: UEFIMA.RU: В 50-е годы ХХ в. началась бескомпромиссная дискуссия, посвященная эволюции Вселенной. Дискуссия возникла между двумя научными школами, классической и Бюраканской. Представители классической школы считали, что процессы во Вселенной протекают от более разряженных состояний к более плотным. Звезды являются результатом конденсации диффузного вещества. Представители Бюраканской школы, возглавляемой советским академиком В.А. Амбарцумяном, считали, что эволюционные процессы протекают от состояния более плотного к более разряженным.
На сегодняшний день предпочтение отдается второй концепции, подтвержденной многими физическими исследованиями в области теории относительности, квантовой механики, ядерной и атомной физики. Бюраканская школа получила свое название от Бюраканской обсерватории, которую долгие годы возглавлял академик В.А. Амбарцумян.
Итак, звезды конденсируются из межзвездного газа, сжигают свое ядерное горячее и гибнут, взрываясь в виде сверхновых или просто угасая и превращаясь в небольших холодные кучки ядерного пепла. К счастью, для того чтобы проследить за эволюцией звезды, достаточно знать две величины, которые сравнительно легко измерить - собственную светимость и цвет (характеризующий температуру поверхности) звезды.
Каждая звезда в любой период своей жизни имеет определенную светимость и определенный цвет (или температуру поверхности) и поэтому может быть представлена точкой на диаграмме, на которой по осям координат отложены величины, соответствующие цвету и светимости. В течение жизни звезды представляющая ее точка движется по диаграмме, описывая некую кривую. Таким образом, процесс жизни и угасания звезды можно изобразить графически в виде кривой на диаграмме цвет-светимости.
Динамика поведения звезды зависит только от двух факторов - масса вещества, из которого сконденсировалась звезда, и состава этого вещества. В начальный период истории звезды для определения звездной динамики важна только масса. Химический состав влияет на последовательность ядерных реакций, которые происходят в более поздние периоды.
Если рассматривать звезды, химический состав Солнца, то окажется, что на протяжении большей части своей истории эти звезды занимают положение на диаграмме цвет-светимость вблизи кривой, называемой главной последовательностью. Начальное положение звезды на этой кривой зависит от ее массы: более массивные звезды оказываются более горячими и яркими, тогда как менее массивные звезды - холодными и тусклыми.
Чем грозит нам столкновение с одной из черных дыр?
По мере конденсации звезды высвобождается гравитационная потенциальная энергия, и температура в центре звезды растет до пор, пока не начнутся термоядерные реакции. Появление нового источника энергии замедляет процесс сжатия, так как излучение оказывает давление на внешние слои звезды. В конечном итоге скорость выделения термоядерной энергии возрастает настолько, что в любом объеме звездного вещества радиационное давление уравновешивает действие гравитационных сил. В результате звезда приобретает определенные размеры и светимости. В этом состоянии она проводит большую часть своей жизни, и за этот период представляющая ее точка проходит лишь небольшой участок линии главной последовательности.
Так как большую часть своей жизни звезда стабильна, диаграмма цвет-светимость для любой группы звезд представляет собой распределение точек вдоль главной последовательности. Если нанести на диаграмме точки, представляющие большое количество звезд (например, звезды шарового скопления), то обнаружится не только группа точек вдоль главной последовательности, но и значительное число точек, отклонившихся от главной последовательности. Эти точки соответствуют звездам, находящимся на более поздних этапах своей эволюции, чем и объясняется отход от главной последовательности.
Типичная звезда населения I проводит 9/10 (или даже большую часть) жизни, сжигая в своих недрах водород по протон-протонной цепочке или по углеродно-азотному циклу, медленно перемещаясь при этом вдоль главной последовательности. Солнце движется так уже 4,5 миллиарда лет и будет продолжать это движение 5 миллиарда лет, пока не перейдет к последним этапам своей истории. Более массивные звезды эволюционируют намного быстрее; звезда, которой соответствует начальная точка, расположенная высоко на главной последовательности, завершает свой цикл эволюции за сравнительно короткий период - 10 миллионов лет.
Когда водород в центре звезды исчерпан, она сжимается, что приводит к увеличению температуры и выгоранию гелия. Так как при превращении гелия в углерод выделяется большое количество энергии, светимость звезды возрастает. Выделение энергии приводит и к увеличению радиационного давления на внешние слои звезды. Следовательно, внешние слои звезды расширяются. В результате расширения газ охлаждается и излучаемый звездой свет становится более красным, так что звезда резко смещается от главной последовательности.
Это расширение и покраснение продолжаются до тех пор, пока диаметр звезды не возрастает в 200-300 раз; звезда становится красным гигантом. Когда Солнце станет красным гигантом, оно сначала сожжет Землю дотла (из-за возросшего выделения энергии), а затем в результате гигантского расширения поглотит ее останки. Однако от этой катастрофы нас отделяет 5 миллиардов лет.
Время эволюции от стадии красного гиганта до пересечения с главной последовательностью составляет всего лишь - 1% времени жизни звезды. Следовательно, Солнце совершит этот переход примерно за 100 миллионов лет. В этот период у большинства звезд нарушается динамическое равновесие, и они начинают пульсировать, то увеличивая, то уменьшая свои размеры и светимость.
Считается, что до стадии красного гиганта все звезды эволюционируют примерно одинаково (скорость эволюции звезды зависит от ее массы), однако на стадии красного гиганта и на последующих стадиях различия становятся существенными в составе звезд ( в особенности - различия между звездами населения I и II). Когда звезда выходит из стадии красного гиганта и движется влево на диаграмме цвет-светимость, температура в ее центре, а также на ее поверхности возрастает. Это означает, или иные термоядерные реакции. Это весьма сложная стадия эволюции звезды, и теория эволюции звезды после стадии красного гиганта до сих пор несовершенна. Ясны еще не все детали, но кажется несомненным, что существуют, по крайней мере, две возможности поведения звезды на заключительном этапе: массивные звезды взрываются, а легкие просто угасают.
Когда в легкой звезде (массой меньше 1,4 солнечной массы) израсходуются остатки ядерного горючего, она начинает двигаться вниз на диаграмме цвет-светимость; при этом выделение энергии и светимость звезды уменьшаются, так как гравитационного сжатия уже недостаточно для поддерживания прежней температуры. Однако прежде чем произойдет существенное охлаждение, звезда может пройти через еще одну стадию неустойчивости, на протяжении которой происходят периодические извержения, выбрасывающие вещество звезды в пространстве.
При каждом таком извержении в пространство может выбрасываться 10^(-4) - 10^(-5) массы звезды и в то же время происходить увеличение светимости. Звезды, обнаруживающие подобную неустойчивость светимости, называются новыми. Новыми эти звезды были названы потому, что греки предполагали, что это новые звезды (обычно до взрывов их нельзя было видеть).
Светимость типичной новой звезды увеличивается , достигая примерно от 10 до 10 000 светимости Солнца менее чем за сутки. Увеличение интенсивности светового излучения продолжается неделю или две, а затем блеск звезды убывает. Обычно этот процесс повторяется, часто много раз, пока не достигаются условия устойчивости звезды.
Прежде чем перейти в область диаграммы цвет-светимость, занятую белыми карликами, звезда может извергнуть еще больше своего вещества, но не так бурно, как новая. По-видимому, именно эти выбросы ответственны за появление внушительных кольцеобразных облаков газа (называемых планетарными туманностями), которые окружают некоторые звезды.
После того как израсходованы последние запасы энергии белого карлика, он быстро охлаждается, сначала приобретая красный цвет (красный карлик), а затем становится черным карликом - плотной холодной звездой, оставшейся от некогда могучего ядерного костра.
Эволюция звезды с массой, превышающей 1,4 массы Солнца, кончается весьма эффективно. Вместо сравнительно слабых извержений вещества, как у небольших звезд, достигших фазы новых, эволюция массивной звезды завершается одним гигантским взрывом.
Интенсивность излучения такой сверхновой звезды может в 10 000 раз превзойти интенсивность типичной новой. В телескопы наблюдались многочисленные сверхновые звезды в других галактиках. В типичной галактике вспышки сверхновых происходят раз в несколько сотен лет. В настоящее время известно более 1000 планетарных туманностей. Извержение вещества, из которого образуются планетарные туманности, является, по-видимому, одним из этапов процесса эволюции звезд, приводящего к образованию белых карликов.
Нейтронные звезды
Согласно современным представлениям, сверхновые возникают следующим образом. Процесс выгорания гелия в центре звезды на протяжении стадии красного гиганта приводит к возрастанию температуры. При температурах порядка миллиарда кельвин благодаря термоядерным реакциям синтезируются все более массивные ядра, пока наконец не образуются ядра элементов, близких в периодической таблице к железу. Энергия связи этих ядер максимальна, так что в реакциях синтеза с этими ядрами энергия не выделяется. В результате в центральной области не может продолжаться выделение термоядерной энергии. При этом радиационное давление уже не в состоянии поддерживать равновесие внешних слоев и происходит гравитационный коллапс центра звезды. При сжатии в центр попадает вещество оболочки звезды, содержащее неиспользованное ядерное горючее. По мере нагрева этого вещества возобновляется термоядерные реакции, что приводит к еще большему возрастанию температуры. Появление нового источника энергии приводит к тому, что вместо коллапса и последующего взрыва, который происходит за исключительно короткий промежуток времени (порядка нескольких минут), возникает огромное число нейтронов и благодаря захвату нейтронов образуются тяжелые элементы. При взрывах сверхновых большая часть звездного вещества, состоящего как из легких, так и из тяжелых элементов, выбрасываться в пространство.
В звездах имеют место два типа процессов захвата нейтронов. В красных гигантах характерное время захвата велико (так называемый медленный процесс), и радиоактивные ядра, образующиеся при захвате нейтронов, распадаются прежде, чем произойдет следующий захват. В сверхновых же характерное время захвата мало (быстрый процесс), и вероятность захвата еще одного нейтрона радиоактивным ядром выше вероятности бета-распада. Для объяснения наблюдаемой распространенности элементов во Вселенной необходимо учитывать процессы обоих типов. Тяжелые элементы, образующиеся в результате захвата нейтронов, выбрасываются в пространство при вспышках новых и взрывах сверхновых; затем при образовании из межзвездного вещества звезд следующего поколения эти элементы входят в их состав.
Что же остается после взрыва сверхновой? В середине ХХ в. учеными было высказано предположение , что после того, как в центре звезды давление и температура становятся исключительно высокими, электроны оказываются буквально «вжатыми» в ядра, где вместе с протонами они образуют нейтроны. В результате этого исчезает электростатическое отталкивание, и под действием сил тяготения нейтронное вещество коллапсирует, образуя маленький сверхплотный шар; он настолько плотен, что обычный процесс распада нейтрона оказывается в нем запрещенным. По-видимому, в недрах звезд , взрывающихся как сверхновые, существуют условия для образования нейтронов; поэтому предполагалось, что продуктом взрыва сверхновых являются нейтронные звезды. Однако никто не знал, как обнаружить нейтронную звезду, и вопрос об их существовании оставался открытым. Недавние наблюдения позволили выявить несколько необычных звездных объектов, которые, по-видимому, являются нейтронными звездами.
Пульсары
В 1968 г. радиоастрономы из Кембриджского университета объявили о сенсационном открытии. Они обнаружили источник радиоволн, пульсирующих с большой частотой - примерно раз в секунду. Вслед за тем были обнаружены и другие переменные (пульсирующие) радиоисточники; эти объекты были названы пульсарами.
Периоды известных пульсаров лежат в интервале от 0,033 до 3 с. Пульсар СР 0950 имеет период 0,253 с. Отметим, что импульс достигает максимального значения примерно за 0,005 с. Любой объект, если он может испускать излучение в течение столь малого промежутка времени, должен иметь весьма малые размеры: между частями объекта больших размеров нельзя достаточно быстро передавать информацию, чтобы короткие импульсы оставались в фазе. Так как за 0,005 с свет проходит только 1500 км, максимальный диаметр СР 0950 не превосходит этой величины. Анализ радиоизлучения других пульсаров показал, что размеры этих объектов не превышают 30 км, а вероятно, еще меньше; скорее всего, их диаметр составляет несколько километров.
Т. Голд из Корнельского университета предложил>модель пульсара, способную объяснить многие замечательные свойства этих объектов. Согласно теории теории Голда, пульсар - это быстро вращающаяся нейтронная звезда. Переменное излучение возникает следующим образом. Электроны и протоны захватываются сверхсильным магнитным полем звезды ~ 1 ТГс. Вместе со звездой вращаются магнитное поле и захваченные им частицы. У внешней границы, удерживаемой магнитным полем плазмы, частицы движутся со скоростями, близкими к световой. Так как частицы движутся по окружности, они испытывают ускорение и, следовательно, испускают излучение.
Интенсивность излучения особенно велика, поскольку велики ускорения частиц. Еще одним следствием релятивистского характера движения частиц является то факт, что излучение почти целиком испускается вдоль направления движения частиц. Так как частицы вращаются вместе с магнитным полем звезды, она излучает как «прожектор», луч которого обегает небо. При каждом обороте пульсара на Земле наблюдается вспышка.
Модель нейтронной звезды не только позвонила удовлетворительно объяснить излучение пульсаров, но разрешила давнишнюю астрономическую загадку: почему Крабовидная туманность объясняется излучением быстрых электронов , ускоряющихся в слабых магнитных полях туманности. Однако если бы электроны приобретали энергию лишь при взрыве сверхновой, во время которого были выброшены газы, образовавшие Крабовидную туманность, то эта энергия давно рассеялась бы. Следовательно, должен существовать непрерывный источник энергии, поддерживающий свечение туманности. В настоящее время вблизи центра Крабовидной туманности найден пульсар, накачивающий в нее энергию. Количество энергии, излучаемое этим пульсаром (~10^38 эрг/с), согласуется с величиной, которая, как показывают вычисления, необходима для поддерживания свечения туманности.
В 1969 г. было обнаружено переменное оптическое излучение пульсара в Крабовидной туманности. Измерения, проведенные в Ликской обсерватории, показали, что это излучение меняется с тем же периодом 0,033 с, что и радиосигналы.
Представители о вращающейся нейтронной звезде способно объяснить большинство имеющихся в настоящее время данных о пульсарах, однако нельзя с уверенностью считать, что эта модель выдержит испытание дальнейшими наблюдения ми. Все же она дает интересное решение необычной астрономической задачи, подтвердив таким образом, что для объяснения широкого круга явлений во Вселенной необходимы новые смелые идеи.
Опубликовано 2012-11-17.
