Наблюдения и озарения, или Как физики выявляют законы природы - [92]

4. О типах и эволюции звезд

Мы уже говорили о том, что, согласно Г. Бете, светимость Солнца вызвана постепенным превращением водорода в гелий, который происходит при самой низкой для звезд температуре — порядка 10 млн градусов (температура поверхности Солнца около 6 400 градусов). Равновесие звезды поддерживается тем, что силам гравитационного сжатия противостоит давление излучения, образующегося в ходе термоядерных реакций. Но на этом водородном цикле процессы нуклеосинтеза (образования ядер, в том числе тяжелых) не заканчиваются.

Когда мощность излучения уменьшается за счет выгорания водорода, звезда начинает гравитационно сжиматься, а вследствие этого ее температура растет и доходит до порога открытия каналов следующих циклов Бете — углеродного и т. д. Таким образом, звезды являются саморегулирующимися системами, и можно сказать, что звезды — это большие фабрики Вселенной. Они постепенно трансформируют первоначальное сырье (водород) в другие элементы, в том числе тяжелые, из которых в значительной степени состоит Земля и другие планеты нашей системы. Юпитер и Сатурн, во всяком случае, являются гигантскими газовыми шарами (иногда даже полагают, что они — небольшие звезды, захваченные Солнцем). Считается, что в процессе старения звезды обогащаются тяжелыми элементами, а затем, взрываясь, обогащают ими межзвездные газовые облака, из которых формируются звезды следующих поколений — их состав определяется спектроскопически — и планеты[63].

Звезды можно разделить на три больших класса: нормальные звезды, белые карлики, нейтронные звезды. Рассмотрим их структуры чуть подробнее.

Как мы говорили, нормальная звезда находится в равновесии, если давление излучения в ней уравновешивает силы гравитационного сжатия[64]. Кроме того, должна быть обеспечена возможность выхода наружу энергии ядерных реакций, идущих внутри звезд, в виде потоков фотонов и нейтрино. Если же выход энергии наружу недостаточно быстр, то происходит взрыв звезды, сопровождаемый расширением ее верхних оболочек, их сбрасыванием.

Все это является достаточно очевидным с позиций физики, но нужно определить, каким звездам и когда, на каком этапе развития грозит опасность подобной катастрофы.

С самого начала ясно, что чем больше масса звезды, тем вероятнее ее взрыв, а убедиться в этом позволяет просто теория размерностей — та самая, исходя из которой еще Леонардо да Винчи утверждал, что слишком большие животные существовать на Земле не могут. И действительно, если радиус звезды увеличится в два раза (принимаем, что плотность вещества в ней не меняется), то объем ее, а значит, и скорость накопления энергии ядерного синтеза, возрастет в восемь раз. Но ведь поверхность звезды, через которую эта энергия должна удаляться, возрастает только в четыре раза (сравниваем зависимости объема и поверхности шара от радиуса), а она не всегда может пропустить через себя такое количество энергии. Таким образом, может наступить перегрев звезды — вот и причина ее раннего взрыва. (Еще раз подчеркнем, что рассуждения такого типа, размерные прикидки служат обязательным начальным импульсом для последующих более утонченных и несравнимо более трудоемких расчетов.)

Отсюда было показано, что звезда с массой Солнца может существовать порядка 30 миллиардов лет, а звезда с массой в 50 раз большей может взорваться всего через 3 миллиона лет. Этот срок много меньше возраста Галактики (около 15 миллиардов лет), а так как яркие гигантские звезды в ней существуют, то, стало быть, их формирование продолжается и сейчас. И притом яркие синие, т. е. более горячие, звезды в нашей Галактике и во внешних галактиках всегда находятся вблизи гигантских облаков газа и пыли, откуда, видимо, и черпают материал своей массы. (Плотность тяжелых элементов в составе Земли указывает как будто на то, что это вещество дважды было переработано во взрывах сверхновых звезд.)

В белый карлик, после сброса оболочки, может обратиться звезда, масса которой составляла не более 1,4 от массы Солнца (чандрасекаровский предел[65], примерно тогда же аналогичный результат получил и Л. Д. Ландау). Это очень плотные образования, их радиус порядка 1 % от радиуса Солнца, а плотность до тысячи кг на куб. см. Давление в них, которое противостоит силам гравитационного сжатия, обусловлено принципом Паули: вспомним, что никакие два фермиона, в частности два электрона, не могут иметь одинаковые квантовые числа, поэтому в такой звезде спектр энергий частиц должен быть велик, и их соответствующие импульсы не позволяют ей продолжать сжатие.

Если же масса звезды выше чандрасекаровского предела, то наступает гравитационный коллапс (от латинского «коллапсус» — ослабевший, одряхлевший), ее дальнейшее сжатие. Для звезд с массой не больше 2–3 масс Солнца оно заканчивается на стадии нейтронной звезды, более массивные звезды преобразуются в релятивистские черные дыры.

Нейтронную звезду можно представить себе как одно гигантское атомное ядро: большинство протонов при его образовании превращается в нейтроны, испуская при этом нейтрино и позитроны, аннигилирующие с электронами, которые были в среде (впервые предположение о возможности существования таких объектов выдвинул в 1932 г. Л. Д. Ландау). Поэтому плотность вещества в них достигает 10