Конец жизненного пути звезды

Большую часть своей жизни звезда находится на так называемой главной последовательности диаграммы цвет- светимость (диаграммы Герцшпрун-га — Ресселла). Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звёзд, наблюдаемых в нашей Галактике, — скромные красные карлики с массой Солнца или меньше. Дальнейшая судьба звезды полностью определяется её массой.
Каков же будет срок жизни звезды? Иначе говоря, сколько времени она проведёт на главной последовательности? Ответить на данный вопрос не представляет труда, если знать механизм выделения энергии в звезде. Для звёзд главной последовательности это термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Как известно из ядерной физики, освобождаемая при этом энергия равна примерно 0,1% от энергии покоя вещества Е = те2. Здесь т — масса вещества, с — скорость света. Соотношение Е = те2 было установлено Альбертом Эйнштейном в 1917 г.
Таким образом, полный запас термоядерной энергии в звезде составляет 0,001 МдС2, где Мя — масса ядра звезды, в котором и происходят термоядерные реакции (именно там создаются пригодные для них условия). Из наблюдений астрономы знают и скорость потери энергии звездой — её светимость (L). Для Солнца эта величина равна 4-Ю26 Вт.
Учитывая, что масса ядра звезды пропорциональна её полной массе (М), путём расчётов получаем приблизительное соотношение: продолжительность превращения водорода в гелий равна 10 M/L млрд лет, где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца. Для звёзд с массой, близкой к солнечной, L = М4 (это следует из наблюдений). Отсюда находим, что время их жизни 10/МЗ млрд лет.
Теперь ясно, что звёзды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звёзд составляет «всего» несколько миллионов лет! Для подавляющего же большинства звёзд время жизни сравнимо или даже превышает возраст Вселенной (около 15 млрд лет).
Теперь мы подошли к основному вопросу: во что превращаются звёзды в конце жизни и как проявляют себя их остатки? Звёзды разной массы приходят в итоге к одному из трёх состояний: белые карлики, нейтронные звёзды или чёрные дыры.

БЕЛЫЕ КАРЛИКИ/ ИЛИ БУДУЩЕЕ СОЛНЦА

После «выгорания» термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной её части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется вырожденным, а звёзды, из него состоящие, — вырожденными звёздами (см. статью «Белые карлики»).
После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в источнике вокруг него, имеющем форму шарового слоя. При этом звезда переходит в область красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Ресселла. Оболочка красного гиганта достигает колоссальных размеров — в сотни радиусов Солнца — и за время порядка 10-100 тыс. лет рассеивается в пространство. Сброшенная оболочка иногда видна как планетарная туманность. Оставшееся горячее ядро постепенно остывает и превращается в белый карлик, в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа, обеспечивая тем самым устойчивость звезды. При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров. Средняя плотность вещества в нём часто превышает 109 кг/м3 (тонну на кубический сантиметр!).
Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение происходит за счёт медленного остывания. Основной запас тепловой энергии белого карлика содержится в колебательных движениях ионов, которые при температуре ниже 15 тыс. кель-винов образуют кристаллическую решётку. Образно говоря, белые карлики — это гигантские горячие кристаллы. Постепенно температура поверхности белого карлика уменьшается и звезда перестаёт быть белой (по цвету) — это скорее уже бурый или коричневый карлик.
Масса белых карликов не может превышать некоторого значения — это так называемый предел Чанд-расекара (по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субрахманьяна Чандрасека-ра), он равен примерно 1,4 массы Солнца. Если масса звезды больше, давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации и за считанные секунды происходит катастрофическое сжатие белого карлика — коллапс. В ходе коллапса плотность резко растёт, протоны объединяются с вырожденными электронами и образуют нейтроны (это называется нейтро-низацией вещества), а освобождаемую гравитационную энергию уносят в основном нейтрино (см. статью «Взрывающиеся звёзды»). Чем же заканчивается этот процесс? По современным представлениям, коллапс может либо остановиться при достижении плотностей порядка Ю’7 кг/м3, когда нейтроны сами становятся вырожденными, — и тогда образуется нейтронная звезда; либо выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик — и коллапс по сути дела превращается во взрыв.

НЕЙТРОННЫЕ ЗВЁЗДЫ

Большинство нейтронных звёзд образуется при коллапсе ядер звёзд массой более десяти солнечных. Их рождение сопровождается грандиозным небесным явлением — вспышкой сверхновой звезды. Зная из наблюдений, что вспышки сверхновых в нормальной галактике происходят примерно раз в 25 лет, легко вычислить, что за время существования нашей Галактики (10 — 15 млрд лет) в ней должно было образоваться несколько сот миллионов нейтронных звёзд! Как же они должны проявлять себя?
Молодые нейтронные звёзды быстро вращаются (периоды их вращения измеряются миллисекундами!) и обладают сильным магнитным полем. Вращение вместе с магнитным полем создают мощные электрические поля, которые вырывают заряженные частицы из твёрдой поверхности нейтронной звезды и ускоряют их до очень высоких энергий (см. статью «Необычные объекты: нейтронные звёзды и чёрные дыры»). Эти частицы излучают радиоволны.
С потерей энергии вращение нейтронной звезды тормозится, электрический потенциал, создаваемый магнитным полем, падает. При некотором его значении заряженные частицы перестают рождаться и радиопульсар «затухает». Это происходит за время около 10 млн лет, поэтому действующих пульсаров в Галактике должно быть несколько сот тысяч (один на 1500 звёзд соответствующей массы). В настоящее время наблюдается примерно 700 пульсаров.
Как и для белых карликов, для нейтронных звёзд существует предельно возможная масса (она носит название предела Оппенгеймера — Волкова). Однако строение материи при столь высоких плотностях известно плохо. Поэтому предел Оп-пенгеймера — Волкова точно не установлен, его величина зависит от сделанных предположений о типе и взаимодействии частиц внутри нейтронной звезды. Но в любом случае он не превышает трёх масс Солнца.
Если масса нейтронной звезды превосходит это значение, никакое давление вещества не может противодействовать силам гравитации. Звезда становится неустойчивой и быстро коллапсирует. Так образуется чёрная дыра.

ЧЁРНЫЕ ДЫРЫ

Термин «чёрная дыра» был весьма удачно введён в науку американским физиком Джоном Уилером в 1968 г. для обозначения сколлапсировавшей звезды. Как известно, для того чтобы преодолеть силу притяжения небесного тела с массой М и радиусом R, частица на поверхности должна приобрести вторую космическую скорость v» = ^2GM / R , где G — постоянная тяготения Ньютона. Если при постоянной массе радиус уменьшается, то эта скорость возрастает и может достичь скорости света (с) — предельной скорости для любых физических объектов, когда радиус тела становится равным 2GM/C2. Это так называемый гравитационный радиус — Rg. Поскольку информация может передаваться не более чем со скоростью света, коллапсирующее тело, как говорят, уходит за горизонт событий для далёкого наблюдателя.
На достаточно больших расстояниях чёрная дыра проявляет себя как обычное гравитирующее тело той же массы. Поверхности в традиционном понимании у чёрных дыр быть не может. Удивительно, но самые «экзотические» с точки зрения образования и физических проявлений космические объекты — чёрные дыры — устроены гораздо проще, чем обычные звёзды или планеты. У них нет химического состава, их строение не связано с различными типами взаимодействия вещества — они описываются только уравнениями гравитации Эйнштейна. Кроме массы чёрная дыра может ещё характеризоваться моментом количества движения и электрическим зарядом.
Но если чёрные дыры не светят, то как же можно судить о реальности этих объектов во Вселенной? Единственный путь — наблюдать воздействие их гравитационного поля на другие тела.
Имеются косвенные доказательства существования чёрных дыр более чем в 10 тесных двойных рентгеновских звёздах В пользу этого говорят, во-первых, отсутствие известных проявлений твёрдой поверхности, характерных для рентгеновского пульсара или рентгеновского барстера (например, периодических импульсов в излучении), и, во вторых, большая масса невидимого компонента двойной системы (больше трёх масс Солнца).
Последние достижения рентгеновской астрономии позволяют исследовать рентгеновское излучение очень быстрой (миллисекундной) переменности. В оптической астрономии появилась возможность регистрации очень слабых потоков света. Всё это даёт надежду, что в начале XXI в. будет получено прямое доказательство существования в Галактике чёрных дыр звёздной массы. А возможно, обнаружение чёрных дыр будет связано с совершенно новым направлением звёздной науки — гравитационно-волновой астрономией. Уже разрабатываются гравитационно-волновые детекторы, которые позволят регистрировать необычайно слабые гравитационные волны от систем, содержащих чёрные дыры. Скорее всего первые обнаруженные таким методом объекты окажутся двойными чёрными дырами, сливающимися друг с другом из-за потерь энергии орбитального движения на гравитационное излучение.