<<
>>

Звезды массой от (8-10) М© до 100 М©

У звезд массой более ЮМ© вырождение электронного газа не препятствует нагреву внутренних слоев до температуры ~109 К, при которой углерод и кислород могут вступать в разнообразные ядерные реакции с образованием более тяжелых элементов.

Примеры таких реакций:

\2п , \2п              24» *

бС + 6^ —gt; l2Mg

ЧС + ’бС f0Ne + lt;Не

"С + 2Не -gt; 1680

1680 + 1680              ит.п.

Дальнейшая эволюция звезды сводится к последовательному «выгоранию» все более тяжелых элементов, сжатию ядра и образованию на его внешней границе новых слоевых источников. Недра звезды становятся похожими на луковицу, в тонких слоях которой происходит превращение водорода в гелий, гелия в углерод, и т. д.

После начала ядерных реакций с участием углерода и кислорода основную часть выделяющейся энергии уносят не фотоны, а нейтрино и антинейтрино: при температуре 109 К протекает множество процессов, приводящих к рождению этих частиц, тотчас покидающих звезду. Например, ядро кремния f®Si может захватить свободный электрон, испустить нейтрино и превратиться в ядро алюминия ЦА1, которое неустойчиво и вскоре превращается в исходное ядро ^ Si, порождая при этом электрон и антинейтрино. В результате ни кремний, ни электрон не исчезли, но появились нейтрино и антинейтрино, на рождение которых ушла часть кинетической энергии свободного электрона, т. е. тепловой энергии газа. Этот очень важный цикл превращений получил название урка-процесса. Идея такого названия возникла у Георгия Гамова (1904-1968) и Марио Шенберга (1914-1990), когда они посетили казино «Urea» в Рио-де-Жанейро и обнаружили, что при игре в рулетку деньги исчезают так же быстро, как энергия с потоком нейтрино уносится из звездного ядра. Кроме того, Гамов, как уроженец Одессы, несомненно, знал, что в России «урками» называют мелких воришек, так что это название с подтекстом.

Итак, на поздних стадиях эволюции нейтрино весьма эффективно «крадут» у звезды тепловую энергию, вынуждая ее ядерный реактор работать на полную мощность, чтобы не дать веществу остыть. Переход к новому виду ядерного топлива требует увеличения температуры газа, что, в свою очередь, приводит к возрастанию интенсивности нейтринного излучения. Из-за этого выгорание каждого нового вида ядерного топлива происходит все быстрее и быстрее: для превращения углерода и кислорода в элементы группы кремния требуется несколько сотен лет, а последующее их превращение в железо происходит за несколько десятков лет.

Чем горячее газ, тем выше средняя энергия рождающихся в нем фотонов. Когда температура поднимается до миллиарда кельвинов и начинается горение кремния, в заметном количестве появляются у-кванты, энергия которых настолько велика, что при столкновении с ядрами они разбивают их на несколько ядер-осколков. Этот процесс называют фотодиссоциацией. Осколки тут же вступают в реакции синтеза, так что «горение» кремния — это на самом деле большая со-

Таблица 5.4

Продолжительность этапов эволюции звезды с массой 25 М®

Стадия

Длительность

Стадия

Длительность

Горение водорода Горение гелия Горение углерода Горение кислорода Горение кремния

7 000 000 лет 500 000 лет 600 лет 6 месяцев 1 день

Коллапс ядра Отскок ядра Взрывное горение Разлет оболочки

Около 0,1 секунд Несколько миллисекунд Около 10 секунд Около 1 часа

вокупность различных реакций, в которых участвует множество ядер. Чаще всего у-кванты отщепляют от ядер а-частицы, которые весьма активно вступают в реакции синтеза из-за их малого заряда, поэтому главным итогом «горения» кремния оказывается цепочка превращений:и т.

д. Яд

ро никеля неустойчиво и живет порядка б суток, после чего поглощает один из электронов плазмы и превращается в изотоп кобальта: Это ядро также неустойчиво и с периодом полураспада около 77 дней превращается в устойчивое ядро железа:

На фотодиссоциацию ядер расходуется энергия фотона, которая при его рождении была изъята из тепловой энергии газа. До некоторого момента выделяемая при ядерных реакциях энергия превосходит затраты энергии на разрушение ядер, но лишь до тех пор, пока у звезды не сформируется железно-никелиевое ядро. Синтез элементов тяжелеесопровождается уже не выделением, а поглощением энергии, поэтому на фотодиссоциацию начинает расходоваться тепловая энергия, выделяемая при сжатии внутренних областей звезды. Из-за этого температура, а вместе с ней и давление газа нарастают слишком медленно, чтобы компенсировать растущую при сжатии силу тяготения. В результате нарушается гидростатическое равновесие, и ядро звезды начинает стремительно сжиматься — коллапсировать. При сжатии газ нагревается до 1010-10п К, и это приводит к мощному всплеску нейтринного излучения. Рожденные в таком процессе нейтрино удалось зарегистрировать лишь однажды — от знаменитой сверхновой SN 1987А, вспыхнувшей в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке.

Дальнейшее развитие событий и конечная судьба звезды зависят от многих факторов. Важнейший из них — масса звезды в момент начала коллапса ее железно-никелевого ядра. На финальных этапах эволюции она может стать уже в 2-3 раза меньше той массы, с которой звезда когда-то пришла на главную последовательность, поскольку

Рис.

5.24. Строение красного сверхгиганта. Звезда с массой более 8-10 М©, находящаяся на заключительном этапе эволюции, имеет сложное строение, напоминающее матрешку. В ядре звезды синтезируются новые элементы — чем глубже, тем более сложные, вплоть до железа. У значительно проэволюциони- ровавшего сверхгиганта имеется инертное железное ядро, окруженное горящими оболочками из кремния, неона, кислорода, углерода, гелия и водорода.

массивные звезды постоянно — и порой весьма активно — теряют вещество. Истечение газа с их поверхности происходит со скоростью от нескольких сотен до нескольких тысяч километров в секунду. Приобретение газом столь высокой скорости вызвано давлением света: у звезд ссветимость на всех стадиях эволюции столь велика,

что давление излучения во внешних слоях превосходит силу тяжести и заставляет вещество оболочки покидать звезду. Мы помним, что впервые давление света было экспериментально обнаружено и измерено в 1900 г. русским физиком П. Н. Лебедевым (1866-1912). Звезды верхней части главной последовательности ежегодно теряют до вещества, а на поздних стадиях эволюции темп потери массы возрастает еще в 10-30 раз. Чем больше масса звезды, тем больше ее светимость и, следовательно, мощнее ее звездный ветер. В результате более массивные звезды теряют большую часть начальной массы к тому моменту, когда в их центре образуется и начинает коллапсировать железное ядро.

Наличие истекающих оболочек у бело-голубых сверхгигантов было обнаружено в 1930-е гг. по присутствию в спектрах этих звезд мощных эмиссионных линий, которые имеют специфическую форму профиля — так называемый профиль типа Р Cygni, поскольку впервые они были замечены у переменной звезды Р Лебедя. Истечение вещества из горячих звезд проявляется и в более наглядной форме: в межзвездной среде ветры массивных звезд «выдувают» огромные — размером до десятков парсек — расширяющиеся каверны, заполненные горячим газом (рис.

5.25).

Если бы в ходе эволюции массивные звезды не теряли массу, то после ухода с главной последовательности они, как и звезды с массой менее ЮМ©, перемещались бы по диаграмме Герцшпрунга—Рассела слева направо, последовательно превращаясь из голубых сверхгигантов в красные, а затем стали бы двигаться в обратном направлении. Но внешняя оболочка звезды постепенно разлетается, обнажая все более и более горячие слои. Если звезды теряют массу достаточно быстро, то поворот эволюционного трека в обратную сторону произойдет еще до того, как он достигнет области красных сверхгигантов. У таких звезд в какой-то момент на поверхности оказываются области, в которых на предшествующих стадиях эволюции протекали термоядерные реакции, что привело к изменению их первоначального химического состава.

Именно такого рода объекты открыли почти полтора века назад французские астрономы Ш. Вольф и Ж. Райе. Звезды типа Вольфа— Райе подразделяют на две группы: судя по спектрам, в поверхностных слоях звезд первой группы (WN) преобладает гелий и азот, а у звезд второй группы (WC) - углерод и кислород. Это связано с тем, что у звезд группы WN на поверхности оказались слои, прошедшие переработку в водородном слоевом источнике, в котором при работе CNO- цикла возрастает содержание не только гелия, но и азота (за счет уменьшения обилия водорода и углерода соответственно). У звезд группы WC на поверхности оказались слои, которые прошли переработку не только в водородном, но и в гелиевом слоевом источнике, что привело к почти полному превращению гелия в углерод и кислород. У звезд обеих групп водорода практически не осталось, хотя в веществе сброшенной оболочки водород — самый обильный элемент. Стать звездами типа Вольфа—Райе могут лишь те массивные звезды, которые по каким-то причинам особенно интенсивно теряют массу в процессе эволюции. Одной из таких причин может быть наличие у звезды спутника, тяготение которого способствует истечению вещест-

Рис.

5.25. Газовый пузырь диаметром 3 пк, «раздутый» в туманности NGC 7635 звездным ветром звезды BD +60°2522 спектрального класса Of, удаленной от нас на 3,4 кпк в направлении созвездия Кассиопея.

ва с поверхности звезды. Вероятно, именно поэтому большинство известных звезд типа Вольфа—Райе входит в состав двойных систем. Это обстоятельство, кстати, позволило надежно измерить массы звезд типа Вольфа—Райе: у детально изученных объектов она лежит в интервале от 10 до 60 М©.

Вернемся к заключительным этапам жизни массивных звезд. Мы остановились на том, что в какой-то момент у звезды формируется железное ядро, которое теряет устойчивость и начинает быстро сжиматься. У звезд, имевших на главной последовательности массу менее примерно 40 М©, коллапсирующее ядро превращается в нейтронную звезду — объект с массой 1,5-3,0 М©, радиусом около 10 км и средней плотностью в сотни миллионов тонн в кубическом сантиметре. При такой плотности вещество в основном состоит из нейтронов; именно давление вырожденного нейтронного газа уравновешивает гигантскую силу тяготения, сжимающую эти компактные тела. Подробнее о физике нейтронных звезд будет рассказано ниже, а здесь мы рассмотрим судьбу внешней части массивной звезды.

В результате коллапса железного ядра примерно за 0,1 секунды в центральной области звезды образуется почти пустое пространство размером около 1000 км, в центре которого находится нейтронная

Рис. 5.26. Нормальная звезда, белый карлик и нейтронная звезда: схема структуры и основные параметры.

звезда. В эту полость устремляется вещество, не успевшее до начала коллапса превратиться в железо. Еще в 1960-е гг. возникла гипотеза о том, что, разогнавшись до 100 000 км/с и ударившись о поверхность нейтронной звезды, это вещество нагревается и порождает мощную ударную волну, которая устремляется наружу и не только останавливает падение газа, но и заставляет его повернуть вспять. Проходя через вещество, богатое ядерным топливом, ударная волна «поджигает» его, так что ядерная энергия подпитывает волну, не давая ей затухнуть. По мнению астрофизиков, именно этот процесс приводит к разлету основной массы звезды в окружающее пространство со скоростью тысячи километров в секунду, объясняя феномен вспышек сверхновых в момент смерти массивных звезд.

Почти сорок лет астрофизики пытались подтвердить эту красивую идею численными расчетами, последовательно учитывая все более тонкие физические процессы, сопровождающие рождение ударной волны и ее взаимодействие с внешними слоями звезды. Расчеты показали: при коллапсе ядра сферически симметричной звезды масса сброшенной оболочки должна быть намного меньше наблюдаемой. Кстати, некоторые астрономические наблюдения действительно указывают, что взрывы массивных звезд как сверхновых происходят не сферически симметрично. Скорее всего, асимметрия коллапса железного ядра и бегущей наружу ударной волны обусловлены тем, что в момент потери устойчивости ядро звезды вращалось и/или имело сильное магнитное поле. До начала сжатия ядра центробежная сила и/или давление магнитного поля могли практически не влиять на структуру звезды. Но в процессе коллапса радиус ядра уменьшается в сотни раз, что, в соответствии с законами сохранения углового момен-

та и магнитного потока, должно приводить к росту этих сил в гораздо большей степени, чем сил гравитации.

Расчет моделей звезд, форма которых отличается от сферической, требует огромных затрат компьютерного времени и разработки специальных вычислительных алгоритмов. Кроме того, из наблюдений пока не удалось получить достоверной информации о скорости вращения центральных областей звезд на поздних стадиях эволюции; нет надежных данных и об индукции и структуре магнитного поля. Поэтому попытки создания реалистичных моделей асимметричного взрыва звезд начали предприниматься лишь совсем недавно. Астрономам предстоит еще много сделать, чтобы добиться количественного согласия расчетов с наблюдениями.

Нужно отметить, что при моделировании коллапса ядер массивных звезд учет их вращения совершенно необходим, поскольку многие горячие звезды главной последовательности вращаются вокруг оси с очень большой скоростью. Обычно на это указывают спектральные наблюдения, демонстрирующие доплеровское расширение линий в результате движения одной половины звездного диска к нам, а другой — от нас. Но в 2002 г. с помощью интерферометра на основе 8-метровых телескопов VLTESO удалось прямо измерить сплюснутость фигуры звезды Ахернар, вызванную ее вращением (рис. 5.27). У этой звезды спектрального класса ВЗ с массой около 6 М® скорость вращения на экваторе достигает 250 км/с. Поскольку Ахернар довольно близок к Земле (44 пк), интерферометр уверенно выявил его эллипсоидальную форму: экваториальный радиус (12,0 /?©) оказался значительно больше полярного (7,7 /?©), что однозначно связано с действием центробежной силы.

По причинам, о которых будет сказано ниже, нейтронные звезды не могут иметь массу свыше 2-3 М®. Расчеты показывают, что у звезд, масса которых при рождении превышает 40 М®, в процессе эволюции формируется железное ядро с массой более 3 М®. Поэтому при коллапсе таких ядер должны возникать не нейтронные звезды, а черные дыры. Большинство специалистов полагает, что наблюдаемые орбитальными обсерваториями примерно раз в сутки мощные всплески гамма-излучения продолжительностью свыше 2 с (так называемые длинные всплески) как раз и возникают при коллапсе ядер массивных быстровращающихся звезд с превращением их в черные дыры. Расчеты показывают, что в этом случае часть вещества коллапсирующего ядра образует вокруг новорожденной черной дыры массивный аккреционный диск, которой в течение нескольких секунд заглатывается

дырой. Процесс дисковой аккреции вещества в дыру сопровождается выбросом двух газовых струй (джетов) с релятивистскими скоростями в направлениях, перпендикулярных плоскости диска. Все это происходит внутри оболочки звезды, не успевшей отреагировать на перестройку ядра. Мощные джеты пробивают оболочку звезды и порождают всплески гамма-излучения, направленные вдоль оси диска. Одновременно с этим в плоскости диска возникает ударная волна, которая распространяется наружу и сбрасывает оболочку звезды, что воспринимается нами как вспышка сверхновой.

Впрочем, известный астрофизик Богдан Пачинский (1940-2007) предложил называть такие объекты не сверхновыми, а гиперновыми, поскольку излучаемая при взрыве энергия в этом случае на порядок больше, чем у «обычных» сверхновых. Например, 19 марта 2008 г. было зарегистрировано оптическое свечение, последовавшее за гамма-

всплеском GRB 080319В. Астрономы связывают это событие со вспышкой гиперновой в безымянной галактике, удаленной от нас на 7,5 млрд св. лет. При этом около минуты в созвездии Волопаса была видна «звездочка» примерно 5Ш. С такого расстояния подобную яркость могло обеспечить лишь совокупное излучение почти 10 миллионов галактик, подобных нашей! По оценке специалистов, столь мощным «фейерверком» природа отметила гибель звезды с массой около 50 М®.

Астрономы пока еще не знают точно, как интенсивность звездного ветра горячих звезд меняется со временем и как она зависит от массы звезды и других факторов. Поэтому указанное выше критическое значение начальной массы в 40 М®, разделяющее предков нейтронных звезд и черных дыр, не следует воспринимать как точную величину. Дальнейшие исследования могут передвинуть эту границу. 

<< | >>
Источник: В. Г. Сурдин. Звёзды. 2009

Еще по теме Звезды массой от (8-10) М© до 100 М©:

  1. Химическая эволюция в Космосе
  2. В ПРЕДЕЛАХ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ
  3. МЕТЕОРИТЫ
  4. «Одиночные» звезды Вольфа—Райе
  5. ДИАГРАММА ГЕРЦШПРУНГА-РАССЕЛА
  6. МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД
  7. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
  8. НЕКОТОРЫЕ ПОЛУЧЕННЫЕ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ДОКАЗАТЕЛЬСТВА ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
  9. Звездные скопления - «школьные классы» небесных светил
  10. Пути развития звезд и диаграмма Г-Р для звездного скопления
  11. Пульсирующие звезды
  12. Двойные звезды в компьютере
  13. «Железная катастрофа» массивных звезд
  14. Звезды рождаются и сегодня
  15. 4.2.2. Гарвардская спектральная классификация звезд
  16. Рождение звезд
  17. Звезды массой менее 0,5 М