О том, что такое звезды, читайте раньше

Жизнь звезд

 Рождение звезд
 Диаграмма Цвет-Светимость. Красные гиганты и белые карлики
 Конец жизни немассивных звезд
 Гибель массивных звезед

Рождение звезд

Космос часто называют безвоздушным пространством, полагая его пустым. Однако, это не так.  В межзвездном пространстве есть пыль и газ, в основном, гелий и водород, причем последнего значительно больше. Во  Вселенной существуют даже целые облака пыли и газа. Благодаря им нам не виден центр нашей Галактики, ведь облака эти раскидываются, порой, на сотни световых лет. Но для нас сейчас важнее, что части газопылевых облаков могут сжиматься под действием сил гравитации.

В процессе сжатия часть облака будет уплотняться, одновременно нагреваясь. Если масса сжимающегося вещества достаточна для того, чтобы в процессе сжатия внутри него начали происходить ядерные реакции, то из такого облака получается звезда.
Надо заметить, что обычно из одного облака рождается целая группа звезд, которую принято называть звездным скоплением . В таком облаке образуются отдельные уплотнения (мы их тоже в дальнейшем будем называть облаками), каждое из которых может породить звезду. Как было упомянуто, самые легкие звезды имеют массу в 12 раз меньшую, чем солнечная. Если сжимающееся облако менее массивно, но не уступает Солнцу в массе больше, чем в сто раз, такие облака образуют так называемые коричневые карлики. Коричневые карлики еще холоднее красных звезд. Эти объекты довольно сильно разогреваются силами гравитационного сжатия и излучают много  тепла (инфракрасное излучение), а светятся едва-едва. Но ядерные реакции (см. предыдущую страницу) в коричневых карликах не начинаются. В конце концов, гравитационное сжатие останавливается давлением газа изнутри, перестают выделяться новые порции энергии, и коричневые карлики за сравнительно небольшие сроки остывают. Одним  из коричневых карликов, открытых в конце прошлого тысячелетия, является карлик в созвездии Гидры, его блеск составляет лишь 22,3^m, хотя он удален от Солнца всего на 33 световых года. Уникальность этого близкого коричневого карлика состоит в том, что все ранее открытые подобные объекты входили в двойные системы, а  этот - одиночный. Замечен он только благодаря соседству с Землей. Планета Юпитер, самая большая в Солнечной системе, в 80 раз легче самой маломассивной звезды и лишь в 8-10 раз легче коричневых карликов. Снова подмечаем роль массы объекта в его собственной судьбе.

Если достаточно массивное для образования звезды облако настолько прогревается, что начинает активно излучать тепло и, может быть, слабо светиться темно-красным цветом (еще до начала ядерного синтеза), такое облако принято уже называть протозвездой (до-звездой). Как только температура в центре протозвезды достигнет 10 000 000 К, начинается ядерный синтез. Сжатие  протозвезды останавливается световым давлением, она становится звездой. Опять-таки, от массы зависит, насколько быстро протозвезда превратится в звезду. Звезды типа Солнца тратят на  эту стадию своего рождения 30 000 000 лет, звезды в три раза массивнее - 100 000 лет, а в десятеро менее массивные - 100 000 000 лет. Итак, немассивные звезды все делают медленнее - и рождаются, и живут.  Как  мы  помним, к таким "легким" звездам относятся красные звезды,  которые имеют небольшие размеры и называются красными карликами.  Красные карлики в десять раз меньше Солнца по размерам. Звезда типа  Солнца носит название желтого карлика, такие звезды также относительно невелики. Самые тяжелые и большие нормальные звезды  называются голубыми гигантами.

Молодые голубые гиганты все еще окружены газопылевым облаком, из которого они образовались. Звезда притягивает к себе частицы из облака, и большие массы вещества постепенно осаждаются на нее. Но происходит это не сразу. Вращение вещества вокруг звезды приводит к тому, что около светила образуется кольцо частиц, тормозящих друг друга силами трения. Потерявшие скорость частицы также не могут упасть на звезду "без преключений": кроме их собственной скорости этому мешает сильное магнитное поле звезды. Частицы могут двигаться только вдоль магнитных линий, тянущихся от одного магнитного полюса звезды к другому. По ходу движения к полюсам частицы разгоняются магнитным полем до огромных скоростей. В этих точках звезды падающее вещество из облака сильно разогревается, что порождает интенсивное ультрафиолетовое излучение. Это излучение сильно давит на вещество в облаке, отбрасывая его прочь в двух противоположных направлениях. Так образуются часто наблюдаемые выбросы вещества от пышащих энергией молодых массивных звезд. Звезды других цветов, впрочем, тоже ведут себя схожим образом, но менее эффектно. Взгляните на этот процесс также в движении (8 665к, mov)

Астрономы располагают все звезды на особой диаграмме, называемой Цвет-Светимость. По оси абсцисс этой диаграммы откладывается  температура  звезд (по ряду исторических причин, в нуле абсцисс располагаются самые высокие температуры, дальше вдоль оси они уменьшаются). Мы  видели, что цвет звезд и их температура - это почти одно и то же, поэтому на оси абсцисс иногда еще изображают обыкновенную  полосу спектра - от голубого до красного. По оси ординат   откладывается  светимость. Именно поэтому такая диаграмма и называется Цвет-Светимость (иногда - Спектр-Светимость). Давайте посмотрим, как  будут располагаться те звезды, о которых мы до сих пор говорили, на этой диаграмме (а мы говорили о  нормальных  звездах,  источником энергии которых является синтез гелия из водорода). Самые высокие температуры имеют голубые звезды, они же обладают наибольшей светимостью. Следовательно, на нашей диаграмме их следует  поместить  в левом верхнем углу. Красные карлики расположатся в нижнем  правом углу, у них маленькая температура и низкая  светимость.  Солнце расположится ближе к середине диаграммы. Видно, что все звезды, о которых мы говорим, располагаются вдоль  одной  линии.  Эту линию принято называть
Главной последовательностью.

Все звезды б`ольшую часть жизни  являются  членами  Главной последовательности. Говорят, что звезда на ней  находится. После того, как в центральной части (ядре) звезды  закончится  водород, звезда перестанет обладать источником энергии. Ядро, которое теперь состоит в основном из гелия, начинает сжиматься под действием сил гравитации, так как нет больше сил, сдерживающих  сжатие. Реакции же ядерного синтеза гелия из водорода продолжаются в тонком слое, примыкающем к ядру.

Сжатие  ядра приводит,  как  и при рождении звезды, к увеличению давления и температуры, а повышение температуры вызывает ускорение ядерного синтеза в слое, граничащем с ядром (вспомним, что в горячих звездах эти реакции протекают быстрее). Энергия, высвобождаемая в результате сжатия ядра  и  горения водорода, увеличивает давление, идущее из центра звезды, под действием него звезда расширяется до гигантских размеров. При этом, плотность и температура внешних слоев падает. Мы  получаем огромную (и из-за этого яркую) холодную красную звезду - красный гигант. Звезда не сразу становится таковым. Если в каждый момент времени описывать ее состояние положением на диаграмме Цвет-Светимость,  то звезда оставит на ней след (трек), ведущий от Главной  последовательности к области красных гигантов. Звезда проходит бесчисленное число состояний, каждое из которых описывается  положением на диаграмме. Говорят, что звезда покидает Главную  последовательность и перемещается в область красных гигантов. Такими звездами, в частности, являются  Бетельгейзе (альфа Ориона) и Антарес, самая яркая звезда в созвездии Скорпиона. Диаметр Антареса превосходит солнечный в 400 раз. Если бы  Солнце раздулось до таких размеров, то погребенными в верхних слоях его остались бы Меркурий, Венера, Земля, Марс и множество астероидов. Подобная участь уготована Солнечной системе. Солнце, как полагают, расширится до размеров земной орбиты.

На  этом  этапе жизни звезда часто становится переменной - у нее периодически или неправильным образом меняются размеры и светимость. Звезды как бы пульсируют. Есть  несколько  видов переменных, для некоторых из них установлены важные соотношения между их светимостью и периодом, в течение которого они меняют свой блеск. Самым известным типом переменных звезд  являются цефеиды - большие и яркие желтые звезды. Период колебания их яркости известным образом зависит от светимости. Зная, что к группе каких-то звезд, находящихся рядом в пространстве, принадлежит цефеида, мы всегда сможем найти расстояние до этих звезд, высчитав светимость цефеиды из периода колебаний ее блеска. Так как  цефеиды -  яркие звезды, их различают даже в ближайших галактиках, тем самым, точнее определяя расстояния до них. Цефеиды получили свое название от звезды Дельта Цефея - первой открытой переменной такого  типа. Полярная звезда тоже является цефеидой, хотя в последние годы ее переменность не наблюдается. Вот вам и неизменность небес.

Модель изменения яркости и размеров Цефеид двух типов (548к, mpg)

Конец жизни немассивных звезд

Вернемся к жизни звезд. Чем  массивнее  была  звезда,  тем большее гелиевое ядро в ней образуется. Тем больше  силы,  стремящиеся его сжать. Тем больше давление в ядре и его температура. В большинстве звезд  эта температура  достаточна для того, чтобы начались ядерные реакции синтеза углерода из гелия. При дальнейшем повышении температуры могут проходить и реакции синтеза более тяжелых  элементов. В самом общем случае, когда в ядре заканчивается все ядерное горючее, оно, не в силах больше сдерживать гравитационные силы, сжимается до размеров Земли. Оболочка звезды (верхние ее слои) отрываются от ядра, образуя так  называемые планетарные туманности- внешние слои старых звезд. Ядро, достигнув  весьма типичных для умирающих звезд размеров нашей планеты, больше не может сжаться.  Электроны в такой плотной "упаковке" уже нельзя отнести к тому или иному конкретному ядру атома, они как бы становятся общими, свободно перемещаясь, как в металле. Такое состояние электронов называется электронным газом, его давление и уравновешивает гравитационное  сжатие. Мы  получили  маленькую и очень горячую, с огромной  плотностью звезду, которая носит название белого карлика. Белый карлик медленно излучает запасенное тепло в пространство, после чего остывает и превращается в черного карлика - остывшую, умершую звезду. Одним из известнейших примеров белого карлика является Сириус В - спутник ярчайшей на небе звезды Сириус (Сириус А). Итак, красный гигант, расширившийся настолько, что потерял свои внешние слои, превращается в белого карлика c типичной для звезд массой и размерами, типичными для планет. Это - обычная  судьба звезд,  масса  которых первоначально не превосходит 10 солнечных масс. Рассеявшиеся оболочки звезд могут снова впоследствии пойти на образование порождающих звезды газовых облаков.

Модель образования планетарной туманности (1 194к, mpg)

Гибель массивных звезд

Звезды большей массы заканчивают свою жизнь иначе. Гелиевое ядро в таких звездах, сжимаясь, нагревается. В нем начинается синтез углерода, образуется углеродное ядро. Оно тоже сжимается. Начинается, в результате большего нагрева, синтез кислорода и т.д. В итоге, звезда начинает напоминать луковицу, в середине которой, на последней стадии цепи реакций вызревает железоникелевое ядро, в котором никакие реакции идти уже не могут, то есть образуется белый карлик. Но этот белый карлик увеличивается в массе, так как реакции в вышележащих слоях продолжаются. Когда этот карлик вырастает до массы в 1,4 солнечной, давление электронного газа не может в карлике удержать сил гравитации. Электроны как бы вдавливаются в протоны, образуя нейтроны, которые беспрепятственно сближаются (протонам не давала сближаться сила электростатического отталкивания, а нейтроны, напомним, заряда не имеют). В мгновенье карлик уменьшается от размеров Земли до 10(!)км. Практически достигнув плотности ядерного вещества, карлик резко прекращает сжатие. Вещество такой плотности своим внутренним давлением (здесь участвуют особые ядерные силы отталкивания) в очередной раз за жизнь звезды останавливает гравитацию. Внешние  слои  образовавшейся нейтронной звезды в первое мгновение все еще продолжают падать по инерции к  центру, увеличивая давление, следствием чего является  возникновение ударных волн и выброс во внешние слои звезды огромного  количества нейтрино. Это приводит к сбросу внешних слоев, к  грандиозному взрыву, энергия которого сопоставима с энергией,  излучаемой целой галактикой!  Такой  взрыв называют  вспышкой сверхновой звезды . В процессе рассеивания в пространстве верхних слоев звезды, ее яркость падает, сверхновая угасает,  а на месте вспышки можно разглядеть ее остаток - расширяющуюся туманность.
Взгляните на весь цикл жизни звезды до образования нейтронной звезды в движении (156 к, mpg)
Этот рисунок показывает развитие судьбы трех звезд. Около расширяющегося взрыва сверхновой появилась планетарная туманность в виде колечка, порожденная нижней (см. предыдущий рисунок) звездой: желтые звезды "созревают" позже, чем голубые. Верхняя красная немассивная звездочка еще долго будет светить без катастроф, пока через много миллиардов лет тоже не породит планетарную туманность.

Расширяющийся газ взрыва сверхновой также потом может войти в облако, где родится другая звезда. Только в этом облаке будут не только гелий и водород, но и остальные элементы, образовавшиеся на последних этапах жизни первой звезды и во время ее взрыва. Одной из звезд "второго поколения" является наше Солнце.

В центре взрыва  остается  чрезвычайно  нагретая  нейтронная звезда, имеющая размер нескольких километров.  Если  же от звезды  после взрыва остается много вещества, так, что его масса более, чем в три раза превышает  солнечную, вместо нейтронной звезды может образоваться удивительный объект - черная дыра. Сила тяжести на ее поверхности столь высока, что ее не может  покинуть даже свет. Свойства таких звезд очень сложны,  их  изучение ведется теоретически самыми сложными математическими средствами. Увидеть же черную дыру нельзя - как было замечено, она не  выпускает свет, даже самые высокоэнергетические фотоны. Дырами такие объекты прозваны потому, что все, слишком близко приблизившееся к ним, неминуемо и безвозвратно падает на их поверхность. Все вещество как бы пропадает в черной дыре. Первоначальная масса звезды, из  которой  в  конце  получится черная дыра, в 30 и более раз превосходит массу Солнца. Очень частыми образованиями черные дыры являются в двойных звездах, об эволюции которых читайте на следующей странице.

Нейтронные звезды и черные дыры объединяют в один класс звезд, которые называют релятивистскими. Свойства этих объектов можно описать лишь законами релятивистской физики. В центре многих галактик, где звезды находятся близко друг к другу, где часты столкновения между ними, существуют гигантские черные дыры. Эти объекты, получившиеся путем слияния можества звезд, уже язык не поворачиается называть звездами. Массы их могут достигать многих тысяч масс Солнца. Своим сильным гравитационным притяжением такие черные дыры оказывают влияние на всю галктику.

Ставя точку в этой части рассказа, подчеркнем в который раз зависимость судьбы небесных  тел  от их массы, воистину главной характеристики объектов во Вселенной. Немассивные звезды кончают жизнь, становясь белыми карликами и рассеивая в межзвездное пространство свои внешние слои. Так образуются планетарные туманности. Массивные звезды, исчерпав весь перечень ядерных реакций, вспыхивают взрывом сверхновой, следствием которого является образование туманности другого типа. В центре взрыва остается нейтронная звезда или черная дыра, объяснить свойства которых берется только самая современная физика. И тому немало способствует существование двойных звездных систем.

Дальше читайте о двойных звездах