Эволюция звезд

Общее мнение сейчас таково, что звезды образовались в результате гравитационной конденсации разреженного газа, в основном водорода. Гравитационные силы, сжимая вещество, вызывают его нагрев. Когда температура достигает нескольких десятков миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. В дальнейшем непрерывное горение звезд происходит именно за счет них. Звезды «питаются» водородом, превращая его в гелий, что сопровождается выделением гигантских энергий. Но запасы горючего- в любой звезде ограничены. Что же произойдет в ней после выгорания водорода?

В стационарном состоянии, когда запасы горючего еще велики, звезды находятся в равновесии, так как гравитационное давление, стремящееся спрессовать звезду, уравновешивается давлением газовых частиц, слагающих .звезду, и световым давлением*). По мере выгорания водорода в центральных областях звезды она начнет сжиматься. Важно, что температура звезды будет при этом увеличиваться за счет уменьшения гравитационной энергии, вызванного сжатием.

При температурах в сотни миллионов градусов при столкновении трех ядер гелия в достаточно массивных звездах образуются ядра углерода. Сталкиваясь с ядрами гелия, вновь образованные ядра дают кислород, неон и т. д.

Такого рода процесс оканчивается на ядрах железа, так как все предшествующие реакции ведут к выделению энергии, а при образовании ядер более тяжелых, чем железо, энергия поглощается. Впрочем, для звезд малой массы процесс оканчивается на более легких ядрах, например ядрах марганца.

В результате, если масса звезды меньше 1,2 массы Солнца, возникает устойчивая конфигурация, известная под названием белого карлика. Наиболее известным белым карликом является спутник Сириуса — маленькая звездочка, теряющаяся в лучах своего яркого соседа.

Белые карлики — это возможная конечная стадия эволюции звезд. Светимость этих звезд мала, но при массе порядка массы Солнца радиус всего лишь порядка радиуса Земли или Урана. Плотность белых карликов громадна: 108 г/см3! В этих условиях атомы полностью ионизированы и звезда состоит из плотно упакованных ядер и электронов.

Как показал советский ученый Л. Д. Ландау, белые карлики — не единственно возможная конфигурация звезды после выгорания ядерного горючего. Если масса звезды больше 1,2 массы Солнца, то, начиная с некоторого момента, при большом сжатии звезды электроны начинают «втискиваться» в ядра и посредством реакции

0360.gif

превращают протоны в нейтроны. Нейтрино покидают звезду, а нейтроны остаются.

Этот процесс «нейтронизации» звезды приводит к катастрофически быстрому ее сжатию. В конце концов возникает из обычной стабильная нейтронная звезда с небольшой примесью электронов и протонов. Вещество имеет при этом чудовищную плотность: 1014 г/см3. Это ядерная плотность.

Распад нейтронов в звезде по обычной схеме

0360-1.gif

оказывается невозможным из-за принципа Паули. Вот в чем здесь дело.

Область движения электронов ограничена размерами звезды. При ограниченном же движении согласно квантовой механике энергия электрона не может быть произвольной. Как и в атоме, возможны только определенные прерывные значения энергии. Если представить себе звезду в виде ящика, заполненного электронами и другими частицами, причем так, что чем больше энергия частицы, тем выше она расположена над дном ящика, то следует мыслить этот ящик со множеством отдельных полочек. Положению на определенной полочке соответствует определенная энергия частицы. Есть полочки для электронов, протонов и т. п.

1 2 3