Первое из известных произведений джакомо пуччини. Джакомо Пуччини: биография, интересные факты, творчество
Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе газопылевого облака звезда зарождается в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает предела, необходимого для того, чтобы скорость теплового движения частиц превысила порог, после которого протоны способны преодолеть макроскопические силы взаимного электростатического отталкивания (см. Закон Кулона) и вступить в реакцию термоядерного синтеза (см. Ядерный распад и синтез).
В результате многоступенчатой реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия (2 протона + 2 нейтрона) и выделяется целый фонтан разнообразных элементарных частиц . В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия (см. Теория относительности). Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности — и наружу. Одновременно давление в центре звезды начинает расти (см. Уравнение состояния идеального газа). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитационного притяжения сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. О звездах на стадии активного сжигания водорода говорят, что они находятся на «основной фазе» своего жизненного цикла или эволюции (см. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела). Превращение одних химических элементов в другие внутри звезды называют ядерным синтезом или нуклеосинтезом.
В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиарда лет. Чем массивнее звезда, тем большим запасом водородного топлива она располагает, но для противодействия силам гравитационного коллапса ей приходится сжигать водород с интенсивностью, превосходящей по темпу роста темп роста запасов водорода по мере увеличения массы звезды. Таким образом, чем массивнее звезда, тем короче время ее жизни, определяемое исчерпанием запасов водорода, и самые крупные звезды в буквальном смысле сгорают за «какие-то» десятки миллионов лет. Самые мелкие звезды, с другой стороны, «безбедно» живут сотни миллиардов лет. Так что по этой шкале наше Солнце относится к «крепким середнякам».
Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчиваю свою жизнь весьма банальным образом. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: Температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.
При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно бо_льшую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.
Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление вырожденного электронного газа (см. Предел Чандрасекара). Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, не участвуя в реакциях ядерного синтеза и свободно перемещаясь между ядрами, находящимися в процессе синтеза, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.
Звезды более массивные, нежели Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в ее оболочке. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.
Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вступать во взаимодействие с протонами ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, — свободные на протяжении всей предыдущей эволюции звезды электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды . За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.
После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию, требуя себе жизненного пространства. Это обычно происходит по достижении звездой размеров около 15 км в диаметре. В результате образуется быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая электромагнитные импульсы с частотой ее вращения; такие звезды называются пульсарами. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется
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?
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 образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек. Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газопылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд (так называемых "ассоциаций") в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных "радиоизображений" некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не можем. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии "зоны HII", т. е. облака ионизованного межзвездного газа. В гл. 3 уже говорилось, что причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд - объектов заведомо молодых (см. ниже). Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В самом деле, откуда, например, берется огромное количество энергии, необходимой для поддержания излучения Солнца примерно на наблюдаемом уровне в течение нескольких миллиардов лет? Ежесекундно Солнце излучает 4х10 33 эрг, а за 3 млрд лет оно излучило 4х10 50 эрг. Несомненно, что возраст Солнца около 5 млрд лет. Это следует хотя бы из современных оценок возраста Земли различными радиоактивными методами. Вряд ли Солнце "моложе" Земли. В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеорных тел, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях, перейти в излучение. Как мы увидим ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени. Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов Кельвинов). В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10 52 эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце "израсходовало" не свыше 10% своего первоначального запаса водорода. Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газопылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, 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. ниже). Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты (см. гл. 9).Рис. 12. Глобулы в диффузионной туманности
При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы егo поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана - Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме "спектр - светимость" такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс. В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет, вследствие чего спектр становится все более "ранним". Таким образом, двигаясь по диаграмме "спектр - светимость", протозвезда довольно быстро "сядет" на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой. Чтобы пройти эту самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше - несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности. В 1966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Мы уже упоминали в третьей главе этой книги об открытии методом радиоастрономии ряда молекул в межзвездной среде, прежде всего гидроксила ОН и паров воды Н2О. Велико же было удивление радиоастрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компактные (т. е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали "подходящее" имя "мистериум". Однако "мистериум" очень скоро разделил судьбу своих оптических "братьев" - "небулия" и "корония". Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам - "небулию" и "коронию". Не будем снисходительно улыбаться над невежеством астрономов начала нашего века: ведь теории атома тогда еще не было! Развитие физики не оставило в периодической системе Менделеева места для экзотических "небожителей": в 1927 г. был развенчан "небулий", линии которого с полной надежностью были отождествлены с "запрещенными" линиями ионизованных кислорода и азота, а в 1939 -1941 гг. было убедительно показано, что загадочные линии "корония" принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция. Если для "развенчания" "небулия" и "кодония" потребовались десятилетия, то уже через несколько недель после открытия стало ясно, что линии "мистериума" принадлежат обыкновенному гидроксилу, но только находящемуся в необыкновенных условиях. Дальнейшие наблюдения, прежде всего, выявили, что источники "мистериума" имеют исключительно малые угловые размеры. Это было показано с помощью тогда еще нового, весьма эффективного метода исследовании, получившего название "радиоинтерферометрия на сверхдлинных базах". Суть метода сводится к одновременным наблюдениям источников на двух радиотелескопах, удаленных друг от друга на расстояния в несколько тысяч км. Как оказывается, угловое разрешение при этом определяется отношением длины волны к расстоянию между радиотелескопами. В нашем случае эта величина может быть ~3х10 -8 рад или несколько тысячных секунды дуги! Заметим, что в оптической астрономии такое угловое разрешение пока совершенно недостижимо. Такие наблюдения показали, что существуют по крайней мере три класса источников "мистериума". Нас здесь будут интересовать источники 1 класса. Всё они находятся внутри газовых ионизованных туманностей, например в знаменитой туманности Ориона. Как уже говорилось, их размеры чрезвычайно малы, во много тысяч раз меньше размеров туманности. Всего интереснее, что они обладают сложной пространственной структурой. Рассмотрим, например, источник, находящийся в туманности, получившей название W3.
Рис. 13. Профили четырех компонент линии гидроксила
На рис. 13 приведен профиль линии ОН, излучаемый этим источником. Как видим, он состоит из большого количества узких ярких линий. Каждой линии соответствует определенная скорость движения по лучу зрения излучающего эту линию облака. Величина этой скорости определяется эффектом Доплера. Различие скоростей (по лучу зрения) между различными облаками достигает ~10 км/с. Упомянутые выше интерферометрические наблюдения показали, что облака, излучающие каждую линию, пространственно не совпадают. Картина получается такая: внутри области размером приблизительно 1,5 секунды дуги движутся с разными скоростями около 10 компактных облаков. Каждое облако излучает одну определенную (по частоте) линию. Угловые размеры облаков очень малы, порядка нескольких тысячных секунды дуги. Так как расстояние до туманности W3 известно (около 2000 пк), то угловые размеры легко могут быть переведены в линейные. Оказывается, что линейные размеры области, в которой движутся облака, порядка 10 -2 пк, а размеры каждого облака всего лишь на порядок величины больше расстояния от Земли до Солнца. Возникают вопросы: что это за облака и почему они так сильно излучают в радиолиниях гидроксила? На второй вопрос ответ был получен довольно скоро. Оказалось, что механизм излучения вполне подобен тому, который наблюдался в лабораторных мазерах и лазерах. Итак, источники "мистериума" - это гигантские, природные космические мазеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах - в лазерах) достигается огромная яркость в линии, причем спектральная ширина ее мала. Как известно, усиление излучения в линиях благодаря такому эффекту возможно тогда, когда среда, в которой распространяется излучение, каким-либо способом "активирована". Это означает, что некоторый "сторонний" источник энергии (так называемая "накачка") делает концентрацию атомов или молекул на исходном (верхнем) уровне аномально высокой. Без постоянно действующей "накачки" мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма "накачки" космических мазеров пока еще окончательно не решен. Однако скорее всего "накачкой" служит достаточно мощное инфракрасное излучение. Другим возможным механизмом "накачки" могут быть некоторые химические реакции. Стоит прервать наш рассказ о космических мазерах для того, чтобы подумать, с какими удивительными явлениями сталкиваются астрономы в космосе. Одно из величайших технических изобретений нашего бурного века, играющее немалую роль в переживаемой нами теперь научно-технической революции, запросто реализуется в естественных условиях и притом - в громадном масштабе! Поток радиоизлучения от некоторых космических мазеров настолько велик, что мог бы быть обнаружен даже при техническом уровне радиоастрономии лет 35 тому назад, т. е. еще до изобретения мазеров и лазеров! Для этого надо было "только" знать точную длину волны радиолинии ОН и заинтересоваться проблемой. Кстати, это не первый случай, когда в естественных условиях реализуются важнейшие научно-технические проблемы, стоящие перед человечеством. Термоядерные реакции, поддерживающие излучение Солнца и звезд (см. ниже), стимулировали разработку и осуществление проектов получения на Земле ядерного "горючего", которое в будущем должно решить все наши энергетические проблемы. Увы, мы пока еще далеки от решения этой важнейшей задачи, которую природа решила "запросто". Полтора века тому назад основатель волновой теории света Френель заметил (по другому поводу, конечно): "Природа смеется над нашими трудностями". Как видим, замечание Френеля еще более справедливо в наши дни. Вернемся, однако, к космическим мазерам. Хотя механизм "накачки" этих мазеров пока еще не совсем ясен, все же можно составить себе грубое представление о физических условиях в облаках, излучающих мазерным механизмом линию 18 см. Прежде всего, оказывается, что эти облака довольно плотны: в кубическом сантиметре там имеется по крайней мере 10 8 -10 9 частиц, причем существенная (а может быть и большая) часть их - молекулы. Температура вряд ли превышает две тысячи кельвинов, скорее всего она порядка 1000 Кельвинов. Эти свойства резко отличны 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. Очень похоже, что эти облака есть не что иное, как ранняя стадия развития протозвезд, следующая сразу за их конденсацией из межзвездной среды. В пользу этого утверждения (которое автор этой книги высказал еще в 1966 г.) говорят и другие факты. В туманностях, где наблюдаются космические мазеры, видны молодые горячие звезды (см. ниже). Следовательно, там недавно закончился и, скорее всего, продолжается и в настоящее время, процесс звездообразования. Пожалуй, самое любопытное это то, что, как показывают радиоастрономические наблюдения, космические мазеры этого типа как бы "погружены" в небольшие, очень плотные облака ионизованного водорода. В этих облаках имеется много космической пыли, что делает их ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Такие "коконы" ионизуются молодой, горячей звездой, находящейся внутри них. При исследовании процессов звездообразования весьма полезной оказалась инфракрасная астрономия. Ведь для инфракрасных лучей межзвездное поглощение света не так существенно. Мы можем теперь представить следующую картину: из облака межзвездной среды, путем его конденсации, образуется несколько сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвезды. Скорость эволюции -различна: для более массивных сгустков она будет больше (см. дальше табл. 2). Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивной сгусток, между тем как остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды. Их-то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной близости от "новорожденной" горячей звезды, ионизующей не сконденсировавший в сгустки водород "кокона". Разумеется, эта грубая схема будет в дальнейшем уточняться, причем, конечно, в нее будут внесены существенные изменения. Но факт остается фактом: неожиданно оказалось, что некоторое время (скорее всего - сравнительно короткое) новорожденные протозвезды, образно выражаясь, "кричат" о своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизики (т. е. мазерами)... Спустя 2 года после открытия космических мазеров на гидроксиле (линия 18 см) - было установлено, что те же источники одновременно излучают (также мазерным механизмом) линию водяных паров, длина волны которой 1,35 см. Интенсивность "водяного" мазера даже больше, чем "гидроксильного". Облака, излучающие линию Н2О, хотя и находятся в том же малом объеме, что и "гидроксильные" облака, движутся с другими скоростями и значительно более компактны. Нельзя исключать, что в близком будущем будут обнаружены и другие мазерные линии * . Таким образом, совершенно неожиданно радиоастрономия превратила классическую проблему звездообразования в ветвь наблюдательной астрономии ** . Оказавшись на главной последовательности и перестав сжиматься, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме "спектр - светимость". Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме "спектр - светимость", где звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяющий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме "спектр-светимость". Таким параметром является первоначальный химический состав звезды. Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда "ляжет" на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов. Как уже говорилось выше, относительное содержание тяжелых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной последовательности. Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного "горючего". Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10-15 млрд лет. Ниже приводится табл. 2, дающая вычисленную продолжительность гравитационного сжатия и пребывания на главной последовательности для звезд разных спектральных классов. В этой же таблице приведены значения масс, радиусов и светимостей звезд в солнечных единицах.
Таблица 2
| лет | |||||
|
Спектральный класс |
Светимость |
гравитационного сжатия |
пребывания на главной после-довательности | ||
|
G2 (Солнце) |
|||||
Рис. 14. Эволюционные треки для звезд разной массы на диаграмме "светимость-температура"
Рис. 15. Диаграмма Герцшпрунга - Рессела для звездного скопления NGC 2254
Рис. 16. Диаграмма Герцшпрунга - Рессела для шарового скопления М 3. По вертикальной оси - относительная звездная величина
На соответствующей диаграмме отчетливо видна вся главная последовательность, в том числе ее верхняя левая часть, где расположены горячие массивные звезды (показателю-цвета - 0,2 соответствует температура 20 тыс. К, т.е. спектр класса В). Шаровое скопление М 3 - "старый" объект. Ясно видно, что в верхней части главной последовательности диаграммы, построенной для этого скопления, звезд почти нет. Зато ветвь красных гигантов у М 3 представлена весьма богато, в то время как у NGC 2254 красных гигантов очень мало. Это и понятно: у старого скопления М 3 большое число звезд уже успело "сойти" с главной последовательности, в то время как у молодого скопления NGC 2254 это произошло только с небольшим числом сравнительно массивных, быстро эволюционирующих звезд. Обращает на себя внимание, что ветвь гигантов для М 3 идет довольно круто вверх, а у NGC 2254 она - почти горизонтальна. С точки зрения теории это можно объяснить значительно более низким содержанием тяжелых элементов у М 3. И действительно, у звезд шаровых скоплений (так же как и у других звезд, концентрирующихся не столько к галактической плоскости, сколько к галактическому центру) относительное содержание тяжелых элементов незначительно. На диаграмме "показатель цвета - светимость" для М 3 видна еще одна почти горизонтальная ветвь. Аналогичной ветви на диаграмме, построенной для NGC 2254, нет. Теория объясняет появление этой ветви следующим образом. После того как температура сжимающегося плотного гелиевого ядра звезды - красного гиганта - достигнет 100-150 млн К, там начнет идти новая ядерная реакция. Эта реакция состоит в образовании ядра углерода из трех ядер гелия. Как только начнется эта реакция, сжатие ядра прекратится. В дальнейшем поверхностные слои
звезды увеличивают свою температуру и звезда на диаграмме "спектр - светимость" будет перемещаться влево. Именно из таких звезд образуется третья горизонтальная ветвь диаграммы для М 3.
Рис. 17. Сводная диаграмма Герцшпрунга - Рессела для 11 звездных скоплений
На рис. 17 схематически приведена сводная диаграмма "цвет - светимость" для 11 скоплений, из которых два (М 3 и М 92) шаровые. Ясно видно, как "загибаются" вправо и вверх главные последовательности у разных скоплений в полном согласии с теоретическими представлениями, о которых уже шла речь. Из рис. 17 можно сразу определить, какие скопления являются молодыми и какие старыми. Например, "двойное" скопление Х и h Персея молодое. Оно "сохранило" значительную часть главной последовательности. Скопление М 41 старше, еще старше скопление Гиады и совсем старым является скопление М 67, диаграмма "цвет - светимость" для которого очень похожа на аналогичную диаграмму для шаровых скоплений М 3 и М 92. Только ветвь гигантов у шаровых скоплений находится выше в согласии с различиями в химическом составе, о которых говорилось раньше. Таким образом, данные наблюдений полностью подтверждают и обосновывают выводы теории. Казалось бы, трудно ожидать наблюдательной проверки теории процессов в звездных недрах, которые закрыты от нас огромной толщей звездного вещества. И все же теория и здесь постоянно контролируется практикой астрономических наблюдений. Нужно отметить, что составление большого количества диаграмм "цвет - светимость" потребовало огромного труда астрономов-наблюдателей и коренного усовершенствования методов наблюдений. С другой стороны, успехи теории внутреннего строения и эволюции звезд были бы невозможны без современной вычислительной техники, основанной на применении быстродействующих электронных счетных машин. Неоценимую услугу теории оказали также исследования в области ядерной физики, позволившие получить количественные характеристики тех ядерных реакций, которые протекают в звездных недрах. Без преувеличения можно сказать, что разработка теории строения и эволюции звезд является одним из крупнейших достижений астрономии второй половины XX столетия. 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 имеют место ядерные реакции. Хорошо известно, что нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействует с другими элементарными частицами. Так, например, нейтрино может почти без поглощения пролететь через всю толщу Солнца, в то время как рентгеновское излучение может пройти без поглощения только через несколько миллиметров вещества солнечных недр. Если представить себе, что через Солнце проходит мощный пучок нейтрино с энергией каждой частицы в
Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой - многие изменения в звёздах протекают слишком медленно, чтобы быть замеченными даже по прошествии многих веков. Поэтому учёные изучают множество звёзд, каждая из которых находится на определённой стадии жизненного цикла. За последние несколько десятилетий широкое распространение в астрофизике получило моделирование структуры звёзд с использованием вычислительной техники .
Энциклопедичный YouTube
1 / 5
✪ Звёзды и звёздная эволюция (рассказывает астрофизик Сергей Попов)
✪ Звёзды и звёздная эволюция (рассказывают Сергей Попов и Илгонис Вилкс)
✪ Эволюция звезд. Эволюция голубого гиганта за 3 минуты
✪ Сурдин В.Г. Звёздная эволюция Часть 1
✪ С. А. Ламзин - "Звездная эволюция"
Субтитры
Термоядерный синтез в недрах звёзд
Молодые звёзды
Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии эволюции звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце эволюции звезды свою роль может сыграть её химический состав.
Молодые звёзды малой массы
Молодые звёзды малой массы (до трёх масс Солнца) [ ] , находящиеся на подходе к главной последовательности , полностью конвективны, - процесс конвекции охватывает все тело звезды. Это ещё по сути протозвёзды, в центрах которых только-только начинаются ядерные реакции, и всё излучение происходит, в основном, из-за гравитационного сжатия. До тех пор пока гидростатическое равновесие не установится, светимость звезды убывает при неизменной эффективной температуре. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела такие звёзды формируют почти вертикальный трек, называемый треком Хаяши . По мере замедления сжатия молодая звезда приближается к главной последовательности. Объекты такого типа ассоциируются со звёздами типа T Тельца .
В это время у звёзд массой больше 0,8 масс Солнца ядро становится прозрачным для излучения, и лучистый перенос энергии в ядре становится преобладающим, поскольку конвекция все больше затрудняется всё большим уплотнением звездного вещества. Во внешних же слоях тела звезды превалирует конвективный перенос энергии.
О том, какими характеристиками в момент попадания на главную последовательность обладают звёзды меньшей массы, достоверно неизвестно, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной [ ] . Все представления об эволюции этих звёзд базируются только на численных расчётах и математическом моделировании.
По мере сжатия звезды начинает расти давление вырожденного электронного газа и при достижении определённого радиуса звезды сжатие останавливается, что приводит к остановке дальнейшего роста температуры в ядре звезды, вызываемого сжатием, а затем и к её снижению. Для звёзд меньше 0,0767 масс Солнца это не происходит: выделяющейся в ходе ядерных реакций энергии никогда не хватит, чтобы уравновесить внутреннее давление и гравитационное сжатие. Такие «недозвёзды» излучают энергии больше, чем образуется в процессе термоядерных реакций, и относятся к так называемым коричневым карликам . Их судьба - постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, и, затем, постепенное остывание с прекращением всех начавшихся термоядерных реакций.
Молодые звёзды промежуточной массы
Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 масс Солнца) [ ] качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры и братья, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.
Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербига неправильными переменными спектрального класса B-F0. У них также наблюдаются диски и биполярные джеты. Скорость истечения вещества с поверхности, светимость и эффективная температура существенно выше, чем для T Тельца , поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.
Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс
Звезды с такими массами уже обладают характеристиками нормальных звезд, поскольку прошли все промежуточные стадии и смогли достичь такой скорости ядерных реакций, которая компенсировала потери энергии на излучение, пока накапливалась масса для достижения гидростатического равновесия ядра. У этих звёзд истечение массы и светимость настолько велики, что не просто останавливают гравитационный коллапс ещё не ставших частью звезды внешних областей молекулярного облака, но, наоборот, разгоняют их прочь. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего, этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд с массой больше, чем около 300 масс Солнца.
Середина жизненного цикла звезды
Среди звёзд встречается широкое многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,0767 до около 300 Солнечных масс по последним оценкам. Светимость и цвет звезды зависят от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется её массой. Все новые звёзды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь, естественно, идёт не о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. Фактически, перемещение звезды по диаграмме отвечает лишь изменению параметров звезды.
Возобновившееся на новом уровне термоядерное «горение» вещества становится причиной чудовищного расширения звезды. Звезда «распухает», становясь очень «рыхлой», и её размер увеличивается приблизительно в 100 раз. Так звезда становится красным гигантом , а фаза горения гелия продолжается около нескольких миллионов лет. Практически все красные гиганты являются переменными звёздами .
Финальные стадии звёздной эволюции
Старые звёзды с малой массой
В настоящее время достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода в их недрах. Поскольку возраст Вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.
Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры . В этом случае образования планетарной туманности не происходит, и звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик [ ] .
Звезда с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в её ядре прекратятся реакции с участием водорода, - масса такой звезды слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до степени, достаточной для «поджига» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики , такие как Проксима Центавра , срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет . После прекращения в их ядрах 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 в её ядре заканчивается водород, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия . Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается и, как следствие, внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новую стадию в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды, по размеру близкой к Солнцу, этот процесс может занять около миллиарда лет.
Изменения в величине излучаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя изменения размера, температуры поверхности и выпуск энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название «звёзд позднего типа» (также «звезды-пенсионеры»), OH -IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат производимыми в недрах звезды тяжёлыми элементами, 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 звезды-источника в таких оболочках формируются идеальные условия для активации космических мазеров .
Реакции термоядерного сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в результате сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность . В центре такой туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 Солнечных масс и диаметр порядка диаметра Земли .
Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, завершают свою 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 невидимым черным карликом .
У звёзд более массивных, чем Солнце , давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра , что превращает протоны в нейтроны , между которыми не существуют силы электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая теперь, фактически, представляет собой одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими 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 звезда с массой большей, чем пять Солнечных масс, входит в стадию красного сверхгиганта , её ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия растут температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра.
В результате по мере образования всё более тяжёлых элементов Периодической системы , из кремния синтезируется железо-56. На этой стадии дальнейший экзотермический термоядерный синтез становится невозможен, поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять весу вышележащих слоёв звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.
То, что происходит далее, пока до конца не ясно, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной мощности .
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 вылетающими из звездного 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, но это не есть единственно возможный способ их образования, что, к примеру, демонстрируют технециевые звёзды .
Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды [ ] в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «утилем» 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 под вопросом остаётся момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.
Нейтронные звёзды
Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром , где они, сливаясь с протонами , образуют нейтроны . Этот процесс называется нейтронизацией . 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 нейтронные звёзды совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары », и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.
Чёрные дыры
Далеко не все звезды, пройдя фазу взрыва сверхновой, становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс такой звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше радиуса Шварцшильда . После этого звезда становится чёрной дырой.
Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности . Согласно этой теории,
