Рождение и эволюция звёзд в галактиках

Общая астрономия. Рождение и эволюция звёзд в галактиках

Более девяти десятых вещества нашей Галактики сосредоточено в звездах; есть галактики, в которых на звезды приходится 99,9% массы. Мир звезд многообразен, но все же большинство из них подобно нашему Солнцу. В этой главе мы расскажем о Солнце и других «обычных» звездах, о пульсарах и барстерах, совсем не похожих на Солнце, об образовании первых звезд Галактики, об эволюционном пути звезды, о процессах звездообразования в современную эпоху и, наконец, о черных дырах — конечном состоянии звезд немалой массы. Солнце и любая другая подобная ему звезда — это сферическая масса горячего газа, удерживаемого его собственным тяготением. Тяготение стремится сжать газ, сблизить, насколько это возможно, все его частицы. Давление горячего газа действует, очевидно, в противоположном направлении, оно стремится расширить газ. Сила тяготения направлена к центру звезды, а сила давления наружу; в их противоборстве устанавливается и поддерживается равновесие, в котором звезда может пребывать миллионы и миллиарды лет. В недрах Солнца давление достигает десяти миллиардов атмосфер, а температура — четырнадцати миллионов градусов. Высокое давление и высокая температура поддерживаются в центральной области благодаря непрерывно идущим ядерным реакциям превращения водорода в гелий.

Выделяемая там энергия просачивается в виде потока фотонов через материал Солнца к его поверхности и затем свободно излучается вовне. Ежесекундно Солнце излучает 4•10в26 Дж энергии. Наибольшая часть излучаемой Солнцем энергии приходится на фотоны (или,— на волновом языке,— электромагнитные волны) видимой глазом части спектра. При современном темпе производства и выделения энергии «ядерный реактор» Солнца обеспечен горючим еще на десятки миллиардов лет. Эта оценка получается на основании того, что при превращении водорода в гелий выделяется в виде энергии излучения около одного процента энергии покоя вещества, т. е. приблизительно 10в12 Дж на каждый грамм водорода. При массе водорода в Солнце порядка 10в33 г это означает запас энергии около 10в45 Дж. Деление этой энергии на светимость Солнца и дает промежуток времени, в течение которого Солнце способно светить за счет ядерных реакций в его недрах. Замечательная идея ядерных превращений как источника светимости Солнца и звезд выдвинута в 20-е годы нашего века А. Эддингтоном — основоположником теории строения и эволюции звезд. Разработка физических основ звездной энергетики на базе современной ядерной физики и квантовой механики начата в 30-е годы Г. Бете и подхвачена затем многими исследователями разных стран. Эта работа продолжается и развивается до сих пор с учетом новых достижений физики и астрономии. Не все, а только большинство звезд устроены так, как Солнце, но все без исключения звезды начинают свое существование с состояния, при котором каждая из них, подобно Солнцу, представляет собой шар, поддерживаемый в равновесии благодаря балансу сил тяготения и давления и нагреваемый изнутри ядерными реакциями, протекающими при высокой температуре в ее недрах. Продолжительность жизни звезды в таком начальном состоянии зависит от запасов ядерной энергии и скорости ее расходования. Чем больше масса звезды, тем больше ее энергетический ресурс, но вместе с тем и светимость звезды тоже тем больше, чем больше масса.

Для больших звезд, которые в три и более раз массивнее Солнца, светимость пропорциональна кубу массы — это известно и из прямых астрономических наблюдений и из современной теории внутреннего строения звезд. Если звезда имеет, скажем, массу в 50 масс Солнца, то ее ядерное горючее может быть израсходовано за несколько миллионов лет. Можно сказать, что Солнце еще очень долго не выйдет из своего исходного, младенческого состояния, тогда как эволюция более массивных звезд протекает гораздо быстрее и после исчерпания значительной доли ядерного горючего массивные звезды должны, естественно, претерпеть существенные изменения в своем устройстве, уводящие их далеко от начального состояния. Звезды образуются и достигают состояния, подобного Солнцу, в результате гравитационной конденсации разреженных облаков газа. Эта идея, восходящая еще к Ньютону (вспомним цитированное в главе второй его знаменитое «космогоническое письмо»), служит исходным пунктом современной звездной космогонии. В описываемой Ньютоном картине фрагментация однородной среды и образование звезд происходит под действием одних только гравитационных сил в предположении, что никакие другие силы, если они вообще имеются, этому не препятствуют. Интересно противопоставление у Ньютона двух случаев — конечного и бесконечного пространств (а вернее, объемов), заполненных веществом. В первом случае все вещество собирается в единое тело, а во втором происходит его фрагментация, распад на множество отдельных сгустков. При бесконечном объеме и однородном распределении вещества в нем все точки пространства равноправны и потому нет никакой выделенной точки, к которой как к центру могло бы собраться «всё вещество Вселенной». Единого центра нет, а однородное распределение вещества неустойчиво и не может оставаться в покое. Значит, и в самом деле должно быть бесконечно много центров, вокруг которых собираются отдельные массы вещества. Но что такое бесконечность пространства или объема в этом рассуждении? Бесконечность фактически означает, что пространственный размер распределения очень велик по сравнению с каким-то другим размером, служащим в качестве мерки, в качестве характерного масштаба.

Конечность же не означает ничего, кроме соизмеримости или близости этих двух размеров. Если размер области, занятой веществом, много больше характерного масштаба, то произойдет разбиение вещества на фрагменты; если же такого сильного неравенства нет, то масса останется единой и будет сжиматься как целое. Вероятно, это и подразумевал Ньютон в своем космогоническом письме 1692 г.; но что скрывается за характерным масштабом длины, удалось выяснить только Дж. Джинсу в 1902 г. Пространственный масштаб задается, по существу, силами, препятствующими гравитации, силами давления, обязанными упругости вещества. Этот масштаб носит название джинсовой длины. В сущности, противоборство сил тяготения и давления в разреженной среде имеет ту же природу, что и в звезде. Но в звезде эти силы уже достигли, так сказать, компромисса, сравнялись друг с другом по величине п установили, таким образом, равновесие. В гравитирующей же среде такого баланса сил нет: пока среда однородна, в ней действует только сила тяготения. Сила же давления возникает тогда, когда имеются неоднородности давления, т, е. его перепады от одного места к другому. Сила давления всегда направлена из области высокого давления в сторону области низкого давления. Перепады давления действительно появляются, как только в среде образуются какие-либо случайные сгущения. Судьба сгущения, а с ней и судьба всего распределения вещества, зависит от того, какая сила окажется преобладающей — сжимающая сгущение сила его собственного тяготения пли расталкивающее действие силы давления, возникшей благодаря перепаду давления между внутренностью сгущения и окружающей его средой. Сила тяготения тем больше, чем больше масса сгущения, чем больше его размер, и потому она способна преодолеть противодействие давления, если этот размер превосходит некоторый критический размер, соответствующий равенству по величине обеих противоборствующих сил. Критический размер и есть джинсова длина. А условие развития гравитационной неустойчивости,— критерий Джинса,— состоит в том, что размер сгущения должен быть больше этой критической длины. Можно сказать, что Солнце и вообще любая звезда, в которой силы тяготения и давления уравновешивают друг друга, имеют размер, равный джинсовой длине. Но джинсова длина — это не универсальная постоянная, одинаковая всегда и всюду, а физическая величина, зависящая от конкретных условий — от давления и плотности среды. Она тем больше, чем больше давление и меньше плотность. Это мы уже знаем по картине гравитационной неустойчивости в расширяющейся среде Вселенной, о которой говорилось в главе второй. Если известны физические условия в дозвездной среде, то можно оценить критическую джинсову длину и тем самым найти размеры сгущений, на которые среда способна распадаться, вернее, нижнюю границу этих размеров. Физические условия существенно различаются в разные эпохи звездообразования.

Первые звезды Галактики возникали в сжимающемся протогалактическом облаке, причем звездообразование и послужило причиной, которая остановила, в конце концов, сжатие протогалактики как целого. Возможность фрагментации протогалактического облака требовала, чтобы его размеры намного превосходили джинсову длину — тогда и отдельные фрагменты в нем могли иметь размер, превосходящий критическую длину. В этом смысле протогалактическое облако — это бесконечная среда в картине Ньютона; ведь бесконечность всегда означает фактически значительное преобладание чего-то над чем-то. Звезды, возникающие в современном состоянии Галактики, рождаются в плотных и холодных газопылевых облаках, сильно отличающихся по своим свойствам от облака-протогалактики. Но и здесь размеры исходных облаков должны быть много больше джинсовой длины, чтобы облака могли распадаться на фрагменты.

Авторство, источник и публикация:
1. Подготовлено проектом 'Астрогалактика'
2. Публикация проекта 14.12.2006