Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд

Говорят ли нам что-нибудь пульсары и рентгеновские источники о конечных стадиях эволюции звезд? Уверены ли мы, что все звезды под конец превращаются в нейтронные звезды или белые карлики? Важное свойство этих двух типов звезд позволяет думать, что существует еще и третья возможность.

Пульсары и рентгеновские источники подтверждают, что в природе существуют нейтронные звезды. Одна из таких звезд осталась в Крабовидной туманности после взрыва Сверхновой. Но что привело к этому взрыву в 1054 году? Рано или поздно взрыв Сверхновой должен произойти и в нашей Галактике, так сказать, у нас перед глазами. [26]Тогда бы мы узнали, что же там взрывается; на старых снимках неба мы нашли бы ту звезду, на месте которой в облаке останков крутится, как волчок, крошечная нейтронная звезда.

Пока что, однако, нам приходится лишь строить догадки. Изучая компьютерные модели звезд на поздней стадии эволюции, мы можем попытаться ответить на вопрос, каким образом звезда приходит к катастрофе.

У массивных звезд, масса которых превышает солнечную больше чем в десять раз, эволюция протекает очень быстро. Водород в них расходуется уже через несколько миллионов лет. Тогда начинает гореть гелий, превращаясь в углерод, а вскоре и атомы углерода начинают превращаться в атомы с более высокими атомными номерами. Во всех этих ядерных реакциях высвобождается энергия, однако ядерные процессы становятся все менее эффективными. Чтобы излучение звезды поддерживалось на одном и том же уровне, реакции должны протекать все быстрее и быстрее. Быстро сменяя друг друга, образуются все более тяжелые атомы. Может ли так продолжаться бесконечно?

Оказывается, в природе превращения элементов заканчиваются на железе. Мы уже видели, что чем тяжелее элемент, получающийся в результате термоядерной реакции, тем ниже выделяемая энергия. Когда превращения доходят до железа, ядерный реактор звезды останавливается. При слиянии ядра железа с ядрами других элементов, имеющихся в звезде, энергия уже не выделяется: наоборот, для этого требуется дополнительная энергия. И напротив, чтобы расколоть ядро железа, требуется затратить энергию.

Причина этого заключается в одном из свойств атомных ядер. Ядра тяжелых элементов (например, урана) при делении выделяют энергию, а в результате деления появляются ядра, масса которых близка к атомной массе более легкого железа. При соединении легких элементов выделяется энергия, и в результате получаются ядра, масса которых ближе к массе тяжелого железа. Только из ядер железа нельзя получить энергию ни путем деления, ни путем синтеза.

Что же произойдет, когда в нашей массивной звезде процессы термоядерного синтеза зайдут так далеко, что в центре звезды образуется сферическая область, состоящая целиком из газообразного железа (рис. 11.1, а)? Ядра железа могут захватывать электроны из окружающего газа. При этом центральная область звезды сокращается в объеме. Дело в том, что равновесие здесь поддерживается противодействием силы тяжести и газового давления. Газовое давление обусловлено в основном электронами. Когда электроны поглощаются атомными ядрами, сила тяжести берет верх. В конце концов центральная область звезды, состоящая из газообразного железа, «схлопывается». Считают, что этот процесс начинается, когда масса центрального железного ядра звезды достигает 1,5 солнечной. Сила тяжести так плотно прижимает друг к другу все составные «кирпичики» атомных ядер, что в конце концов все протоны и электроны объединяются в нейтроны, и все вещество в центре звезды оказывается состоящим только из нейтронов. Плотное газообразное железное ядро звезды превращается в нейтронную звезду. При этом превращении выделяется невообразимое количество энергии, которое, по всей видимости, разметает в пространство внешнюю оболочку звезды. Звезда взрывается, а нейтронное ядро остается в облаке разлетающихся с огромной скоростью останков. Жизнь звезды завершилась взрывом сверхновой.

Рис. 11.1. Возможные стадии, предшествующие взрыву сверхновой. Слева: звезда с массой больше десяти солнечных. В ее недрах из водорода, который до сих пор образует ее внешнюю оболочку, образовались более тяжелые элементы, располагающиеся концентрическими слоями вокруг ядра, состоящего из плотного газообразного железа. Центральная область подобной звезды, находящейся на поздней стадии эволюции, неустойчива; возможен коллапс. При этом высвобождается такое количество энергии, что вся внешняя оболочка с большой скоростью разлетается в пространство. Справа: в недрах звезды образовалось углеродное ядро, которое аналогично белому карлику. Масса ядра-белого карлика — возрастает, поскольку на его поверхности гелий превращается в углерод. Когда масса белого карлика достигает предела Чандрасекара, происходит коллапс и оболочка разлетается. Оба рисунка схематичны, масштаб не соблюден.

В Чикаго и Ливерморе (шт. Калифорния) в США, а также и у нас в Мюнхене этот процесс пытались смоделировать на компьютере. Решение здесь оказывается гораздо более сложным, чем в случае обычных медленных этапов эволюции. Оно, однако, и чрезвычайно поучительно, так как можно предположить, что в ядерных реакциях, происходящих при взрыве, образуются многие химические элементы из встречающихся в природе. Вероятно даже, что все элементы тяжелее гелия образуются внутри звезды либо в ходе спокойного горения, либо в короткий миг взрыва сверхновой.

Все эти рассуждения относятся к самым массивным звездам. Звезды с массами меньше десяти солнечных в своей эволюции не достигают фазы образования железного ядра: они еще раньше сталкиваются с проблемами, из-за которых в конечном счете, вероятно, происходит взрыв сверхновой. Причина здесь состоит в том, что внутри звезды, как мы видели в гл. 7, образуется белый карлик. Белые карлики обладают одним весьма замечательным свойством, которое связано с их внутренним равновесием.