Как появляются звезды
Как появляются звезды
Рождение звезд
Собственно говоря, рождение звёзд — это процесс формирования молекулярного облака в светило. Разумеется, это не происходит в один момент — раз и всё готово. Как и для всего во Вселенной, для этого требуются определённые условия и, конечно же, время.
Напомним, что по определению звезда — это огромный шар, состоящий преимущественно из водорода и гелия, который образуется в газо-пылевой среде под воздействием гравитационных сил.
Рождение звезд
Как известно, звезды образуются из межзвездных газовых облаков, находящихся в большинстве своем в галактическом диске. Тем не менее, детально этот процесс образования звезды осмыслен еще не до конца.
В частности, еще неясно, какие явления могут приводить к концентрации газа в облаке, после которой начинается образование новой звезды – в космосе, как известно, вакуум, соответственно “толкотни” между молекулами не наблюдается. Отчего в один прекрасный момент гигантские, растянутые на световые года облака “космической пыли” вдруг начинают уплотнятся и формировать звезды? Хороший вопрос!
С увеличением концентрации температура в центре облака поднимается, и протозвезда становится источником инфракрасного излучения. Когда температура достаточно высока, водород начинает гореть. Процесс уплотнения заканчивается, а звезда на диаграмме Герцшпрунга — Рессела оказывается на главной последовательности.
С этого момента звезда на очень продолжительный период стабилизируется и проводит в этом состоянии около 90% своей жизни, в зависимости от массы.
Та, звезда солнечной массы остается на главной последовательности около 10 млрд. лет, а звезда на порядок большей массы — лишь 300 млн. лет.
Процесс изучения и схема эволюции звезд
Весь процесс познания звезд можно условно разделить на несколько этапов. В самом начале следует определить расстояние до звезды. Информация о том, как далеко от нас находится звезда, как долго идет от нее свет, дает представление о том, что происходило со светилом на протяжении всего этого времени. После того, как человек научился измерять расстояние до далеких звезд, стало ясно, что звезды – это то же самые солнца, только разных размеров и с разной судьбой. Зная расстояние до звезды, по уровню света и количеству излучаемой энергии можно проследить процесс термоядерного синтеза звезды.
Вслед за определением расстояния до звезды можно с помощью спектрального анализа рассчитать химический состав светила и узнать его структуру и возраст. Благодаря появлению спектрографа у ученых проявилась возможность изучить природу света звезд. Этим прибором можно определить и измерить газовый состав звездного вещества, которым обладает звезда на разных этапах своего существования.
Изучая спектральный анализ энергии Солнца и других звезд, ученые пришли к выводу, что эволюция звезд и планет имеет общие корни. Все космические тела имеют однотипный, сходный химический состав и произошли из одной и той же материи, возникшей в результате Большого Взрыва.
Звездное вещество состоит из тех же химических элементов (вплоть до железа), что и наша планета. Разница только в количестве тех или иных элементов и в процессах, происходящих на Солнце и внутри земной тверди. Это и отличает звезды от других объектов во Вселенной. Происхождение звезд следует также рассматривать в контексте другой физической дисциплины – квантовой механики. По этой теории, материя, которая определяет звездное вещество, состоит из постоянно делящихся атомов и элементарных частиц, создающих свой микромир. В этом свете вызывает интерес структура, состав, строение и эволюция звезд. Как выяснилось, основная масса нашей звезды и многих других звезд приходится всего на два элемента – водород и гелий. Теоретическая модель, описывающая строение звезды, позволит понять их строение и главное отличие от других космических объектов.
Главная особенность заключается в том, что многие объекты во Вселенной имеют определенный размер и форму, тогда как звезда может по мере своего развития менять размер. Горячий газ представляет собой соединение атомов, слабо связанных друг с другом. Через миллионы лет после формирования звезды начинается остывание поверхностного слоя звездного вещества. Большую часть своей энергии звезда отдает в космическое пространство, уменьшаясь или увеличиваясь в размерах. Передача тепла и энергии происходит из внутренних областей звезды к поверхности, оказывая влияние на интенсивность излучения. Другими словами, одна и та же звезда в разные периоды своего существования выглядит по-разному. Термоядерные процессы на основе реакций водородного цикла способствуют превращению легких атомов водорода в более тяжелые элементы – гелий и углерод. По мнению астрофизиков и ученых-ядерщиков, подобная термоядерная реакция является самой эффективной по количеству выделяемого тепла.
Почему же термоядерный синтез ядра не заканчивается взрывом такого реактора? Все дело в том, что силы гравитационного поля в нем могут удерживать звездное вещество в пределах стабилизированного объема. Из этого можно сделать однозначный вывод: любая звезда представляет собой массивное тело, которое сохраняет свои размеры благодаря балансу между силами гравитации и энергией термоядерных реакций. Результатом такой идеальной природной модели является источник тепла, способный работать длительное время. Предполагается, что первые формы жизни на Земле появились 3 млрд. лет назад. Солнце в те далекие времена грело нашу планету так же, как и сейчас. Следовательно, наша звезда мало чем изменилась, несмотря на то, что масштабы излучаемого тепла и солнечной энергии колоссальны – более 3-4 млн. тонн каждую секунду.
Нетрудно подсчитать, сколько за все годы своего существования наша звезда потеряла в весе. Это будет громадная цифра, однако из-за своей огромной массы и высокой плотности такие потери в масштабах Вселенной выглядят ничтожными.
Стадии эволюции звезд
Судьба светила в находится в зависимости от исходной массы звезды и ее химического состава. Пока в ядре сосредоточены основные запасы водорода, звезда пребывает в так называемой главной последовательности. Как только наметилась тенденция на увеличение размеров звезды, значит, иссяк основной источник для термоядерного синтеза. Начался длительный финальный путь трансформации небесного тела.
Образовавшиеся во Вселенной светила изначально делятся на три самых распространенных типа:
Звезды с малой массой (карлики) медленно сжигают запасы водорода и проживают свою жизнь достаточно спокойно.
Таких звезд большинство во Вселенной и к ним относится наша звезда – желтый карлик. С наступлением старости желтый карлик становится красным гигантом или сверхгигантом.
Исходя из теории происхождения звезд, процесс формирования звезд во Вселенной не закончился. Самые яркие звезды в нашей галактике являются не только самыми крупными, в сравнении с Солнцем, но и самыми молодыми. Астрофизики и астрономы называют такие звезды голубыми сверхгигантами. В конце концов, их ожидает одна и та же участь, которую переживают триллионы других звезд. Сначала стремительное рождение, блистательная и ярая жизнь, после которой наступает период медленного затухания. Звезды такого размера, как Солнце, имеют продолжительный жизненный цикл, находясь в главной последовательности (в средней ее части).
Используя данные о массе звезды, можно предположить ее эволюционный путь развития. Наглядная иллюстрация данной теории – эволюция нашей звезды. Ничто не бывает вечным. В результате термоядерного синтеза водород превращается в гелий, следовательно, его первоначальные запасы расходуются и уменьшаются. Когда-то, очень не скоро, эти запасы закончатся. Судя по тому, что наше Солнце продолжает светить уже более 5 млрд. лет, не меняясь в своих размерах, зрелый возраст звезды еще может продлиться примерно такой же период.
Истощение запасов водорода приведет к тому, что под воздействием гравитации ядро солнца начнет стремительно сжиматься. Плотность ядра станет очень высокой, в результате чего термоядерные процессы переместятся в прилегающие к ядру слои. Подобное состояние называется коллапсом, который может быть вызван прохождением термоядерных реакций в верхних слоях звезды. В результате высокого давления запускаются термоядерные реакции с участием гелия.
Запасов водорода и гелия в этой части звезды хватит еще на миллионы лет. Еще очень нескоро истощение запасов водорода приведет к увеличению интенсивность излучения, к увеличению размеров оболочки и размеров самой звезды. Как следствие, наше Солнце станет очень большим. Если представить эту картину через десятки миллиардов лет, то вместо ослепительного яркого диска на небе будет висеть жаркий красный диск гигантских размеров. Красные гиганты – это естественная фаза эволюции звезды, ее переходное состояние в разряд переменных звезд.
В результате такой трансформации сократится расстояние от Земли до Солнца, так что Земля попадет в зону влияния солнечной короны и начнет “жариться” в ней. Температура на поверхности планеты вырастет в десятки раз, что приведет к исчезновению атмосферы и к испарению воды. В результате планета превратится в безжизненную каменистую пустыню.
Финальные стадии эволюции звезд
Достигнув фазы красного гиганта, нормальная звезда под влиянием гравитационных процессов становится белым карликом. Если масса звезды примерно равна массе нашего Солнца, все основные процессы в ней будут происходить спокойно, без импульсов и взрывных реакций. Белый карлик будет умирать долго, выгорая дотла.
В случаях, когда звезда изначально имела массу больше солнечной в 1,4 раза, белый карлик не будет финальной стадией. При большой массе внутри звезды начинаются процессы уплотнения звездного вещества на атомном, молекулярном уровне. Протоны превращаются в нейтроны, плотность звезды увеличивается, а ее размеры стремительно уменьшаются.
Известные науке нейтронные звезды имеют диаметр в 10-15 км. При таких малых размерах нейтронная звезда имеет колоссальную массу. Один кубический сантиметр звездного вещества может весить миллиарды тонн.
В том случае, если мы имели изначально дело со звездой большой массы, финальный этап эволюции принимает другие формы. Судьба массивной звезды – черная дыра – объект с неизученной природой и непредсказуемым поведением. Огромная масса звезды способствует увеличению гравитационных сил, приводящих в движение силы сжатия. Приостановить этот процесс не представляется возможным. Плотность материи растет до тех пор, пока не превращается в бесконечность, образуя сингулярное пространство (теория относительности Эйнштейна). Радиус такой звезды в конечном итоге станет равен нулю, став черной дырой в космическом пространстве. Черных дыр было бы значительно больше, если бы в космосе большую часть пространства занимали массивные и сверхмассивные звезды.
Следует отметить, что при трансформации красного гиганта в нейтронную звезду или в черную дыру, Вселенная может пережить уникальное явление – рождение нового космического объекта.
Следует отметить, что наше Солнце не является массивной звездой, поэтому подобная судьба ее не грозит, не стоит бояться такого финала и нашей планете. В большинстве случаев взрывы сверхновых происходят в далеких галактиках, с чем и связано их достаточно редкое обнаружение.
В заключение
Эволюция звезд – это процесс, который растянут по времени на десятки миллиардов лет. Наше представление о происходящих процессах – всего лишь математическая и физическая модель, теория. Земное время является лишь мгновением в огромном временном цикле, которым живет наша Вселенная. Мы можем только наблюдать то, что происходило миллиарды лет назад и предполагать, с чем могут столкнуться последующие поколения землян.
Рождение звезд: от водорода до звездных ассоциаций
Как появляются звезды, почему трудно найти первую звезду и как исследуют молекулярные облака
Уильям Томсон, лорд Кельвин (1824–1907) — британский физик и механик, известен своими работами в области термодинамики, механики, электродинамики
Джеймс Джинс (1877–1946) — британский физик-теоретик, астроном, математик. Считается одним из основателей космологии в Великобритании наряду с Артуром Эддингтоном
Артур Эддингтон (1882–1944) — английский астрофизик. Создал теорию белых карликов, работал над «фундаментальной теорией», объединяющей квантовую теорию, теорию относительности, космологию и гравитацию. Был посвящен в рыцари за научные заслуги
Как рождаются звезды: от водорода до сверхновой
Появляясь в результате гравитационного коллапса водородного облака, звезды проживают яркую жизнь, постепенно угасая, а под конец зачастую взрываясь в яркой вспышке, давая жизнь новым светилам.
Когда звезды подмигивают нам с ночного неба, вряд ли мы задумываемся о том, что видим их такими, какими они были сотни и тысячи лет назад. Именно столько требуется фотонам, чтобы достичь наших глаз, двигаясь со световой скоростью.
Многие из далеких солнц, вероятно, уже давным-давно погасли, другие, пока невидимые для нас, уже успели родиться. Об их появлении рано или поздно узнают наши потомки.
Строительный материал для звезд
Снимок ближайшей к Солнцу звезды – Проксимы Центавра
Сразу после Большого Взрыва
Молекулы водорода образовывались в гигантских количествах, когда температура юной Вселенной несколько понизилась, и протоны начали объединяться с электронами.
Эта фаза началась по современным представлениям уже через одну секунду после Большого Взрыва и продолжалась в течение трех минут; за это время температура Вселенной резко упала.
Строительный материал для рождения звезд был готов, но одного наличия водорода было мало. Молекулы должны были сконденсироваться настолько, чтобы гравитационная сила притяжения между ними привела к термоядерной реакции.
Непосредственно после Большого Взрыва материя была равномерно распределена в пространстве и, вероятно, так бы и осталась водородным облаком, если бы не квантовые флуктуации, которые привели к колебаниям плотности газа и создали определенные структуры.
Рассеянное звездное скопление Плеяды в созвездии Тельца
Звездная колыбель
Следы этих структур до сих пор можно обнаружить в виде космического фонового излучения и межзвездных туманностей во Вселенной, состоящих из водорода и гелия. Именно из такого водородного облака и образуются звезды, когда плотность газа достигает определенного, очень высокого уровня.
При этом температура газа возрастает, и его молекулы начинают вращение. Чем плотнее становится облако, тем вращение усиливается, молекулы водорода сталкиваются и излучают фотоны в инфракрасном спектре.
Звездное сверхскопление Westerlund 1
©ESO/VPHAS+ Survey/N. Wright
Рождение звезды
Взрыв сверхновой в галактике M82 в созвездии Большая Медведица
©UCL/University of London Observatory/Steve Fossey/Ben Cooke/Guy Pollack/Matthew Wilde/Thomas Wright
В результате термоядерной реакции водород превращается в гелий, звезда функционирует подобно нашему Солнцу. Через несколько миллиардов лет весь водород внутри звезды оказывается исчерпанным, водородное ядро превращается в гелиевое, хотя во внешней оболочке реакции все еще продолжаются.
Гелиевое ядро становится все крупнее и крупнее, масса его растет, вновь начинается гравитационный коллапс. Во время этой фазы звезда становится красным гигантом.
Образующаяся при этом ударная волна может привести к сжатию других межзвездных облаков и образованию новых звезд. Впрочем, зачастую сияние новых звезд может запустить цепную реакцию, которая дает толчок рождения новых светил. Так образуются целые звездные поколения.
При этом из разлетевшейся материи сверхновых могут сформироваться твердые планеты вблизи новообразующихся звезд, а также многочисленные астероиды, несущиеся в межзвездном пространстве.
Как происходит рождение звёзд
Собственно говоря, рождение звёзд — это процесс формирования молекулярного облака в светило. Разумеется, это не происходит в один момент — раз и всё готово. Как и для всего во Вселенной, для этого требуются определённые условия и, конечно же, время.
Напомним, что по определению звезда — это огромный шар, состоящий преимущественно из водорода и гелия, который образуется в газо-пылевой среде под воздействием гравитационных сил.
Красный гигант
Что считается моментом рождения звёзд?
Главный и важный этап в эволюции звёзд начинается с объединения молекул водорода в одно облако. А как известно, во всей Вселенной он является самым распространённым элементом (за ним следует гелий, который также участвует в звездообразовании).
Вот и получается молекулярное облако, которое часто называют звёздной колыбелью. В результате гравитационной неустойчивости начальная флуктуация плотности молекул увеличивается. Проще говоря, со временем увеличиваются случайные отклонения концентрации вещества под силами гравитации.
Молекулярное облако
А так как космическая пустота не совсем пустота, а состоит из молекул водорода, то при определённых условиях их объединение подвергается гравитационному коллапсу.
Условия, которые его вызывают, могут быть разные. Например, расположение облака вблизи взрыва сверхновой, или столкновение двух облаков, или столкновение, поглощение галактик и т.д.
Стоит отметить, что молекулы, даже объединённые, двигаются в пространстве. Чаще всего они вращаются вокруг галактик или других космических объектов, имеющих более высокую гравитационную силу.
По данным учёных, в галактической пустоте содержится от 0,1 до 1 молекулы на кубический сантиметр. А в облаке их плотность примерно 1 миллион молекул на кубический сантиметр. Безусловно, масса и размер такого облачного образования больше в сотни тысяч раз солнечной.
Протозвезда
В момент коллапса молекулярное облако делится на некие сгустки. Если такие плотные части имеют массу меньше 100 солнечных, то они уже способны создать звезду. Можно сказать, что это звёздный фундамент.
После разделения начинается сжатие сгустков, что, в свою очередь, приводит к газовому нагреванию. И вуаля. Правда, еще не звезда, но уже сформированная, так называемая, протозвезда.
Далее, всё под теми же гравитационными силами, она превращается в шарообразное тело. Правда, в момент рождения звезды, её окутывает плотное газо-пылевое облако. Поэтому звезду практически не видно.
На самом деле, эволюция протозвезды в полноценное светило возможна при достаточной массе. Собственно, чем она больше, тем больше температура внутри тела. А так как во время сжатия температура увеличивается и запускается процесс термоядерных реакций, при которых водород превращается в гелий.
Наконец, с началом реакций в ядре тела устанавливается равновесие, и гравитационный коллапс останавливается. Вот и родилась звезда.
Цикл жизни звезды
Как видно, начальный этап появления звёздного тела не просто момент, это как будто осознанное действие Вселенной. Хотя, можно сказать, это случайное чудо. В то же время запланированное, длительное и, безусловно, нужное и важное для общей структуры космоса.
Как происходит эволюция звёзд
Практически любо тело во Вселенной имеет свой жизненный цикл. Собственно говоря, светила не исключения. Они также рождаются и умирают, как и другие тела. Правда, жизненный путь звезд, то есть последовательные изменения в течение всей её жизни, очень долгий. Ниже мы как раз рассмотрим какие основные этапы включает в себя эволюция звёзд.
Как известно, звезда — это гигантский раскаленный газовый шар, находящийся в состоянии равновесия. Внутри этого шара происходят термоядерные реакции, в результате которых вырабатывается энергия и излучается свет.
Проксима Центавра
Стадии эволюции звезд
Как и мы отличаемся друг от друга, так и звёзды. Под влиянием разных факторов их жизненный путь у каждого свой. Всё как у людей. Нас даже создала одна природа и сила — сила нашей Вселенной.
Из них, главным образом, выделяют:
Как появляются звёзды
Сначала в космическом пространстве образуются огромные газовые облака. На самом деле, эти холодные разреженные облака межзвёздного газа сжимаются под силой гравитации. Так начинается процесс звёздного формирования.
На его конечном этапе объект называют протозвездой. Вроде уже и не просто облако, но еще и не полноценное светило. Во время сжатия температура таких газовых облаков резко увеличивается. Из-за чего, в свою очередь, внутри них начинают происходить термоядерные реакции синтеза гелия из водорода.
Главная последовательность
Именно в это время, то есть с началом ядерных процессов, рождается звезда. На данном этапе, чаще всего, она является представителем главной последовательности звезд. Правда, бывают и исключения. Например, субкарлики и коричневые карлики. Они отличаются небольшой массой и слабым ядерным синтезом.
Коричневый карлик
Между прочим стадия главной последовательности самая длинная в жизни светил (около 90% от общей продолжительности). Остальные же их этапы существования длятся значительно меньше. Вероятно, по этой причине во Вселенной преобладают звёзды, находящиеся именно на этой стадии развития. А вот как после неё будет проходить развитие напрямую зависит от массы тела.
Эволюция звёзд различной массы
Стоит отметить, что звездные тела имеют разные характеристики.
Низкая масса
К сожалению, такая же участь уготовлена красным карликам с подобной массой. Но в отличие от коричневых собратьев, внутри них происходит горение водорода.
Правда, в слоевом источнике в районе гелиевого ядра водород уже не горит. В результате светило сжимается и нагревается. Затем наступает последний этап эволюции красного карлика малой массы — вырожденный гелиевый карлик. В это время практически всё звёздное тело состоит из гелия с водородной оболочкой, а равновесие удерживается вырожденным электронным газом.
Средняя масса
Как оказалось, эволюция звёзд при средней массе тела проходит по следующему пути.
Для светил с массой от 0.5 до 8 солнечных масс путь один — это превращение в углеродно-кислородный белый карлик, который будет состоять из вырожденного газа.
Когда у звёзд с данными значениями массы в ядре заканчивается водород (он же сжигается, как мы помним), начинается его горение в слоевом источнике вокруг гелиевого ядра. В результате светило эволюционирует в стадию красного гиганта.
Красный гигант
Правда, процесс перевоплощения немного отличается при определенном весе. Так, если весовой показатель звезды находится в пределах от 0.5 до 3 солнечных масс, то в её ядре гелий взорвётся. Потому как в нём располагается вырожденный газ, произойдёт так называемая гелиевая вспышка.
Массивные звезды
А вот для светил с большей массой (от 3 до 8 солнечных) гелий будет гореть, но не взорвется. Поскольку газ не успевает выродиться из-за постоянной высокой ядерной температуры. Вместе с гелиевым сгоранием начинается рост конвективного ядра (то есть области, где происходит перенос энергии путём перемешивания веществ), а вокруг него горит оболочка из водорода. Что также приводит к превращению звезды в красный гигант.
Конвективная зона
Как происходит эволюция звёзд на последнем этапе
Конечно, спустя какое-то время, запасы гелия иссякнут. И он начнёт сгорать в слоевом источнике около ядра. Которое, в свою очередь, будет сжиматься и нагреваться. В это время водородная оболочка, наоборот, расширяется и остывает. Таким образом звезда трансформируется из красного карлика в сверхгигант.
На следующем этапе своей жизни в центрах звезд с массой от 0.5 до 8 солнечных масс образуется углеродно-кислородное ядро, наполненное вырожденным газом. Собственно, вот и сформировался белый карлик. Но его оболочка всё продолжает расширяться и, наконец, она отделяется от светила.
Более того, уже отделившаяся оболочка не прекращает увеличиваться и, в конце концов, превращается в планетарную туманность. А звезда, как уже было сказано, остаётся белым карликом с вырожденным газом.
Планетарная туманность Глаз Бога
Жизнь светил с высокой массой
Эволюция светил с высокой массой (от 8 до 10 солнечных) происходит по тому же сценарию, как и со средней. Но у них не успевает образоваться углеродно-кислородное ядро. Потому как оно сжимается и вырождается, а лишь затем начинает гореть углерод.
И вместо гелиевой вспышки происходит углеродная. Её также называют углеродной детонацией.
Иногда подобная детонация приводит к взрыву звезды как сверхновой. А иногда светило эволюционирует в неё без взрыва (при увеличении температуры в недрах газ может не вырождаться) и продолжает свою жизнь.
Во Вселенной есть очень массивные звёзды (около 10 солнечных масс). В результате того, что они очень горячие, внутри их ядра гелий начинает гореть, а они не успевают достигнуть стадии красного гиганта. Под действием различных факторов и процессов такие светила вырабатывают тяжёлые элементы.
Эволюция звёзд
Можно сказать, что рождение и эволюция звезд начинается в результате ядерных реакций. А также заканчивается, когда они прекращаются.
Конечно, развитие и длительность жизни звёзд разная, так как процессы в них протекают по-разному. Более того, конечные стадии их эволюции также отличаются. Да, есть определённые закономерности, но будущее неизвестно никому. Ведь, например, при расширении одного светила, оно может зацепить другое. Почему бы нет? Наверное, вы поняли, что большую роль играет масса тела и процессы, в нём протекающие.
В любом случае, происхождение таких различных между собой космических объектов, таких красивейших и прекрасных, является одним из чудес Вселенной. А их бесчисленное множество, участие в образовании других, не менее восхитительных объектов, играет огромную роль в развитии нашего космоса.
Что такое звезда: как образуются и угасают звезды?
Что такое звезда в космосе? В результате чего образуются Новые и Сверхновые звезды? Как происходит эволюция звезд?
В ясную безоблачную ночь мы смотрим на небо и видим сотни тысяч мерцающих бликов, которые кажутся украшениями на темном теле небесного мрака – всепроникающей тьмы, которая, кажется, стремится поглотить все!
Эти крошечные блики – звезды. Но что такое звезда? Как она образуется? Что происходит, когда она исчезает? Это наиболее распространенные вопросы, которые большинство из нас задавали нашим родителям и учителям. В этой статье мы подробно разберем эти и многие другие темы. Готовы? Давайте начнем…
Вспомните, каково это – смотреть на звездное небо
Что такое звезда?
Звезда – это гигантский газовый шар. Газ в ней настолько горячий, что он светится. Звезда состоит в основном из двух элементов – водорода и гелия. Вопрос может возникнуть: “Если звезда сделана из газа, почему газ не рассеивается?”
Это действительно хороший вопрос. Вот ответ на него: газовый шар настолько велик, что атомы газа удерживаются вместе под действием собственной гравитации.
Теперь возникает еще один вопрос: “Если гравитация удерживает форму звезды, почему из-за нее звезда не “сжимается” к центру?”
Да, это именно так и происходит. Внутри шара гравитация настолько интенсивна, что атомы газа фактически падают в центр и вызывают огромное повышение температуры. Именно эта высокая температура вызывает ядерную реакцию, называемую “реакцией синтеза”. При ней элементарные атомы соединяются, образуя тяжелые элементы.
Когда происходит это слияние, высвобождается огромное количество энергии. Эта энергия оказывает внешнее давление, идущее из центра, и действует как уравновешивающая сила против внутреннего гравитационного притяжения. Это сохраняет звезду такой, какая она есть, и не дает ей разрушиться из-за гравитации.
Цикл жизни звезды
Все звезды следуют одному и тому же циклу рождения и смерти. Вот его этапы:
Давайте посмотрим на каждую стадию отдельно и поймем, как образуется звезда, и что происходит с ней в течение жизни.
Этап 1: Газ и пылевое облако: туманность
Есть газ и пыль, которые разбросаны по всей вселенной и присутствуют почти в каждой галактике. Эти газ и пыль просто находятся там, ничего не делая.
Внезапное гравитационное возбуждение заставляет газы и пыль сталкиваться друг с другом и слипаться, образуя огромные облака – туманности.
Одна туманность может растягиваться на сотни и тысячи световых лет. Эти туманности иногда называют “звездными питомниками”. То есть звезды образуются внутри этих огромных облаков.
Этап 2: Протостар (Рождение Звезды)
Внутри туманности то и дело возникают турбулентности, из-за которых создаются скопления большого количества газов и пыли. Эти узлы или комки, начинают “тереться” друг от друга из-за собственного гравитационного притяжения. Когда этот коллапс продолжается, материал в центре начинает постепенно нагреваться.
Это горячее ядро называется Protostar. Он располагается в самом центре коллапсирующего облака, и однажды станет звездой. Протозвезда будет расти в течение некоторого времени, так как все больше и больше облаков будет притягиваться к ней. В результате температура ядра также будет продолжать расти.
Этап 3: Звезда Главной последовательности
В какой-то момент протозвезда достигает критической температуры, когда атомы водорода начинают плавиться, образуя атомы гелия. Это называется “реакцией синтеза”.
Когда начинается реакция синтеза, высвобождается огромное количество энергии. Коллапс газа и пыли продолжается до тех пор, пока энергия, выделяемая реакцией синтеза, не станет равной гравитационному притяжению в ядре. Такое состояние называется “гидростатическим равновесным состоянием”, и протозвезда становится тем, что известно как Звезда Главной последовательности.
“Мы покорили открытый космос, но не свой внутренний мир”.
Что на самом деле происходит на стадии гидростатического равновесия?
Ядро звезды оказывает гравитационное притяжение, но в то же время энергия, выделяемая реакцией синтеза, выталкивается наружу из центра. Таким образом гравитационное притяжение ядра внутрь и выброс энергии наружу уравновешивают друг друга, и звезда приобретает сферическую форму. Это фаза зрелости звезды.
Вы знали?
Здесь история жизни звезды становится действительно интересной.
Есть одно правило: чем больше звезда, тем короче ее продолжительность жизни.
Угасание звезды отмечена фазой, в которой весь водород, присутствующий в ядре, сгорает с образованием гелия. Когда в ядре больше не остается водорода, реакция ядерного синтеза останавливается. Звезде больше нечем поддерживать свою жизнь. Гидростатическое равновесие нарушается, и ядро звезды начинает разрушаться, а его температура увеличиваться.
В то же время, вне ядра, звезда все еще может содержать водород. Это означает, что реакция синтеза будет продолжаться в оболочке. Энергия, выделяемая ей, заставит оболочку расширяться.
Одновременно внешние слои будут выталкиваться наружу все более горячим ядром. По мере того как оболочка продолжит расширяться, она будет охлаждаться. В итоге звезда станет так называемым красным гигантом
Если умирающая звезда очень массивна, то ее коллапсирующее ядро достаточно большое, чтобы вызвать другие реакции ядерного синтеза. Это означает, что гелий в коллапсирующем ядре будет сливаться вместе и образовывать более тяжелые элементы, например, железо.
К сожалению, такие экзотические реакции ядерного синтеза не очень стабильны. Иногда ядро сгорает или просто гаснет. Эта нестабильность в конечном итоге заставляет всю звезду пульсировать. Пульсирующая звезда затем сбрасывает свой расширенный внешний слой, образовывая вокруг ядра кокон из пыли и газа.
С этого момента размер ядра будет определять окончательную судьбу звезды. Дальше только интереснее!
Классификация звезд
Итак, что может произойти со звездой дальше?
Белые карлики
Белые карлики образуются из средних звезд по массе примерно равных нашему Солнцу. Да, наше Солнце – средняя звезда, и любая звезда массой, в 1,4 раза превышающей массу нашего Солнца, также будет считается средней.
Как только такие звезды Главной последовательности освобождаются от внешних слоев из-за пульсаций, внутреннее ядро становится “открытым”. Это ядро очень горячее и известно как Белый карлик.
Белые карлики примерно того же размера, что и наша родная планета Земля. Однако они имеют гораздо большую массу. Астрономы долго были озадачены этим. Они вопрошали: “Если у Белого карлика такая большая масса, почему он не сворачивается сам в себя?”. Ответ на этот вопрос довольно интересный.
Оказывается, что внутри Белого карлика есть быстро движущиеся электроны, которые оказывают внешнее давление и предотвращают коллапс Белого карлика.
Вот несколько интересных фактов о этих звездах:
Новые
Может случиться так, что Белый карлик становится частью двойной звездной системы или системы из нескольких звезд. В таком случае вполне возможно, что он будет находиться достаточно близко к своим спутникам (звездам). Близость может позволить Белому карлику притягивать материю (в основном водород) из внешнего слоя звезды-компаньона. Это приведет к формированию внешнего слоя для самого Белого карлика.
Если Белому карлику удастся “втянуть” достаточное количество вещества, реакция синтеза в нем может возобновиться. Тогда он внезапно станет намного ярче.
В этом случае Белый карлик станет Новой, но реакция слияния на поверхностном слое заставит его расширяться, и в конечном итоге под действием взрыва внешняя оболочка все равно будет разрушена. Как только поверхностного слоя не станет, вновь обретенный свет Белого карлика исчезнет в течение нескольких дней. Затем он перезапустит цикл и снова сформирует Новую.
Если Белый карлик очень большой и сформирован из звезды намного больше нашего Солнца, то он может затянуть достаточное количество водорода, чтобы разрушиться из-за собственного гравитационного притяжения – взорваться и стать Сверхновой.
Сверхновые
Это настоящий космический фейерверк. Сверхновые звезды “рождаются” из звезд Главной последовательности, которые тяжелее нашего Солнца в 8 раз и более.
Если кратко, то сверхновая сильно отличается от Новой. В Новой взрывается только внешний слой, а в Сверхновой еще и ядро.
В очень больших Звездах Главной последовательности происходит множество экзотических ядерных реакций в ядре, и в конечном итоге образуется железо. Образование железа означает, что звезда больше не может производить энергию.
Конечно, можно утверждать, что следующий раунд реакции синтеза может превратить железо в более тяжелые элементы и высвободить энергию. Но этого не произойдет, потому что для ядерной реакции по превращению железа в более тяжелые металлы энергия не выделяется, а потребляется. Таким образом, дальнейшая реакция ядерного синтеза невозможна.
На этой стадии (поскольку нет энергии для противодействия гравитации) железное ядро разрушается само по себе. Ядро с поперечным сечением около 5000 миль разрушается за несколько секунд.
Таким образом, срок жизни Сверхновой относительно короткий.
Что происходит после взрыва Новой и Сверхновой?
Материал, который выделяется из Новых или Сверхновых, смешивается с газом и пылью, присутствующими между звездами. Тяжелые элементы и другие химические соединения перерабатываются и снова используются для создания звезд, планет и других небесных объектов!
Нейтронная звезда
Если ядро сверхновой очень велико, оно будет продолжать коллапсировать до того момента, когда протоны и электроны станут сливаться вместе, образуя нейтроны. Это приведет к появлению нейтронной звезды.
Нейтронные звезды очень плотные. Они обладают чрезвычайной гравитационной силой даже на поверхности.
Если такие нейтронные звезды образуются в двойных или множественных звездных системах, они будут накапливать массу, втягивая газ от соседних звезд. Мощные магнитные поля нейтронной звезды будут ускорять все атомы вблизи ее полюсов. Это ускорение приведет к мощным излучениям.
Черная дыра
В Сверхновой, если ядро имеет массу, превышающую массу Солнца в 3 раза, оно полностью разрушится и приведет к созданию Черной Дыры. Чёрная дыра будет очень плотной, и всё вещество в ней будет упаковано в бесконечно малую точку, называемую “Сингулярностью“.
Гравитация в Черной дыре настолько интенсивна, что ничто не сможет вырваться с ее орбит. Когда мы говорим “ничто не может вырваться”, мы также имеем в виду свет. Поскольку свет не может преодолеть гравитацию Черной дыры, мы не можем ее видеть.
Как же обнаружить Черные дыры? Есть косвенный метод. Когда Черная дыра затягивает материю, вокруг нее создается спиральный диск, который нагревается до огромных температур и испускает гамма-лучи и рентгеновские лучи. Мы можем обнаруживать эти лучи, и это позволяет находить черные дыры.
Заключение
Теперь, когда мы знаем, что такое звезда, как она рождается и умирает, может показаться, что мы узнали все. Увы, мы далеки от этого. Нам нужно гораздо больше, чтобы ответить на вопрос: “Что такое звезда?”
Что в Черной дыре?
Как формируется звезда?
Благодаря Солнцу на нашей планете возможна жизнь. Но оно не единственное и не самое древнее. Важно понимать: когда звезда умирает, то выбрасывает в пространство важные для нашего существования тяжелые элементы. Но как звезда формируется? На нижнем рисунке отображены этапы рождения и развития звезд, а также их дальнейшая трансформация в различные небесные тела.
Жизненный цикл звезды
Круговорот жизни звезды
В центре температура и плотность вырастают. Когда сила тяжести уравновешивает внешнее давление, формируется протозвезда. Ее дальнейшая судьба зависит от количества материала. Если его мало, то нет возможности активировать звездное зажигание, и мы видим коричневого карлика (остывают в течение миллиардов лет).
Если материала хватает, то она начинает сплавлять дейтерий. Процесс замедляет коллапс и готовит звезды к переходу в фазу главной последовательности. Сейчас Солнце пребывает именно в этом положении.
Если масса достигает солнечной или меньше, то переживает реакцию протона-протона. Но при массе в 1.3 раза больше солнечной происходит цикл углерод-азот-кислород, способствующий трансформации водорода в гелий. Жизнь звезды также зависит от ее массы и скорости сжигания водорода. Красные карлики могут просуществовать сотни миллиардов лет, а вот сверхгиганты обречены на короткие несколько миллионов, после чего способны взорваться как сверхновые.
От облаков до компьютерной симуляции: как рождаются звезды?
Много ли мы знаем о том, как формируются звезды? И какими были самые первые светила, образовавшиеся вскоре после рождения Вселенной? Исследователи надеются, что новый космический телескоп Джеймса Веба позволит получить ответы на многие вопросы, но первые снимки мир увидит не раньше июля. И все же, кое-что мы знаем точно, например, как заканчивается жизнь сверхновых звезд. Их взрывы ускоряют космический круговорот рождения и распада материи. И служат фабрикой химических элементов, из которых состоит мир вокруг нас. Чтобы разобраться в непростой звездной эволюции, ученые создают компьютерные модели, учитывающие множество разных факторов одновременно. Недавно астрономы из обсерватории Карнеги в Калифорнии пришли к интересному выводу – формирование некоторых звезд может занимать больше времени, чем считалось ранее. Но почему и какой вывод из этого следует? Попробуем разобраться.
Наблюдаем за лучшей в истории симуляцией звезд, рождающихся в космическом облаке
Облака из звездной пыли
Считается, что для рождения звезд нужны газ, пыль и гравитация. Невооруженным взглядом мы видим лишь свечение Млечного Пути – совокупный свет миллиардов звезд на диске нашей Галактики. Благодаря оптическим и радионаблюдениям мы знаем, что во Вселенной много газа, а звездная пыль распространена повсеместно. Эта пыль состоит из микроскопических минеральных элементов, таких как кремний, магний, железо и других металлов, а также углерода в его различных формах.
И хотя межзвездная пыль может рассеиваться тонким слоем, она образует плотные облака, которые удерживают тепло, исходящее от близлежащих звезд. Благодаря радионаблюдению мы знаем, что эти облака заполнены молекулами в том числе и неизвестными нам, так как их просто нет на Земле. А вот в космосе места предостаточно.
Когда же звезда подходит к концу своего пути и взрывается, происходит столкновение газопылевых облаков, превращающее их в турбулентные скопления, внутри которых образуются новые звезды. Так, настоящими экспонатами являются газообразные, пылевые и диффузные туманности. Они возникают там, где межзвездные облака находятся в непосредственной близости от горячих звезд с температурой более 26 000 Кельвинов или около того.
Эти скопления медленно испаряются, а их составляющие со временем рассеиваются. Исследователи полагают, что наше Солнце, возможно, родилось в одном из таких скоплений. Кроме того, большая часть этого действия происходит внутри больших темных облаков и невидима до тех пор, пока звездное излучение и ветры не рассеют родительские пылевые облака.
Молекулярные облака также называют звездной колыбелью (в случае, если в нем рождаются звезды)
Интересный факт
Когда новая протозвезда сжимается под действием силы тяжести, ее ядро нагревается. В конце концов температура становится достаточно высокой, чтобы инициировать ядерные реакции, в которых четыре атома водорода превращаются в следующий более тяжелый атом, гелий с небольшой потерей массы (m). Следовательно, энергия (E) создается в соответствии со знаменитым соотношением Эйнштейна E= mc2 (c – скорость света).
Удивительно, но множество звезд часто образуется примерно в одно и то же время, а их взаимная гравитация связывает их в открытое скопление с большим диапазоном масс, такое как Плеяды (M45) или Улей (M44). Со временем эти скопления возрастом более 600 миллионов лет начнут медленно удаляться друг от друга.
Звезды и компьютерные модели
Хотя основной процесс звездообразования хорошо изучен, вопросов по-прежнему много. В попытках получить больше информации, ученые обращаются за помощью к компьютерным моделям гигантских молекулярных облаков (GMCS). А полученные данные намекают, что нам, возможно, придется пересмотреть наше понимание формирования звезд.
Облака – их еще называют звездными питомниками – содержат в основном молекулы водорода. Их масса по меньшей мере в 10 000 раз превышает массу нашего Солнца, а диаметр составляет от 15 до 650 световых лет.
Внутри таких облаков молекулы водорода начинают собираться вместе. А когда скопления достигают определенной плотности, запускается процесс формирования звезд. Авторы исследования, опубликованного в журнале Nature, запустили одну из передовых симуляций гигантских молекулярных облаков.
Ничто не вечно во Вселенной, даже звезды
Их компьютерная модель отслеживает 9 миллионов лет эволюции в звездном питомнике – гигантском молекулярном облаке, в котором рождаются звезды.
Разработанная симуляция учитывает основные физические механизмы обратной связи, такие как звездные ветры, магнитные поля и гравитация. Точкой отсчета является облако, начальная масса которого в 20 000 раз превышает массу нашего Солнца, а диаметр составляет 65 световых лет. По мере продвижения моделирования формируются более яркие и массивные звезды, масса которых более чем в 10 раз превышает массу нашего Солнца.
Моделирование продолжалось около 9 миллионов лет и подошло к концу вскоре после того, как одна из первых звезд, образованных облаком, вспыхнула сверхновой. За это время образовалось примерно 1000 новых звезд. Авторы работы пришли к выводу, что для полноценного формирования звездам могут потребоваться от 1 до 3 миллионов лет, то есть значительно дольше, чем считалось ранее.
Звездообразование – дело сложное. Оно включает в себя множество различных процессов, действующих вместе. Наша задача заключается в том, чтобы соединить все различные ингредиенты и получить результат, который действительно похож на реальность, – пишут исследователи.
Новые звезды рождаются благодаря смерти сверхновых. Во Вселенной все взаимосвязно
В дальнейшем разработанную модель можно использовать для детального изучения звездной эволюции. Например, для отслеживания звезды во времени, чтобы увидеть, откуда изначально взялась ее масса. Изменяя ограничения, исследователи могут составить более точную картину того, какие физические механизмы наиболее важны в звездообразовании.
Внимательно посмотрев симуляцию, мы увидим огромное облако космического газа — примерно 20 парсеков или 65 световых лет в поперечнике — которое коллапсирует, образуя новые звезды. Белые участки указывают на более плотные области газа, включая молодые звезды.
Турбулентность внутри облака создает плотные очаги, которые разрушаются, образуя новые светила. Затем эти звезды испускают излучение и звездные ветры, взрываясь сверхновыми. В конце концов, эти явления сдувают последние остатки облака и оставляют после себя целый сад молодых звезд.
Сам процесс занимает миллионы лет — или месяцы вычислительного времени, если дело касается компьютерных моделей.
Рождение звезд связано с их смертью – они взорвались чтобы сегодня вы читали эту статью. Самая что ни на есть поэзия науки, согласны? Ответ будем ждать здесь и в комментариях к этой статье. Звезды умерли ради нас и это не просто слова.
Звездные взрывы, или Рождение «новых»
«Ведь, если звезды зажигают – значит – это кому-нибудь нужно?» Этот вопрос с точки зрения астрономии допускает двойное толкование, о котором юный Маяковский, конечно, не думал. Под зажиганием можно понимать как рождение звезды, так и практически мгновенное (за месяцы, дни или даже секунды) увеличение ее яркости – подчас на много порядков. Такие вспышки могут закончиться гибелью звезды, но могут и неоднократно повторяться без ее разрушения. Эти внезапно вспыхивающие звезды называют «новыми»
Термином «новая звезда» наука обязана великому датчанину Тихо Браге, астроному и астрологу Возрождения. 11 ноября 1572 г. он увидел в созвездии Кассиопеи внезапно вспыхнувшую звезду и долго следил за изменением ее блеска. Звезду заметили, и даже раньше, многие другие европейские астрономы. Но только Браге детально описал свои наблюдения в монографии De Nova Stella («О новой звезде») (1573), первом астрономическом труде на эту тему, который принес его автору европейскую известность. В декабре 2008 г. международная группа астрофизиков подтвердила, что Браге наблюдал сверхновую типа Ia, о чем еще в 1945 г. догадался работавший в США немецкий астроном Вальтер Бааде.
К концу первой четверти прошлого века астрономы выяснили, что новые звезды зажигаются и во Млечном Пути, и в соседних галактиках, расстояния до которых были приблизительно известны. Результаты фотометрических измерений показали, что абсолютная яркость (суммарная мощность излучения) новых звезд различается как минимум на три порядка. В 1925 г. шведский астроном Кнут Лундмарк предложил выделить звезды с максимальной светимостью в группу новых высшего класса, двумя годами позже Бааде назвал их «главными новыми», но эти термины не прижились.
В начале 30-х гг. переселившийся в США из Швейцарии и мигрировавший из физики в астрономию Фриц Цвикки в лекциях для аспирантов Калтеха стал называть такие вспышки super-novae (сверх-новыми). Термин имел успех, лишь лишился дефиса. Дальнейшая классификация новых звезд пришлась на вторую половину прошлого века. Сегодня эта группа включает несколько семейств: карликовые, обычные (классические), симбиотические, повторные, сверхновые различных типов и даже гиперновые. По всей вероятности, и эта классификация неокончательная.
Как зажигаются звезды
Судьба одиночного светила зависит от его начальной массы. Звезды образуются в результате гравитационного коллапса газовых облаков, состоящих в основном из молекулярного водорода и гелия (один атом He на 12 атомов Н2), следовых количеств более тяжелых элементов и твердых пылевых частиц. Коллапс завершается рождением протозвезды, которая имеет шанс превратиться в полноправное светило. Для этого в ее ядре должно начаться устойчивое термоядерное горение водорода, способное полностью компенсировать потери энергии, уносимой в космос излучением звезды (гелий в этом процессе не участвует, поскольку для его поджога требуются куда большие температуры). Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 млн К. Согласно модельным вычислениям, для достижения этого порога масса протозвезды должна превысить 0,075 массы Солнца.
Существуют и «недоразвившиеся» светила, возникшие из протозвезд с массой от 0,07 до 0,075 массы Солнца, их называют коричневыми карликами. Как это нередко случается в астрономии, они были открыты «на кончике пера»: в 1962 г. их существование предсказал Шив Кумар, двадцатитрехлетний американский астроном индийского происхождения, только что защитивший докторскую диссертацию в Мичиганском университете. Первый коричневый карлик был обнаружен спустя треть столетия, в 1995 г. Считается, что общая масса коричневых карликов составляет десятую часть от массы всех звезд нашей Галактики.
В ядрах коричневых карликов идут реакции синтеза гелия из водорода, но их интенсивность очень низка, и выделившаяся энергия покрывает не более половины потерь на излучение. Поэтому коричневый карлик охлаждается, несмотря на тлеющую в его ядре водородную печь, сохраняющую активность от одного до десяти миллиардов лет. Затем синтез гелия прекращается, хотя в ядре и остается немало несожженного водорода. Наблюдать коричневые карлики сложно из-за их малой яркости. Завершая свою жизнь постепенным остыванием, коричневые карлики никогда не взрываются.
Начальные массы настоящих звезд лежат в диапазоне от 0,075 до двух-трех сотен масс Солнца. Самые легкие (с массами не выше половины солнечной) относятся к семейству красных карликов, самые массивные – голубых сверхгигантов. Все они до конца сжигают свои водородные ядра, после чего теряют стабильность и претерпевают различные изменения. Для достаточно массивных (но не самых!) звезд все заканчивается взрывом. Продолжительность нормальной жизни самых легких красных карликов исчисляется триллионами лет, голубых сверхгигантов – миллионами. Таким образом, разброс начальных масс составляет четыре порядка, зато разброс возрастов – целых шесть.
Но начальная масса определяет эволюцию лишь тех звезд, которые не имеют близких соседей. Однако примерно половина светил не существуют, как Британия былых времен, in splendid isolation: звезды любят объединяться в пары, связанные взаимным притяжением. В таких системах возможен, и часто происходит, перенос (или, если угодно, «перетек») вещества с одной звезды на другую. Эти процессы имеют прямое отношение ко вспышкам новых звезд различных типов.
«Замученной звезды молочно-белый свет»
Чтобы закончить жизнь по взрывному сценарию, новорожденная звезда должна тянуть как минимум на восемь солнечных масс. Однако в бинарных системах взрываются звезды и с весьма скромной начальной массой, с которых мы и начнем.
Звезды с массами до половины солнечной (красные карлики) синтезируют в своих ядрах гелий из водорода и на этом успокаиваются. Светила потяжелее ведут себя гораздо интересней. Когда в центре такой звезды образуется гелиевое ядро, где горение уже не идет, оно начинает сжиматься под действием тяготения. При сжатии температура ядра возрастает, и прилегающий слой водорода нагревается до порога, за которым начинаются термоядерные реакции. Поскольку тепло перетекает из этого слоя к поверхности звезды, ее атмосфера раздувается настолько, что звезда разбухает в десятки и сотни раз. В процессе расширения звездная оболочка постепенно остывает, максимум ее оптического спектра смещается в сторону длинных волн, и звезда превращается в красный гигант. Такая судьба ожидает и наше Солнце.
Судьба звездного ядра также зависит от начальной массы звезды. Если она ненамного больше половины солнечной, ядро остается гелиевым. До поры до времени оно продолжает сжиматься, но не нагревается до температур порядка 100 млн градусов, когда начинаются новые термоядерные превращения. Ядра более массивных звезд нагреваются так, что становятся способны производить углерод и кислород. Если же начальная масса звезды в несколько (но не более, чем в восемь) раз превосходит солнечную, то в ее ядре синтезируются неон и магний. А вот элементы с большими атомными номерами там не возникают, поскольку такая звезда не способна спрессовать ядро для достижения температур, нужных для их синтеза.
Пока в ядре и вокруг него продолжается генерация термоядерной энергии, оболочка звезды еще больше расширяется, и красный гигант становится сверхгигантом. Однако эти космические исполины не отличаются устойчивостью. В конечном счете страдающая гигантизмом звезда сбрасывает внешние слои и оставляет после себя лишь оголенное ядро – новорожденный белый карлик. В юности эффективная температура его поверхности измеряется десятками тысяч градусов, из-за чего он предстает в виде бело-голубого светила – отсюда и название (прямо по «Томлинсону» Киплинга, где у Адовых врат «горел замученной звезды молочно-белый свет»). Но одиночный карлик обречен на постепенное остывание. Он будет желтеть, краснеть, а потом и вовсе потухнет в оптическом диапазоне. Дело это небыстрое, счет идет на многие миллиарды лет. Пока что самые тусклые белые карлики, внесенные в астрономические каталоги, немногим холоднее Солнца.
Более легкие звезды дают начало гелиевым белым карликам, а более массивные (такие как наше Солнце) – углеродно-кислородным. Радиус типичного белого карлика сравним с земным, а масса составляет 0,6—1,2 массы Солнца. Белые карлики с массами свыше 1,44 солнечной массы не существуют и не могут существовать, но об этом позже.
Материя белого карлика сжата до давлений, при которых разрушаются атомные электронные оболочки. Возникает особого рода плазма, состоящая из атомных ядер и вырожденного газа обобществленных электронов, движением которых управляют законы квантовой механики. Давление такого газа (так называемое давление Ферми) не зависит от температуры и определяется исключительно плотностью, поэтому остывание белого карлика не сказывается на его внутренней структуре. В отличие от звезды-родительницы, это чрезвычайно устойчивая физическая система: если белый карлик не будет проглочен черной дырой, он просуществует до тех пор, пока протоны не начнут распадаться, как им предписывают современные теории физики элементарных частиц. Период же их полураспада заведомо превышает 10 32 лет.
Коллапсирующие ядра
Звезды с начальной массой свыше восьми солнечных заканчивают жизнь взрывами фантастической мощности, вызванными очень быстрым сжатием (коллапсом) их ядер. В ходе такого взрыва выделяется гравитационная энергия исполинского масштаба – вплоть до 10 53 —10 54 эрг. При этом 99 % выделившейся энергии уносят нейтрино, а остаток приходится на долю кинетической энергии барионной материи. Одна сотая этого остатка (т. е. одна десятитысячная полного выхода энергии) переходит в энергию фотонов, улетающих в космическое пространство. И хотя световые вспышки гибнущих массивных звезд представляют из себя феерическое зрелище, на их долю приходится лишь одна сотая доля процента высвобожденной энергии.
Именно эти космические катаклизмы и называют сверхновыми звездами, или просто сверхновыми. Их подразделяют на группы в соответствии с оптическими спектрами. Эту классификацию 80 лет назад предложили Бааде и его коллега по обсерватории Маунт-Вильсон Рудольф Минковский, племянник знаменитого математика, эмигрировавший из Германии. Излучение сверхновых I типа не содержит линий испускания водорода, которые есть у сверхновых II типа, зато они включают семейство, спектры которого демонстрируют наличие ионизированного кремния. Представители группы Ia взрываются на основе иного механизма, нежели гравитационный коллапс их ядер, поэтому о них поговорим позднее.
Открытые в 1985 г. сверхновые двух других семейств первого типа (Ib и Ic), равно как и сверхновые второго типа, «проходят по ведомству коллапса». В среднем в каждой крупной галактике типа Млечного Пути ежегодно загораются две-три сверхновые, причем на каждую вспышку из группы Ia приходится три-пять сверхновых прочих разновидностей.
Хотя в наши дни процессы коллапса массивных звезд обсчитывают с использованием хорошо проработанных физических моделей и мощных компьютерных ресурсов, многие детали этого процесса еще далеки от ясности. Для иллюстрации рассмотрим в общих чертах типичную судьбу голубого сверхгиганта с начальной массой порядка 20—25 солнечных масс. Водородное топливо он сжигает за 7 млн лет, еще полмиллиона лет займет формирование углеродно-кислородного ядра, нагретого до 200 млн К. С его возникновением термоядерный синтез останавливается, но ненадолго. В отсутствие тепловой подпитки ядро сжимается под действием тяготения звездного вещества и соответственно нагревается. По достижении температуры 600—800 млн К углерод начинает гореть с образованием неона и магния, а спустя еще 600 лет при температуре 2,3 млрд К начинается горение кислорода. Оно запусткает цепочки ядерных превращений, которые приводят к синтезу различных изотопов кремния, серы, фосфора, аргона, калия, кальция и скандия.
Американский астрофизик индийского происхождения С. Чандрасекар, будущий нобелевский лауреат, в 1930-х гг. сформулировал принцип, согласно которому при превышении массой звезды определенного предела гравитационные силы будут сильнее сил давления вырожденного газа, поэтому коллапс звезды продолжится, и она сожмется до нуля. Масса, которая получила название «предел Чандрасекара», составляет около 1,4 массы Солнца
За сутки до кончины звезды ее ядро нагревается до 3,3 млрд К. При этой температуре кванты гамма-излучения разбивают ядра изотопа кремния‑28 на ядра магния‑24 и альфа-частицы, которые поглощаются другими ядрами с образованием все более тяжелых элементов. Все это завершается образованием железа‑56, рекордсмена по стабильности среди всех атомных ядер. Последние поглощаются другими ядрами, образуя все более тяжелые элементы. Поскольку далее термоядерный синтез не идет, железное ядро сжимается и нагревается. В результате возрастает кинетическая энергия атомов железа, и они претерпевают хаотические превращения. Некоторые из них распадаются, а некоторые, напротив, вступают в реакции слияния и порождают более тяжелые элементы, такие как платина и золото. Поскольку эти реакции идут за счет накопленной тепловой энергии, температура звездного ядра уменьшается, давление его вещества падает, и ядро вновь начинает сжиматься. Этот процесс ускоряется, если в окрестностях ядра продолжаются процессы термоядерного синтеза, которые порождают новые и новые ядра железа.
Затем наступает финальный катаклизм. Это происходит, когда масса ядра достигает порога, при котором давление вырожденного электронного газа уже не может противостоять гравитационному сжатию (этот порог, так называемый предел Чандрасекара, примерно на 44 % превышает массу Солнца). Ядро схлопывается со скоростью, достигающей 20 % световой. Электроны прижимаются к ядрам и сливаются с протонами, превращаясь в нейтроны и нейтрино. Нейтроны остаются на месте, а нейтрино вылетают в пространство. В результате сердцевина звезды охлаждается, давление ее вещества вновь падает, а темп сжатия увеличивается. Этот процесс имплозии начинается и завершается за считанные секунды, поэтому внешние слои звезды не успевают ничего почувствовать. Наружный наблюдатель в течение еще нескольких часов не заметит ни малейших перемен.
На этой стадии возможны два сценария. Полагают, что звезды с массой от 30 до 100 солнечных масс коллапсируют полностью и дают начало черным дырам. У звезд в диапазоне 12—30 (по другим модельным симуляциям 12—20) солнечных масс образуются ядра из нейтронной материи, плотность которой в 100 триллионов раз превышает плотность воды. Внешние слои звезды обрушиваются на ядро и «отскакивают» от него со скоростью в десятки тысяч километров в секунду. Поскольку эта скорость значительно превышает скорость звука в звездном веществе, образуется ударная волна, буквально разрывающая звезду изнутри. По всей вероятности, ей «помогают» тепловые нейтрино, приходящие из «вскипающего» нейтронного ядра, нагретого как минимум до 150 млрд К (это самая высокая температура, возможная в нынешней Вселенной). От звезды остается деформированный нейтронный шар радиусом около десяти километров, окруженный облаком сверхгорячей плазмы. Это и есть нейтронная звезда.
Возможно, что этот сценарий еще подвергнется коррекции: некоторые из трехмерных динамических симуляций коллапсирующих сверхновых, над которыми с 2015 г. работают в ряде научных центров, демонстрируют более сложную картину возникновения и распространения ударных волн. Однако подобные симуляции выполняются лишь при значительном упрощении базовых моделей и при этом требуют месяцев работы суперкомпьютеров. Чтобы сделать их более реалистичными, необходимы компьютеры, на два порядка более мощные, но появятся они не раньше, чем через десять лет.
Как ни парадоксально, но надежней всего моделируется гравитационный коллапс самых массивных звезд с начальной массой более 100 солнечных. В их недрах уже на стадии синтеза кислорода появляются жесткие гамма-кванты, которые при взаимных столкновениях превращаются в электронно-позитронные пары. Поскольку часть гамма-квантов при этом теряется, происходит падение лучевого давления, которое противодействовало гравитационному сжатию звезды и удерживало ее в состоянии гидростатического равновесия. Далее все зависит от начальной массы. Если она не превышала 130—140 солнечных, то в недрах звезды возникают пульсации, способные инициировать быстрый выброс части вещества внешних оболочек, однако недостаточно сильные, чтобы полностью разрушить ее изнутри. Эти пульсации быстро гасятся, и звезда возобновляет коллапс, приводящий к образованию железного ядра.
Для самых «легких» гигантов – звезд с начальной массой 8—12 солнечной – модельные симуляции дают несколько иную картину. Они также порождают коллапсирующие железные ядра, но в этом случае на стадии термоядерного горения углерода ядро прекращает дальнейшее сжатие, так что кислород не поджигается. Когда углерод полностью выгорает, превратившись в неон и магний, кислородно-неоново-магниевое ядро сжимается до тех пор, пока сила тяготения не уравновешивается квантовым давлением вырожденного электронного газа. Однако эта задержка недолговечна. Ядра неона и магния поглощают электроны и превращаются в изотопы элементов с меньшими номерами по таблице Менделеева. Плотность электронного газа падает, сердцевина звезды стягивается, и процесс все равно заканчивается коллапсом железного ядра.
Гиперновые, сила аккреции и чудеса связанных пар
В апреле 2007 г. международная команда астрономов зарегистрировала сверхновую аномально высокой мощности, выбросившую в пространство огромное количество кремния и радиоактивного никеля‑56. В каталоги она вошла под индексом SN 2007bi. Не исключено (хотя пока и не доказано!), что это было первое наблюдение сверхновой с парной нестабильностью, предсказанной теоретиками еще в 1960-е гг. Опубликованные тогда сценарии описывали эволюцию звезд с начальными массами от 130 до 250 солнечных. Масса звезды-предшественницы новооткрытой сверхновой лежала как раз в середине этого промежутка.
Звезды этой группы обычным образом (но очень быстро) сжигают водород и гелий. После сгорания углерода в их ядрах возникают гамма-кванты, которые при столкновениях превращаются в электронно-позитронные пары, а возможно, и в более тяжелые частицы и античастицы. Однако в этом случае пульсаций не возникает, и внешние слои звезды падают в ее центр. Эта имплозия еще больше разогревает недра звезды и запускает термоядерные реакции, в результате которых синтезируется ряд тяжелых элементов, в том числе и никель‑56. Давление в перегретом ядре катастрофически возрастает, ядро взрывается, не успев сколлапсировать в черную дыру. Поскольку вся звездная материя без остатка выбрасывается в пространство, такие сверхновые – один из главных источников элементов с большими атомными номерами.
Взрывы сверхмассивных звезд принято называть гиперновыми. Строго говоря, этот термин не относится к финальной стадии жизни звезд с начальной массой более 250—260 солнечных масс, которые изобиловали в ранней Вселенной. В их центральных зонах порождаются гамма-кванты, энергии которых достаточны для возбуждения и последующего распада атомных ядер (этот процесс называется фотодезинтеграцией). Такие звезды не взрываются, а просто исчезают, давая начало черным дырам.
От взрывов одиночных звезд перейдем к звездным парам.
Сначала посмотрим на системы, состоящие из нормальных звезд главной последовательности, обращающихся вокруг общего центра инерции. Каждая звезда окружена областью пространства, где господствует ее собственное притяжение. Если такие области пересечь плоскостью, в которой движутся оба светила, получатся две вытянутые в линию петли с общей точкой на отрезке, соединяющем звездные центры (для наглядности придется остановить время, поскольку вся фигура вращается). В этой точке каждая из звезд тянет в свою сторону с одинаковой силой. Эту точку называют первой точкой Лагранжа. В 1772 г. Жан-Батист Лагранж описал пять точек, которые сейчас носят его имя, однако первые три еще в 1765 г. идентифицировал Леонард Эйлер.
Пространственные пузыри, о которых идет речь, именуют полостями Роша. Космические частицы внутри полости Роша вращаются лишь вокруг той звезды, которую эта полость охватывает. Однако вещество может перетекать сквозь горловину, соединяющую полости, т. е. через окрестности первой точки Лагранжа. Материя, которая находится вне полостей, может стабильно обращаться вокруг звездной пары в целом, но ее траектории не ограничиваются путями, охватывающими одну-единственную звезду.
Как правило, обе звезды бинарной системы порождены одним и тем же молекулярным облаком, поэтому имеют одинаковый состав, но различные начальные массы. Более тяжелая звезда первой сжигает в ядре водород, теряет стабильность и становится красным гигантом. Поэтому она способна не только заполнить собственную полость Роша, но и выйти за ее границу. При этом тяготение центра звезды не может удержать частицы раздувшейся оболочки, и звезда теряет вещество, часть которого попадает в гравитационный плен к ее «компаньонке». Из-за «похудания» звезды-донора ее полость Роша стягивается, а скорость утечки вещества растет. Даже при уравнивании звездных масс утечка лишь замедляется, но не прекращается вовсе.
Перенос вещества приводит к сложной эволюции звездной пары. Менее массивная звезда захватывает материю «соседки» и увеличивает свой угловой момент. Чтобы сохранить суммарный момент инерции бинарной системы, звезды сближаются. Позже, когда первая звезда становится легче «компаньонки», они начинают расходиться – опять же в силу сохранения общего углового момента. Если вторая звезда успевает выйти за границы своей полости Роша, она тоже оказывается обреченной на потерю плазмы.
Эти превращения чреваты различными исходами. Часть выброшенной материи выходит на орбиты, целиком окружающие звездную пару. Обычно она образует плоское вращающееся кольцо, которое называется диском экскреции (позднелатинское слово excrētiō переводится как выделение). В особых обстоятельствах звездная пара может утонуть в шарообразном газовом облаке, порожденном ушедшей в пространство плазмой. В то же время каждая звезда имеет шансы обзавестись собственным кольцом поменьше и поплотнее – аккреционным диском (accrētiō – прирост). Возможны и более экзотические сценарии (такие как столкновение и слияние звезд или же съедание соседки более крупной звездой), но в такие дебри мы не станем заглядывать.
До сих пор речь шла о нормальных звездных парах, но это не обязательно. Для запуска аккреции достаточно, чтобы лишь один из партнеров обладал газовой оболочкой, способной раздуться и уйти сквозь горловину полости Роша. Поэтому аккреция возникает и в бинарнных системах, объединяющих обычную звезду с компактным телом из вырожденной материи (белым карликом либо нейтронной звездой) или даже с черной дырой. Кстати, аккреционные диски впервые обнаружили при наблюдении белых карликов, имеющих в компаньонах обычные звезды. Такие процессы нередко приводят к очень экзотическим исходам: например, рождению рентгеновского пульсара при аккреции на сильно намагниченную нейтронную звезду. Однако нас интересуют только различные сценарии рождения новых звезд. Они практически всегда реализуются при аккреции вещества водородной оболочки звезды-донора на белый карлик.
Сначала рассмотрим обширный класс космических объектов, объединенных названием катаклизмические переменные. Это тесные бинарные системы, состоящие из не утратившей активности звезды и белого карлика. Они проявляют себя нестабильным излучением – отсюда и название.
Аккреционный диск всегда нагревается внутренним трением и охлаждается собственным излучением. При сбалансированности этих процессов он находится в тепловом равновесии, при нарушении которого в диске могут возникнуть волны тепловой нестабильности, резко увеличивающие генерацию фотонов. Светимость диска за несколько месяцев может вырасти на один-три порядка, составив от одной до десяти светимостей Солнца. Эти «внутридисковые» катаклизмы называются карликовыми новыми. Первая карликовая новая была замечена в созвездии Близнецов еще в 1855 г., однако механизм генерации таких вспышек лишь через 119 лет расшифровал астроном из Кейптаунского университета Брайан Уорнер.
Куда эффектней классические новые звезды, или просто новые. Они вспыхивают в результате падения (со скоростью порядка тысячи км в секунду) на поверхность белого карлика вещества аккреционного диска. Это вещество почти полностью состоит из водорода и может служить топливом термоядерных реакций – для этого нужно, чтобы водород разогрелся до критической температуры около 10 млн К. Поскольку при термоядерных реакциях интенсивно выделяется энергия, на поверхности белого карлика возникают ударные волны, которые буквально взрывают его внешний слой и выбрасывают сверхгорячую плазму в окружающее пространство. Светимость системы в течение нескольких суток возрастает на три-шесть порядков, достигая 100 тыс. светимостей Солнца. По завершении вспышки белый карлик начинает копить на поверхности новый запас водорода – горючее для будущего очередного взрыва. Согласно теории, классические новые могут периодически загораться с интервалом в 10 тыс. лет, но до сих пор это не было подтверждено наблюдениями – история астрономии значительно короче.
Другой вид катаклизмических переменных – повторные новые. Эти весьма редкие «звери» космического «зоопарка» (в нашей Галактике их известен всего десяток) увеличивают свою яркость в среднем не больше, чем тысячекратно, зато вспыхивают каждые 10—100 лет. Механизм этих вспышек пока в точности неизвестен. Предполагается, что они возникают при интенсивной (до одной десятимиллионной солнечной массы в год) аккреции водорода на поверхность самых массивных белых карликов, масса которых лишь немногим меньше предела Чандрасекара.
Еще один интересный подкласс – симбиотические новые, которые отличаются очень широким спектром излучения, охватывающим большинство диапазонов электромагнитных волн. Они возникают в звездных парах, состоящих из пульсирующего красного сверхгиганта на последней стадии своей эволюции и молодого, а потому очень горячего белого карлика средней массы. Звезда-донор в заключительной фазе интенсивно сбрасывает вещество своей оболочки и приближается к превращению (через несколько миллионов лет) в белый карлик. Считается, что именно этот процесс лежит в основе специфического характера спектра симбиотических новых, хотя многие детали еще не ясны.
Поскольку углеродно-кислородный карлик лишен водорода, линии этого элемента в спектре излучения сверхновой отсутствуют, из-за чего ее и относят к I типу, а конкретно, к подтипу Ia. К подтипам Ib и Ic, напротив, относят бедные водородом коллапсирующие сверхновые (а сверхновым Ic не хватает еще и гелия). Принято считать, что эти звезды лишились внешних слоев еще до взрыва, что и объясняет их спектральные аномалии.
Сверхновые подтипа Ia очень эффектны. Выброшенный в пространство никель‑56 дает начало радиоактивному изотопу кобальта с таким же атомным весом, а тот – стабильному изотопу железа. При распаде ядер никеля и кобальта возникает гамма-излучение, которое нагревает остатки взорвавшейся звезды и заставляет их интенсивно светиться в рентгеновском и видимом диапазонах. Эти сверхновые обладают замечательной особенностью, за которую их очень любят астрономы и космологи: у них примерно одинаковая пиковая светимость, в четыре миллиарда раз превышающая солнечную. И хотя их постоянство не абсолютно, однако отклонения от среднего уровня не превышают 20—30 % и без особых проблем поддаются учету. Поэтому наблюдение таких сверхновых сыграло первостепенную роль в открытии ускоренного расширения Вселенной, состоявшемся два десятилетия назад. Но это уже совсем другая история.
Исследование звездных вспышек сейчас ведется весьма активно: и посредством наблюдений, и через обсчет моделей. Так, в 2010 г. было объявлено об открытии аномально слабых сверхновых с максимальной светимостью не более 400 млн светимостей Солнца, излучение которых демонстрирует столь же аномальное изобилие кальция, как и у нашего светила. Уже зарегистрировано полтора десятка таких звезд, но механизм их появления на свет пока неизвестен.
В наши дни эти исследовательские программы осуществляются на базе новейшей многоканальной астрономии (multimessenger astronomy) с широким использованием ресурсов астроинформатики. Эта новая научная дисциплина, возникшая в последнем десятилетии, стимулировала очень плотную кооперацию между астрономами и специалистами по вычислительным системам и компьютерным кодам. Перефразируя великого Булгакова, не побоюсь предречь, что этот научный «роман» принесет еще сюрпризы.
Сурдин В. Г. Звезды. М.: Физматлит, 2009. 428 с.
Шкловский И. С. Сверхновые звезды и связанные с ними проблемы. 2-е изд., перераб. и доп. М.: Наука, 1976. 440 с.
Branch D., Wheeler J. C. Supernova Explosions. Springer, 2017. 721 p.
Lequeux J. Birth, Evolution and Death of Stars. World Scientific Publishing Co., 2013. 172 p.
Loeb A. How Did the First Stars and Galaxies Form? Princeton U. Press, Princeton, N. J., 2010. 193 p.
Звездные взрывы, или Рождение «новых»
Туманность Тарантул в Большом Магеллановом Облаке — одна из крупнейших звездообразующих областей вблизи Млечного Пути. На снимке объединены данные космической рентгеновской обсерватории «Чандра» (синий цвет), космических телескопов «Хаббл» (зеленый) и «Спитцер» (красный). Рентгеновские лучи обнаруживают газ с температурой в миллионы градусов, зеленым светят массивные звезды, излучающие свет в видимой части спектра, а инфракрасное излучение обнаруживает области с относительно более холодными газом и пылью. © X-ray: NASA / CXC / PSU / L. Townsley et al.; optical: NASA / STScI; Infrared: NASA / JPL / PSU / L. Townsley et al.
«Ведь, если звезды зажигают — значит — это кому-нибудь нужно?» Этот вопрос с точки зрения астрономии допускает двойное толкование, о котором юный Маяковский, конечно, не думал. Под зажиганием можно понимать как рождение звезды, так и практически мгновенное (за месяцы, дни или даже секунды) увеличение ее яркости — подчас на много порядков. Такие вспышки могут закончиться гибелью звезды, но могут и неоднократно повторяться без ее разрушения. Эти внезапно вспыхивающие звезды называют «новыми».
Об авторе
Алексей Ефимович Левин — кандидат философских наук, историк науки, науковед, научный журналист. Выпускник физфака Московского государственного университета (1968). В 1987 г. переехал в США. Много лет был научным обозревателем вашингтонской редакции радио «Свобода», затем «Голоса Америки». С 2005 г. пишет для известных российских научно-популярных ресурсов, последнее время сотрудничает преимущественно с популярным электронным ресурсом «Элементы большой науки».
Термином «новая звезда» наука обязана великому датчанину Тихо Браге, астроному и астрологу Возрождения. 11 ноября 1572 г. он увидел в созвездии Кассиопеи внезапно вспыхнувшую звезду и долго следил за изменением ее блеска. Звезду заметили, и даже раньше, многие другие европейские астрономы. Но только Браге детально описал свои наблюдения в монографии De Nova Stella («О новой звезде») (1573), первом астрономическом труде на эту тему, который принес его автору европейскую известность. В декабре 2008 г. международная группа астрофизиков подтвердила, что Браге наблюдал сверхновую типа Ia, о чем еще в 1945 г. догадался работавший в США немецкий астроном Вальтер Бааде.
Кассиопея А — это остаток некогда массивной звезды, погибшей в результате взрыва сверхновой 325 лет назад. Снимки с космического телескопа «Спитцер», сделанные с интервалом в один год в 2003–2004 гг., показывают, как в окружающих Кассиопею А пыльных облаках гаснет свет от вспышки, случившейся около 50 лет назад. Такое явление — «инфракрасное эхо» — возникает, когда свет, проникая сквозь скопления пыли, нагревает их, заставляя последовательно светиться в инфракрасном диапазоне подобно цепочке рождественских лампочек. Результат — оптическая иллюзия, что пыль разлетается со скоростью света. Это инфракрасное эхо, простирающееся более чем на 50 световых лет от Кассиопеи А, — самое большое из когда-либо виденных. © NASA / JPL-Caltech / University of Arizona
К концу первой четверти прошлого века астрономы выяснили, что новые звезды зажигаются и во Млечном Пути, и в соседних галактиках, расстояния до которых были приблизительно известны. Результаты фотометрических измерений показали, что абсолютная яркость (суммарная мощность излучения) новых звезд различается как минимум на три порядка. В 1925 г. шведский астроном Кнут Лундмарк предложил выделить звезды с максимальной светимостью в группу новых высшего класса, двумя годами позже Бааде назвал их «главными новыми», но эти термины не прижились.
В начале 30-х гг. переселившийся в США из Швейцарии и мигрировавший из физики в астрономию Фриц Цвикки в лекциях для аспирантов Калтеха стал называть такие вспышки super-novae (сверхновыми). Термин имел успех, лишь лишился дефиса. Дальнейшая классификация новых звезд пришлась на вторую половину прошлого века. Сегодня эта группа включает несколько семейств: карликовые, обычные (классические), симбиотические, повторные, сверхновые различных типов и даже гиперновые. По всей вероятности, и эта классификация неокончательная.
Как зажигаются звезды
Судьба одиночного светила зависит от его начальной массы. Звезды образуются в результате гравитационного коллапса газовых облаков, состоящих в основном из молекулярного водорода и гелия (один атом He на 12 атомов Н2), следовых количеств более тяжелых элементов и твердых пылевых частиц. Коллапс завершается рождением протозвезды, которая имеет шанс превратиться в полноправное светило. Для этого в ее ядре должно начаться устойчивое термоядерное горение водорода, способное полностью компенсировать потери энергии, уносимой в космос излучением звезды (гелий в этом процессе не участвует, поскольку для его поджога требуются куда большие температуры). Минимальная температура, необходимая для воспламенения водорода, составляет около 3 млн К. Согласно модельным вычислениям, для достижения этого порога масса протозвезды должна превысить 0,075 массы Солнца.
Летом 1054 г. китайские и арабские астрономы увидели на небе новую звезду, такую яркую, что несколько месяцев ее было видно на дневном небе. Спустя 700 лет английский астроном Д. Бевис заметил на ее месте туманность в виде клешни краба. Сегодня мы знаем, что газообразная Крабовидная туманность в созвездии Тельца — это остаток сверхновой SN 1054, взорвавшейся на расстоянии 6,5 тыс. световых лет от Земли. В конце 1960-х гг. астрономы обнаружили «сердце», питающее туманность, — ультраплотную нейтронную звезду, источник интенсивного электромагнитного излучения. © NASA, ESA, NRAO / AUI / NSF and G. Dubner (University of Buenos Aires)
Существуют и «недоразвившиеся» светила, возникшие из протозвезд с массой от 0,07 до 0,075 массы Солнца, их называют коричневыми карликами. Как это нередко случается в астрономии, они были открыты «на кончике пера»: в 1962 г. их существование предсказал Шив Кумар, двадцатитрехлетний американский астроном индийского происхождения, только что защитивший докторскую диссертацию в Мичиганском университете. Первый коричневый карлик был обнаружен спустя треть столетия, в 1995 г. Считается, что общая масса коричневых карликов составляет десятую часть от массы всех звезд нашей Галактики.
В ядрах коричневых карликов идут реакции синтеза гелия из водорода, но их интенсивность очень низка, и выделившаяся энергия покрывает не более половины потерь на излучение. Поэтому коричневый карлик охлаждается, несмотря на тлеющую в его ядре водородную печь, сохраняющую активность от одного до десяти миллиардов лет. Затем синтез гелия прекращается, хотя в ядре и остается немало несожженного водорода. Наблюдать коричневые карлики сложно из-за их малой яркости. Завершая свою жизнь постепенным остыванием, коричневые карлики никогда не взрываются.
Одна из задач инфракрасного космического телескопа WISE, запущенного на околоземную орбиту 14 декабря 2009 г., — поиск коричневых карликов. Эти космические тела занимают промежуточное положение между звездами и планетами. Судя по данным космического телескопа «Спитцер», планеты вокруг таких холодных звезд могут содержать другую смесь формообразующих химических веществ, чем юная Земля. По крайней мере, в газопылевых дисках этих звезд не обнаружены молекулы цианида водорода, считающегося «пребиотиком». На рисунке изображена именно такая гипотетическая планета. © NASA / JPL-Caltech / UCB и NASA / JPL-Caltech
Начальные массы настоящих звезд лежат в диапазоне от 0,075 до двух-трех сотен масс Солнца. Самые легкие (с массами не выше половины солнечной) относятся к семейству красных карликов, самые массивные — голубых сверхгигантов. Все они до конца сжигают свои водородные ядра, после чего теряют стабильность и претерпевают различные изменения. Для достаточно массивных (но не самых!) звезд все заканчивается взрывом. Продолжительность нормальной жизни самых легких красных карликов исчисляется триллионами лет, голубых сверхгигантов — миллионами. Таким образом, разброс начальных масс составляет четыре порядка, зато разброс возрастов — целых шесть.
Недавно ученый-волонтер, работающий в проекте НАСА, обнаружил самый старый и самый холодный белый карлик, расположенный в созвездии Козерога на расстоянии 145 световых лет от Земли. Его возраст — около 3 млрд лет, температура — примерно 5800°С. Звезда LSPM J0207 + 3331 окружена кольцом (возможно, двойным) пыльных обломков. Материалом для этих колец, предположительно, служат разрушающиеся астероиды, как это показано на рисунке. © NASA’s Goddard Space Flight Center / Scott Wiessinger
Но начальная масса определяет эволюцию лишь тех звезд, которые не имеют близких соседей. Однако примерно половина светил не существуют, как Британия былых времен, in splendid isolation: звезды любят объединяться в пары, связанные взаимным притяжением. В таких системах возможен, и часто происходит, перенос (или, если угодно, «перетек») вещества с одной звезды на другую. Эти процессы имеют прямое отношение ко вспышкам новых звезд различных типов.
«Замученной звезды молочно-белый свет»
Чтобы закончить жизнь по взрывному сценарию, новорожденная звезда должна тянуть как минимум на восемь солнечных масс. Однако в бинарных системах взрываются звезды и с весьма скромной начальной массой, с которых мы и начнем.
Звезды с массами до половины солнечной (красные карлики) синтезируют в своих ядрах гелий из водорода и на этом успокаиваются. Светила потяжелее ведут себя гораздо интересней. Когда в центре такой звезды образуется гелиевое ядро, где горение уже не идет, оно начинает сжиматься под действием тяготения. При сжатии температура ядра возрастает, и прилегающий слой водорода нагревается до порога, за которым начинаются термоядерные реакции. Поскольку тепло перетекает из этого слоя к поверхности звезды, ее атмосфера раздувается настолько, что звезда разбухает в десятки и сотни раз. В процессе расширения звездная оболочка постепенно остывает, максимум ее оптического спектра смещается в сторону длинных волн, и звезда превращается в красный гигант. Такая судьба ожидает и наше Солнце.
Судьба звездного ядра также зависит от начальной массы звезды. Если она ненамного больше половины солнечной, ядро остается гелиевым. До поры до времени оно продолжает сжиматься, но не нагревается до температур порядка 100 млн градусов, когда начинаются новые термоядерные превращения. Ядра более массивных звезд нагреваются так, что становятся способны производить углерод и кислород. Если же начальная масса звезды в несколько (но не более, чем в восемь) раз превосходит солнечную, то в ее ядре синтезируются неон и магний. А вот элементы с большими атомными номерами там не возникают, поскольку такая звезда не способна спрессовать ядро для достижения температур, нужных для их синтеза.
Астрономы давно подозревали, что сверхновые могут быть производителями частиц космической пыли, но доказать это удалось лишь недавно. С помощью инфракрасной камеры космического телескопа «Спитцер» в 30 млн световых лет от спиральной галактики M74 удалось обнаружить «пылевую фабрику» на месте взрыва сверхновой SN 2003gd. На инфракрасном снимке галактики белым прямоугольником отмечен район, где находится остаток сверхновой (стрелка указывает на его точное местоположение). Синим цветом помечены горячий газ и звезды, красным — более холодная галактическая пыль. Желто-зеленый цвет остатка SN 2003gd на снимке, сделанном в июле 2004 г., свидетельствует о том, что его температура выше температуры окружающей среды. Причина в том, что пыль, образовавшаяся внутри сверхновой, только начала остывать. К январю 2005 г. она остыла, исчезнув из поля зрения камеры. © NASA / JPL-Caltech / STScI
Пока в ядре и вокруг него продолжается генерация термоядерной энергии, оболочка звезды еще больше расширяется, и красный гигант становится сверхгигантом. Однако эти космические исполины не отличаются устойчивостью. В конечном счете страдающая гигантизмом звезда сбрасывает внешние слои и оставляет после себя лишь оголенное ядро — новорожденный белый карлик. В юности эффективная температура его поверхности измеряется десятками тысяч градусов, из-за чего он предстает в виде бело-голубого светила — отсюда и название (прямо по «Томлинсону» Киплинга, где у Адовых врат «горел замученной звезды молочно-белый свет»). Но одиночный карлик обречен на постепенное остывание. Он будет желтеть, краснеть, а потом и вовсе потухнет в оптическом диапазоне. Дело это небыстрое, счет идет на многие миллиарды лет. Пока что самые тусклые белые карлики, внесенные в астрономические каталоги, немногим холоднее Солнца.
E0102-72 — остаток сверхновой, взорвавшейся в близлежащей к Земле галактике, известной как Малое Магелланово Облако. При взрыве вещество звезды со скоростью более 20 млн км/час столкнулось с окружающим газом, породив две ударные волны, одна из которых распространялась наружу, а другая — в обратном направлении, в материал, выброшенный взрывом. Радиоволны (красный цвет), источником которых являются высокоэнергетические электроны, говорят о движущейся наружу ударной волне. Рентгеновское излучение (синий цвет) позволяет определить газ, богатый кислородом и неоном, нагретый до миллионов градусов обратной ударной волной. В оптическом диапазоне (зеленый цвет) видны плотные скопления газообразного кислорода, которые «охладились» примерно до 30 тыс. градусов. © X-ray (NASA / CXC / SAO); optical (NASA / HST): radio: (ACTA)
Более легкие звезды дают начало гелиевым белым карликам, а более массивные (такие как наше Солнце) — углеродно-кислородным. Радиус типичного белого карлика сравним с земным, а масса составляет 0,6–1,2 массы Солнца. Белые карлики с массами свыше 1,44 солнечной массы не существуют и не могут существовать, но об этом позже.
Предсверхновая. Момент вспышки. Структура и процессы нуклеосинтеза в предсверхновой и в следующее мгновение после вспышки для звезды 25M☉, масштаб не соблюден. © CC BY-SA 4.0. На этой схеме представлена модельная структура звезды с начальной массой 25 солнечных масс непосредственно перед гравитационным коллапсом. На ней видно, что звезда состоит из сферических слоев, напоминая луковицу или русскую матрешку. Внешний слой содержит гелий в смеси с остатками водорода. По мере приближения к центру звезды слои заполняются элементами со все более высокими номерами в таблице Менделеева. Центральное ядро состоит из железа-56, на котором заканчиваются экзотермические (идущие с выделением тепла) термоядерные реакции. В заключительной фазе эволюции звезды железное ядро теряет стабильность и дает начало нейтронной звезде
Материя белого карлика сжата до давлений, при которых разрушаются атомные электронные оболочки. Возникает особого рода плазма, состоящая из атомных ядер и вырожденного газа обобществленных электронов, движением которых управляют законы квантовой механики. Давление такого газа (так называемое давление Ферми) не зависит от температуры и определяется исключительно плотностью, поэтому остывание белого карлика не сказывается на его внутренней структуре. В отличие от звезды-родительницы, это чрезвычайно устойчивая физическая система: если белый карлик не будет проглочен черной дырой, он просуществует до тех пор, пока протоны не начнут распадаться, как им предписывают современные теории физики элементарных частиц. Период же их полураспада заведомо превышает 10 32 лет.
Коллапсирующие ядра
Звезды с начальной массой свыше восьми солнечных заканчивают жизнь взрывами фантастической мощности, вызванными очень быстрым сжатием (коллапсом) их ядер. В ходе такого взрыва выделяется гравитационная энергия исполинского масштаба — вплоть до 10 53 –10 54 эрг. При этом 99% выделившейся энергии уносят нейтрино, а остаток приходится на долю кинетической энергии барионной материи. Одна сотая этого остатка (т. е. одна десятитысячная полного выхода энергии) переходит в энергию фотонов, улетающих в космическое пространство. И хотя световые вспышки гибнущих массивных звезд представляют из себя феерическое зрелище, на их долю приходится лишь одна сотая доля процента высвобожденной энергии.
В остатке сверхновой IC 443 в созвездии Близнецов, известной как туманность Медуза, японский космический рентгеновский телескоп «Сузаку» обнаружил рентгеновское излучение от полностью ионизированного кремния и серы — своего рода «ископаемый» отпечаток высокотемпературных условий, возникших непосредственно после взрыва звезды. © JAXA / NASA / Suzaku
Именно эти космические катаклизмы и называют сверхновыми звездами, или просто сверхновыми. Их подразделяют на группы в соответствии с оптическими спектрами. Эту классификацию 80 лет назад предложили Бааде и его коллега по обсерватории Маунт-Вильсон Рудольф Минковский, племянник знаменитого математика, эмигрировавший из Германии. Излучение сверхновых I типа не содержит линий испускания водорода, которые есть у сверхновых II типа, зато они включают семейство, спектры которого демонстрируют наличие ионизированного кремния. Представители группы Ia взрываются на основе иного механизма, нежели гравитационный коллапс их ядер, поэтому о них поговорим позднее.
Открытые в 1985 г. сверхновые двух других семейств первого типа (Ib и Ic), равно как и сверхновые второго типа, «проходят по ведомству коллапса». В среднем в каждой крупной галактике типа Млечного Пути ежегодно загораются две-три сверхновые, причем на каждую вспышку из группы Ia приходится три-пять сверхновых прочих разновидностей.
Хотя в наши дни процессы коллапса массивных звезд обсчитывают с использованием хорошо проработанных физических моделей и мощных компьютерных ресурсов, многие детали этого процесса еще далеки от ясности. Для иллюстрации рассмотрим в общих чертах типичную судьбу голубого сверхгиганта с начальной массой порядка 20–25 солнечных масс. Водородное топливо он сжигает за 7 млн лет, еще полмиллиона лет займет формирование углеродно-кислородного ядра, нагретого до 200 млн К. С его возникновением термоядерный синтез останавливается, но ненадолго. В отсутствие тепловой подпитки ядро сжимается под действием тяготения звездного вещества и соответственно нагревается. По достижении температуры 600–800 млн К углерод начинает гореть с образованием неона и магния, а спустя еще 600 лет при температуре 2,3 млрд К начинается горение кислорода. Оно запускает цепочки ядерных превращений, которые приводят к синтезу различных изотопов кремния, серы, фосфора, аргона, калия, кальция и скандия.
За сутки до кончины звезды ее ядро нагревается до 3,3 млрд К. При этой температуре кванты гамма-излучения разбивают ядра изотопа кремния-28 на ядра магния-24 и альфа-частицы, которые поглощаются другими ядрами с образованием все более тяжелых элементов. Все это завершается образованием железа-56, рекордсмена по стабильности среди всех атомных ядер. Последние поглощаются другими ядрами, образуя все более тяжелые элементы. Поскольку далее термоядерный синтез не идет, железное ядро сжимается и нагревается. В результате возрастает кинетическая энергия атомов железа, и они претерпевают хаотические превращения. Некоторые из них распадаются, а некоторые, напротив, вступают в реакции слияния и порождают более тяжелые элементы, такие как платина и золото. Поскольку эти реакции идут за счет накопленной тепловой энергии, температура звездного ядра уменьшается, давление его вещества падает, и ядро вновь начинает сжиматься. Этот процесс ускоряется, если в окрестностях ядра продолжаются процессы термоядерного синтеза, которые порождают новые и новые ядра железа.
Затем наступает финальный катаклизм. Это происходит, когда масса ядра достигает порога, при котором давление вырожденного электронного газа уже не может противостоять гравитационному сжатию (этот порог, так называемый предел Чандрасекара, примерно на 44% превышает массу Солнца). Ядро схлопывается со скоростью, достигающей 20% световой. Электроны прижимаются к ядрам и сливаются с протонами, превращаясь в нейтроны и нейтрино. Нейтроны остаются на месте, а нейтрино вылетают в пространство. В результате сердцевина звезды охлаждается, давление ее вещества вновь падает, а темп сжатия увеличивается. Этот процесс имплозии начинается и завершается за считанные секунды, поэтому внешние слои звезды не успевают ничего почувствовать. Наружный наблюдатель в течение еще нескольких часов не заметит ни малейших перемен.
Американский астрофизик индийского происхождения С. Чандрасекар, будущий нобелевский лауреат, в 1930-х гг. сформулировал принцип, согласно которому при превышении массой звезды определенного предела гравитационные силы будут сильнее сил давления вырожденного газа, поэтому коллапс звезды продолжится, и она сожмется до нуля. Масса, которая получила название «предел Чандрасекара», составляет около 1,4 массы Солнца.
На этой стадии возможны два сценария. Полагают, что звезды с массой от 30 до 100 солнечных масс коллапсируют полностью и дают начало черным дырам. У звезд в диапазоне 12–30 (по другим модельным симуляциям 12–20) солнечных масс образуются ядра из нейтронной материи, плотность которой в 100 триллионов раз превышает плотность воды. Внешние слои звезды обрушиваются на ядро и «отскакивают» от него со скоростью в десятки тысяч километров в секунду. Поскольку эта скорость значительно превышает скорость звука в звездном веществе, образуется ударная волна, буквально разрывающая звезду изнутри. По всей вероятности, ей «помогают» тепловые нейтрино, приходящие из «вскипающего» нейтронного ядра, нагретого как минимум до 150 млрд К (это самая высокая температура, возможная в нынешней Вселенной). От звезды остается деформированный нейтронный шар радиусом около десяти километров, окруженный облаком сверхгорячей плазмы. Это и есть нейтронная звезда.
Эта серия картинок иллюстрирует упрощенную картину финальной стадии эволюции массивной звезды, которая заканчивает свою жизнь гравитационным коллапсом. В центре звезды формируется железное ядро, окруженное никелево-кремниевым слоем (а). Когда масса ядра достигает предела Чандрасекара, ядро сжимается с дозвуковой скоростью, в то время как окружающий слой коллапсирует со скоростью, превышающей скорость звука (б). В ядре происходит обратный бета-распад: электрон + протон = нейтрон и электронное нейтрино. В результате ядро превращается в сгусток вырожденной нейтронной материи, порождая сверхмощное нейтринное излучение (в). Падающее на ядро вещество окружающего слоя отражается, образуя ударную волну, двигающуюся к поверхности звезды (г). Ударная волна подпитывается энергией от нейтринных потоков и доходит до звездной оболочки (д). Звезда взрывается, разбрасывая вещество в окружающем пространстве и оставляя после себя нейтронную звезду (е). R. J. Холл. Иллюстрация автора (после моделирования сверхновых с помощью PHOENIX). © CC BY 2.5
Возможно, что этот сценарий еще подвергнется коррекции: некоторые из трехмерных динамических симуляций коллапсирующих сверхновых, над которыми с 2015 г. работают в ряде научных центров, демонстрируют более сложную картину возникновения и распространения ударных волн. Однако подобные симуляции выполняются лишь при значительном упрощении базовых моделей и при этом требуют месяцев работы суперкомпьютеров. Чтобы сделать их более реалистичными, необходимы компьютеры, на два порядка более мощные, но появятся они не раньше, чем через десять лет.
Как ни парадоксально, но надежней всего моделируется гравитационный коллапс самых массивных звезд с начальной массой более 100 солнечных. В их недрах уже на стадии синтеза кислорода появляются жесткие гамма-кванты, которые при взаимных столкновениях превращаются в электронно-позитронные пары. Поскольку часть гамма-квантов при этом теряется, происходит падение лучевого давления, которое противодействовало гравитационному сжатию звезды и удерживало ее в состоянии гидростатического равновесия. Далее все зависит от начальной массы. Если она не превышала 130–140 солнечных, то в недрах звезды возникают пульсации, способные инициировать быстрый выброс части вещества внешних оболочек, однако недостаточно сильные, чтобы полностью разрушить ее изнутри. Эти пульсации быстро гасятся, и звезда возобновляет коллапс, приводящий к образованию железного ядра.
Каждые две секунды во Вселенной взрывается сверхновая. Но некоторые чрезвычайно массивные звезды не могут взорваться как сверхновая: взрываясь, они заканчивают свою жизнь с образованием черной дыры. На рисунке показаны последние этапы жизни такой сверхмассивной звезды. Пример — звезда N6946-BH1, которая была в 25 раз массивнее нашего Солнца. В 2009 г. она начала слабо светиться, но уже в 2015 г. ее не удалось обнаружить. В итоге исследователи пришли к выводу, что она должна стать черной дырой. Такая судьба ожидает во Вселенной многие слишком массивные звезды. © NASA / ESA / P. Jeffries (STScI)
Для самых «легких» гигантов — звезд с начальной массой 8–12 солнечной — модельные симуляции дают несколько иную картину. Они также порождают коллапсирующие железные ядра, но в этом случае на стадии термоядерного горения углерода ядро прекращает дальнейшее сжатие, так что кислород не поджигается. Когда углерод полностью выгорает, превратившись в неон и магний, кислородно-неоново-магниевое ядро сжимается до тех пор, пока сила тяготения не уравновешивается квантовым давлением вырожденного электронного газа. Однако эта задержка недолговечна. Ядра неона и магния поглощают электроны и превращаются в изотопы элементов с меньшими номерами по таблице Менделеева. Плотность электронного газа падает, сердцевина звезды стягивается, и процесс все равно заканчивается коллапсом железного ядра.
Взрывы сверхновых, разрушающие массивные звезды, обычно симметричны. Но остаток сверхновой W49B говорит о другом: материал вблизи полюсов звезды выбрасывался с гораздо большей скоростью, чем от экватора, о чем свидетельствует распределение различных элементов в звездной пыли. В большинстве случаев массивные звезды, которые коллапсируют в сверхновые, оставляют после себя плотное вращающееся ядро — нейтронную звезду. Но здесь тщательный поиск не выявил никаких доказательств ее наличия: возможно, в результате взрыва образовалась черная дыра. В таком случае это будет самая молодая черная дыра, образовавшаяся в галактике Млечный Путь, возрастом около тысячи лет. На снимке объединены рентгеновские данные (синим и зеленым цветом), радиоданные (розовым) и инфракрасные (желтым). © X-ray: NASA / CXC / MIT / L. Lopez et al; Infrared: Palomar; Radio: NSF / NRAO / VLA
Гиперновые, сила аккреции и чудеса связанных пар
В апреле 2007 г. международная команда астрономов зарегистрировала сверхновую аномально высокой мощности, выбросившую в пространство огромное количество кремния и радиоактивного никеля-56. В каталоги она вошла под индексом SN 2007bi. Не исключено (хотя пока и не доказано!), что это было первое наблюдение сверхновой с парной нестабильностью, предсказанной теоретиками еще в 1960-е гг. Опубликованные тогда сценарии описывали эволюцию звезд с начальными массами от 130 до 250 солнечных. Масса звезды-предшественницы новооткрытой сверхновой лежала как раз в середине этого промежутка.
Звезды этой группы обычным образом (но очень быстро) сжигают водород и гелий. После сгорания углерода в их ядрах возникают гамма-кванты, которые при столкновениях превращаются в электронно-позитронные пары, а возможно, и в более тяжелые частицы и античастицы. Однако в этом случае пульсаций не возникает, и внешние слои звезды падают в ее центр. Эта имплозия еще больше разогревает недра звезды и запускает термоядерные реакции, в результате которых синтезируется ряд тяжелых элементов, в том числе и никель-56. Давление в перегретом ядре катастрофически возрастает, ядро взрывается, не успев сколлапсировать в черную дыру. Поскольку вся звездная материя без остатка выбрасывается в пространство, такие сверхновые — один из главных источников элементов с большими атомными номерами.
Взрывы сверхмассивных звезд принято называть гиперновыми. Строго говоря, этот термин не относится к финальной стадии жизни звезд с начальной массой более 250–260 солнечных масс, которые изобиловали в ранней Вселенной. В их центральных зонах порождаются гамма-кванты, энергии которых достаточны для возбуждения и последующего распада атомных ядер (этот процесс называется фотодезинтеграцией). Такие звезды не взрываются, а просто исчезают, давая начало черным дырам.
Гиперновые — «дети» звезд-тяжеловесов
От взрывов одиночных звезд перейдем к звездным парам.
Сначала посмотрим на системы, состоящие из нормальных звезд главной последовательности, обращающихся вокруг общего центра инерции. Каждая звезда окружена областью пространства, где господствует ее собственное притяжение. Если такие области пересечь плоскостью, в которой движутся оба светила, получатся две вытянутые в линию петли с общей точкой на отрезке, соединяющем звездные центры (для наглядности придется остановить время, поскольку вся фигура вращается). В этой точке каждая из звезд тянет в свою сторону с одинаковой силой. Эту точку называют первой точкой Лагранжа. В 1772 г. Жан-Батист Лагранж описал пять точек, которые сейчас носят его имя, однако первые три еще в 1765 г. идентифицировал Леонард Эйлер.
Пространственные пузыри, о которых идет речь, именуют полостями Роша. Космические частицы внутри полости Роша вращаются лишь вокруг той звезды, которую эта полость охватывает. Однако вещество может перетекать сквозь горловину, соединяющую полости, т. е. через окрестности первой точки Лагранжа. Материя, которая находится вне полостей, может стабильно обращаться вокруг звездной пары в целом, но ее траектории не ограничиваются путями, охватывающими одну-единственную звезду.
Z Жирафа — двойная звездная система недалеко от границы созвездия Большой Медведицы, ее можно легко наблюдать в Северном полушарии. В систему входит белый карлик, могучее притяжение которого «вытягивает» вещество из более спокойной «звезды-компаньона», образующее вокруг белого карлика вращающийся газопылевой диск (внизу). Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами могут терять стабильность, приобретая взрывной характер. Z Жирафа периодически (в среднем каждые 20 дней) вспыхивает небольшими вспышками — она стала первой известной звездой в подклассе «карликовых новых». Однако обнаруженная ультафиолетовым детектором оболочка из ионизированного газа (вверху), масса которого слишком велика для такой звезды, служит свидетельством давней мощной вспышки, соответствующей «классической новой». © NASA / JPL-Caltech
Как правило, обе звезды бинарной системы порождены одним и тем же молекулярным облаком, поэтому имеют одинаковый состав, но различные начальные массы. Более тяжелая звезда первой сжигает в ядре водород, теряет стабильность и становится красным гигантом. Поэтому она способна не только заполнить собственную полость Роша, но и выйти за ее границу. При этом тяготение центра звезды не может удержать частицы раздувшейся оболочки, и звезда теряет вещество, часть которого попадает в гравитационный плен к ее «компаньонке». Из-за «похудания» звезды-донора ее полость Роша стягивается, а скорость утечки вещества растет. Даже при уравнивании звездных масс утечка лишь замедляется, но не прекращается вовсе.
На начало XIX в. двойная звездная система Эта Киля в созвездии Киля была практически незаметна, но уже к апрелю 1843 г. она стала второй самой яркой звездой на небе после Сириуса. В последующие годы ее свет постепенно тускнел, а в прошлом веке она стала невидимой для невооруженного глаза. Большая из двух звезд в системе Эта Киля — это огромная и нестабильная звезда, которая приближается к концу своей жизни. Такие мощные всплески светимости, подобные той, что наблюдали астрономы XIX в., называют «самозванцами», потому что внешне они похожи на сверхновые. Огромные облака материи, выброшенные во время взрыва полтора столетия назад, сегодня известны как туманность Гомункул. © ESA / NASA
Перенос вещества приводит к сложной эволюции звездной пары. Менее массивная звезда захватывает материю «соседки» и увеличивает свой угловой момент. Чтобы сохранить суммарный момент инерции бинарной системы, звезды сближаются. Позже, когда первая звезда становится легче «компаньонки», они начинают расходиться — опять же в силу сохранения общего углового момента. Если вторая звезда успевает выйти за границы своей полости Роша, она тоже оказывается обреченной на потерю плазмы.
Эти превращения чреваты различными исходами. Часть выброшенной материи выходит на орбиты, целиком окружающие звездную пару. Обычно она образует плоское вращающееся кольцо, которое называется диском экскреции (позднелатинское слово excrētiō переводится как ‘выделение’). В особых обстоятельствах звездная пара может утонуть в шарообразном газовом облаке, порожденном ушедшей в пространство плазмой. В то же время каждая звезда имеет шансы обзавестись собственным кольцом поменьше и поплотнее — аккреционным диском ( accrētiō — ‘прирост’). Возможны и более экзотические сценарии (такие как столкновение и слияние звезд или же съедание соседки более крупной звездой), но в такие дебри мы не станем заглядывать.
До сих пор речь шла о нормальных звездных парах, но это не обязательно. Для запуска аккреции достаточно, чтобы лишь один из партнеров обладал газовой оболочкой, способной раздуться и уйти сквозь горловину полости Роша. Поэтому аккреция возникает и в бинарных системах, объединяющих обычную звезду с компактным телом из вырожденной материи (белым карликом либо нейтронной звездой) или даже с черной дырой. Кстати, аккреционные диски впервые обнаружили при наблюдении белых карликов, имеющих в компаньонах обычные звезды. Такие процессы нередко приводят к очень экзотическим исходам: например, рождению рентгеновского пульсара при аккреции на сильно намагниченную нейтронную звезду. Однако нас интересуют только различные сценарии рождения новых звезд. Они практически всегда реализуются при аккреции вещества водородной оболочки звезды-донора на белый карлик.
Сначала рассмотрим обширный класс космических объектов, объединенных названием катаклизмические переменные. Это тесные бинарные системы, состоящие из не утратившей активности звезды и белого карлика. Они проявляют себя нестабильным излучением — отсюда и название.
Аккреционный диск всегда нагревается внутренним трением и охлаждается собственным излучением. При сбалансированности этих процессов он находится в тепловом равновесии, при нарушении которого в диске могут возникнуть волны тепловой нестабильности, резко увеличивающие генерацию фотонов. Светимость диска за несколько месяцев может вырасти на один-три порядка, составив от одной до десяти светимостей Солнца. Эти «внутридисковые» катаклизмы называются карликовыми новыми. Первая карликовая новая была замечена в созвездии Близнецов еще в 1855 г., однако механизм генерации таких вспышек лишь через 119 лет расшифровал астроном из Кейптаунского университета Брайан Уорнер.
Остатки сверхновых испускают излучение в миллиард раз более сильное, чем видимый свет. Изучение их изображений в различных диапазонах приближает астрономов к пониманию источника космических лучей. В композитном изображении (вверху) остатка сверхновой Кассиопеи A объединены данные по всему электромагнитному спектру: гамма-лучи (пурпурный цвет), рентгеновское излучение (синий и зеленый), видимый свет (желтый), инфракрасное излучение (красный) и радиоизлучение (оранжевый). Карты радиоактивного излучения элементов, составляющих раздробленные остатки звезды, как сверхновая, дают нам новые свидетельства того, почему взорвались Кассиопея А и другие массивные звезды. Радиоактивный материал, такой как титан-44, светится в рентгеновских лучах постоянно, тогда как железо и другие элементы светятся только после нагрева ударными волнами, порождаемыми взрывом. © NASA / DOE / Fermi LAT Collaboration, CXC / SAO / JPL-Caltech / Steward / O. Krause et al., and NRAO / AUI и NASA / JPL-Caltech / CXC / SAO
Куда эффектней классические новые звезды, или просто новые. Они вспыхивают в результате падения (со скоростью порядка тысячи км в секунду) на поверхность белого карлика вещества аккреционного диска. Это вещество почти полностью состоит из водорода и может служить топливом термоядерных реакций — для этого нужно, чтобы водород разогрелся до критической температуры около 10 млн К. Поскольку при термоядерных реакциях интенсивно выделяется энергия, на поверхности белого карлика возникают ударные волны, которые буквально взрывают его внешний слой и выбрасывают сверхгорячую плазму в окружающее пространство. Светимость системы в течение нескольких суток возрастает на три-шесть порядков, достигая 100 тыс. светимостей Солнца. По завершении вспышки белый карлик начинает копить на поверхности новый запас водорода — горючее для будущего очередного взрыва. Согласно теории, классические новые могут периодически загораться с интервалом в 10 тыс. лет, но до сих пор это не было подтверждено наблюдениями — история астрономии значительно короче.
Другой вид катаклизмических переменных — повторные новые. Эти весьма редкие «звери» космического «зоопарка» (в нашей Галактике их известен всего десяток) увеличивают свою яркость в среднем не больше, чем тысячекратно, зато вспыхивают каждые 10–100 лет. Механизм этих вспышек пока в точности неизвестен. Предполагается, что они возникают при интенсивной (до одной десятимиллионной солнечной массы в год) аккреции водорода на поверхность самых массивных белых карликов, масса которых лишь немногим меньше предела Чандрасекара.
Еще один интересный подкласс — симбиотические новые, которые отличаются очень широким спектром излучения, охватывающим большинство диапазонов электромагнитных волн. Они возникают в звездных парах, состоящих из пульсирующего красного сверхгиганта на последней стадии своей эволюции и молодого, а потому очень горячего белого карлика средней массы. Звезда-донор в заключительной фазе интенсивно сбрасывает вещество своей оболочки и приближается к превращению (через несколько миллионов лет) в белый карлик. Считается, что именно этот процесс лежит в основе специфического характера спектра симбиотических новых, хотя многие детали еще не ясны.
Поскольку углеродно-кислородный карлик лишен водорода, линии этого элемента в спектре излучения сверхновой отсутствуют, из-за чего ее и относят к I типу, а конкретно, к подтипу Ia. К подтипам Ib и Ic, напротив, относят бедные водородом коллапсирующие сверхновые (а сверхновым Ic не хватает еще и гелия). Принято считать, что эти звезды лишились внешних слоев еще до взрыва, что и объясняет их спектральные аномалии.
Сверхновые подтипа Ia очень эффектны. Выброшенный в пространство никель-56 дает начало радиоактивному изотопу кобальта с таким же атомным весом, а тот — стабильному изотопу железа. При распаде ядер никеля и кобальта возникает гамма-излучение, которое нагревает остатки взорвавшейся звезды и заставляет их интенсивно светиться в рентгеновском и видимом диапазонах. Эти сверхновые обладают замечательной особенностью, за которую их очень любят астрономы и космологи: у них примерно одинаковая пиковая светимость, в четыре миллиарда раз превышающая солнечную. И хотя их постоянство не абсолютно, однако отклонения от среднего уровня не превышают 20–30% и без особых проблем поддаются учету. Поэтому наблюдение таких сверхновых сыграло первостепенную роль в открытии ускоренного расширения Вселенной, состоявшемся два десятилетия назад. Но это уже совсем другая история.
Исследование звездных вспышек сейчас ведется весьма активно: и посредством наблюдений, и через обсчет моделей. Так, в 2010 г. было объявлено об открытии аномально слабых сверхновых с максимальной светимостью не более 400 млн светимостей Солнца, излучение которых демонстрирует столь же аномальное изобилие кальция, как и у нашего светила. Уже зарегистрировано полтора десятка таких звезд, но механизм их появления на свет пока неизвестен.
В наши дни эти исследовательские программы осуществляются на базе новейшей многоканальной астрономии (multimessenger astronomy) с широким использованием ресурсов астроинформатики. Эта новая научная дисциплина, возникшая в последнем десятилетии, стимулировала очень плотную кооперацию между астрономами и специалистами по вычислительным системам и компьютерным кодам. Перефразируя великого Булгакова, не побоюсь предречь, что этот научный «роман» принесет еще сюрпризы.