100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд

Киппенхан Рудольф

То же самое справедливо и для звезд. Если звездное вещество в определенном слое звезды будет при сжатии поглощать больше энергии и разогреваться, то эта звезда сможет пульсировать, а пульсации будут поддерживаться излучением, которое возникает в ее недрах. Если такая звезда сожмется, то излучение, идущее из ее недр к поверхности, не будет так же легко, как прежде, проходить сквозь ее внешние слои. При этом газ разогреется и звезда расширится. Расширение наступает после фазы сжатия. Вещество становится более прозрачным, оно пропускает больше энергии в окружающее пространство, внутренние части звезды охлаждаются, и сила тяжести снова приведет к сжатию звезды. Звездное вещество служит своего рода вентилем для проникающего наружу излучения. Этот вентиль открывается и закрывается в ритме пульсаций звезды.

Такой механизм Эддингтон описал в своей книге уже в 1926 г. Но, к сожалению, во времена Эддингтона ученые еще очень мало знали о том,

как излучение проходит через звездное вещество. Все известные факты говорили о том, что при сжатии звездное вещество должно становиться более прозрачным. Если это так, то все происходит совсем наоборот: поглощение излучения будет действовать в противоположном направлении и не только не будет усиливать колебаний, но еще больше затормозит их. Именно по этой причине сам Эддингтон отверг предложенный им механизм и до самой своей смерти пытался найти другое объяснение для пульсаций цефеид.

Новый подход Жевакина к старой идее

К началу 50-х годов характеристики прозрачности звездного вещества были уже довольно подробно изучены. Оказалось, что представления Эддингтона справедливы для глубоких слоев звезд. Во внешних слоях прозрачность вещества, наоборот, уменьшается с давлением. Такие свойства характерны для звезд как раз тогда, когда температура их поверхности составляет около 5300 градусов. Жевакин в 1953 г. показал в своей фундаментальной, но долго остававшейся неизвестной работе, что в цефеидах прозрачость внешних слоев меняется достаточно сильно для того, чтобы противодействовать «силам трения» и непрерывно поддерживать колебания яркости и размеров таких звезд. Таким образом, в цефеидах «вентильный механизм» Эддингтона не ускоряет затухания колебаний, а напротив поддерживает их.

В 1963 г. наша мюнхенская группа установила, что звезда с массой 7 масс Солнца во время своего развития 5 раз пересекает полосу цефеид. Тут пригодились старые расчеты, которые мы с Норманом Бейкером провели в Мюнхене еще в 1960 г. Полученные тогда решения позволили проверить, будет колебаться звезда или нет. Мы обнаружили, что каждый раз, когда путь развития звезды пересекает полосу цефеид, наша модель предсказывает возникновение колебаний, а период колебаний очень хорошо согласуется с данными наблюдений. Мы, таким образом, установили, что цефеиды с их переменными свойствами, несомненно, укладываются в нашу схему развития звезд, которая неплохо описывает их свойства. Всякий раз, когда звезда на своем пути по диаграмме Г-Р пересекает полосу цефеид, ее блеск и размеры будут периодически изменяться. Как только она покидает полосу звезд типа Дельты Цефея, свойства внешних слоев изменяются и механизм, поддерживающий колебания, перестает работать. Колебания прекращаются.

Мартин Шварцшильд сказал однажды: «Когда звезда находится в полосе цефеид, она напоминает человека, больного корью. Если человек болен, то это по нему видно с первого взгляда, однако после выздоровления уже нельзя сказать, болел он когда-нибудь корью или нет».

Глава 7

Звезды на поздних стадиях развития

Что произойдет с нашей звездой, масса которой в 7 раз больше солнечной, когда в ее центре выгорит весь гелий? Будет ли и дальше один источник ядерной энергии заменяться другим? Станет ли повышаться температура ядра, пока при 300 миллионах градусов не начнется ядерное горение углерода? К сожалению, сегодня пока еще очень трудно проследить за последующим развитием звезд с помощью вычислительной машины. После выгорания гелия в центре звезды температура и давление продолжают увеличиваться. Это ведет к горению углерода. Однако здесь возникают новые трудности.

Нейтринное охлаждение; периодическое изменение интенсивности ядерных реакций

Когда давление и температура в центре звезды становятся достаточно высокими, при встрече электрона и кванта света могут возникать две новые элементарные частицы (рис. 7.1). Одну из них мы уже знаем это нейтрино. Вторая частица очень похожа на нейтрино, ее называют антинейтрино. Свойства этой частицы очень похожи на свойства обычного нейтрино. Антинейтрино тоже свободно проникают через звездное вещество и вылетают наружу. Звезды прозрачны не только для нейтрино, но и для антинейтрино. При рождении пары таких частиц (нейтрино и антинейтрино) расходуется энергия их «родителей» — электронов и квантов света. Эта энергия принадлежит теперь родившимся «близнецам» и свободно уносится ими в космическое пространство. Когда центральная область звезды сжимается, там повышается температура и приближается начало ядерной реакции горения углерода. Одновременно возникает все больше пар нейтрино-антинейтрино. Они уносят энергию и охлаждают внутренние области звезды. При этом ядерное горение углерода прекращается или по крайней мере сводится к минимуму. Когда превращение углерода в другие элементы все же начинается,

эта реакция происходит взрывообразно. Не исключено, что при таком взрыве может разрушиться вся звезда. Чтобы точно узнать последствия таких процессов, нужно провести модельные расчеты для этой фазы развития звезд. Однако это сопряжено с новыми трудностями.

Рис. 7.1. При температурах свыше 100 миллионов градусов при столкновении электрона (серый шарик) с квантом света (красная волнистая стрелка) может образоваться пара нейтрино антинейтрино.

На поздних стадиях развития звезд, когда энергия выделяется за счет горения водорода и гелия в двух сферических слоях, ядерные реакции протекают неравномерно. Выделение энергии возрастает и убывает с периодом в несколько сотен лет. Вначале светимость звезды определяется в основном ядерной реакцией горения водорода, затем основную роль начинает играть выделение энергии при горении гелия. Эти процессы чередуются друг с другом. Над «работающим» сферическим слоем возникают области конвективного перемешивания звездного вещества. Через некоторое время это конвективное перемешивание прекращается. Для точного моделирования этих процессов с помощью вычислительной машины нужно по отдельности исследовать зажигание и угасание каждого из сферических слоев, где происходит горение ядерного топлива. Чтобы смоделировать один период изменения яркости, нужно построить по меньшей мере около сотни моделей внутренней структуры звезды. Эти сто моделей соответствуют примерно ста годам реальной жизни звезды. Нам же нужно следить за развитием звезды на протяжении нескольких миллионов лет. Мы видим, что это практически неразрешимая задача. Все исследовательские группы, которые изучают развитие звезд с помощью компьютерных моделей, не смогли до настоящего времени преодолеть эти трудности.

Собственно говоря, даже если бы мы смогли решить задачу, то затем перед нами возникли бы новые проблемы. Ядерное горение стало бы еще более сложным. Когда два ядра атомов углерода сталкиваются и взаимодействуют друг с другом, результатом этой реакции могут служить разные продукты. Возникают ядра магния, кислорода, неона или натрия. Все эти ядра синтезируются с различной вероятностью. Химический состав звезды еще больше усложняется. Кроме того, ядерное горение многих более тяжелых элементов начинается при близких значениях температуры. Иными словами, в одном и том же месте звезды могут одновременно протекать различные ядерные реакции. Создатели компьютерных моделей вынуждены были отступить перед столь сложной задачей. На этом этапе развития звезд были исчерпаны возможности построения компьютерных моделей. Теперь мы уже не можем точно сказать, что происходит дальше со звездами. Тем не менее можно выдвинуть некоторые разумные предположения.

Белый карлик в недрах красного гиганта

Когда компьютерная модель уже не может предсказать последующее развитие звезды, мы можем попытаться взглянуть на негo и подумать, могут ли наблюдательные данные подсказать нам, что же будет дальше? Где мы должны искать ответ на этот вопрос? Что представляет собой структура звезды на последней стадии, которую удалось смоделировать с помощью ЭВМ?

Когда звезда с массой в 7 раз больше солнечной в ходе своего развития достигла стадии, на которой кончаются наши вычислительные возможности, ее центральная область сильно сжата, плотность вещества в этой области очень высока. Перед этим в центре звезды вначале полностью выгорел водород, а затем гелий. Когда наша звезда еще находилась на главной последовательности, плотность вещества в ее центре была меньше одной сотой плотности воды. Спустя некоторое время после выгорания водорода и гелия плотность в центре звезды возрастает до 10 тонн на кубический сантиметр. Мы знаем, что вещество с такой высокой плотностью наблюдается в белых карликах.

Таким образом, в недрах нашей звезды, которая находится на поздней стадии развития, имеется ядро с очень высокой плотностью. Масса этого ядра чуть больше массы Солнца. Его радиус близок к радиусу белого карлика с такой же массой. Все свойства такого ядра должны напоминать свойства белого карлика за исключением того, что вокруг него имеется огромная газовая оболочка, масса которой примерно в 6 раз больше массы Солнца. Это справедливо для всех красных гигантов и для еще более ярких сверхгигантов, в центре которых выгорел гелий. Во всех таких звездах есть тяжелое ядро, так же, как в рассматриваемой нами звезде с массой в 7 раз больше солнечной. В середине красного гиганта спрятан белый карлик! Если бы мы могли удалить газовую оболочку, окружающую плотное ядро, то осталась бы звезда, ничем не отличающаяся от обычного белого карлика. Может ли звезда, которая находится на последней стадии развития, сбросить свою газовую оболочку и превратиться в белый карлик, похожий на спутник Сириуса?