Страница 185 из 188
Когда масса звезды превосходит указанное предельное значение, то она не может существовать в виде нейтронной звезды, так как сила давления нейтронного газа не уравновешивает силу притяжения. Такая звезда сжимается, и её радиус становится меньше гравитационного радиуса. Иными словами, звезда оказывается внутри сферы радиуса ????????, которая носит название сферы Шварцшильда. Основное свойство этой сферы состоит в том, что никакое излучение не выходит из неё наружу. По этой причине подобная звезда называется «чёрной дырой».
Как известно, белые карлики были сначала обнаружены, а потом объяснены теоретически. Совсем иначе складывалась история изучения нейтронных звёзд и чёрных дыр: сперва возможность существования таких объектов была показана теоретиками, а потом начались их поиски на небе. Можно считать, что в отношении нейтронных звёзд эти поиски увенчались успехом: они отождествляются с пульсарами (см. § 31). Что же касается чёрных дыр, то их обнаружение связано с большими трудностями, так как сами они не светятся. Поэтому для обнаружения чёрных дыр использовались два следующих метода: 1) поиски тёмных массивных звёзд в двойных системах по движению видимого спутника, 2) изучение тесных звёздных пар, в которых вещество перетекает от одной компоненты к другой. Если звездой, захватывающей вещество, является нейтронная звезда или чёрная дыра, то оно должно светиться в рентгеновской области спектра (за счёт гравитационной энергии). Выбор между двумя этими типами объектов может быть сделан на основании полученных сведений о массе звезды. В результате описанных поисков был намечен ряд кандидатов в чёрные дыры, в частности, рентгеновский источник Лебедь Х-1, однако предполагаемая их природа ни в одном случае пока достоверно не установлена.
7. Проблема эволюции звёзд.
С теорией внутреннего строения звёзд тесно связана одна из важнейших проблем астрономии — проблема эволюции звёзд. В настоящее время решение этой проблемы основывается на представлении о том, что определяющую роль в развитии звезды играют ядерные реакции. Поэтому успехи ядерной физики имели существенное значение для выработки современных взглядов на эволюцию звёзд. Упомянутые взгляды изложены во многих книгах (см., например, [10]). Здесь мы рассмотрим их весьма кратко.
Большинство исследователей считает, что звёзды возникают из диффузного вещества. Первоначально происходит сжатие облака диффузной материи до размеров звезды под действием собственного тяготения. Возникающая при этом звезда нагревается вследствие перехода гравитационной энергии в тепло. Затем, по мере увеличения температуры, в звезде начинаются ядерные реакции, преобразующие водород в гелий. В это время звезда имеет однородный химический состав и состоит преимущественно из водорода. На диаграмме спектр — светимость она оказывается на главной последовательности.
Дальнейшая судьба звезды существенно зависит от её массы. Чем больше масса, тем быстрее протекают внутри звезды ядерные реакции. По мере выгорания водорода увеличивается средний молекулярный вес, вследствие чего возрастает температура. Это приводит к увеличению светимости звезды, и на диаграмме спектр — светимость она уходит с главной последовательности вправо вверх. Именно такой, согласно расчётам, должна быть эволюция звезды большой массы. Солнце может оставаться на главной последовательности около 10 миллиардов лет. Звёзды поздних спектральных классов, т.е. малых масс, за время жизни Галактики не могли покинуть главную последовательность.
Таким образом, совокупность звёзд одного и того же возраста должна занимать на диаграмме спектр — светимость вполне определённое положение: звёзды поздних классов должны располагаться на главной последовательности, а звёзды ранних классов должны быть сдвинуты вправо вверх. При этом излом главной последовательности должен перемещаться в сторону более поздних классов с увеличением возраста совокупности звёзд. Указанный теоретический вывод может быть проверен на наблюдательном материале. Для этого следует рассмотреть звёздные скопления, так как каждое из них, по-видимому, состоит из звёзд примерно одинакового возраста. Оказалось, что диаграммы спектр — светимость, построенные для скоплений по данным наблюдений, вполне подобны теоретическим диаграммам. Это даёт возможность различать молодые и старые скопления и вообще говорить о возрасте отдельных скоплений. Хорошее согласие между теоретическими и наблюдёнными диаграммами спектр — светимость для звёздных скоплений считается одним из самых веских доводов в пользу современной теории эволюции звёзд.
Эволюционные пути звёзд после выгорания в них значительной массы водорода оказываются весьма сложными. Когда в центральной области звезды водород почти полностью выгорает, эта область, лишённая источников энергии, начинает быстро сжиматься. Вследствие этого происходит повышение температуры и начинается выгорание водорода в слое, прилегающем к образовавшемуся плотному изотермическому ядру. Этот процесс приводит к расширению звезды и появлению у неё протяжённой конвективной оболочки. По-видимому, звезда в таком состоянии может терять большие количества вещества. Такие звёзды наблюдаются, вероятно, в виде красных гигантов. Как показывают наблюдения, из красных гигантов действительно происходит истечение вещества. Постепенное рассеяние оболочки приводит к образованию горячей звезды в виде белого карлика. Израсходовав остатки ядерной энергии, белый карлик светится уже за счёт охлаждения. Таким образом, белые карлики являются последней стадией звёздной эволюции.
Однако далеко не все звёзды кончают свою эволюцию именно таким путём. Как уже говорилось, в белый карлик может превратиться лишь та звезда, масса которой после сбрасывания ею вещества не превосходит 1,2 ????☉. Если же конечная масса звезды больше этого значения, то, согласно теории, она превращается либо в нейтронную звезду, либо в чёрную дыру. Очень вероятно, что нейтронные звёзды образуются при вспышках сверхновых звёзд. Как возникают чёрные дыры, мы пока не знаем.
При разработке теории эволюции звёзд встречаются многие трудные вопросы. Один из них заключается в необходимости выяснить, происходит ли перемешивание вещества внутри звезды (помимо конвективных зон, где оно, разумеется, происходит). Описанный выше начальный эволюционный путь звезды основан на допущении об отсутствии перемешивания. В противном случае, т.е. при непрерывном поступлении водорода из периферических слоёв в центральные области, эволюция идёт быстрее и путь звезды на диаграмме спектр — светимость выглядит иначе. Однако согласие между теоретическими и наблюдёнными диаграммами спектр — светимость для скоплений можно расценить как подтверждение допущения об эволюции звезды без перемешивания вещества.
Другой важный вопрос касается роли выбрасывания вещества из звезды в ходе звёздной эволюции. Выше уже говорилось (в гл. VI), что сильное истечение вещества происходит из горячих звёзд типов WR, P Лебедя и Be. Наблюдения свидетельствуют также об истечении вещества из красных гигантов, приводящем, по-видимому, в конце концов к образованию белых карликов. Громадные количества вещества выбрасываются при вспышках сверхновых звёзд. Все эти (и подобные им) нестационарные процессы должны подробно изучаться в теории развития звёзд.
Большое значение для теории имеет также вопрос об эволюции звёзд, входящих в тесные двойные системы. В таких системах может происходить перетекание вещества от одной компоненты к другой. С примерами этого процесса мы уже встречались ранее (новые звёзды, рентгеновские источники). Расчёты показывают, что перетекание начинается на той стадии развития звезды, когда в ней образуется плотное ядро и она увеличивается в размерах. Очевидно, что перетекание может существенно влиять на эволюцию обеих компонент тесной пары.
Следует ещё отметить существование того направления в космогонии, которое стремится получить сведения о происхождении и эволюции звёзд путём анализа наблюдательных данных. Наиболее выдающимся достижением этого направления является открытие и изучение В. А. Амбарцумяном и его сотрудниками звёздных ассоциаций.