Поздние стадии эволюции звезд

Теория внутреннего строения и эволюции звезд одна из важнейших в современной астрофизике. И это не удивительно, ведь большая часть вещества Вселенной сосредоточена в звездах, в их недрах вещество испытывает активные превращения при ядерных реакциях. За последние годы интерес к проблемам звездной эволюции значительно возрос, так как развитие новых методов наблюдений (инфракрасная, рентгеновская, нейтринная астрономия) позволило получить принципиально новую информацию о классических объектах астрофизики и обнаружить совершенно необычные объекты. Разработка новых методов расчета дали возможность численно исследовать целый ряд астрофизических задач.

Чтобы представить, как звезда эволюционирует, астрофизики-теоретики вычисляют последовательности моделей звезд с изменяющимся в ходе ядерных реакций химическим составом. Предполагается, что каждая модель находится в гидростатическом равновесии, то есть сила тяжести уравновешивается газовым давлением. По мере увеличения температуры в звездных недрах и включения все новых ядерных источников энергии строение звезды усложняется, поэтому-то очень труден расчет именно поздних стадий эволюции.

Начальные стадии ядерной эволюции, сопровождающиеся превращением водорода в гелий в центральных областях звезд, исследованы достаточно детально. Благодаря этому объяснены многие фундаментальные данные наблюдений — главная последовательность звезд, диаграмма Герцшпрунга-Рессела для рассеянных и шаровых скоплений и определен возраст скоплений.

В настоящее время основные усилия исследователей сосредоточены на изучении поздних стадий эволюции звезд, когда возникают условия для появления пульсаций, истечения вещества, взрывов. Теория должна объяснить многие наблюдаемые явления, которые не совсем укладываются в общую эволюционную цепь (аномалии химического состава атмосфер звезд, потеря массы, причины взрывных процессов в звездах), и необычные объекты — белые карлики, пульсары.

Можно считать установленным, что эволюция и конечная судьба звезды зависят в основном от ее массы. Однако лишь недавно стал ясен характер этой зависимости. Оказывается, в массивной звезде (больше десяти солнечных масс) термоядерный синтез, происходящий в ее недрах, приводит в конечном счете к образованию железного ядра. Температура в центре звезды в этот момент достигает 5 *10⁹ градусов, а плотность — около 10⁸ г/см³. При дальнейшем повышении температуры начинается распад ядер железа. Упругость вещества, а следовательно, и его способность противостоять силе гравитации резко уменьшаются, что вызывает гравитационный коллапс и взрыв Сверхновой.

Процесс коллапса детально пока не изучен, но ясно, что если масса железного ядра к моменту коллапса меньше двух солнечных, то образуется нейтронная звезда, а при большей массе — черная дыра.

Если начальная масса звезды заключена между двумя и десятью солнечными, то звезда на стадии горения водорода и гелия в ядре эволюционирует так же, как более массивные звезды. Однако к началу горения углерода в ее недрах образуется вырожденное углеродно-кислородное ядро. В вырожденном веществе давление не зависит от температуры. Поэтому горение углерода быстро повышает температуру, что в свою очередь еще больше увеличивает скорость ядерных реакций. В конце концов ядро звезды взрывается и, как раньше предполагалось, происходит полный разлет звезды. Но факт существования пульсаров (остатков Сверхновых) противоречит этой картине.

Астрономы предполагают что есть две возможности образования нейтронной звезды в результате взрыва. Польские астрофизики установили, что излучение нейтрино приводит к охлаждению ядра звезды, поэтому после взрыва и остается нейтронная звезда. Согласно вычислениям ученых, начало горения углерода, по-видимому, возбуждает колебания вырожденного ядра, что также предотвращает полный разлет звезды.

Решению некоторых вопросов, связанных со вспышками Сверхновых, вероятно, в значительной степени должны помочь наблюдения. Звезды с массами меньше двух солнечных после выгорания водорода в ядре и потери оболочки превращаются в белые карлики. Некоторые стадии их эволюции пока недостаточно ясны.

На основе методики, разработанной для изучения эволюции одиночных звезд, успешно развивается теория тесных двойных систем. При расчетах их эволюции приходится принимать во внимание неоднократные процессы обмена веществом между компонентами. Исследователям удалось в рамках единой эволюционной последовательности объяснить природу таких космических объектов, как двойные системы, одна из компонентов которых — звезда Вольфа — Райе, массивные звезды с высокими пространственными скоростями, «убегающие» из ассоциаций, и рентгеновские источники в двойных системах.

Теория эволюции звезд достигла сейчас такого уровня, что позволяет приступить к теоретической интерпретации конкретных характеристик звезд и звездных групп. Наблюдения показывают, что звезды с поверхностной температурой в несколько тысяч градусов (красные гиганты) теряют вещество. Однако до последнего времени механизм потери не был известен. Среди астрономов были высказаны аргументы в пользу того, что давление излучения на пыль, которая, согласно современным представлениям, образуется в холодных атмосферах красных гигантов и сверхгигантов, может привести к значительной потере вещества. Уменьшение массы существенно изменяет эволюцию звезды на поздней стадии. Предварительные оценки показали, что, если начальная масса звезды не превышает шести солнечных, истечение вещества предотвратит взрыв Сверхновой, а звезда, потеряв значительную часть своего вещества, превратится в белый карлик с массой около солнечной.

Спектральные исследования свидетельствуют об изменении химического состава атмосфер при переходе от звезд одного типа к другому. Особый интерес для теории эволюции представляют наблюдения звезд, в атмосферах которых мало водорода, но есть избыток гелия, углерода и других элементов. Однако, поскольку ядерные реакции происходят только в центральных областях звезды, необходимо объяснить появление продуктов этих реакций на поверхности.

Автор: А. В. Тутуков.