Шаровые скопления. Эти скопления во многих отношениях отличаются от рассеянных скоплений и ассоциаций. До сих пор обнаружено около 150 шаровые скоплений и, похоже, это почти все, что есть в Галактике. Не заметить их трудно: при диаметре от 40 до 900 св. лет они содержат от 10 000 до нескольких миллионов звезд. Такие «монстры» видны на больших расстояниях. К тому же они не скрываются в запыленном диске Галактики, а заполняют весь ее объем, концентрируясь к галактическому ядру.
Фотографии шаровых скоплений, таких, как М 13 в созвездии Геркулеса, представляют впечатляющее зрелище. В центре скопления звезды кажутся слившимися в единое месиво, хотя в действительности расстояния между ними не так уж малы и столкновения звезд практически не происходят. Каждая из звезд движется по орбите вокруг центра скопления, а оно само движется по орбите вокруг центра Галактики.
Благодаря своей большой массе и плотности шаровые скопления очень устойчивы; они почти без изменений существуют миллиарды лет. Их звезды родились в эпоху формирования Галактики; они содержат мало тяжелых элементов и относятся к Населению II. В нашу эпоху такие звезды уже не формируются.
Источники энергии звезд. Когда теория Эйнштейна возвестила об эквивалентности массы (m) и энергии (E), связанных соотношением E = mc2, где c – скорость света, стало ясно, что для поддержания излучения Солнца с мощностью 4ґ1026 Вт необходимо ежесекундно превращать в излучение 4,5 млн. т его массы. По земным меркам эта величина выглядит большой, но для Солнца, имеющего массу 2ґ1027 т, такая потеря остается незаметной в течение миллиардов лет.
Излучение звезд поддерживается в основном за счет двух типов термоядерных реакций. У массивных звезд это реакции углерод-азотного цикла, а у маломассивных звезд типа Солнца это протон-протонные реакции. В первых углерод играет роль катализатора: сам не расходуется, но способствует превращению других элементов, в результате чего 4 ядра водорода объединяются в одно ядро гелия.
Углерод-12 +
протон ®
азот-13 + гамма-лучи
азот-13 ®
углерод-13 +
позитрон + нейтрино
углерод-13 +
протон ®
азот-14 + гамма-лучи
азот-14 +
протон ®
кислород-15 + гамма-лучи
кислород-15 ®
азот-15 +
позитрон + гамма-лучи
азот-15 +
протон ®
углерод-12 + гелий-4
Выраженные в атомных единицах, массы ядер водорода и гелия составляют соответственно 1,00813 и 4,00389. Четыре водородных ядра (т.е. протона) имеют массу 4,03252 и, следовательно, на 0,02863 а.е., или на 0,7% превосходят массу ядра гелия. Эта разница превращается в энергичные гамма-кванты, которые, много раз поглощаясь и излучаясь, постепенно просачиваются к поверхности звезды и покидают ее в виде света. Похожие трансформации вещества происходят и в протон-протонной реакции:
протон +
протон &®
дейтрон +
позитрон + нейтрино
дейтрон +
протон &®
гелий-3 +
гамма-лучи
гелий-3 +
гелий-3 &®
гелий-4 +
2 протона
В принципе возможно великое множество других термоядерных реакций, но расчеты показывают, что при температурах, царящих в ядрах звезд, именно реакции этих двух циклов происходят наиболее интенсивно и дают выход энергии, в точности необходимый для поддержания наблюдаемого излучения звезд.
Как видим, звезда – это природная установка для управляемых термоядерных реакций. Если создать в земной лаборатории такие же температуру и давление плазмы, то и в ней начнутся такие же ядерные реакции. Но как удержать эту плазму в пределах лаборатории? Ведь у нас нет материала, который бы выдержал прикосновение вещества с температурой 10–20 млн. К и при этом не испарился. А звезде этого не требуется: ее мощная гравитация с успехом противостоит гигантскому давлению плазмы.
Пока в звезде протекают протон-протонная реакция или углерод- азотный цикл, она находится на главной последовательности, где проводит основную часть жизни. Позже, когда у звезды образуется гелиевое ядро и температура в нем повысится, происходит «гелиевая вспышка», т.е. начинаются реакции превращения гелия в более тяжелые элементы, также приводящие к выделению энергии.
Строение звезд. Может показаться, что невозможно узнать что-либо о внутреннем строении звезд. Не только далекие звезды, но и наше Солнце кажется абсолютно недоступным для изучения его недр. Тем не менее о строении звезд мы знаем не меньше, чем о строении Земли. Дело в том, что звезды – это газовые шары, в большинстве своем – стабильные, не испытывающие ни коллапса, ни расширения. Поэтому на любой глубине давление газа равно весу вышележащих слоев, а поток излучения пропорционален перепаду температуры от внутренних горячих к наружным холодным слоям. Этих условий, сформулированных в виде математических уравнений, достаточно, чтобы на основе законов поведения газа рассчитать структуру звезды, т.е. изменение давления, температуры и плотности с глубиной. При этом из наблюдений нужно знать только массу, радиус, светимость и химический состав звезды, чтобы теоретически определить ее структуру. Расчеты показывают, что в центре Солнца температура достигает 16 млн. К, плотность 160 г/см3, а давление 400 млрд. атм.
Звезда является природной саморегулирующейся системой. Если по какой-то причине мощность энерговыделения в ядре звезды не сможет компенсировать излучение энергии с поверхности, то звезда не сможет противостоять гравитации: она начнет сжиматься, от этого повысится температура в ее ядре и возрастет интенсивность ядерных реакций – таким образом баланс энергии будет восстановлен.
Эволюция звезд. Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвездного газа, сжимающееся под действием собственного тяготения. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло, и температура газовой глобулы возрастает. В прошлом столетии вообще считали, что энергии, выделяющейся при сжатии звезды, достаточно для поддержания ее светимости, но геологические данные пришли в противоречие с этой гипотезой: возраст Земли оказался значительно больше того времени, в течение которого Солнце могло бы поддерживать свое излучение за счет сжатия (ок. 30 млн. лет).
Сжатие звезды приводит к повышению температуры в ее ядре; когда она достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, и сжатие прекращается. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга – Рессела, пока не закончатся запасы топлива в ее ядре. Когда в центре звезды весь водород превратится в гелий, термоядерное горение водорода продолжается на периферии гелиевого ядра.
В этот период структура звезды начинает заметно меняться. Ее светимость растет, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается – звезда становится красным гигантом. На ветви гигантов звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда масса ее изотермического гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; возрастающая при этом температура стимулирует термоядерное превращение гелия в более тяжелые элементы.
Белые карлики и нейтронные звезды. Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает сильную перестройку звезды и ее быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Размер атмосферы звезды увеличивается еще больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звездного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от ее исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик, нейтронная звезда (пульсар) или черная дыра.
Подавляющее большинство звезд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится темной и невидимой.
У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны, упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества. См. также НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА.
Черные дыры. У звезд более массивных, чем предшественники нейтронных звезд, ядра испытывают полный гравитационной коллапс. По мере сжатия такого объекта сила тяжести на его поверхности возрастает настолько, что никакие частицы и даже свет не могут ее покинуть, – объект становится невидимым. В его окрестности существенно изменяются свойства пространства-времени; их может описать только общая теория относительности. Такие объекты называют черными дырами.
Если предшественник черной дыры был членом затменной двойной системы, то и черная дыра будет продолжать обращаться вокруг соседней нормальной звезды. Про этом газ из атмосферы звезды может попадать в окрестность черной дыры и падать на нее. Но прежде чем исчезнуть в области невидимости (под горизонтом событий), он разогреется до высокой температуры и станет источником рентгеновского излучения, которое можно наблюдать с помощью специальных телескопов. Когда нормальная звезда заслоняет черную дыру, рентгеновское излучение должно пропадать.
Несколько затменных двойных с рентгеновскими источниками уже обнаружено; в них подозревают наличие черных дыр. Пример такой системы – объект Лебедь X-1. Спектральный анализ показал, что орбитальный период этой системы 5,6 сут, и с таким же периодом происходят рентгеновские затмения. Почти нет сомнений, что там находится черная дыра. См. также ЧЕРНАЯ ДЫРА.
Продолжительность эволюции звезд. Если отвлечься от некоторых катастрофических эпизодов в жизни звезд, то человеческая жизнь слишком коротка, чтобы заметить эволюционные изменения каждой конкретной звезды. Поэтому об эволюции звезд судят так же, как о росте деревьев в лесу, т.е. одновременно наблюдая множество экземпляров, находящихся в данный момент на разных стадиях эволюции.
Скорость и картина эволюции звезды почти полностью определяются ее массой; некоторое влияние оказывает и химический состав. Звезда может быть физически молодой, но уже эволюционно состарившейся в таком же смысле, как месячный мышонок старше годовалого слоненка. Дело в том, что интенсивность выделения энергии (светимость) звезд очень быстро возрастает с ростом их массы. Поэтому более массивные звезды гораздо быстрее сжигают свое горючее, чем маломассивные.
Яркие массивные звезды верхней части главной последовательности (спектральные классы О, В и А) живут значительно меньше, чем звезды типа Солнца и еще менее массивные члены нижней части главной последовательности. Поэтому родившиеся одновременно с Солнцем звезды классов О, В и А уже давно закончили свою эволюцию, а те, что наблюдаются сейчас (например, в созвездии Ориона), должны были родиться относительно недавно.
В окрестности Солнца встречаются звезды различного физического и эволюционного возраста. Однако в каждом звездном скоплении все его члены имеют практически одинаковый физический возраст. Изучая самые молодые скопления с возрастом ок. 1 млн. лет, мы видим все его звезды на главной последовательности, а некоторые еще только приближающимися к ней. В более старых скоплениях наиболее яркие звезды уже покинули главную последовательность и стали красными гигантами. У наиболее старых скоплений осталась лишь нижняя часть главной последовательности, но зато богато населены звездами ветвь гигантов и следующая за ней горизонтальная ветвь.
Если сравнить между собой диаграммы Герцшпрунга – Рессела различных рассеянных скоплений, то можно легко понять, какое из них старше. Об этом судят по положению точки обрыва главной последовательности, отмечающей вершину ее сохранившейся нижней части. У двойного скопления h и c Персея эта точка лежит значительно выше, чем у скоплений Плеяды и Гиады, следовательно, оно намного моложе их.
Диаграммы Герцшпрунга – Рессела шаровых скоплений указывают на их очень большой возраст, близкий к возрасту самой Галактики. Эти скопления состоят из звезд, сформировавшихся в ту далекую эпоху, когда вещество Галактики почти не содержало тяжелых элементов. Поэтому их эволюция протекает не совсем так, как у современных звезд, хотя в целом соответствует ей.
В заключение укажем, что возраст Солнца около 5 млрд. лет, и в настоящее время оно находится в середине своего эволюционного пути. Но если бы исходная масса Солнца была всего вдвое выше, то его эволюция уже давно закончилась бы, и жизнь на Земле так и не успела бы достигнуть своей вершины в образе человека. См. также АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА; ГАЛАКТИКИ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; МЕЖЗВЕЗДНОЕ ВЕЩЕСТВО; СОЛНЦЕ.
ЛИТЕРАТУРА
Тейлер Р. Строение и эволюция звезд. М., 1973
Каплан С.А. Физика звезд. М., 1977
Шкловский И.С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть. М., 1984
Масевич А.Г., Тутуков А.В. Эволюция звезд: теория и наблюдения. М., 1988
Бисноватый-Коган Г.С. Физические процессы теории звездной эволюции. М., 1989
Сурдин В.Г., Ламзин С.А. Протозвезды. Где, как и из чего формируются звезды. М., 1992
28-04-2015, 23:37