучения и электромагнитные эффекты
ускоряют выбившиеся из диска частицы. Это создает мощные струи вещества в обе
стороны, которые также можно зарегистрировать. По одной из теорий, именно так
устроены активные ядра галактик и квазары.
Вращающаяся черная дыра представляет собой более сложный
объект. Своим вращением она «захватывает» некоторую область пространства за
горизонтом событий («Эффект Лензе-Тирринга»). Эта область называется эргосферой,
ее граница называется пределом статичности. Предел статичности представляет
собой эллипсоид, совпадающий с горизонтом событий в двух полюсах вращения черной
дыры.
Вращающиеся черные дыры имеют дополнительный механизм потери
энергии через передачу ее частицам, попавшим в эргосферу. Такая потеря энергии
сопровождается потерей момента импульса и замедляет вращение.
Список литературы
- С.Б.Попов, М.Е.Прохоров "Астрофизика одиночных нейтронных звезд: радиотихие нейтронные звезды и магнитары" ГАИШ МГУ, 2002
- Уильям Дж. Кауфман "Космические рубежи теории относительности" 1977
- Другие источники в интернет
декабрь 2010 г.
Термоядерный синтез в недрах звёзд
В это время для звёзд массой больше, чем 0.8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху оболочка остается конвективной. Какими прибывают на главную последовательность звёзды меньшей массы, достоверно никто не знает, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной. Все наши представления об эволюции этих звёзд держатся на численных расчетах.
По мере сжатия звезды, начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и на каком-то радиусе звезды это давление останавливает рост центральной температуры, а затем начинает ее понижать. И для звёзд меньше 0.08 это оказывается фатальным: выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Такие недо-звёзды получили название коричневые карлики , и их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем - постепенное остывание с остановкой всех ядерных реакций.
Молодые звёзды промежуточной массы
Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.
Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербита неправильными переменными спектрального типа B-F5. У них также наблюдаются диски биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для τ Тельца , поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.
Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс
На самом деле это уже нормальные звёзды. Пока накапливалась масса гидростатического ядра, звезда успела проскочить все промежуточные стадии и разогреть ядерные реакции до такой степени, чтоб они компенсировали потери на излучение. У данных звёзд истечения массы и светимость настолько велика, что не просто останавливает коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем 100-200 массы Солнца.
Середина жизненного цикла звезды
Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,08 до более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь не идёт о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении параметров звезды.
То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.
Поздние годы и гибель звёзд
Старые звёзды с малой массой
На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.
Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные солнечные ветры . В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик .
Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет в состоянии синтезировать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким звёздам относятся красные карлики (такие как Проксима Центавра), срок пребывания которых на главной последовательности составляет сотни миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра .
Звёзды среднего размера
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта , её внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия . Синтез высвобождает много энергии, давая звезде временную отсрочку. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет.
Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных солнечных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа , OH -IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод . Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров .
Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии , чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность . В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли .
Белые карлики
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию . В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды , звезду называют белым карликом . Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.
У звезд более массивных, чем Солнце , давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны , упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой ; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.
Сверхмассивные звёзды
После того, как внешние слои звезды, с массой большей чем пять солнечных, разлетелись образовав красный сверхгигант , ядро вследствие сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются тяжёлые элементы, что временно сдерживает коллапс ядра.
В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы , из кремния синтезируется железо -56. Вплоть до этого момента синтез элементов высвобождал большое количество энергии, однако именно ядро железа -56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер невыгодно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённой величины, то давление в нём уже не в состоянии противостоять колоссальной силе гравитации, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.
То что происходит в дальнейшем, не до конца ясно. Но что бы это ни было, это в считанные секунды приводит к взрыву сверхновой звезды невероятной силы.
Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну . Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала - так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа.
Взрывная волна и струи нейтрино уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим мусором, и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.
Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также стоит под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта:
Нейтронные звёзды
Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они, сливаясь с протонами , образуют нейтроны . Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.
Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы - не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название «пульсары », и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.
Чёрные дыры
Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского . После этого звезда становится чёрной дырой.
Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности . Согласно ОТО материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила.
Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли черные дыры вообще?» Ведь чтобы сказать точно, что данный объект это черная дыра необходимо наблюдать его горизонт событий. Все попытки это сделать оканчивались провалом. Но надежда пока есть, так как некоторые объекты нельзя объяснить без привлечения аккреции , причем аккреции на объект без твердой поверхности, но само существование черных дыр это не доказывает.
Также открыты вопросы: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла?
Астрофизика уже достаточно продвинулась в изучении эволюции звезд. Теоретические модели подкреплены надежными наблюдениями, и несмотря на наличие некоторых пробелов, общая картина жизненного цикла звезды давно известна.
Рождение
Все начинается с молекулярного облака. Это огромные области межзвездного газа, достаточно плотные для того, чтобы в них сформировались молекулы водорода.
Затем происходит событие. Возможно, оно будет вызвано ударной волной от взорвавшейся рядом сверхновой, а может и естественной динамикой внутри молекулярного облака. Однако исход один – гравитационная неустойчивость приводит к формированию центра тяжести где-то внутри облака.
Поддаваясь соблазну гравитации, окружающее вещество начинает вращаться вокруг этого центра и наслаивается на его поверхность. Постепенно образуется уравновешенное сферическое ядро с растущей температурой и светимостью – протозвезда.
Газопылевой диск вокруг протозвезды вращается все быстрее, из-за ее растущей плотности и массы все больше частиц сталкиваются в ее недрах, температура продолжает расти.
Как только она достигает миллионов градусов, в центре протозвезды происходит первая термоядерная реакция. Два ядра водорода преодолевают кулоновский барьер и соединяются, образуя ядро гелия. Затем – другие два ядра, потом – другие… пока цепная реакция не охватит всю область, в которой температура позволяет водороду синтезировать гелий.
Энергия термоядерных реакций затем стремительно достигает поверхности светила, резко увеличивая его яркость. Так протозвезда, если обладает достаточной массой, превращается в полноценную молодую звезду.
Область активного звездообразования N44 / ©ESO, NASA
Ни детства, ни отрочества, ни юности
Все протозвезды, которые разогреваются достаточно для запуска термоядерной реакции в своих недрах, затем вступают в самый продолжительный и стабильный период, занимающий 90% всего времени их существования.
Все, что с ними происходит на данном этапе, это постепенное выгорание водорода в зоне термоядерных реакций. Буквальное «прожигание жизни». Звезда очень медленно – в течение миллиардов лет – будет становиться горячее, станет расти интенсивность термоядерных реакций, как и светимость, но не более того.
Конечно, возможны события, которые ускоряют звездную эволюцию – например, близкое соседство или даже столкновение с другой звездой, однако от жизненного цикла отдельного светила это никак не зависит.
Есть и своеобразные «мертворожденные» звезды, которые не могут выйти на главную последовательность – то есть не способны справляться с внутренним давлением термоядерных реакций.
Это маломассивные (менее 0,0767 от массы Солнца) протозвезды – те самые, которые называют коричневыми карликами. Из-за недостаточного гравитационного сжатия они теряют энергии больше, чем образуется в результате синтеза водорода. Со временем термоядерные реакции в недрах этих звезд прекращаются, и все, что им остается, это продолжительное, но неизбежное остывание.
Коричневый карлик в представлении художника / ©ESO/I. Crossfield/N. Risinger
Неспокойная старость
В отличие от людей, самая активная и интересная фаза в «жизни» массивных звезд начинается к концу их существования.
Дальнейшая эволюция каждого отдельного светила, достигшего конца главной последовательности – то есть точки, когда водорода для термоядерного синтеза в центре звезды уже не осталось – напрямую зависит от массы светила и его химического состава.
Чем меньшей массой обладает звезда на главной последовательности, тем более продолжительной будет ее «жизнь», и менее грандиозным будет ее финал. Например, звезды с массой менее половины от массы Солнца – такие, которые называются красными карликами – вообще еще ни разу не «умирали» с момента Большого взрыва. Согласно вычислениям и компьютерному моделированию, такие звезды из-за слабой интенсивности термоядерных реакций могут спокойно сжигать водород от десятков миллиардов до десятков триллионов лет, а в конце своего пути, вероятно, потухнут так же, как коричневые карлики.
Звезды со средней массой от половины до десяти масс Солнца после выгорания водорода в центре оказываются способны сжигать более тяжелые химические элементы в своем составе – сначала гелий, затем углерод, кислород и далее, насколько повезло с массой, вплоть до железа-56 (изотоп железа, который иногда называют «пеплом термоядерного горения»).
Для таких звезд фаза, следующая за главной последовательностью, называется стадией красного гиганта. Запуск гелиевых термоядерных реакций, затем углеродных и т.д. каждый раз приводит к значительным трансформациям звезды.
В каком-то смысле это предсмертная агония. Звезда то расширяется в сотни раз и краснеет, то снова сжимается. Светимость тоже меняется – то в тысячи раз увеличивается, то снова уменьшается.
В конце этого процесса внешняя оболочка красного гиганта сбрасывается, образуя зрелищную планетарную туманность. В центре остается обнаженное ядро - белый гелиевый карлик с массой приблизительно в половину солнечной и радиусом, примерно равным радиусу Земли.
Белые карлики обладают судьбой, схожей с красными карликами – спокойное выгорание в течение миллиардов-триллионов лет, если, конечно, рядом нет звезды-компаньона, за счет которой белый карлик может увеличить свою массу.
Система KOI-256, состоящая из красного и белого карликов / ©NASA/JPL-Caltech
Экстремальная старость
Если звезде особенно повезло с массой, и она равна примерно 12 солнечным и более, то финальные стадии ее эволюции характеризуются значительно более экстремальными событиями.
Если масса ядра красного гиганта превышает предел Чандрасекара, равный 1,44 солнечной массы, то звезда не просто сбрасывают свою оболочку в финале, но высвобождает скопившуюся энергию в мощнейшем термоядерном взрыве – сверхновой.
В сердце остатков сверхновой, разбрасывающей звездное вещество с огромной силой на многие световые годы вокруг, остается в этом случае уже не белый карлик, а сверхплотная нейтронная звезда, радиусом всего в 10-20 километров.
Однако если масса красного гиганта больше 30 солнечных масс (вернее, уже сверхгиганта), а масса его ядра превышает предел Оппенгеймера-Волкова, равный примерно 2,5-3 массам Солнца, то не образуется уже ни белый карлик, ни нейтронная звезда.
В центре останков сверхновой появляется нечто куда более впечатляющее – черная дыра, так как ядро взорвавшейся звезды сжимается настолько сильно, что коллапсировать начинают даже нейтроны, и больше уже ничто, включая свет, не может покинуть пределов новорожденной черной дыры – вернее, ее горизонта событий.
Особо массивные звезды – голубые сверхгиганты – могут миновать стадию красного сверхгиганта и также взорваться в сверхновой.
Сверхновая SN 1994D в галактике NGC 4526 (яркая точка в нижнем левом углу) / ©NASA
А что ждет наше Солнце?
Солнце относится к звездам средней массы, так что если вы внимательно читали предыдущую часть статьи, то уже сами можете предсказать, на каком именно пути находится наша звезда.
Однако человечество еще до превращения Солнца в красного гиганта ждет ряд астрономических потрясений. Жизнь на Земле станет невозможна уже через миллиард лет, когда интенсивность термоядерных реакций в центре Солнца станет достаточной, чтобы испарить земные океаны. Параллельно с этим условия для жизни на Марсе будут улучшаться, что в определенный момент может сделать его пригодным для обитания.
Примерно через 7 миллиардов лет Солнце разогреется достаточно, чтобы термоядерная реакция была запущена в его внешних областях. Радиус Солнца увеличится примерно в 250 раз, а светимость в 2700 раз – произойдет превращение в красного гиганта.
Из-за усилившегося солнечного ветра звезда на этом этапе потеряет до трети своей массы, однако успеет поглотить Меркурий.
Масса солнечного ядра за счет выгорания водорода вокруг него увеличится затем настолько, что произойдет так называемая гелиевая вспышка, и начнется термоядерный синтез ядер гелия в углерод и кислород. Радиус звезды значительно уменьшится, до 11 стандартных солнечных.
Солнечная активность / ©NASA/Goddard/SDO
Однако уже 100 миллионов лет спустя реакция с гелием перейдет на внешние области звезды, и та снова увеличится до размеров, светимости и радиуса красного гиганта.
Солнечный ветер на этой стадии станет настолько сильным, что унесет внешние области звезды в космическое пространство, и они образуют обширную планетарную туманность.
А там, где было Солнце, останется белый карлик размером с Землю. Сначала крайне яркий, но с течением времени все более и более тусклый.
Если где-то во Вселенной накапливается достаточно вещества, оно сжимается в плотный комок, в котором начинается термоядерная реакция. Так зажигаются звёзды. Первые вспыхнули во тьме юной Вселенной 13,7 миллиардов (13,7*10 9) лет назад, а наше Солнце — всего каких-то 4,5 миллиарда лет назад. Срок жизни звезды и процессы, происходящие в конце этого срока, зависят от массы звезды.
Пока в звезде продолжается термоядерная реакция превращения водорода в гелий, она находится на главной последовательности . Время нахождения звезды на главной последовательности зависит от массы: самые большие и тяжёлые быстро доходят до стадии красного гиганта, а затем сходят с главной последовательности в результате взрыва сверхновой или образования белого карлика.
Судьба гигантов
Самые большие и массивные звёзды сгорают быстро и взрываются сверхновыми. После взрыва сверхновой остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра, а вокруг них — материя, выброшенная колоссальной энергией взрыва, которая после становится материалом для новых звёзд. Из наших ближайших звёздных соседей такая судьба ждёт, например, Бетельгейзе , однако когда она взорвётся, подсчитать невозможно.
Туманность, образовавшаяся в результате выброса материи при взрыве сверхновой. В центре туманности — нейтронная звезда.
Нейтронная звезда — это страшный физический феномен. Ядро взорвавшейся звезды сжимается — примерно так же, как газ в двигателе внутреннего сгорания, только в очень большом и эффективном: шар диаметром в сотни тысяч километров превращается в шарик от 10 до 20 километров в поперечнике. Сила сжатия так велика, что электроны падают на атомные ядра, образуя нейтроны — отсюда название.
NASA
Нейтронная звезда (видение художника)
Плотность материи при таком сжатии вырастает примерно на 15 порядков, а температура поднимается до непредставимых 10 12 К в центре нейтронной звезды и 1 000 000 К на периферии. Часть этой энергии излучается в форме фотонного излучения, часть уносят с собой нейтрино, образующииеся в ядре нейтронной звезды. Но даже за счёт очень эффективного нейтринного охлаждения нейтронная звезда остывает очень медленно: для полного исчерпания энергии требуется 10 16 или даже 10 22 лет. Что останется на месте остывшей нейтронной звезды, сказать сложно, а пронаблюдать — невозможно: мир слишком для этого слишком молод. Существует предположение о том, что на месте остывшей звезды опять-таки образуется чёрная дыра.
Черные дыры возникают в результате гравитационного коллапса очень массивных объектов — например, при взрывах сверхновых. Возможно, через триллионы лет в чёрные дыры превратятся остывшие нейтронные звёзды.
Участь звёзд средних масштабов
Другие, менее массивные звёзды дольше, чем самые большие, остаются на главной последовательности, зато, сойдя с неё, умирают гораздо быстрее, чем их нейтронные родственники. Больше 99% звёзд во Вселенной никогда взорвутся и не превратятся ни в черные дыры, ни в нейтронные звёзды — их ядра слишком малы для таких космических драм. Вместо этого звёзды средней массы в конце жизни превращаются в красные гиганты, которые, в зависимости от массы, превращаются в белые карлики, взрываются, полностью рассеиваясь, или становятся нейтронными звёздами.
Белые карлики составляют сейчас от 3 до 10% звёздного населения Вселенной. Их температура очень велика — более 20 000 К, более чем втрое больше, чем температура поверхности Солнца — но всё-таки меньше, чем у нейтронных звёзд, и благодаря более низкой температуре и большей площади белые карлики остывают быстрее — за 10 14 — 10 15 лет. Это означает, что в ближайшие 10 триллионов лет — когда Вселенная станет в тысячу раз старше, чем сейчас, — во вселенной появится новый тип объекта: чёрный карлик, продукт остывания белого карлика.
Пока черных карликов в космосе нет. Даже самые старые остывающие звёзды на сегодняшний день потеряли максимум 0,2% своей энергии; для белого карлика с температурой в 20 000 К это означает остывание до 19 960 K.
Для самых маленьких
О том, что происходит, когда остывают самые маленькие звёзды — такие, как наш ближайший сосед, красный карлик Проксима Центавра, науке известно ещё меньше, чем о сверхновых и чёрных карликах. Термоядерный синтез в их ядрах идёт медленно, и на главной последовательности они остаются дольше остальных — по некоторым расчётам, до 10 12 лет, а после, предположительно, продолжат жизнь как белые карлики, то есть будут сиять еще 10 14 — 10 15 лет до превращения в чёрный карлик.
Рождение звезд и целых Галактик происходит перманентно, равно как и их смерть. Исчезновение одной звезды компенсирует появление другой, посему нам кажется, что на небе постоянно одни и те же светила.
Своему рождению звезды обязаны процессу сжатия межзвездного облака, на которое влияет сильное падение давления газа. В зависимости от массы сжимающегося газа меняется количество рождающихся звезд: если она маленькая, то рождается одно светило, если большая, то возможно образование целого скопления.
Этапы возникновения звезды
Здесь нужно выделить два основных этапа – быстрое сжатие протозвезды и медленное. В первом случае отличительной чертой является гравитация: вещество протозвезды совершает практически свободное падение к ее центру. На этом этапе температура газа остается неизменной, его длительность составляет порядка 100 тысяч лет, и за это время размер протозвезды сокращается очень существенно.
И если на первом этапе избыток тепла постоянно уходил постоянно, то затем протозвезда становится более плотной. Отвод тепла происходит уже не такими высокими темпами, газ продолжает сжиматься и быстро нагреваться. Медленное сжатие протозвезды длиться еще дольше – более десяти миллионов лет. По достижению сверхвысокой температуры (более миллиона градусов) свое слово берут термоядерные реакции, ведущие к прекращению сжатия. После чего образуется новая звезда из протозвезды.
Жизненный цикл звезды
Звезды подобно живому организму: они рождаются, достигают своего пика развития, а затем умирают. Крупные перемены начинаются, когда в центральной части звезды заканчивается водород. Он начинает перегорать уже в оболочке, постепенно увеличивая ее 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 относится к массивным звездам, посему небесные тела подобного типа ожидает другой конец: они постепенно угасают, превращаются плотную структуру, именуемую белым карликом.
Красный гигант
Израсходовавшие запас водорода звезды могут приобрести колоссальные размеры. Такие светила называют красным гигантом. Их отличительной чертой, помимо размера, является протяженная атмосфера и очень низкая температура поверхности. Исследования показали, что отнюдь не все звезды проходят такой этап развития. Красными гигантами становятся только те светила, имеющие солидную массу.
Наиболее яркие представители – Арктур и Антаре, видимые слоя которых имеют относительно невысокую температуру, а разряженная оболочка обладает солидной протяженностью. Внутри тел происходит процесс поджигания гелия, отличающийся отсутствием резких колебаний светимости.
Белый карлик
Небольшие по размеру и массе звезды превращаются в белого карлика. Их плотность чрезвычайно высока (примерно в миллион раз выше плотности воды), из-за чего вещество светила переходит в состояние, именуемое «вырожденным газом». Внутри белого карлика не наблюдается никаких термоядерных реакций, а свет ему дает только факт остывания. Размер звезды в таком состоянии крайне мал. Например, многие белые карлики имеют схожий Земле размер.