Вопрос №4. Возникновение и развитие звезд. Классификация звезд.

Механизм образования и эволюции основных объектов Вселенной — звезд, изучен наиболее xopoшо. Здесь ученым помогла возможность наблюдать огромное количество звезд на самых разных стадиях развития — от рождения до смерти, — в том числе множество так называемых “звездных ассоциаций” — групп звезд, родившихся почти одновременно. Помогла и сравнительная “простота” строения звезды, которое довольно успешно поддается теоретическому описанию и компьютерному моделированию.
Звезды образуются из газовых облаков, которые, при определенных обстоятельствах, распадаются на отдельные “сгустки”, которые дальше сжимаются под действием собственного тяготения. Сжатию газа под действием собственного тяготения препятствует повышающееся давление. При адиабатическом сжатии должна повышаться и температура — в виде тепла выделяется гравитационная энергия связи. Пока облако разреженное, все тепло легко уходит с излучением, но в плотном ядре сгущения вынос тепла затруднен, и оно быстро разогревается. Соответствующее повышение давления тормозит сжатие ядра, и оно продолжает происходить только за счет продолжающего падать на рождающуюся звезду газа. С ростом массы растет давление и температура в центре, пока наконец последняя не достигает величины 10 миллионов Кельвинов. В этот момент в центре звезды начинаются ядерные реакции, превращающие водород в гелий, которые поддерживают стационарное состояние вновь образовавшейся звезды миллионы, миллиарды или десятки миллиардов лет, в зависимости от массы звезды.
Звезда превращается в огромный термоядерный реактор, в котором устойчиво и стабильно протекает, в общем, та же реакция, которую человек пока научился осуществлять только в неуправляемом варианте — в водородной бомбе. Выделяемое при реакции тепло стабилизирует звезду, поддерживая внутреннее давление и препятствуя ее дальнейшему сжатию. Небольшое случайное усиление реакции слегка “раздувает” звезду, и соответствующее уменьшение плотности приводит снова к ослаблению реакции и стабилизации процесса. Звезда “горит” с почти неизменной яркостью.
Температура и мощность излучения звезды зависит от ее массы, причем зависит нелинейно. Грубо говоря, при увеличении массы звезды в 10 раз мощность ее излучения увеличивается в 100 раз. Поэтому более массивные, более горячие звезды расходуют свои запасы топлива гораздо быстрее, чем менее массивные, и живут относительно недолго. Нижний предел массы звезды, при котором еще возможно достижение в центре температур, достаточных для начала термоядерных реакций, составляет примерно 0,06 солнечной. Верхний предел — около 70 солнечных масс. Соответственно, самые слабые звезды светят в несколько сот раз слабее Солнца и могут так светить сотню миллиардов лет, гораздо больше времени существования нашей Вселенной. Массивные горячие звезды могут светить в миллион раз сильнее Солнца и живут лишь несколько миллионов лет. Время стабильного существования Солнца примерно 10 миллиардов лет, и из этого срока оно прожило пока половину.
Стабильность звезды нарушается, когда выгорает значительная часть водорода в ее недрах. Образуется лишенное водорода гелиевое ядро, а горение водорода продолжается в тонком слое на его поверхности. При этом ядро сжимается, в центре его давление и температура повышается, в то же время верхние слои звезды, расположенные выше слоя горения водорода, наоборот, расширяются. Диаметр звезды растет, а средняя плотность падает. Благодаря росту площади излучающей поверхности, медленно растет также ее полная светимость, хотя температура поверхности звезды падает. Звезда превращается в красного гиганта. В какой-то момент времени температура и давление внутри гелиевого ядра оказываются достаточными для начала следующих реакций синтеза более тяжелых элементов — углерода и кислорода из гелия, а на следующем этапе и еще более тяжелых. В недрах звезды могут образоваться из водорода и гелия многие элементы Периодической системы, но только вплоть до элементов группы железа, обладающего наибольшей энергией связи, приходящейся на одну частицу. Более тяжелые элементы образуются в других более редких процессах, а именно при взрывах сверхновых звезд и частично новых, и поэтому в природе их мало.

Природа дозвездного вещества является наиболее трудной проблемой в космологии и космогонии Вселенной и, несмотря на гигантские усилия астрофизиков и физиков, представления о сверхплотных структурах дозвездных тел находятся почти на уровне гипотез. Эта проблема продолжает находиться в центре внимания физиков-теоретиков.
Отметим интересное, парадоксальное, на первый взгляд, обстоятельство. Пока вблизи центра звезды идет горение водорода, температура там не может подняться до порога гелиевой реакции. Для этого необходимо, чтобы горение прекратилось, и ядро звезды начало остывать. Остывающее ядро звезды сжимается, при этом повышается напряженность поля тяготения и выделяется гравитационная энергия, которая нагревает вещество. При повышенной напряженности поля необходима более высокая температура, чтобы давление могло противостоять сжатию, и гравитационной энергии оказывается достаточно, чтобы обеспечить эту температуру. Аналогичный парадокс мы имеем при снижении космического аппарата: чтобы перевести его на более низкую орбиту, его надо притормозить, но при этом он оказывается ближе к Земле, где сила тяжести больше, и скорость его возрастет. Остывание увеличивает температуру, а торможение увеличивает скорость. Такими кажущимися парадоксами полна природа, и далеко не всегда можно доверяться “здравому смыслу”.
После начала горения гелия (заключительная стадия эволюции звезды) расходование энергии идет очень быстрыми темпами, так как энергетический выход всех реакций с тяжелыми элементами намного ниже, чем при реакции горения водорода и, кроме того, общая светимость звезды на этих этапах значительно возрастает. Если водород горит миллиарды лет, то гелий миллионы, а все остальные элементы — не более тысяч лет. Когда в недрах звезды все ядерные реакции затухают, ничто уже не может препятствовать ее гравитационному сжатию, и оно происходит катастрофически быстро (как говорят, коллапсирует). Верхние слои падают к центру с ускорением свободного падения (величина его на многие порядки превосходит земное ускорение падения из-за несопоставимой разности масс), выделяя огромную гравитационную энергию. Вещество сжимается. Часть его, переходя в новое состояние высокой плотности, образует звезду-остаток, а часть (обычно большая) выбрасывается в пространство в виде отраженной ударной волны с огромной скоростью. Происходит взрыв сверхновой звезды. (Помимо гравитационной энергии в кинетическую энергию ударной волны вносит свой вклад и термоядерное догорание части оставшегося во внешних слоях звезды водорода, когда падающий газ сжимается вблизи звездного ядра -происходит взрыв грандиозной “водородной бомбы”). Исследование природы и строения недавно возникших звездных ассоциаций дало основание Амбарцумяну выдвинуть свою гипотезу о существовании дозвездной материи.
Амбарцумян обратил внимание на тот факт, что наша Галактика не принадлежит к числу систем, особенно богатых диффузной материей, чтобы предположить повсеместное образование звезд из нее. Между тем процесс звездообразования в Галактике в нашу эпоху интенсивно продолжается.
Согласно предложенной гипотезе о протозвездах, эволюция космической материи, по крайней мере, в настоящую космическую эпоху, соответствует переходам от более плотных состояний к менее плотным. Иначе говоря, согласно новой гипотезе исходным состоянием материи является сверхплотное состояние, и поэтому эту гипотезу можно назвать гипотезой сверхплотных протозвезд. За исходными сверхплотными и плотными состояниями космической материи в процессе эволюции следуют состояния менее плотные, что соответствует наблюдаемым формам существования космической материи (звезды, туманности, планеты и т.д.).
Правда, пока необъяснимым остается такое длительное (миллиарды лет) пребывание дозвездных тел в бездеятельном состоянии, а затем их внезапная активность - взрывы, выбрасывание материи и образование звезд. Здесь пока вопрос сложный и неопределенный.

Остановимся подробнее на нескольких основных классах звезд. Коричневыми карликами называют особый класс звезд, промежуточный между обычными звездами и планетами. Из-за малой массы в недрах этих звезд невозможно протекание устойчивых ядерных реакций, а слабое свечение коричневых карликов вызвано выделением гравитационной энергии при медленном сжатии звезды. Большим астрономическим открытием стала первая зарегистрированная вспышка "неудавшейся звезды". Неудавшиеся звезды, называемые еще бурыми или коричневыми карликами на языке астрономов, слишком малы по массе, чтобы зажечь термоядерные реакции в своем ядре. Тем не менее, они еще слегка светятся за счет энергии гравитационного сжатия, которая преобразуется в тепло и свет. Фактически, тусклый бурый карлик, каталогизированный как LP944-20, по приблизительной оценке имеет только 6 процентов от массы Солнца (60 масс Юпитера) и одну десятую от солнечного диаметра.

Еще одной весьма заметной группой звезд являются Эруптивные переменные . Главнейшим пред­ставителем этой группы звезд являются сверхновые звезды, но об этих звездах мы поговорим несколько поз­же. К эруптивным звездам относятся также Новые звезды — карликовые горячие звезды, ко­торые внезапно (на протяжении 1—100 дней) увеличи­вают свой блеск (их светимости возрастают в 100—1000 000 раз), после чего медленно (в течение нескольких лет) ослабевают до первоначального блеска. При взрыве с ее поверхности со скоростью около 1000 км/с выбрасывается масса по­рядка 10^-3— 10^-4 массы Солнца.

В последние годы установлено, что новые звезды являются тесными двойными системами, комбинацией звезды позднего класса с горячей звездой, окруженной плотной газовой оболочкой. Очевидно, именно двойственность и является причиной вспышек новых, причем вспыхивает горячая звезда, масса которой порядка 1— 0,15 массы Солнца.

До сих пор зарегистрировано более 200 новых в на­шей Галактике и около 300 — в галактике Андромеды. Количественной теории вспышек новых еще нет. Веро­ятно, важную роль здесь играет обмен массой между компонентами: «укладывание» на звезду дополнитель­ных слоев вещества приводит к повышению температу­ры се недр и все возрастающему выделению энергии, заканчивающемуся взрывом.

Сверхновые звёзды — одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая — это настоящий взрыв звезды, когда большая часть её массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10 000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в чёрную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звёзд. Они являются финалом жизни звёзд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звёзды и чёрные дыры и обогащая межзвёздную среду тяжёлыми химическими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более лёгких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звёзд. Не здесь ли кроется разгадка извечной тяги человечества к звёздам? Ведь в мельчайшей клеточке живой материи есть атомы железа, синтезированные при гибели какой-нибудь массивной звезды.

Участки межзвёздной среды, выделяющиеся своим излучением или поглощением излучения на фоне неба именуются туманностями. Ранее туманностями называли всякий неподвижный на небе протяжённый объект. В 20-х гг. 20 в. выяснилось, что среди таких туманностей много галактик (напр., туманность Андромеды). После этого термин "Туманность" стал пониматься более узко, в указанном выше смысле.

Туманности делятся на светлые и тёмные. Последние видны благодаря поглощению излучения расположенных сзади них источников. Светлые Т. делятся на самосветящиеся и отражательные - рассеивающие свет звёзд. В самосветящихся туманностях. источником энергии, приводящим к свечению, является либо электромагнитное излучение (чаще всего УФ-излучение звёзд), ионизующее и нагревающее вещество туманности, либо ударные волны. Нередко туманности делят на газовые и пылевые.

Остатками сверхновых называют туманности, которые образуются в результате взрыва старой звезды. Во время взрыва внешние слои звезды сбрасываются со скоростью примерно 10 000 км/с. Летящие с огромной скоростью частицы оболочки сталкиваются с неподвижными частицами межзвездного газа, в результате этого вещество нагревается до сотен тысяч градусов, магнитное поле усиливается, появляется рентгеновское излучение. Остатками сверхновых является Крабовидная туманность.

Планетарные туманности являются простейшими разновидностями туманностей. Как и остатки сверхновых, планетарные туманности являются оболочками, сброшенными взорвавшейся звездой. Только в нашей Галактике их встречается около 20 тысяч. Внешне они похожи на планеты, так как выглядят как диски с размытыми очертаниями, но, в отличие от диффузных туманностей, они встречаются вне спиральных рукавов. Внутри планетарных туманностей расположены звезды.

Нейтронные звезды - одно из самых впечатляющих открытий современной астрофизики. Хотя возможность их существования была предсказана еще в 30-х годах текущего столетия, лишь в последнее время природа нейтронных звезд стала достаточно ясной.

Нейтронизация вещества, то есть превращение протонов и электронов в нейтроны с образованием нейтрино, происходит при чудовищно огромных плотностях, больших 10¹⁰ г/см³. Так и бывает при гравитационном коллапсе, когда обычная звезда с массой в 1-3 массы Солнца сжимается до размеров шара поперечником 10 км. В этом случае образуется нейтронная звезда, поверхностные слои которой «упакованы» до плотности 10⁴ г/см³, а центральные - до 10¹⁴ г/см³. В таком состоянии нейтронная звезда напоминает исполинское атомное ядро, причем температура ее поверхности достигает сотни миллионов кельвинов.

Нейтронная звезда состоит не только из нейтронов. Есть в ней и протоны, и электроны в качестве «примеси». В наружных слоях нейтронной звезды при сравнительно небольших плотностях сохраняются очень плотно упакованные ядра железа, которые образуют кристаллическую решетку, так что каждая нейтронная звезда имеет твердую кору толщиной в несколько сотен метров! В самых же ее центральных областях кроме нейтронов можно встретить сверхтяжелые элементарные частицы гипероны, которые в земных условиях крайне нестабильны. Некоторые явления указывают на то, что в коре нейтронной звезды иногда происходят «звездотрясения» странный аналог землетрясений.

Пульсары находятся от нас на расстояниях от 100 до 25000 световых лет и потому заведомо принадлежат к нашей звездной системе - Галактике. До последнего времени самый короткопериодический пульсар имел период 0,033 секунды. Теперь «рекорд» пришлось пересмотреть.

По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления — явление весьма распространенное. Астрономы уделяют большое внимание изучению звездных скоплений, потому что им известно, что все звезды, входящие в скопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы сильные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы — ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой.
Звездные скопления интересны не только для научного изучения — они исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звездных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.

Кратные звёзды, система 3—7 близких друг к другу в пространстве звёзд, обращающихся вокруг общего центра масс под действием сил тяготения. Системы 8 и более звёзд большей частью являются ядрами звёздных скоплений. Кратные звёзды типа трапеции Ориона — системы с компонентами, расстояния между которыми примерно равны; такие Кратные звёзды могут быть неустойчивы. В некоторых случаях к Кратным звёздам может быть отнесена звезда, находящаяся значительно дальше или ближе системы и лишь проецирующаяся на неё на небе. Компоненты Кратные звёзды сами могут быть тесными двойными (спектральными, затменными и т. д.). В этом случае общее число звёзд в системеКратные звёзды может оказаться больше 7.

Планетная система — система звезды и различных незвёздообразных астрономических объектов: планет и их спутников, карликовых планет и их спутников,астероидов, метеороидов, комет и космической пыли, которые вращаются вокруг общего барицентра, то есть центра масс. Совместно одна или несколько звёзд и их планетные системы образуют звёздную систему. Планетная система – это система, в центре которой находится мощная звезда, оказывающее воздействие на все предметы солнечной системы, включая планеты, астероиды, кометы и многое другое.

Как и когда образовались планетные системы? В то время, когда образовывались и сами звезды. Считается, что планетные системы создаются из газо-пылевого облака, которое окружает звезду. Происходит это не само собой, а благодаря воздействию разных сил, таких как электромагнитные и гравитационные, что позволяет проводить конденсацию определенных участков этого облака.

На 2010-й год учеными было обнаружено порядка 393-х планетных систем. Однако это нельзя считать точным числом, так как технологии позволяют нам обнаруживать далеко не все системы, звезды и планеты, а лишь самых заметных представителей.

Аккреция - падение вещества на космическое тело (напр., звезду) из окружающего пространства. Особенно значительна роль аккреции для таких тесных двойных звёзд, где одна звезда (красный гигант) интенсивно отдаёт вещество другой звезде (белому карлику, нейтронной звезде) или, возможно, чёрной дыре. Аккрецию на белые карлики рассматривают как наиболее вероятную причину вспышек новых звёзд. Аккреция на нейтронную звезду или чёрную дыру была предложена в качестве механизма, объясняющего природу импульсных источников космического рентгеновского излучения — рентгеновских барстеров.

Аккреционный диск — диск, образующийся вокруг звезды в результате аккреции, если падающее вещество имеет момент вращения. Ситуация, приводящая к образованию аккреционного диска, в частности, возникает в тесных двойных системах.

Газ, перетекающий от одной компоненты системы к другой, имеет значительный момент вращения, обусловленный орбитальным движением. Поэтому частицы газа не могут падать на звезду радиально. Вместо этого они движутся вокруг неё по кеплеровским орбитам. Вследствие этого образуется газовый диск, распределение скоростей в котором должно соответствовать законам Кеплера: слои, расположенные ближе к звезде, будут иметь бо́льшие скорости. Однако из-за трения между слоями газа их скорости выравниваются, и внутренние слои передают часть своего момента импульса наружу. Вследствие этого внутренние слои приближаются к звезде и, в конце концов, падают на её поверхность. Фактически, траектории отдельных частиц газа имеют вид спиралей, которые медленно закручиваются.