Как образуются звезды и почему они светятся

 

Так как в астрономии в качестве стандартов служат звезды, то естественно, хотя бы кратко, остановиться на их природе и эволюции. Ответить на вопрос об истинной природе звезд оказалось возможным только в середине 19 века, когда были определены расстояния до ближайших звезд. Расстояния до них оказались невообразимо большими – в сотни тысяч раз больше, чем до Солнца. Согласно закону обратных квадратов, чтобы на таких расстояниях можно было видеть светящиеся точки, источники излучения света должны излучать энергию сравнимую с излучением самого Солнца! Для осознания, что звезды – это далекие Солнца, а Солнце - обычная звезда, человечеству понадобились несколько тысячелетий.

Именно звезды являются основными объектами видимой части Вселенной. Мир звезд чрезвычайно разнообразен и, соответственно, их природа - тоже. Мы остановимся только на двух вопросах об их природе, - происхождении и энергетике.

По современным представлениям звезды рождаются из газопылевой диффузной среды в результате гравитационного сжатия облаков под действием собственного тяготения. Гравитационное сжатие начинается в наиболее плотных областях межзвездной среды. Межзвездная среда состоит в основном из газа (водорода и гелия) и пыли - твердых минеральных частиц. Пыль по массе составляет 5-10% от общей массы облака. Английский астроном Д. Джинс в начале ХХ века показал, что бесконечная однородная среда неустойчива. Спонтанно возникшее в ней сжатие в больших масштабах будет продолжаться за счет гравитации (гравитационная неустойчивость). Минимальный размер области, с которого начинается сжатие, называется длиной волны Джинса. Джинс исходя из равенства давлений, обусловленных с одной стороны гравитацией (направленной во внутрь) и, с другой, - нагретым газом (наружу), показал, что критическая длинаlравна:

 

l = [R´T/(G´m´r)]^0.5 , где (1)

R - газовая постоянная,

T - эффективная температура в Кельвинах,

G -гравитационная постоянная,

m - среднее значение молекулярной массы частиц газового облака

r - средняя плотность облака.

Масса облака М при этом равна:

M = 5´10^-11´M_c´[T³/r]^0.5 ,где (2)

M_c - масса Солнца.

Формулы 1 и 2 составляют так называемый критерий неустойчивости Джинса[3]. Как следует из них, неустойчивость среды зависит от температуры и плотности облака. В молекулярных облаках межзвездной среды температура равна от 10 до 30К, а концентрация частиц -около 10⁸м^-3. При таких параметрах области могут сжиматься, если их масса превышает тысячу масс Солнца. Но звезд с такими массами нет. Дело в том, что при сжатии облака повышаются его концентрация и плотность, а температура остается без изменений. Почему? Ведь при сжатии освобождается огромная потенциальная энергия. Но на начальном этапе она идет не нагревание среды, а уходит из нее в виде инфракрасного излучения. Изотермическое сжатие приводит к уменьшению критической длины волны Джинса. Тем самым возникает гравитационная неустойчивость в более мелких масштабах, то есть, происходит фрагментация облака на более мелкие части, которые, в свою очередь, тоже будут фрагментировать. В итоге наблюдается процесс каскадной фрагментации. Так будет продолжаться до момента, когда плотность среды в облаках достигнет значений, при которых среда становится непрозрачной для излучения. В этом случае облако накапливает энергию и нагревает газ. В недрах облака возникает устойчивое дозвездное тело - протозвезда. Газовое давление оказывается достаточным, чтобы противостоять силам гравитации. Сжатие центрального сгущения прекращается, а основным динамическим процессом становится аккреция (выпадение) газа из оболочки на сформировавшееся ядро. Масса ядра растет и еще быстрее растет светимость ядра. Ядро оказывается окруженным мощной непрозрачной для видимого излучения оболочкой, которая перерабатывает видимое излучение нагретого ядра в инфракрасное. Такие объекты называются «звездами-коконами», они регистрируются в инфракрасной области спектра и радиодиапазоне.

Что же происходит со «звездами-коконами»? В связи с ростом массы за счет аккреции и, соответственно, мощности излучения растет и давление излучения. Оно останавливает аккрецию и раздувает оболочку. На небе появляется молодая яркая звезда. В момент прекращения аккреции световое давление уравновешивается силой притяжения, т. е. вещество звезды (газ, плазма) находится в механическом и тепловом равновесии. Исходя из этого факта, можно оценить предельную светимость молодой звездыL_E. Впервые это сделал А.Эддингтон. Он показал, что предельная светимость

L_E= 4p´с´G´M/k, (3)

гдеc- скорость света,

G - гравитационная постоянная,

M - масса звезды

k - коэффициент поглощения на единицу массы. Основной вклад в него вносит рассеяние на свободных электронах.

Предельная светимость звезд оказалась равной около 3 000 000 светимостей Солнца, а предельная масса - около 100 масс Солнца. При больших светимостях звезда выходит из режима механического равновесия, так как световое давление срывает «лишнюю» массу. Теоретические расчеты подтверждаются наблюдениями. Интересно, что силы светового давления действуют в основном на электроны, а силы гравитации - на протоны. Но так как протоны и электроны между собой сильно притягиваются (по закону Кулона), то в целом плазма остается нейтральной. Раздувание оболочки излучением горячего ядра настолько сильное, что порождается ударная волна - сжатая плазма с большой скоростью распространяется в газопылевой туманности. Бегущая волна может порождать в туманности новые сгущения - очаги будущих звезд. В это время происходит качественное изменение источников энергии. До этого энергия протозвезды генерировалась за счет сжатия облака - т.е. за счет потенциальной энергии. Когда температура ядра повышается до нескольких миллионов градусов, то в нем зажигаются термоядерные реакции, протекающие с выделением энергии. Этот источник становится главным. Именно термоядерные реакции являются источником энергии абсолютного большинства звезд. Важно то, что запасов термоядерной энергии в сотни раз больше, чем потенциальной и, соответственно звезда будет светиться с такой же мощностью в сотни раз дольше. Время жизни звезд зависит от их первоначальной массы. Самые массивные «сгорают» за несколько миллионов лет, а звезды с массой, близкой к солнечной, - «живут» около 10 миллиардов лет.

Подчеркнем, что одна и та же звезда на протяжении своего существования претерпевает кардинальные качественные изменения. Описывать физику и эволюцию звезд мы не будем. Остановимся только на термоядерных реакциях, протекающих в недрах звезд, подобных нашему Солнцу.

Расчеты показывают, что температура в недрах звезд, подобных Солнцу, превышает 10 000 000К, плотность - около 1.5*10⁵ кг/м³, а давление - сотен миллиардов атмосфер. Вещество представляет собой смесь голых ядер и свободных электронов, их размер по сравнению с атомами меньше в сотни тысяч раз. Поэтому, несмотря на столь экзотичные параметры вещества, оно остается идеальным газом[4]!

Согласно современным представлениям, которые основаны на теоретических расчетах и на результатах наблюдений, источником энергии Солнца и абсолютного большинства звезд являются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Ввиду сложности расчетов мы можем только представить схему ядерных реакций и качественно описать их. Реакции превращения водорода в гелий могут протекать двумя путями: в результате протон-протонного (рр-) и углеродно-азотного (CN-) циклов. Последовательности реакций обоих циклов приведены ниже в таблице 1, которая заимствована из [4].

 

Таблица 1

Реакции синтеза гелия

 

Тип реакции		Освобождающаяся энергия, в Мэв	Среднее время реакции
pp-цикл	^1H +^1H ®^2D + e^+ + n	1,44	14 млрд. лет
	^2D +^1H ®^3He + g	5,49	5с.
	3He +3He ®^4He + ^1H + ^1H	12,85	1 млн. лет
CN-цикл	^12C+ ^1H ®^13N + g	1,95	13 млн. лет
	^13N ®^13C + e^+ + n + g	2,22	7 минут
	^13C + ^1H ®^14N + g	7,54	2,7 млн. лет
	^14N + ^1H ®^15O + g	7,35	320 млн. лет
	^15O ®^15N + e^+ + n	2,71	82с.
	^15N + ^1H ®^12C + ^4He	4,96	110 000 лет

 

В таблице 1 указаны выделяющаяся энергия и среднее время реакций, которое означает, сколько времени нужно ждать, чтобы произошла указанная реакция. Как следует из таблицы, темп реакций рр-цикла определяет самая первая реакция, а CN-цикла – четвертая. В CN-цикле, углерод и азот служат катализаторами реакций превращения водорода в гелий. В недрах Солнца основной вклад дает протон-протонная реакция, CN-реакция становится преобладающей при более высоких температурах, чем в ядре Солнца (при более, чем 15 000 000К). Согласно знаменитой формуле А.Эйнштейна мы можем определить массу, которая превращается в энергию.

E = Dm´c², (4)

где E –энергия,

Dm – так называемый дефект масс, равный разности масс между массой четырех протонов и одним ядром гелия,

с – скорость света.

Звезды разных спектральных классов и типов светимости имеют разное строение. Кроме того, звезда на протяжении существования меняет свое внутреннее строение.