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

В реальности условия начала сжатия выглядят гораздо сложнее, поскольку необходимо учитывать сложную структуру сгустков, а также наличие турбулентности и магнитных полей. Оценки показывают, что в реальной межзвездной среде могут коллапсировать молекулярные облака в целом или их внутренние части, условия сжатия зависят от температуры и плотности. При сжатии газ может нагреваться, что ведет к росту давления, поэтому необходимо, чтобы он мог достаточно быстро остывать. В межзвездной среде это осуществляется излучением молекул и пыли. Если остывание достаточно эффективно, а среда сильно турбулентна, то в процессе коллапса сгустки будут фрагментироваться, в результате чего возникает множество протозвезд. Они продолжают аккрецировать газ (конкурируя за него), и в итоге возникает группа или скопление звезд.

Условия в молодой Вселенной, когда газ еще не был обогащен элементами тяжелее гелия, существенно отличались от современных: тогда еще не существовало основных молекул (СО и др.) и пыли, отвечающих за остывание сжимающегося облака посредством излучения. Поэтому основным охлаждающим агентом являлся молекулярный водород H 2. Поскольку эта молекула симметрична, она не является эффективным излучателем, и это осложняет образование первого поколения звезд.

Условия рождения звезд в молодой Вселенной отличались от современных.

В ранней Вселенной из-за существования и роста флуктуаций плотности возникают так называемые мини-гало, состоящие из темного вещества и водородно-гелиевого газа (см. главу 10 «Мир галактик», а также раздел 12.4 «Спектр первичных возмущений»). В достаточно массивных гало (около миллиона масс Солнца, большая часть массы определяется темным веществом) возникают условия для начала образования звезд. Детали этого процесса остаются пока неясными. Первые расчеты показывали, что в основном возникают очень массивные звезды (сотни масс Солнца) – часто одна на мини-гало. Они должны были довольно быстро завершать свою эволюцию, обогащая среду тяжелыми элементами и превращаясь в черные дыры с массами 100–200 солнечных. Однако последующее компьютерное моделирование показало, что в населении III могут возникать группы звезд, содержащие и достаточно легкие (с массой порядка солнечной) объекты. Некоторые из самых легких звезд популяции III могли дожить и до наших дней, хотя пока такие объекты не обнаружены.

Мы наблюдаем различные стадии формирования звезд, включая протозвездные ядра и сами протозвезды.

При примерно солнечном составе газа формирование звезды занимает от нескольких сотен тысяч (в случае массивных объектов) до нескольких десятков миллионов лет (для массы немного меньше солнечной). Пока вещество довольно прозрачно и поэтому может быстро остывать, выделившийся сгусток достаточно быстро сжимается от размеров порядка 0,1 парсека до сотни радиусов Солнца – возникает протозвезда. Она продолжает медленно сжиматься и аккрецировать газ (такие объекты наблюдаются как мощные инфракрасные источники). Наконец, температура в недрах вырастает до достаточно больших значений, чтобы начались термоядерные реакции превращения водорода в гелий. В этот момент звезда оказывается на Главной последовательности.

Эволюция звезды – это в первую очередь история термоядерных реакций в ее ядре. Жизнь звезды начинается со стадии ее формирования. Еще до попадания на Главную последовательность в ее недрах идут низкотемпературные термоядерные реакции – прежде всего горение дейтерия. Однако можно считать, что звезда окончательно сформировалась, когда начинается стабильный синтез гелия из водорода. У достаточно массивных звезд впоследствии могут начаться реакции синтеза других, более тяжелых элементов. Когда запасы какого-то элемента подходят к концу, реакции прекращаются, и звезда начинает сжиматься для сохранения гидростатического равновесия. Это приводит к повышению температуры и плотности в ее недрах, и, если они достигают необходимых критических значений, могут начаться реакции синтеза более тяжелых элементов.

В ходе эволюции звезды происходит смена термоядерных реакций в ее недрах.

Превращение водорода в гелий – это не одна реакция, а целая цепочка. Более того, существует два независимых канала синтеза гелия. Первый доминирует в маломассивных звездах (включая Солнце) и называется pp-цепочкой, поскольку все начинается взаимодействием двух протонов (этот канал синтеза был впервые рассмотрен Гансом Бете (Hans Bethe) в 1939 г.). Два протона, будучи положительно заряженными частицами, испытывают сильное кулоновское отталкивание. Поэтому для этой реакции (как и для многих других в термоядерном синтезе) необходимы не только высокая плотность и температура, но и такой квантовый эффект, как туннелирование, позволяющий частицам преодолеть кулоновский барьер (первым квантовое туннелирование рассмотрел Георгий Гамов в 1928 г. при разработке теории альфа-распада).

Два протона образуют изотоп 2 2He (дипротон), при этом выделяется энергия. Благодаря бета-распаду один из протонов превращается в нейтрон, испуская позитрон (который тут же аннигилирует) и электронное нейтрино. Получившийся дейтерий захватывает еще один протон, образуя гелий-3 ( 3 2He) с выделением энергии. Далее возможны три пути. Первый: гелий-3 взаимодействует с таким же ядром, образуя гелий-4 ( 4 2He) и два протона с выделением энергии. Два других пути идут через взаимодействие гелия-3 с гелием-4. Их итогом также становится синтез гелия-4, плюс по ходу реакций испускаются нейтрино и выделяется энергия.

Судьба звезды и запуск последующих реакций зависят от температуры в недрах, которая определяется массой звезды.

В более массивных звездах доминирует так называемый CNO-цикл (он имеет место и в Солнце, где отвечает менее чем за 2 % энерговыделения). В этом канале также есть несколько цепочек реакций. Особенностью этого цикла является то, что для протекания реакций необходимо присутствие ядер углерода, азота и кислорода, выступающих в роли катализатора (при этом азот и кислород создаются и исчезают в процессе цикла, см. раздел 1.2 «Реакции в Солнце. Нейтрино»). Итогом реакций вновь является синтез гелия-4 из четырех протонов с выделением энергии и испусканием нейтрино. Впервые этот цикл был рассмотрен Карлом фон Вайцзеккером (Carl Friedrich von Weizsäcker) и Гансом Бете в 1938–1939 гг.

Когда водород в ядре звезды исчерпан, реакции прекращаются. Энерговыделение падает, и ядро начинает сжиматься, чтобы сохранить гидростатическое равновесие, и при этом нагревается. У звезд с массой менее половины солнечной нагрев ядра оказывается недостаточным для запуска следующей реакции – синтеза углерода. В этом случае плотность в ядре растет, пока газ не перейдет в вырожденное состояние – образуется гелиевый белый карлик. Однако, поскольку время эволюции столь маломассивных светил превышает современный возраст Вселенной, ни одна звезда еще не прошла этот путь до конца.