Термодинамический и статистический методы описания систем

существуют  условия, необходимые  для появления этих тел.

        В результате тщательного  изучения  фотографий  туманных участков

Млечного  Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышки  неправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные  скопления пыли и газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают  собственного света и находятся между нами яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Эти газово-пылевые облака  содержат  частицы пыли,

очень сильно поглощающие свет, идущий от расположенных за ними звезд.

Размеры глобул огромны - до нескольких световых лет в поперечнике.

Несмотря  на то что вещество в этих скоплениях очень  разрежено, общий

объём их настолько велик, что его вполне хватает для формирования не больших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для  того чтобы

представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что  все звезды  излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны  чувствительные  инструменты, которые реагируют на давление солнечного света,  проникающего сквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под

действием давления излучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнение вещества. Внутри глобулы  гуляет "ветер",  разметающий по всем  направлениям газ и пылевые частицы, так что  вещество глобулы пребывает в непрерывном турбулентном движении.

        Глобулу можно рассматривать как турбулентную  газово-пылевую

массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действием этого

давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь

все меньше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени, зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивности  последнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы  в центре глобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать  к её центру. Падая, частицы вещества  приобретают кинетическую энергию и  разогревают газово-пылевое облако.

     Падение   вещества  может  длиться   сотни  лет.  Вначале оно происходит

медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы, притягивающие

частицы  к  центру, еще  очень  слабы.  Через  некоторое  время,  когда  глобула  становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинает

происходить быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее

светового года в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней

границы до центра может превышать l0 триллионов километров. Если

частица от края глобулы начнёт падать к центру со скоростью немногим

менее 2км/с, то центра она достигнет только через 200 000 лет. Наблюдения  показывают, что скорости движения газа и пылевых частиц на самом деле  гораздо больше, а потому гравитационное сжатие происходит  значительно  быстрее.

       Падение вещества к центру  сопровождается  весьма  частыми столкновениями  частиц и переходом их  кинетической  энергии в тепловую.  В

результате  температура глобулы  возрастает. Глобула становиться протозвездой и начинает светиться,  так как энергия движения  частиц  перешла в тепло, нагрела пыль и газ.

       В этой стадии протозвезда едва видна, так как основная доля её излучения приходится на далёкую инфракрасную область. Звезда ещё не

родилась, но зародыш её уже появился. Астрономам пока неизвестно,

сколько времени требуется протозвезде, чтобы достигнуть той стадии, когда  она начинает светиться как тусклый красный шар и становится видимой. По  различным оценкам, это время колеблется от тысяч  до нескольких   миллионов лет. Однако, помня о появлении звёзд в большой Туманности  Ориона, стоит, пожалуй, считать, что наиболее близка к реальности оценка,  которая дает  минимальное значение времени.

Здесь  мы  должны  сделать  небольшое  отступление, с  тем,  чтобы  тщательно  рассмотреть  некоторые  детали, связанные  с  рождением звезды, и   оценить их воздействие на её дальнейшую судьбу. Звёзды рождаются с

самыми  различными массами. Кроме того: они могут обладать самым разным  химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшее  поведение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться,  выйдем из дома и взглянем на ночное небо.

        С вершины горы, вдали от мешающего нам городского света, мы

увидим  на небе по крайней мере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым  зрением при идеальных атмосферных условиях увидит в полтора раза больше  звёзд. Одни из них удалены от нас на тысячу, другие - всего на несколько  световых лет. Попытаемся теперь разместить все эти звёзды   на диаграмме  на  которой  каждая звезда характеризуется двумя физическими величинами: температурой и светимостью. Разместив  все З000 звёзд, мы обнаружим, что  самые яркие из них одновременно оказываются и самыми горячими, а самые  слабые – самыми холодными. При этом заметим, что подавляющее  большинство звёзд располагается вдоль наклонной линии, которая тянется из  верхнего левого угла графика в нижний правый (Если, как это традиционно  принято, ось температур направить влево, а ось светимостей – вверх). Это  нормальные звёзды, и их распределение называют "главной  последовательностью". Полученная диаграмма называется диаграммой  Герцшпрунга – Рессела , в честь двух выдающихся астрономов, впервые  установивших эту замечательную зависимость. В ней важную роль играет  масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождении попадает  на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, то звезда  оказывается в нижней её части.

         Продолжительность   жизни звезды зависит от её массы. Звёзды с

массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасы своего

ядерного "топлива" и могут светить десятки миллиардов лет. Внешние слои  звёзд, подобных  нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 массой Солнца,  постепенно расширяются и, в конце концов совсем покидают ядро  звезды.  На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

                  Белые карлики.

         Совокупность наблюдений, а также ряд теоретических соображений

говорят о том, что на этом этапе эволюции звезды, масса которых мень-ше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их  наружную оболочку, "сбрасывают". Такой процесс мы наблюдаем, по-видимому, как образование так называемых "планетарных туманностей".  После того как от звезды отделится со сравнительно небольшой скоростью   наружная оболочка, "обнажатся" ее внутренние, очень горячие слои. При  этом отделившаяся оболочка будет  расширяться, все дальше и дальше отходя  от звезды.

         Мощное ультрафиолетовое излучение звезды – ядра планетарной  туманности – будет  ионизировать  атомы  в оболочке, возбуждая  их  свечение.

Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется то-лько  небольшая очень горячая плотная звезда.

      Таким образом,  белые карлики как бы "вызревают" внутри звезд -красных, гигантов – и "появляются на свет" после отделения наружных

слоев гигантских звезд. В других случаях сбрасывание наружных слоев

может происходить не путем образования планетарных туманностей, а путем  постепенного истечения  атомов. Так или иначе белые карлики, в которых  весь водород "выгорел" и ядерные реакции прекратились, по-видимому,  представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд.  Логическим выводом отсюда является признание генетической связи между  самыми поздними этапами эволюции звезд и белыми карликами. 

              

                     Черные карлики.

        Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают, переходя в  невидимые "черные" карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой  плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров  земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых  карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое  существование большинство звезд. Однако финал жизни сравнитель-но  массивных звезд может быть значительно, более драматическим.  

             

                     Нейтральные звезды.

     Если  масса  сжимающейся  звезды  превосходит  массу  Солнца  более  чем  в  1,4  раза, то  такая  звезда,  достигнув   стадии  белого  карлика, на  том  не  остановиться.  Гравитационные  силы  в  этом  случае  очень  велики, что электроны  вдавливаются  внутрь  атомных  ядер.  В  результате  изотопы  превращаются  в  нейтронных  звезд  превосходит  даже  плотность  белых  карликов;  но  если  масса  материала  не  превосходит  3  солнечных  масс,  нейтроны, как  и  электроны, способны  сами  предотвратить  дальнейшее  сжатие.  Типичная  нейтронная  звезда  имеет  в  поперечнике  всего  лишь  от  10  до 15  км, а один  кубический  сантиметр  ее  вещества  весит  около  миллиарда  тонн.  Помимо  неслыханной  громадной  плотности,  нейтронные  звезды  обладает  еще двумя особыми свойствами,  которые позволяют  их  обнаружить,  невзирая  на  столь  малые  размеры:  это  быстрое  вращение  и  сильное  магнитное  поле.  В  общем, вращаются  все  звезды, но  когда звезда  сжимается,  скорость  ее  вращения  возрастает – точно так же,  как фигурист  на  льду  вращается несколько  оборотов  в  секунду.  Наряду  с  этим  исключительно  быстрым  вращением,  нейтронные  звезды  имеют  магнитное  поле, в  миллионы  раз  более  сильное,  чем  у  Земли.

 

                 Пульсары.

        Первые пульсары были открыты в 1968 г. когда радиоастрономы

обнаружили  регулярные сигналы, идущие к нам из четырех точек Галактики.

Ученые  были  поражены  тем  фактом, что какие-то природные объекты могут  излучать радиоимпульсы в таком правильном  и быстром ритме. В начале  правда, ненадолго  астрономы заподозрили  участие неких мыслящих существ,  обитающих в глубинах Галактики. Но вскоре было найдено естественное объяснение. В мощном магнитном поле нейтронной звезды, движущиеся по спирали электроны генерируют радиоволны, которые излучаются узким пучком, как луч прожектора. Звезда быстро вращается, и радиолуч пересекает линию нашего наблюдения, словно маяк. Некоторые пульсары излучают не только радиоволны, но и световые, рентгеновские и гамма-лучи. Период самых медленных пульсаров около четырех секунд, а самых быстрых - тысячные доли секунды. Вращение этих нейтронных звезд было по каким-то причинам еще более ускорено; возможно, они входят в двойные системы.

 

                       Сверхновые.

       Звезды, массы которых не достигают 1,4 солнечной, умирают тихо и безмятежно. А что происходит с более массивными звездами? Как возникают

нейтронные звезды и черные дыры? Катастрофический взрыв, которым заканчивается жизнь массивной звезды, - это воистину впечатляющее событие. Это самое мощное из природных явлений, совершающихся в звездах. В мгновение высвобождается больше энергии, чем излучает ее наше Солнце за 10 миллиардов лет. Световой поток, посылаемый одной гибнущей звездой, эквивалентен целой галактике, а ведь видимый свет составляет лишь

малую долю полной энергии. Остатки взорвавшейся звезды  разлетаются

прочь со скоростями до 20 000 км. в секунду.

       Такие грандиозные звездные взрывы называются – сверхновыми.

Сверхновые  – довольно редкое явление. Каждый год обнаруживают от 20 до

30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За

столетие в  каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в

нашей собственной  Галактике сверхновых не наблюдали с 1604 г. Может

быть, они  и были, но остались невидимыми из-за большого количества пыли  в Млечном Пути.

 

                 Черные дыры.

          От звезды, имеющей массу больше, чем три солнечных, и радиус больше 8,85 километра, свет не сможет уйти от нее в пространство. Уходящий от поверхности луч искривляется в поле силы тяжести так сильно, излучаемые телом, возвращаются обратно, как брошенные вверх на земле  камни. Никакое излучение не прорывается во внешний мир, чтобы донести  весть о печальной  судьбе звезды.

       Превратившись в черную дыру, небесное тело не исчезает из Вселенной. Оно дает о себе знать внешнему миру благодаря своей  гравитации. Черная дыра поглощает световые лучи, идущие от нее на более значительное расстояние. Черная дыра может вступать в гравитационное

взаимодействие с другими телами: она может удерживать около  себя планеты или образовывать с другой звездой двойную систему.

      Мы неоднократно подчеркивали, что скорость эволюции звезд определяется их первоначальной массой. Так как по ряду признаков со времени образования нашей звездной системы – Галактики – прошло около 15-20 мпрд. лет, то за это конечное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный путь прошли только те звезды, массы которых  превышают некоторую величину. По-видимому, эта "критическая" масса  всего лишь на 10-20 % превышает массу Солнца. С другой стороны, как уже  подчеркивалось, процесс образования звезд из межзвездной газово-пыле-вой  среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас.