Новые и сверхновые звёзды. Эволюция звёзд.

Иногда на небе появляются звезды там, где их раньше не видели. Их назвали новыми звездами. Они появляются внезапно, причем их светимость и, следовательно, блеск быстро возрастают. Изучение фотографий звездного неба показывает, что до вспышки эти звёзды были очень слабыми.

НОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

Примерами могут служить новые звёзды в созвездии Орла (июнь 1918 г.) и в созвездии Лебедя
(23 августа 1975 г.). Судя по фотографиям, блеск новой звезды в созвездии Орла за три дня до вспышки был 11^m, а за четыре дня увеличился до -0,5″, т.е. возрос почти в 40 тыс. раз! Затем она стала слабеть, примерно через 200 дней перестала быть видимой невооруженным глазом, а
ещё через год ослабела до прежнего значения 11^m.

Новая звезда в созвездии Лебедя до вспышки имела блеск около 21^m, а в максимуме вспышки до 1,9^m, т.е. за несколько дней её светимость возросла в 40 млн. раз!
Наблюдения показали, что внешняя оболочка звезды во время вспышки расширяется со скоростью от 1000 до 2500 км/с. Примерно через полгода-год вокруг ослабевшей звезды становится видимой в телескопы светлая расширяющаяся газовая туманность эта сброшенная оболочка, освещаемая звездой, удаляется от неё и со временем рассеивается в пространстве. Сама же звезда возвращается к прежнему состоянию. Следовательно, при вспышке новая звезда не разрушается, а лишь сбрасывает с себя оболочку массой около 10^-6-10^-4 солнечной массы — величина незначительная в сравнении с массой вспыхнувшей звезды. В настоящее время известно около
200 новых звёзд, большинство из которых вспыхнуло в Млечном Пути.
Выяснилось, что как новые вспыхивают звёзды низкой светимости и высокой температуры. Оказалось, что многие новые звёзды являются тесными парами, состоящими из белого карлика и обычной звезды спектрального класса К или М.

Вещество обычной звезды, богатое водородом, под действием гравитации со стороны белого карлика перетекает на него. По мере накопления вещества на белом карлике давление и температура в образовавшейся оболочке увеличиваются, и при достижении критического значения происходит термоядерный взрыв, сбрасывающий эту оболочку с белого карлика.
Подобные процессы могут повторяться. Действительно, некоторые звёзды вспыхивают повторно, и часто они называются повторными новыми.

СВЕРХНОВЫЕ ЗВЁЗДЫ

Иногда в недрах некоторых звёзд происходят взрывы такой колоссальной мощности, что
они разрушают всю звезду. Во время взрыва светимость и блеск таких звёзд, называемых сверхновыми звёздами, возрастают в десятки и сотни миллионов раз, и они становятся настолько яркими, что могут быть видны невооружённым глазом даже днём.
Вспышки сверхновых звёзд — очень редкое явление в нашей Галактике. За последние 1000 лет в нашей Галактике наблюдалось по меньшей мере пять сверхновых звёзд: в 1006, 1054, 1572, 1604 и 1667 гг. Сверхновую звезду, вспыхнувшую в ноябре 1572 г. в созвездии Кассиопеи, наблюдал датский астроном Т. Браге, который отметил, что звезда по яркости сравнима с Венерой. Через 16 месяцев звезда исчезла.

Сверхновую звезду, вспыхнувшую в 1604 г. в созвездии Змееносца, наблюдали Г.Галилей и И. Кеплер.
Особый интерес представляет сверхновая звезда, вспыхнувшая в июле 1054 г. в созвездии Тельца. Исторические сведения о ней были найдены в китайских хрониках. Теперь на месте сверхновой
звезды 1054 г. наблюдается газовая, быстро расширяющаяся крабовидная туманность, в центре которой находится пульсар, интенсивно излучающий радиоволны.
На месте сверхновой звезды 1667 г. в созвездии Кассиопеи тоже имеется неправильная волокнистая газовая туманность, являющаяся мощным источником радиоизлучения (Кассиопея А).
24 февраля 1987 г. наблюдалась вспышка сверхновой звезды в Большом Магеллановом Облаке. За двое суток блеск этой звезды увеличился от 15^m до 4^m, т.е, её светимость возросла в 25 тыс. рaз! Сброшенная звездой оболочка расширялась со скоростью около 16 000 км/с.
Во время максимума вспышки сверхновых звёзд их светимость может в десятки миллиардов раз превышать светимость Солнца.
Мощность взрыва настолько велика, что вещество разрушенной звезды разбрасывается во все стороны со скоростью от 5000 до 20 000 км/с.
Из-за высокой температуры в недрах звезды выброшенный газ находится в плазменном
состоянии и создаёт сильное магнитное поле, в котором элементарные частицы при торможении порождают мощное радиоизлучение. Поэтому можно предположить, что обнаруженные в нескольких местах Млечного Пути радиоизлучающие газовые волокнистые туманности возникли при разрушении сверхновых звёзд. Во время вспышки сверхновой звезды в спутнике Млечного Пути Большом Магеллановом Облаке наблюдалась вспышка нейтрино.

Грозит ли подобная вспышка нашему Солнцу? Исследования показывают, что взрывам подвержены далеко не все, а лишь в конце своей жизни особые по структуре звёзды, к которым наше Солнце не принадлежит, а поэтому вспыхнуть не может.
Различают два основных типа сверхновых звёзд. У сверхновых первого типа взрывается звезда белый карлик, входящая в состав тесной двойной системы. Как и в новых звёздах, в такой системе происходит перетекание вещества из обычной звезды на белый карлик. Но белый карлик в системе имеет массу, близкую к предельной массе (предел Чандрасекара), поэтому достаточно небольшого количества вещества, выпавшего на него, и равновесие в звезде нарушается, белый карлик быстро
сжимается (этот процесс сжатия называется коллапсом) до размеров нейтронной звезды. За секунды выделяется гравитационная энергия, которая переходит в тепло и кинетическую энергию взрыва.
У сверхновых второго типа взрывается массивная звезда на стадии гигантов и сверхгигантов, когда масса плотного ядра достигает предела Чандрасекара, и происходит коллапс ядра. Выделяется огромная потенциальная энергия, которая разбрасывает внешние части звезды со скоростями свыше нескольких тысяч километров в секунду.
По наблюдениям изменения блеска сверхновой можно определить, к какому типу она относится.
Во время взрыва сверхновой происходит образование химических элементов тяжелее железа.

ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЁЗД

Эволюция звезды — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, т.е. на протяжении миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

ЖИЗНЬ ЗВЕЗД

В Млечном Пути наблюдаются газопылевые облака. Некоторые из них настолько плотные, что начинают сжиматься под действием собственного тяготения. По мере сжатия плотность и температура облака повышаются, и оно начинает излучать волны в инфракрасном диапазоне спектра. На этой стадии сжатия облако получило название протозвезды.
Длительность стадии сжатия протозвёзд различна: при массе меньше солнечной сотни миллионов лет, а у массивных — всего лишь сотни тысяч лет.
Когда температура в недрах протозвезды повышается до нескольких миллионов кельвинов, в них начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. При этом выделяется огромная энергия, препятствующая дальнейшему сжатию. Разогреваясь до самосвечения, протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела.
Светимость и поверхностная температура сформировавшихся звёзд зависят от их массы, поэтому они принадлежат к различным спектральным классам, т.е. находятся на различных участках главной последовательности: массивные звёзды выше Солнца, а звёзды малой массы ниже его.
Время t, пребывания звёзд на главной последовательности определяется мощностью излучения звезды (светимостью) и запасами ядерной энергии. Оно рассчитывается тем же способом, что и время жизни Солнца.
Подставляя в формулу вместо массы и светимости Солнца массу и светимость звезды и учитывая, что светимость звезды L_з ~ M_з⁴, получаем
t_з = 10¹⁰(M_c/M_з)
Исходя из этих расчётов, можно утверждать, что звёзды спектральных классов О, В и А, находящиеся на главной — это молодые звёзды.
После выгорания водорода в недрах звёзд образуется гелиевое ядро, а термоядерные реакции превращения водорода в гелий начинают происходить в тонком слое у границы ядра.
В гелиевом ядре при создавшейся температуре ядерные реакции происходить не могут, и оно
резко сжимается до плотности свыше 4·10⁶ кг/м³.
Вследствие сжатия температура в ядре возрастает. Рост температуры зависит от массы. Для звезды с
массой чуть меньше солнечной температура всегда остаётся меньше 80 млн К. Поэтому сжатие ядра приводит только к бурному выделению ядерной энергии в тонком слое у границы ядра.
У Солнца температура ядра при сжатии станет выше 80 млн К, и в нём начнутся термоядерные реакции превращения гелия в углерод.
У более массивных звёзд температура настолько высока, что возможны термоядерные реакции образования азота, кислорода и более тяжёлых химических элементов. Выходящая из ядра и его окрестностей энергия вызывает повышение газового давления, под действием которого фотосфера звезды расширяется.
Энергия, приходящая к фотосфере из недр звезды, распространяется теперь на большую площадь, чем раньше. В связи с этим температура фотосферы понижается. Звезда сходит с главной последовательности, постепенно превращаясь в красного гиганта или сверхгиганта в зависимости от массы, и становится старой звездой.
Раздувшаяся оболочка звезды небольшой массы уже слабо притягивается её ядром и, постепенно удаляясь от него, образует планетарную туманность. После окончательного рассеяния оболочки остаётся лишь горячее ядро звезды белый карлик. У звезды типа Солнца останется углеродный белый карлик.
Эволюция массивных звёзд происходит более бурно. В конце своей жизни такая звезда может взорваться сверхновой звездой, а её ядро, резко сжавшись, превратится в сверхплотный объект —
нейтронную звезду или даже в чёрную дыру.
Так, в Крабовидной туманности, оставшейся после взрыва сверхновой, наблюдается пульсар с периодом пульсаций 0,033 с.

Сброшенная оболочка, обогащённая гелием и другими тяжёлыми элементами, образовавшимися в недрах звезды и во время взрыва, рассеивается в пространстве и служит материалом для формирования звёзд нового поколения.

ВОЗРАСТ ЗВЁЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ

Определить возраст отдельной звезды невозможно, так как нам неизвестно, когда она образовалась. По её спектральному классу мы можем только определить время её жизни на главной по следовательности.
Замечательный способ определить возраст звёзд дают нам наблюдения звёздных скоплений. Так как звёзды различной массы в звёздных скоплениях образуются примерно одновременно, то диаграмма «Спектр -светимость» только что родившегося скопления содержит звёзды всех спектральных классов, которые находятся на стадии главной последовательности. В нём отсутствуют красные гиганты, сверхгиганты и белые карлики.
Со временем массивные звёзды умирают, и главная последовательность такого старого скопления не будет содержать массивных звёзд спектральных классов О, В и т. д. в зависимости от возраста. Эти звёзды переходят в гиганты и сверхгиганты и далее вообще взрываются. Появляются белые карлики.
По спектральному классу звёзд, только начинающих переходить в красные гиганты (так называемая точка поворота на диаграмме «Спектр — светимость»), которые умирают в данный момент, мы можем судить о возрасте всего скопления.
На рисунке а представлена такая диаграмма старого скопления М3. В нём на главной последовательности отсутствуют звёзды спектрального класса O, В, А, а звёзды спектрального класса F, с массой чуть больше солнечной, только начинают умирать. Следовательно, возраст этого скопления — несколько миллиардов лет.

Контрольные вопросы:

1. Как и почему вспыхивают новые звёзды?
2. Как вспыхивают сверхновые звезды?
3. Сверхновые звёзды первого типа.
4. Сверхновые звёзды второго типа.
5. Цепочка эволюционных превращений звёзд.