Строение и эволюция звезд

Характерное время сжатия облака до размеров протозвезды  можно оценить по простой формуле  механики, описывающей свободное  падение тела под влиянием некоторого ускорения. По мере сжатия облака величина ускорения, действующего на его частицы, будет увеличиваться. Время существенного сжатия облака зависит только от его средней первоначальной плотности.

В процессе первой стадии конденсации газово-пылевого облака в звезду, которая называется «стадией свободного падения», освобождается  определенное количество гравитационной энергии. Половина освободившейся при  этом энергии должна покинуть облако в виде инфракрасного излучения, а половина пойти на нагрев вещества.

Как только сжимающееся облако станет непрозрачным для своего инфракрасного  излучения, светимость его резко  упадет. Оно будет продолжать сжиматься, но уже не по закону свободного падения, а гораздо медленнее. Температура его внутренних областей, после того как процесс диссоциации молекулярного водорода закончится, будет непрерывно повышаться, так как половина освобождающейся при сжатии гравитационной энергии будет идти на нагрев облака. Впрочем, такой объект «облаком» уже называть нельзя. Это уже самая настоящая протозвезда. ⁵

Эволюция протозвезд.

Дальнейшая эволюция протозвезды  была теоретически рассчитана японским астрофизиком Хаяши, который первым обратил внимание на то, что транспорт энергии в сжимающейся протозвезде должен осуществляться путем конвекции. Конвекция развивается тогда, когда другие возможности переноса вырабатываемой в недрах звезд энергии ограничены. В самых наружных, «фотосферных» слоях протозвезды механическая энергия бурных конвективных движений, которыми охвачен весь ее объем, должна трансформироваться в энергию излучения, уходящую в мировое пространство. В наружных слоях солнечной атмосферы — так называемой «хромосфере», сравнительно высокая температура которой поддерживается механической энергией волн от конвективных потоков, идущих из подфотосферных слоев Солнца. Близкими к условиям в протозвезде являются условия в красных гигантах, большая часть объема которых до самой поверхности охвачена бурной конвекцией.

Температура, при которой энергия  конвективных потоков переходит  в энергию излучения, определяется многочисленными причинами, например, химическим составом и пр. Чисто  эмпирически можно принять, что  в поверхностных слоях протозвезды  баланс между притоком механической энергии конвекции и излучением устанавливает температуру, близкую  к температуре фотосфер красных  гигантов.

После вспышки, сопутствующей окончанию  установления конвекции во всем объеме протозвезды, последняя продолжает сжиматься, причем температура ее поверхности  поддерживается на почти постоянном уровне. Поэтому светимость протозвезды  будет убывать обратно пропорционально квадрату ее радиуса. В то же время температура ее недр непрерывно повышается. Когда температура там поднимается до нескольких миллионов градусов и «включаются» первые термоядерные реакции на легких элементах (литий, бериллий, бор) с низким «кулоновским барьером». Протозвезда при этом будет продолжать сжиматься, так как «продукция» термоядерной энергии все еще недостаточна для того, чтобы разогреть ее недра до такой температуры, при которой давление газа уравновесит силу гравитации. Только после того как продолжающийся рост температуры в недрах протозвезды сделает возможным протон-протонную или углеродно-азотную реакцию, давление газа наконец ее «застабилизирует». Протозвезда станет звездой и, в зависимости от своей массы, займет совершенно определенное место на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. ⁶

И так, образовалась звезда, так что  такое же звезда?

Звезды — это огромные газовые шары. Весьма существенно, что такой газовый шар «цементируется» силой всемирного тяготения, т. е. гравитацией. На каждый элемент объема звезды действует сила гравитационного притяжения от всех остальных элементов звезды. Именно эта сила препятствует разлету различных частей газа, образующего звезду, в окружающее пространство. Если бы не было этой силы, газ, образующий звезду, вначале расплылся бы, образовав нечто вроде плотной туманности, а потом окончательно рассеялся бы в огромном, окружающем звезду межзвездном пространстве.⁷

Силой, противодействующей гравитации, является давление газа. Последнее непрерывно стремится расширить звезду, «рассеять» ее на возможно больший объем. Итак, из того простого факта, что звезды — газовые шары в практически неизменном виде (т. е. не сжимаясь и не расширяясь) существуют по меньшей мере миллионы лет, следует, что каждый элемент вещества звезды находится в равновесии под действием противоположно направленных сил гравитации и газового давления. Такое равновесие называется «гидростатическим». Гидростатическое равновесие в звездных атмосферах осуществляется с огромной точностью. Малейшее его нарушение сразу же приводит к появлению сил, меняющих распределение вещества в звезде, после чего происходит такое его перераспределение, при котором равновесие восстанавливается.⁸

Звезды образуют так называемые созвездия, остановимся на них немножко подробнее.

Созвездие – это участок небесной сферы со всеми проецирующимися  на него с точки зрения земного  наблюдателя небесными объектами. Современные астрономы делят  все небо на 88 созвездий, границы  между которыми проведены в виде ломаных линий по дугам небесных параллелей (малые круги небесной сферы, параллельные небесному экватору) и кругов склонения (большие полукруги, перпендикулярные экватору) в системе  экваториальных координат эпохи 1875. Современные названия созвездий  и их границы были установлены  решениями Международного астрономического союза (МАС) в 1922–1935. Впредь эти границы  и названия созвездий решено считать  неизменными.

Слово «созвездие» (от лат. constellatio) означает «коллекция (или группа) звезд». В древности «созвездиями» называли выразительные группы звезд, которые помогали запоминать узор звездного неба и с его помощью ориентироваться в пространстве и времени.

Следует понимать, что созвездие  – это не определенная область  в космическом пространстве, а  лишь некоторый диапазон направлений  с точки зрения земного наблюдателя. Кроме звезд в определенном созвездии  могут быть видны и очень далекие  галактики, и близкие объекты  Солнечной системы – все они  в момент наблюдения относятся к  данному созвездию. Но со временем небесные объекты могут перемещаться из одного созвездия в другое. Быстрее всего  это происходит с близкими и быстро движущимися объектами: Луна проводит в одном созвездии не более  двух-трех суток, планеты – от нескольких дней до нескольких лет; и даже некоторые  близкие звезды за последнее столетие пересекали границы созвездий.⁹

Гигант .

Тип звёзд со значительно большим радиусом и высокой светимостью, чем у звёзд главной последовательности, имеющих такую же температуру поверхности. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца.

Звезда становится гигантом после  того, как весь водород, доступный для реакции в ядре звезды, был использован и, как следствие, звезда оставила главную последовательность. Звезда, начальная масса которой не превышает примерно 0,4 солнечных масс, не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри таких звёзд сильно смешано путём конвекции, и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходует всю массу звезды, в этой точке она становится белым карликом, состоящим преимущественно из гелия. Это истощение звёздного вещества, тем не менее, по прогнозам может занять времени значительно больше, чем прошло до сегодняшнего дня с момента образования Вселенной.¹⁰

Сверхгиганты.

Одни из самых массивных звёзд. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела расположены в верхней части. В Йеркской классификации сверхгигантам соответствуют классы Ia (яркие сверхгиганты) и Ib (менее яркие сверхгиганты). Обычно полная (болометрическая) абсолютная звёздная величина сверхгиганта находится между −5^m и −12^m. Особо яркие сверхгиганты часто классифицируются как гипергиганты.

Массы сверхгигантов варьируются  от 10 до 70 масс Солнца, светимости — от 30 000 вплоть до сотен тысяч солнечных. Радиусы могут сильно отличаться — от 30 до 500, а иногда и превышают 1000 солнечных. Из закона Стефана — Больцмана следует, что относительно холодные поверхности красных сверхгигантов выделяют намного меньше энергии с единицы площади, чем горячие голубые сверхгиганты. Поэтому при одинаковой светимости красный сверхгигант всегда будет иметь больший размер, чем голубой.

Из-за огромных масс они имеют короткую для звёзд продолжительность  жизни — от 30 до нескольких сотен миллионов лет. В основном наблюдаются в областях активного звёздообразования — рассеянных звёздных скоплениях, рукавах спиральных галактик и в неправильных галактиках. Реже встречаются в галактических балджах. Очень редко встречаются в ядрах спиральных галактик, шаровых скоплениях и в эллиптических галактиках.¹¹

Взрывающиеся звезды. Новые звезды.

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.

В тех случаях, когда неожиданно вспыхнувшая звезда бывает достаточно яркой, она «нарушает» привычную  конфигурацию созвездия, в котором  она вспыхнула, и невольно обращает на себя внимание людей, хотя и далеких  от астрономии, но знающих звездное небо. В большинстве же случаев  странные звезды бывают слабыми и  редко их можно видеть невооруженным  глазом. С давних времен эти удивительные звезды получили название «новых». Как  уже давно установлено, новые  звезды — это галактические объекты. В максимуме блеска их абсолютная величина достигает значения -7 и даже ярче. Это означает, что их светимость в десятки и сотни тысяч раз превышает светимость Солнца. Через несколько месяцев их блеск сильно падает и наконец они «стабилизируются» как карликовые, горячие звездочки очень низкой светимости. Подавляющее большинство (если не все) новых звезд представляют собой тесные двойные системы. Ежегодно в нашей звездной системе — Галактике — вспыхивает несколько десятков новых звезд, причем только малая их часть доступна астрономическим наблюдениям, так как большинство их весьма удалено и скрыто от нас поглощающей свет межзвездной пылевой средой.

Одни и те же новые звезды вспыхивают многократно, через довольно значительные промежутки времени, исчисляемые сотнями  и тысячами лет. Существенно подчеркнуть, однако, что при всей грандиозности  явления такой вспышки оно  не связано с коренным изменением структуры звезды и тем более  ее разрушением. После очередной  вспышки звезда возвращается примерно в то же состояние, в котором она  пребывала до вспышки. Изредка, однако, астрономы наблюдают неизмеримо более грандиозное явление — взрывы звезд, сопровождаемые радикальными изменениями их структуры.¹²

Сверхновые звезды.

В 1919 г. известный шведский астроном Лундмарк выдвинул гипотезу, что в галактиках, кроме «обычных новых звезд», частота вспышек которых довольно велика, изредка вспыхивают звезды, светимость которых в максимуме в десятки тысяч раз больше. В 1934 г. американские астрономы Цвикки и Бааде предложили такие звезды называть «сверхновыми».

Сверхновые отнюдь не представляют собой однородную группу объектов. Прежде всего кривые блеска обнаруживают большое разнообразие. В первом приближении, по своим наблюдательным особенностями, сверхновые делятся на два типа. На рис. 2 приведена схематическая кривая блеска сверхновой I типа. После быстрого подъема яркость в течение длительного времени почти постоянна. Затем блеск сверхновой довольно быстро падает, после чего дальнейшее увеличение ее видимой величины идет почти по линейному закону, что соответствует экспоненциальному уменьшению светимости. Обращает на себя внимание большое сходство кривых блеска у разных сверхновых после максимума. Совершенно другой тип кривых блеска показывают сверхновые II типа (рис. 3). Они отличаются большим разнообразием. Как правило, их максимумы «уже» (т. е. они занимают меньше времени). На заключительной стадии кривые блеска сверхновых этого типа значительно круче. Иногда наблюдаются вторичные максимумы и т. д. Очень вероятно, что сверхновые этого типа не представляют однородной группы объектов.

Рисунок №2                                 Рисунок №3

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.¹³

И так, 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.

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 масс Солнца, постепенно расширяются и, в конце концов, совсем покидают ядро звезды. На месте гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.

Во что превращаются звезды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звезды разной массы приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры.

Белые карлики.

Типичным представителем этого  класса звезд является знаменитый спутник  Сириуса, так называемый «Сириус В». Тогда же подчеркивалось, что эти странные звезды — отнюдь не редкая категория каких-то патологических «уродцев» в нашей Галактике. Наоборот, это весьма многочисленная группа звезд. Их в Галактике должно быть по крайней мере несколько миллиардов, а может быть, и все десять миллиардов, т. е. до 10% всех звезд нашей гигантской звездной системы. Следовательно, белые карлики должны были образоваться в результате какого-то закономерного процесса, который имел место у заметной части звезд.