Конечная стадия эволюции звезд

На стадии красного гиганта звезда теряет вещество - происходит сброс оболочки, разлетающейся со скоростью 20-40 км/сек и наблюдаемой как планетарная туманность. Планетарные туманности обогащают межзвездную среду химическими элементами. Постепенно красный гигант исчерпывает термоядерные источники энергии и теряет массу. Дальнейшая судьба зависит от массы ядра.

Белый карлик (кристаллические звезды). Им становится звезда с массой ядра менее предела Чандрасекара - 1.4 массы Солнца (предел массы белого карлика). Это стационарное, равновесное состояние. В нем не происходит ядерных реакций. Белый карлик постепенно остывает до желтого, красного и черного карлика. Это гигантский кристалл из атомных ядер, имеющий радиус, примерно равный радиусу Земли, и очень большую плотность 10⁸-10¹⁰ г/см³ (плотность тел, состоящих из атомов не превышает 20 г/см³). Радиус карлика лежит в пределах 0.02-0.005 радиуса Солнца - около 1000 км.

Белый карлик появляется, когда красный гигант сбрасывает свои поверхностные слои, образующие планетарную туманность. Этот процесс не носит взрывного характера. Вещество белого карлика находится в состоянии кристаллической решетки из ядер и вырожденного электронного газа, давление которого, обусловленное квантовым принципом Паули, сдерживает гравитацию.

Белый карлик может быть гелиевым, углеродно-кислородным, магниевым и даже железным – зависит от первоначальной массы звезды и того, сколько массы она потеряла в процессе эволюции.

Если белый карлик входит в двойную систему, то на него может перетекать вещество звезды-спутницы. Когда масса вещества достигает критического уровня, вспыхивают термоядерные реакции. Возникает вспышка новой или сверхновой звезды. Вспышка новой звезды не приводит к изменению структуры звезды (участвуют только поверхностные слои). За несколько суток блеск звезды увеличивается в тысячи и миллионы раз. Выделяется энергия порядка 10⁴⁵-10⁴⁶ эрг.

Эволюция малых звезд. Если масса звезды находится в пределах 0.08-0.26 массы Солнца, то протонные реакции заканчиваются на образовании He³. Звезды с массой 0.05-0.08 массы Солнца, минуя стадию термоядерных реакций (температура внутри них не достигает 8 млн градусов), сразу переходят в состояние водородных вырожденных красных карликов.

Нейтронная звезда - конечный результат эволюции звезд с массой более 8-10 масс Солнца. При массе ядра более 1.4 массы Солнца давление вырожденного электронного газа белого карлика не в состоянии сдержать силу тяготения. Начинается быстрый гравитационный коллапс ядра звезды. Если масса ядра не более 3 масс Солнца (предел Оппенгеймера-Волкова), то давление вещества останавливает коллапс из-за нейтронизации ядра – вырожденные электроны поглощаются (вдавливаются) ядрами химических элементов. После резкого коллапса ядра оболочка падает на него и возникает ударная волна. При этом за время около 1 секунды выделяется громадная энергия, которая разбрасывает оболочку звезды. Происходит взрыв значительной части звезды - вспышка сверхновой с образованием газовой туманности. В ядре происходит всплеск рождения нейтрино, добавляющих мощи ударной волне.

Вспышка сверхновой – это величайшая катастрофа. Во время вспышки выделяется столько энергии, сколько выделяет вся галактика или сколько Солнце излучило за 5 млрд лет своего существования. Выделяют сверхновые 1-го и 2-го типов. Сверхновая 1-го типа образуется при взрыве белого карлика в двойной системе, когда на него перетекает вещество соседней звезды и его масса достигнет 1.4 массы Солнца. Сверхновые 1-го типа выделяют практически одинаковое количество энергии – 10⁵¹ эрг. Поэтому их используют для определения расстояния до галактик, в которых произошла вспышка. Масса оболочки, сброшенной сверхновой 2-го типа может быть больше в несколько раз массы Солнца.

Возможность существования нейтронных звезд была предсказана российским физиком Л.Ландау в 1932 году вслед за открытием нейтрона. Типичная нейтронная звезда имеет радиус 10-18 км и огромную плотность, соизмеримую с плотностью атомного ядра 10¹⁴–10¹⁵ г/см³. Образно ее можно назвать гигантским атомным ядром. Но есть и различия – в атомном ядре гравитация не существенна.

Ядро нейтронной звезды состоит из вырожденной сверхтекучей нейтронной жидкости. Верхний слой ядра – твердая кора из железа (с примесью хрома, никеля, кобальта и др.) и вырожденных электронов. После своего образования нейтронная звезда имеет очень высокую температуру – порядка миллиарда градусов, но быстро остывает.

Характерная особенность нейтронных звезд – высокая скорость вращения (может быть близкой к скорости света) и гигантская напряженность магнитного поля (до десятков миллиардов эрстед). Магнитная ось нейтронной звезды, как правило, не совпадает с осью вращения, поэтому нейтронные звезды были обнаружены в 1967 году в виде импульсных источников электромагнитного излучения – пульсаров, называемых маяками Вселенной.

Черная дыра (термин Джона Уилера, 1968) – звезда с непреодолимой силой тяготения. Если масса ядра умирающей звезды больше 3 масс Солнца, то уже ничто не может предотвратить гравитационный коллапс – звезда как бы взрывается внутрь, превращаясь в черную дыру (сингулярное состояние вещества).

Первая модель черной дыры построена в 1916 году на основе ОТО К.Шварцшильдом. Черная дыра – это область пространства-времени, в которой поле тяготения настолько сильно, что скорость ее преодоления (вторая космическая скорость) должна превышать скорость света. Для этого масса должна сжаться до объема меньше гравитационного радиуса r=2GМ/c². Для Солнца, например, r≈3 км, а для Земли – 0.8 см. Сфера гравитационного радиуса называется сферой Шварцшильда, поверхность сферы называется горизонтом событий – область, за которую ничего не выходит.

Черные дыры, подобно элементарным частицам, обладают массой, зарядом и моментом количества движения. Между черными дырами и элементарными частицами могут существовать глубинные связи, возможно взаимопревращения. Суперструнная теория представляет их как две фазы одной струнной материи.

Наблюдается не черная дыра, а выпадение на нее вещества (аккреция). При этом кандидат в черную дыру не должен иметь признаки нейтронной звезды (пульсара – нейтронной звезды, в которой ось вращения не совпадает с осью магнитного поля).

Черные дыры теряют массу за счет испарения с ее поверхности элементарных частиц, рождаемых сильным полем тяготения. Продолжительность жизни черной дыры пропорциональна кубу радиуса. Например, дыра в 10 масс Солнца испарится за 10⁶⁹ лет.

Эйнштейн и Фейнман не верили в реальность черных дыр. Некоторые неэйнштейновские теории гравитации отрицают искривление пространства-времени и существовании черных дыр.

Поиск по сайту: