Эволюция звезд

 захватывающий,  чрезвычайно мощный, один из самых катастрофических во всей   Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду. 

  Шесть  тысяч лет мчался по космическим  просторам свет от этой звезды  из

созвездия Тельца и достиг, наконец, Земли. Это  случилось в 1054 г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов она переживала период застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект, величественно сверкающий на небе перед восходом Солнца. 

   Четвёртого июля 1054 г. китайские  астрономы, вглядываясь в небо, увидели   светящийся небесный объект, который был много ярче Венеры. Его наблюдали в   Пекине и Кайфыне и назвали "звездой-гостьей". Это был самый яркий после   Солнца объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до 27 июля 1054 г., он  был виден даже днём. Постепенно объект становился слабее, но всё же  оставался видимым для невооружённого глаза ещё 627 дней и наконец исчез 17 апреля 1056 г. Это была ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых -  она сияла как 500 млн. Солнц. Если бы она находила от нас на таком  расстоянии, как ближайшая к нам звезда альфа Центавра, то даже самой  тёмной ночью при её свете мы могли бы свободно читать газету - она светила  бы значительно ярче, чем полная Луна. 

       

Крабовидная туманность. 

   После фотографирования и тщательного исследования участка неба, где

 находилась  сверхновая, было обнаружено, что  остатки сверхновой образуют сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку, заключающую несколько  звёзд. Весь этот комплекс из газа и звёзд был назван Крабовидной туманностью. Источником вещества туманности является одна из центральных  звёзд, та самая, которая взорвалась семь тысяч лет назад. Это нейтронная   звезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и чрезвычайно малый диаметр. По   фотографиям и спектрограммам можно определить физические характеристики  звезды.

   Ни один космический объект  не дал астрономам столько  ценнейшей информации, как относительно  небольшая Крабовидная туманность, наблюдаемая в созвездии  Тельца  и состоящая из газового диффузного  вещества, разлетающегося с большой скоростью. Эта туманность, являющаяся остатком сверхновой, наблюдавшейся в 1054 году, стала первым галактическим объектом, с которым был отождествлен источник радиоизлучения. Оказалось, что характер   радиоизлучения ничего общего с тепловым не имеет: его интенсивность   систематически возрастает с длиной волны. Вскоре удалось объяснить и  природу этого явления. В остатке сверхновой должно быть сильное магнитное  поле, которое удерживает созданные ею космические лучи (электроны,  позитроны, атомные ядра), имеющие скорости, близкие к скорости света. В магнитном поле они излучают электромагнитную энергию узким пучком в направлении движения. Обнаружение нетеплового радиоизлучения у Крабовидной   туманности подтолкнуло астрономов к поиску остатков сверхновых именно по этому признаку. Особенно мощным источником радиоизлучения оказалась   туманность, находящаяся в созвездии Кассиопеи, — на метровых волнах поток радиоизлучения от нее в 10 раз превышает поток от Крабовидной туманности, хотя она и значительно дальше последней. В оптических же лучах эта быстро  расширяющаяся туманность очень слаба. Полагают, что туманность в Кассиопее   — это остаток вспышки сверхновой, имевшей место около 300 лет назад.

   Крабовидная туманность стала первым   объектом, у которого было обнаружено рентгеновское излучение. В 1964 году   удалось обнаружить, что источник рентгеновского излучения, исходящего из   нее, протяженный, хотя его угловые размеры в 5 раз меньше угловых размеров   самой Крабовидной туманности. Из чего был сделан вывод, что рентгеновское   излучение испускает не звезда, некогда вспыхнувшая как сверхновая, а сама  туманность. 

   В результате исследования выяснилось, что в Крабовидной туманности

различаются два типа излучающих областей. Во-первых, это волокнистая

сетка, состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тысяч градусов

и ионизированного  под действием интенсивного ультрафиолетового  излучения центральной звезды; газ  включает в себя водород, гелий, кислород, неон,  серу. И, во-вторых, большая светящаяся аморфная область, на фоне которой  мы видим газовые волокна. 

  Звезда с массой, превосходящей солнечную примерно на 20%, может со

временем  стать неустойчивой. Это показал  в своём блестящем теоретическом   исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашего столетия, астроном   Чандрасекхар. Он установил, что подобные звёзды на склоне жизни порой

подвергаются  катастрофическим изменениям, в результате чего достигается

 некоторое  равновесное состояние, позволяющее  звезде достойно завершить

свой  жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последних

стадий  звёздной эволюции и исследованием  зависимости эволюции звезды от её   массы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает  предел   Чандрасекара, её ожидают  невероятные изменения. 

  Если масса звезды превосходит предел Чандрасекара, эффект вырождения уже   не в состоянии обеспечить необходимое соотношение давлений. Перед звездой остаётся только один путь для сохранения равновесия - поддерживать высокую  температуру. Но для этого требуется внутренний источник энергии. В процессе обычной эволюции звезда постепенно использует для этого ядерное  горючее. Однако как может звезда добыть энергию на последних стадиях  звёздной эволюции, когда ядерное топливо, регулярно поставляющее энергию,  на исходе? Конечно она ещё не энергетический «банкрот», она большой,  массивный объект, значительная часть массы которого находится на большом  расстоянии от центра, и у неё в запасе ещё есть гравитационная энергия.  Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своему  местоположению обладающему потенциальной энергией. Энергия, заключённая во  внешних слоях звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в нужный момент её можно извлечь. 

   Итак, чтобы поддерживать давление, звезда теперь начинает сжиматься,

пополняя, таким образом, запас своей внутренней энергии. Как долго продолжается это сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательно исследовали

подобную  ситуацию и пришли к выводу, что  в действительности происходит

катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв.

   Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение плотности, создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда   тут же возвращается на путь обычного угасания.

   Наибольший интерес для учёных  представляет процесс, в ходе  которого шаг за  шагом осуществляется  постепенное выгорание ядерного  топлива. Для расчёта этого процесса используется информация, полученная из лабораторных опытов;  огромную роль при этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощью ЭВМ процесс энерговыделения   в звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса   которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду, находящуюся далеко за   пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметь светимость, в 60   раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.

   Мы уже знаем, что в ходе  обычных термоядерных реакций,  протекающих в

 недрах  звезды почти в течение всей её жизни, водород превращается в гелий.

   После того как значительная  часть вещества звезды превратится  в гелий,

 температура  в её центре возрастает. При  увеличении температуры примерно  до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который затем превращается в   кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинает порождать более тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических элементов. Теперь звезда  становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкой оболочке, по  одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит  превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии. Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды  неуклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту  температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких  температурах кислород и неон вполне устойчивы и не вступают в ядерные  реакции. Однако через некоторое время ядро становится ещё плотнее,  температура удваивается, теперь она уже равняется 600 млн. К. И тогда  ядерным топливом становится неон, который в ходе реакций превращается, а  магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных  нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала  некоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с  этими металлами, создают атомы более тяжёлых металлов - вплоть до урана -  самого тяжёлого из природных элементов.

   Но вот израсходован весь неон  в ядре. Ядро начинает сжиматься,  и снова

 сжатие  сопровождается ростом температуры.  Наступает следующий этап, когда   каждые два атома кислорода,  соединяясь, порождают атом кремния  и атом  гелия. Атомы кремния,  соединяясь попарно, образуют  атомы никеля, которые вскоре  превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся возникновением новых химических элементов, вступают не только нейтроны, но  также протоны и атомы гелия. Появляются такие элементы, как сера,  алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра   поднимается до полутора миллиардов градусов. По-прежнему продолжается образование более тяжёлых элементов с использованием свободных нейтронов,  но на этой стадии из-за большой температуры происходят некоторые новые  явления. 

   Хойл считает, что при температурах порядка миллиарда градусов возникает

мощное  гамма-излучение, способное разрушать  ядра атомов. Нейтроны и

протоны отрываются от ядер, но этот процесс  обратимый: частицы вновь

соединяются, создавая устойчивые комбинации. Когда  температура превысит

1,5 млрд. К, более вероятными становятся процессы распада ядер. Любопытным и неожиданным оказался следующий результат: при дальнейшем увеличении   температуры и усилении процессов разрушения и соединения ядра в итоге   присоединяют всё больше и больше частиц и, как следствие этого, возникают   более тяжёлые химические элементы. Так, при температурах 2-5 млрд. К   рождаются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех   этих элементов наиболее представлено железо. Как и прежде, при превращении   лёгких элементов в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от   коллапса. Своим внутренним строением звезда теперь напоминает луковицу, каждый слой которой заполнен преимущественно каким-либо одним элементом.

   Как отмечает Хойл, с образованием  группы железа звезда оказывается

 накануне  драматического взрыва. Ядерные  реакции, протекающие в железном   ядре звезды, приводят к превращению  протонов в нейтроны. При этом  испускаются потоки нейтрино, уносящие  с собой в космическое пространство  значительное количество энергии звезды. Если температура в ядре звезды  велика, то эти энергетические потери могут иметь серьёзные последствия,  так как они приводят к снижению давления излучения, необходимого для  поддержания устойчивости звезды. И как следствие этого, в действие опять вступают гравитационные силы, призванные доставить звезде необходимую энергию. Силы гравитации всё быстрее сжимают звезду, восполняя энергию,  унесённую нейтрино. Как и прежде сжатие звезды сопровождается ростом  температуры, которая, в конце концов, достигает 4-5 млрд. К. Теперь  события развиваются несколько иначе. Ядро, состоящее из элементов группы  железа, подвергается серьёзным изменениям: элементы этой группы уже не  вступают в реакции с образованием более тяжёлых элементов, а начинают  снова превращаться в гелий, испуская при этом колоссальный поток нейтронов. Большая часть этих нейтронов захватывается веществом внешних   слоёв звезды и участвует в создании тяжёлых элементов.

   На этом этапе, как указывает  Хойл, звезда достигает критического

состояния. Когда создавались тяжёлые химические элементы, энергия

высвобождалась  в результате слияния лёгких ядер. Тем самым огромные её

количества  звезда выделяла на протяжении сотен  миллионов лет. Теперь же

конечные  продукты ядерных реакций вновь распадаются, образуя гелий: звезда   оказывается вынужденной восполнить утраченную ранее энергию. Остаётся   последнее её достояние - гравитация. Но чтобы звезда могла воспользоваться   этим резервом, плотность её ядра должна увеличиваться крайне быстро, то   есть ядро должно резко сжаться; происходит «взрыв внутрь», отрывающий ядро  звезды от её внешних слоёв. Он должен произойти за считанные секунды. Это  и есть начало конца массивной звезды. 

   Имплозия, или взрыв внутрь, устраняет  давление, поддерживавшее внешние   слои звезды, её оболочку, и с этого момента оболочка, сжимаясь, начинает падать на ядро. Падение сопровождается выделением колоссального количества   энергии - так ещё раз проявляет себя гравитация. Выделение энергии  приводит в свою очередь к резкому повышению температуры (примерно 3 млрд. К), и падающая оболочка звезды оказывается в необычных для неё   температурных условиях. Для звезды с температурой ядра, равной 2,5 млрд.   К, лёгкие элементы оболочки служат потенциальным ядерным топливом. Но  чтобы обеспечить свечение во время взрыва, температура должна подняться  выше этого значения - до 3 млрд. К. В течение секунды кинетическая энергия   звезды превращается в тепловую, и вещество оболочки нагревается. При такой   высокой температуре более лёгкие элементы - в основном кислород -   проявляют взрывную неустойчивость и начинают взаимодействовать.   Подсчитано, что за время меньше секунды в ходе этих ядерных реакций   выделяется энергия, равная энергии, которую Солнце излучает за миллиард  лет! 

   Внезапно освободившаяся энергия  срывает со звезды её наружные  слои и

выбрасывает их в космическое пространство со скоростью, достигающей

нескольких  тысяч километров в секунду. На эти  слои приходится значительная  часть  массы звезды. Газовая оболочка удаляется от звезды, образуя  туманность, которая простирается на многие миллионы миллионов километров.

   Газ по инерции продолжает  удаляться от звезды до тех  пор, пока, возможно