Астронет > Конец жизни звезд

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Во что превращаются звезды в конце жизни

По современным представлениям, первичное вещество во Вселенной, образовавшееся в "первые три минуты" после Большого Взрыва, примерно на три четверти состояло из водорода, на одну четверть из гелия и ничтожную примесь составляли дейтерий и литий. Только через несколько миллиардов лет из первичных возмущений стали конденсироваться галактики и звезды. Сейчас нет сомнения, что основная часть барионного вещества во Вселенной (то есть вещества, основную массу которого составляют протоны и нейтроны) сосредоточена именно в звездах.

Чтобы понять, во что превращаются звезды в конце жизни, следует сделать экскурс в наши представления о внутреннем строении звезд. По сути дела, любое устойчивое небесное тело представляет собой равновесную конфигурацию, в которой действие гравитации, стремящейся сжать вещество, уравновешено противодействием сил даления, возникающего в веществе при гравитационном сжатии. Физическая природа сил давления различается у разных небесных тел. Так, у большей части светящихся звезд это просто давление горячего идеального газа, $P\propto \rho T$ ( $\rho$ - плотность, $T$ - температура газа). У небольшой части самых массивных звезд определяющую роль начинает играть давление излучения (фотонного газа), пропорциональное $T^4$ . Напротив, в очень плотных звездных остатках (белых карликах, нейтронных звездах), силам гравитации противостоит давление вырожденного вещества (см. ниже), которое вообще не зависит от температуры и определяется только плотностью. Рост плотности и температуры в сжимающемся облаке газа (протозвезде) происходит до начала термоядерных реакций горения водорода в гелий (например, в центре Солнца температура около 14 млн. Кельвинов и плотность более 100 г в кубическом см). Звезда при этом находится на так называемой "главной последовательности" диаграммы Герцшпрунга - Рессела (диаграмма цвет (или спектральный класс) - светимость). Замечательно, что дальнейшая судьба звезды определяется практически только ее массой.

Как долго звезда находится на главной последовательности? Ответить на этот вопрос совсем нетрудно, если знать механизм энерговыделения в звезде. Для звезд главной последовательности это термоядерные реакции, а значит, как известно из ядерной физики, на каждый грамм вещества выделяется около 0.1% энергии покоя. Стало быть полный запас термоядерной энергии в звезде есть просто $0.001 Mc^2$ , где $M$ - масса ядра звезды, в котором условия пригодны для термоядерных реакций, а $c=300000$ км/с - скорость света. Зная скорость потери энергии звездой (ее светимость) $L$ (для Солнца это $4\times 10^{26}$ Вт) и учтя наблюдательный факт, что светимость звезды в хорошем приближении пропорциональна по крайней мере кубу ее массы, получаем замечательное соотношение: (время превращения водорода в гелий = 10 млрд. лет/(масса звезды, выраженная в массах Солнца)²). Эта формула показывает, что звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд сотавляет "всего" несколько млн. лет! Но почему мы употребили термин "время жизни"? Ответ простой: все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% этого (так называемого ядерного) времени. Этим, кстати, объясняется наблюдательный факт, что большинство звезд в нашей Галактике - скромные красные звезды с массой Солнца или меньше, с характерным временем ядерной эволюции порядка возраста Вселенной (около 15 млрд. лет). Теперь мы подошли к основному вопросу - во что превращаются звезды в конце жизни и каковы наблюдательные проявления звездных остатков.

Как мы упомянули, масса звезды - главный параметр ее эволюции, поэтому уместно рассмотреть результаты эволюции звезды в зависимости от ее начальной массы. Как мы увидим, для звезд разной массы результаты эволюции кардинально различны. I. Белые карлики были открыты в 1914 г. американским астрономом Адамсом, который при анализе спектра слабого спутника Сируса (звезда Сириус В) обнаружил, что эта звезда имеет очень высокую температуру, близкую к температуре самого Сириуса. Адамс заключил, что поскольку светимость Сириуса В в 300 000 раз меньше светимости Сириуса, то при массе примерно равной солнечной он должен иметь "маленькие" по звездным меркам размеры - всего около 6000 км! В то время никто не мог понять откуда берутся такие звезды. Только после создания квантовой механики в начале 30-х годов была выяснена природа этих объектов. Теперь перейдем к современному представлению об образовании белых карликов.

1. Белые карлики.

Если масса звезды в начале эволюции не превосходила примерно 10 солнечных, термоядерные горение в ядре останавливаются на гелии, углероде, кислороде, неоне или магнии (в зависимости от массы). Далее физические условия в ядре становятся совсем необычными - при высокой плотности порядка 1 млн. грамм в кубическом см температуры в 10-50 млн Кельвинов оказывается недостаточно, чтобы считать газ идеальным (т.е. таким, чтобы можно было пренебречь эффектами взаимодействия частиц). При такой плотной "упаковке" частиц начинают сказываться квантовомеханические эффекты. Во-первых, в соответствии с принципом Паули для частиц с полуцелым спином (например, электрона или нейтрона), в одном и том же состоянии могут находиться только две тождественные частицы с противоположно направленными спинами. Во-вторых, согласно принципу неопределенности Гайзенберга чем меньше пространственная область локализации частицы, тем больше ее импульс. Следовательно, при сжатии ионизованного газа все "вакантные" места в пространстве координат и импульсов электронов постепенно "заполняются" и при некоторой плотности наступает момент, когда добавление нового электрона в элемент объема вызывает гигантское противодействие. Это и есть давление вырожденного газа. Ясно, что оно никак не зависит от температуры вещества - меры хаотического движения частиц - а определяется только плотностью и постоянными квантовомеханического взаимодействия (постоянной Планка, массой электрона и скоростью света). Переход ядра звезды в вырожденное состояние и является главной физической причиной различия эволюции звезд разной массы. После образования вырожденного ядра звезды термоядерное горение продолжается в слоевом источнике вблизи ядра (при этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рессела). Оболочка красного гиганта достигает гигантских размеров в тысячи радиусов Солнца и за время порядка 10-100 тысяч лет рассеивается в пространство. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик - звезду, в которой силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа. При массе около солнечной радиус белого карлика всего несколько тысяч км. Средняя плотность вещества в нем свыше 10⁶ г в кубическом см. Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение целиком связано с его медленным остыванием. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тысяч Кельвинов образуют кристаллическую решетку. Образно говоря, белые карлики - это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестает быть "белой" (по цвету) - это скорее "бурый" или "коричневый" карлик. Если такой остаток звезды одиночный, с ним уже ничего не происходит. Однако если он находится в паре с другой звездой, возможна "вторая жизнь" белого карлика (см. в статье Взрывающиеся звезды). Одно из самых замечательных свойсты белых карликов - наличие предельной массы (так называемый "предел Чандрасекара" - по имени великого американского астрофизика XX в. С.Чандрасекара, который один из первых построил физическую теорию белых карликов и правильно объяснил наблюдаемые свойства этих звезд). Этот предел определяется только мировыми постоянными и химическим составом вещества белого карлика (точнее, числом электронов, приходящихся на один протон или нейтрон) и численно равен примерно 1.4 масс Солнца. При превышении предельной массы давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды наступает катастрофическое сжатие белого карлика (говорят, что наступает коллапс). При повышении плотности в ходе коллапса протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (так называемая нейтронизация вещества), а освобождаемая гравитационная энергия уносится в основном нейтрино (см. тж. Взрывающиеся звезды). Чем заканчивается этот процесс? В настоящее время полагают, что коллапс может либо "остановиться" при достижении плотностей порядка $10^{14}$ грамм/см³ когда нейтроны сами становятся вырожденными - и тогда образуется нейтронная звезда, - либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик и коллапс по сути дела превращается во взрыв без образования остатка.

2. Нейтронные звезды.

Существование нейтронных звезд - звезд, состоящих из вырожденных нейтронов - предсказывалось теоретиками еще в 30-х годах (первым это понял в тогдашнем СССР замечательный физик-теоретик Лев Ландау). Согласно теории, такие звезды должны были при массе Солнца обладать ничтожными размерами - около 10 км, то есть плотность вещества в их центре достигала плотности атомного ядра -- $2.8\times 10^{14}$ грамм/см³. Уже в 1934 г. Бааде и Цвикки предположил, что нейтронные звезды образуются во время вспышек Сверхновых (см. Взрывающиеся звезды). Должно было пройти свыше 30 лет, чтобы нейтронные звезды были обнаружены как реальные объекты в нашей Галактике - в конце 1967 г. английскими радиоастрономами были открыты первые пульсары и немедленно Т.Голд высказал предположение что пульсары и есть быстровращающиеся нейтронные звезды. Большинство нейтронных звезд образуется при коллапсе железных ядер звезд с массами более 10 солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением - вспышкой Сверхновой звезды (см. Взрывающиеся звезды). Зная из наблюдений частоту вспышек Сверхновых II типа (примерно раз в 25 лет), легко получаем, что за время существования Галактики (около 15 млрд лет) должно было образоваться несколько сотен млн. нейтронных звезд! Каковы же их наблюдательные проявления? Как мы уже говорили, молодые быстровращающиеся (с периодами вращения от нескольких миллисекунд до секунды) нейтронные звезды наблюдаются как радиопульсары. Одного быстрого вращения, однако, недостаточно для излучения энергии - требуется еще наличие