Жизнь звезды

Общая астрономия. Далекая Вселенная. Жизнь звезды

Усиление слабых неоднородностей в диффузном веществе, возникновение облаков, их гравитационная конденсация и фрагментация — вот общее направление процесса, который ведет к формированию звезд и звездных комплексов. При всем различии конкретных физических процессов в изначальном водородно-гелиевом веществе протогалактики и в современном межзвездном газе, эта последовательность событий одинакова для первых звезд Галактики и для звезд новых ее поколений. Да и сами звезды, рождавшиеся миллиарды лет назад и возникающие в современную эпоху, очень похожи друг на друга в своих главных, принципиальных свойствах. Звезды всех поколений в нашей Галактике и в других галактиках начинают свою эволюцию с состояния, подобного нынешнему состоянию Солнца. Различия между звездами разных поколений — результат их дальнейшей эволюции, темп и конечный итог которой самым радикальным образом зависят от звездных масс. Определенные черты структуры и эволюционного пути связаны также с химическим составом звезд: содержание элементов, более тяжелых, чем водород и гелий, неуклонно возрастает от поколения к поколению.

Но важнее всего масса звезды. Ею определяется в первую очередь продолжительность пребывания звезды в начальном, «солнечном» состоянии, когда она излучает энергию за счет ядерных превращений в ее недрах. Звезда, масса которой превышает массу Солнца в несколько десятков раз (например, звезда класса О) находится в таком состоянии не более 3—8 миллионов лет. Для звезды с массой Солнца этот период затягивается до 13—15 миллиардов лет. Звезда с массой, вдвое меньшей массы Солнца, остается в начальном состоянии почти сто миллиардов лет. Эти данные нужно сопоставить с возрастом Галактики. С момента образования Галактики прошло 12 — 15 миллиардов лет. Отсюда, очевидно, следует, что из звезд первого поколения только наименее массивные, с массами, меньшими солнечной, могут наблюдаться сейчас в своем первоначальном состоянии. Именно такие звезды и составляют самое старое население Галактики, население ее сферической подсистемы. Более массивные и более яркие звезды, которые тоже имелись там когда-то, давно сошли со сцены. Исчерпав за несколько миллионов лет запасы водорода в центральной своей зоне, массивная звезда вступает в новую фазу эволюции. Ядерные реакции протекают теперь не в ее ядре, состоящем уже целиком из гелия, в который «перегорел» водород, а в тонком слое водорода вокруг этого ядра. Звезда с такого рода слоевым источником увеличивает свою светимость и как бы разбухает. Из-за увеличения размеров снижается температура поверхностных слоев звезды и потому ее цвет становится из голубого красным. Так звезда класса О или В превращается в звезду нового типа — красный гигант. Изменения тем временем происходят и в гелиевом ядре звезды. Оно постепенно сжимается и разогревается; когда температура достигнет 100—150 миллионов градусов, гелий загорится — в нем начнутся ядерные реакции слияния трех ядер гелия в ядро углерода.

Связанное с этим энерговыделение еще более разогревает ядро и возросшее в нем давление останавливает сжатие. Вместе с тем увеличивается общая светимость звезды, питаемая теперь и слоевым источником и гелиевым ядром. Как показывают расчеты, несколько повышается из-за этого и поверхностная температура звезды. Но эта стадия длится недолго, она короче первоначальной, «солнечной» стадии, и завершается исчерпанием гелия в плотном горячем ядре. Что происходит со звездой дальше? Звезда теряет свою оболочку — ее наружные слои отделяются от ядра и расширяются, образуя то, что астрономы наблюдают издавна и называют планетарной туманностью. Что же касается ядра, то, если его масса не больше, чем 1,2 массы Солнца, оно обнажается и предстает как звезда малого размера с довольно высокой температурой. Такие звезды известны как белые карлики — белые из-за их цвета, соответствующего высокой температуре поверхности, а карлики из-за небольшой светимости. Малая светимость связана с малым размером излучающей поверхности звезды: радиус белого карлика раз в сто меньше радиуса Солнца, т. е. сравним с радиусом Земли. Излучая свет и постепенно остывая, эти звезды за миллиард лет или около того станут невидимыми, полностью излучив свою тепловую энергию. Никаких других источников энергии в них уже нет и это фактически неизменное состояние — состояние белых карликов, превратившихся в «черные» карлики, является финальной стадией эволюции большинства звезд. Нечто подобное ожидает, по-видимому, и наше Солнце.

Через 8—9 миллиардов лет оно превратится сначала в красный гигант, затем, сбросив оболочку, станет белым, а после и «черным» карликом. Судьба более массивной звезды иная. Исчерпав запасы ядерного топлива, она тоже способна отделить от себя оболочку, но это происходит не спокойно и плавно, а в виде мощного взрыва. Вероятно, именно таким взрывным процессам и обязаны вспышки сверхновых звезд. В явлении такого рода светимость звезды возрастает за несколько дней в сотни миллионов раз, и затем в течение недели или месяца звезда излучает больше света, чем целая галактика. Оболочка, отделившаяся от сердцевины звезды, быстро расширяется, создавая в межзвездной среде ударную волну (способную «поджечь» волну звездообразования). Остаток же, ядро звезды, быстро сжимается, и если его масса не превышает двух масс Солнца, превращается в нейтронную звезду. Нейтронная звезда имеет плотность, сравнимую с плотностью атомных ядер, 10¹⁵ г/см³. Столь сильное уплотнение обязано собственному тяготению звезды, которое при указанной массе не позволяет сжимающейся сердцевине звезды остановиться на состоянии белого карлика. Радиус нейтронной звезды около десяти километров, т. е. приблизительно в сто тысяч раз меньше радиуса Солнца или, по крайней мере, в шестьсот раз меньше радиуса Земли,— это размер не очень большого города. Вспышки сверхновых известны издавна; яркое описание такого явления, происшедшего в нашей Галактике в 1054 г., имеется в китайских хрониках. «Звезда-гостья», как называют ее хроники, была видна даже днем, уступая блеском только Солнцу и Луне. Оболочка, сброшенная в этом событии, видна на небе до сих пор — это знаменитая Крабовидная туманность, изучаемая астрономами уже более двух веков. А нейтронная звезда — остаток вспышки сверхновой — была обнаружена в центре Крабовидной туманности в 1967 г. Вспышки сверхновых в современном состоянии Галактики — редкое явление, происходящее в среднем не чаще, чем раз в сто лет. Последнюю вспышку в нашей Галактике наблюдал в 1604 г. И. Кеплер.

В других галактиках вспышки сверхновых происходят приблизительно с той же частотой, так что, следя в течение года за несколькими сотнями галактик, можно наверняка зарегистрировать, по крайней мере, одно событие такого рода. Нейтронная звезда из Крабовидной туманности была обнаружена как источник коротких радиоимпульсов, регулярно повторяющихся с периодом 0,033 с. Это необычайно короткий период; переменные звезды известны давно, среди них имеются и звезды с регулярными периодическими изменениями блеска, но столь малыми периодами обладают только пульсары, открытые в 1967 г. Нейтронная звезда в Крабовидной туманности — пульсар, обнаруженный одним из первых. Самым первым был пульсар с периодом 1,33 секунды, открытый группой радиоастрономов под руководством Э. Хьюиша. Сейчас известно более сотни пульсаров и для подавляющего их большинства период следования импульсов близок к одной секунде. Периодичность излучения пульсаров связана с их быстрым вращением: звезда излучает узкий пучок радиоволн, подобный лучу маяка. Наблюдатель, попадающий в этот луч, видит периодически повторяющиеся импульсы излучения. Но ни одна обычная звезда, ни Солнце, ни даже более плотный белый карлик,— не могла бы вращаться с периодом, характерным для пульсаров,— она немедленно была бы разорвана центробежными силами. Только нейтронная звезда может устоять и вращаться как волчок, не разрушаемая центробежными силами: она очень плотная, достаточно компактная для этого. (Напомним, что при заданном периоде центробежная сила прямо пропорциональна радиусу вращающегося тела.) Эти соображения и послужили, собственно, первым и самым сильным аргументом в пользу того, что пульсары — это нейтронные звезды. В 70-е годы были открыты также пульсары, излучающие не радиоволны, а главным образом рентгеновские лучи.

Ими оказались нейтронные звезды, входящие в состав двойных звездных систем. Об интересных явлениях в тесных двойных системах мы расскажем немного позже, а сейчас вернемся к судьбе массивной звезды, исчерпавшей запасы ядерного топлива, и рассмотрим физические процессы в белых карликах и нейтронных звездах. Чем больше масса звезды, тем сильнее ее собственное тяготение. Тяготение стремится сжать звезду, и если температура и давление в ней уже не поддерживается ядерным энерговыделением, то тяготению ничто не мешает. Однако по мере уплотнения звезды при гравитационном сжатии в ее веществе появляется совсем особый род упругости, никак не связанной с температурой и обычным давлением, обязанным тепловым движением частиц. Даже при нулевой температуре вещество обладает неисчезающей упругостью, имеющей отнюдь не тепловую природу: в этих условиях действуют эффекты квантовой механики, благодаря которым возникает эффективное давление частиц вещества. Газ в таком состоянии называют вырожденным, причем при увеличении плотности в состояние вырождения быстрее приходят те частицы газа, масса которых меньше. В смеси электронов и ядер, из которой состоит сжимающаяся звезда, первыми становятся вырожденными электроны. Возникающая из-за этого дополнительная упругость останавливает сжатие звезды, если ее масса не превышает 1,2 массы Солнца.

Расчет этой критической массы сделан впервые Ш. Чандрасекаром. Звезда, в которой тяготение уравновешено квантовомеханическим эффектом давления вырожденного газа электронов — это белый карлик. Ясно, что остывание белого карлика не способно повлиять на давление вырожденных электронов — оно останется тем же и при температуре абсолютного нуля. При массе, превышающей чандрасекаровский предел (1,2 массы Солнца), давление вырожденных электронов недостаточно, чтобы противодействовать тяготению и остановить его. Сжатие звезды продолжается, достигаются всё большие плотности, и вместе с этим изменяется состав вещества звезды: электроны как бы вдавливаются в ядра и сливаются с протонами, превращая их тем самым в нейтроны. Слияние электронов с протонами сопровождается рождением большого числа нейтрино; они свободно покидают звезду, унося из нее всю ту энергию, которая выделилась при сжатии благодаря изменению гравитационной потенциальной энергии звезды. Теперь, при продолжающемся сжатии, наступает очередь нейтронов переходить в вырожденное состояние. Возникающее в их газе дополнительное давление способно остановить сжатие звезды и скомпенсировать ее собственное тяготение, если масса звезды не превышает двух масс Солнца. Таким путем возникает сверхплотная звезда, которая и называется нейтронной звездой, так как состоит главным образом из нейтронов и удерживается от сжатия благодаря их квантовомеханическому эффекту давления. Теорию нейтронных звезд построил задолго до их открытия, еще в 30-е годы, Л. Д. Ландау. Тогда они представлялись лишь гипотетическими объектами, но их существование в природе неизбежно следовало из законов физики. Заметим, что быстрое вращение нейтронных звезд, делающее их маяками — пульсарами, — прямое следствие сильного сжатия. Все звезды, так или иначе, вращаются, вращается и наше Солнце с периодом около месяца (точнее, на его экваторе период обращения составляет 26 дней). При сжатии, уменьшении размера вращение всякого тела убыстряется (вспомним танцоров на льду — прижимая руки к телу, они заметно убыстряют свое вращение). Период вращения убывает пропорционально квадрату размера.

Если Солнце сжать до размера нейтронной звезды, оно будет вращаться с периодом около одной секунды, типичным для пульсаров. Очень важно и то, что при сжатии звезды возрастает не только скорость вращения, но также и ее магнитное поле — оно усиливается обратно пропорционально квадрату радиуса. При достижении плотностей, характерных для нейтронной звезды, магнитное поле может оказаться в десятки и сотни миллиардов раз сильнее, чем в исходном состоянии звезды. Среднее поле Солнца составляет приблизительно 1 Э; при сжатии до радиуса нейтронной звезды его напряженность оказалась бы равной 10*¹⁰ Э. Насколько можно судить, магнитные поля пульсаров еще сильнее, до 3•10¹² Э. Именно магнитное поле и формирует пучок радиоволн, излучаемых пульсаром, а этот пучок вращается, как луч маяка, с частотой вращения нейтронной звезды. Совместное действие вращения и магнитных полей обеспечивает исключительно четкую регулярность последовательности импульсов с периодом, равным времени одного оборота звезды, и этот период выдерживается с огромной точностью — до восьмого знака. Это относится и к радиопульсарам и к рентгеновским пульсарам. Какова судьба звезды, масса которой превышает предел в две солнечные массы? Силы тяготения в этом случае столь велики, что никакая упругость вещества — ни тепловая, ни квантовомеханическая — не может им противостоять. Сжатие такой массивной звезды после исчерпания источников ядерной энергии происходит неудержимо и необратимо — она превращается в черную дыру. О черных дырах сейчас слышали все. Все в них поражает воображение: создаваемое ими тяготение столь велико, что лучи света не могут выходить из них, а лучи, проходящие поблизости от черных дыр, искривляются и захватываются ими.

Даже геометрические свойства пространства и течение времени вблизи черных дыр изменяются самым причудливым образом. Черные дыры создают в пространстве бездонные воронки, в которые «засасывается» все — и свет, и частицы. Радиус такой воронки сравним с радиусом нейтронной звезды; он составляет несколько километров. Многое можно было бы рассказать о черных дырах, но для нас сейчас важнее всего один вопрос: существуют ли они в природе? С теоретической точки зрения черные дыры столь же неизбежный результат эволюции звезд, как белые карлики или нейтронные звезды. Но ясно, что наблюдения черных дыр затруднены самой их природой. Безнадежно было бы искать их в виде черных точек на небе; скорее всего, об их существовании можно судить лишь по косвенным признакам. Если, например, черная дыра составляет двойную систему с обычной звездой, то по особенностям движения этой звезды можно в принципе установить, что ее компаньоном — невидимым — является черная дыра. Оба объекта в двойной системе вращаются вокруг их общего центра тяжести, и, измеряя параметры орбиты обычной звезды, можно оценить массу невидимого компаньона. Конечно, компаньон может быть не виден просто потому, что это очень слабая, но в остальном вполне обычная звезда. Однако если оценка массы компаньона дает величину, превышающую две массы Солнца, это будет означать, что невидимый партнер — действительно черная дыра.

Ведь будь это обычная звезда большой массы, ее излучение было бы замечено. (Напомним, что и белые карлики, и нейтронные звезды, которые тоже могли бы быть невидимыми в двойной системе, обладают меньшими массами.) Имеется несколько источников на небе, относительно которых можно подозревать, что это двойные системы с черными дырами. Таков, например, источник рентгеновского излучения в созвездии Лебедя (его название — Лебедь Х-1). Однако полная уверенность пока отсутствует — необходимы новые и новые наблюдения, подвергаемые строгому и тщательному анализу. И все же вряд ли можно сомневаться, что черные дыры существуют: у массивных звезд нет иного пути, чем превращение в черную дыру на финальной стадии эволюции. В нашей Галактике должны быть, вероятно, миллионы, если не сотни миллионов черных дыр, нужно только научиться их находить.

Авторство, источник и публикация:
1. Подготовлено проектом 'Астрогалактика'
2. Публикация проекта 19.12.2006