Звезды и их эволюция

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых  сверхновых сильная гравитация в  недрах сверхгиганта заставляет электроны  упасть на атомное ядро, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Электромагнитные силы, разделяющие  близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный  шар из атомных ядер и отдельных  нейтронов.

Такие звёзды, известные, как  нейтронные звёзды, чрезвычайно малы — не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую  плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой  массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр  было предсказано общей теорией  относительности. Согласно этой теории, материя и информация не может  покидать чёрную дыру ни при каких  условиях. Тем не менее, квантовая  механика, вероятно, делает возможными исключения из этого правила.

Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли чёрные дыры вообще?». Ведь чтобы  сказать точно, что данный объект — это чёрная дыра, необходимо наблюдать  его горизонт событий. Это невозможно сугубо по определению горизонта, но с помощью радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой можно определить метрику вблизи объекта, а также зафиксировать быструю, миллисекундную переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать существование чёрных дыр.

В настоящий момент существуют только косвенные наблюдения. Так, наблюдая светимость ядер активных галактик, можно  оценить массу объекта, на который  происходит аккреция. Также массу объекта можно оценить по кривой вращения галактики или по частоте обращения близких к объекту звёзд, используя теорему вириала. Для многих галактик масса центра оказывается слишком большой для любого объекта, кроме чёрной дыры. Есть объекты с явной аккрецией вещества на них, но при этом не наблюдается специфического излучения, вызванного ударной волной. Из этого можно сделать вывод, что аккреция не останавливается твёрдой поверхностью звезды, а просто уходит в области очень высокого красного смещения, где согласно с современными представлениями (2009 год) никакой стационарный объект, кроме чёрной дыры, невозможен.

Вследствие коллапса образуются звезды с огромной плотностью. К  таким объектам относятся белые карлики. Их ядра имеют плотность, равную нескольким тоннам на 1 см3, и окружены тонкой атмосферой, состоящей, преимущественно, из водорода или гелия. Одновременно с образованием сверхплотного ядра, звезда сбрасывает свою внешнюю оболочку, которая превращается в газовое облако — планетарную туманность и постепенно рассеивается в космосе.

Звезда большей массы  может сжиматься до радиуса, равного 10 км, превращаясь в объект с наибольшей плотностью — нейтронную звезду. В ходе катастрофического сжатия происходит слияние электронов и протонов в нейтроны. Одна столовая ложка нейтронной звезды весит 1 млрд. тонн! Последняя стадия эволюции еще более массивной звезды — образование черной дыры. Звезда сжимается до таких размеров, при которых вторая космическая скорость становится равной скорости света. Из такой гравитационной ловушки не может вырваться даже свет, поэтому никакая информация из черной дыры к нам не поступает. В районе черной дыры пространство сильно искривляется, а время замедляется.

Образование нейтронных звезд  и черных дыр обязательно связано  с мощным взрывом. В небе возникает  яркая точка, почти такая же яркая, как галактика, в которой она  вспыхнула. Это "Сверхновая звезда". Упоминания, встречающиеся в древних летописях о появлении на небе ярчайших звезд, это не что иное, как свидетельства коллосальных космических взрывов.

Вспышки Сверхновых, в зависимости от кривой блеска и других свойств, принято разделять на два типа. Вспышки Сверхновой I типа отличаются большей светимостью, которая может превышать в 2,5 млрд. раз светимость Солнца. Светимость Сверхновых II типа превышает светимость Солнца всего в 1 млрд. раз. Отличие Сверхновых I и II типа связано с химическим составом взрывающихся звезд, а, следовательно, и их возрастом. Так, Сверхновые I типа относятся к старым звездам, которые не могут обладать большими массами. Спектральный анализ их излучения показывает полное отсутствие водорода, что говорит об их почтенном возрасте. Сверхновые II типа связаны с молодыми массивными звездами, и, следовательно, при взрыве может выбрасываться значительная (порядка одной солнечной) масса вещества. Анализ их спектров показывает наличие большого количества водорода.

Перед вспышкой Сверхновой II типа огромные потери энергии происходят за счет нейтринного излучения, для  которого материя звезды прозрачна. Унося с собой часть энергии из ядра, оно способствует еще большему охлаждению и дальнейшему коллапсу звезды. Слои, близлежащие к центру звезды, уплотняются и становятся непрозрачными для нейтрино, что приводит к резкому повышению температуры. Избыточная температура и огромное давление способствуют возникновению реакций синтеза легких ядер. Этот процесс имеет взрывной характер. Сопровождающая его ударная волна выбрасывает вещество звезды, оголяя ее ядро. Необходимо отметить, что рассмотренный механизм взрыва Сверхновых II типа подходит лишь для массивных одиночных звезд на конечных этапах их эволюции.

Звезда теряет всю внешнюю  оболочку, которая, разлетаясь с большой  скоростью, через сотни тысяч лет без следа растворяется в межзвездном среде, а до этого мы наблюдаем ее как расширяющуюся газовую туманность (например, Крабовидная туманность в созвездии Тельца, волокнистая туманность Парус-Х). Первые 20 000 лет расширение газовой оболочки сопровождается мощным радиоизлучением. В течение этого времени она представляет собой горячий плазменный шар, имеющий магнитное поле, удерживающее заряженные частицы высоких энергий, образовавшиеся в Сверхновой. Чем больше времени прошло с момента взрыва, тем слабее радиоизлучение и ниже температура плазмы.

Какие же звезды на конечных ступенях эволюции взрываются как Сверхновые? Анализ наблюдательных фактов показывает, что эволюция звезд с первоначальной массой менее 4 солнечных масс (время жизни звезды более 100 млн. лет) заканчивается образованием белых карликов. Если масса звезды находится в пределах от 4 до 6-7 солнечных масс, жизнь звезды заканчивается вспышкой Сверхновой I типа после 30-90 млн. лет эволюции. Если масса звезды превышает 6-7 солнечных масс, в конце ее эволюции происходит вспышка Сверхновой II типа с образованием нейтронной звезды или черной дыры (время жизни таких звезд 20-30 млн. лет).

Изучение Сверхновых и  их остатков чрезвычайно важно. Материя, выброшенная в космос в результате колоссальных взрывов, служит материалом для образования звезд следующих поколений. Все вещество нашей Галактики, за исключением того, что находится в белых карликах, уже прошло через стадию Сверхновых. Наше Солнце и планеты образовались 5 млрд. лет назад из газово-пылевого облака, содержащего практически все химические элементы таблицы Менделеева. Это богатство — следствие вспышек Сверхновых, то есть, эволюции звезд первого поколения. Именно вспышкам Сверхновых мы обязаны зарождением жизни, так как без железа в нашей крови, кислорода, которым мы дышим и множества других элементов, произведенных звездами, она была бы невозможна. История звезд самым непосредственным образом касается нас, так как из нее берет начало наша история. Мы есть не что иное, как звездная пыль

Заключение

Звезды эволюционируют, и  их эволюция необратима, так как  все в природе находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды меняются в течение всей ее жизни. Грандиозные неравновесные процессы происходят в пульсирующих звездах — цефеидах. В недрах звезд происходят мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звезд в них возникают некие упорядоченные состояния, которые не могут быть описаны классической физикой. В нейтронных звездах и белых карликах вещество переходит в новые квантовые состояния, которые ограничивают энергетические потери.

    Обнаружить эти  изменения – вот основная задача теории звездной эволюции.

Список использованной литературы

1. Найдыш В.М. Концепции современного естествознания: Учебник. –Изд. 2-е, перераб. и доп. – М.: Альфа-М; ИНРА-М, 2005.

2. Агекян Т.А. Звезды, галактики, Метагалктика. – 3-е изд, перераб. и доп. – М.: Наука, 1981.

3. Хабер Х., «Звезды», М.: «Слово», 1998.

4. Котляков В.М., «Анатомия кризисов», М.: «Наука», 1999.