Эволюция и типы звёзд

     Исчерпав  запасы ядерной энергии, звезда может  только сжиматься и использовать гравитационную энергию, что бы поддержать своё свечение. Звезда будет сжиматься и ярко светиться. Когда же и эта энергия иссякнет, звезда начнёт изменять свой цвет от белого к жёлтому, затем к красному; наконец она перестанет излучать и начнёт непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького тёмного безжизненного объекта. Но на пути к угасанию обычная звезда проходит стадию белого карлика. 

        Типы звёзд 

      Белые карлики

     Во  Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт - Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд.

     История открытия белых карликов восходит к  началу XIX века, когда Фридрих Вильгельм Бессель, прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь является не прямой линией, а имеет волнообразный характер.  Собственное движение звезды происходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась из стороны в сторону. К 1884г., спустя примерно 10 лет после первых наблюдений Сириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда, которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; оно обнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалось то обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, то период обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равен приблизительно 50 годам.

     Когда в результате высокого давления вещество сжато до больших плотностей, как  в белых карликах, то вступает в  действие другой тип давления, так  называемое «вырожденное давление». Оно появляется при сильнейшем сжатии вещества в недрах звезды. Именно сжатие, а не высокие температуры является причиной вырожденного давления. Вследствие сильного сжатия атомы оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую.

     Гравитационное  сжатие белого карлика происходит в  течение длительного времени, и  электронные оболочки продолжают проникать  друг в друга до тех пор, пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса  наименьшей электронной оболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой непроницаемый барьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном сжатии электроны уже не связаны с отдельными ядрами, а свободно движутся относительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в результате ионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако электронов движется относительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белого карлика приобретает определённые физические свойства, характерные для металлов. В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно тому, как тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.

     Но  электронный газ проявляет и  необычные свойства. По мере сжатия электронов их скорость всё больше возрастает, потому что, как мы знаем, согласно фундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся в одном элементе фазового объёма, не могут иметь одинаковые энергии. Следовательно, чтобы не занимать один и тот же элемент объёма, они должны двигаться с огромными скоростями. Наименьший размер допустимого объёма зависит от диапазона скоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже скорость электронов, тем больше тот минимальный объём, который они могут занимать. Иными словами, самые быстрые электроны занимают наименьший объём. Хотя отдельные электроны носятся со скоростями, соответствующими внутренней температуре порядка миллионов градусов, температура полного ансамбля электронов в целом остаётся низкой.

     Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решётку плотно упакованных тяжёлых ядер, сквозь которую движется вырожденный электронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и на поверхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества находится в обычном газообразном состоянии.         

     Зная  физические характеристики белых карликов, мы можем сконструировать их наглядную  модель. Начнём с того, что белые  карлики имеют атмосферу. Анализ спектров карликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколько сотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомые химические элементы. Известны белые карлики двух типов - холодные и горячие. В атмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода, хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее, по линиям в спектрах этих звёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окись титана. Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; на водород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температуры поверхности белых карликов меняются от 5000 К  у "холодных" звёзд до 50 000 К  у  "горячих". Под атмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в котором содержится небольшое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160 км, что составляет примерно 1% радиуса звезды. Слой этот может меняться со временем, но диаметр белого карлика остаётся постоянным и равным примерно 40 000 км. Как правило, белые карлики не уменьшаются в размерах после того, как достигли этого состояния. Они ведут себя подобно пушечному ядру, нагретому до большой температуры; ядро может менять температуру, излучая энергию, но его размеры остаются неизменными. Чем же определяется окончательный диаметр белого карлика? Оказывается его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше его радиус; минимально возможный радиус составляет 10 000 км. Теоретически, если масса белого карлика превышает массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может быть неограниченно малым. Именно давление вырожденного электронного газа предохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура может меняться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр её не меняется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром, который она имела, вступив в стадию белого карлика.

     Под верхним слоем звезды вырожденный  газ практически изотермичен, то есть температура почти постоянна  вплоть до самого центра звезды; она  составляет несколько миллионов  градусов - наиболее реальная цифра 6 млн. К.

     Теперь, когда мы имеем некоторые представления  о строении белого карлика, возникает  вопрос: почему он светится? Очевидно одно: термоядерные реакции исключаются. Внутри белого карлика отсутствует  водород, который поддерживал бы этот механизм генерации энергии.

      Единственный  вид энергии, которым располагает  белый карлик, - это тепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном  движении, так как они рассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется, что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не на один из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью, и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу эта энергия излучается в космическое пространство.

     Астрономы сравнивают процесс остывания горячего белого карлика с остыванием железного  прута, вынутого из огня. Сначала белый  карлик охлаждается быстро, но по мере падения температуры внутри него охлаждение замедляется. Согласно оценкам, за первые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимости Солнца. В конце концов, белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом, однако на это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных, представляется весьма сомнительным, чтобы возраст Вселенной был достаточно велик для появления в ней чёрных карликов.

     Другие  астрономы считают, что и в  начальной фазе, когда белый карлик ещё довольно горяч, скорость охлаждения невелика. А когда температура  его поверхности  падает до величины порядка температуры Солнца, скорость охлаждения увеличивается и угасание происходит очень быстро. Когда недра белого карлика достаточно остынут, они затвердеют.

     Так или иначе, если принять, что возраст  Вселенной превышает 10 млрд. лет, красных карликов в ней должно быть намного больше, чем белых. Зная это, астрономы предпринимают поиски красных карликов. Пока они безуспешны. Массы белых карликов определены недостаточно точно. Но лишь немногие белые карлики входят в состав двойных звёзд. В трёх наиболее хорошо изученных случаях массы белых карликов, измеренные, с точностью свыше 10% оказались меньше массы Солнца и составляли примерно половину её. Теоретически предельная масса для полностью вырожденной не вращающейся звезды должна быть в 1,2 раза больше массы Солнца. Однако если звёзды вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, то вполне возможны массы, в несколько раз превышающие солнечную.    

     Сила  тяжести на поверхности белых  карликов примерно в 60-70 раз больше, чем на Солнце. Если человек весит на Земле 75 кг, то на Солнце он весил бы 2тонны, а на поверхности белого карлика его вес составлял бы 120-140 тонн. С учётом того, что радиусы белых карликов мало отличаются и их массы почти совпадают, можно заключить, что сила тяжести на поверхности любого белого карлика приблизительно одна и та же.  Во Вселенной много белых карликов. Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных в обсерватории Маунт-Паломар, показало, что их количество превышает 1500. Астрономы полагают, что частота возникновения белых карликов постоянна, по крайней мере, в течение последних 5 млрд. лет. Возможно, белые карлики составляют наиболее многочисленный класс объектов на небе. Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. Возникает вопрос: все ли звёзды становятся белыми карликами в конце своего эволюционного пути? Если нет, то какая часть звёзд переходит в стадию белого карлика?

     Важнейший шаг в решении проблемы был  сделан, когда астрономы нанесли  положение центральных звёзд  планетарных туманностей на диаграмму  температура - светимость. Чтобы разобраться  в свойствах звёзд, расположенных  в центре планетарных туманностей, рассмотрим эти небесные тела.

     На  фотографиях планетарная туманность выглядит как протяжённая масса  газов эллипсоидной формы со слабой, но горячей звездой в центре. В  действительности эта масса представляет собой сложную турбулентную, концентрическую оболочку, которая расширяется со скоростями 15-50 км/с. Хотя эти образования выглядят как кольца, на деле они являются оболочками, и скорость турбулентного движения газа в них достигает примерно 120 км/с. Оказалось, что диаметры нескольких планетарных туманностей, до которых удалось измерить расстояние, составляют порядка 1 светового года, или около 10 триллионов километров. Расширяясь с указанными выше скоростями, газ в оболочках становится очень разряженным и не может возбуждаться, а следовательно, его нельзя увидеть спустя 100 000 лет.

     Многие  планетарные туманности, наблюдаемые  нами сегодня, родились в последние 50000 лет, а типичный их возраст близок к 20 000 лет. Центральные звёзды таких  туманностей - наиболее горячие объекты  среди известных в природе. Температура их поверхности меняется от 50 000 до 1млн. К. Из-за необычайно высоких температур большая часть излучения звезды приходится на далёкую ультрафиолетовую область электромагнит иного спектра. Это ультрафиолетовое излучение поглощается, преобразуется и переизлучается газом оболочки в видимой области спектра, что и позволяет нам наблюдать оболочку. Это означает, что оболочки значительно ярче, нежели центральные звёзды, - которые на самом деле являются источником энергии, - так как огромное количество излучения звезды приходится на невидимую часть спектра.

     Из  анализа характеристик центральных  звёзд планетарных туманностей  следует, что типичное значение их массы  заключено в интервале 0,6-1 масса  Солнца. А для синтеза тяжёлых  элементов в недрах звезды необходимы большие массы. Количество водорода в этих звёздах незначительно. Однако газовые оболочки богаты водородом и гелием.

     Некоторые астрономы считают, что 50-95 % всех белых  карликов возникли не из планетарных  туманностей. Таким образом, хотя часть  белых карликов целиком связана с планетарными туманностями, по крайней мере, половина или более из них произошли от нормальных звёзд главной последовательности, не проходящих через стадию планетарной туманности.   

     Полная  картина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует так много деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можно строить лишь путём логических умозаключений. И, тем не менее, общий вывод таков: многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадии белого карлика, и затем скрываются на небесных «кладбищах» в виде чёрных, невидимых карликов.  

     Если  масса звезды примерно вдвое превышает  массу Солнца, то такие звёзды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могут взорваться как сверхновые, а затем  сжаться до размеров шаров радиусом несколько километров, т.е. превратиться в нейтронные звёзды. 

     Сверхновые.

     Около семи тысяч лет назад в отдалённом уголке космического пространства внезапно взорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно большая и массивная звезда вдруг столкнулась с серьёзной энергетической проблемой - её физическая целостность оказалась под угрозой. Когда была пройдена граница устойчивости, разразился захватывающий, чрезвычайно мощный, один из самых катастрофических во всей Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду.

     Шесть тысяч лет мчался по космическим  просторам свет от этой звезды из созвездия  Тельца и достиг, наконец, Земли. Это  случилось в 1054г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект, величественно сверкающий на небе перед восходом Солнца. 

     Четвёртого  июля 1054г. китайские астрономы, вглядываясь  в небо, увидели светящийся небесный объект, который был много ярче Венеры. Его наблюдали в Пекине и Кайфыне и назвали "звездой-гостьей". Это был самый яркий после Солнца объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до 27 июля 1054г., он был виден даже днём. Постепенно объект становился слабее, но всё же оставался видимым для невооружённого глаза ещё 627 дней и наконец исчез 17 апреля 1056г. Это была ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых - она сияла как 500 млн. Солнц. Если бы она находила от нас на таком расстоянии, как ближайшая к нам звезда альфа Центавра, то даже самой тёмной ночью при её свете мы могли бы свободно читать газету - она светила бы значительно ярче, чем полная Луна.