Рождение и эволюция звезд

Рождение звезд в Галактике происходит постоянно. Этот процесс компенсирует так же непрерывно происходящую смерть звезд. Поэтому в Галактике есть звезды старые и молодые. Самые старые звезды сосредоточены в шаровых скоплениях, возраст их сравним с возрастом Галактики. Старые звезды формировались, когда протогалактическое облако распадалось на все более мелкие сгустки, в результате постепенного дробления которых возникли скопления звездных масс.

Современные звезды возникают из газопылевых облаков, размеры которых больше критической джинсовой длины. Газопылевые облака начинают сжиматься под действием гравитационных сил, и энергия сжатия превращается при этом в излучение, которое может свободно выходить из облака в космическое пространство. При дальнейшем сжатии температура внутренних областей облака повышается, и таким образом образуется протозвезда (горячее ядро), которую еще почти не видно, так как она находится внутри родительского облака. Период сжатия облака солнечной массы составляет около миллиона лет.

Затем протозвезда сжимается гораздо медленнее. В ней протекают конвекционные процессы, связанные с перемещением внутренних, более горячих слоев вещества снизу вверх и холодных наружных – сверху вниз. При этом температура протозвезды достигает нескольких тысяч градусов. Кроме того, конвекция сопровождается короткой вспышкой светимости.

При этом процесс сжатия протозвезды продолжается, стремясь к некоторому конечному значению. Светимость протозвезды при этом падает. Данный этап занимает десятки миллионов лет. Наконец, сжатие прекращается, в звезде начинаются термоядерные реакции, и она становится стабильной обычной звездой, в которой действие сил тяготения, стремящихся сжать ее в точку, уравновешивается внутренним давлением газа, истекающим из звезды. Такая звезда является саморегулирующейся системой. Так, если температура внутри нее повысится, то звезда раздувается. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнет сжиматься и разогреваться, ядерные реакции ускоряются, и баланс восстанавливается.

С момента начала термоядерной реакции, превращающей водород в гелий, звезда типа нашего Солнца переходит на так называемую главную последовательность, в соответствии с которой будут изменяться с течением времени характеристики звезды – ее светимость, температура, радиус, химический состав и масса. После выгорания водорода в центральной зоне у звезды образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но только в тонком слое вблизи поверхности этого ядра. Ядерные реакции перемещаются на периферию звезды. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внешняя оболочка – расширяться. Оболочка разбухает до колоссальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента звезда выходит на завершающий этап своей жизни. С нашим Солнцем это произойдет примерно через 8 млрд лет. При этом его размеры увеличатся до орбиты Меркурия, а может быть, и до орбиты Земли, так что от планет земной группы ничего не останется (или останутся оплавленные камни).

Для красного гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высокая внутренняя. Одновременно в термоядерные процессы включаются все более тяжелые ядра, что приводит к синтезу химических элементов. При этом красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Так, только за один год Солнце на стадии красного гиганта может потерять одну миллионную часть своего веса. Таким образом, всего за десять – сто тысяч лет от красного гиганта остается лишь центральное гелиевое ядро, и звезда становится белым карликом. То есть белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта, а затем сбрасывает остатки оболочки, из которой образуется планетарная туманность.

Такие звезды невелики по своим размерам – по диаметру они даже меньше Земли, хотя их масса сравнима с солнечной. Но плотность такой звезды в миллиарды раз больше плотности воды. Кубический сантиметр его вещества весит больше тонны. Тем не менее, это вещество является газом, хотя и чудовищной плотности. Это очень плотный ионизированный газ, состоящий из ядер атомов и отдельных электронов. В белых карликах термоядерные реакции практически не идут, они возможны лишь в атмосфере этих звезд, куда попадает водород из межзвездной среды. В основном, эти звезды светят за счет огромных запасов тепловой энергии. Время охлаждения белого карлика сотни миллионов лет. Постепенно белый карлик остывает, цвет его меняется от белого к желтому, а затем к красному. Наконец, он превращается в черный карлик – мертвую холодную маленькую звезду размером с земной шар, который невозможно увидеть из другой планетной системы.

Несколько иначе развиваются более массивные звезды. Они живут всего несколько десятков миллионов лет. В них очень быстро выгорает водород, и они превращаются в красные гиганты всего за 2,5 млн лет. При этом в их гелиевом ядре температура повышается до нескольких сотен миллионов градусов. Такая температура дает возможность протекания реакций углеродного цикла – слияние ядер гелия в углерод. Ядро углерода в свою очередь может присоединить еще одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, неона и т.д. вплоть до кремния. Выгорающее ядро звезды сжимается, и температура в нем поднимается до 3 – 10 млрд градусов. В таких условиях реакции объединения продолжаются вплоть до образования ядер железа – самого устойчивого во всей последовательности химического элемента. Более тяжелые химические элементы – от железа до висмута – также образуются в недрах красных гигантов в результате медленного захвата нейтронов. При этом энергия не выделяется, как при термоядерных реакциях, а наоборот, поглощается. В результате сжатие звезды все убыстряется.

Образование же наиболее тяжелых ядер, замыкающих таблицу Менделеева, предположительно происходит в оболочках взрывающихся звезд, при их превращении в новые или сверхновые звезды, которыми становятся некоторые красные гиганты. В зашлакованной звезде нарушается равновесие, электронный газ более не способен противостоять давлению ядерного газа. Наступает коллапс – катастрофическое сжатие звезды, она «взрывается внутрь». Но если отталкивание частиц или другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв – вспышка сверхновой звезды, в окружающее пространство сбрасывается не только оболочка звезды, а до 90% ее массы, что приводит к образованию газовых туманностей. При этом светимость звезды увеличивается в миллиарды раз. Так, был зафиксирован взрыв сверхновой звезды в 1054 г. В китайских летописях было записано, что она была видна днем, как Венера, в течение 23 дней. В наше время астрономы выяснили, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения.

Взрыв сверхновой звезды связан с выделением чудовищного количества энергии. При этом рождаются космические лучи, намного повышающие естественный радиационный фон и нормальные дозы космического излучения. Так, астрофизики подсчитали, что примерно раз в 10 млн лет сверхновые звезды вспыхивают в непосредственной близости от Солнца, повышая естественный радиационный фон в 7 тысяч раз. Это чревато серьезнейшими мутациями живых организмов на Земле. Кроме того, при взрыве сверхновых звезд идет сброс всей внешней оболочки звезды вместе с накопившимися в ней «шлаками» – химическими элементами, появившимися в результате нуклеосинтеза. Поэтому межзвездная среда сравнительно быстро обретает все известные на сегодняшний день химические элементы тяжелее гелия. Звезды следующих поколений, в том числе и Солнце, с самого начала содержат в своем составе и в составе окружающего их газопылевого облака примесь тяжелых элементов.

Часть массы взорвавшейся сверхновой звезды может остаться в виде сверхплотного тела – нейтронной звезды или черной дыры.

Теоретически предсказанные нейтронные звезды, или так называемые пульсары, были открыты в 1967 г. Плотность нейтронных звезд выше, чем плотность белых карликов в миллиарды раз, и достигает 10¹⁴ – 10¹⁵ г/см³. При этом начинаются процессы нейтронизации – чудовищное давление внутри звезды «вгоняет» электроны в атомные ядра, и звезды постепенно превращается в гигантскую нейтронную каплю, так что чайная ложка вещества такой звезды весит миллиарды тонн. Температура ее около 1 млрд градусов, а масса заключена между 1,2 и 2,4 массами Солнца. При этом размеры такой звезды составляют всего лишь около 20 км в диаметре. Нейтронные звезды довольно быстро остывают. Меньше ста тысяч лет требуется, чтобы температура нейтронной звезды упала до сотни миллионов градусов.

Нейтронные звезды очень быстро вращаются. Кроме того, они обладают очень мощным магнитным полем, напряженность которого составляет сотни тысяч миллиардов гаусс. Пустота в литровой банке, содержащей внутри себя такое поле, весила бы около тысячи тонн. Столь сильное магнитное поле в сочетании с быстрым вращением нейтронной звёзды приводит к тому, что эти звезды испускают радиоволны в виде узких пучков направленного излучения, представляющего повторяющиеся импульсы. Поэтому нейтронные звезды и называют пульсарами. Стареющие нейтронные звезды в некоторых случаях могут стать рентгеновскими пульсарами, излучая не радиоволны, а рентгеновские лучи.

Если масса завершающей свой жизненный путь звезды больше 2–3 масс Солнца, то гравитационное сжатие приведет непосредственно к образованию черной дыры, свойства которой были описаны в общей теории относительности. Если такая звезда является частью системы двойной звезды, то газ с видимой звезды может перетекать к черной дыре, образуя вокруг нее закручивающийся диск. При этом колоссальная кинетическая энергия частиц, разгоняемых тяготением черной дыры, частично переходит в рентгеновское излучение, и по нему черная дыра может быть обнаружена. Возможно, именно черная дыра находится в рентгеновском источнике Лебедь Х-1.

Математический анализ показывает, что черная дыра может перемещаться в другую часть нашей Вселенной или даже внутрь иной вселенной. Поэтому воображаемый космический путешественник мог бы теоретически использовать черную дыру в качестве средства передвижения по вселенным. Такими точками перехода должны быть сингулярности, образующиеся в черной дыре. Правда, возможность такого перехода существует лишь гипотетически, так как любой объект при приближении к черной дыре будет раздавлен приливными гравитационными силами.

Также расчеты показывают, что черные дыры испаряются за счет испускания частиц и излучения, но не из самой черной дыры, а из того пространства, которое находится перед горизонтом черной дыры. При этом, чем меньше черная дыра по массе, тем выше ее температура и тем быстрее она испаряется. Размеры черных дыр могут быть разными: от массы галактики (10⁴⁴ г) до песчинки массой 10^-5 г. Так, черная дыра с массой в 10 масс Солнца испарится за 10⁶⁹ лет. Поэтому маленьких черных дыр, которые могли образоваться в первые мгновения после Большого взрыва, уже нет, а вот дыры больших размеров вполне могли сохраниться даже в пределах Солнечной системы. Их пытаются найти с помощью гамма-телескопов.

В целом же, по-видимому, на долю черных дыр и нейтронных звезд в нашей Галактике приходится около 100 млн звезд. Экстремальные физические условия в них делают их уникальными естественными лабораториями, дающими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.