Эволюция звезд.

Автор - С.А. Астахов.

Если имеется расходуемое топливо, то, во-первых, каково его происхождение? Во-вторых, что бывает, когда оно рано или поздно заканчивается? - Ответы на эти вопросы имеют важнейшее значение, так как они влекут за собой ответы о происхождении и дальнейшем развитии вселенной в целом.

Для начала была составлена звездная диаграмма спектальный класс - размеры (Герцшпрунгом и Расселом), из которой стало ясно, что эта зависимость не случайна, а представляет собой кривую эволюции звезд, от их рождения до их смерти.

Но на диаграмме фактически было две кривых, которые авторы назвали соответственно "главной" и "побочной" последовательностями. (Конечно, звезды ложатся на эти кривые не совсем точно, а согласно некоторому статистическому распределению, но это никого не должно смущать - в физике такое встречается очень часто). Изучение химического состава показало, что звезды, лежащие на главной последовательности при своем рождении состояли из практически чистого водорода, тогда как на побочной последовательности имели в своем составе значительное количество более тяжелых химических элементов. Также выяснилось, что звезды главной последовательности в среднем значительно крупнее вторичных (или звезд второго поколения), принажлежащих побочной последовательности.

Наше Солнце - ни что иное, как одна из типичных звезд побочной последовательности, то есть желтый карлик, имеющий в своем составе кроме водорода значительное количество более тяжелых элементов.

Итак, теперь мы можем дать абсолютно однозначный ответ на вопрос об образовании звезд - звезды образуются за счет гравитационного сжатия облаков межзвездного (галактического) газа. Это было проверено как с помощью математического моделирования, так и с помощью прямых наблюдений.

Это фотография действительно молодой звезды - голубого сверхгиганта (не путать с так называемыми "новыми" и "сверхновыми"!), которая зажглась совсем недавно - десятки тысяч лет назад - и несколько столетий назад она была значительно ярче, в настоящее время ее затеняют остатки пыли и газа, которые со временем либо будут захвачены звездой, либо образуют планетарную систему - в любом случае она снова засияет ярче, когда пространство будет очищено. Но на это может потребоваться несколько миллионов лет. Размер же самой звезды превышает размер всей солнечной системы.

Скрупулезное изучение звезд согласно диаграмме Герцшпрунга-Рассела позволило сделать вывод, что спектральный класс определяется, в первую очередь, массой образовавшейся звезды. Также, элементарные расчеты показали, что время жизни звезды (время расхода ее топлива) обратно пропорционально ее массе, то есть, чем тяжелее звезда, тем меньшее время она живет и тем выше ее температура (как внутри - миллионы градусов, так и на поверхности - тысячи градусов).

Главный вопрос состоит в том, что происходит со звездами, когда они полностью исчерпывают топливо? - Ответ на этот вопрос начну с самых легких звезд (имея на это веские причины): в результате прекращения выделения энергии за счет термоядерного систеза начинается неуклонное снижение температуры, что приводит к снижению давления, а это, в свою очереь, к гравитационному сжатию, которое компенсирует температуру и давление. Наконец, достигается порог, когда давление и температура внешний слоев достигает порога термоядерного поджига, часто состоящих из практически чистого водорода. В результате просходит чудовищный взрыв, срывающий и уносящий в пространство внешние оболочки звезды. Это настолько гранциозное явление, что звезда (правда на очень короткое время) свей яркостью с другого конца нашей галактики часто превозходит яркости ближайших самых ярких звезд.

Такие взрывы средневековые астрономы посчитали за рождение "новых" звезд - это название по традиции сохранилось и до наших дней. Если же звезда очень велика (голубой гигант) и массивна или звезда находится относительно недалеко от солнечной системы, такой взрыв может быть совсем уж невообразимым - так называемая "сверхновая", яркость которой может существенно превысить яркость полной Луны. За прошедшее тысячелетие такие сверхновые наблюдались в нашей галактике всего три раза - наблюдения первой описаны древними китайскими астрономами, вторая налюдалась Тихо Браге, третья - И.Кеплером (на месте ее наблюдения в настоящее время видна так называемая "Крабовидная" туманность, состоящая из разлетающихся с огромной скоростью продуктов взрыва и карликовой звезды в центре. Измерение скростей и подсчет необходимого периода с высокой точностью указывает на время взрыва, совпадающее с указанным Кеплером. Скорости разлета продуктов взрыва можно с высокой точностью измерить по эффекту Допплера, но о нем мы поговорим немного позже.)

Яркость таких взрывов настолько велика, что бывает не только сравнима с яркостью целой галактики, которой звезда принадлежит, а зачастую ее превосходит. Например:

- на снимке видно, как происходит разлет выброшенного взрывом вещества за два года: от февраля 1994 по февраль 1996 гг.

- с помощью специальной технологии фотосъемки видно, что после взрыва на месте звезды осталась маленькая звезда - белый карлик.

В результате взрыва и гравитационного сжатия образуется очень малая, но часто и очень горячая звезда - "белый карлик", которая за счет очень малой площади поверхности может светить еще очень и очень долго (размеры таких звезд бывают даже меньше Луны). Затем, остывая и сжимаясь превратиться в очень маленькую, но с сильным гравитационным полем "железную" звезду. Но, как правило, звезды вращаются, а момент вращения - величина постоянная (то есть интеграл движения). Следовательно, при сжатии уловая скрость вращения может возрасти в огромное количество раз, но тогда сила гравитационного притяжения уже не сможет обеспечить необходимого центростремительного ускорения и удержать у себя вещество. Это означает, что звезда будет разорвана на куски, которые и будут разбросаны в окружающем пространстве.

Но такое происходит не так уж часто. Так, если масса звезды превышает некоторый критический порог, то при гравитационном сжатии начинаются термоядерные реакции синтеза химических элементов тяжелее железа, которые идут с поглощением энергии. Это приводит к стремительному охлаждению ядра звезды, стремительному же коллапсу и более мощному взрыву оболочки звезды. Возможный дальнейший разброс вещества - это тот самый процесс, который определяет распространение практически всех химических элементов периодической таблицы Менделеева во вселенной.

Когда нибудь пережить такой взрыв предстоит и нашему Солнцу, но бессмысленно опасаться или прогнозировать событие, отстоящее от нас на десяток миллиардов лет - жизнь на Земле существует меньший период времени, "всего лишь" около 3,5 миллиардов лет.

Но этим все возможности далеко не исчерпываются. Так, если звезда окажется еще тяжелее, то возобладает следующий процесс: электроны будут вдавлены внутрь нуклонов (хотя в зоне термоядерных реакции вещество и находится в полностью ионизированном состоянии - с атомов "содраны" все электроны - но, в целом, вещество остается электрически нейтральным, так как положительно заряженые ядра атомов перемешаны с отрицательно заряженными электронами, находящимися в свободном состоянии и разогретыми до той же температуры, то есть двигающимися с гигатскими скоростями. Но средние длины свободного пробега, как электронов, так и ядер атомов очень малы.) Тогда полученный конгломерат можно (и это правильно!) считать гигантским атомным ядром, состоящим из одних нейтронов. Такие астрономические объекты называют нейтронными звездами.

Дальнейшее сжатие будет остановлено ядерными силами (то есть за счет сильного взаимодействия), когда на очень малых расстояниях возникают сильнейшие силы отталкивания.

Нейтронные звезды должны обладать некоторыми характерными свойствами, которые помогают их отличить от других звездоподобных объектов во вселенной. Во-первых, это очень малые, но отличающиеся мощнейшим гравитационным полем (к которому уже нельзя применять закон всемирного тяготения Ньютона - нужны поправки, которые дает общая теория относительности) звезды. Несмотря на относительно низкую температуру их ядра, светят они исключительно ярко - падающий на поверхность газ разогревает их до очень высоких температур. Имеется и еще очень интересная особенность - возможность иметь ислючительно мощное магнитное поле. Возможное же вращение (вопрос состоит не в том, имеется ли вращение или нет, а в частоте или угловой скорости вращения конкретного объекта) приводит к мощному излучению электромагнитных волн в радиодиапазоне (что легко может быть зарегистрировано радиотелескопами).

Конечно, такие объекты были найдены.

Но и это еще не все. - Если масса звезды после взрыва останется больше еще одного порогового значения, которое носит специальное название - предел Чандрасекхара (в честь индийского астрофизика - Субраманьяна Чандрасекхара), то человечество не знает сил (и есть веские основания считать, что их не существует вообще, то есть они никогда и не будут открыты), способных предотвратить дальнейший катастрофический коллапс звезды, завершается который образованием так называемого коллапсара или "черной дыры" - объекта, скорость убегания от которого превышает скорость света. Следовательно, из черной дыры нельзя выбраться никакой последовательностью физических операций, из нее нет выхода.

Вообще говоря, для любого астрономического объекта существует определенный радиус, зависящий только от массы, называемый радиусом Шварцшильда, сжав объект до которого мы с неизбежностью получим черную дыру, так для Солнца он составляет всего 3 метра, а для Земли - 0,5 см.

Дальнейшее изложение становится совсем уж голословным и проблематичным, если я не поясню основы и следствия как специальной, так и общей теории относительности.

Содержание:

• Предисловие. Что мы знаем о Вселенной?
• Глава I. Земля - шар
• Глава II. Что такое планеты? Масштаб солнечной системы
• Глава III. Звездные расстояния
• Глава IV. За счет чего светят звезды?
• Глава V. Эволюция звезд
• Послесловие. Отношение к религии

Приложения к книге: перейти >>

Сopyright 2002-2023 © Сайт "Галактика" • Проект "Астрономическая энциклопедия" • Идея, дизайн, хостинг, веб-мастер сайта - Кременчуцкий Александр, Москва.