Астрономический сайт

Загадки земли и вселенной

Звезды и их жизненный цикл

Звезды

    Даже в самый сильный телескоп звезды видны лишь как светящиеся точки. На сегодняшний день для детального изучения нам доступна только поверхность Солнца. Что же касается других звезд, то астрономы вынуждены строить свои предположения об их строении на основании ограниченного набора наблюдательных данных, таких, как яркость, цвет, параметры траекторий движения и т. д.

Как мы установили, массу звезды можно определить из анализа движения двойных систем; согласно результатам такого анализа, значения масс большинства звезд лежат в интервале 0,1—10 масс Солнца (М?), хотя существуют и гораздо более массивные звезды—в 50 и даже 100 солнечных масс. Другая важная характеристика звезд — светимость; это количество энергии всех видов, излучаемой звездой за секунду. Светимость Солнца, которую при описании других звезд часто принимают за единицу, составляет примерно 4-1026 Вт. Светимость других звезд колеблется в широких пределах от 10-4 до 100 000 светимостей Солнца. По цвету звезды можно судить о ее температуре: красные звезды—относительно холодные, температура их поверхности равна примерно 3000 К, желтые звезды, такие, как Солнце—более горячие (около 6000 К), самые горячие — голубые звезды с температурой поверхности 20 000—30 000 К. Гораздо более полную информацию о звездах можно получить, исследуя их спектр. Излучение горячих и плотных внутренних областей звезды имеет непрерывный спектр—сплошную радугу всех цветов, тогда как в более разреженной звездной атмосфере атомы вещества поглощают свет определенной длины волны, создавая характерные темные линии поглощения на ярком фоне непрерывного спектра. Линии поглощения и их вид (т. е. толщина линии и ее четкость) зависят от целого ряда характеристик данной звезды: ее температуры, химического состава, плотности, скорости вращения, напряженности магнитного поля и т. д.; поэтому неудивительно, что наши знания о физике звезд основаны главным образом на анализе их спектров. Распределение звезд в зависимости от их светимости и температуры описывается диаграммой Герцшпрунга— Ресселла (рис. 29), получившей свое название в честь двух астрономов, независимо друг от друга построивших ее в начале нашего столетия; оказывается, что большинство звезд укладывается на этой диаграмме в сравнительно узкую область, называемую главной последовательностью, которая проходит из левого верхнего угла (горячие, яркие звезды) в правый нижний угол (холодные, слабые звезды) диаграммы. Таким образом, выявляется некая общая, вполне естественная закономерность: чем горячее звезда, тем больше ее светимость. Однако не все звезды подчиняются этому правилу. В частности, в правом верхнем углу диаграммы расположены холодные красные и оранжевые звезды очень высокой светимости. А поскольку звезды, имеющие одинаковую температуру, излучают примерно равное количество света с каждого квадратного метра поверхности, то высокая светимость этих относительно холодных звезд заставляет предположить, что они по своим размерам значительно превышают звезды с такой же температурой, но лежащие на главной последовательности. Эти большие звезды называют гигантами и сверхгигантами. Яркая звезда Бетельгейзе в созвездии Ориона—красный гигант таких размеров, что если бы поместить его на место Солнца, то орбита планеты Марс оказалась бы внутри звезды.



Рис. 29. Диаграмма Герцшпрунга—Ресселла. На этой диаграмме звезды расположены в зависимости от их светимости и температуры. Светимость Солнца принимается за единицу, температура его поверхности— немного меньше 6000 К. Красные гиганты—довольно холодные звезды, обладающие очень высокой светимостью; наоборот, белые карлики — очень горячие звезды со слабой светимостью. Типичная звезда большую часть своего жизненного цикла находится на главной последовательности, после чего она становится красным гигантом, а затем — белым карликом. Однако у некоторых звезд жизненный цикл протекает совершенно иначе — этот аспект звездной эволюции обсуждается в тексте.


    Тем не менее довольно много звезд с высокой поверхностной температурой имеет очень низкую светимость. Рассуждая, как и ранее, мы приходим к заключению, что эти звезды должны быть очень малы; их называют белыми карликами. Размеры среднего белого карлика не превышают размеров земного шара. Звезды, подобные Солнцу, живут миллиарды лет, и совершенно очевидно, что астрономы не имеют возможности проследить полный жизненный цикл отдельной звезды — от ее рождения до смерти. Однако, наблюдая достаточно большое число звезд различных типов и на разных стадиях их жизненного цикла, можно «по частям» нарисовать полную картину эволюции отдельной звезды за время ее существования. Звезды образуются внутри газовых облаков. Некоторые из таких облаков доступны прямому наблюдению: благодаря присутствию в них молодых звезд высокой светимости они светятся; эти облака носят название эмиссионных туманностей. Если масса вещества облака в какой-то его области превышает некоторую критическую величину, то все атомы в этой области под действием чисто гравитационной силы начинают падать друг на друга. По мере сжатия температура облака возрастает. В разреженном состоянии облако обладает огромной потенциальной энергией: так, тело, поднятое над поверхностью Земли, приобретает потенциальную энергию, величина которой определяется произведением массы тела на высоту подъема и на ускорение свободного падения. При взаимном Падении частиц облака их потенциальная энергия превращается в кинетическую — энергию движения: такую энергию приобретает и отпущенное с некоторой высоты тело, которое падает со все возрастающей скоростью, пока не столкнется с поверхностью Земли. Часть энергии падающих в облаке частиц идет на повышение температуры облака, остальная энергия рассеивается в пространстве в виде излучения. Облако становится протозвездой. По правде говоря, наши представления об образовании звезд далеко не полны. Высокая температура и давление внутризвездного газа должны были бы воспрепятствовать столь быстрому сжатию вещества массой меньше 10000 M? (а если учесть и влияние магнитных полей, то даже в несколько сотен тысяч солнечных масс) под действием сил притяжения, если бы природа не «нажимала» на какой-то спусковой крючок. Таким спусковым крючком могли бы послужить, скажем, столкновение облака с каким-либо объектом более высокой плотности, например с одним из спиральных рукавов нашей Галактики, или ударная волна, возникшая при взрыве сверхновой. Наиболее вероятно предположить, что сжатие очень протяженного облака приводит к распаду его на большое число облаков меньших размеров, которые затем и превращаются в отдельные звезды. Но каков бы ни был механизм образования звезд, мы знаем одно: молодые звезды встречаются в газовых облаках. По мере возрастания температуры и плотности скорость сжатия протозвезды постепенно падает. В конце концов температура и плотность в ядре звезды достигают значений, при которых начинаются термоядерные реакции синтеза ядер гелия из ядер водорода. Согласно формуле Эйнштейна Е=М*с2 , около 0,7% вещества в этом процессе превращается в энергию: в Солнце, например, за 1 с в энергию превращается около 4 млн. т вещества. Как только этот процесс становится устойчивым, возникает равновесное состояние, при котором направленная наружу сила давления горячего газа уравновешивает силу гравитационного сжатия, направленную к центру. Это состояние типичной звезды главной последовательности, температура и светимость которой зависят от ее массы: чем больше масса звезды, тем выше ее светимость. Звезда остается на главной последовательности большую часть своей жизни. Однако, чем больше масса звезды, тем короче время ее пребывания на главной последовательности. Солнце, к примеру, должно находиться на главной последовательности 10—11 млрд. лет (сейчас его возраст—около 5 млрд. лет), но звезда массой в 10 солнечных масс, хотя в ней и запасено в 10 раз больше «топлива», имеет в тысячи раз более высокую светимость и поэтому «выгорает» гораздо быстрее. Когда запасы водорода в центральной области звезды израсходуются, она сжимается под действием собственной тяжести. Но при сжатии температура и давление в оболочке, окружающей выгоревшее ядро, возрастают настолько, что вновь начинаются реакции синтеза гелия из водорода, и этот процесс постепенно распространяется все дальше к периферии звезды. В результате светимость звезды повышается, а сама она «раздувается», увеличиваясь в размерах до тех пор, пока давление горячего газа снова не уравновешивается силой гравитационного притяжения. К этому моменту в ядре начинается другая реакция синтеза: гелий превращается в углерод; звезда оказывается на новой стадии вполне стабильного состояния—она становится красным гигантом. Однако красный гигант существует весьма недолго, так как слишком быстро расходует свои энергетические ресурсы. Как только ядерное топливо всех видов заканчивается (реакции идут до тех пор, пока в ядрах массивных звезд не образуется железо), звезда уже не может удерживаться в равновесном состоянии и преобладающей силой становится тяготение. Звезды, конечная масса которых составляет около 1,25 М?, сжимаются под действием сил тяготения до тех пор, пока их плотность не достигает величины 108-109 кг/м3. Эти звезды становятся белыми карликами и потом невообразимо долго остывают, превращаясь в невидимые черные карлики. Плотность вещества белого карлика столь велика, что наполненный этим веществом наперсток весил бы на Земле несколько тонн. Но если масса звезды к концу ее жизни превышает указанный предел, то звезду ждет иная судьба. Она может превратиться в нейтронную звезду, вещество которой сдавлено с такой силой, что протоны и электроны сливаются, образуя электрически нейтральные нейтроны. В среднем нейтронная звезда имеет радиус около 10 км и плотность порядка 1018 кг/м3; наперсток, наполненный веществом нейтронной звезды, весил бы на Земле несколько миллиардов тонн! Предполагается, что в основном образование нейтронных звезд протекает по следующей схеме. Когда ядра звезд с массой, во много раз превышающей массу Солнца, уже не могут противостоять действию сил тяготения, звезда коллапсирует: внешние слои ее с огромной скоростью падают на ядро. Происходит взрыв сверхновой, в котором высвобождается огромное количество энергии и большая часть периферийного вещества звезды уносится в пространство. Наиболее известный пример такого события — взрыв сверхновой 1054 г., о которой сообщают древнекитайские летописи; «звезда-гостья» вспыхнула на небе так ярко, что была видна даже днем, и погасла только через несколько месяцев. Еще и сегодня можно наблюдать Крабовидную туманность—вихрь разлетающихся остатков той звездной катастрофы.




Рис. 30. Пульсар. Предполагается, что пульсар—это быстро вращающаяся нейтронная звезда, которая создает два противоположно направленных пучка излучения (а). Каждый раз, когда один из пучков направлен к Земле, мы регистрируем импульс, подобно тому как видим луч маяка: в результате получается некая последовательность импульсов (б). Интервал времени между двумя последовательными импульсами, период Р, практически не изменяется, и для известных ныне пульсаров составляет от 0,03 с до нескольких секунд. Продолжительность периода Р постепенно (за столетия) увеличивается, поэтому точные измерения периода позволяют установить относительный возраст пульсара. Существует несколько теоретических моделей, объясняющих природу излучения пульсаров. Одна из таких моделей изображена на рисунке: пучки излучения выходят из магнитных полюсов звезды; в другой модели считается, что области излучения находятся над экватором.


В центре Крабовидной туманности находится странный мерцающий источник радио- оптического и рентгеновского излучений, испускающий около 30 импульсов в секунду. Этот источник называют пульсаром. В настоящее время известно уже более 300 пульсаров (несколько многовато, чтобы это могло соответствовать предполагаемому числу взрывов сверхновых в нашей Галактике). Первый пульсар был открыт в 1967 г. Джоселин Белл (теперь Джоселин Бэрнелл) и Энтони Хьюишем в Кембридже во время наблюдения радиоизлучения неба. Принято считать, что пульсар—это быстро вращающаяся нейтронная звезда, испускающая узконаправленный пучок излучения (рис. 30). Когда звезда, вращаясь, посылает этот пучок в нашу сторону, мы регистрируем импульс, подобно тому как мы видим луч света от вращающегося маяка. В 1939 г. Дж. Р. Оппенгеймер и X. Снайдер из Калифорнийского университета впервые указали, что масса нейтронной звезды, вращающейся со средней скоростью, не может превышать некоторой максимальной величины. Хотя точное ее значение до сих пор не установлено, предполагается, что она имеет порядок 2—3 М?. К концу жизни звезды теряют массу в результате целого ряда процессов: звездного ветра, переноса массы в двойных системах, взрыва сверхновых и т. д.; однако известно, что существует много звезд с массой, в 10, 20 и даже в 50 раз превышающей солнечную. Маловероятно, что все эти звезды как-то избавятся от «излишней» массы, чтобы войти в указанные пределы. Согласно теории, если звезда или ее ядро с массой выше указанного предела начинает коллапсировать под действием собственной тяжести, то ничто уже не в состоянии остановить ее коллапс. Вещество звезды будет сжиматься беспредельно, в принципе, пока не сожмется в точку. В ходе сжатия сила тяжести на поверхности неуклонно возрастает - наконец, наступает момент, когда даже свет не может преодолеть гравитационный барьер. Звезда исчезает: образуется то, что мы называем черной дырой. Черные дыры — это области пространства с предельно сильными гравитационными полями, для изучения которых требуется полный арсенал средств, предоставляемых нам общей теорией относительности. Возможность открытия черных дыр, этих призрачных и загадочных объектов—вот основная причина того повышенного интереса к теориям тяготения, которую мы наблюдаем сегодня.





Страниц : 1