Звезды: рождение и судьба

РОЖДЕНИЕ  ЗВЁЗД

Эволюция взглядов о рождении звезд.

Рождение  звёзд - процесс таинственный, скрытый  от наших глаз, даже вооруженных  телескопом. Лишь в середине ХХ в. астрономы  поняли, что не все звёзды родились одновременно в далёкую эпоху  формирования Галактики, что и в  наше время появляются молодые звезды. В 60 - 70-е гг. была создана самая  первая, ещё очень грубая теория образования звёзд. Позднее новая  наблюдательная техника - инфракрасные телескопы и радиотелескопы миллиметрового диапазона - значительно расширила  наши знания о зарождении и формировании звёзд. А началось изучение этой проблемы ещё во времена Коперника, Галилея  и Ньютона.

Создав  теорию всемирного тяготения, Исаак  Ньютон подтолкнул многих любознательных людей к размышлениям о причинах эволюции небесных тел. Один из образованных и честолюбивых священников, доктор Ричард Бентли, стремившийся использовать научные достижения для обоснования бытия Бога, детально изучал труды Ньютона и время от времени обращался к великому физику с вопросами.

В одном  из писем Бентили спросил, не может ли сила тяготения объяснить происхождение звёзд. Ньютон стал размышлять на эту тему и в ответном послании молодому священнику от 10 декабря 1692 г. изложил свой взгляд на возможность гравитационного скучивания космического вещества: «…Если бы это вещество было равномерно распределению по бесконечному пространству, оно никогда не могло бы объединиться в одну массу, но часть его сгущалась бы тут, а другая там, образуя бесконечное число огромных масс, разбросанных друг то друга по всему этому бесконечному пространству. Именно так могли образовываться Солнце и неподвижные звёзды…».

С того времени идея Ньютона почти никем  и никогда не оспаривалась. Но понадобилось три столетия, чтобы великая догадка  стала надёжной теорией, прочно опирающейся  на наблюдения.

Газовые облака выглядят на небе как туманные пятнышки. Н. Пейреск в 1612 г. впервые упомянул о Большой туманности Ориона. По мере совершенствования телескопов были обнаружены и другие туманные пятна. В каталоге Шарля Мессье (1783 г.) их описано 103, а в списках Уильяма Гершеля (1818 г.) отмечено уже 2500 объектов «не звёздного вида». Наконец, в «Новом общем каталоге туманностей и звёздных скоплений» Джона Дрейера (1888 г.) значится 7840 незвёздных объектов.

В течение  трёх столетий туманности, особенно спиральные, считались сравнительно близкими образованиями, связанными с формированием звёзд  и планет. Гершель, например, был  абсолютно уверен, что он не только нашёл множество облаков дозвёздного вещества, но даже собственными глазами видит, как это вещество под действием тяготения постепенно изменяет свою форму и конденсируется в звёзды.

Как позже выяснилось, некоторые туманности действительно связаны с рождением  звёзд. Но в большинстве случаев  светлые туманные пятна оказались  не газовыми облаками, а очень далёкими звёздными системами. Так что  оптимизм астрономов был преждевременным  и путь к тайне рождения звёзд  предстоял ещё долгий.

В 1902 г. молодой английский физик Джеймс Джинс впервые исследовал уравнения  движения газа с учётом гравитации и нашёл, что они имеют два  решения. Если масса газа и его  тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения - обычные  звуковые колебания. Но если облако газа массивное и холодное, то тяготение  побеждает газовое давление. Тогда  облако начинает сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый  шар - звезду. Критические значения массы (MJ) и размера (RJ) облака, при  которых оно теряет устойчивость и начинает неудержимо сжиматься - коллапсировать, с тех пор называют джинсовскими.

Облако становится звездой

Рождение  звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так  что этот процесс практически  недоступен прямому наблюдению. Астрофизики  пытаются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента облака в  звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 106 раз, а плотность - в 1020 раз. Колоссальные изменения всех характеристик формирующейся звезды составляют главную трудность теоретического рассмотрения её эволюции. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому  его называют протозвездой (от греч. «протос» - «первый»).

В общих  чертах эволюцию протозвезды можно  разделить на три этапа, или фазы. Первый этап - обособление фрагмента  облака и его уплотнение - мы уже  рассмотрели. Вслед за ним наступает  этап быстрого сжатия. В его начале радиус протозвезды примерно в миллион  раз больше солнечного. Она совершенно непрозрачна для видимого света, но прозрачна для инфракрасного  излучения с длиной волны больше 10 мкм. Излучение уносит излишки  тепла, выделяющегося при сжатии, так что температура не повышается и давление газа не препятствует коллапсу. Происходит быстрое сжатие, практически  свободное падение вещества к  центру облака.

Однако  по мере сжатия протозвезда делается всё менее прозрачной, что затрудняет выход излучения и приводит к  росту температуры газа. В определённый момент протозвезда становится практически  непрозрачной для собственного теплового  излучения. Температура, а вместе с  ней и давление газа быстро возрастают, сжатие замедляется.

Повышение температуры вызывает значительные изменения свойств вещества. При  температуре в несколько тысяч  градусов молекулы распадаются на отдельные  атомы, а при температуре около 10 тыс. градусов атомы ионизируют, т.е. разрушаются их электронные оболочки. Эти энергоёмкие процессы на некоторое  время задерживают рост температуры, но затем он возобновляется. Протозвезда  быстро достигает состояния, когда  сила тяжести практически уравновешена внутренним давлением газа. Но поскольку  тепло всё же понемногу уходит наружу, а иных источников энергии, кроме сжатия, у протозвезды нет, она продолжает потихоньку сжиматься и температура в её недрах всё увеличивается.

Наконец температура в центре протозвезды  достигает нескольких миллионов  градусов, и начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло  полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности. Сжатие прекращается. Протозвезда становится звездой.

 

Судьбы звезд

Раз в несколько столетий на небе внезапно появляется новая, чрезвычайно  яркая звезда.

В китайских и японских хрониках сохранились упоминания о  «звезде-гостье», вспыхнувшей в созвездии  Тельца в 1054 году. Новую звезду можно  было видеть даже днем: она была ярче Венеры. Звезда украшала небо около трех недель, а затем постепенно угасала в течение года. Интересно, что в европейских хрониках упоминаний о ярчайшей «звезде-гостье» вообще нет! Видимо, средневековые европейские звездочеты готовы были скорее не поверить собственным глазам, чем усомниться в учении церкви о неизменности звездного свода.

Следующая вспышка яркой  звезды произошла только в 1572 году. Ее сразу же заметил 26-летний датчанин Тихо Браге. Она произвела на него такое впечатление, что он решил  посвятить жизнь изучению звезд. Браге стал великим астрономом, и  результаты его наблюдений позволили другому великому астроному, Иоганну Кеплеру, открыть «законы Кеплера». А они, в свою очередь, помогли третьему великому ученому, Исааку Ньютону, открыть закон всемирного тяготения. Вот какую огромную роль сыграла в истории науки эта вспыхнувшая звезда, названная «звездой Тихо Браге».

С тех пор и до сегодняшнего дня только один-единственный раз  — в 1604 году — на небе вспыхнула  новая звезда, которую можно было видеть невооруженным глазом.,

 

Но благодаря телескопам астрономы следующих веков узнали, что вспышки звезд происходят довольно часто. Они свидетельствуют о чудовищных взрывах звезд, которыми, однако, их жизнь не всегда заканчивается.

Рождение всех звезд происходит примерно одинаково. Облако разреженного межзвездного газа под действием гравитации сжимается и нагревается. Когда температура в центре облака достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции синтеза — превращение водорода в гелий.

Это и есть рождение звезды: она начинает светить.

Выделение энергии при  термоядерных реакциях значительно  повышает температуру в центральной  части звезды, и давление там настолько  возрастает, что сжатие под действием  тяготения прекращается. Звезда переходит  в стационарное состояние, то есть состояние, в котором она пребывает длительное время. При этом сила давления раскаленного газа, непрерывно подогреваемого термоядерными реакциями, в точности уравновешивает силу тяготения.

В стационарном состоянии  звезда проводит «лучшую» часть своей  жизни, измеряемую миллионами и даже миллиардами лет. При этом чем больше масса звезды, тем большее давление в ее центре, и, следовательно, необходима большая температура для уравновешивания тяготения. Поэтому находящиеся в стационарном состоянии звезды большей массы имеют одновременно и большую температуру, и большую светимость. Значит, для таких звезд чем выше температура, тем выше светимость. А это как раз и есть главное свойство звезд главной последовательности.

Более массивные звезды «сгорают»  быстрее, чем менее массивные, потому что, чем больше масса звезды,тем выше температура, необходимая для поддержания стационарного состояния звезды.

Нейтронные  звезды

Если масса ядра звезды превышает массу Солнца более  чем в полтора раза, колоссальная сила тяготения «вдавит» электроны  в протоны, в результате чего образуются нейтроны.

При этом возникнет нейтронная звезда, то есть звезда, состоящая в основном из нейтронов, — как бы гигантских размеров атомное ядро. Масса такой звезды сопоставима с массой Солнца, а диаметр составляет всего несколько километров.

Плотность нейтронной звезды близка к плотности атомного ядра и во много раз превышает плотность белых карликов: масса наперстка вещества нейтронной звезды равна массе нескольких груженых товарных вагонов.

Модели образования нейтронных звезд разработали советский  физик лауреат Нобелевской премии Лев Давидович Ландау и американский физик Роберт Оппенгеймер.

Взрывы  сверхновых

При образовании нейтронной звезды гравитационное сжатие ее ядра происходит за доли секунды. Затем наружные слои, содержащие еще много водорода, стремительно падают к центру. При ударе о ядро они «взрываются», так как в этих слоях резко повышается температура и начинают бурно протекать термоядерные реакции. За краткое время выделяется колоссальное количество энергии — светимость звезды возрастает в миллиарды раз.

Это — так называемая вспышка сверхновой. При этом значительная часть звезды, а иногда и вся звезда, разлетается.

Именно взрывами сверхновых и были наблюдавшиеся с Земли  три вспышки звезд, хорошо видимые  невооруженным глазом — в 1054, 1572 и 1604 годах. Следы этих взрывов сохранились  и сегодня 

Происхождение химических элементов

При взрыве сверхновой температура  исчисляется миллиардами градусов. При такой огромной температуре протекают даже такие ядерные реакции, при которых, происходит поглощение энергии, в результате чего «выпекаются» ядра элементов периодической таблицы Менделеева вплоть до урана. И после взрыва эти ядра тяжелых элементов попадают в облако межзвездного газа.

Но гибель одних звезд  — это возможность рождения новых! И они рождаются теперь из облака, обогащенного тяжелыми элементами. Их называют звездами второго поколения. Если какой-либо из них «посчастливится» в свою очередь стать сверхновой, то при ее взрыве «выпечется» очередная порция тяжелых элементов, которые войдут в состав звезд третьего поколения, — и так в каждом следующем поколении звезд доля тяжелых элементов будет увеличиваться.

 

Заключение

За  период немногим более двух столетий представление о звёздах изменилось кардинально. Из непостижимо далёких  и равнодушных светящих точек  на небе они превратились в предмет  всестороннего физического исследования. Как бы отвечая на упрёк де Сент-Экзюпери, взгляд учёных на эту проблему выразил  американский физик Ричард Фейнман: «Поэты утверждают, что наука лишает звёзды красоты. Для неё звёзды - просто газовые шары. Совсем не просто. Я тоже любуюсь звёздами и чувствую их красоту. Вот только кто из нас  видит больше?».

Благодаря развитию наблюдательных технологий астрономы  получили возможность исследовать  не только видимое, но и не видимое  глазу излучение звёзд. Сейчас уже  многое известно об их строении и эволюции, хотя немало остаётся и непонятного. Ещё впереди то время, когда исполнится мечта создателя современной  науки о звёздах Артура Эддингтона и мы наконец «сможем понять такую простую вещь, как звезда»