Рождение и смерть звезд. Черная дыра

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды образуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположение групп заведомо молодых звезд в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радиоастрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных “радио изображений” некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внутренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии “зоны Н Н”, т.е. облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд - объектов заведомо молодых.

Мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам.

При сжатии протозвезды температура ее повышается, и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным.

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет, вследствие чего спектр становится все более ранним. Таким образом, двигаясь по диаграмме " спектр - светимость", протозвезда довольно быстро " сядет" на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение, и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Наблюдения показывают, что большинство звёзд устойчивы, т. е. они заметно не расширяются и не сжимаются в течение длительных промежутков времени.

Определение химического состава и физических условий в центральных частях звёзд позволило решить вопрос об источниках звёздной энергии. При температуре 10–30 млн. градусов и наличии большого числа ядер водорода протекают термоядерные реакции, в результате образуются ядра различных химических элементов. Не все возможные ядерные реакции заслуживают роль источников звёздной энергии, а только такие, которые выделяют достаточно большую энергию и могут продолжаться в течение нескольких миллиардов лет жизни звезды.

Срок жизни звезды напрямую зависит от её массы. Звёзды с массой в 100 раз больше солнечной живут всего несколько миллионов лет. Если масса составляет две-три солнечных, срок жизни увеличивается до миллиарда лет.

Возраст Солнца примерно 4, 5–5 млрд. лет, и за это время оно почти не изменило своего размера и яркости.

Астрономы не в состоянии проследить жизнь одной звезды от начала и до конца. Даже самые короткоживущие звёзды существуют миллионы лет - дольше жизни не только одного человека, но и всего человечества. Однако учёные могут наблюдать много звёзд находящихся на самых разных стадиях своего развития, - только что родившиеся и умирающие.

Жизненный путь звезды довольно сложен. В течение своей истории она разогревается до очень высоких температур и остывает до такой степени, что в её атмосфере начинают образовываться пылинки. Звезда расширяется до грандиозных размеров, сравнимых с размерами орбиты Марса, и сжимается до нескольких десятков километров. Светимость её возрастает до огромных величин и падает почти до нуля.

Жизнь звезды не всегда протекает гладко. Картина её эволюции усложняется вращением, иногда очень быстрым, на пределе устойчивости (при быстром вращении центробежные силы стремятся разорвать звезду). Некоторые звёзды обладают скоростью вращения на поверхности 500–600 км/с. Для Солнца эта величина составляет около 2 км/с. Солнце - звезда относительно спокойная, но даже оно испытывает колебания с различными периодами, на его поверхности происходят взрывы и выбросы вещества. Активность некоторых других звёзд несравнимо выше. На определённых этапах своей эволюции звезда может стать переменной, начав регулярно менять свой блеск, сжиматься и опять расширяться. А иногда на звёздах происходят сильные взрывы. Когда взрываются самые массивные звёзды, их блеск на короткий срок может превысить блеск всех остальных звёзд галактики вместе взятых.

По современным представлениям, жизненный путь одиночной звезды определяется её начальной массой и химическим составом. Чему равна минимальная возможная масса звезды, мы с уверенностью сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды очень слабые объекты и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах меньше чем семь-восемь сотых долей массы Солнца долговременные атомные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд, их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2–3 тысячи градусов, это багрово красные карлики.

В звёздах большой массы, напротив реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50–70 солнечных масс, то после загорания термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звёзды могут взорваться, как сверхновые (так называют взрывающиеся звёзды с большой энергией вспышки).

Важную роль в жизни звезды играет магнитное поле. С магнитным полем связаны практически все проявления солнечной активности: пятна, вспышки, факелы и др. На звёздах, магнитное поле которых сильнее солнечного, эти процессы протекают с большей интенсивностью. В частности, переменность блеска некоторых таких звёзд объясняют появлением пятен, аналогичных солнечным, но закрывающих десятки процентов их поверхности. Однако физические механизмы, обуславливающие активность звёзд, ещё не до конца изучены. Наибольшей интенсивности магнитные поля достигают на компактных звёздных остатках белых карликах и особенно нейтронных звёздах.

Превращение, «выгорание», водорода в гелий при термоядерной реакции происходит в центральных областях звезды, в условиях высоких температур.

В наружных областях звезды водород не «выгорает» из-за низкой температуры и низком давлении. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он практически весь «выгорит». При этом процессе масса и радиус центральной области звезды уменьшаются.

Что произойдет, когда реакция «гелий-углерод» исчерпает себя, выгорит весь гелий, а так же прекратится ядерная реакция «водород-гелий» в тонкой оболочке ядра?

Звезды с массами до 1, 4 масс Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, " сбрасывают". Через несколько десятков тысяч лет, мгновение в космических масштабах, оболочка рассеивается и остается небольшая, очень горячая и плотная звезда. Медленно остывая, она превращается в «белого карлика» (белый – то есть очень горячий).

«Белые карлики» как бы «вызревают» в недрах «красных гигантов». «Белые карлики», в которых весь водород выгорел и ядерные реакции прекратились, представляют собой, видимо, последний этап эволюции звезды. Постепенно остывая, они излучают все меньше и меньше энергии, светимость падает, гравитационные силы сжимают вещество. «Белые карлики» постепенно переходят в разряд «черных карликов» - холодных звезд огромной плотности и небольшого размера (порядка земного при массе порядка солнечной). Этот процесс длится сотни миллионов лет.

Так прекращает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни звезд, массы которых превышают солнечную, может быть иным. Некоторые звезды на определенном этапе своей эволюции взрываются. В этих случаях говорят о вспышке «сверхновой».

Вспышка «сверхновой» звезды – весьма редкое явление. В больших звездных системах, подобных нашей Галактике, вспышке «сверхновых» происходят в среднем раз в сто лет.

Существует несколько гипотез о причине взрывов звезд, наблюдаемых как «сверхновые». Единой точки зрения нет. Возможный вариант – катастрофически быстрое выделение потенциальной энергии гравитационных сил при резком сокращении размеров ядра.

Если звезды с массой меньше 1, 4 массы Солнца могут преодолеть этап эволюции от протозвезды к «красному гиганту» и «белому карлику», то звезды, у которых масса составляет от 1, 4 до 2, 5 масс Солнца, не могут перейти в устойчивое состояние «белого карлика». После сброса оболочки они катастрофически быстро сжимаются до размеров порядка 10 км. При этом скорость вращения должна резко возрасти. Теоретические расчеты показывают, что такие звезды состоят из вещества плотностью до 10¹⁵ г/см³. Это уже «плотно упакованные» нейтроны, образующие нейтронные звезды.

Первоначальная температура поверхности нейтронов звезды – сотни миллионов градусов (до миллиарда). Однако звезда быстро остывает. Даже в случае высокой температуры поверхности нейтронная звезда является очень сложным объектом для наблюдения из-за малых размеров. То есть пытаться обнаружить нейтронные звезды по тепловому и электромагнитному излучению бесполезно.

Если в ядре звезды «выгорел» весь водород, то давление газа в ядре не может уравновесить гравитационные силы при массе звезды, превышающей некоторый предел (по разным оценкам от 2, 5 до 10 масс Солнца).

Звезда начинает сжиматься с огромной скоростью, плотность вещества начинает резко расти. Через очень короткое время (секунды!) звезда может превратиться в сверхплотную точку, будет раздавлена своей собственной массой – гравитационный коллапс. Такой объект называют гравитационной могилой, или черной дырой.

Превратившись в черную дыру, небесное тело не исчезает из Вселенной. Черная дыра поглощает световые лучи, идущие от нее на более значительное расстояние. Черная дыра может вступать в гравитационное взаимодействие с другими телами: она может удерживать около себя планеты или образовывать с другой звездой двойную систему.

Черную дыру невозможно увидеть. Зато возможно, наблюдая за движением звезд, выявить (по «смещению» спектра излучения) направления и величины их скоростей. Сегодня известно несколько точек во Вселенной, к которым сходятся вектора скоростей окружающих звезд. Возможно, в этих точках находятся черные дыры.

Одиночная звезда не может накопить массу, превышающую 100 солнечных масс. При таких массах звезды радиационное давление изнутри звезды приведет к взрыву. Непосредственными наблюдениями звезды с массами более 75 масс Солнца не обнаружены. Звезды с массами более чем 25 масс Солнца неустойчивы и теряют газ под действием радиационного давления или при взрывных процессах.

Черные дыры. При массах звезд от 2 до 10 М_С весьма возможна ситуация, когда после вспышки Сверхновой давление нейтронов уже не может предотвратить гравитационный коллапс. И когда скорость падения в поле тяжести такой звезды становится равной скорости света, гравитационный коллапс неизбежен, и звезда продолжает сжиматься до бесконечности (теоретически – до точечного размера). Для такой звезды существует понятие «гравитационного радиуса» r_g, соответствующему критическому размеру звезды. Сфера соответствующего радиуса называется сферой Шварцшильда (в честь немецкого ученого К. Шварцшильда). С точки зрения классической механики гравитационный радиус – это радиус такого тела, из поля тяжести которого не может вырваться свет. Таким образом, когда звезда, сжимаясь достигает критического размера, она перестает излучать, сохраняя способность притягивать («засасывать») все, что оказывается в поле ее тяготения. За это она и получила название «черная дыра».

Впервые существование во Вселенной объектов, обладающих таким полем тяготения, что ничто материальное не может вырваться из их плена, было предсказано еще в 1796 г. Лапласом. Однако вывод о существование черных дыр следует из ОТО (отсюда второе название черных дыр – отоны). Интересно, что сам Альберт Эйнштейн, создавший общую теорию относительности и гравитации, в 1939 году опубликовал статью, где доказывал невозможность их существования. Через несколько месяцев после публикации Эйнштейна появилась статья Роберта Оппенгеймера и его студента Снайдера, в которой на основе теории Эйнштейна было показано, как могут возникать черные дыры.

В настоящее время теория черных дыр разработана в настоящее время достаточно подробно, однако базируется она на совсем ином фундаменте - квантово-статистической механике. Без эффектов, предсказанных именно квантовой статистикой, каждый астрономический объект мог бы случайно «свалиться» в черную дыру и мир был бы совсем не таким, каков он на самом деле.

Можно ли обнаружить черные дыры – ведь они не испускают никакого излучения? Оказывается можно – косвенным путем. Выше уже говорилось о кратных звездных системах (двойных, тройных звездах). Если одним из компонентов тесной звездной системы является черная дыра, невидимая, но обладающая массой, она будет засасывать вещество звезды-спутника, действуя как «прожорливый вампир». Газовый диск вокруг черной дыры разогревается до десятков миллионов градусов Кельвина и становится исключительно мощным источником рентгеновского излучения. Это излучение и можно обнаружить, и оно действительно обнаруживается. Сейчас «подозреваемыми» на черные дыры являются объекты в созвездиях Лебедь, Стрелец, Скорпион и др. Общее же количество черных дыр во Вселенной должно быть очень большим (в одной нашей Галактике их может быть сотни миллионов).