2.2. Звезды

Звезды – главные космические объекты, в которых сосредоточено 90% вещества Вселенной. Важнейшей задачей астрономии является исследование их происхождения и эволюции, поиски ответа на вопрос: «Почему они распределены в просторах Вселенной неравномерно, а образуют системы разного вида, массы и размеров – скопления и галактики?».

Основные характеристики

Звезды – раскаленные вращающиеся шары, состоящие из водородной и гелиевой плазмы (рис. 21). Средний химический состав наружных слоев звезды в химическом отношении выглядит примерно следующим образом: на 10 тыс. атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа.

Рис. 21. Звезда Бетельгейзе

Звезда – это небесное тело, в котором естественным образом происходили, проис-ходят и будут происходить реакции термоядерного синтеза.

Таким образом, звезды – это небесные тела, испускающие энергию. Энергия звезд генерируется в их недрах ядерными процессами при температурах, достигающих десятки миллионов градусов, что сопровождается выделением особых частиц огромной проникающей способности – нейтрино.

Звезды – источники света и жизни. Одной из характеристик звезды является ее светимость L. Светимость – это полное количество энергии, извлекаемое звездой в единицу времени. Светимость выражается в единицах светимости Солнца, которая равна 4 · 10³³ эрг/с. По своей светимости звезды различаются в очень широких пределах. Есть звезды, светимость которых превосходит солнечную в десятки и сотни тысяч раз. Огромное количество звезд составляют карлики, светимость которых значительно меньше солнечной в тысячи раз.

Температура определяет цвет звезды и спектр. Если температура поверхностных слоев звезды 3-4 тыс. градусов Кельвина, то ее цвет – красноватый (холодные звезды), 6-7 тыс. градусов – желтоватый (средняя температура), 10-12 тыс. градусов – белый и голубоватый (горячие звезды).

Звезду характеризует ее радиус. Существуют очень крупные звезды – красные гиганты и сверхгиганты. По своей величине они значительно превосходят Солнце. Объем одной звезды из созвездия Цефея больше объема Солнца в 14 млрд раз. Такие звезды получили еще одно название «пузыри», т.к. они имеют очень низкую плотность, в миллионы раз меньше, чем плотность воздуха. Существуют звезды – карлики. По размеру они значительно уступают Солнцу. Известны карлики, которые меньше Земли и даже Луны. Вещество этих звезд обладает высокой плотностью, достигающей десятков и сотен тысяч граммов на см³.

Масса звезд меняется в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд больше или меньше солнечной массы в 10 раз (масса Солнца – 2·10³³ г).

Магнетизм звезд. Спектроскопическим методом было обнаружено наличие мощных магнитных полей в атмосферах некоторых звезд. Напряженность этих полей в отдельных случаях достигает 10 тыс. эрстед, т.е. в 20 тысяч раз больше, чем магнитное поле Земли. В солнечных пятнах напряженность магнитных полей достигает 3-4 тыс. эрстед.

Звезды движутся вокруг центра галактики по сложным орбитам. Могут быть звезды, у которых меняются блеск и спектр – переменные и нестационарные (молодые) звезды, а также звездные ассоциации, возраст которых не превышает 10 млн лет. Звездные ассоциации могут иметь «рассеянную» или «шаровую» структуру. Рассеянные звездные скопления насчитывают несколько сотен отдельных звезд, шаровые скопления – многие сотни тысяч. Ассоциации звезд не являются неизменными и вечно существующими. Через определенное количество времени, исчисляемое миллионами лет, они рассеиваются силами галактического вращения.

Эволюция звезд

Процесс образования звезд из облаков газопылевой межзвездной среды продолжается в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет тому назад. В настоящее время стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек. Как же происходит зарождение звезды и ее эволюция?

Прежде всего конденсируются облака межзвездной газопылевой среды (рис. 22). Под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар – протозвезда. Этот шар еще нельзя назвать звездой, т.к. в его центральных областях температура еще недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции.

Рис. 22. Конденсация облако

в газопылевой среды

Затем происходят сжатие протозвезды, увеличение температуры, и значительная часть освободившейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. В результате сжатия начинаются термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение, и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой. Это длится от нескольких миллионов до нескольких сот миллионов лет.

При этом идет «выгорание» водорода (превращение его в гелий при термоядерных реакциях) в центральных областях звезды. В то же время наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Постепенно весь водород внутри звезды выгорает, масса и радиус центральной ее области уменьшаются. Выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия.

Ядерные реакции начинают интенсивно протекать на периферии ядра в сравнительно тонком слое. Звезда разбухает, образуется красный гигант.

Наружная оболочка сбрасывается, «обнажаются» ее внутренние, горячие слои. Отделившаяся оболочка все дальше и дальше отходит от звезды, она рассеивается через несколько десятков тысяч лет, остается небольшая плотная звезда, которая постепенно остывает и превращается в белый карлик – звезду, имеющую относительно высокую поверхностную температуру (от 7000 до 30000⁰С) и низкую светимость, во много меньше светимости Солнца.

Звезды с массой Солнца и меньшей (обычная звезда) завершают свою эволюцию в стадии белого карлика. Когда все водородное горючее истрачено, звезда сжимается до бесконечной плотности (масса остается прежней).

Затем «белый карлик» постепенно остывает и превращается в черного карлика. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Считается, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд лет, при этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус – в десятки. Эта стадия эволюции займет еще несколько сот миллионов лет. Затем Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белого карлика.

Одним из этапов эволюции звезд является образование черных дыр. Если звезда имела сверхкрупные размеры, то в конце ее эволюции частицы и излучение, едва покинув поверхность, тут же возвращаются обратно под действием сил гравитации, т.е. образуется «черная дыра», переходящая затем в «белую дыру».

Образованию черных дыр предшествует гравитационный коллапс больших масс вещества, при котором под действием сил тяготения вещество неудержимо сжимается. При этом за счет гравитационных взаимодействий выделяется огромная энергия. Звезда с диаметром 1 390 000 млн км, превращаясь в черную дыру, может сжаться до размера воздушного шара, и тогда плотность ее 1 см³ составит миллионы миллионов тонн. Около миллиарда черных дыр насчитывается только в нашей галактике. Существование черных дыр во Вселенной предсказал еще А. Эйнштейн в 1935 г. Вещество в черной дыре находится в состоянии сингулярности (плотность выше 10⁷⁴ г/см³). Она ведет себя как «гравитационная могила». Она, как труба пылесоса, засасывает в себя все, что ее окружает, и никогда ничего не отдает обратно. Существование черных дыр значительно усложняет геометрию пространства Вселенной, образует «туннели», по которым энергия может как уходить из Вселенной, так и приходить в нее. За последние 10 лет удалось выяснить с помощью наблюдений, что массивные черные дыры встречаются практически во всех крупных галактиках (рис. 23).

Их масса составляет от 1 млн до 1 млрд солнечных масс, а радиусы близки к расстоянию от центра Солнечной системы до Плутона. Находятся черные дыры обычно в ядрах галактик.

Рис. 23. Черная дыра в центре галактики (слева: галактика NGC 4151,

снятая широкоугольной планетной камерой.

В центре: горизонтальная линия, пересекающая изображение, порождена

светом, который испущен черной дырой в центре NGC 4151.

Справа: изображение, показывающее скорости излучающего кислорода.

Все факты говорят о том, что NGC 4151 содержит черную дыру массой

в 100 млн раз больше Солнца. Верхняя половина изображения смещена

относительно нижней за счет доплеровского сдвига спектральных линий:

в верхней части газ удаляется от нас, а в нижней – приближается к нам)

Нейтронные звезды

Существуют звезды, масса которых близка к массе Солнца, но радиус составляет 1/50000 от солнечного (10-20 км). Они называются так, потому что состоят из огромного сгустка нейтронов. Образование нейтронных звезд является еще одним из этапов эволюции звезды. При массе 1,5 солнечной под действием гравитационных сил электроны «вталкиваются» в протоны, происходит ß-захват, протоны становятся нейтронами, и звезда превращается в намагниченную нейтронную звезду – пульсар. Вещество таких звезд находится под действием мощного магнитного поля, размер составляет лишь несколько десятков километров, скорость вращения вокруг оси – сотни оборотов в минуту. Колоссальная плотность нейтронной звезды приводит к такому искривлению пространства вокруг нее, что вещество звезды стремится к сжатию в точку.

В 1967 г. были открыты пульсары – космические источники радио, оптического, рентгеновского и гамма-излучения, приходящие на Землю в виде периодически повторяющихся всплесков. Сейчас известно несколько сот пульсаров. У радиопульсаров (быстровращающихся нейтронных звезд) периоды импульсов – 0,03-4 с, у рентгеновских пульсаров (двойных звезд, где к нейтронной звезде перетекает вещество от второй, обычной, звезды) периоды составляют несколько секунд и более. Одной из стадий эволюции нейтронных звезд является образование новой и сверхновой звезды.

Сверхновые звезды

Нейтронная звезда может увеличиваться в объеме, сбрасывая свою газовую оболочку, и в течение нескольких суток выделять энергию, равную миллиардам солнц. Звезда излучает света больше, чем миллиарды звезд той галактики, в которой произошла вспышка. Энергия 10-секундной вспышки сверхновой в 100 раз больше, чем излучало бы Солнце за все 10 млрд лет своей жизни. Затем, исчерпав ресурсы, звезда тускнеет, и на месте вспышки остается газовая туманность. В результате вспышек сверхновых звезд в межзвездное пространство непрерывно поступают тяжелые и сверхтяжелые элементы, которые постепенно перемешиваются с межзвездным газом. Эти элементы входят в гигантский круговорот вещества в пределах галактики с последующим образованием звезд с иным, все усложняющимся химическим составом. Это единственно удовлетворительный ответ на вопрос о происхождении практически всех элементов таблицы Менделеева, кроме водорода, основной материи Вселенной, рожденной в чудовищной вспышке Большого взрыва. Небо только кажется спокойным. В нем постоянно происходят катастрофы и рождаются новые и сверхновые звезды.

Межзвездная среда

Межзвездная среда – это вещество и поля, заполняющие межзвездное пространство внутри галактик. Состав: межзвездный газ, пыль (1% массы газа), межзвездные магнитные поля, космические лучи, а также невидимая «темная материя». Химический состав межзвездной среды – продукт ядерного синтеза в звездах. На протяжении своей жизни звезды испускают звездный ветер, который возвращает в среду элементы из атмосферы звезды. А в конце жизни звезды с нее сбрасывается оболочка, обогащая межзвездную среду продуктами ядерного синтеза.

Пространственное распределение межзвездной среды нетривиально. Помимо общегалактических структур, таких как перемычка и спиральные рукава галактик, есть и отдельные холодные и теплые облака, окруженные более горячим газом. Основная особенность межзвездной среды – ее крайне низкая плотность – 0,1-1000 атомов в 1 см³.