Реферат: Эволюция звезд
Как и всетела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и наконец«умирают». Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как онистареют, необходимо знать, как они возникают. В прошлом это представлялосьбольшой загадкой; современные астрономы уже могут с большой уверенностьюподробно описать пути, ведущие к появлению ярких звёзд на нашем ночномнебосводе.
Не так давно астрономы считали, что наобразование звезды из межзвёздных газа и пыли требуются миллионы лет. Но впоследние годы были получены поразительные фотографии области неба, входящей всостав Большой Туманности Ориона, где в течение нескольких лет появилосьнебольшое скопление звёзд. На снимках 1947г. в этом месте была видна группа изтрёх звездоподобных объектов. К 1954г. некоторые из них стали продолговатыми, ак 1959г. эти продолговатые образования распались на отдельные звёзды — впервыев истории человечества люди наблюдали рождение звёзд буквально на глазах этотбеспрецедентный случай показал астрономам, что звёзды могут рождаться закороткий интервал времени, и казавшиеся ранее странными рассуждения о том, чтозвёзды обычно возникают в группах, или звёздных скоплениях, оказалисьсправедливыми.
Каков же механизм их возникновения? Почемуза многие годы астрономических визуальных и фотографических наблюдений небатолько сейчас впервые удалось увидеть «материализацию» звёзд?Рождение звезды не может быть исключительным событием: во многих участках небасуществуют условия, необходимые для появления этих тел.
В результате тщательного изучения фотографийтуманных участков Млечного Пути удалось обнаружить маленькие чёрные пятнышкинеправильной формы, или глобулы, представляющие собой массивные скопления пылии газа. Они выглядят чёрными, так как не испускают собственного света инаходятся между нами и яркими звёздами, свет от которых они заслоняют. Этигазово-пылевые облака содержат частицы пыли, очень сильно поглощающие свет,идущий от расположенных за ними звёзд. Размеры глобул огромны — до несколькихсветовых лет в поперечнике. Несмотря на то что вещество в этих скоплениях оченьразрежено, общий объём их настолько велик, что его вполне хватает дляформирования небольших скоплений звёзд, по массе близких к Солнцу. Для тогочтобы представить себе, как из глобул возникают звёзды, вспомним, что всезвёзды излучают и их излучение оказывает давление. Разработаны чувствительныеинструменты, которые реагируют на давление солнечного света, проникающегосквозь толщу земной атмосферы. В чёрной глобуле под действием давленияизлучения, испускаемого окружающими звёздами, происходит сжатие и уплотнениевещества. Внутри глобулы гуляет «ветер», разметающий по всемнаправлениям газ и пылевые частицы, так что вещество глобулы пребывает внепрерывном турбулентном движении.
Глобулу можно рассматривать как турбулентнуюгазово-пылевую массу, на которую со всех сторон давит излучение. Под действиемэтого давления объём, заполняемый газом и пылью, будет сжиматься, становясь всёменьше и меньше. Такое сжатие протекает в течение некоторого времени,зависящего от окружающих глобулу источников излучения и интенсивностипоследнего. Гравитационные силы, возникающие из-за концентрации массы в центреглобулы, тоже стремятся сжать глобулу, заставляя вещество падать к её центру.Падая, частицы вещества приобретают кинетическую энергию и разогреваютгазово-пылевое облако.
Падение вещества может длиться сотни лет.Вначале оно происходит медленно, неторопливо, поскольку гравитационные силы,притягивающие частицы к центру, ещё очень слабы. Через некоторое время, когдаглобула становится меньше, а поле тяготения усиливается, падение начинаетпроисходить быстрее. Но, как мы уже знаем, глобула огромна, не менее световогогода в диаметре. Это значит, что расстояние от её внешней границы до центраможет превышать 10 триллионов километров. Если частица от края глобулы начнётпадать к центру со скоростью немногим менее 2км/с, то центра она достигнеттолько через 200 000 лет. Наблюдения показывают, что скорости движения газа ипылевых частиц на самом деле гораздо больше, а потому гравитационное сжатиепроисходит значительно быстрее.
Падение вещества к центру сопровождаетсявесьма частыми столкновениями частиц и переходом их кинетической энергии втепловую. В результате температура глобулы возрастает. Глобула становитсяпротозвездой и начинает светиться, так как энергия движения частиц перешла втепло, нагрела пыль и газ.
В этой стадиипротозвезда едва видна, так как основная доля её излучения приходится надалёкую инфракрасную область. Звезда ещё не родилась, но зародыш её ужепоявился. Астрономам пока неизвестно, сколько времени требуется протозвезде,чтобы достигнуть той стадии, когда она начинает светиться как тусклый красныйшар и становится видимой. По различным оценкам, это время колеблется от тысячдо нескольких миллионов лет. Однако, помня о появлении звёзд в БольшойТуманности Ориона, стоит, пожалуй считать, что наиболее близка к реальностиоценка, которая даёт минимальное значение времени.
Здесь мы должны сделать небольшоеотступление, с тем чтобы тщательно рассмотреть некоторые детали, связанные срождением звезды, и оценить их воздействие на её дальнейшую судьбу. Звёздырождаются с самыми различными массами. Кроме того, они могут обладать самымразным химическим составом. Оба эти фактора оказывают влияние на дальнейшееповедение звезды, на всю её судьбу. Чтобы лучше в этом разобраться, выйдем издома и взглянем на ночное небо.
С вершиныгоры, вдали от мешающего нам городского света, мы увидим на небе по крайнеймере 3000 звёзд. Наблюдатель с очень острым зрением при идеальных атмосферныхусловиях увидит в полтора раза больше звёзд. Одни
из них удаленыот нас на тысячу, другие — всего на несколько световых лет. Попытаемся теперьразместить все эти звёзды на диаграмме, на которой каждая звездахарактеризуется двумя физическими величинами: температурой и светимостью.Разместив все 3000 звёзд, мы обнаружим, что самые яркие из них одновременнооказываются и самыми горячими, а самые слабые — самыми холодными. При этомзаметим, что подавляющее большинство звёзд располагается вдоль наклонной линии, которая тянется из верхнего левогоугла графика в нижний правый
(Если, как этотрадиционно принято, ось температур направить влево, а ось светимостей — вверх.) Это нормальные звёзды, и ихраспределение называют «главной последовательностью». Полученнаядиаграмма называется диаграммой Герцшпрунга — Рессела, в честь двух выдающихсяастрономов, впервые установивших эту замечательную зависимость. В ней важнуюроль играет масса звезды. Если масса звезды велика, последняя при рождениипопадает на верхнюю часть главной последовательности, если масса мала, тозвезда оказывается в нижней её части.
Продолжительность жизни звезды зависит отеё массы. Звёзды с массой меньшей, чем у Солнца, очень экономно тратят запасысвоего ядерного «топлива» и могут светить десятки миллиардов лет.Внешние слои звёзд, подобных нашему Солнцу, с массами не большими 1,2 массСолнца, постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. Наместе гиганта остаётся маленький и горячий белый карлик.
БЕЛЫЕ КАРЛИКИ.
Белые карлики — одна из увлекательнейших тем вистории астрономии: впервые были открыты небесные тела, обладающие свойствами,весьма далёкими от тех, с которыми мы имеем дело в земных условиях. И, по всейвероятности, разрешение загадки белых карликов положило начало исследованиямтаинственной природы вещества, запрятанного где-то в разных уголках Вселенной.
Во Вселенной много белых карликов. Одно время онисчитались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок, полученных вобсерватории Маунт-Паломар (США), показало, что их количество превышает 1500.Удалось оценить пространственную плотность белых карликов: оказывается, в сферес радиусом в 30 световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. Историяоткрытия белых карликов восходит к началу 19в, когда Фридрих Вильгельм Бессель,прослеживая движение наиболее яркой звезды Сириус, открыл, что её путь являетсяне прямой линией, а имеет волнообразный характер. Собственное движение звездыпроисходило не по прямой линии; казалось, что она едва заметно смещалась изстороны в сторону. К 1844г., спустя примерно десять лет после первых наблюденийСириуса, Бессель пришёл к выводу, что рядом с Сириусом находится вторая звезда,которая, будучи невидимой, оказывает на Сириус гравитационное воздействие; онообнаруживается по колебаниям в движении Сириуса. Ещё более интересным оказалосьто обстоятельство, что если тёмный компонент действительно существует, топериод обращения обеих звёзд относительно их общего центра тяжести равенприблизительно 50 годам.
Перенесёмсяв 1862г. и из Германии в Кембридж, штат Массачусетс (США). Алвану Кларку,крупнейшему строителю телескопов в США, Университетам штата Миссисипи былопоручено сконструировать телескоп с объективом диаметром 18,5 дюйма (46 см),который должен был стать самым большим телескопом в мире. После того как Кларкзакончил обработку линзы телескопа, нужно было проверить, обеспечена линеобходимая точность формы её поверхности. С этой целью линзу установили вподвижной трубе и направили на Сириус — самую яркую звезду, являющуюся лучшимобъектом для проверки линз и выявления их дефектов. Зафиксировав положениетрубы телескопа, Алван Кларк увидел слабый «призрак», который появился навосточном краю поля зрения телескопа в отблеске Сириуса. Затем, по мередвижения небосвода, в поле зрения попал и сам Сириус. Его изображение былоискажено — казалось, что «призрак» представляет собой дефект линзы, которыйследовало бы устранить, прежде чем сдать линзу в эксплуатацию. Однако этавозникшая в поле зрения телескопа слабая звёздочка оказалась компонентомСириуса, предсказанным Бесселем. В заключение следует добавить, что из-заначавшейся первой мировой войны телескоп Кларка так никогда и не был отправленв Миссисипи — его установили в Дирбоновской обсерватории, вблизи Чикаго, алинзу используют по сей день, но на другой установке.
Такимобразом, Сириус стал предметом всеобщего интереса и многих исследований, ибофизические характеристики двойной системы заинтриговали астрономов. С учётомособенностей движения Сириуса, его расстояние до Земли и амплитуды отклоненийот прямолинейного движения астрономам удалось определить характеристики обеихзвёзд системы, названых Сириус А и Сириус В. Суммарная масса обеих звёзд оказаласьв 3,4 раза больше массы Солнца. Было найдено, что расстояние между звёздамипочти в 20 раз превышает расстояние между Солнцем и Землёй, то есть примерноравно расстоянию между Солнцем и Ураном; полученная на основании измеренияпараметров орбиты масса Сириуса А оказалась в 2,5 раза больше массы Солнца, амасса Сириуса В составила 95% массы Солнца. После того как были определенысветимости обеих звёзд, обнаружилось, что Сириус А почти в 10 000 раз ярче, чемСириус В. По абсолютной величине Сириуса А мы знаем, что он примерно в 35,5раза светит сильнее Солнца. Отсюда следует, что светимость Солнца в 300 разпревышает светимость Сириуса В.
Светимостьлюбой звезды зависит от температуры поверхности звезды и её размеров, то естьдиаметра. Близость второго компонента к более яркому Сириусу А чрезвычайноосложняет определение его спектра, что необходимо для установки температурызвезды. В 1915г. с использованием всех технических средств, которымирасполагала крупнейшая обсерватория того времени Маунт-Вилсон (США), былиполучены удачные фотографии спектра Сириуса. Это привело к неожиданномуоткрытию: тем-пература спутника составляла 8000 К, тогда как Солнце имееттемпературу 5700 К. Таким образом, спутник в действительности оказался горячееСолнца, а это означало, что светимость единицы его поверхности также больше.
В самомделе, простой расчёт показывает, что каждый сантиметр этой звезды излучает вчетыре раза больше энергии, чем квадратный сантиметр поверхности Солнца. Отсюдаследует, что поверхность спутника должна быть в 300<span MT Symbol"">´
4 раз меньше,чем поверхность Солнца, и Сириус В должен иметь диаметр около 40 000 км. Однакомасса этой звезды составляет 95% от массы Солнца. Этот значит, что огромноеколичество вещества должно быть упаковано в чрезвычайно малом объёме, иначеговоря, звезда должна быть плотной. В результате несложных арифметическихдействий получаем, что плотность спутника почти в 100 000 раз превышаетплотность воды. Кубический сантиметр этого вещества на Земле весил бы 100 кг, а0,5 л такого вещества — около 50 т.Таковаистория открытия первого белого карлика. А теперь зададимся вопросом: какимобразом вещество можно сжать так, чтобы один кубический сантиметр его весил 100кг ?
Когда врезультате высокого давления вещество сжато до больших плотностей, как в белыхкарликах, то вступает в действие другой тип давления, так называемое«вырожденное давление». Оно появляется при сильнейшем сжатии вещества в недрахзвезды. Именно сжатие, а не высокие температуры является причиной вырожденногодавления. Вследствие сильного сжатия атомы оказываются настолько плотноупакованными, что электронные оболочки начинают проникать одна в другую.
Гравитационное сжатие белого карлика происходит в течение длительноговремени, и электронные оболочки продолжают проникать друг в друга до тех пор,пока расстояние между ядрами не станет порядка радиуса наименьшей электроннойоболочки. Внутренние электронные оболочки представляют собой непроницаемыйбарьер, препятствующий дальнейшему сжатию. При максимальном сжатии электроныуже не
связаны с отдельными ядрами, а свободно движутсяотносительно них. Процесс отделения электронов от ядер происходит в результатеионизации давлением. Когда ионизация становится полной, облако электроновдвижется относительно решётки из более тяжёлых ядер, так что вещество белогокарлика приобретает определённые физические свойства, характерные для металлов.В таком веществе энергия переносится к поверхности электронами, подобно томукак тепло распространяется по железному пруту, нагреваемому с одного конца.
Ноэлектронный газ проявляет и необычные свойства. По мере сжатия электронов ихскорость всё больше возрастает, потому что, как мы знаем, согласнофундаментальному физическому принципу, два электрона, находящиеся в одномэлементе фазового объёма, не могут иметь одинаковые энергии. Следовательно,чтобы не занимать один и тот же элемент объёма, они должны двигаться согромными скоростями. Наименьший размер допустимого объёма зависит от диапазонаскоростей электронов. Однако в среднем, чем ниже скорость электронов, тембольше тот минимальный объём, который они могут занимать. Иными словами, самыебыстрые электроны занимают наименьший объём. Хотя отдельные электроны носятсясо скоростями, соответствующими внутренней температуре порядка миллионовградусов, температура полного ансамбля электронов в целом остаётся низкой.
Установлено, что атомы газа обычного белого карлика образуют решёткуплотно упакованных тяжёлых ядер, сквозь которую движется вырожденныйэлектронный газ. Ближе к поверхности звезды вырождение ослабевает, и наповерхности атомы ионизированы не полностью, так что часть вещества находится вобычном газообразном состоянии.
Знаяфизические характеристики белых карликов, мы можем сконструировать их нагляднуюмодель. Начнём с того, что белые карлики имеют атмосферу. Анализ спектровкарликов приводит к выводу, что толщина их атмосферы составляет всего несколькосотен метров. В этой атмосфере астрономы обнаруживают различные знакомыехимические элементы. Известны белые карлики двух типов — холодные и горячие. Ватмосферах более горячих белых карликов содержится некоторый запас водорода,хотя, вероятно, он не превышает 0,05%. Тем не менее по линиям в спектрах этихзвёзд были обнаружены водород, гелий, кальций, железо, углерод и даже окисьтитана. Атмосферы холодных белых карликов состоят почти целиком из гелия; наводород, возможно, приходится меньше, чем один атом из миллиона. Температурыповерхности белых карликов меняются от 5000 К у «холодных» звёзд до 50 000 К у «горячих». Податмосферой белого карлика лежит область невырожденного вещества, в которомсодержится небольшое число свободных электронов. Толщина этого слоя 160 км, чтосоставляет примерно 1% радиуса звезды. Слой этот может меняться со временем, нодиаметр белого карлика остаётся постоянным и равным примерно 40 000 км. Какправило, белые карлики не уменьшаются в размерах после того, как достигли этогосостояния. Они ведут себя подобно пушечному ядру, нагретому до большойтемпературы; ядро может менять температуру, излучая энергию, но его размерыостаются неизменными. Чем же определяется окончательный диаметр белого карлика? Оказывается его массой. Чем больше масса белого карлика, тем меньше егорадиус; минимально возможный радиус составляет 10 000 км. Теоретически, еслимасса белого карлика превышает массу Солнца в 1,2 раза, его радиус может бытьнеограниченно малым. Именно давление вырожденного электронного газапредохраняет звезду от всяческого дальнейшего сжатия, и, хотя температура можетменяться от миллионов градусов в ядре звезды до нуля на поверхности, диаметр еёне меняется. Со временем звезда становится тёмным телом с тем же диаметром,который она имела, вступив в стадию белого карлика.
Под верхнимслоем звезды вырожденный газ практически изотермичен, то есть температура почтипостоянна вплоть до самого центра звезды; она составляет несколько миллионовградусов — наиболее реальная цифра 6 млн. К.
Теперь, когдамы имеем некоторые представления о строении белого карлика, возникает вопрос:почему он светится? Очевидно
одно: термоядерные реакции исключаются. Внутрибелого карлика отсутствует водород, который поддерживал бы этот механизмгенерации энергии.
Единственный вид энергии, которым располагает белый карлик, -этотепловая энергия. Ядра атомов находятся в беспорядочном движении, так как онирассеиваются вырожденным электронным газом. Со временем движение ядер замедляется,что эквивалентно процессу охлаждения. Электронный газ, который не похож не наодин из известных на Земле газов, отличается исключительной теплопроводностью,и электроны проводят тепловую энергию к поверхности, где через атмосферу этаэнергия излучается в космическое пространство.
Астрономысравнивают процесс остывания горячего белого карлика с остыванием железногопрута, вынутого из огня. Сначала белый карлик охлаждается быстро, но по мерепадения температуры внутри него охлаждение замедляется. Согласно оценкам, запервые сотни миллионов лет светимость белого карлика падает на 1% от светимостиСолнца. В конце концов белый карлик должен исчезнуть и стать чёрным карликом,однако на это могут понадобиться триллионы лет, и, по мнению многих учёных,представляется весьма сомнительным, чтобы возраст Вселенной был достаточновелик для появления в ней чёрных карликов.
Другиеастрономы считают, что и в начальной фазе, когда белый карлик ещё довольногоряч, скорость охлаждения невелика. А когда температура его поверхности падает до величины порядка температурыСолнца, скорость охлаждения увеличивается и угасание происходит очень быстро.Когда недра белого карлика достаточно остынут, они затвердеют.
Так илииначе, если принять, что возраст Вселенной превышает 10 млрд. лет, красныхкарликов в ней должно быть намного больше, чем белых. Зная это, астрономыпредпринимают поиски красных карликов. Пока они безуспешны. Массы белыхкарликов определены недостаточно точно. Надёжно их можно установить длякомпонентов двойных систем, как в случае Сириуса. Но лишь немногие белыекарлики входят в состав двойных звёзд. В трёх наиболее хорошо изученных случаяхмассы белых карликов, измеренные с точностью свыше 10% оказались меньше массыСолнца и составляли примерно половину её. Теоретически предельная масса дляполностью вырожденной не вращающейся звезды должна быть в 1,2 раза больше массыСолнца. Однако если звёзды вращаются, а по всей вероятности, так оно и есть, товполне возможны массы, в несколько раз превышающие солнечную.
Сила тяжестина поверхности белых карликов примерно в 60-70 раз больше, чем на Солнце. Есличеловек весит на Земле 75 кг, то на Солнце он весил бы 2тонны, а на поверхностибелого карлика его вес составлял бы 120-140 тонн. С учётом того, что радиусыбелых карликов мало отличаются и их массы почти совпадают, можно заключить, чтосила тяжести на поверхности любого белого карлика приблизительно одна и таже. Во Вселенной много белых карликов.Одно время они считались редкостью, но внимательное изучение фотопластинок,полученных в обсерватории Маунт-Паломар, показало, что их количество превышает1500. Астрономы полагают, что частота возникновения белых карликов постоянна,по крайней мере в течение последних 5 млрд. лет. Возможно, белые карликисоставляют наиболее многочисленный класс объектов на небе. Удалось оценитьпространственную плотность белых карликов: оказывается, в сфере с радиусом в 30световых лет должно находиться около 100 таких звёзд. Возникает вопрос: все лизвёзды становятся белыми карликами в конце своего эволюционного пути? Еслинет, то какая часть звёзд переходит в стадию белого карлика ?
Важнейшийшаг в решении проблемы был сделан, когда астрономы нанесли положениецентральных звёзд планетарных туманностей на диаграмму температура — светимость. Чтобы разобраться в свойствах звёзд, расположенных в центрепланетарных туманностей, рассмотрим эти небесные тела.
Нафотографиях планетарная туманность выглядит как протяжённая масса газовэллипсоидной формы со слабой, но горячей звездой в центре. В действительностиэта масса представляет собой сложную турбулентную, концентрическую оболочку,которая расширяется со скоростями 15-50 км/с. Хотя эти образования выглядят каккольца, на деле они являются оболочками и скорость турбулентного движения газав них достигает примерно 120 км/с. Оказалось, что диаметры несколькихпланетарных туманностей, до которых удалось измерить расстояние, составляютпорядка 1 светового года, или около 10 триллионов километров. Расширяясь суказанными выше скоростями, газ в оболочках становится очень разряженным и неможет возбуждаться, а следовательно, его нельзя увидеть спустя 100 000 лет.
Многиепланетарные туманности, наблюдаемые нами сегодня, родились в последние 50 000лет, а типичный их возраст близок к 20 000 лет. Центральные звёзды такихтуманностей — наиболее горячие объекты среди известных в природе. Температураих поверхности меняется от 50 000 до 1млн. К. Из-за необычайно высокихтемператур большая часть излучения звезды приходится на далёкуюультрафиолетовую область электромагнит-
иного спектра. Это ультрафиолетовое излучениепоглощается, преобразуется и переизлучается газом оболочки в видимой областиспектра, что и позволяет нам наблюдать оболочку. Это означает, что оболочкизначительно ярче, нежели центральные звёзды, — которые на самом деле являютсяисточником энергии, — так как огромное количество излучения звезды приходитсяна невидимую часть спектра.
Из анализахарактеристик центральных звёзд планетарных туманностей следует, что типичноезначение их массы заключено в интервале 0,6-1 масса Солнца. А для синтезатяжёлых элементов в недрах звезды необходимы большие массы. Количество водородав этих звёздах незначительно. Однако газовые оболочки богаты водородом игелием.
Некоторыеастрономы считают, что 50-95 % всех белых карликов возникли не из планетарныхтуманностей. Таким образом, хотя часть белых карликов целиком связана спланетарными туманностями, по крайней мере половина или более из них произошлиот нормальных звёзд главной последовательности, не проходящих через стадиюпланетарной туманности.
Полнаякартина образования белых карликов туманна и неопределенна. Отсутствует такмного деталей, что в лучшем случае описание эволюционного процесса можностроить лишь путём логических умозаключений. И тем не менее общий вывод таков:многие звёзды теряют часть вещества на пути к своему финалу, подобному стадиибелого карлика, и затем скрываются на небесных «кладбищах» в виде чёрных,невидимых карликов.
Еслимасса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звёзды напоследних этапах своей эволюции теряют устойчивость. Такие звёзды могутвзорваться как сверхновые, а затем сжаться до размеров шаров радиусом несколько километров, т.е.превратиться в нейтронные звёзды.
СВЕРХНОВЫЕ.
Около семитысяч лет назад в отдалённом уголке космического пространства внезапновзорвалась звезда, сбросив с себя наружные слои вещества. Сравнительно большаяи массивная звезда вдруг столкнулась с серьёзной энергетической проблемой — еёфизическая целостность оказалась под угрозой. Когда была пройдена границаустойчивости, разразился захватывающий, чрезвычайно мощный, один из самыхкатастрофических во всей Вселенной взрывов, породивший сверхновую звезду.
Шесть тысяч лет мчался по космическимпросторам свет от этой звезды из созвездия Тельца и достиг наконец Земли. Этослучилось в 1054г. В Европе наука была тогда погружена в дрему, и у арабов онапереживала период застоя, но в другой части Земли наблюдатели заметили объект,величественно сверкающий на небе перед восходом Солнца.
Четвёртого июля 1054г. китайские астрономы,вглядываясь в небо, увидели светящийся небесный объект, который был много ярчеВенеры. Его наблюдали в Пекине и Кайфыне и назвали «звездой-гостьей».Это был самый яркий после Солнца объект на небе. В течение 23 дней, вплоть до27 июля 1054г.., он был виден даже днём. Постепенно объект становился слабее,но всё же оставался видимым для невооружённого глаза ещё 627 дней и наконецисчез 17 апреля 1056г. Это была ярчайшая из всех зарегистрированных сверхновых- она сияла как 500 млн. Солнц. Если бы она находила от нас на такомрасстоянии, как ближайшая к нам звезда альфа Центавра, то даже самой тёмнойночью при её свете мы могли бы свободно читать газету — она светила бызначительно ярче, чем полная Луна.
В европейских хрониках тех лет нет никакихупоминаний о данном событии, но не следует забывать, что то были годысредневековья, когда на европейском континенте почти угас свет науки.
Один интересный момент в истории открытияэтой звезды. В 1955г. Уильям Миллер и Гельмут Абт из обсерваторий Маунт-Вилсони Маунт-Паломар обнаружили доисторические пиктограммы на стене одной пещеры вскале каньона Навахо в Аризоне. В каньоне изображение было высечено на камне, ав пещере — нарисовано куском гематита — красного железняка. На обоих рисункахизображён кружок и полумесяц. Миллер истолковывает эти фигуры как изображениелунного серпа и звезды; по его мнению, они, возможно, отображают появлениесверхновой в 1054г. Для такого заключения есть два основания: во-первых, в1054г., когда вспыхнула сверхновая, фаза Луны и её расположение относительносверхновой были именно такими, как показано на рисунке.
Во-вторых, по найденным в тех местахглиняным черепкам установлено, что около тысячи лет назад в этой местностиобитали индейцы. Таким образом, рисунки, по-видимому, являются художественнымизображением сверхновой, сделанным древними индейцами.
После фотографирования и тщательногоисследования участка неба, где находилась сверхновая, было обнаружено, чтоостатки сверхновой образуют сложную хаотическую расширяющуюся газовую оболочку,заключающую несколько звёзд. Весь этот комплекс из газа и звёзд был названКрабовидной туманностью. Источником вещества туманности является одна из
центральныхзвёзд, та самая, которая взорвалась семь тысяч лет назад. Это нейтроннаязвезда. Она имеет температуру 6-7 млн. К и чрезвычайно малый
диаметр. Пофотографиям и спектрограммам можно определить физические характеристики звезды.
В результате исследования выяснилось, что вКрабовидной туманности различаются два типа излучающих областей. Во-первых, этоволокнистая сетка, состоящая из газа, нагретого до нескольких десятков тысячградусов и ионизированного под действием интенсивного ультрафиолетовогоизлучения центральной звезды; газ включает в себя водород, гелий, кислород,неон, серу. И во-вторых, большая светящаяся аморфная область, на фоне котороймы видим газовые волокна.
По фотографиям, сделанным около двенадцатилет назад, обнаружено, что некоторые из волокон туманности движутся от еёцентра наружу. Зная угловые размеры, а также приблизительно расстояние искорость расширения, учёные определили, что около девяти столетий назад наместе туманности был точечный источник. Таким образом удалось установить прямуюсвязь между крабовидной туманностью и тем взрывом сверхновой, который почтитысячу лет назад наблюдали китайские и японские астрономы.
Вопрос о причинах взрывов сверхновыхпо-прежнему остаётся предметом дискуссий и служит поводом для выдвиженияпротиворечивых гипотез.
Звезда с массой, превосходящей солнечнуюпримерно на 20%, может со временем стать неустойчивой. Это показал в своёмблестящем теоретическом исследовании, сделанном в конце 30-х годов нашегостолетия, астроном Чандрасекар. Он установил, что подобные звёзды на склонежизни порой подвергаются катастрофическим изменениям, в результате чегодостигается некоторое равновесное состояние, позволяющее звезде достойнозавершить свой жизненный путь. Многие астрономы занимались изучением последнихстадий звёздной эволюции и исследованием зависимости эволюции звезды от еёмассы. Все они пришли к одному выводу: если масса звезды превышает пределЧандрасекара, её ожидают невероятные изменения.
Как мы видели, устойчивость звездыопределяется соотношением между силами гравитации, стремящимися сжать звезду, исилами давления, расширяющими её изнутри. Мы также знаем, что на последнихстадиях звёздной эволюции, когда истощаются запасы ядерного горючего, этосоотношение обеспечивается за счёт эффекта вырождения, которое может привестизвезду к стадии белого карлика и позволит ей провести остаток жизни в такомсостоянии. Став белым карликом, звезда постепенно остывает и заканчивает своюжизнь, превратившись в холодный, безжизненный, невидимый звёздный шлак.
Если масса звезды превосходит пределЧандрасекара, эффект вырождения уже не в состоянии обеспечить необходимоесоотношение давлений. Перед звездой остаётся только один путь для сохраненияравновесия — поддерживать высокую температуру. Но для этого требуетсявнутренний источник энергии. В процессе обычной эволюции звезда постепенноиспользует для этого ядерное горючее. Однако как может звезда добыть энергию напоследних стадиях звёздной эволюции, когда ядерное топливо, регулярнопоставляющее энергию, на исходе? Конечно она ещё не энергетический «банкрот»,она большой, массивный объект, значительная часть массы которого находится набольшом расстоянии от центра, и у неё в запасе ещё есть гравитационная энергия.Она подобна камню, лежащему на вершине высокой горы, и благодаря своемуместоположению обладающему потенциальной энергией. Энергия заключённая вовнешних слоях звезды, как бы находится в огромной кладовой, из которой в нужныймомент её можно извлечь.
Итак, чтобы поддерживать давление, звездатеперь начинает сжиматься, пополняя таким образом запас своей внутреннейэнергии. Как долго продолжается это сжатие? Фред Хойл и его коллеги тщательноисследовали подобную ситуацию и пришли к выводу, что в действительностипроисходит катастрофическое сжатие, за которым следует катастрофический взрыв.Толчком взрыву, избавляющему звезду от избытка массы, является значение
плотности,создаваемое при сжатии. Избавившись от избыточной массы, звезда тут жевозвращается на путь обычного угасания.
Наибольший интерес для учёных представляетпроцесс, в ходе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгораниеядерного топлива. Для расчёта этого процесса используется информация,полученная из лабораторных опытов; огромную роль при этом играют современныебыстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали с помощьюЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили её ход. В качестве примераони взяли звезду, масса которой втрое превосходит солнечную, то есть звезду,находящуюся далеко за пределом Чандрасекара. Звезда с такой массой должна иметьсветимость, в 60 раз превышающую светимость Солнца, и время жизни около 600млн. лет.
Мы уже знаем, что в ходе обычныхтермоядерных реакций, протекающих в недрах звезды почти в течение всей еёжизни, водород превращается в гелий. После того как значительная часть веществазвезды превратится в гелий, температура в её центре возрастает. При увеличениитемпературы примерно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, которыйзатем превращается в кислород и неон. Таким образом, гелиевое ядро начинаетпорождать более тяжёлое ядро, состоящее из двух этих химических элементов.Теперь звезда становится многослойной энергопроводящей системой. В тонкойоболочке, по одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий,происходит превращение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии.Поэтому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды неуклоннорастёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту температуры в центредо 200-300 млн. К. Но даже при столь высоких температурах кислород и неонвполне устойчивы и не вступают в ядерные реакции. Однако через некоторое времяядро становится ещё плотнее, температура удваивается, теперь она уже равняется600 млн. К. И тогда ядерным топливом становится неон, который в ходе реакцийпревращается а магний и кремний. Образование магния сопровождается выходомсвободных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержаланекоторые металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этимиметаллами, создают атомы более тяжёлых металлов — вплоть до урана — самоготяжёлого из природных элементов.
Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядроначинает сжиматься, и снова сжатие сопровождается ростом температуры. Наступаетследующий этап, когда каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атомкремния и атом гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля,которые вскоре превращаются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиесявозникновением новых химических элементов, вступают не тол