Возникновение жизни и смерть звезд

Звезды нижней части главной последовательности по своему строению подобны Солнцу. При протон-протонной реакции мощность энерговыделения зависит от температуры слабее, чем при углеродном цикле (примерно как ). В центре звезды конвекция не возникает и энергия переносится излучением. Зато из-за сильной непрозрачности более холодных наружных слоев у звезд нижней части главной последовательности образуются протяженные наружные конвективные зоны (оболочки), Чем холоднее звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. Если у Солнца только 2 % массы приходится на слои, охваченные конвекцией, то карлик спектрального класса М практически весь конвективен. 

Субкарлики отличаются низким содержанием тяжелых элементов; они являются хорошим примером существенной зависимости строения звезды от ее химического состава. Непрозрачность звездного вещества оказывается пропорциональной содержанию тяжелых элементов, поскольку в горячей и плотной звездной плазме все легкие элементы полностью ионизованы и поэтому вносят незначительный вклад в суммарную непрозрачность. В основном поглощение производят ионы тяжелых элементов, сохранившие часть своих электронов. Субкарлики старые звезды, возникшие на ранних стадиях эволюции галактики преимущественно из вещества, не побывавшего еще в недрах звезд, а потому бедного тяжелыми элементами. Поэтому вещество субкарликов отличается большей прозрачностью по сравнению с звездами главной последовательности, что облегчает лучистый перенос энергии из недр [9].

Конечные  стадии эволюции звезд

Звезда начинает свое существование  как сжимающийся под действием собственного тяготения сгусток вещества. В ходе сжатия вещество нагревается, и в нем возрастает давление, которое вскоре начинает препятствовать этому сжатию. Постепенно давление останавливает сжатие и в сгущении достигается равновесие, баланс обеих сил — силы тяготения, стремящейся и далее сжимать вещество, и силы давления, действующей против сжатия. Но еще до остановки сжатия давление, температура и плотность в самой внутренней, центральной области сгустка достигают столь высоких значений, что там «зажигаются» термоядерные реакции. Они служат источником энергии, благодаря которой поддерживается высокая температура и высокое давление в звездных недрах. Эта

энергия питает излучение  звезды [11].

Солнце — это газовый  шар, находящийся в равновесии под  действием сил тяготения и  давления. В его недрах давление составляет Па, температура — 15 миллионов градусов, плотность . Там идет реакция превращения ядер водорода в ядра гелия. За счет этого Солнце излучает ежесекундно Дж энергии. Оно может светить еще не менее 10 млрд. лет, пока водород в его недрах не превратится в гелий.

Энергия, излучаемая в единицу времени, называется светимостью звезды. Светимость Солнца, Вт, не очень высока, поэтому оно считается звездой-карликом. Встречаются звезды-гиганты, светимость которых в десятки тысяч раз больше. Эти звезды имеют массы, иногда в десятки раз превосходящие массу Солнца. Вообще же звезды не слишком сильно отличаются друг от друга по массе: самые крупные из известных звезд имеют массу около 50, а самые малые — около 0,01. Различие светимостей гораздо сильнее: от у звезд, называемых белыми карликами, до у звезд-гигантов и сверхгигантов [11].

Чем больше звезда, тем ярче она светит; при этом зависимость светимости звезды от массы, как видно из приведенных данных, более сильная, чем по закону прямой пропорциональности. Для звезд, в три и более раз превосходящих по массе Солнце, светимость пропорциональна кубу массы. Так как запасы ядерной энергии определяются содержанием водорода в звезде, т. е. фактически ее массой, то время исчерпания запасов ядерного горючего обратно пропорционально квадрату массы звезды.

Если, например, звезда имеет  массу ,, то ее основное горючее — водород — будет израсходовано за 10 миллионов лет. После исчерпания водорода центральная область звезды сжимается, температура и плотность в ней повышаются, и по этой причине становятся возможными ядерные реакции превращения гелия в углерод, а затем и дальнейшие реакции с образованием все более сложных ядер. Вместе с тем оказывается возможным и горение водорода в слое, окружающем центральную область. Все это приводит к существенной перестройке внутренней структуры звезды. На этих поздних стадиях своей эволюции звезда разбухает, ее внешние слои расширяются, тогда как центральная область, ядро звезды, продолжает постепенно сжиматься. Поверхностные слои могут отделиться от плотного ядра и образовать вокруг него газовое облако (туманность).

Что же касается ядра, то рано или поздно ядерные источники анергии окажутся в нем исчерпанными. Ядро звезды, не питаемое больше энергией, начинает охлаждаться, Давление в нем падает, и вскоре сила давления оказывается уже недостаточной для противодействия собственной тяжести звездного вещества. Ядро испытывает дальнейшее быстрое сжатие, итогом которого — в зависимости от его массы — может быть одно из трех новых состояний [11]. Наиболее изученными из них являются белые карлики.

Белые карлики. Это горячие компактные объекты с массами порядка солнечной, но с радиусами, в 100 раз меньшими. Поэтому плотности их в миллионы раз превышают среднюю плотность звезд, т. е. достигают многих тонн в одном кубическом сантиметре. Вещество такой плотности при звездных температурах неизбежно находится в состоянии вырожденного газа. Объект такого типа «вызревает» в недрах гиганта в виде вырожденного компактного и плотного ядра. В случае планетарных туманностей, как мы видели, фактически наблюдается быстрый процесс освобождения этого ядра от внешней оболочки и превращения его в белый карлик, лишенный термоядерных источников энергии.

Вследствие малых размеров белые карлики, несмотря на свою высокую  температуру, имеют малую светимость. Они располагаются в нижней левой части диаграммы Герцшпрунгa-Рессела.

Медленно остывая, белые  карлики постепенно излучают запасенную в их недрах тепловую энергию, т. е. энергию обычных тепловых движений невырожденных тяжелых частиц (атомных ядер). Излучение белых карликов и их остывание не сопровождается изменением давления в недрах, поскольку в основном это давление создается вырожденными электронами. Из-за того, что не меняется давление, не происходит и дальнейшая перестройка белых карликов. В этом их отличие от обычных звезд: их средняя теплоемкость положительна.

У наиболее горячих белых карликов эффективная температура достигает К. Однако, известны и более холодные объекты (желтые и красные белые карлики) с температурой вплоть до 5 000 К. Отличие свойств белых карликов от обычных звезд заметно проявляется в их спектрах. Спектральные линии по мимо сильного расширения, вызванного большим давлением, имеют заметное релятивистское красное смещение. Это является следствием эффекта общей теории относительности, согласно которой частота излучения, выходящего из области сильного гравитационного поля, уменьшается. У некоторых белых карликов основные линии принадлежат гелию, а водородные линии сильно ослаблены или даже совсем отсутствуют, что является прямым указанием на отсутствие в них водорода, который в результате предшествовавшей эволюции превратился в более тяжелые элементы.

Замечательной особенностью белых карликов является существование строгого ограничения на возможные значения их масс (предел Чандрасекара).

Предельную массу белого карлика можно найти, если рассмотреть последовательность этих звезд с возрастанием их масс. Считая их однородными (плотность ), можно воспользоваться формулой для определения давления в центре звезды , откуда следует, что с ростом давление также увеличивается. С другой стороны, давление внутри белого карлика определяется электронным вырожденным газом и зависит только от плотности вещества. С увеличением электронный газ становится релятивистки вырожденным, скорости электронов приближаются к скорости света, и зависимость между Р и асимптотически приближается к выражению . Приравнивая и получаем предельную массу, или предел Чандрасекара . Более точный расчет, учитывающий рост плотности к центру звезды, дает для углеродного белого карлика

По мере увеличения массы  белого карлика и приближения ее к пределу Чандрасекара плотность вещества в недрах звезды неограниченно возрастает, а связь между давлением и плотностью все точнее описывается законом . Радиус белого карлика при этом, как показывает расчет, стремится к нулю. При > белый карлик вообще не может существовать как устойчивый объект, поскольку сила давления вырожденного газа оказывается неспособной противостоять гравитации. В этом случае механического равновесия нет, звезда должна быстро сжиматься (коллапсировать). Этот коллапс, в некоторых случаях может приводить к возникновению нейтронной звезды.

Нейтронные звезды. Фактически почти вся звездная эволюция может рассматриваться как своеобразный процесс нейтронизации первоначально почти протонного вещества. Действительно, если в чистом водороде число нейтронов равно нулю, то в исходной для современного звездообразования смеси водорода с 10 % гелия (по числу атомов) имеем на девять протонов одну алъфа-частицу, Т. е. отношение числа нейтронов и протонов уже равно .

Превращение водорода в гелий увеличивает это отношение до 1/2. Выгорание гелия и последующие звенья алъфа-процесса протекают без увеличения числа нейтронов. В конце эволюции звезд вещество становится вырожденным, а энергия электронов так возрастает, что они могут захватываться ядрами. При очень больших плотностях подобные процессы становятся доминирующими, и захваты электронов ядрами приводят к нейтронизации вещества. Иногда образно говорят, что при очень больших плотностях электроны как бы вдавливаются в протоны [9].

Важно, что эти процессы сопровождаются излучением нейтрино, свободно уносящими энергию из атомных ядер и из всей звезды. С началом нейтронизации происходит исчезновение электронов, «вдавливаемых» в ядра. В центральных слоях звезды, где газ вырожден, это ведет к падению давления, потере механической устойчивости и коллапсу. В результате коллапса достигаются плотности , при которых нейтронизация как раз и становится энергетически наиболее выгодной. для вырожденного нейтронного газа и возможны устойчивые звездные конфигурации при массах больше . Критическое значение массы для нейтронных звезд зависит от уравнения состояния ядерной материи (еще недостаточно известного). Однако включение поправок, вносимых общей теорией относительности, а также учет действия ядерных сил (т. е. неидеальности нейтронного газа) позволяют установить, что для нейтронных звезд также существует предельная масса . При этом плотность в центре , превышает .

Минимальная масса нейтронной звезды порядка . Ей соответствует . Таким образом, вещество нейтронных звезд обладает плотностью, близкой к плотности ядерной материи . С ростом массы радиус нейтронной звезды убывает от 200 при до 10 км при .

Нейтронные звезды могут образовываться в результате гравитационного коллапса на конечных стадиях эволюции достаточно массивных звезд. Например, когда газ в центральной области (ядре) вырожден, а его масса превышает предел Чандрасекара , наступает коллапс. Тогда за время порядка 1 с центральные области сжимаются до ядерных плотностей. Одновременно происходит нейтронизация, электроны как бы вдавливаются в протоны, и образуется нейтронная жидкость. Так, возможно, возникают нейтронные звезды с массами, заключенными между и .

При сжатии обычной звезды в нейтронную напряженность магнитного поля усиливается до (так как магнитный поток должен сохраняться). Это значение напряженности магнитного поля оказывается в тысячу раз больше, чем внутри атомов, и объясняет важнейшие особенности нейтронной звезды, наблюдаемые у пульсаров (ускорение частиц, горячие пятна).

Черные дыры. При массах, больших нескольких солнечных, даже давление вырожденных нейтронов не в состоянии противостоять гравитационным силам и ничто не может остановить безудержное сжатие (коллапс) звезды. Особая ситуация возникает, когда радиус коллапсирующей звезды приближается к критическому значению , определяемому соотношением

где – скорость света. Как видно из этой формулы, при таком значении радиуса

объекта, называемого гравитационным радиусом Шварцшильда, параболическая скорость для него оказывается равной скорости света. От объекта с радиусом меньше гравитационного лучи света уйти не могут. Следовательно, он ничего не излучает, хотя его существование допускается законами физики и даже необходимо следует из них. Эти теоретически предсказанные объекты, способные притягивать к себе другие массы, называют черными дырами.

Внутри сферы, ограниченной радиусом Шварцшильда, а также вблизи нее снаружи, классические (ньютоновские) законы физики перестают быть справедливыми и необходимо пользоваться законами общей теории относительности, или релятивистской физикой. Поэтому вместе с нейтронными звездами, гравитационный потенциал на поверхности которых порядка , черные дыры называют релятивистскими объектами.

Собственное излучение черной дыры увидеть невозможно, если находиться вне ee. В некоторых случаях, вещество вблизи нее может наблюдаться. При этом оно часто излучает такую большую энергию, что наличие скрытой черной дыры можно заподозрить [9].

Заключение

Звезды  – наиболее распространенные из наблюдаемых объектов Вселенной. В этих газовых шарах сосредоточена большая часть массы видимого космического вещества. Остальная его часть рассеяна в межзвездном пространстве в виде рассеянной, диффузной среды, с которой звезды постоянно обмениваются веществом а также в виде темной материи, существование которой уже не вызывает сомнений.

Изучая спектры звезд, можно установить, что их атмосферы  состоят из газов, содержащих атомы самых различных элементов, а иногда и молекулярные соединения. На некоторых звездах имеются условия для формирования даже твердых частиц пыли.

С эволюцией звезд связано  образование химических элементов  в природе. Поэтому звезды представляют интерес не только как объекты, являющиеся важным элементом структуры Вселенной, но и как определенное звено всей эволюции материи: большинство атомов, из которых построен окружающий нас мир, включая и нас самих, когда-то возникли в звездах или хотя бы один раз побывали в их недрах.