Вероятная картина эволюции звезды

Благодаря неоднородностям в плотности из рассеянного во Вселенной диффузного вещества может формироваться газопылевое облако размером до 100 световых лет и массой до 6 млн масс Солнца (М0), которое под действием сил тяготения уплотняется и образует газовый шар. Как правило, рождаются сразу звездные ассоциации. Образовавшиеся газовые тела начинают вращаться относительно друг друга, и центробежная сила этого движения противодействует силе притяжения. Звезды эволюционируют от протозвезд с низкой температурой к звездам, плотным плазменным телам, температура внутри которых — миллионы °К.

Протозвезда под действием гравитации продолжает сжиматься. Ее диаметр уменьшается, а температура ее поверхности возрастает до тех пор, пока температура и плотность недр звезды не достигают величин, достаточных для начала термоядерной реакции.

Давление возникающего излучения препятствует гравитационному сжатию, и звезда стабилизируется в основной фазе существования — фазе равновесного состояния под действием этих противоположно направленных сил — до тех пор, пока существует водород в ядре. Основная фаза длится от нескольких миллионов лет для голубых супергигантов до сотен тысяч миллионов лет для красных карликов.

Основная фаза Солнца — около 10 млрд лет, и сейчас оно находится в середине этой фазы.

Перестав сжиматься, звезда продолжительное время излучает энергию за счет термоядерных реакций в центральных областях (в ядре). Ее размер поддерживает взаимное противодействие гравитационных сил и сил внутреннего давления (рис. 9.5). Термоядерная реакция «выгорания» водорода в гелий происходит в центральных областях звезды.

Рис. 95. Структура звезды с позиции производства энергии.

Немецкий физик К. Ф. Вайцзеккер (1912—2007) в 1938 г. показал: столкновение двух протонов р приводит к тому, что образуются дейтерий^[1] d, позитрон е⁺ и нейтрино v, между которыми распределяется энергия:

Затем немецко-американский физик Г. Бете (1906—2005) показал, что после образования дейтерия:

• • дейтрон сталкивается с одним протоном и образует радиоактивный изотоп ³Не с испусканием у-кванта (фотон с высокой энергией);
• • столкновение двух ядер ³Не ведет к образованию стабильного ядра ⁴Не с выделением двух лишних протонов:

Реакция синтеза по этой цепочке названа циклом «протон-протон» (р-р), он преобладает на звездах, равных или уступающих по массе Солнцу.

Звезды, подобные Солнцу, — мир водорода, поскольку ядра остальных элементов окружены со всех сторон протонами (ядрами водорода) и могут сталкиваться почти исключительно с протонами.

Солнце — непрерывно действующая водородная бомба, скрытая под слоем газа толщиной в 0,5 млн км.

Выявлен и другой цикл: углерод—азот—кислород (С—N—О), в котором три этих элемента играют роль катализаторов.

Первая стадия цикла — соединение ядер водорода (протонов) с ядрами изотопа углерода ¹²С, который, захватив протон, превращается в радиоактивный азот с испусканием фотона:

Выбрасывая позитрон и нейтрино, тяжелый азот превращается снова в тяжелый изотоп углерода ¹³С:

Ядро ¹³С, подвергаясь новым ударам протонов, сливается с тем из них, который обладает необходимой энергией, возникает азот ¹⁴N:

Какие бы элементы ни возникали на Солнце, они снова и снова должны участвовать в протонных превращениях. Поэтому ядра ¹⁴N, реагируя с ядрами водорода, формируют ядро радиоактивного изотопа кислорода ¹³0:

При распаде он испускает позитрон и нейтрино и уже в третий раз превращается в азот ¹⁵N:

При взаимодействии с протоном ядро ¹⁵N распадается, выбрасывая альфа-частицу (ядро атома гелия) и образуя ядро ¹²С, с которого начался цикл ядерных превращений:

Таким образом, углерод остается таким же, каким и был, но исчезли четыре водородных ядра и возникло ядро гелия. Ядра азота, углерода и кислорода играют роль катализаторов в реакции синтеза гелия из водорода, а количество этих ядер в результате ядерных реакций не изменяется.

Светимость Солнца вызвана постепенным превращением водорода в гелий, который происходит при самой низкой для звезд температуре — около 10 млн град. При уменьшении мощности излучения за счет выгорания водорода звезда сжимается под действием гравитации, ее температура растет и доходит до порога, когда становятся возможными следующие циклы ядерного синтеза.

Таким образом, звезды выступают фабриками, на которых первоначальное сырье (водород) трансформируется в другие элементы. В процессе старения звезды обогащаются тяжелыми элементами, а после взрыва звезды обогащают этими элементами межзвездные газовые облака, из которых формируются звезды следующих поколений и планеты.

Что происходит со звездой, когда почти весь водород в ее центральных областях «выгорает»? Звезда сжимается, давление и температура в ее центре растут и при 100 млн град, в реакцию вступают ядра гелия, синтезируются более тяжелые элементы: углерод, азот, кислород. От центра к поверхности звезды движется слой сгорающего водорода. При исчерпании ресурсов гелия звезда еще сильнее сжимается, и при температуре 600 млн град, в реакцию вступают элементы с атомным весом более 2, а к периферии движется слой сгорающего гелия. В центре звезды синтезируются все более тяжелые элементы и при 4 млрд град, происходит синтез железа и элементов, близких ему по массе. «Они представляют собой „шлак“ „термоядерных реакторов“: никакие ядерные реакции более не способны извлечь из них энергию. А раз так, невозможно и дальнейшее выделение энергии за счет реакций синтеза — термоядерный период звезды закончился»¹. Под действием гравитационных сил начинается процесс умирания звезды, зависящий от ее массы.

Звезды можно разделить на несколько больших классов; в их числе:

• • нормальные звезды;
• • красные гиганты;
• • белые карлики;
• • нейтронные звезды.
• 1 Вардеига Г. Фабрика новых «траисуранов» // Энциклопедия для детей. Т. 16. Физика. Ч. 2. М.: Аванта+, 2001. С. 307.

Нормальная звезда находится в равновесии, если давление излучения и силы гравитационного сжатия уравновешены, а также обеспечивается возможность выхода наружу продуктов внутризвездных ядерных реакций — фотонов и нейтрино. Если же такой выход замедлен, то может произойти взрыв звезды: ее верхние оболочки расширяются и сбрасываются. К примеру, если радиус звезды увеличится вдвое, то ее объем (и скорость накопления энергии ядерного синтеза) возрастает в восемь раз. Но площадь поверхности увеличилась лишь вчетверо, и она не всегда может пропустить через себя такое количество энергии: наступает перегрев звезды и, как следствие, — взрыв.

В недрах Солнца температура достигает 20 млн °К. При такой температуре протекают ядерно-химические реакции между водородом (протонами) и углеродом, азотом и кислородом. На рис. 9.6 изображен цикл этих реакций и указаны сдвиги элементов в периодической системе, происходящие при этих реакциях. В результате замкнутого цикла образуются атом гелия и четыре атома водорода. При этом выделяется солнечная энергия.

Рис. 9.6. Химия Солнца

Если масса звезды меньше 0,5 М₀, новых ядерных реакций не происходит и звезда, сжимаясь, превращается в гелиевого белого карлика. После сжигания гелия ядро содержит углерод и кислород.

Если масса звездного ядра выше 0,5 М_е, температура звезды возрастает и плавится водород внешнего слоя, прилегающего к ядру звезды, синтезируется гелий. Оболочка звезды расширяется, звезда превращается в красного гиганта. Когда температура его ядра достигнет 100—150 млн град., а плотность будет достаточно велика, в ядре начнется новая термоядерная реакция¹, затем красный гигант сбрасывает свою оболочку.

Белый карлик — результат трансформации звезды после сброса оболочки, если ее масса составляет не более 1,4 от М₀ (чандрасекаровский предел)^[2][3]. Они являются очень плотными образованиями с радиусом около 1% радиуса Солнца и плотностью до 1000 кг/см^[4]. Белые карлики формируются внутри «красных гигантов», излучая все меньше энергии. Их светимость падает, гравитационные силы сжимают вещество, и они постепенно переходят в разряд черных карликов — холодных звезд с массой, близкой M_Q, и радиусом, сравнимым с радиусом Земли, следовательно — с весьма высокой плотностью. Этот процесс длится сотни миллионов лет.

Звезды с массой 1,4—2,5 M_Q не могут перейти в устойчивое состояние «белого карлика» и после сброса оболочки катастрофически быстро сжимаются до размеров порядка 10 км. Наступает гравитационный коллапс (лат. kollapsus — одряхлевший), который приводит к образованию нейтронной звезды. Нейтронная звезда — фактически одно гигантское атомное ядро: большинство протонов превращается в «плотно упакованные» нейтроны, испуская при этом нейтрино и позитроны, аннигилирующие с электронами. Плотность вещества в них достигает до 1 млрд т на 1 куб. см. Считается, что обнаруженные в 1967 г. пульсары — не что иное, как нейтронные звезды.

Однако судьба звезд с массой, превышающей М₀, может быть иной. Некоторые из них на определенном этапе эволюции взрываются — происходит вспышка «сверхновой». Одна из гипотез о причинах таких вспышек — неимоверно быстрое выделение энергии гравитации при резком сокращении размеров ядра.

В звездах массой до 10 М₀ температура оказывается меньше необходимой для плавления водорода внешних слоев, и ядро снова сжимается, охлаждаясь, но прилегающие к ядру внешние слои продолжают синтезировать гелий, возникают термические импульсы, благодаря которым вытесняется оболочка звезды. Образуется планетарная туманность с белым карликом из углерода и водорода в центре.

В звездах массой больше 10 М₀ плавится углерод и синтезируются железо и соседние элементы, но периодической таблице. Поскольку на такой синтез тратится энергия, ядро быстро коллапсирует. Иногда гравитационная энергия, высвобожденная в процессе коллапса, приводит к взрыву звезды. Появляется сверхновая, которая превращается в нейтронную звезду.

Если же масса ядра тяжелых элементов велика и превышает некоторый предел (по разным оценкам от 2,5 до 10 М₀), то при «выгорании» всего водорода давление газа в ядре не может уравновесить силы гравитации и звезда сжимается с огромной скоростью. Она может превратиться в сверхплотную точку, будучи раздавленной собственной массой. В результате гравитационного коллапса образуется черная дыра (рис. 9.7.).

Информация к размышлению Астроном и физик К. Шварцшильд (1873—1916) на основе ОТО Эйнштейна нашел решение для гравитационного (шварцшильдского) радиуса «черной дыры». При этом радиусе напряженность гравитационного поля звезды такова, что излучение из него не может выйти — для этого скорость должна быть больше скорости света. Для массы, в 10 раз большей массы Солнца, радиус образования черной дыры составил бы около 30 км. Такие объекты американский физик Дж. Уилер назвал черными дырами.

Рис. 9.7. Варианты эволюции звезд¹

Существование черных дыр предсказано на основе ОТО. Их плотность такова, что никакая материя и никакое излучение не могут из нее выйти. Границу области, которую не в состоянии покинуть даже такие частицы, как фотоны, называют горизонтом событий и он определяется радиусом Шварцшильда^[5][6], для которого вторая космическая скорость должна бы превышать скорость света. Тело, подошедшее к черной дыре на расстояние горизонта событий, будет мгновенно поглощено черной дырой.

Вторая космическая скорость — скорость, которую должно иметь тело, чтобы покинуть поверхность планеты или звезды и выйти на параболическую траекторию. Для Земли вторая космическая скорость — 11,18 км/с, для Солнца — 700 км/с. Если Солнце сожмется до радиуса 3 км, то вторая космическая скорость станет равной скорости света — 300 000 км/с. Тут вступают в действие законы ОТО. Замедляется течение времени, и из такого объекта не может выйти никаких излучений и частиц. Этот объект для внешнего мира будет заметен только по очень сильному гравитационному полю и станет черной дырой (см. рис. 9.7).

Таким образом, каждая звезда является саморегулируемой системой. В частности, Солнце перейдет в разряд «красных гигантов» примерно через 8 млрд лет^[7].

• [1] Дейтерий — тяжелый водород, ядро которого — дейтрон (или дейтон) — содержит протон и нейтрон.
• [2] См., например: Наука. Величайшие теории. Вып. 42. Расширяющееся знание. Гамов. Большой взрыв: пер. с исп. С. 84—85.
• [3] Величина 1,4 М0 называется чандрасекаровский предел — по имени астрофизика
• [4] и математика Субрахманьяна Чандрасекара (1910—1995; Нобелевская премия — 1983).
• [5] Наука. Величайшие теории. Вып. 42. Расширяющееся знание. Гамов. Большой взрыв: нср. с исп. С. 91.
• [6] К. Шварцшильд (1873—1916) — немецкий ученый, один из основоположников теоретической астрофизики.
• [7] 2 Подробнее см.: Перельман М. Е. Наблюдения и озарения, или как физики выявляютзаконы природы: от кванта до темной материи. С. 221—228.