Дальнейшая эволюция Вселенной

Согласно теории Большого взрыва, дальнейшая эволюция зависит от экспериментально измеримого параметра — средней плотности вещества в современной Вселенной. Если плотность не превосходит некоторого (известного из теории) критического значения, Вселенная будет расширяться вечно, если же плотность больше критической, то процесс расширения когда-нибудь остановится и начнётся обратная фаза сжатия, возвращающая к исходному сингулярному состоянию. Современные экспериментальные данные относительно величины средней плотности ещё недостаточно надёжны, чтобы сделать однозначный выбор между двумя вариантами будущего Вселенной.

Есть ряд вопросов, на которые теория Большого взрыва ответить пока не может, однако основные её положения обоснованы надёжными экспериментальными данными, а современный уровень теоретической физики позволяет вполне достоверно описать эволюцию такой системы во времени, за исключением самого начального этапа — порядка сотой доли секунды от «начала мира». Для теории важно, что эта неопределённость на начальном этапе фактически оказывается несущественной, поскольку образующееся после прохождения данного этапа состояние Вселенной и его последующую эволюцию можно описать вполне достоверно.

 

19. Механизм образования и эволюции звезд.

Рассмотрим теперь механизм зарождения и развития звезд, а также в связи с этим классификацию звезд и методы их наблюдения. Мы уже отмечали, что согласно гамовской модели БВ все элементы Вселенной образовались в результате термоядерных реакций. Остановимся на этом подробнее. При конденсации звезды из облака межзвездных газа и пыли высвобождается гравитационная потенциальная энергия. Часть этой энергии расходуется на излучение, а остальная часть преобразуется в кинетическую энергию конденсирующих атомов, и, таким образом, повышается температура звезды. При температурах Т ~ 107 К и плотности ~ 100 г/см3 начинаются термоядерные реакции, которые могут идти в зависимости от первоначального состава межзвездной пыли и, следовательно, звезд по двум схемам или цепочкам. Большинство звезд состоит в основном из водорода (60-90% по массе), гелия (10-40%) и тяжелых элементов (0,1-3%). Звезды, в состав которых входят кроме водорода и гелия тяжелые элементы, выброшенные при вспышках так называемых новых или взрывах сверхновых звезд, называются звездами населения I.

Новыми звезды называются потому, что в древности предполагалось, что это действительно новые звезды и до взрыва их нельзя было видеть. На самом деле в некоторых звездах возникают неустойчивости, происходит извержение вещества в пространство и светимость ее резко увеличивается. Частота извержений изменяется от нескольких месяцев до лет. У остальных звезд извержения бывают примерно раз в 1000 лет. Сверхновые звезды фактически связаны со взрывом массивной звезды, что бывает один раз в несколько столетий. За 10 последних веков обнаружено 7 сверхновых звезд. Интенсивность излучения сверхновых звезд в 104 раз больше, чем у новых. Наше родимое Солнце с 74% Н, 24% Не и 2% тяжелых элементов есть обычная звезда населения I. Звезды населения II образовались из первичного водорода и гелия и в основном содержат гораздо меньше остаточного материала других звезд. Они содержат много водорода, мало гелия и очень мало тяжелых элементов.

Рассмотрим теперь процесс эволюции звезд. Итак, звезды конденсируются из межзвездной пыли, возникают термоядерные реакции, звезды разогреваются, сжигают свое ядерное горючее и гибнут, взрываясь в виде сверхновых, или просто угасают, превращаясь в куски ядерного пепла. О взаимоотношениях гравитационного и радиационного давлений мы уже говорили. Если эти давления уравновешиваются, то звезда стабилизируется и приобретает характерные для нее размеры и светимость. Астрономы установили, что для того, чтобы проследить за эволюцией звезд, достаточно знать две величины, которые сравнительно легко измерить: собственную светимость и цвет, характеризующий температуру поверхности. Поэтому можно построить в этих координатах зависимость светимости от цвета, и поскольку каждая звезда в любой период жизни имеет определенную светимость и определенный цвет, то она будет точкой на этой диаграмме. Так как звезды разные по времени своего развития, то можно сказать, что в течение жизни звезды точка, ее представляющая, движется по этой диаграмме, описывая некую кривую. Таким образом можно проследить процесс жизни и угасания звезды.

Если же говорить о конкретной динамике поведения звезды, то она зависит только от двух факторов: массы вещества, из которого она конденсировалась, и состава этого вещества. В начальный период жизни звезды играет роль только ее масса. Если сравнивать динамику звезд, химический состав которых подобен составу Солнца, т.е. звезд населения I, то окажется, что на протяжении большей части своей истории эти звезды занимают положения вблизи так называемой главной последовательности (рис.). Начальное положение звезды зависит от ее массы: более массивные звезды оказываются более горячими и яркими, менее массивные звезды холодные и тусклые. Так как большую часть своей жизни звезда стабильна, диаграмма цвет - светимость для любой группы звезд представляет собой распределение точек вдоль главной последовательности. Однако на этой диаграмме будут наблюдаться и отклонения от главной последовательности. Это связано с начальным составом и массой звезды и ее переходом из одного типа к другому. Солнце перемещается вдоль главной последовательности уже 4,5 ×109 лет и будет продолжать это движение дальше 5 ×109 лет, а затем перейдет к последним этапам своей эволюции. Более массивные звезды проходят этот путь быстрее, поскольку они расположены на главной последовательности более высоко и время прохождения цикла составляет ~107 лет. По мере уменьшения количества водорода внутри звезды она сжимается. Это приводит к увеличению температуры и началу выгорания гелия. При превращении гелия в углерод выделяется большое количество энергии и поэтому светимость звезды возрастает.

С другой стороны, увеличение энергии приводит к увеличению радиационного давления на внешнем слое звезды, и внешние слои расширяются. В результате этого расширения газ охлаждается, излучаемый свет становится более красным и звезда резко смещается от главной последовательности (рис.). Этот процесс расширения и покраснения идет до тех пор, пока диаметр звезды не увеличится в 200-300 раз, и звезда становится красным гигантом. Примером красного гиганта является звезда Бетельгейзе из созвездия Ориона. Эволюция нашего Солнца к стадии красного гиганта приведет к тому, что оно сначала сожжет Землю из-за огромного количества выделившейся энергии, а затем в результате гигантского расширения поглотит ее останки. Однако заметим, что по расчетам астрономов до этого момента пройдет около 5 миллиардов лет. Время пребывания обычной звезды в виде красного гиганта составляет около 107 лет.

Достигнув на этой стадии максимальных размеров, звезда быстро смещается влево на диаграмме светимость - цвет. Этот переход от красного гиганта до пересечения с главной последовательностью составляет примерно 1% от всего времени существования звезды. Солнце, например, пройдет эту эволюцию за 100 миллионов лет. В этот период у большинства звезд нарушается равновесие и они начинают пульсировать, изменяя свою светимость. Это так называемые переменные звезды. Далее эволюция идет в зависимости от массы звезды. Если она меньше 1,4 солнечной массы («легкая» звезда), то при израсходовании ядерного горючего звезда смещается вниз на диаграмме светимость - цвет и в конце концов она охлаждается и угасает. Но при этом она проходит через стадию неустойчивости и происходят периодические извержения и возрастания светимости. Это и есть уже упомянутая стадия новой звезды, которая постепенно переходит в стадию белого карлика, еще более охлаждаясь - красного карлика, и наконец - черного карлика. Эволюция звезды, масса которой больше 1,4 солнечной массы, кончается эффектным гигантским взрывом и это - рождение сверхновой звезды.

Что происходит после взрыва сверхновой звезды? Астрофизики показали, что при возникающих в этом случае высоких давлении и температуре, образуются условия для образования нейтронов. В результате электроны как бы «вжимаются» в ядра, исчезает электростатическое отталкивание и под действием тяготения нейтронное вещество коллапсирует, образуя маленький сверхплотный шар. Он настолько плотен, что обычный распад нейтрона в нем оказывается запрещенным. Это и есть нейтронные звезды.