Когда исчерпан водород

Теперь мы можем вполне обоснованно описать жизнь звезд на достаточно большом отрезке времени. Однако остается выяснить еще один вопрос: что произойдет со звездами главной последовательности, когда они исчерпают свой запас водорода?

Большую информацию в этом плане дает анализ изменения соотношения между содержанием водорода и гелия в недрах звезд. Содержание водорода здесь падает постепенно, поскольку вследствие конвекции новые порции водорода непрерывно поступают из внешних слоев звезды в ее глубины. Столь же постепенно там возрастает количество гелия. В самых же внешних слоях звезды, не охваченных конвекцией, первоначальный состав этих элементов, несмотря на активные процессы в недрах, остается практически неизменным. Но в конце концов интенсивные изменения внутреннего строения звезды проявляются в изменении ее состояния, и тогда она покидает главную последовательность диаграммы Герцшпрунга - Рессела.

Изучением состояния звездной материи на конечных этапах звездной эволюции еще в 30-е годы много занимался американский астрофизик индийского происхождения Субрахманьян Чандрасекар (род. в 1910 г.). Поскольку для "включения" ядерных реакций, в процессе которых начинается образование более тяжелых элементов, необходимы чрезвычайно высокие температуры - а они, как известно, достигаются при очень высоких плотностях звездного вещества,- неизбежно возникает вопрос: до какой степени вообще может сжиматься вещество и как оно ведет себя с увеличением плотности?

Как известно, атом в основном представляет собой "пустоту". Это было установлено еще в начале XX в. Атомное ядро имеет диаметр порядка 10 -13 см, тогда как диаметр атома в целом составляет примерно 10 -8 см, т.е. линейные размеры атома в 100 тыс. раз больше размеров ядра. Таким образом, электроны в атоме движутся почти в пустом пространстве. При увеличении давления подобная структура может измениться: электронные оболочки разрушаются, образуется так называемый "вырожденный электронный газ", т.е. свободно движущиеся электроны. Этот "газ" обладает рядом интересных свойств, не присущих обычным газам. Например, его давление не зависит от температуры и это служит препятствием дальнейшему сжатию вещества.

Чандрасекар установил, что звезды, целиком состоящие из вырожденного газа, должны иметь массу не больше 1,4-1,5 массы Солнца, при этом плотность вещества такой звезды в конечной фазе существования очень высока (это так называемые "белые карлики"). При указанной массе плотность достигает некоторого предельного значения и больше не повышается, ибо вырожденный газ противодействует любому дальнейшему сжатию. Температура звезды также более не повышается, не возникают соответственно и новые ядерные реакции. Со временем звезда начинает постепенно остывать, и ее цвет изменяется от белого к красному. Как мы помним, подобный путь развития первые теории звездной эволюции предсказывали для всех звезд. Таков путь эволюции звезд с массой, меньшей 1,4-1,5 солнечной массы.

В ходе каких же процессов звезды теряют значительную часть своей массы?

В настоящее время известен ряд процессов, которые могут привести к постепенной или мгновенной потере массы. Это, в частности, явление, подобное "солнечному ветру". Впервые оно было обнаружено у Солнца и отсюда его название.

Схематическое изображение эволюции Солнца на диаграмме Герцшпрунга - Рессела (после того, как оно покинет главную последовательность). Когда около 10% водорода превратится в гелий и сформируется 'гелиевое ядро', Солнце должно перейти из главной последовательности в область красных гигантов. При некотором понижении температуры поверхности светимость Солнца возрастет. Затем вследствие потери массы и связанного с этим незначительного повышения температуры Солнце (сохраняя примерно ту же светимость) должно переместиться в область карликов, вновь пересекая при этом область главной последовательности. Дальше наступит период остывания, Солнце станет карликом. (Светимости даны в единицах солнечной светимости, радиусы - в единицах радиуса Солнца.)

Примерно в середине 60-х годов была найдена совершенно иная-довольно удивительная возможность уменьшения массы двойной звезды. Исходя из того факта, что значительный процент звезд составляют системы двойных звезд, удалось показать, что возможна потеря массы одной из компонент пары посредством обмена массами между звездами. Были рассчитаны различные модели, и результаты оказались весьма впечатляющими. Например, в системе двойных звезд с массами, равными 1-2 массам Солнца, как оказалось, звезда с большей массой "стареет" быстрее и соответственно гораздо быстрее, чем звезда малой массы, переходит в разряд гигантов.

Расширение звезды приводит к тому, что ее масса как бы перетекает к меньшей звезде. Особенно активную роль при этом играют внешние слои большей звезды, где содержание водорода еще достаточно высоко. По окончании этого процесса "облегченная" звезда почти целиком состоит из гелия и обладает примерно 1/8 своей первоначальной массы (если принять, что расстояние между звездами составляет примерно 6,6 радиуса Солнца). Температура в недрах такой звезды слишком низка, чтобы вызвать горение гелия. Вследствие изменения внутреннего строения звезда перемещается на диаграмме Герцшпрунга - Рессела из области гигантов в область белых карликов, поскольку ее масса и светимость существенно возрастают.

Что же произойдет, если звезда перейдет предел Чандрасекара? Этот случай также исследовался теоретически. Если представить модель звезды в виде шара, полностью истощившего свои внутренние источники энергии, то можно показать, что ее газ превратится в вырожденный, когда звезда, сжимаясь, достигнет размеров планеты. Чем больше масса звезды, тем меньше ее диаметр и тем больше плотность вещества. Энергия электронов вырожденного газа в конце концов может возрасти настолько, что они станут проникать в ядра атомов. Тогда начнется процесс превращения протонов в нейтроны, и сжатие звезды может продолжаться дальше. Оно прекращается лишь тогда, когда в противоборство вступают силы ядерного взаимодействия. Но это происходит лишь при плотностях вещества порядка 100 млн. т/см3. Подобные объекты, состоящие в основном из нейтронов, называют нейтронными звездами.

Теоретически нейтронные звезды были предсказаны еще несколько десятилетий назад. Возможность существования в природе крупных объектов, плотность которых сравнима с плотностью атомного ядра, исследовал известный советский физик Л. Д. Ландау (1908-1968). В работе, посвященной теории звезд, он показал, что такие объекты в принципе возможны, причем механическое равновесие в них достигается в результате компенсации действия гравитационных сил давлением вырожденного ("ядерного") газа. Однако масса такой звезды не может быть сколь угодно большой; по расчетам Ландау, она не должна превышать 1,5 солнечной массы.

Ландау завершил свою работу в 1932 г., когда еще не были известны нейтроны, Джеймс Чедвик (1891-1974) открыл их позже в том же году. Условия существования вырожденного нейтронного газа исследовали Оппенгеймер, Волков и Цвикки. Они установили, что возможны чрезвычайно быстро вращающиеся нейтронные звезды. Такая звезда сохраняет момент импульса в течение всей жизни - от начальной стадии до перехода в нейтронное состояние, причем скорость ее вращения возрастает по мере уменьшения диаметра. Нейтронная звезда диаметром, равным 0,000001 диаметра обычной звезды, совершает полный оборот вокруг своей оси всего лишь за несколько секунд или даже доли секунды. Возникающие при этом огромные центробежные силы не в состоянии разрушить такой объект. Белый карлик, сила тяжести на внешней поверхности которого примерно в 10 тыс. раз больше, чем на поверхности Солнца, был бы мгновенно разорван такими силами.

Но и для нейтронных звезд также должна существовать некая предельная масса. Эта масса не должна быть больше 2 солнечных масс. И здесь мы подходим к конечной стадии звездной эволюции - коллапсу звезды. На этом этапе сила тяжести превосходит все другие силы и под ее действием объект "исчезает" из Вселенной - гравитация в его окрестностях столь велика, что ни частицы массы, ни электромагнитное излучение не в состоянии преодолеть ее действие и покинуть объект. Такие объекты невозможно обнаружить, поскольку они не посылают никаких сигналов в пространство; отсюда они и получили свое название-"черные дыры". Доказательства того, что действительно никакие "материальные свидетельства" существования "черных дыр" не могут вырваться за ее пределы, вытекают из общей теории относительности Эйнштейна, описывающей искривление пространства-времени вблизи коллапсирующего объекта. Единственное физическое действие, которое может оказывать черная дыра и которое можно как-то зарегистрировать,- это "поглощение" материи, включая и электромагнитные волны.