Методическая разработка (стр. 17 )

Теоретические расчеты показывают, что при некоторых значениях массы, плотности и температуры газово-пылевой комплекс должен постепенно сжиматься. Возникающие в дальнейшем неоднородности приведут комплекс в состояние гравитационной неустойчивости и он распадается на отдельные фрагменты, которые продолжают сжиматься уже независимо друг от друга. Пока фрагмент остается прозрачным для инфракрасного излучения, температура его внутренних областей не повышается и сжатие происходит ускоренно. На некотором этапе с увеличением плотности фрагмент становится непрозрачным. Изотермическое сжатие сменяется адиабатным. Температура и давление внутренних слоев начинают быстро расти, замедляя спадание вещества к центру. Так возникает протозвезда.

Протозвездная стадия характерна дальнейшим, хотя и замедленным сжатием, сопровождаемым нагреванием внутренних слоев за счет гравитационной энергии падающего к центру вещества. В конце концов, протозвезда как бы закипает. На ее поверхности непрерывно возникают бурные вспышки (эрупции), приводящие к неправильным изменениям блеска. По-видимому наблюдаемыми объектами такого рода являются звезды типа Т Тельца. Эта стадия продолжается до тех пор, пока температура не превысит того значения, при котором включаются ядерные реакции, и тогда протозвезда становится звездой. При этом звезда “садится” в ту точку главной последовательности, которая соответствует ее начальной массе.

Именно от начальной массы зависит время жизни звезды на главной последовательности. Расчеты показывают, что звезды типа Солнца не покидают своего места в течение весьма длительного времени – около 10 млрд. лет. К концу этого периода, по мере “выгорания” водорода, ядро звезды окажется практически целиком состоящим из гелия. Термоядерные реакции в ядре прекратятся, и оно начнет сжиматься. Сжатие ядра ведет к разогреву как его самого, так и окружающей оболочки. Поэтому в прилегающем к ядру слое создаются условия для возобновления термоядерных реакций (протон-протонного цикла).

Как только в этом слое “загорится” водород, давление в оболочке сильно повысится и ее внешние слои начнут расширяться. Такая расширяющаяся звезда покинет главную последовательность. Сначала она сместится вправо и немного вниз, так как на расширение оболочки затратится значительная энергия и светимость звезды уменьшится. При достижении равновесия образуется внешний, весьма протяженный конвективный слой. Звезда “закипит”, ее светимость значительно увеличится и она на диаграмме Г-Р совершит трек в область красных гигантов.

Что будет происходить с такой звездой дальше? Можно предположить, что несмотря на конвекцию, очень рыхлая и протяженная атмосфера звезды не обеспечит перекачку энергии из внутренних слоев. Процессы в недрах звезды станут близкими к адиабатным. Это повлечет к дальнейшему нагреванию прилегающего к ядру слоя. В нем создадутся условия для включения термоядерных реакций с большим энерговыделением, чем протон-протонный цикл. В конце концов, протяженная и сравнительно холодная атмосфера звезды будет сброшена и превратится в расширяющуюся газовую туманность, которая за время 10-10 лет полностью рассеивается в пространстве. Характерным объектом такого рода является кольцевая туманность в созвездии Лиры.

Оставшееся после сброса оболочки ядро сжимается до плотности 10-10 кг/м³ и на диаграмме Г-Р совершает трек в область белых карликов. Белые карлики размерами со среднюю планету при массе, близкой к солнечной, долгое время были загадкой для физиков. Если применить к этим звездам уравнение Клапейрона, то окажется, что температура в их недрах должна быть чрезвычайно высокой, а светимость в сотни раз больше наблюдаемой. Как же в таком случае объяснить равновесие белых карликов?

Здесь на помощь приходят законы квантовой механики, в частности принцип Паули. В условиях сверхплотной плазмы существенную роль играет особое свойство электронного газа: в процессе образования плазмы электроны теряют связь с отдельными атомами. В недрах звезды они становятся обобществленными по отношению ко всем атомным ядрам, входящим в состав плазмы. В этом случае всю звезду можно рассматривать как единую квантовую систему. При этом каждому электрону отводится как бы своя энергетическая полочка, свое особое квантовое состояние. С механической точки зрения речь идет о “разрешенной траектории” движения. Поскольку электроны обладают собственным моментом импульса, который по отношению к траектории может принимать только одно из двух значений, то по данной траектории с одной и той же скоростью могут двигаться не более двух электронов.

В единице объема квантово-механической системы число разрешенных траекторий всегда ограничено. Поэтому при огромной плотности электронного газа в недрах белых карликов для всех электронов разрешенных траекторий не хватает. Электронный газ с наличием “дефицитных” траекторий называют вырожденным. В вырожденном газе “лишние” электроны вынуждены двигаться по уже занятым траекториям, но в этом случае их скорости должны превышать некоторое значение, определяемое температурой газа. Таким образом, чем плотнее вырожденный газ, тем больше окажется в единице объема аномально быстрых электронов.

В то же время согласно кинетической теории газа, чем больше средняя квадратичная скорость частиц, тем больше давление газа. На основании приведенных рассуждений можно сделать вывод, что в недрах белых карликов огромной силе гравитационного сжатия противостоит сила давления вырожденного электронного газа, обеспечивающая равновесие этих звезд.

Итак, заключительной стадией развития звезд, масса которых близка к солнечной, является переход к феномену белого карлика.

Иначе завершается развитие массивных звезд. Поскольку температура в их ядрах с самого начала очень высока, водород быстро выгорает. Лишенное водорода ядро сжимается и нагревается еще больше. В результате загорается гелий и образуется углерод. После выгорания гелия вновь наступает пауза в термоядерной переработке вещества. Гравитационные силы снова сжимают ядро, температура которого уже превышает 10К. Начинается горение углерода и образование кислорода. После выгорания углерода наступает очередная пауза и дальнейшее сжатие ядра. Когда его температура увеличивается еще на несколько сот миллионов кельвинов, загорается кислород. В следующих циклах участвуют уже ядра неона, магния, кремния и т. д. Этот ступенчатый процесс включения и выключения термоядерных реакций и образования все более тяжелых ядер заканчивается образованием группы железа: Fe, Co и Ni.

К этому моменту звезда покидает главную последовательность и совершает трек в область красных сверхгигантов. Ее внутреннее строение становится многослойным. В центре – железное ядро. Далее следуют оболочки кремния, магния, неона, кислорода и т. д. Самой внешней оказывается оболочка водорода. Термоядерные реакции продолжаются во всех оболочках, кроме ядра. Чудовищно огромная сила гравитации катастрофически сжимает ядро. Ни излучение, ни конвекция не успевают вывести наружу освобождающуюся при сжатии ядра энергию и мощнейший поток неудержимых γ-квантов сбрасывает все внешние оболочки в пространство – происходит непредставимый по силе взрыв.

Возникает вопрос, какими наблюдениями подтверждается описанная выше теория эволюции массивных звезд?

С помощью достаточно крупных телескопов в созвездии Тельца можно видеть туманность причудливой формы, напоминающей плывущего в воде краба. Туманность так и назвали “Крабовидная”. Наблюдения показали, что туманность расширяется. С учетом скорости расширения можно сказать, что Крабовидная туманность образовалась около 10 веков тому назад.

В то же время исторические документы свидетельствуют о том, что в 1054 г. в созвездии Тельца появилась не наблюдавшаяся раннее звезда. Своим необычайно ярким блеском она привлекла всеобщее внимание. По описаниям очевидцев в первые недели своего появления “звезда-гостья” была настолько яркой, что ее можно было заметить даже на дневном небе. Однако спустя два месяца она стала угасать, а еще через несколько месяцев совершенно исчезла из поля зрения. О том, что Крабовидная туманность есть не что иное, как остатки оболочки взорвавшейся в 1054 г. звезды, никто из астрофизиков не сомневается.

Вспыхивающие звезды наблюдались неоднократно. Так, например, знаменитый датский астроном Тихо Браге наблюдал и описал подобное явление в 1572 г. Именно ему принадлежит термин “новые звезды”. И хотя это название оказалось одним из самых неудачных (ведь вспышка означает не рождение, а “гибель” звезды), оно, тем не менее, прочно утвердилось в астрофизике. Мало того, наиболее мощные взрывы гибнувших звезд стали называть сверхновыми. В частности, феномен 1054 г. относят к разряду сверхновых.

Дальнейшая судьба Крабовидной туманности, как и оболочек всех других новых и сверхновых, совершенно очевидна. Они постепенно рассеиваются в пространстве. А что же происходит с ядрами взорвавшихся звезд? Железное ядро звезды, лишенное термоядерных источников энергии, под действием огромных сил тяготения сжимается и все более и более разогревается. В результате начинается обратный процесс – процесс распада тяжелых атомных ядер на α-частицы, нейтроны и протоны. При исключительно большом давлении нейтрон существует как стабильная частица. Мало того, протоны взаимодействуют с электронами и превращаются в нейтроны:

р + е→ n + ν.

Вещество звезды становится нейтронно-доминированным. Такой объект, состоящий почти целиком из нейтронов, называют нейтронной звездой.

Внешней оболочкой нейтронной звезды является кора, состоящая из ядер железа при температуре 10-10К. Весь остальной объем, за исключением небольшой области в центре, занимает “нейтронная жидкость”. В центре предполагается наличие небольшого гиперонного ядра. Размеры нейтронной звезды составляют всего 10-15 км при средней плотности 10 кг/м³. Складывается ситуация, аналогичная той, какая имеет место в недрах белых карликов. Дело в том, что нейтроны, как и электроны, относятся к особому классу частиц – фермионам, которые подчиняются принципу Паули. Поскольку при огромной плотности все низкоэнергетические уровни оказываются занятыми, вещество становится вырожденным и останавливает дальнейшее сжатие нейтронной звезды.