Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Слияния двух нейтронных звезд приводят к появлению короткого гамма-всплеска. При этом также происходит выделение энергии и на более длинных волнах – вспыхивают так называемые килоновые. Кроме того, такие события важны с точки зрения синтеза ряда тяжелых элементов (например, золота), рождающихся в быстром (r-) процессе (см. раздел 5.2 «Химическая эволюция Вселенной. Звезды»). Наконец, слияния нейтронных звезд являются источниками гравитационных волн.

Слияния двойных нейтронных звезд и черных дыр сопровождаются мощным гравитационно-волновым всплеском.

Первый гравитационно-волновой всплеск был зарегистрирован установками LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory, Лазерно-интерферометрическая гравитационно-волновая обсерватория, см. раздел 13.9 «Детекторы гравитационных волн») осенью 2015 г., причиной события стало слияние двух черных дыр. Благодаря большой массе сливающихся объектов всплески можно обнаруживать на космологических расстояниях, превышающих миллиард световых лет. Для расчета темпа таких событий важно хорошо понимать эволюцию двойных звезд. Слияния нейтронных звезд происходят чаще слияний с участием черных дыр, зато бóльшая масса последних позволяет видеть такие события с бóльших расстояний. Сейчас данные с гравитационно-волновых детекторов позволяют уточнить картину эволюции двойных звезд.

Звезды образуются из облаков газа и пыли в процессе их сжатия. Соответственно, процесс звездообразования зависит от свойств газа: плотности, температуры, химического состава, турбулентности, магнитных полей и других параметров.

Процесс формирования первых звезд начался спустя десятки миллионов лет после начала расширения Вселенной, когда газ содержал очень малое количество элементов тяжелее гелия. Возникшие из этой среды звезды относят к населению III (иногда вместо термина «население» используют «популяция» или «поколение»). В настоящее время такие звезды с нулевым содержанием элементов тяжелее гелия не обнаружены ни в наших окрестностях, ни при наблюдениях далеких объектов в молодой Вселенной.

Первые звезды, возникшие из газа первичного состава, относят к населению III.

Следующий важный этап связан с началом формирования нашей Галактики, когда вещество уже было немного обогащено тяжелыми элементами благодаря взрывам первых массивных звезд. Первые пару миллиардов лет темп образования звезд в Галактике был очень велик. На ранних этапах формирования Галактики и возникла большая звездная популяция – население II, в основном звезды этой популяции находятся в гало и шаровых скоплениях, а также в балдже (см. раздел 8.1 «Структура Галактики»).

В Галактике выделяют два звездных населения: I и II. Звезды населения II бедны элементами тяжелее гелия, а звезды населения I имеют примерно солнечный состав. Кроме того, у них разные кинематические свойства.

Наконец, процесс звездообразования продолжился в диске Галактики, где идет и сейчас. Химический состав Галактики (газа и звезд в ней) меняется, но уже не слишком существенно, он примерно соответствует солнечному, и все звезды Галактики с таким составом относят к населению I. Населения I и II впервые были выделены в 1944 г. Вальтером Бааде (Walter Baade) по результатам сравнения звезд нашей Галактики со звездами туманности Андромеды (М31).

Процесс формирования звезд вызывает еще много вопросов, однако в общих чертах картина представляется ясной, особенно применительно к современному звездообразованию. Развитие наблюдательных возможностей позволяет видеть различные этапы образования звезд: начиная от появления уплотнений в молекулярных облаках и заканчивая молодыми объектами, выходящими на Главную последовательность и еще окруженными протопланетными или остаточными дисками.

Звезды рождаются в результате коллапса внутренних частей молекулярных облаков.

Молекулярные облака содержат практически весь молекулярный водород в Галактике. Их средняя плотность обычно составляет несколько сотен атомов водорода в кубическом сантиметре, а массы – от сотен до миллионов масс Солнца. Внутренняя структура облака довольно сложная: выделяют сгустки, в которых могут образовываться звезды, и протозвездные ядра, где этот процесс уже идет. В сгустках плотность составляет от тысячи до сотни тысяч атомов в кубическом сантиметре, а в протозвездных ядрах – превосходит сто тысяч атомов в кубическом сантиметре. Средняя температура в облаках 10–30 K, в сгустках она чуть меньше, а в протозвездных ядрах часто даже ниже 10 K. Типичные размеры облаков – несколько парсек, сгустков – менее 2 парсек, а размеры протозвездных ядер исчисляются уже десятками тысяч астрономических единиц.

В облаках существуют мощные турбулентные потоки и магнитные поля, обеспечивающие устойчивость облака. В процессе сжатия и под действием турбулентности возникают уплотнения, масса которых превосходит критическую (так называемую джинсовскую массу), и тогда начинается коллапс, приводящий к образованию звезд. Протозвезда аккрецирует газ, пока он не закончится или пока излучение звезды не начнет ионизировать, нагревать и отбрасывать газ. Если сжатие началось, то протозвезда формируется относительно быстро – за миллион лет (а массивные звезды даже быстрее).

Детальное рассмотрение условий сжатия газа под действием гравитации выполнил в 1902 г. Джеймс Джинс (James Jeans), в честь которого и были названы соответствующие критические величины – джинсовские масса и длина. Он показал, что для сгустка газа, находящегося в равновесии (как правило, его внутреннее давление уравновешивается давлением внешней среды и силой гравитации), существуют критическая масса и размер, при превышении которых начинается сжатие.

Есть простое объяснение этих критических условий: сила гравитации уравновешена градиентом давления, при росте массы (а значит, и размера) сила гравитации возрастает, в итоге она побеждает, и начинается сжатие. Более детальное объяснение заключается в рассмотрении характеристик противоборствующих процессов. В ходе сжатия сгустка силы гравитации растут, сгусток продолжает сжиматься, и у этого процесса есть характерные время и скорость – время и скорость свободного падения. Равновесие может быть восстановлено ростом давления, характерная скорость этого процесса равна скорости звука. Если время пересечения сгустка звуковой волной меньше времени свободного падения, равновесие будет восстановлено. Если же, наоборот, время свободного падения меньше – сжатие продолжится.

Коллапс большого сгустка газа сопровождается фрагментацией. Поэтому звезды обычно рождаются группами.