Эволюция звезд
различаются два типа излучающих областей. Во-первых, это волокнистая сетка,
состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тысяч градусов и
ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетового излучения
центральной звезды; газ включает в себя водород, гелий, кислород, неон,
серу. И во-вторых, большая светящаяся аморфная область, на фоне которой мы
видим газовые волокна.
По фотографиям, сделанным около двенадцати лет назад, обнаружено, что
некоторые из волокон туманности движутся от её центра наружу. Зная угловые
размеры, а также приблизительно расстояние и скорость расширения, учёные
определили, что около девяти столетий назад на месте туманности был
точечный источник. Таким образом удалось установить прямую связь между
крабовидной туманностью и тем взрывом сверхновой, который почти тысячу лет
назад наблюдали китайские и японские астрономы.
Вопрос о причинах взрывов сверхновых по-прежнему остаётся предметом
дискуссий и служит поводом для выдвижения противоречивых гипотез.
Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со
временем стать неустойчивой. Это показал в своём блестящем теоретическом
исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном
Чандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни порой
подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чего достигается
некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойно завершить свой
жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних стадий
звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от её массы.
Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает предел
Чандрасекара, её ожидают невероятные изменения.
Как мы видели, устойчивость звезды определяется соотношением между
силами гравитации, стремящимися сжать звезду, и силами давления,
расширяющими её изнутри. Мы также знаем, что на последних стадиях звёздной
эволюции, когда истощаются запасы ядерного горючего, это соотношение
обеспечивается за счёт эффекта вырождения, которое может привести звезду к
стадии белого карлика и позволит ей провести остаток жизни в таком
состоянии. Став белым карликом, звезда постепенно остывает и заканчивает
свою жизнь, превратившись в холодный, безжизненный, невидимый звёздный
шлак.
Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже
не в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой
остаётся только один путь для сохранения равновесия - поддерживать высокую
температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе
обычной эволюции звезда постепенно использует для этого ядерное горючее.
Однако как может звезда добыть энергию на последних стадиях звёздной
эволюции, когда ядерное топливо, регулярно поставляющее энергию, на исходе
? Конечно она ещё не энергетический «банкрот», она большой, массивный
объект, значительная часть массы которого находится на большом расстоянии
от центра, и у неё в запасе ещё есть гравитационная энергия. Она подобна
камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своему местоположению
обладающему потенциальной энергией. Энергия заключённая во внешних слоях
звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в нужный момент её
можно извлечь.
Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься,
пополняя таким образом запас своей внутренней энергии. Как долго
продолжается это сжатие ? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали
подобную ситуацию и пришли к выводу, что в действительности происходит
катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв. Толчком
взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение
плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда
тут же возвращается на путь обычного угасания.
Наибольший интерес для учёных представляет процесс, в ходе которого шаг
за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного топлива. Для расчёта
этого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов;
огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные
машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения в
звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса
которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за
пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60
раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.
Мы уже знаем, что в ходе обычных термоядерных реакций, протекающих в
недрах звезды почти в течение всей её жизни, водород превращается в гелий.
После того как значительная часть вещества звезды превратится в гелий,
температура в её центре возрастает. При увеличении температуры примерно до
200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который затем превращается в
кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более
тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических элементов. Теперь звезда
становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по
одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит
превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии.
Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды
неуклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту
температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких
температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные
реакции. Однако через некоторое время ядро становится ещё плотнее,
температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда
ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается а
магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных
нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некоторые
металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими
металлами, создают атомы более тяжёлых металлов - вплоть до урана - самого
тяжёлого из природных элементов.
Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и снова
сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает следующий этап, когда
каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом
гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые
вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся
возникновением новых химических элементов, вступают не только нейтроны, но
также протоны и атомы гелия. Появляются такие элементы, как сера, алюминий,
кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра поднимается до
полутора миллиардов градусов. По-прежнему продолжается образование более
тяжёлых элементов с использованием свободных нейтронов, но на этой стадии
из-за большой температуры происходят некоторые новые явления.
Хойл считает ,что при температурах порядка миллиарда градусов возникает
мощное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны
отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частицы вновь соединяются,
создавая устойчивые комбинации. Когда температура превысит 1,5 млрд. К,
более вероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным и неожиданным
оказался следующий результат: при дальнейшем увеличении температуры и
усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге присоединяют всё
больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают более тяжёлые
химические элементы. Так, при температурах 2-5 млрд. К рождаются титан,
ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех этих элементов
наиболее представлено железо. Как и прежде, при превращении лёгких
элементов в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от
коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминает луковицу,
каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо одним элементом.
Как отмечает Хойл, с образованием группы железа звезда оказывается
накануне драматического взрыва. Ядерные реакции, протекающие в железном
ядре звезды, приводят к превращению протонов в нейтроны. При этом
испускаются потоки нейтрино, уносящие с собой в космическое пространство
значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды
велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия, так
как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для
поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять
вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую
энергию. Силы гравитации всё быстрее сжимают звезду, восполняя энергию,
унесённую нейтрино. Как и прежде сжатие звезды сопровождается ростом
температуры, которая в конце концов достигает 4-5 млрд. К. Теперь события
развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы железа,
подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже не вступают в
реакции с образованием более тяжёлых элементов, а начинают снова
превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток нейтронов.
Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних слоёв звезды и
участвует в создании тяжёлых элементов.
На этом этапе, как указывает Хойл, звезда достигает критического
состояния. Когда создавались тяжёлые химические элементы, энергия
высвобождалась в результате слияния лёгких ядер. Тем самым огромные её
количества звезда выд
| |  скачать работу |
Эволюция звезд |
