Канке В.А., Лукашина Л.В. Концепция современного естествознания Теория и практика

ного объекта. В соответствии со значениями абсолютных звездных величин различают звезды различных классов светимостей, например яркие гиганты и белые карлики.

Спектральные классы звезд различаются на основании их спектров, прежде всего температур их фотосфер, т.е. излучающего слоя атмосферы светила. Что касается буквенных обозначений спектральных классов, то они были введены в силу определенных исторических обстоятельств, т.е. сами по себе они не выражают какую-либо закономерность. Для их запоминания на русском языке используются различные мнемонические правила, например такое: Один Бритый Англичанин Финики Жевал Как Морковь.

Ранний вариант рассматриваемой диаграммы был предложен датчанином Э. Герцшпрунгом и американцем Г. Расселом, причем независимо друг от друга, в 1910 г. В последующем она многократно уточнялась. Ее изобретение, безусловно, является одним из крупнейших достижений в астрономии.

Главную последовательность звезд образуют светила, в том числе Солнце, источником которых является синтез ядер атомов гелия из ядер атомов водорода. Указанная последовательность содержит как очень яркие и горячие звезды, так и тусклые и относительно холодные звезды, например красные карлики, масса которых составляет всего десятые доли от массы Солнца. Главная последовательность содержит около 85% всех звезд. Что касается других звезд, то история их абсолютного большинства также тесно связана с главной последовательностью. Некоторые из них, например голубые гиганты, проходят стадию эволюции, которая приводит к все той же главной последовательности. Другие являются результатом эволюции звезды, которая «покинула» главную последовательность. Таковы, например, белые карлики и значительная часть красных гигантов. С главной последовательностью никак не связана лишь судьба тех звезд, которые, например, в силу гравитационного коллапса, превращаются в черную дыру. В их недрах проходили термоядерные реакции, но они не успели достичь стадии водородно-гелиевого синтеза.

Для большинства звезд главной последовательности характерна относительно простая зависимость между светимостью (L) и массой (M) (они выражаются в единицах соответственно солнечной светимости и массы):

где а в зависимости от массы звезды меняется в пределах от 2 до 4. Формула (3.8) позволяет при известной светимости звезды вычислить

еемассу.

Выводы

•Звезда представляет собой массивный плазменный шар, в недрах которого происходит термоядерная реакция.

•Диаграмма Герцшпрунга — Рассела выражает закономерное сочетание многих параметров звезд. Она позволяет осуществить классификацию звезд, а также выразить их эволюцию.

•Светимость звезд главной последовательности пропорциональна их массе.

141

3.10. Эволюция звезд

Согласно современным данным, все звезды образуются в газопылевых комплексах, часто называемых облаками. Образование звезды начинается с гравитационной конденсации вещества. Она имеет место в случае наличия гравитационной неустойчивости. Но этого обстоятельства недостаточно для образования будущей звезды. Необходимо определенное, а именно критическое сочетание целого ряда параметров газопылевых комплексов, среди которых решающее значение имеют их массы, обычно исчисляемых в массах Солнца (М), а также температура газа и концентрация его частиц. Как правило, масса коллапсирующего газопылевого комплекса, приводящая к образованию звезды, должна превышать 103 М, наиболее же успешной она является при массе, равной 105 М.

Коллапс газопылевого комплекса начинается в силу воздействия на него некоторых факторов. Например, он может вызываться столкновением двух комплексов или взрывом сверхновой звезды, не проходящим бесследно для газопылевого облака. Образование звезды включает несколько этапов.

Вначале коллапса газопылевой комплекс в основном однороден и изотермичен. Он прозрачен для собственного излучения. Частицы газа передают свою кинетическую энергию частицам пыли, которые образуют мощный поток излучения. С началом коллапса образуется волна разрежения, которая перемещается к центру, увеличивая его плотность. Центр газового комплекса коллапсирует быстрее, чем его периферийные зоны. В результате происходит образование компактного ядра и протяженной оболочки. Концентрация частиц в ядре возрастает, и вместе с ней возрастает температура. Ядро переходит в состояние равновесия. Но и оно нарушается. При высокой температуре около 2000 К происходит ионизация молекул водорода, составляющих основную часть ядра газопылевого комплекса. Отвлечение внутренней энергии на ионизацию приводит к преобладанию сил гравитационного притяжения над силами положительного давления. В результате наступает новая стадия коллапса, которая как раз и приводит к образованию устойчивого ядра будущей звезды. Оно случится, если положительное давление, создаваемое продуктами термоядерного синтеза, уравновесит силы гравитационного сжатия. Начало термоядерного синтеза можно считать рождением новой звезды.

Описанный нами процесс образования представлен лишь в его основных чертах. В действительности он представляет эстафету многих преобразований. Причем наиболее часто образуются не одиночные, а двоичные звезды или даже комплексы звезд. Исходный газопылевой комплекс никогда не является полностью однородным. Чем выше его неоднородность, тем больше вероятность образования нескольких звезд. Как бы то ни было, судьба отдельной звезды в решающей степени определяется ее массой.

Вэтой связи целесообразно рассмотреть историю звезд различной массы.

Звезды с маленькими массами (коричневые карлики): М* < 0,08 М

Их масса недостаточна для обеспечения реакции термоядерного синтеза. Рассматриваемые образования называются коричневыми карликами, кото-

142

рые, медленно остывая, превращаются в черные карлики. Строго говоря, коричневые карлики вообще не являются звездами, ведь в них не установился режим термоядерного синтеза. Коричневые карлики, как правило, рассматривают совместно с подлинными звездами постольку, поскольку они имеют с ними много общего на стадии коллапса и последующего разогрева газопылевого комплекса.

Звезды с малыми массами (красные карлики): 0,08 М < М* < 0, 5 М

В этих образованиях достигается температура, достаточная для горения водорода, но лишь в ядре объекта. Слой, обрамляющий ядро, не загорается. После исчерпания запасов водорода ядра объект, называемый красным карликом, переходит в состояние гелиевого белого карлика. До превращения в белый карлик красные карлики находятся на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Из всех типов звезд красные карлики наиболее многочисленны.

Звезды с полусредними массами : 0,5 М < М* < 3 М

Решающее преобразование этих звезд происходит в связи с исчерпанием горения водорода в ядре звезды. Оно не в состоянии противостоять действию сил гравитации и поэтому быстро сокращается в размерах и сильно нагревается. Увеличение температуры ядра приводит к взрывообразному загоранию гелия в ядре звезды и поджогу водорода, окружающего ядро тонким слоем. Горение этого слоя выталкивает внешние слои звезды наружу, которые в результате быстро расширяются и остывают. Ядро звезды превращается в белый карлик, который находится в центре красного гиганта. Связь между ними не является устойчивой, поэтому они удаляются друг от друга. И красные гиганты, и белые карлики «сходят» с главной последовательности звезд. В отличие от красных карликов звезды с полусредними массами вырождаются не в гелиевые, а в углеродно-кислородные белые карлики. Эта разновидность белых карликов также превращается в черный карлик.

Звезды со средними массами : 3 М < М* < 8 М

История звезд со средними массами во многом аналогична истории звезд с полусредними массами, но есть и различия. Во-первых, загорание гелиевого ядра происходит не взрывообразно, а спокойно, ибо газ в ядре не доходит до вырожденного состояния. Во-вторых, звезда, как правило, переходит на ветвь красных сверхгигантов. И, в-третьих, сверхгигант, сбрасывая свою внешнюю оболочку, образует планетарную туманность.

Звезды с высокими массами : 8 М < М* < 10 М

После формирования углеродно-кислородного ядра оно сжимается и становится вырожденным до того, как загорится углерод. В результате происходит углеродная вспышка, которая воспринимается как сверхновая звезда. В действительности же звезда превратилась в планетарную туманность. Если дело не дойдет до указанного взрыва, то звезда будет развиваться по сценарию очень массивных звезд.

143

Очень массивные звезды: 10 М < М*

Звезда в качестве голубого гиганта настолько горяча, что в ядре звезды продолжают вырабатываться все более тяжелые элементы, вплоть до железа. В зависимости от массы ядро превращается либо в нейтронную звезду, либо в черную дыру. Внешние слои разлетаются. И на этот раз возникает эффект сверхновой звезды. Хотя в конечном счете опять дело заканчивается образованием планетарной туманности. Нейтронная звезда образуется при определенной массе ядра очень массивной звезды (МЯ*): 1,4 М < МЯ* < 3 М. Если же МЯ* > 3 М, то оно превращается в черную дыру.

Итак, жизненный цикл звезд складывается по-разному. В табл. 3.5 представлены конечные продукты их функционирования.

Выводы

•Звезды образуются из газопылевых комплексов.

•Эволюция звезд определяется в решающей степени их массой.

•Наиболее часто окончательными продуктами эволюции звезд являются черные карлики и планетарные туманности.

•В нашей Вселенной звездообразование является интенсивным процессом. Нет оснований считать, что он затухает.

3.11. Самые удивительные звезды

Белые карлики

Белые карлики по своим массам сравнимы с массой Солнца, но радиус их меньше примерно в 102 раз, а светимость — примерно в 104 раз. Наибольшая плотность белого карлика составляет около 109 г/см3. Это озна-

144

чает, что масса 1 см 3 равна 103 тоннам. По размерам они сравнимы с размерами Земли. По численности белые карлики составляют более 5% звездного населения нашей Галактики. Вещество звезды находится в особом состоянии, называемом вырожденным. В силу этого состояния квантовые эффекты проявляются в макромасштабах. Размер белых карликов определяется балансом гравитационных сил и давления вырожденных электронов. Термоядерные реакции в белых карликах не происходят, они светятся исключительно за счет остывания, в результате потухают.

Нейтронные звезды, в том числе пульсары

Эти звезды, о чем свидетельствует их название, состоят в основном из нейтронов. Их масса обычно составляет 1—2 М. Радиус же составляет всего 10—14 км. Плотность вещества составляет ~1015 г/см 3, т.е. она в три раза выше плотности тяжелого атомного ядра. По сравнению с белыми карликами нейтронные звезды значительно более компактны. Размер нейтронной звезды определяется балансом гравитационных сил и давления вырожденных нейтронов. Радиус нейтронной звезды почти в тысячу раз меньше радиуса белого карлика. Нейтронная звезда рождается с гигантской температурой 1010—1011 К. Но затем она остывает, освобождая энергию посредством нейтринного и электромагнитного излучения. В конце концов нейтронная звезда теряет свою внутреннюю энергию и окончательно тухнет. Потухшая нейтронная звезда не имеет специального названия.

Одно из характерных свойств нейтронной звезды — ее исключительно сильное магнитное поле. Источником магнитного поля являются движущиеся обладающие электрическим зарядом частицы. На первый взгляд нейтронная звезда вообще не должна обладать магнитным полем, ведь нейтроны электрически нейтральны. Но нейтронная звезда состоит не только из нейтронов, она содержит также протоны, электроны и мезоны. К тому же следует учитывать, что при сжатии звезды нарастает ее как магнитная индукция, так и скорость вращения. При уменьшении радиуса звезды от значения, равного, например, радиусу Солнца, 109 м до радиуса нейтронной звезды 104 м магнитное поле усиливается в 1011 раз.

Нейтронная звезда испускает узконаправленные потоки излучения, если она к тому же и вращается, то они достигают поля зрения внешнего наблюдателя через равные промежутки времени. По понятным основаниям такие нейтронные звезды называют пульсарами. Пульсары с максимально большими магнитными полями называются магнитарами. Первый пульсар был открыт в 1967 г., а первый магнитар в 1998 г.

Пульсары, образно выражаясь, часто называют маяками Вселенной. Периоды их колебаний меняются от 10–3 с (миллипульсары), до 10–2—5 с (нормальные пульсары) и наконец до 6—12 с (аномальные рентгеновские пульсары). Излучения могут относиться к оптическому, радио-, рентгеновскому и -спектру. Магнитары являются весьма экзотическими объектами Вселенной. По оценкам, они составляют около 10% нейтронных звезд. Видимо, большинство из них в результате коллапса превращаются в черные дыры.

145

Черные дыры

Черные дыры представляют собой, пожалуй, самые экзотические астрономические объекты. Характерная их особенность состоит в их сверхсильных гравитационных полях, возникающих при значительном сжатии объектов. Если представить себе Землю в виде черной дыры, то ее плотность составит 2 · 1030 г/см 3. Это на целых 13 порядков выше плотности нейтронной звезды (!). Но указанной плотностью Земля обладала бы только в случае ее сжатия в сферу радиусом 9 мм. Соответствующий радиус для Солнца составляет всего 3 км. Ближайшими к черным дырам по величине плотности объектами являются нейтронные звезды. Именно после их открытия астрофизики укрепились во мнении, что черные дыры действительно существуют.

Ясно, что для черных дыр характерны ярко выраженные квантовые закономерности. Тем не менее некоторые их свойства можно понять на классических моделях.

Рис. 3.7. Шар создает вокруг себя искривленное поле тяготения

Чем массивнее шар, изображенный на рис. 3.8, тем глубже создаваемая вокруг него воронка, тем сложнее вырваться, попавшему в нее объекту. При некоторой экстремальной плотности шара, ему вообще невозможно покинуть воронку, которая при этом образует замкнутую полость. В 1916 г. немецкий астроном и математик К. Шварцшильд нашел простую формулу

где — радиус Шварцшильда, G — гравитационная постоянная, m — масса объекта, с — скорость света в вакууме.

Смысл формулы (3.9) состоит в том, что любой объект, находящийся в сфере с указанным радиусом не в состоянии покинуть его. В результате вся сферическая зона для внешнего наблюдателя будет невидимой. Именно поэтому звезду называют черной дырой. Попавшему в ее область объекту не суждено покинуть ее. Если бы черная дыра была классическим объектом, то она действительно ничего бы не излучала. Однако с учетом квантовых эффектов выявляется, что черная дыра излучает некоторые частицы и в результате испаряется. Чаще, однако, наблюдается поглощение черной звездой близких к ней объектов.

Согласно современным данным, в центре многих галактик находятся массивные черные дыры. Одной из них является звезда Стрелец А. Этот

146

компактный радиоисточник, излучающий также в инфракрасном и рентгеновском диапазонах, находится в центре нашей Галактики. Его масса примерно равна 4 · 106 М , диаметр составляет 44 млн км. Орбиты звезд, попадающих под влияние звезды Стрелец А, удается объяснить лишь в случае, если она принимается за черную дыру. Наряду с массивной черной звездой в нашей Галактике обнаружены многие малые черные дыры, масса которых заключена между 4—18 М . Как правило, эти черные дыры входят в состав двойных звездных систем. Если в начале XXI в. еще были большие сомнения относительно существования черных дыр, то в наши дни они, по сути, преодолены. Что касается процессов, происходящих внутри черных звезд, то они уточняются.

Сверхновая звезда

Выше были рассмотрены ситуации, при которых эволюция звезд, обладающих массами больше 8 М, заканчивается взрывообразными процессами, приводящими к образованию сверхновых звезд. При этом блеск звезды возрастает в 106—109 раз и часто превосходит интегральный блеск всей нашей Галактики. Возраст жизни сверхновой звезды невелик, он не достигает даже одного года. Наиболее часто после сверхзвезды остается белый карлик и планетарная туманность, которая представляет собой газовую оболочку, сброшенную звездой-гигантом. Время жизни планетарной туманности приблизительно104 лет. Внешне они схожи с дисками планет, это объясняет их название. Но к судьбе планет они имеют лишь косвенное отношение. Планеты образуются из газопылевых облаков, а не из планетарных туманностей. Планетарные туманности не следует отождествлять со звездными туманностями, в состав которых входят даже галактики.

Образование сверхновых звезд оказывает сильное влияние на окружающую звезду. Они могут в силу исходящей от них ударной волны инициировать рождение новых звезд. Благодаря сверхновым происходит синтез новых элементов, особенно более тяжелых, чем железо. Обогащенное тяжелыми элементами вещество разбрасывается по всей Галактике. Этот процесс актуален в плане понимания возможностей зарождения жизни на планетах.

Двойные звезды

Двойной звездой называется система из двух связанных звезд, движущихся по замкнутым орбитам вокруг общего центра тяжести. Если между звездами происходит обмен масс, то они называются тесными двойными звездами. В противном случае речь идет о разделенных звездах. В составе двойных звезд встречаются различные комбинации. Компонентами двойных систем часто являются нейтронные звезды и черные дыры. Наряду с двойными звездами существуют кратные звезды, которые включают до десяти компонент. Доля двойных и кратных звезд в нашей Галактике составляет около 50%. Среди них наиболее часто встречаются двойные звезды. Изучение двойных звезд позволяет получить интересные данные об их массах, периодах обращения, светимостях и температурах.

147

Рис. 3.8. Тесная двойная звезда

Выводы

•Мир звезд многообразен и включает многочисленные экзотические объекты.

•Значения их параметров объясняются посредством определенных теорий.

•Эти теории постоянно модифицируются, в результате они становятся все более эффективными.

•Рост научного знания о звездах за последние два десятка лет отмечен многочисленными эпохальными открытиями. Они свидетельствуют о том, что мы, люди, являемся свидетелями уникальных событий, от которых в решающей степени зависит наше будущее.

3.12. Солнце

По понятным причинам для людей из всех звезд наибольший интерес представляет Солнце. В Галактике оно расположено в рукаве Стрельца на расстоянии 27 тыс. световых лет от центра Галактики (рис. 3.9).

Рис. 3.9. Расположение Солнца в Галактике

148

Значительный интерес представляют основные характеристики Солнца (табл. 3.6).

Таблица 3.6

Основные характеристики Солнца

Согласно официально принятой номенклатуре, Солнце квалифицируется в качестве желтого карлика. Это название вводит в заблуждение. Свет, излучаемый Солнцем, в действительности является белым. Он воспринимается желтым лишь постольку, поскольку коротковолновая часть света поглощается и рассеивается атмосферой Земли больше, чем другие его компоненты. Характеристика Солнца в качестве карлика означает, что оно

149

не является звездой-гигантом. Имеются в виду не собственные размеры Солнца, а их соотношение с размерами звезды-гиганта. По отношению к белым карликами, нейтронным звездам и планете Земле, если сравнивать их пространственные характеристики, как показано на рис. 3.10, Солнце само является гигантом.

Рис. 3.10. Солнце как пространственный гигант

Строение Солнца показано на рис. 3.11. Оно включает шесть зон, или оболочек.

43

1

75

9

6

Рис. 3.11. Строение Солнца

1 — ядро (зона термоядерных реакций); 2 — зона лучистого переноса (энергия переносится фотонами); 3 — конвективная зона (энергия переносится вихревыми потоками плазмы); 4 — фотосфера (видимая поверхность Солнца; 5 — хромосфера (внешняя оболочка Солнца красного цвета); 6 — корона (последняя внешняя оболочка, в основном состоящая из энергетических извержений, в частности протуберанцев); 7 — черные пятна; 8 — фотосферные гранулы; 9 — протуберанцы

Солнце представляет собой исключительное энергетическое образование с разнообразными возбуждениями его вещества. Неудивительно поэтому, что оно излучает солнечный ветер, потоки частиц, состоящих из протонов, электронов и альфа-частиц, порождаемые соответственно спокойной частью короны и ее дырами. Первый поток распространяется со средней скоростью около 330 км/сек, второй движется еще быстрее — 700 км/с. Области, до которых доходит солнечный ветер, считаются границами гелиосферы. Это сфера с радиусом около 15 млрд км. Многие

150