Как знаем, конечным итогом эволюции звезды с массой m < 1,2m☼ будет белый карлик. Если же масса звезды m > 1,2m☼, то после достижения в ее недрах плотности 109 кг/м3 сжатие не прекращается. Сила веса здесь настолько большая, что даже давление вырожденного электронного газа не в состоянии ему противодействовать. Поэтому при сжатии ядра звезды распадаются ядра тяжелых элементов на более простые и проходят реакции «нейтронизации» вещества:
Протоны, из которых состоят атомные ядра, которые образовались на предыдущей стадии эволюции звезды, наконец превращаются в нейтроны. Если, масса ядра меньше 3m☼, то его сжатие остановится при плотности около 1017 кг/м3. Благодаря действию принципа запрета Паули при упомянутых плотностях в нейтронном газе также будет действовать специфическая сила отталкивания, которая не дает возможности веществу сжиматься дальше. Ядро такой звезды станет нейтронной звездой.
Ядро сжимается к размерам нейтронной звезды очень быстро, поскольку нет сил, которые могли бы воспрепятствовать этому. В свою очередь, при столкновении вещества оболочки, которая падает вниз, с поверхностью ядра образуется мощная ударная волна, которая распространяется вверх, срывая эту оболочку. Все это создает эффект вспышки сверхновой звезды.
При условиях, созданных в недрах массивных звезд на поздних этапах их эволюции, важную роль в поддержке равновесия звезды играют нейтрино. Как упоминалось (7, ст. 56), из недр Солнца нейтрино выносят 5% энергии, которые там синтезируется. С повышением температуры в недрах звезды роль потоков нейтрино в вынесении энергии и в охлаждении постоянно возрастает. В частности, при температурах, выше 300 млн. кельвинов, значительное количество нейтрино и антинейтрино образуется вследствие рассеяния гамма-квантов на электронах (по схеме ), в дальнейшем – при свободных переходах электронов е- в поле атомных ядер: .
Вынося большое количество энергии из недр звезды (при температуре свыше 1 млрд. кельвинов это составляет около 50% всей энергии, которая высвобождается за счет гравитационного сжатия и термоядерных реакций), нейтрино тем самым существенным образом охлаждают ядро и выступают причиной все большего сжатия в ускоренном темпе. За подсчетами, без таких потерь энергии углерод в ядре звезды с массой 15,6m☼ сгорал бы на протяжении 250 тыс. лет. Вынесение же энергии нейтринными парами сокращает продолжительность эволюции звезды на этом этапе до 20 тыс. лет. Следующие термоядерные реакции, если бы не было нейтринных потоков, длились бы около 600 тыс. лет. Перенесение же энергии из недр звезды нейтринными потоками приводит к тому, что конечные фазы эволюции звезд имеют черты взрыва – коллапса, поскольку ядро сжимается катастрофически. Правильность этой схемы подтвердили наблюдение сверхновой из Большого Магелланового Облака, когда соответственно проведенных вычислений для таких явлений зафиксировали кратковременный импульс нейтринного излучения.
Сложнее говорить о конечных этапах развития звезды, масса которой больше 3m☼, поскольку масса нейтронной звезды не может превышать указанное значение. Высказывают допущение, что такие звезды после перехода в стадию сжатия продолжают его, превращаясь, наконец, в черные дыры. Однако есть основания утверждать, что большинство массивных звезд (с массой меньшей, чем 10m☼) избавляется от излишка своей массы на тех этапах эволюции, когда после выгорания (следует помнить, что срок этот условный) водорода, потом гелия и других элементов в недрах звезды, она на короткое время становится сверхгигантом. Такие надгиганты, с поверхности которых интенсивно «стекает» вещество (с темпом его потери до 10-5 m☼/год), в самом деле существуют. Однако полностью возражать против возможности сжатия массы звезды за ее сферу Шварцшильда нельзя. По статистическим данным видно, что каждый год в Галактике должны были бы завершать свою эволюцию около пяти звезд с массами свыше 3m☼, и столько должно было бы вспыхивать сверхновых. Но в среднем в Галактике вспыхивает одна сверхновая за 50 лет (в наше время в последний раз это случилось в 1604 г.). Поэтому не исключено, что определенное количество звезд переходит в новое состояние (возможно, в состояние черной дыры), «беззвучно», без внешних эффектов.
Хотя сама вспышка сверхновой, явление кратковременное, в этот момент проходят важные реакции синтеза тяжелых химических элементов. Поэтому кратко перечислим все процессы синтеза с общепринятыми названиями (7, ст. 112).
Н- процесс – превращение водорода в гелий в недрах обычных звезд, в том числе в недрах Солнца, по схеме: .
а- процесс – совокупность реакций синтеза углерода и гелия по схеме 34Не12С, а также последующие реакции синтеза ядер кислорода, неона, магния (12С + 4Не16О, 16О + 4Не20Nе и т.д.), что протекают в недрах звезд с массой ☼ при температурах больше .
е-процесс – образование ядер элементов группы железа:
в недрах массивных звезд при температурах непосредственно перед вспышкой звезды как сверхновой.
s-процесс (от англ. Slow - медленный) – процесс медленного захвата нейтронов в ядрах звезд с массой ☼ на позднем этапе их эволюции. Попадая в ядро, нейтрон превращается в протон раньше, чем это ядро захватит еще один нейтрон и станет стойким изотопом. Так образовываются ядра более тяжелых (после железа) химических элементов вплоть до висмута (209Ві).
r-процесс (от англ. rаріd - быстрый) – быстрый процесс захвата нейтронов атомными ядрами, который происходит в недрах сверхновой во время вспышки на протяжении всего около 100 с. При этом образовываются элементы с атомной массой около 270, в том числе уран и торий.
р-процесс – процесс захвата протонов ядрами тяжелых элементов, который происходит в оболочках сверхновых.
υ-процесс – образование в оболочке сверхновой ядер некоторых химических элементов при взаимодействии с веществом оболочки потоков нейтрино, которые выходят из недр колапсирующего ядра звезды.
Х-процесс – образование лития, бериллия и бора вследствие процессов расщепления, при которых легкая частица высокой энергии сталкивается с тяжелым ядром и выбивает из него легкий осколок. Так объясняют разность в средний распространенности химических элементов в Солнечной системе и их содержимым в космических лучах, где Х-процессы очень эффективны.
Двойные, как и более сложные звездные системы (кратные звезды), формируются благодаря сохранению момента количества движения. Поэтому в каждом конкретном случае возраст звезд, которые образовывают эту систему, должен быть одинаковым. А если это так, то любые отличия между компонентами (размеры, поверхностные температуры и т.п.) были бы обусловленные разностью в значениях их масс.
Но наблюдаемые звездные системы очень часто резко противоречат этой теоретической схеме. Особенно это касается тесных двойных систем. Например, в подавляющем большинстве хорошо изученных тесных двойных систем один из компонентов есть субгигантом, тогда как второй – нормальной звездой главной последовательности. При этом оказывается, что массы субгигантов, как правило, меньше масс звезд главной последовательности – компонентов той же системы. А это противоречит приведенной выше теории эволюции одинарных звезд, ведь в зону красных гигантов быстрее должна передвигаться та звезда, которая имеет большую массу.
Эту проблему решили, когда выяснили, что субгиганты – компоненты тесных двойных систем заполняют свою полость Роша (3, ст. 367). В тесных двойных системах поверхность Роша ограничивает возможные размеры компонентов звездной системы. Поэтому можно утверждать, что начальные массы красных субгигантов были большими. Однако в процессе эволюции такой звезды после выгорания основной части водорода в ее недрах ядро сжималось, и разбухала оболочка. Во время такого расширения вещество оболочки пересекало поверхность Роша и покидало звезду, переходя к звезде-спутнику и оседая на его поверхности. В этом заключается так называемая гипотеза «изменения ролей»: вследствие обмена массой главным компонентом системы становится звезда, начальная масса которой сначала была меньшей и которая поэтому еще остается в своей эволюции на главной последовательности. Значительный излишек светимости субгиганта (приблизительно на 3т), который противоречит его малой массе, объясняется повышенным содержанием гелия во внешних слоях звезды, благодаря чему эти слои более прозрачны. А это оказывает влияние на излучение энергии, которая освобождается в недрах звезды.
Расчеты подтверждают высокую эффективность процесса «изменения ролей». Оказывается, что такое «изменение ролей» в каждой двойной системе может происходить несколько раз. Потеряв часть массы, первая звезда со временем, сжавшись, за своими размерами может стать меньше своей полости Роша, тогда как вторая, расширившись, заполнит свою полость, и процесс обмена массой повторится, но уже в обратном направлении. За вычислениями, такой обмен массой длится всего несколько десятков или сотен тысяч лет.
Приведем пример таких вычислений. Рассмотрим эволюцию тесной двойной системы с массами m1=5m☼ и m2=4m☼ при расстоянии между компонентами равном а=13,8R☼. Сначала эволюция первой звезды проходит так же, как и одинарной, и на диаграмме спектр-светимость она смещается из главной последовательности немного вверх. В скором времени звезда заполняет свою полость Роша и вещество начинает переплывать ко второму компоненту, причем за всего 420 000 лет масса первой звезды уменьшится до 0,94m☼. На диаграмме спектр-светимость звезда опускается вниз почти параллельно к главной последовательности, причем ее светимость уменьшается почти в десять раз. После этого первая звезда двигается вверх к начальной светимости и быстро передвигается влево в зону белых карликов. Второй компонент увеличивает свою массу вдвое и передвигается вверх вдоль главной последовательности.
С обменом массой в тесных двойных системах связан феномен вспышки новой звезды. Анализ показал, что вспышка возникает в том случае, если компонентом, который увеличивает свою массу, есть белый карлик. Падая на поверхность звезды белого карлика, вещество (главным образом водород) накапливается, сжимается и нагревается. И если масса вещества, захваченного звездой, будет составлять приблизительно 10-3m☼, то температура и плотность в поверхностном слое белого карлика возрастут настолько, что в нем станут возможными термоядерные реакции азотного цикла. При этом выделение тепла вверх здесь недостаточно быстрое. Как следствие, в водородной оболочке белого карлика развивается тепловая неустойчивость, наступает взрыв и накопленную при акреции оболочку срывает ударная волна.
Таким образом, можно объяснить как наблюдаемую мощность вспышек новых звезд, так и наличие повторных новых.
Эффективность механизма обмена массой, очевидно, существенным образом уменьшается с ростом массы компонентов в том понимании, что тогда значительная часть массы попадает в межзвездное пространство, так что система ее вообще теряет. В качестве примера можно показать, что в ряде случаев компонентами тесных двойных (спектрально-двойных) систем есть звезды Вольфа-Райе – объекты, массы которых достигают 10m☼. Здесь скорости разлета газовой оболочки составляют 1000... 1500 км/с при темпе потери массы 10-5…10-4 m☼ за год. Важную роль при этом, очевидно, играет высокая светимость упомянутых звезд и световое давление в их внешних слоях. Особенности эволюции звезд Вольфа-Райє окончательно еще не выяснены. На сегодня установлено, что в их атмосферах больше гелия, чем водорода, и что они в основном принадлежат к плоской составляющей Галактики и являются молодыми звездами.
В работе мы рассмотрели вопросы эволюции звезд, генерации и распространения энергии в оболочках звезд. В работе рассмотрено пути эволюции звезд в зависимости от их массы и показано последние этапы эволюции разных систем. Также рассмотрено эволюцию тесных звездных систем, в которых возможен обмен массой и энергией.
Рассмотрено также пути генерации энергии в ядрах звезд в зависимости от их положения в главной последовательности и различные термоядерные циклы генерации.
Рассмотренные вопросы описывают развитие звезды во времени.
1. Воронцов-Вельяминов Б. А. Очерки о вселенной. 8-е изд. М.: Наука, 1980, 248 с.
2. Гиндилис Л.М. 1990. Андрей Дмитриевич Сахаров и поиски внеземных цивилизаций // Земля и Вселенная. 1990. N 6. С. 63-67.
3. Ефремов И. Н. Из глубины Вселенной. 248 с. Ильяминов Б. А. Очерки о вселенной, массы, радиуса и т.п. с временем жизни самой звезды и характера звезд М.: Наука, 1984, 196 с.
4. Климишин И. А. Астрономия наших дней. 3-е изд. М.: Наука, 1986, 286 с.
5. Климишин И. А. Открытие Вселенной. 2-е изд. М.: Наука, 1992, 248 с.
6. Климишин А. В. Астрономия. М.: Наука, 1992., 237 с.
7. Шкловский И. С. Звезды: их рождение, жизнь и смерть. 3-е изд. М.: Высшая школа, 1984, 342 с.
Страницы: 1, 2, 3
