Умирающие звезды - Вселенная - От плоской Земли до квазаров

Вселенная

От плоской Земли до квазаров
Главная


Земля


Солнечная система


Звезды


Галактика


Размеры Галактики


Другие галактики


Возраст Земли


Энергия Солнца


Типы звезд


Эволюция звезд


Взрывы звезд


Эволюция галактик


Удаляющиеся галактики


Наблюдаемая Вселенная


Начало Вселенной


Бомбардировка частицами


Фотоны большой энергии


Радиоастрономия


Окраины Вселенной



Умирающие звезды

Два типа звезд, рассмотренных пока в настоящей главе белые карлики и Сверхновые, —по-видимому, тесно связаны друг с другом.
Чтобы понять, почему это так, вернемся к звездам, находящимся на последней стадии потребления ядерного топлива,—к звездам, которые накапливают в самом внутреннем ядре железо и которым уже больше некуда идти по пути ядерных реакций.
Для того чтобы такая звезда продолжала излучать, она должна обратиться к последнему источнику энергии к полю тяготения. Она вновь должна сжаться, как уже сжималась в давно прошедшие дни, прежде чем в ее центре начались ядерные реакции. Но теперь, когда звезда излучает энергию гигантскими темпами, сжатие, чтобы дать необходимое количество энергии, должно быть очень быстрым.
Когда была понята природа вырожденного вещества, астрономы увидели, что такое сжатие может быть чрезвычайно быстрым обычная звезда способна почти мгновенно превратиться в крохотного белою карлика. Тепло сжатия накалит ею добела, по из-за своей малой поверхности он после сжатия будет излучать намного меньше энергии, чем до него. Количество энергии, которое эта звезда будет излучать, став белым карликом, на столько мало, что это излучение может поддерживаться в течение миллиардов лет дальнейшим чрезвычайно медленным сжатием. Процесс, который Гельмгольц когда то считал общим для всех звезд, оказался вполне применимым к белым карликам.
Несмотря на свою колоссальную плотность, белый карлик может сжиматься и дальше. Предел в этом направлении еще далеко не достигнут. Плотность Сириуса В превышает плотность Солнца в 125 000 раз, но субатомные частицы, роящиеся в его почти полностью вырожденном веществе, отнюдь не соприкасаются между собой Для тою чтобы они соприкоснулись, Сириус В должен был бы сжаться до диаметра в какие-нибудь 13 км.
По мере того как белый карлик сжимается, он остывает. Температура его поверхности в момент образования может достигать 50 000°С, но Сириус В, чья поверхность имеет температуру 10 000°С, — все еще относительно молодой белый карлик, и его светимость близка к максимальной возможной, которая составляет 1/100 светимости Солнца. Белые карлики постарше соответственно холоднее, и у белого карлика ван Маанен 2, который пробыл в этом состоянии не меньше 4 миллиардов лет, температура поверхности всего лишь 4000°С. Он имеет отчетливый красноватый оттенок и обозначается поэтому явно противоречивым термином «красный белый карлик» И все же даже ван Маанен 2, скупо расходуя свой запас энергии тяготения, может существовать еще много миллиардов лет до того, как погаснет совсем. Срок жизни белого карлика настолько велик, что, быть может, сама Галактика еще недостаточно стара, чтобы быть свидетельницей окончательного угасания хотя бы одной такой звезды.
Однако если белые карлики — умирающие звезды, то в связи с системой Сириуса возникает интересная проблема Сириус А и Сириус В должны были образоваться одновременно. И все же Сириус А находится в расцвете жизни, а Сириус В — глубокий старик. Как же это могло получиться?
Если возраст обоих одинаков, это может означать только, что Сириус В жил намного быстрее, чем Сириус А. Но для этого, согласно соотношению масса—светимость, Сириус В должен был бы обладать большей массой, чем Сириус А, и, возможно, намного большей. И все же Сириус В — во всяком случае, на стадии белого карлика — имеет вдвое меньшую массу, чем Сириус А. Что же случилось с остальной частью той массы, которая когда-то у него, видимо, была?
Нам известно, что значительное количество звездного вещества теряется в пространстве при взрыве Сверхновой. Так нельзя ли предположить, что Сириус В миллиард или более лет назад взорвался, как Сверхновая. Это вполне правдоподобно.
Такое предположение опирается на теоретические труды американского астронома, индийца по происхождению, Субраманьяна Чандрасекхара (род. в 1910 г.). Даже в белом карлике должно существовать равновесие между сжимающей его силой тяготения и расширяющим действием температуры. Поле тяготения белого карлика во много раз мощнее, чем у обычной звезды, и чтобы уравновесить его действие, температура внутренних областей также должна быть соответственно выше. Чем больше масса белого карлика, тем мощнее сжимающее его тяготение и тем меньше и плотнее он должен быть. При определенной критической массе (предел Чандрасекхара) уже никакая температура не сможет воспрепятствовать тому, чтобы белый карлик сжался до какого-то конечного предела. В 1931 г. Чандрасекхар доказал, что эта критическая масса равна примерно 1,4 массы Солнца. Его теория подтверждается тем фактом, что ни один из белых карликов, масса которых была измерена, даже не приближается к пределу Чандрасекхара.
Когда звезда средних размеров, вроде Солнца, истощит ядерное топливо своих внутренних областей, она начнет более или менее непрерывно сжиматься. В течение этого процесса в ней, возможно, произойдет небольшой взрыв, когда теплота сжатия воспламенит остатки ядерного топлива в ее внешних слоях. Таких взрывов может быть несколько. По крайней мере некоторые из обычных Новых могут представлять именно эту стадию эволюции звезды. Возможно даже, что таким образом прямо на глазах у астрономов образовался настоящий белый карлик. Одна из повторных Новых, WZ Стрелы, впервые вспыхнула в 1913 г. и снова — в 1946 г. Теперь ее светимость равна только 1/100 светимости Солнца и она обладает всеми признаками белого карлика.
Чем больше масса звезды, тем сильнее проявляется эффект сжатия и тем колоссальнее получающийся в результате взрыв. Такие взрывы выбрасывают в пространство все большие и большие доли массы, доводя оставшуюся часть до безопасной величины ниже предела Чандрасекхара. Следовательно, Сверхновая — это агония массивной звезды, а Сверхновая типа I — это агония особенно массивной звезды.
Но что именно дает толчок для внезапного спадения звезды? Это случается так неожиданно! Было предложено два объяснения этой внезапной катастрофы, и оба они могут быть верными — каждое для звезды своего типа.
Одно объяснение исходит из предположения, что температура «задушенного» железом внутреннего ядра звезды поднимается все выше и выше и в конце концов достигает определенной критической точки, когда чрезвычайно мощное излучение разбивает атом железа на ядра гелия. Этот процесс не приводит к выделению энергии. Он поглощает энергию — всю энергию, содержавшуюся в излучении, давшем ему первый толчок. В какой то степени этот процесс протекает и при более низких температурах, но после достижения критической точки он развивается с такой скоростью, что поглощенная энергия уже не может быть возмещена последними остатками ядерных процессов, происходящих во внутренних областях звезды Температура ее ядра несколько понижается.

Когда температура понижается, верх берет уже больше не уравновешиваемая сила тяготения, сжимающая звезду. Звезда резко сжимается, и ядро нагревается за счет энергии тяготения. Эта энергия поддерживает процесс превращения железа в гелий, и звезда продолжает сжиматься все быстрее. Короче говоря, вся энергия, отминая ядром за несколько миллионов лет при слиянии ядер гелия в ядра железа, теперь должна быть возмещена за несколько часов (!) из единственного еще оставшегося источника энергии поля тяготения.
Второе объяснение было предложено в 1961 г. американским астрономом китайского происхождения Чу Хон И (род в 1932 г.). Чтобы разобраться в нем, необходимо ознакомиться с некоторыми дополнительными данными.
Обычное излучение ядра звезды легко поглощается звездным веществом. Порция высвобожденного излучения почти сразу поглощается, снова высвобождается, снова поглощается и т. д. Излучение, так сказать, переходит из рук в руки в любом случайном направлении и выбирается на поверхность звезды лишь постепенно. Среднее время, необходимое для того, чтобы данная порция энергии проделала путь от ядра Солнца, где она выделилась, до его поверхности, откуда она будет излучена в пространство, оценивается в миллион лет. Таким образом, вещество Солнца является прекрасным изолятором, и поэтому в его центре температура может достигать 15 000 000°С, тогда как его поверхность, находящаяся от центра всею лишь в 650 000 км, имеет температуру всего в 6000°С.
Помимо обычною излучения, при ядерных реакциях в недрах звезд возникают крохотные частицы, так называемые нейтрино. Нейтрино движутся со скоростью света, как и обычное излучение, но обладают одним очень важным свойством нейтрино лишь чрезвычайно редко поглощаются веществом. Любые нейтрино, образующиеся в центре Солнца, движутся наружу во всех направлениях, не испытывая никакого воздействия со стороны солнечного вещества. За 3 сек они достигают поверхности Солнца, а затем улетают во внешнее пространство, унося с собой частицу солнечной энергии.

При температуре, царящей во внутренних областях Солнца, число нейтрино ничтожно по сравнению с обычным излучением Если считать нейтрино, так сказать, формой утечки энергии, то для Солнца такая утечка практически незаметна.
Однако по мере того, как звезда стареет, температура в ее центре повышается, нейтрино образуются все быстрее и быстрее, и потеря энергии, уносимой нейтрино, становится более заметной. Когда достигается критическая температура в 6 000 000 000°С (согласно вычислениям Чу), эта утечка достигает таких размеров, что ядерные реакции, происходящие в глубинах звезды, уже не могут выработать достаточно энергии, чтобы воспрепятствовать ее мгновенному сжатию.
Вызывается ли потеря энергии в ядре внезапным началом превращения железа в гелии или колоссальной утечкой энергии с нейтрино, результат в обоих случаях один — внезапное катастрофическое сжатие звезды. При этом сжимаются и внешние слои звезды. Однако эти внешние слои все еще содержат ядерное топливо, у самой поверхности — даже водород. Поверхностная температура даже самых горячих звезд недостаточна для того, чтобы этот водород начал превращаться в гелий. Но теперь благодаря добавочной теплоте сжатия воспламеняется все оставшееся в звезде топливо. Энергия, которой при обычных обстоятельствах могло бы хватить на сотни тысяч лет, излучается в пространство за очень короткое время.
Если Сверхновые — это этап превращения звезды в белого карлика, то в центре Крабовидной туманности должен был бы находиться белый карлик. И действительно, там имеется крохотная голубоватая звезда как раз с такой температурой, какую следовало бы ожидать у молодого белого карлика — и принято считать, что она и является белым карликом.
Если планетарные туманности — остатки взрывов Сверхновых, то в центрах хотя бы некоторых из них должны находиться белые карлики. Центральные звезды планетарных туманностей, все без исключения, — голубовато белые звезды, какими, повторяю, и должны быть относительно молодые белые карлики. Центральная звезда ближайшей к нам планетарной туманности NGC 7293 — звезда 10-й величины, хотя и находится всего в 85 световых годах от нас; это, несомненно, белый карлик.
Если расчеты Цвикки верны и в каждой галактике действительно вспыхивают три Сверхновых в тысячелетие, то за 5 миллиардов лет существования солнечной системы в нашей Галактике должно было вспыхнуть 15 миллионов Сверхновых и образоваться такое же число белых карликов. Прибавьте к этому Сверхновые, которые вспыхивали еще до образования солнечной системы, а также белые карлики, возникшие из звезд настолько маленьких, что они избежали стадии Сверхновой, и мы уже не будем удивляться тому, что белые карлики, по-видимому, так многочисленны.

 
< Пред.   След. >