Происхождение и развитие звезд и Солнца (стр. 3 из 4)

Наконец температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой.

Молекулярные облака, эти «фабрики по производству звезд», изготавливают звезды всевозможных типов. Диапазон масс новорожденных звезд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причем маленькие звезды образуются значительно чаще, чем крупные. В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звезд с общей массой около пяти масс Солнца.

Большой интерес представляют не только индивидуальные и кратные молодые звезды, но их коллективы. Молодые звезды сконцентрированы вблизи экваториальной плоскости Галактики, что совсем не удивительно: именно там находиться слой межзвездного газа. На нашем небосводе молодые звезды большой светимости и нагретые ими газовые облака пролегли полосой Млечного Пути. Но если темной летней ночью внимательно посмотреть на небо, можно заметить, что в Млечном Пути выделятся отдельные «звездные облака». Насколько они реальны и какую степень в эволюции вещества отражают? Эти обширные группировки молодых звезд получили название звездные комплексы. Их характерные размеры – несколько сот парсек.

Исторически первым были обнаружены и исследованы более компактные группы молодых звезд – рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сот или тысяч звезд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвездных молекулярных облаков. Рассеянные скопления понемногу теряют свои звезды.

Ассоциации недолговечны: через 20 – 30 млн. лет они расширяются до размера более 100 пк и их уже невозможно выделить среди звезд фона. Это создает иллюзию, что ассоциации – редкие группировки звезд. В действительности они рождаются не реже скоплений, просто разрушаются быстрее.

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

Каков же будет срок жизни звезды? Иначе говоря, сколько времени она проведёт на главной последовательности? Ответить на данный вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звёзд главной последовательности это термоядерные реакции превращения водорода в гелий.

Звёзды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звёзд составляет «всего» несколько миллионов лет! Для подавляющего же большинства звёзд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной (около 15 млрд. лет).

Теперь мы подошли к основному вопросу: во что превращаются звёзды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звёзды разной массы приходят в итоге к одному из трёх состояний: белые карлики, нейтронные звёзды или чёрные дыры.

Белые карлики

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

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

Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение происходит за счёт медленного остывания. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. кельвинов образуют кристаллическую решётку. Образно говоря, белые карлики - это горячие гигантские кристаллы.

Нейтронные звёзды

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

Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды их вращения измеряются миллисекундами!) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий (см. статью «Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры»). Эти частицы | излучают радиоволны.

С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн. лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч (один на 1500 звёзд соответствующей массы). В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров.

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

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

Черные дыры

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

где G — постоянная тяготения Ньютона. Если при постоянной массе радиус уменьшается, то эта скорость возрастает и может достичь скорости света (с) — предельной скорости для любых физических объектов, когда радиус тела становится равным 2GМ/c2. Это так называемый гравитационный радиус — Rg. Поскольку информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело, как говорят, уходит за горизонт событий для далёкого наблюдателя.

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

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

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

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