Пять возрастов Вселенной - Фред Адамс

Судьба массивных звезд

Природа гибели звезды зависит от ее массы. Одиночным звездам с массами, превышающими половину массы Солнца, но не достигающими восьмикратной его массы, суждено разделить его судьбу. В конце жизни они извергают гигантские количества горячих газов (которые называют планетарными туманностями) и превращаются в белых карликов, состоящих, главным образом, из углерода и кислорода. И только лишь звезды с массой, превышающей восемь солнечных, имеют температуры центров достаточно высокие, чтобы в результате реакций ядерного синтеза получились еще и другие элементы. Этим массивным звездам уготован более драматический конец.

Для пущей ясности рассмотрим, что происходит со звездой, масса которой в пятнадцать раз превышает солнечную. Жизнь такого объекта в виде звезды чрезвычайно коротка; такая звезда сжигает свои запасы водорода, превращая его в гелий, за какие-то десять миллионов лет. Затем она легко поджигает образовавшийся гелий еще до того, как электроны ее центральной области превратятся в вырожденный газ, и незадолго до того, как истощатся запасы гелия ядро звезды состоит, главным образом, из углерода и кислорода. Температура такого ядра превышает сто миллионов градусов, а его плотность примерно в тысячу раз больше плотности воды (1000 граммов на кубический сантиметр). Когда запасы гелия в центре истощатся полностью, ядро начнет сжиматься под действием своего собственного веса. Плотность повысится до 100 000 граммов на кубический сантиметр, а температура приблизится к миллиарду градусов.

Когда температура ядра массивной звезды превысит миллиард градусов, звезда окажется перед новым вызовом в ее непрерывной борьбе с гравитационным сжатием. При таких высоких температурах образуются непомерные количества нейтрино. В силу того что появляющиеся нейтрино не могут взаимодействовать со звездой, они испускают энергию в пространство, но не создают дополнительного давления, которое могло бы удержать звезду от коллапса. В итоге, из-за этих потерь нейтрино, не вся энергия, которая образуется в результате реакций ядерного синтеза, идет на удержание звезды от гравитационного коллапса. Таким образом, потери нейтрино ускоряют конец массивных звезд.

Когда температура центра массивной звезды достаточно высока, чтобы инициировать ядерное горение углерода, сжатие и нагревание ядра ненадолго прекращаются. Углерод загорается, когда объединяются два его ядра, что приводит к образованию возбужденного ядра магния. Это ядро магния может распасться несколькими различными способами, в результате чего получаются неон, кислород, натрий и магний. Широкий диапазон продуктов, образующихся в результате ядерного синтеза, типичен для сложных поздних стадий ядерного горения.

Одна из причин того, почему большую часть своей жизни звезды проводят, сжигая водород, состоит в том, что превращение водорода в гелий является самой экзотермической ядерной реакцией. Преобразование водорода в гелий сопровождается гораздо большим высвобождением энергии на грамм материала, чем, скажем, превращение углерода в магний. Уменьшение количества энергии, образующейся при последующих циклах преобразования легких элементов в более тяжелые, вкупе с необходимостью гораздо более высоких температур и энергии, гарантирует, что поздние фазы ядерного горения не будут продолжаться долго. В случае со звездой, масса которой в пятнадцать раз превышает массу Солнца, горение углерода продолжается всего несколько тысяч лет. После того как будет израсходован весь углерод в центре звезды, ядро должно сжаться и снова нагреться.

По завершении фазы горения углерода структура эволюционирующей массивной звезды несколько напоминает луковицу. Ряд отдельных слоев изображает области с различным химическим составом: от неон-кислород-магниевого ядра звезды до поверхностных слоев, содержащих необработанный кислород. Внизу каждого слоя фронт горения воспламеняет ядерный пепел, образовавшийся в результате реакций термоядерного синтеза, проходящих в ближайшем из верхних слоев (см. диаграмму на рис. 12).

Рис. 12. На этой диаграмме приводится схематическое строение звезды большой массы на поздней стадии ее эволюции — всего за несколько минут до вспышки сверхновой. Каждый «луковичный слой» представляет слой продуктов ядерного горения вокруг центрального инертного железного ядра. Здесь показана только центральная область звезды; остальная ее часть состоит из толстой оболочки, образованной несгоревшим водородом

В центре эволюционирующей массивной звезды в ходе сложной цепочки ядерных реакций кислород и неон быстро превращаются в кремний, серу и еще более крупные ядра. Эти ядерные реакции продолжают создавать более тяжелые элементы до тех пор, пока не образуется значительный запас железа. Однако, как только в ядре звезды станет преобладать железо, появится новая проблема. Преобразование железа в еще более тяжелые элементы (например, серебро или золото) не только не сопровождается высвобождением энергии, но и требует ее поглощения. Звезда, ядро которой стало железным, уже не может получать энергию из реакций ядерного синтеза. Умирающее железное ядро, имеющее плотность около десяти миллиардов граммов на кубический сантиметр и температуру свыше миллиарда градусов, уже не способно сопротивляться действию сил гравитации и начинает сжиматься.

Гравитационный коллапс происходит очень быстро. За одну секунду внутренние области сжимаются до колоссальных плотностей, приближающихся к 1014 граммам на кубический сантиметр. Если бы до такой плотности сжалась Земля, то ее диаметр сократился бы до четверти мили! Сразу после начала коллапса температура повышается настолько, что фоновое тепловое излучение разрушает ядра железа, из которого состоит ядро звезды. С таким трудом образовавшиеся ядра железа сначала распадаются на ядра гелия, также называемые α-частицами, и только потом на протоны и нейтроны. Процесс фотодиссоциации лишает ядро тепловой энергии, которая, в противном случае, могла бы предотвратить коллапс. Кроме того, тепловые фотоны обладают энергией, достаточной для взаимодействия друг с другом с целью образования электрон-позитронных пар, что только ухудшает положение звезды. Вспомним, что позитрон — антиматериальный партнер электрона. Несмотря на то, что эти пары обычно аннигилируют, образуя фотоны, иногда они создают пары нейтрино-антинейтрино, которые излучаются в космическое пространство, унося с собой еще больше энергии ядра.

Когда плотность ядра приближается к 1014 граммам на кубический сантиметр, свободные электроны и протоны объединяются, образуя нейтроны и нейтрино. Этот густой нейтронный туман напоминает одиночное гигантское ядро. По мере дальнейшего развития коллапса этот гигантский нейтронный шар обычно достигает состояния максимальной плотности, а потом снова расширяется Это расширение посылает через звезду невероятно мощную взрывную волну.

Коллапс железного ядра массивной звезды, за которым следуют расширение при ядерных плотностях и вызванная им взрывная волна, называется сверхновой. Во многих случаях взрывная волна настолько сильна, что разрывает наружные слои звезды на части. Тяжелые элементы (включая золото, свинец и уран) синтезируются во время самого взрыва, а различные элементы, образованные на более ранних стадиях ядерного горения, вновь возвращаются в межзвездную среду.

В центре вспышки сверхновой может сохраниться плотное ядро, состоящее из нейтронов, — так называемая нейтронная звезда. Или же, если ядро в несколько раз превышает массу Солнца, оно может коллапсировать в черную дыру. Образование черной дыры является решительной победой гравитации в ее непрерывной борьбе с термодинамикой и производством энтропии. Однако существует и еще одна возможность. Если достаточно массивная звезда претерпит сильный взрыв, в результате которого будет исторгнуто много звездного вещества, то от этой звезды не останется ничего. Такой вариант развития событий является безоговорочной победой энтропии.

Вспышки сверхновых — самое драматическое событие звездной эволюции. На короткое мгновение, в момент коллапса железного ядра, колоссальные температуры и плотности в центре звезды возвращаются к условиям, которые преобладали в первые мгновения существования первичной Вселенной. Соответственно, вспышка сверхновой сопровождается впечатляющим выбросом энергии. На одну-единственную секунду количество энергии, произведенное сверхновой, конкурирует с полной энергией, испущенной всеми звездами нашей видимой Вселенной На протяжении нескольких дней после вспышки сверхновой ее остаточное свечение сохраняется таким же ярким, как и свечение галактики, которую умирающая звезда считала своим домом.