Природа и состав звёзд

Астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется  функциональная зависимость, связывающая  радиус звезды, ее болометрическую  светимость и поверхностную температуру. Наряду с этим, однако, давно уже  была обнаружена зависимость между  светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически одно и  то же, - цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рассел.

3. Химический состав звезд

Существуют звезды, имеющие повышенное содержание того или иного элемента. Так, известны звезды с повышенным содержанием кремния (кремниевые звезды), звезды, в которых много железа (железные звезды), марганца (марганцевые), углерода (углеродные) и т. п. Звезды с аномальным составом элементов довольно разнообразны. В молодых звездах типа красных гигантов обнаружено повышенное содержание тяжелых элементов. В одной из них найдено повышенное содержание молибдена, в 26 раз превышающее его содержание в Солнце. Вообще говоря, содержание элементов, атомы которых имеют массу, большую массы атома гелия, постепенно уменьшается по мере старения звезды. Вместе с тем, химический состав звезды зависит и от местонахождения звезды в галактике. В старых звездах сферической части галактики содержится немного атомов тяжелых элементов, а в той части, которая образует своеобразные периферические спиральные «рукава» галактики, и в ее плоской части имеются звезды, относительно богатые тяжелыми элементами. Именно в этих частях и возникают новые звезды. Поэтому можно связать наличие тяжелых элементов с особенностями химической эволюции, характеризующей жизнь звезды. 

Химический состав звезды отражает влияние двух факторов: природы межзвездной  среды и тех ядерных реакций, которые развиваются в звезде в течение ее жизни. Начальный  состав звезды близок к составу межзвездной  материи - газопылевого облака, из которого возникла звезда. В общей массе космического вещества собственно пыли, то есть объединенных в твердые частицы атомов углерода, кремния и некоторых других элементов, настолько мало, что их, во всяком случае, как строительный материал для звезд, казалось бы, можно и не принимать во внимание. Однако на самом деле их роль велика — именно они охлаждают горячий межзвездный газ, превращая его в то самое холодное плотное облако, из которого потом получаются звезды. Газопылевое облако не везде одинаково. Вполне возможно, что звезда, появившаяся в определенном месте вселенной, окажется, например, более богатой тяжелыми элементами, чем та, которая возникла в ином месте. 

В спектрах звезд обнаруживаются явные признаки наличия тех элементов, которые являются продуктами ядерных реакций (барий, технеций, цирконий) и могут образоваться только в глубинах звезды. Отсюда следует, что звездное вещество подвергается процессам перемешивания. С точки зрения физика, совместить перемешивание с равновесием своей огромной массы звездного вещества довольно трудно, но для химика данные спектроскопии представляют бесценный материал, так как они позволяют сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций в недрах космических тел. 

Анализ шаровых скоплений звезд  в той части Галактики, которая  отвечает наиболее старым звездам, показывает пониженное содержание тяжелых металлов. С другой стороны, если Галактика  развивалась из газового облака, содержащего  в основном водород, то в ней должны быть и чисто водородные звезды. К таким звездам относятся  субкарлики. В субкарликах много  водорода и мало металлов. 

Что касается следов ядерных превращений, изменивших «химическое лицо» звезды, то эти следы бывают иногда очень  отчетливыми. Так, существуют звезды, в  которых водород превратился  в гелий; атмосфера таких звезд  состоит из гелия. Возможно, что значительную роль в обогащении звезды (ее внешних  слоев) гелием сыграло перемешивание  звездного вещества. Так, А.А. Боярчук  обнаружил 8 звезд, в которых содержание гелия было в 100 раз больше, чем  содержание водорода, причем на 10 000 атомов гелия в этих звездах приходится лишь 1 атом железа. Одна из гелиевых звезд  вообще не содержала водорода. Это  наблюдается редко и, по-видимому, свидетельствует о том, что в  звезде водород полностью израсходован в процессе ядерных реакций. При тщательном изучении одной из таких звезд в ней были обнаружены углерод и неон, а также титан. У другой гелиевой звезды на 500 атомов гелия приходится углерода - 0.56, азота - 0.72, кислорода - 1.0, неона - 3.2, кремния - 0.05, магния - 0.5. Яркая двойная звезда в созвездии Стрельца - сверхгигант с температурой поверхности около 10 000°С - также является дефицитной по водороду: в ее спектре наблюдается четко выраженные линии гелия и очень слабые линии водорода. По-видимому, это те звезды, в которых водород уже выгорел в пламени ядерных реакций. Наличие в них углерода и азота дает возможность сделать обоснованные предположения о ходе ядерных реакций, доставляющих энергию и производящих ядра различных элементов. 

Очень интересны углеродные звезды. Это звезды относительно холодные - гиганты и сверхгиганты. Их поверхностные  температуры лежат обычно в пределах 2500 - 6000°С. При температурах выше 3500°С при равных количествах кислорода  и углерода в атмосфере большая  часть этих элементов существует в форме оксида углерода СО. Из других углеродных соединений в этих звездах найдены циан (радикал СN) и радикал СН. Имеется также некоторое количество оксидов титана и циркония, выдерживающие высокие температуры. При избытке водорода концентрация СN, СО, С2 будет относительно меньшей, а концентрация СН увеличится. Такие звезды (СН-звезды) встречаются наряду со звездами, в которых наблюдается дефицит водорода. В одной из звезд было найдено повышенное отношение содержания углерода к содержанию железа: количество углерода в 25 раз превышало количество железа и в то же время отношение содержания углерода к содержанию водорода равнялось 40. Это значит, что звезда очень богата углеродом при значительной недостаче водорода. Колебание блеска одной из звезд этого вида было даже приписано ослаблению светимости, вызываемому твердыми углеродными частицами, рассеянными в атмосфере звезды. Однако большинство углеродных звезд характеризуется нормальным содержанием водорода в атмосфере. Важной особенностью углеродных звезд является повышенное содержание изотопа углерода 13С. Роль этого изотопа в общем энергетическом балансе звезды очень велика. Процессы, связанные с его участием, питают звезду энергией и развиваются лишь при очень высоких температурах в глубинных зонах. Появление изотопа 13С в поверхностных слоях, вероятно, обусловлено процессами перемешивания. 

Некоторые типы звезд характеризуются  повышенным содержанием металлов, расположенных  в одном столбце периодической  системы с цирконием; в этих звездах  имеется неустойчивый элемент технеций 4399Тс. Ядра технеция могли образоваться из 98Мо в результате захвата нейтрона с выбрасыванием электрона из ядра молибдена или при фотопроцессе из 97Мо. Во всяком случае, наличие нестабильного  ядра - убедительное доказательство развития ядерных реакций в звездах. Астрономы  и астрофизики выполнили большую  работу по анализу и сопоставлению  спектральных данных и результатов  исследований метеоритов. Оказалось, что  элементы с четными порядковыми  номерами встречаются чаще, чем с  нечетными. Ядра элементов с четными  порядковыми номерами более устойчивы; устойчивость ядра зависит от соотношения  в нем числа протонов и нейтронов. Наиболее устойчивые ядра имели больше шансов образоваться и сохраниться  в жестких условиях.

4. Ядерный синтез в звездах

Ядерный синтез - слияние  ядер легких элементов с образованием ядер более тяжелых элементов. В этом процессе выделяется гигантское количество энергии. Осуществление реакций ядерного синтеза сопряжено с гораздо большими трудностями, чем проведение химических реакций. Дело в том, что ядра отталкиваются друг от друга из-за наличия у них положительных зарядов. Это препятствует тесному контакту между ними, необходимому для осуществления ядерного синтеза. Однако если ядра сталкиваются друг с другом с достаточно большой скоростью, то им удается преодолеть барьер, обусловленный отталкиванием электрических зарядов. Этого можно достичь, разогревая смесь легких изотопов до температур порядка 100 млн. °С. Когда газ разогрет до очень высокой температуры, электроны приобретают достаточную энергию, чтобы оторваться от ядер. В результате газ становится ионизированным. Такой ионизированный газ называется плазма. Его свойства существенно отличаются от свойств обычных газов при невысоких температурах. Звезды и Солнце состоят из плазмы. И вообще плазма представляет собой наиболее распространенную форму материи во Вселенной.

Элементы синтезируются  в звездах в процессе ядерного синтеза. Например, кислород-16 синтезируется при слиянии ядер углерода-12 и гелия-4. В этом процессе происходит испускание у-лучей: 12С+ 4He = 16С + у. Синтез кислорода-16 представляет собой всего лишь одну стадию в целой серии процессов ядерного синтеза. Другие изотопы, образующиеся в этой серии, включают неон-20, фтор-18, магний-24 и кремний-30.

Процессы ядерного синтеза  в звездах проходят через две  различные фазы. Большая часть  тяжелых ядер образуется на медленной  «спокойной» фазе ядерного синтеза, во время которой синтезируются  всё более тяжелые ядра. Выделение  термоядерной энергии на фазе спокойного синтеза продолжается миллионы лет. Когда звезды, масса которых больше определенной величины, исчерпывают свой запас ядер, способных сливаться друг с другом, наступает вторая фаза ядерного синтеза - так называемый взрывной ядерный синтез. Поскольку звезда лишается источника энергии от слияния ядер, она сжимается под действием гравитационных сил, а затем взрывается - образуется сверхновая звезда. От взрыва звезда разогревается до нескольких миллиардов градусов Цельсия за несколько десятых долей секунды, что приводит к дальнейшему ядерному синтезу. Этот взрыв выбрасывает большую часть массы звезды в межзвездную среду, а на месте прежней звезды остается лишь очень плотный, компактный космический объект, например нейтронная звезда либо черная дыра.

Большинство наблюдаемых  звезд, включая Солнце, принадлежат  к одному типу - так называемым звездам главной последовательности. Такие звезды представляют собой устойчивые газообразные сферы. Они мало изменяются в течение многих миллионов лет. Их существование поддерживается главным образом углерод-азот-кислородным циклом выделения энергии, или просто углеродным циклом. Этот цикл соответствует медленному превращению водорода в гелий в результате целой серии ядерных реакций, в том числе - реакций ядерного синтеза. Углеродный цикл известен также под названием протон-протонная реакция. Он является преобладающим процессом в звездах главной последовательности с небольшой массой, подобных Солнцу.

Красные гиганты - это звезды, в ядре которых уже закончилось горение водорода. Их ядро состоит из гелия, но так как температура ядерного горения гелия больше, чем температура горения водорода, то гелий не может загореться. Поскольку больше нет выделения энергии в ядре, оно перестает находиться в состоянии гидростатического равновесия и начинает быстро сжиматься и нагреваться под действием сил гравитации. Так как во время сжатия температура ядра поднимается, то оно поджигает водород в окружающем ядро тонком слое. Энергия, вырабатываемая водородным слоевым источником, выталкивает внешние слои звезды наружу, заставляя их расширяться и остывать. Более холодная звезда становится краснее, однако из-за своего огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению со звездами главной последовательности. Сочетание невысокой температуры и большой светимости, собственно говоря, и характеризует звезду как красного гиганта.

Когда в ядре звезды выгорает весь гелий, звезда переходит в стадию сверхгигантов и становится красным или желтым сверхгигантом. Они имеют сложное строение со многими зонами, в которых происходят ядерные реакции. Первоначально в вырожденном ядре происходит превращение гелия в углерод и кислород. Кроме того, имеется тонкая гелиевая оболочка, в которой идут ядерные реакции, а вокруг нее водородная - также с ядерными реакциями. Внешний водородный слоевой источник соседствует с глубокой конвективной зоной, которая перемешивает все пространство от слоевого источника до поверхности. Характерной особенностью фазы сверхгигантов, по-видимому, является нестабильность горящей гелиевой оболочки, в которой происходят тепловые вспышки. Эти вспышки высвобождают энергию во много раз большую (от сотен до миллиона раз), чем энергия выделяющаяся в водородном слоевом источнике. Вспышки в гелиевом слоевом источнике приводят к тепловой пульсации звезд находящихся на стадии сверхгигантов.

Планетарная туманность является сброшенными верхними слоями сверхгиганта. Свечение обеспечивается возбуждением газа ультрафиолетовым излучением центральной звезды. Туманность излучает в оптическом диапазоне, газ туманности нагрет до температуры порядка 10000К. Характерное время рассасывания планетарной туманности - порядка нескольких десятков тыс. лет. Ультрафиолетовое излучение центрального ядра заставляет туманность флюоресцировать.

Считается, что белые карлики - это обнажившееся ядро звезды. Ядро будет горячее, маленькое и голубое с низкой светимостью - это и характеризует звезду как белый карлик. Белые карлики состоят из углерода и кислорода с небольшими добавками водорода и гелия, однако у массивных сильно проэволюционировавших звезд ядро может состоять из кислорода, неона или магния. Белые карлики имееют чрезвычайно высокую плотность(106  г/). Ядерные реакции в белом карлике не идут. Так как в белом карлике нет выделения энергии, то ему остается только медленно остывать, превращаясь со временем в мертвую звезду (черный карлик).

Не всегда из остатков сверхгиганта формируется белый карлик. Судьба остатка сверхгиганта зависит от массы оставшегося ядра. При нарушении  гидростатического равновесия наступает  гравитационный коллапс (длящийся секунды  или доли секунды) и если  Мядра<1.4Мsun, то ядро сожмется до размеров Земли  и получится белый карлик. Если  1.4Мsun<Мядра<3Мsun, где Мsun – масса солнца, то давление вышележащих слоев будет так велико, что электроны "вдавливаются" в протоны, образуя нейтроны и испуская нейтрино. Образуется так называемый нейтронный вырожденный газ. Давление нейтронного вырожденного газа препятствует дальнейшему сжатию звезды. Однако, по-видимому, часть нейтронных звезд формируется при вспышках сверхновых и является остатками массивных звезд взорвавшихся как Сверхновая второго типа. Радиусы нейтронных звезд, как и у белых карликов уменьшаются с ростом массы и могут быть от 100 км до 10 км. Плотность нейтронных звезд приближается к атомной и составляет примерно 1014г.см3. Сначала нейтронные звезды были предсказаны теоретически и только в 60-70 годы двадцатого столетия открытые пульсары были признаны нейтронными звездами. Пульсары оказались маленькими очень быстро вращающимися звездами с огромным магнитным полем. Открыты пульсары были как источники импульсного радиоизлучения со стабильным периодом, в настоящее время наблюдаются пульсары излучающие во всех диапазонах от радиодиапазона до рентгеновского и гамма диапазона. Ничто не может помешать дальнейшему сжатию ядра, имеющего массу, превышающую  3Мsun. Такая суперкомпактная точечная масса называется черной дырой.

Сверхновые -  звезды, блеск которых увеличивается на десятки звездных величин за сутки. В течение малого периода времени взрывающаяся сверхновая может быть ярче, чем все звезды ее родной галактики. Существует два типа cверхновых: Тип I и Тип II.

Считается, что Тип II является конечным этапом эволюции одиночной звезды с массой М=10±3Мsun. 

Тип I связан, по-видимому, с  двойной системой, в которой одна из звезд белый карлик, на который идет аккреция (процесс падения вещества на космическое тело из окружающего пространства) со второй звезды.