Разумная жизнь во Вселенной - Юрий Мизун

Если масса звезды не превышает 10 масс Солнца (но больше 1,2 массы Солнца), то события развиваются следующим образом. Чрезмерное сжатие звезды приводит к сильному увеличению ее температуры. Когда температура превысит пять миллиардов градусов, начинают играть важную роль реакции, в результате которых образуется нейтрино. Поскольку нейтрино не обладает зарядом и массой покоя, оно практически беспрепятственно проникает через любые вещества, в том числе и через вещество звезды. Энергия, которую создает внутри звезды сильное гравитационное сжатие, этими частицами выносится наружу. Они выносят больше энергии, нежели ее расходует звезда на свое свечение в видимом диапазоне. Так как энергия изнутри звезды выносится наружу нейтрино, то звезда получает возможность сжиматься быстрее. Сжатие удваивается каждую секунду. Остановить это сжатие уже нельзя. Но когда огромная звезда ужимается до размеров сферы с радиусом в 10 километровм и плотность вещества звезды достигает миллиарда тонн в кубическом сантиметре, вступают в игру новые силы, возникающие при деформации атомных ядер. Ядра распадаются на протоны и нейтроны. Но протоны, захватив на каждый протон по одному электрону, превращаются в нейтроны (при этой реакции также выделяется нейтрино). С этого времени вещество звезды состоит преимущественно из нейтронов. Остальные элементарные частицы представляют собой просто примеси в пренебрежимо малых количествах. Для этого процесса введен термин: нейтронизация вещества звезды. При этом образуется нейтронное вещество со свойствами несжимаемой жидкости. Плотность его равна плотности вещества внутри атомного ядра. Но нейтроны сцеплены между собой не ядерными силами (как внутри ядра), а силами гравитации. Поскольку образованная таким путем нейтронная жидкость является несжимаемой, то дальнейшее сжатие звезды прекращается. Силы гравитационного сжатия уравновешиваются силами упругости нейтронной жидкости. Это успешно происходит в том случае, если масса звезды не превышает вдвое массу Солнца. В том случае, если масса звезды превышает двойную массу Солнца, звезда может остановить свое сжатие только в том случае, если она каким-либо образом сбросит с себя лишнюю массу в форме взрыва.

Взрыв происходит в образовавшемся ядре звезды, поскольку оно является неустойчивым. При взрыве выделяется энергия и образуется ударная волна, которая, распространяясь наружу, выбрасывает из звезды наружные слои. Они отделяются от звезды и образуют газовое облако, которое по инерции продолжает быстро расширяться. Оптическая яркость звезды после взрыва увеличивается в миллион раз. Это настолько заметное явление на небе, что его можно наблюдать даже невооруженным глазом. Это явление было названо вспышкой Сверхновой звезды. Имеются и новые звезды, яркость которых значительно меньше. Физическая природа новых звезд иная. Какова судьба звезды, масса которой больше 10 масс Солнца?

Если звезда, масса которой в 10 раз превышает массу Солнца, начнет очень быстро сжиматься (то есть коллапси-ровать), то это сжатие остановить уже нечем. При меньших массах выход был найден в том, что звезда жертвовала своим атомным строением — атомы были сломаны, и в результате высвобождались силы, которые остановили сжатие звезды. При этом образовался белый карлик. Во втором случае были сломлены и сами ядра. Сжатие было остановлено силами упругости несжимаемой (нейтронной) жидкости. При этом образовалась нейтронная звезда. В случае очень массивной звезды ломать уже нечего, и более мощных сил, чем сила сжатия, нет. Поэтому сжатие (коллапс) звезды будет продолжайся неограниченно. Оно остановится только с образованием нового объекта, названного черной дырой. Радиус черной дыры равен всего 1–3 километрам.

Образование звезд во всем протогалактическом облаке происходило до тех пор, пока там имелись необходимые для этого условия, то есть пока плотность вещества не упала ниже критического уровня. На определенном этапе были образованы звезды с различными массами. Дальше происходила эволюция этих звезд. С тех пор прошло примерно 12 миллиардов лет, и эволюционировавшие звезды остались светить до сих пор. Значительная часть первоначально образованных звезд в процессе своей эволюции прошла стадию Сверхновых звезд, то есть на том этапе, когда они израсходовали свое «горючее» и их вещество стало состоять в значительной мере из тяжелых химических элементов, они взрывались. При этом значительную часть вещества они сбрасывали в межзвездное пространство. Так, вещество облака, которое первоначально состояло из самого легкого химического элемента — водорода, после взрыва Сверхновых стало обогащаться тяжелыми элементами. Это значит, что новое поколение звезд должно было создаваться из нового «теста».

Прошло определенное время после Большого Взрыва, и протогалактическое облако превратилось в звездную систему сферической формы. Образование звезд не могло продолжаться до тех пор, пока оставалось хоть сколько-нибудь строительного материала — вещества газопылевого облака. Ведь для образования звезд из этого вещества надо, чтобы оно имело достаточную плотность. А плотность со временем стала уменьшаться. Это происходило, во-первых, потому, что часть вещества изымалась на создание звезд, а во-вторых, потому, что взрывы Сверхновых разбивали образующиеся неоднородности газопылевого облака. Причем это происходило прежде всего в результате нагрева межзвездного газа излучением Сверхновой. Так первый этап звездообразования в народившейся нашей Галактике закончился. В результате протогалактическое облако превратилось в систему, состоящую из звезд и межзвездного газа, этакую воздушную круглую булочку с изюмом. Размеры и масса этой «булочки» весьма внушительные. Внутренняя ее часть хорошо просматривается, поскольку она заполнена звездами, которые можно наблюдать. Эту часть называют гало. Масса гало равна примерно 2·1011 масс Солнца. Гало окружено сферической оболочкой-короной, масса которой в пять раз больше. Корону Галактики наблюдать трудно, если не сказать — невозможно. Во-первых, ее составляют звезды низкой светимости. Во-вторых, вполне допустимо, что корона содержит материю и в тех формах, которые пока что труднодоступны наблюдениям. Это могут быть черные дыры, нейтронные звезды или нейтрино с ненулевой массой покоя.

На первый взгляд может показаться парадоксальным, что материю короны наблюдать мы практически не можем и в то же время приводим более-менее определенную величину массы короны. Но на самом деле противоречия здесь нет. Когда рассчитали, как должна вести себя система, состоящая из гало и диска, то оказалось, что такая система не является устойчивой, как это наблюдается. Для того чтобы она была устойчивой, необходимо, чтобы вокруг гало существовала массивная корона. Из условия устойчивости и была определена масса короны.

Что собой представляют звезды, из которых состоит гало, звезды, которые первыми родились в Галактике еще 15–18 миллиардов лет тому назад, в молодости Галактики.

Звезды в гало группируются в коллективы, скопления. Сейчас считается, что их в гало имеется всего примерно 500. Известно из них 130. Шаровые скопления распределены в гало неравномерно: они резко концентрируются к центру гало. Среднее значение радиуса шаровых скоплений равно 15 пк (рис. 6).

Любопытно, что в гало содержится два типа шаровых скоплений. Звезды скоплений этих типов отличаются друг от друга химическим составом и распределением в пространстве. Скопления с малым содержанием тяжелых элементов (малометаллические) располагаются на больших расстояниях. На меньших расстояниях имеются обе группы шаровых скоплений, и богатая, и бедная металлами. В гало имеются также звезды, не входящие в скопления. Их называют звездами поля гало (звездами-одиночками). Эти звезды также делятся на такие же два класса.

Мы уже знаем, что если звезда содержит больше тяжелых элементов, то есть более металлична, то она родилась позднее. Возраст этих звезд, составляющих промежуточную систему, меньше, чем малометаллических звезд. Они образовались на поздних стадиях сжатия протогалактики, когда межзвездная среда уже обогатилась тяжелыми элементами за счет взрывов Сверхновых звезд.

Установлено, что шаровые скопления рождаются с массами, которые они имеют и сейчас. Звезды в скоплениях

Рис. 6. Шаровое скопление в Геркулесе, сфотографированное с 5-метровым телескопом обсерватории Маунт-Вилсон и Маунт-Паломар

образуются очень быстро из-за газа. Поэтому не успевает происходить обогащение тяжелыми элементами.

Подведем итог этой стадии образования Галактики. Сжатие протогалактического облака происходило в течение примерно трех миллиардов лет. Затем начался процесс образования и эволюции звезд. Звезды, проходя в своей эволюции взрывную стадию (стадию Сверхновых), выбрасывали в межзвездную среду созданные в них тяжелые химические элементы. Так звезды сбросили примерно половину всей массы, содержащейся в них. Межзвездная среда изменила свой химический состав. После образования определенного количества Сверхновых образование звезд прекратилось, так как облака, из которых должны были образоваться звезды, разрушались в результате разогрева межзвездного газа и увеличения турбулентного движения в газе. В результате плотность газа падает ниже критической величины, которая необходима для образования звезд. После прекращения звездообразования начался новый, бесплодный период эволюции Галактики. Он длился примерно 5 миллиардов лет. Но этот период не был периодом бездействия. Эти 5 миллиардов лет ушли на то, чтобы вновь создать такую плотность вещества (газопылевой межзвездной среды), при которой стало бы возможным и образование звезд. Это происходило так.