Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Ядерные реакции поддерживают высокую плотность и температуру, что мешает гравитации раздавить звезду. Но рано или поздно топливо закончится, равновесие внутри звезды нарушится, и она начнет сжиматься. Что будет дальше, зависит от массы светила. У звезд с массой от трех масс Солнца и меньше на стадии красного гиганта образуется углеродно-кислородное ядро. Оно очень горячее, его масса сравнима с массой Солнца, а размер сравним с размером Земли. Это ядро окружено чрезвычайно разреженной оболочкой красного гиганта. В результате сложных процессов эта оболочка мягко сбрасывается, оставляя «голое» ядро. Белый карлик как раз и формируется в результате остывания этого ядра. Газовые оболочки, разлетающиеся от будущих белых карликов, астрономы наблюдают как «планетарные туманности»: внешне они немного похожие на диски планет, если смотреть на них в старые, не слишком качественные телескопы.

Как и звезды малой массы, массивные звезды тоже становятся красными гигантами в конце своей эволюции на главной последовательности. У массивных звезд ядро сжимается и становится настолько горячим (>500-1000 млн °С), что в нем может продолжаться ядерный синтез из углерода, кислорода и т. д. Па этой стадии звезда может стать цефеидой (рис. 19.6) — полезным объектом для измерения расстояний в звездных системах, что мы обсудим в дальнейшем.

Рис. 19.6. Знакомая нам Полярная звезда в Ковше Малой Медведицы на самом деле является тройной звездой. Главная звезда А — это гигант (см. рис. 19.3), который в 2000 раз ярче Солнца. К тому же это переменная звезда-цефеида. Ее тусклый спутник В можно увидеть в небольшой телескоп. Но третью звезду Ab, свет которой тонет в сиянии яркой главной звезды, удаюсь сфотографировать только в 2006 году с помощью космического телескопа «Хаббл». Маленькие компаньоны В и Ab являются звездами главной последовательности.

Ядерные реакции продолжаются, пока центр звезды не станет железо-никелевым. Синтез более тяжелых ядер из железа и никеля не дает выхода энергии, а лишь потребляет ее, и это не мешает сжатию. В конце концов ядро становится таким тяжелым, что оно сжимается уже под действием собственного веса и начинается взрыв сверхновой. Во время взрыва почти все вещество звезды разлетается. Сжавшееся ядро становится либо нейтронной звездой, либо (если звезда была достаточно массивна) черной дырой. Теперь мы детальнее познакомимся с нейтронными звездами.

Еще плотнее: нейтронные звезды.

В 1930 году Субраманьян Чандрасекар (1910–1995) вычислил, что даже давления электронного газа недостаточно для остановки сжатия звезды, если ее масса более чем в 1,44 раза превышает массу Солнца. Что случится со звездой, когда она сожмется до плотности больше, чем у белого карлика? Российский физик Лев Ландау (19081968) предположил, что такая звезда будет сжиматься, пока не достигнет плотности как у атомного ядра; при этом она в основном будет состоять из нейтронов. Швейцарский астроном Фриц Цвикки позднее высказал мнение, что такие нейтронные звезды рождаются при взрывах сверхновых, происходящих в конце эволюции звезд; и он оказался прав. Затем, в 1939 году, Роберт Оппенгеймер (1904–1967) и его студент, эмигрант из России Георгий Волков обнаружили, что такая звезда способна удержаться от дальнейшего коллапса, если ее масса не слишком велика. Современные расчеты дают предел в 3,2 массы Солнца. Но если масса звезды больше, то ничто не сможет остановить коллапс, и она превращается в черную дыру.

Типичная нейтронная звезда имеет диаметр около 30 км. Отсюда легко вычислить, что плотность нейтронной звезды превышает плотность воды в 100 000 млрд раз. Такая звезда в некотором смысле напоминает огромное атомное ядро, покрытое невероятно прочной железной оболочкой, плотность которой в 10 000 раз превосходит плотность воды. У пульсаров и, возможно, других нейтронных звезд очень сильное магнитное поле, которое у поверхности В 10 000 млрд раз сильнее магнитного поля у поверхности Земли. Свойства нейтронных звезд выходят далеко за рамки нашего опыта, но нужно помнить, что эти ужасные создания когда-то были обычными звездами. При сжатии звезды ее магнитное поле усиливается в такое же число раз, во сколько раз больше магнитных силовых линий пронизывает единицу ее поверхности. В соответствии с обычным законом сохранения момента возрастает и скорость вращения сжимающейся звезды обратно пропорционально ее радиусу.