Рождение звезд

Исторически первыми  были обнаружены и исследованы более  компактные группы молодых звёзд - рассеянные скопления, подобные Плеядам. Эти сравнительно плотные группы из нескольких сот или тысяч звёзд, связанных взаимной гравитацией, успешно противостоят разрушающему влиянию гравитационного поля Галактики. Их происхождение не вызывает споров: предками таких скоплений являются плотные ядра межзвёздных молекулярных облаков. Рассеянные скопления понемногу теряют свои звёзды, но всё же живут довольно долго: в среднем около 500 млн. лет, а иногда и несколько миллиардов.

Часто молодые  плотные скопления окружены разреженной  короной из таких же молодых звёзд. Нередко подобные короны встречаются сама по себе, без центрального скопления. Их называют звёздными ассоциациями.

Обычно на фоне Млечного Пути выделяются лишь массивные  и яркие члены ассоциации - звёзды спектраль

ых реакций  превращается в углерод. Ядро горящего гелия окружено тонким слоем горящего водорода, который поступает из внешней оболочки звезды. Следовательно, у красного гиганта два источника энергии. Над горящим ядром находится протяженная оболочка.

В дальнейшем ядерные  реакции создают в центре массивной  звезды всё более тяжелые элементы, вплоть до железа. Синтез элементов тяжелее железа уже не приводит к выделению энергии. Лишенное источников энергии, ядро звезды быстро сжимается. Это может повлечь за собой взрыв - вспышку сверхновой. Иногда при взрыве звезда полностью распадается, но чаще всего, по-видимому, остается компактный объект - нейтронная звезда или черная дыра.

Вместе с  оболочкой взрыв уносит в межзвездную  среду различные химические элементы, образовавшиеся в недрах звезды за время её жизни. Новое поколение  звезд, рождающихся из межзвездного газа, будет содержать уже больше тяжелых химических элементов.

Срок жизни  звезды напрямую зависит от её массы. Звезды с массой в 100 раз больше солнечной  живут всего несколько миллионов  лет. Если масса составляет две - три  солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет.

В звездах - карликах, массы которых меньше массы Солнца, конвективное ядро отсутствует. Водород  в них горит, превращаясь в  гелий, в центральной области, не выделяющейся из остальной части  звезды наличием конвективных движений. В карликах этот процесс протекает очень медленно, и они практически не изменяются в течение миллиардов лет. Когда водород полностью сгорает, они медленно сжимаются и за счет энергии сжатия могут существовать ещё очень длительное время.

Солнце и подобные ему звезды представляют собой промежуточный случай. У Солнца имеется маленькое конвективное ядро, но не очень чётко отделённое от остальной части. Ядерные реакции горения водорода протекают как в ядре, так и в его окрестностях. Возраст Солнца примерно 4,5-5 млрд. лет. И за это время оно почти не изменило своего размера и яркости. После исчерпания водорода Солнце может постепенно вырасти в красный гигант, сбросить чрезмерно расширившуюся оболочку и закончить свою жизнь, превратившись в белый карлик. Но это случится не раньше, чем через 5 млрд. лет.

Взрывающиеся  звёзды

Тот, кто внимательно  следит за звёздами из ночи в ночь, имеет  в своей жизни шанс обнаружить новую звезду, возникшую как бы на пустом месте. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума и через несколько месяцев ослабевает настолько, что она становится невидимой даже вооруженным глазом, исчезает.

Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, получившее название сверхновой звезды, запечатлено во многих исторических летописях разных народов. Блеск  сверхновой, вспыхивавшей тоже вроде  бы на пустом месте, иногда достигал такой  величины, что звезду было видно даже днём.

Явления новых  звезд были обнаружены еще в глубокой древности. В ХХ в., когда астрономические  наблюдения приобрели регулярный характер, а вид звездного неба «протоколировался» на фотопластинках, стало ясно, что  на месте «новых» звезд на самом деле находятся слабые звездочки. Просто внезапно их блеск увеличивается до своего максимума и затем вновь уменьшается до спокойного уровня. Более того, оказалось, что иногда явление новой звезды повторяется более или менее регулярно на одном и том же месте, т.е. одна и та же звезда по каким-то причинам раз в сотни лет или чаще увеличивает свою светимость.

Иначе обстоит  дело со сверхновыми. Если на их месте  до начала вспышки и была заметна  звезда (как, например, в случае относительно яркой сверхновой 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке), то после вспышки она действительно исчезает, а сброшенная ею оболочка еще долгие годы наблюдается как светящаяся туманность.

Исследования  сверхновых звезд, вспыхнувших в  нашей галактике, затрудняются тем, что эти небесные объекты чрезвычайно редко доступны наблюдениям. За всю историю науки их удалось увидеть всего несколько раз. Однако регулярные наблюдения множества других галактик приводят к ежегодному обнаружению до нескольких десятков сверхновых в далеких звездных системах. Установлено, что в среднем в каждой галактике вспышка сверхновой происходит раз в несколько десятилетий. Причем в максимуме своего блеска она может быть столь же яркой, как остальные сотни миллиардов звезд галактики, вместе взятые. Самые далекие из известных ныне сверхновых находятся в галактиках, расположенных в сотнях мегапарсек от Солнца.

Как впервые  предположили в 30-е гг. ХХ в. Вальтер  Бааде и Фриц Цвикки, в результате взрыва сверхновой может образоваться сверхплотная нейтронная звезда. Эта гипотеза подтвердилась после открытия пульсара - быстро вращающейся нейтронной звезды с периодом 33 миллисекунды - в центре известной Крабовидной туманности в созвездии Тельца; он возник на месте вспышки сверхновой 1054 г.

Итак, явления  новых и сверхновых звезд имеют совершенно различную природу. Каково же современное представление о них?

Новые звезды.

Во время  вспышки блеск новой увеличивается  на 12-13 звездных величин, а выделяемая энергия достигает 10³⁹ Дж (такая энергия излучается Солнцем примерно за 100 тыс. лет). До середины 50-х гг. природа вспышек новых звезд оставалась неясной. Но в 1954 г. было обнаружено, что известная новая звезда DQ Геркулеса входит в состав тесной двойной системы с орбитальным периодом в несколько часов. В дальнейшем удалось установить, что все новые звезды являются компонентами тесных двойных систем. В которых одна звезда -как правило, звезда главной последовательности типа нашего Солнца, а вторая - компактный, размером в сотую долю радиуса Солнца, белый карлик.

Орбита такой двойной системы настолько тесна, что нормальная звезда сильно деформируется приливным воздействием компактного соседа. Плазма из атмосферы этой звезды может свободно падать на белый карлик, образуя вокруг него аккреционный диск. Вещество в диске тормозится вязким трением, нагревается, вызывая свечение (именно оно и наблюдается в спокойном состоянии), и в конце концов достигает поверхности белого карлика.

По мере падения  вещества на белом карлике образуется тонкий плотный слой газа, температура  которого постепенно увеличивается. В итоге (как раз за характерное время от нескольких лет до сотен лет) температура и плотность этого п

оверхностного слоя вырастают до столь высоких  значений, что столкновения быстрых  протонов начинают приводить к термоядерной реакции синтеза гелия. Но в отличие от центральных частей Солнца и других звёзд, где эта реакция протекает достаточно медленно, на поверхности белого карлика она носит взрывообразный характер (главным образом из-за очень большой плотности вещества).

Именно этот термоядерный взрыв на поверхности белого карлика и приводит к сбросу накопившейся оболочки (кстати, весьма малой массы - «всего» около сотой доли массы Солнца), разлет и свечение которой наблюдаются как вспышка новой звезды. Несмотря на огромную выделенную энергию, разлетающаяся оболочка не оказывает заметного воздействия на соседнюю звезду, и та продолжает поставлять топливо для следующего взрыва.

Как показывают оценки, ежегодно в галактике вспыхивает около сотни новых звёзд. Межзвёздное  поглощение делает невозможным наблюдение всех этих объектов. Но самые яркие новые довольно часто бывают видны невооруженным глазом. К примеру, в 1975 г. новая звезда в созвездии Лебедя почти полгода «искажала» его крестообразную конфигурацию.

С началом эры  рентгеновской астрономии (60-е гг.) выяснилось, что новые звезды наблюдаются не только в оптическом диапазоне. Так, в 70-е гг. были открыты рентгеновские барстеры - регулярно вспыхивающие источники рентгеновского излучения. Механизм вспышек здесь в целом такой же, как и у классических новых звезд. Разница в том, что второй компонент тесной двойной системы не белый карлик, а еще более компактная нейтронная звезда радиусом всего около 10 км.

Вещество нормальной звезды типа Солнца или красного карлика  «срывается» приливными силами со стороны нейтронной звезды, образуя аккреционный диск. Газ попадает на поверхность нейтронной звезды, если она не обладает сильным магнитным полем, нагревается, и это приводит к повторяющимся термоядерным взрывам. А из-за большой компактности нейтронной звезды плотность вещества, достигшего поверхности, оказывается чудовищно высокой. Разогретый термоядерными взрывами газ излучает в основном энергичные рентгеновские кванты.

Наконец, нельзя не упомянуть еще об одном типе новых звезд - рентгеновских новых. Они вспыхивают в рентгеновском диапазоне на несколько месяцев, а затем полностью исчезают. Сейчас таких рентгеновских новых известно около десяти. Самое волнующее открытие последних лет, сделанное совместными усилиями астрономов России, Украины и других стран, состоит в том, что во всех рентгеновских новых компактными звездами являются, по-видимому. Черные дыры массой около 10 масс Солнца. Это хорошо согласуется с теорией относительности Эйнштейна, по которой масса черных дыр в звездных системах должна быть не менее 3-5 солнечных.

Так как черные дыры не имеют поверхности, на которой  могло бы скапливаться аккрецируемое  вещество, природа вспышки здесь  уже иная, чем у классических новых  звезд и рентгеновских барстеров. Как полагают, вспышка рентгеновской новой связана с внезапным гигантским энерговыделением в окружающем черную дыру аккреционном диске. Выяснение причины такого неустойчивого поведения дисков - одна из актуальных задач современной астрофизики.

Сверхновые  звезды.

Сверхновые  звезды - одно из самых грандиозных космических явлений. Коротко говоря, сверхновая - это настоящий взрыв звезды, когда большая часть ее массы (а иногда и вся) разлетается со скоростью до 10000 км/с, а остаток сжимается (коллапсирует) в сверхплотную нейтронную звезду или в черную дыру. Сверхновые играют важную роль в эволюции звезд. Они являются финалом жизни звезд массой более 8-10 солнечных, рождая нейтронные звезды и черные дыры и обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами. Все элементы тяжелее железа образовались в результате взаимодействия ядер более легких элементов и элементарных частиц при взрывах массивных звезд. Не здесь ли кроется разгадка извечной тяги человечества к звездам? Ведь в мельчайшей клеточке живой материи есть атомы железа, синтезированные при гибели какой-нибудь массивной звезды. И в этом смысле люди сродни снеговику из сказки Андерсена: он испытывал странную любовь к жаркой печке, потому что каркасом ему послужила кочерга…

По наблюдаемым  характеристикам сверхновые принято  разделять на две большие группы - сверхновые 1-го и 2-го типа. В спектрах сверхновых 1-го типа нет линий водорода; зависимость их блеска от времени (так называемая кривая блеска) примерно одинакова у всех звезд, как и светимость в максимуме блеска. Сверхновые 2-го типа, напротив, имеют богатый водородными линиями оптический спектр; формы их кривых блеска весьма разнообразны; блеск в максимуме сильно различается у разных сверхновых.

Ученые заметили, что в эллиптических галактиках (т.е. галактиках без спиральной структуры, с очень низким темпом звездообразования, состоящих в основном из маломассивных красных звезд) вспыхивают только сверхновые 1-го типа. В спиральных же галактиках, к числу которых принадлежит и наша Галактика - Млечный Путь, встречаются оба типа сверхновых. При этом представители 2-го типа концентрируются к спиральным рукавам, где идет активный процесс звездообразования и много молодых массивных звезд. Эти особенности наводят на мысль о различной природе двух типов сверхновых.

Сейчас надежно  установлено, что при взрыве любой сверхновой освобождается огромное количество энергии - порядка 10⁴⁶ Дж. Основная энергия взрыва уносится не фотонами, а нейтрино - быстрыми частицами с очень малой или вообще нулевой массой покоя. Нейтрино чрезвычайно слабо взаимодействуют с веществом, и для них недра звезды вполне прозрачны.

Законченной теории взрыва сверхновых с формированием  компактного остатка и сбросом  внешней оболочки пока не создано  ввиду крайней сложности учета  всех протекающих при этом физических процессов. Однако все данные говорят о том, что сверхновые 2-го типа вспыхивают в результате коллапса ядер массивных звёзд. На разных этапах жизни звезды в ядре происходили термоядерные реакции, при которых сначала водород превращается в гелий, затем гелий в углерод и так далее до образования элементов «железного пика» - железа, кобальта и никеля. Атомные ядра этих элементов имеют максимальную энергию связи в расчёте на одну частицу. Ясно, что присоединение новых частиц к атомному ядру, например, железа будет требовать значительных затрат энергии, а потому термоядерное горение и «останавливается» на элементах железного пика.

gt;Что же заставляет  центральные части звезды терять  устойчивость и коллапсировать, как только железное ядро станет  достаточно массивным (около 1,5 массы Солнца)? В настоящее время известны два основных фактора, приводящих к потере устойчивости и коллапсу. Во-первых, это «развал» ядер железа на 13 альфа-частиц (ядер гелия) с поглощением фотонов - так называемая фотодиссоциация железа. Во-вторых, нейтронизация вещества - захват электронов протонами с образованием нейтронов. Оба процесса становятся возможными при больших плотностях (свыше 1 т/см³), устанавливающихся в центре звезды в конце эволюции, и оба они эффективно снижают «упругость» вещества, которая фактически и противостоит сдавливающему действию сил тяготения. Как следствие, ядро теряет устойчивость и сжимается. При этом в ходе нейтронизации вещества выделяется большое количество нейтрино, уносящих основную энергию, запасённую в коллапсирующем ядре.