Эволюция звезд: звезды от их «рождения» до «смерти»

Процесс звездообразования. Эволюция звезд — это изменение со временем физических характеристик, внутреннего строения и хими­ческого состава звезд. Современная теория эволюции звезд способна объяснить общий ход развития звезд в удовлетворительном согласии с данными наблюдений.

Ход эволюции звезды зависит от ее массы и исходного химического состава, который, в свою очередь, зависит от времени, когда образовалась звезда и от ее положения в Галактике в момент образования. Звезды первого поколения сформировались из вещества, состав которого определялся космологическими условиями (почти 70% водорода, 30% гелия и ничтожная примесь дейтерия и лития). В ходе эволюции звезд первого поколения образовались тяжелые элементы (следующие за гелием в таблице Менделеева), которые были выброшены в межзвездное пространство в результате истечения вещества из звезд или при взрывах звезд. Звезды последующих поколений сформировались из вещества, содержавшего 3—4% тяжелых элементов.

«Рождение» звезды — это образование гидростатически равновес­ного объекта, излучение которого поддерживается за счет собственных источников энергии. «Смерть» звезды — это необратимое нарушение равновесия, ведущее к разрушению звезды или к ее катастрофическому сжатию.

Процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время. Звезды образуются в результате гравитационной конденсации вещества межзвездной среды. К молодым относятся звезды, которые еще находятся в стадии первоначального гравитаци­онного сжатия. Температура в центре таких звезд недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счет превращения гравитационной энергии в теплоту.

Гравитационное сжатие — первый этап эволюции звезд. Он при­водит к разогреву центральной зоны звезды до температуры «вклю­чения» термоядерной реакции (примерно 10—15 млн К) — превраще­ния водорода в гелий (ядра водорода, т.е. протоны, образуют ядра гелия). Это превращение сопровождается большим выделением энергии.

Звезда как саморегулирующаяся система. Источниками энер­гии у большинства звезд являются водородные термоядерные реак­ции в центральной зоне. Водород — главная составная часть космического вещества и важнейший вид ядерного горючего в звездах. Запасы его в звездах настолько велики, что ядерные реакции могут протекать в течение миллиардов лет. При этом, до тех пор пока в центральной зоне весь водород не выгорит, свойства звезды изменя­ются мало.

В недрах звезд, при температурах более 10 млн К и огромных плотностях, газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях звезда может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом ее слое внутреннее давление газа урав­новешивается действием сил тяготения. Такое состояние называется гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная звезда представляет собой плазменный шар, находящийся в состоянии гидроста­тического равновесия. Если внутри звезды температура по какой-либо причине повысится, то звезда должна раздуться, так как возрастает давление в ее недрах.

Стационарное состояние звезды характеризуется еще и тепловым равновесием. Тепловое равновесие означает, что процессы выделения энергии в недрах звезд, процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то звезда начнет сжиматься и разогреваться. Это приведет к ускоре­нию ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Звезда представляет собой тонко сбалансированный «организм», она оказы­вается саморегулирующейся системой. Причем чем звезда больше, тем быстрее она исчерпывает свой запас энергии.

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. Звез­да принимает гетерогенную структуру. Оболочка разбухает до колос­сальных размеров, внешняя температура становится низкой, и звезда переходит в стадию красного гиганта. С этого момента жизнь звезды начинает клониться к закату.

Полагают, что звезда типа нашего Солнца может увеличиться настолько, что заполнит орбиту Меркурия. Правда, наше Солнце станет красным гигантом примерно через 8 млрд лет. Так что особых оснований для беспокойства у жителей Земли нет. Ведь сама Земля образовалась всего лишь 5 млрд лет назад.

От красного гиганта до белого и черного карликов. Для красно­го гиганта характерна низкая внешняя температура, но очень высо­кая внутренняя. С ее повышением в термоядерные реакции включа­ются все более тяжелые ядра. На этом этапе (при температуре свыше 150 млн К) в ходе ядерных реакций осуществляется синтез химических элементов. В результате роста давления, пульсаций и других процес­сов красный гигант непрерывно теряет вещество, которое выбрасывается в межзвездное пространство. Когда внутренние термоядер­ные источники энергии полностью истощаются, дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы.

При массе менее 1,4 массы Солнца звезда переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью (сотни тонн на 1 см3). Такие звезды называются белыми карликами. Здесь электроны образуют вырожденный газ (вследствие сильного сжатия атомы оказываются настолько плотно упакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую), давление которого уравновешивает силы тяготения. Тепловые запасы звезды постепенно истощаются, и звезда медленно охлаждается, что сопровождается выбросами оболочки звезды. Молодые белые карлики, окруженные остатками оболочки, наблюдаются как планетарные туманности. Белый карлик как бы вызревает внутри красного гиганта и появляется на свет, когда красный гигант сбрасывает свои поверхностные слои, образовывая планетарную туманность.

Когда энергия звезды иссякнет, звезда изменяет свой цвет от белого к желтому, затем к красному; наконец, она перестанет излучать и начнет непрерывное путешествие в необозримом космическом пространстве в виде маленького темного безжизненного объек­та. Так белый карлик медленно превращается в черный карлик — мертвую холодную звезду, размер которой обычно меньше размеров Земли, а масса сравнима с солнечной. Плотность такой звезды — в миллиарды раз выше плотности воды. Так заканчивают свое существование большинство звезд.

Сверхновые звезды. При массе более 1,4 массы Солнца стацио­нарное состояние звезды без внутренних источников энергии становится невозможным, так как давление не может уравновесить силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких звезд должен быть гравитационный коллапс — неограниченное падение вещества к центру. В случае, когда отталкивание частиц и другие причины все же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв — вспышка сверхновой с выбросом значительной части вещества звезды в окружающее пространство с образованием газовых туманностей.

Вспышки сверхновых были зафиксированы в 1054, 1572 , 1604 гг. Китайские летописцы следующим образом писали о событии 4 июля 1054 г.: «В первый год периода Чи-хо, в пятую Луну, в день Чи-Чу появилась звезда-гостья к юго-востоку от звезды Тиен -Куан и исчезла более чем через год». А другая летопись зафиксировала: «Она была видна днем, как Венера, лучи света исходили из нее во все стороны, и цвет ее был красновато-белый. Так была видна она 23 дня». Подобные скупые записи были сделаны арабскими и японскими очевидцами. Уже в наше время было выяснено, что эта сверхновая звезда оставила после себя Крабовидную туманность, являющуюся мощным источником радиоизлучения. Как мы уже отмечали (см. 6.1), вспышка сверхновой в 1572 г.. в созвездии Кассиопеи была отмечена в Европе, изучалась и широкий интерес к ней общественности сыграл важную роль в расширении астрономических исследований и последующем утверждении гелиоцентризма. В 1885 г. появление сверхновой звез­ды было отмечено в туманности Андромеды. Ее блеск превышал блеск всей Галактики и оказался в 4 млрд раз более интенсивным, чем блеск Солнца.

Систематические исследования позволили уже к 1980 г. открыть свыше 500 вспышек сверхновых. Со времени изобретения телескопа ни одна вспышка сверхновой звезды не наблюдалась в нашей звезд­ной системе — Галактике. Астрономы наблюдают пока их только в других неимоверно далеких звездных системах, столь далеких, что даже в мощнейший телескоп в них нельзя увидеть звезду, подобную нашему Солнцу.

Взрыв сверхновой — гигантский по силе взрыв старой звезды, вызванный внезапным коллапсом ее ядра, который сопровождается кратковременным испусканием огромного количества нейтрино. Обладающие только слабым взаимодействием, эти нейтрино тем не менее разметают наружные слои звезды в космическом пространстве и образуют клочья облаков расширяющегося газа. При вспышке сверхновой звезды выделяется чудовищная энергия (порядка 10⁵² эрг). Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение для обмена веществом между звездами и межзвездной средой, для распространения химических элементов во Вселенной, а также для рождения первичных космических лучей.

Астрофизики подсчитали, что с периодом в 10 млн лет сверхно­вые звезды вспыхивают в нашей Галактике, в непосредственной бли­зости от Солнца. Дозы космического излучения при этом могут пре­вышать нормальные для Земли в 7 тысяч раз! Это чревато серьезней­шими мутациями живых организмов на нашей планете. Так объясня­ют, в частности, внезапную гибель динозавров.

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

Открытые в 1967 г. новые объекты — пульсары отождествляются с теоретически предсказанными нейтронными звездами. Плотность нейтронной звезды очень высока, выше плотности атомных ядер — 10¹⁵ г/см3. Температура такой звезды около 1 млрд градусов. Но ней­тронные звезды очень быстро остывают, светимость их слабеет. Зато они интенсивно излучают радиоволны в узком конусе по направле­нию магнитной оси. Для звезд, в которых магнитная ось не совпадает с осью вращения, характерно радиоизлучение в виде повторяющихся импульсов. Поэтому-то нейтронные звезды называют пульсарами. Уже открыты сотни нейтронных звезд. Экстремальные физические условия в нейтронных звездах делают их уникальными естественными лабораториями, представляющими обширный материал для исследования физики ядерных взаимодействий, элементарных частиц и теории гравитации.

Черные дыры. Но если конечная масса белого карлика превышает 2—3 массы Солнца, то гравитационное сжатие непосредственно ведет к образованию черной дыры.

Черная дыра — область пространства, в которой поле тяготения настолько сильно, что вторая космическая скорость (параболическая скорость) для находящихся в этой области тел должна превышать скорость света, т.е. из черной дыры ничто не может вылететь — ни излучение, ни частицы, ибо в природе ничто не может двигаться со скоростью, большей скорости света. Границу области, за которую не выходит свет, называют горизонтом черной дыры.

Для того чтобы поле тяготения смогло «запереть» излучение и вещество, создающая это поле масса звезды должна сжаться до объема, радиус которого меньше гравитационного радиуса r = 2GM/C², где G - гравитационная постоянная; с — скорость света; М - масса звезды. Гравитационный радиус чрезвычайно мал даже для больших масс (например, для Солнца r ≈ 3 км). Звезда с массой, равной массе Солнца, всего лишь за несколько секунд превратится из обычной звезды в черную дыру, а если масса равна массе миллиарда звезд, то такой процесс займет несколько дней.

Свойства черной дыры необычны. Особый интерес вызывает возможность гравитационного захвата черной дырой тел, прилетающих из бесконечности. Если скорость тела вдали от черной дыры много меньше световой и траектория его движения подходит близко к ок­ружности с R = 2r, то тело совершит много оборотов вокруг черной дыры, прежде чем снова улетит в космос. Если же тело подойдет вплотную к указанной окружности, то его орбита будет неограничен­но навиваться на окружность, тело окажется гравитационно захва­ченным черной дырой и никогда снова не улетит в космос. Если же тело подлетит еще ближе к черной дыре, то после нескольких оборо­тов иди даже не успев сделать ни одного оборота, оно упадет в черную дыру.

Представим себе двух наблюдателей: одного на поверхности коллапсирующей звезды, а другого далеко от нее. Предположим, что наблюдатель на коллапсирующей звезде через равные промежутки времени посылает (радио- или световые) сигналы второму наблю­дателю, информируя его о происходящем. По мере приближения первого наблюдателя к гравитационному радиусу сигналы, которые он посылает через равные интервалы времени, будут достигать дру­гого наблюдателя через все более длительные промежутки времени. Если первый наблюдатель передаст последний сигнал как раз перед тем, как звезда достигнет гравитационного радиуса, то сигналу по­требуется почти бесконечное время для того, чтобы прийти к уда­ленному наблюдателю; если же наблюдатель послал сигнал после того, как достиг гравитационного радиуса, наблюдатель вдали ни­когда не примет его, потому что сигнал никогда не покинет звезду. Когда фотоны либо частицы уходят за гравитационный радиус, они просто исчезают. Только во внешней области непосредственно у гравитационного радиуса они могут быть видимыми, причем созда­ется впечатление, что они как бы скрываются за занавесом и больше не появляются.

В черной дыре пространство и время взаимосвязаны необычным образом. Для наблюдателя внутри черной дыры направление возрас­тания времени является направлением уменьшения радиуса. Оказавшись внутри черной дыры, наблюдатель не может вернуться к по­верхности. Он не может даже приостановиться в том месте, где ока­зался. Он «попадает в область бесконечной плотности, где время кончается» *.

* Хокинг С. От большого взрыва до черных дыр. Краткая история времени. М., 1990. С. 79.

Изучение свойств черных дыр (Я.Б. Зельдович, С. Хокинг и др.) показывает, что в некоторых случаях они могут «испаряться». Этот «механизм» связан с тем, что в сильном поле тяготения черной дыры вакуум (физические поля в самом низком энергетическом состоянии) неустойчив и может рождать частицы (фотоны, нейтрино и др.), которые, улетая, уносят энергию черной дыры. Вследствие этого черная дыра теряет энергию, уменьшаются ее масса и размеры.

Сильное гравитационное поле черной дыры может вызывать бур­ные процессы при падении в них газа. Газ при падении в поле тяготе­ния черной дыры образует закручивающийся вокруг последней быстро вращающийся уплощенный диск. При этом колоссальная кине­тическая энергия частиц, разгоняемых тяготением сверхплотного тела, частично переходит в рентгеновское излучение, и по этому излучению черная дыра может быть обнаружена. Вероятно, одна черная дыра уже обнаружена таким способом в рентгеновском источ­нике Лебедь Х-1. В целом же, по-видимому, на долю черных дыр и нейтронных звезд в нашей Галактике приходится около 100 млн звезд.

Итак, черная дыра так сильно искривляет пространство, что как бы отсекает себя от Вселенной. Она может буквально исчезнуть из Вселенной. Возникает вопрос «куда». Математический анализ дает несколько решений. Особенно интересно одно из них. В соответствии с ним черная дыра может перемещаться в другую часть нашей Вселенной или даже внутрь иной вселенной. Таким образом, вообра­жаемый космический путешественник мог бы использовать черную дыру для передвижения в пространстве и времени нашей Вселенной и даже проникновения в другую вселенную.

Что же происходит, когда черная дыра переходит в другую часть Вселенной или проникает в иную вселенную? Рождение черной дыры во время гравитационного коллапса является важным указанием на то, что с геометрией пространства-времени происходит нечто необычное — изменяется ее метрика, топологические харак­теристики. Теоретически коллапс должен завершиться образованием сингулярности, т.е. должен продолжаться до тех пор, пока черная дыра не станет нулевых размеров и бесконечной плотности (хотя на самом деле речь должна идти не о бесконечности, а о каких-то очень больших, но конечных величинах). Во всяком случае, момент сингулярности — это, возможно, момент перехода из нашей Вселенной в другие вселенные или момент перехода в другие точки нашей Вселенной.

Много вопросов возникает и вокруг исторической судьбы черных дыр. 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. Причем, чем меньше черная дыра по размерам, массе, тем выше ее температура и тем быстрее она испаряется. А размеры черных дыр могут быть различными: от массы галактики (10⁴⁴ г) до песчинки массой 10^-5 г. Продол­жительность жизни черной дыры пропорциональна кубу ее радиуса. Черная дыра массой в десять масс Солнца испарится за 10⁶⁹ лет. Это значит, что массивные черные дыры, образовавшиеся на ранних стадиях эволюции Вселенной, и сейчас существуют, причем, возмож­но, даже в пределах Солнечной системы. Их пытаются обнаружить с помощью гамма-телескопов.

Таким образом, большая часть излучающего свет вещества сосре­доточена в звездах. Каждая звезда — это подобие нашего Солнца, хотя размеры звезд, их цвет, состав и эволюция существенно различаются. Звезды вместе с некоторым количеством пыли и газа (и других объ­ектов) группируются в гигантские скопления — галактики.