Происхождение и эволюция звёзд
Многие исследователи предполагают, что звёзды образуются из диффузной межзвёздной среды. В пользу этого говорит положение молодых звёзд в пространстве — они сконцентрированы в спиральных ветвях галактик, там же, где и межзвёздная газопылевая материя. Диффузная среда удерживается в спиральных ветвях галактическим магнитным полем. Звёзды этим слабым полем удерживаться не могут. Поэтому более старые звёзды меньше связаны со спиралями. Молодые звёзды образуют часто комплексы, такие, как комплекс Ориона, в который входит несколько тысяч молодых звёзд. В комплексах наряду со звёздами содержится большое количество газа и пыли. Газ в этих комплексах быстро расширяется, а это значит, что раньше он представлял собой более плотную массу.
Сам процесс формирования звёзд из диффузной среды остается пока не вполне ясным. Если в некотором объёме, заполненном газом и пылью, масса диффузной материи по каким- то причинам превзойдёт определённую критическую величину, то материя в этом объёме начнёт сжиматься под действием сил тяготения. Это явление называется гравитационной конденсацией. Величина критической массы зависит от плотности, температуры и среднего молекулярного веса. Расчёты показывают, что необходимые условия могут создаться лишь в исключительных случаях, когда плотность диффузной материи становится достаточно большой. Такие условия могут возникать в результате случайных флуктуаций, однако не исключено, что увеличение плотности может происходить и в результате некоторых регулярных процессов. Наиболее плотными областями диффузной материи являются, по- видимому, глобулы и «слоновые хоботы» — темные компактные, непрозрачные образования, наблюдаемые на фоне светлых туманностей. Глобулы имеют вид круглых пятнышек, «слоновые хоботы» — узких полосок, которые вклиниваются в светлую материю. Глобулы и «слоновые хоботы» являются видимо наиболее вероятными предками звёзд, хотя прямых доказательств этому нет. В качестве косвенного подтверждения могут рассматриваться кометообразные туманности. Эти туманности выглядят подобно конусу кометного хвоста. В голове такой туманности обычно находится звезда типа Т Тельца — молодая сжимающаяся звезда. Возникает мысль, что звезда образовалась внутри туманности. В то же время сама туманность напоминает по форме и расположению «слоновые хоботы».
Однако не все исследователи соглашаются с тем, что звёзды образуются из диффузной межзвёздной материи. Советский астроном академик В. А. Амбарцумян считает, что звёзды образуются в результате расширения плотных тел неизвестной природы, которые непосредственно не наблюдаются. Но так как до сих пор этих странных тел неизвестного происхождения не обнаружено, в дальнейшем мы будем придерживаться общепринятой теории образования звёзд из газопылевой материи. Стадия образования звёзд из диффузной межзвёздной материи является первой стадией звёздной эволюции.
Итак, пусть по каким- то причинам облако межзвёздной материи достигло критической массы и начался процесс гравитационной конденсации (неустойчивости). Пылевые частицы и газовые молекулы падают к центру облака, потенциальная энергия гравитации переходит в кинетическую, а кинетическая энергия в результате столкновений — в тепло. Облако нагревается и вследствие увеличения температуры возрастает его излучение. Оно превращается в протозвезду ( так называют звезду в начальной стадии её развития). Судя по тому, что молодые звёзды наблюдаются группами, предполагается, что в начале процесса гравитационной конденсации облако межзвёздной материи разбивается на несколько частей и одновременно образуется несколько протозвёзд. Весьма вероятно, что на этом же самом раннем этапе эволюции протозвезды вокруг неё образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.
Так как размеры протозвезды значительно больше размеров обычных звёзд, а поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвёртой степени температуры (закон Стефана- Больцмана), зная что температура поверхности протозвезды много меньше, чем у обычной звезды такой же массы, получается что её светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой и на диаграмме спектр- светимость протозвёзды должны располагаться справа от главной последовательности ( т.е. в области красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс).
Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвёздам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвёзд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно.
И всё же звезды в такой стадии можно наблюдать. Это звёзды типа Т Тельца, обычно погружённые в тёмные туманности. Известно несколько рассеянных звёздных скоплений, состоящих из звезд классов О и В и переменных типа Т Тельца. Эти звёзды связаны с пылевыми туманностями, которые являются остатками первоначальных скоплений диффузной материи.
В 1966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвёзды на ранних стадиях их эволюции (т.е. их зарождение). Радиоастрономы, при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, обнаружили яркие, чрезвычайно компактные (т.е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат какой- то неизвестной субстанции, которой сразу же дали подходящее имя «мистериум». Однако «мистериум» очень скоро разделил судьбу своих оптических "братьев" — «>небулия» и «короння». Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам — «небулию» и «коронию». В 1939- 1941 гг. было убедительно показано, что загадочные линии «корония» принадлежат многократно ионизованным атомам железа, никеля и кальция. Если для "развенчания" «небулия» и «корония» потребовались десятилетия, то уже через несколько недель после открытия стало ясно, что линии «мистериума» принадлежат обыкновенному гидроксилу, но только находящемуся в необыкновенных условиях.
Итак, источники «мистериума» — это гигантские, природные космические мазеры, работающие на волне линии гидроксила, длина которой 18 см. Именно в мазерах (а на оптических и инфракрасных частотах — в лазерах) достигается огромная яркость в линии, причём спектральная ширина ее мала. Как известно, усиление излучения в линиях благодаря такому эффекту возможно тогда, когда среда, в которой распространяется излучение, каким- либо способом "активирована". Это означает, что некоторый "сторонний" источник энергии (так называемая «накачка» делает концентрацию атомов или молекул на исходном (верхнем) уровне аномально высокой. Без постоянно действующей «накачки» мазер или лазер невозможны. Вопрос о природе механизма «накачки» космических мазеров, пока ещё окончательно не решен. Однако скорее всего «накачкой» служит достаточно мощное инфракрасное излучение. Другим возможным механизмом «накачки» могут быть некоторые химические реакции. Механизм «накачки» этих мазеров пока ещё не совсем ясен, всё же можно составить себе грубое представление о физических условиях в облаках, излучающих мазерным механизмом линию 18 см. Прежде всего, оказывается, что эти облака довольно плотны: в кубическом сантиметре там имеется по крайней мере 108- 109 частиц, причём существенная (а может быть и большая) часть их — молекулы. Температура вряд ли превышает две тысячи градусов, скорее всего она порядка 1000 градусов. Эти свойства резко отличны от свойств даже самых плотных облаков межзвёздного газа. Учитывая ещё сравнительно небольшие размеры облаков, мы невольно приходим к выводу, что они скорее напоминают протяжённые, довольно холодные атмосферы звёзд- сверхгигантов. Очень похоже, что эти облака есть не что иное, как ранняя стадия развития протозвёзд, следующая сразу за их конденсацией из межзвёздной среды. В пользу этого утверждения говорят и другие факты.
В туманностях, где наблюдаются космические мазеры, видны молодые горячие звёзды. Следовательно, там недавно закончился и, скорее всего, продолжается и в настоящее время, процесс звёздообразования. Пожалуй, самое любопытное это то, что, как показывают радиоастрономические наблюдения, космические мазеры этого типа как бы "погружены" в небольшие, очень плотные облака ионизованного водорода. В этих облаках имеется много космической пыли, что делает их ненаблюдаемыми в оптическом диапазоне. Такие "коконы" ионизуются молодой, горячей звездой, находящейся внутри них.
При исследовании процессов звёздообразования весьма полезной оказалась инфракрасная астрономия. Ведь для инфракрасных лучей межзвёздное поглощение света не так существенно. Мы можем теперь представить следующую картину: из облака межзвёздной среды, путём его конденсации, образуются несколько сгустков разной массы, эволюционирующих в протозвёзды. Скорость эволюции различна: для более массивных сгустков она будет больше.
Поэтому раньше всего превратится в горячую звезду наиболее массивный сгусток, между тем как остальные будут более или менее долго задерживаться на стадии протозвезды. Их-то мы и наблюдаем как источники мазерного излучения в непосредственной близости от «новорожденной» горячей звезды, ионизующей не сконденсировавший в сгустки водород "кокона". Разумеется, эта грубая схема будет в дальнейшем уточняться, причём, конечно, в неё будут внесены существенные изменения. Но факт остаётся фактом: неожиданно оказалось, что некоторое время (скорее всего — сравнительно короткое) новорожденные протозвёзды, образно выражаясь, "кричат" о своем появлении на свет, пользуясь новейшими методами квантовой радиофизики (т.е. мазерами).
По мере сжатия протозвезды температура её увеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцшпрунга- Рессела сначала вниз, потом влево, почти параллельно оси абсцисс. Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. Сначала «выгорает» дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается ещё больше, начинают действовать протон- протонные реакции (для звёзд с массой, меньшей 1,5 M¤) или углеродно- азотный цикл (для звёзд с массой большей 1,5 M¤). Эти реакции могут поддерживаться длительное время, поэтому сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии. Положение равновесной излучающей звезды на диаграмме спектр- светимость также зависит от её массы. И ещё от первоначального химического состава звезды. Если относительное содержание тяжёлых элементов уменьшится, звезда «ляжет» на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов. Относительное содержание тяжёлых элементов у этих звёзд в десятки раз меньше, чем у звёзд главной последовательности. Переход звезды на главную последовательность — вторая стадия звёздной эволюции.
Время гравитационного сжатия и превращения протозвезды в нормальную звезду сравнительно невелико и зависит от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс гравитационной конденсации. Протозвёзды, имеющие такую же массу, как Солнце, сжимаются за 108 лет. Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звёзды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно.
Находясь на главной последовательности, звёзды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких- либо внешних изменений..
В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, «выгорание» водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций — от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в её недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоёв. Поэтому ядерные реакции в более массивных звёздах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия. Звёзды В0 остаются на главной последовательности менее 107 лет, в то время как для Солнца и звёзд более поздних спектральных классов период пребывания на главной последовательности превышает 1010 лет.
В настоящее время уже точно известно, что ядерные реакции идут только в центральной части звезды, которая называется конвективным ядром. В этой области вещество всё время перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчёты показывают, что звезда при этом перемещается по диаграмме спектр- светимость вправо.
Более массивные звёзды перемещаются быстрее, и в результате верхний конец главной последовательности постепенно отклоняется вправо.
Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра.
Расчёты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции.
Время пребывания звезды на главной последовательности определяется её первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность и она довольно быстро расходует запасы своего водородного «горючего». Так, например, звёзды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звёзды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10-15 млрд. лет.
Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты теоретических работ по внутреннему строению звёзд. Эти результаты можно проверить, сопоставляя их с диаграммами спектр- светимость для звёздных скоплений. Из этих диаграмм следует, что звёзды одного и того же скопления образовались совместно и имеют одинаковый возраст, иначе трудно было бы объяснить само существование скоплений. Звёздные скопления имеют разный возраст, от величины порядка 1010 лет (шаровые звёздные скопления) до 106 лет для самых молодых (рассеянные звёздные скопления и звёздные ассоциации).
У шаровых скоплений главная последовательность едва намечается. Это связано с тем, что большинство звёзд шаровых скоплений находится в третьей стадии звёздной эволюции (стадия красного гиганта). В шаровых, а также в старых рассеянных скоплениях, присутствует также небольшой процент т.н. белых карликов.
Ветвь красных гигантов для звёзд рассеянных скоплений идёт ниже, чем для звёзд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в звёздах шаровых скоплений. Наблюдения показывают, что в звёздах сферической подсистемы, к которой принадлежат шаровые скопления, относительное обилие тяжёлых элементов меньше, чем в звёздах плоской подсистемы. Таким образом, наблюдения удовлетворительно согласуются с теоретическими представлениями об эволюции звёзд и подтверждают их. Тем самым получает наблюдательную проверку и теория внутреннего строения звёзд, на которой эти представления основаны.
Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Для этого температура в центральных частях звезды должна достигать 1,5•108 K. Расчёты показывают, что такие звёзды должны располагаться на диаграмме цвет- светимость слева от главной ветви красных гигантов. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит к концу. Протяжённая оболочка гиганта при этом расширяется, её наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса её уменьшается. Наблюдения показывают, что у красных гигантов и сверхгигантов действительно иногда имеет место медленное истечение вещества из атмосферы.
При медленном истечении вещества из красных гигантов (не превосходящих по массе Солнце более чем в 1,2 раза), по-видимому, образуются планетарные туманности. Когда протяженная оболочка гиганта рассеется, остаётся только её центральное ядро, полностью лишённое водорода. В случае звёзд с массой, не превосходящей солнечную в 8- 10 раз, вещество ядра находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество белых карликов. Поэтому кажется очень вероятным, что белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции таких звёзд, следующим за стадией красного гиганта.
И в самом деле, в старых звёздных скоплениях имеется некоторое количество белых карликов, а в молодых они отсутствуют.
В белых карликах, как мы знаем, ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых «черных» карликов.
Однако при некоторых условиях, точно пока не выясненных, звезда, находящаяся в стадии красного гиганта, может быстро выбросить существенную часть массы, и процесс будет иметь характер взрыва, катастрофы. Такого рода взрывы наблюдаются как вспышки сверхновых звёзд. Взрыв сверхновой возможен лишь для звёзд с массами от 8-10 до 30-40 солнечных масс.
Сверхновые — довольно редкое явление. Каждый год и других галактиках обнаруживают от 20 до 30 сверхновых, главным образом в результате систематического поиска. За столетие в каждой галактике их может быть от одной до четырех. Однако в нашей собственной Галактике сверхновых не наблюдали с 1604 г. Может быть, они и были, но остались невидимыми из- за большого количества пыли в Млечном Пути.
В результате взрыва сверхновой образуется сверхплотная нейтронная звезда.
Если на нейтронную звезду выпадет слишком много вещества, то она может превратиться в чёрную дыру, т. к. ничто (в том числе и давление вырожденного нейтронного газа) не сможет противостоять гравитации.
Т. к. нейтроны почти в 2000 раз тяжелее электронов, то длина их волны де Бройля намного меньше, и для достижения вырождения необходимы большие плотности. Поэтому примерно при массе порядка солнечной нейтронные звезды в тысячу раз меньше белых карликов и имеют размеры около 10-15 км. Эти параметры соответствуют плотности около 1014 г/см3, что порядка плотности атомного ядра.
Помимо неслыханно громадной плотности, нейтронные звёзды обладают ещё двумя особыми свойствами, которые позволяют их обнаружить, невзирая на столь малые размеры: это быстрое вращение и сильное магнитное поле. В общем, вращаются все звёзды, но когда звезда сжимается, скорость ее вращения возрастает — точно так же, как фигурист на льду вращается гораздо быстрее, когда прижимает к себе руки. Нейтронная звезда совершает несколько оборотов в секунду. Наряду с этим исключительно быстрым вращением, нейтронные звёзды имеют магнитное поле, в миллионы раз более сильное, чем у Земли.
Нейтронные звёзды, вращающиеся очень быстро, представляют собой радиопульсары ( о них подробнее рассказано в главе «Переменные звёзды».
Расчёты показывают, что в нашей Галактике должно быть несколько сотен миллионов нейтронных звёзд. Большинство из них старые одиночные объекты. Они не излучают радиоволны ( стадия пульсара для одиночной звезды длится 107-108 лет). Единственная возможность увидеть их — это заметить излучение межзвездного вещества, падающего на их поверхность. Такие нейтронные звёзды в состоянии аккреции должны быть очень слабыми источниками рентгеновского излучения, зарегистрировать которое непросто. Кроме того, исследования показывают, что лишь несколько процентов старых нейтронных звёзд находятся на стадии аккреции. Поэтому большинство объектов этого типа недоступно для наших наблюдений.
В последнее время большое развитие получили исследования слияния двойных нейтронных звёзд. Если в состав тесной двойной системы входит два компактных объекта (нейтронные звёзды или чёрные дыры), то они будут довольно быстро сближаться за счёт излучения гравитационных волн, предсказанных общей теорией относительности. В случае достаточно тесной системы слияние произойдет за время, меньшее возраста Вселенной. В 1970-е гг. была открыта первая такая система, состоящая из двух нейтронных звёзд, одна из которых — радиопульсар. Они должны сблизиться и слиться через несколько сотен миллионов лет. За это открытие Р. Халс и Дж. Тейлор в 1993 г. получили Нобелевскую премию по физике.
При таком слиянии выделяется колоссальное количество энергии (больше чем при взрыве сверхновой).
Слияния связывают с космическими источниками гамма- всплесков. Кроме этого заканчивается строительство нескольких крупных детекторов гравитационных волн, которые позволят зафиксировать гравитационно- волновой всплеск при слиянии двойных компактных объектов. Это позволит получить много новых данных по физике нейтронных звёзд.
Звёзды, масса которых больше солнечной в 30 и более раз, в конце своей эволюции превращаются в чёрные дыры.
Чёрные дыры, области пространства, в которых гравитационное притяжение настолько велико, что ни вещество, ни излучение не могут их покинуть. Чёрная дыра отделена от остального пространства «горизонтом событий» — поверхностью, на которой вторая космическая скорость равна скорости света. Поскольку в природе ничто не может двигаться с большей скоростью, никакой носитель информации не может выйти из- под горизонта событий ( часто его называют «поверхностью чёрной дыры»). Поэтому внутренняя часть чёрной дыры причинно не связана с остальной Вселенной; происходящие «под поверхностью» чёрной дыры физические процессы не могут влиять на процессы вне ее. В то же время, вещество и излучение, падающее снаружи на чёрную дыру, может свободно проникать через горизонт событий. Проще говоря, чёрная дыра все поглощает, но ничего не выпускает; это и стало причиной такого её названия, предложенного в 1968 г. американским физиком Джоном Арчибальдом Уилером.
Теоретически чёрная дыра может иметь любую массу (M). При этом её размер ( rg — «гравитационный радиус», т. е. радиус горизонта событий) определяется условием равенства на ней второй космической скорости и скорости света (с): GM/rg = c2 ,где G = 6,67•10-11Нм2/кг2, гравитационная постоянная. Отсюда rg = 2GM/ c2. Например, для Солнца (M = 2•1030 кг) получаем rg = 3 км, а для Земли (M = 6•1024 кг.) получаем rg = 1 см. Заметим, что вблизи чёрной дыры напряжённость гравитационного поля так велика, что все физические процессы там, вообще говоря, можно описывать только с помощью релятивистской теории тяготения — общей теории относительности Эйнштейна. Однако формулу для rg мы получили, используя классическую ньютоновскую физику, и по счастливой случайности она точно совпадает с результатом релятивистского расчета.
Создать чёрную дыру в условиях лаборатории, по- видимому, никогда не удастся: при любых разумных массах (даже в миллионы тонн!) её размер должен быть меньше, чем у протона или нейтрона. Поэтому свойства чёрных дыр пока изучаются теоретически. Однако расчёты показывают, что некоторые звёзды в конце своей жизни могут очень сильно сжиматься (коллапсировать) и превращаться в чёрные дыры. Поиск таких объектов ведется уже несколько десятилетий и сейчас можно с большой уверенностью указать несколько весьма вероятных кандидатов. Но об этом чуть позже.
Учитывая важнейшие свойства чёрных дыр — массивность, компактность и невидимость, — астрономы постепенно выработали стратегию их поиска. Проще всего обнаружить чёрную дыру по её гравитационному взаимодействию с окружающим веществом, например, с близкими звёздами. Попытки обнаружить невидимых массивных спутников в двойных звёздах не увенчались успехом. Но после запуска на орбиту рентгеновских телескопов выяснилось, что чёрные дыры весьма активно проявляют себя в тесных двойных системах, где они отбирают вещество у соседней звезды и поглощают его, нагреваясь при этом до температуры в миллионы градусов и делаясь на короткое время источником рентгеновского излучения.
Поскольку в двойной системе чёрная дыра в паре с нормальной звездой обращается вокруг общего центра массы, астрономам удается, измеряя скорость звезды, определить массу ее невидимого компаньона и доказать, что это действительно чёрная дыра. Теория эволюции звёзд показывает, что если масса сжимающегося ядра звезды превосходит 3M, то ничто не может остановить его коллапс и превращение в чёрную дыру. Астрономы выявили уже более дюжины двойных систем, где масса невидимого компаньона превосходит 3M, и заметили у них проявления активности вещества, падающего в чёрную дыру, например, очень быстрые колебания блеска, характерные для горячего газа, стремительно вращающегося вокруг компактного объекта.
Особенно перспективной считают рентгеновскую двойную звезду V404 Лебедя, масса невидимого компонента которой оценивается не менее, чем в 6M. Другие кандидаты в чёрные дыры находятся в двойных системах Лебедь X-1, LMC X-3, V616 Единорога, QZ Лисички, а также в рентгеновских новых Змееносец 1977, Муха 1981 и Скорпион 1994. Почти все они расположены в пределах нашей Галактики, а система LMC X-3 находится в близкой к нам галактике Большое Магелланово Облако.
Другим направлением поиска чёрных дыр служит изучение ядер галактик. В них скапливаются и уплотняются огромные массы вещества, сталкиваются и сливаются звёзды, поэтому там могут формироваться сверхмассивные чёрные дыры, превосходящие по массе Солнце в миллионы раз. Они притягивают к себе окружающие звёзды, создавая в центре галактики пик яркости. Они разрушают близко подлетающие к ним звёзды, вещество которых образует вокруг чёрной дыры аккреционный диск и частично выбрасывается вдоль оси диска в виде быстрых струй и потоков частиц. Это не умозрительная теория, а процессы, реально наблюдаемые в ядрах некоторых галактик и указывающие на присутствие в них чёрных дыр с массами до 100 млн. M. Получены также довольно убедительные доказательства того, что и в центре нашей Галактики есть чёрная дыра с массой около 2 млн. M.
Вполне вероятно, что самые мощные процессы энерговыделения во Вселенной происходят с участием чёрных дыр. Именно они считаются источником активности в ядрах квазаров — молодых массивных галактик.
Сейчас одно из важнейших направлений физики — исследование чёрных дыр, поскольку вблизи них проявляются скрытые свойства гравитации. В рамках наиболее популярной сейчас теории гравитации Эйнштейна свойства чёрных дыр изучены весьма подробно и наиболее любопытные особенности чёрных дыр таковы:
1) Вблизи чёрной дыры время течёт медленнее, чем вдали от неё.
2) Каким бы сложным не было исходное тело, после его сжатия в чёрную дыру внешний наблюдатель может определить только три его параметра: массу, момент импульса и электрический заряд. Все остальные особенности тела (форма, распределение плотности, химический состав и пр.) в ходе коллапса «стираются». Например, если сжималось незаряженное и невращающееся тело, то в результате получится шварцшильдовская (сферически симметричная) чёрная дыра, а все исходные неровности тела излучатся при коллапсе в форме гравитационных волн.
3) Если исходное тело вращалось, то вокруг чёрной дыры сохраняется «вихревое» гравитационное поле, увлекающее все соседние тела во вращательное движение вокруг нее. Поле тяготения вращающейся чёрной дыры называют полем Керра (который первым нашел решение соответствующих уравнений).
4) Всё вещество внутри чёрной дыры непременно падает к её центру и образует сингулярность с бесконечно большой плотностью. Английский физик Стивен Хокинг определяет сингулярность как «место, где разрушается классическая концепция пространства и времени так же, как и все известные законы физики, поскольку все они формулируются на основе классического пространства- времени».
5) Хотя чёрная дыра «всё съедает и ничего не отпускает», тем не менее возможен обмен энергией между ней и внешним пространством, например, пролетающие вблизи неё частицы или кванты могут уносить энергию её вращения. Кроме этого С. Хокинг открыл возможность очень медленного самопроизвольного квантового «испарения» чёрных дыр, который, вообще говоря, может приводить к их полному исчезновению.
Превратившись в чёрную дыру, небесное тело не исчезает из Вселенной. Оно даёт о себе знать внешнему миру благодаря своей гравитации. Чёрная дыра поглощает световые лучи, идущие от неё на более значительное расстояние. Чёрная дыра может вступать в гравитационное взаимодействие с другими телами: она может удерживать около себя планеты или образовывать с другой звездой двойную систему.
Скорость эволюции звёзд определяется их первоначальной массой. Так как по ряду признаков со времени образования нашей звёздной системы — Галактики Млечный Путь — прошло около 15-20 млрд. лет, то за это конечное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный путь прошли только те звёзды, массы которых превышают некоторую величину. По- видимому, эта критическая масса всего лишь на 10- 20% превышает массу Солнца. С другой стороны, как уже подчёркивалось, процесс образования звёзд из межзвёздной газово- пылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно.
Он происходит и сейчас. Именно поэтому мы наблюдаем горячие массивные звёзды в левой верхней части главной последовательности. Но даже звёзды, образовавшиеся в самом начале формирования Галактики, если их масса их меньше чем 1,2 солнечной, ещё не успели сойти с главной последовательности. Заметим, кстати, что темп звёздообразования в настоящее время значительно ниже, чем много миллиардов лет назад.
Солнце образовалось около 5 млрд. лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с современной. Вот уже, по крайней мере, 4,5 млрд. лет оно находится на главной последовательности, устойчиво излучая благодаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях. Сколько ещё времени это будет продолжаться? Расчёты показывают, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус — в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сотен миллионов лет. Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик.
В процессе эволюции звезды меняются не только её масса, плотность, радиус и температура, но и такой достаточно важный показатель, как скорость вращения. Известно, что звёзды спектральных классов О, В, А вращаются очень быстро — экваториальная скорость вращения у них, как правило, превышает 100 км/сек. Скорости вращения звёзд класса F в среднем меньше 100 км/сек, а звёзды более холодные, чем F, вращаются настолько медленно, что доплеровское расширение линий слишком мало и скорость вращения нельзя измерить. Верхний предел скорости вращения звёзд классов G, К, М, принадлежащих к главной последовательности, составляет несколько десятков км/сек, но на самом деле вращение может быть гораздо медленнее. Например, у Солнца, типичной звезды класса G, скорость вращения точек экватора составляет всего лишь около 2 км/сек.
Из наблюдений диффузных туманностей следует, что отдельные сгустки вещества движутся в них друг относительно друга со скоростями порядка 1 км/сек. Поэтому первичная туманность, из которой образуется звезда, всегда должна иметь некоторый начальный момент количества движения ( мера механического движения тела или системы тел относительно какого- либо центра (точки) или оси). Расчёт показывает, что если бы этот момент количества движения сохранялся, то звёзды не смогли бы образовываться, так как туманность, сжимаясь, увеличивала бы скорость вращения и разорвалась бы задолго до этого (существует некая критическая масса, больше которой звезда быть не может). Очевидно, что момент количества движения должен каким- то образом удаляться из туманности (т.е. должна быть причина, по которой скорость вращения туманности замедляется). Конденсирующаяся (сжимающаяся) туманность связана с окружающей менее плотной средой магнитным полем, а так как межзвёздная материя "приклеена" к магнитным силовым линиям, вращение конденсирующейся туманности передаётся окружающей среде, в результате чего туманность теряет момент количества движения (у неё замедляется скорость вращения). Передача момента количества движения окружающей туманность межзвёздной среде прекращается, когда плотность образовавшейся из вещества туманности (в процессе сжатия и уплотнения) протозвезды становится достаточно высокой. Таким образом из всего первоначального вещества туманности образуется всего одна звезда (или несколько звёзд, если туманность разбилась на несколько частей в процессе своего развития). Окончательно сконденсировавшаяся звезда должна иметь экваториальную скорость в несколько сотен километров в секунду, независимо от её массы. Для горячих звёзд современные наблюдения дают как раз такую скорость вращения, какая была у сформировавшейся протозвезды. У холодных же звёзд скорость вращения гораздо меньше.
Так, в Солнечной системе 98% момента количества движения принадлежит планетам и только 2% Солнцу. Солнце вращалось бы с экваториальной скоростью около 100 км./с, если бы ему принадлежал весь момент количества движения Солнечной системы. Естественно возникает мысль, что медленное вращение холодных звёзд может быть объяснено наличием у них планетных систем, аналогичных Солнечной системе. Если это так, то число планетных систем в Галактике очень велико.
Центральным в проблеме эволюции звёзд до сих пор является вопрос об источниках их энергии. В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звёзд. Некоторые учёные, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца.
Освобождающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях перейти в излучение. Как мы увидим, ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.
Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звёздной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звёзд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов).
В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звёзд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратится в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 1052 эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце израсходовало не свыше 10% своего первоначального запаса водорода.
