Эволюция звезд

Наблюдая небо, астрономы часто обнаруживают огромные облачные скопления газа. Прекрасным примером этого явления является туманность Ориона (ее называют М42), которую иногда удается увидеть и невооруженным глазом вблизи средней звезды в мечи Ориона.

Представим себе одну из таких холодных и темных облаков газа и пыли. Можно предположить "что она не является абсолютно однородной, а содержит сгущения, в которых газ имеет несколько большую плотность, чем в других частях облака. Поскольку такое сгущение содержит больше вещества, чем его окружение, оно создает и гораздо сильнее поле тяготения, следовательно, оно будет привлекать окружающее вещество. В результате сгущения становиться все более мощным и порождать все сильнее гравитационное поле, которое, в свою очередь, будет привлекать еще больше вещества. Путем такой аккреции сгущения растет как по размерам, так и по массе, пока в нем не соберется, наконец, огромное количество вещества - как много масс Солнца, - распределена в объеме, который многократно превышает размеры Солнечной системы.

Подробные расчеты показывают, что такая протозвезда является неустойчивой. Дело в том, что отсутствует какой-либо сопротивление огромному давлению газа. Поэтому протозвезда начинает сжиматься. По мере того, как вещество этой огромной газового шара занимает все меньше и меньше объем, начинают резко увеличиваться давление и плотность внутри протозвезды. Температура вблизи центра протозвезды в процессе ее сжатия повышается все больше и больше. Наконец, когда температура в центре достигает 10000000 градусов, ядра атомов водорода начинают сталкиваться с такой силой, что сливаются между собой, образуя ядра атомов гелия. В процессе такой термоядерной реакции, когда водород превращается в гелий, выделяется огромное количество энергии. Это тот же процесс, который происходит в водородной бомбе. Выделение энергии настолько мощное, что способно остановить сжатия. Так рождается звезда.

В процессе сжатия протозвезды точка, изображающая ее на диаграмме Герцшлрунга - Рассела, очень быстро перемещается по диаграмме, поскольку быстро меняются условия на поверхности протозвезды. Сначала, по мере уменьшения размеров протозвезды, ее светимость уменьшается. Позже, непосредственно перед "зажиганием" термоядерной реакции, поверхностная температура протозвезды быстро растет. Согласно расчетам, эта точка-звезда на диаграмме останавливается, когда в сердцевине звезды начинается "сжигание" водорода, причем эта точка остановки соответствует главной последовательности.

Таким образом, в центральной части каждой звезды главной последовательности происходит «сжигание» водорода. Такое "сжигание" в массивных звездах происходит с огромной скоростью. Поэтому более массивные звезды и являются наиболее яркими. У звезд с малой массой "сжигания" водорода происходит гораздо медленнее, и поэтому менее массивные звезды светятся значительно слабее.

Солнце - типичный пример звезды главной последовательности; каждую секунду в нем превращается в гелий 600000000 тонн водорода.

В конце концов, в центре звезды главной последовательности весь водород исчерпывается. Истощение запасов водорода приводит к большим изменениям центральная область звезды снова начинает сжиматься - ведь опять нет ничего, что бы ее сдерживало. При сжатии снова начинают стремительно расти давление, плотность и температура. Наконец, когда температура в центре звезды достигнет 100 000 000 градусов, ядра атомов гелия

(накопившихся на стадии "сжигания" водорода) начнут при столкновениях сливаться между собой и образовывать ядра углерода. Такое включение "сжигания" гелия в сердцевине звезды вызывает огромное дополнительное выделение энергии. К тому же выделение энергии в процессе сжатия центральной области звезды словно раздувает ее поверхность. Звезда расширяется, а газы ее атмосферы охлаждаются до 3000-4000 К. Образуется гигантская звезда, которая имеет диаметр около трети миллиарда километров, с низкой температурой поверхности красный гигант.

Примерно через 5000000000 лет истощатся все запасы водорода в недрах Солнца. Центральная область начнет стремительно сжиматься, а поверхность Солнца - расширяться; включится механизм "сжигания" гелия. За сравнительно короткий промежуток времени (менее чем за миллиард лет) удивительно раздутое Солнце поглотит Землю и наша планета превратится в пар.

Но так же, как в свое время истощились запасы водорода, наступит очередь и гелия. Начнется еще один стремительный сжатия сердцевины звезды, и если она ранее была значительно массивнее от нашего Солнца, то произойдет включение еще более экзотических термоядерных реакций - таких как "сжигание" углерода, кислорода и кремния. Именно в результате таких процессов в массивных звездах рождаются тяжелые элементы.

Хотя мы пока понимаем не все, что происходит, принято считать, что на поздних этапах эволюции звезды становятся чрезвычайно неустойчивыми.

В конце концов, эта неустойчивость массивной звезды становится настолько сильной, что звезда завершает свое существование грандиозным взрывом. Эти взрывы иногда настолько колоссальны, что на короткое время звезда становится ярче всю галактику, в которой она находилась. Такая звезда, подвергшейся взрыва, называется новой, а если взрыв был очень мощным - то сверхновой.

В предсмертной агонии умирающая звезда может выбросить в космос огромное количество вещества в виде газа. Эти газы можно иногда наблюдать как планетарные туманности. Такова кольцевидная туманность в созвездии Лиры. Туманность в созвездии Лебедя - это тоже остатки сверхновой.

От звезды после ее смерти остается выгорела сердцевина. Если масса звезды была небольшой (например, как у Солнца), то эта сердцевина продолжать сжиматься до тех пор, пока какие-то силы не помешают дальнейшему сжатию. На этом этапе звезда становится очень горячей и маленькой. Так образуется белый карлик.

В результате многочисленных и кропотливых вычислений, проводимых с начала 1960-х годов, удалось выстроить жизненный путь звезды типа Солнца как движение точки, изображающей эту звезду, по диаграмме Герцшпрунга - Рассела. Первоначальное сжатия протозвезды приводит к быстрому падению светимости по мере уменьшения ее размеров. Это сопровождается увеличением поверхностной температуры вследствие разогрева атмосферы звезды. Когда в центре звезды начинается "сжигание" водорода, точка, изображающая звезду, останавливается на главной последовательности и остается там в течение около 10000000000 лет. Переход в область красных гигантов происходит также очень быстро. Когда же включается "сжигания" гелия, точка остается в верхнем правом углу диаграммы на несколько сотен миллионов лет. Затем звезда становится неустойчивой, точка снова движется по диаграмме и, наконец, все заканчивается на белом карлике. Белые карлики - это умершие звезды. Они слабо светят и остывают. Точка на диаграмме, изображающей белый карлик, медленно сползает по кривой вниз и вправо.

Следует обратить особое внимание на несколько важных факторов звездной эволюции. Во-первых, массивные звезды главной последовательности - это вместе с тем и самые яркие звезды. Они яркие том, что водород в них «сжигается» в бешеном темпе. Несмотря на большую массу и, соответственно, огромные запасы горючего, водород в сердцевине таких звезд истощается очень быстро. Иначе говоря, массивные звезды и эволюционируют быстрее всех звезд. Во-вторых, исследования планетарных туманностей и остатков сверхновых свидетельствует, что массивные звезды могут выбрасывать в космос часть своего вещества. И, наконец, астрофизики твердо уверены в существовании четкой верхней границы массы белого карлика. Белый карлик должен иметь массу, меньшую 1,25 массы Солнца. Если же масса звезды больше, то в конце эволюции она может стать нейтронной звездой или черной дырой.

 
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   След >