Звездные смерти
Истощив свое ядерное топливо, звезды выгорают. Нарушается баланс тяготения и давления, поддерживавший их миллионы или миллиарды лет. Когда двигатель ядерного синтеза дает сбой, звезды разбухают и сбрасывают внешние слои, ядро съеживается в маленькую скорлупку и оставляет по себе нейтронную звезду, белого карлика или черную дыру. В некоторых ситуациях равновесие звезды нарушается настолько, что она взрывается сверхновой.
Большинство звезд светит почти всю свою жизнь, синтезируя ядра гелия из водорода. Пока это происходит, звезды имеют характерные цвет и яркость, зависящие от их массы. Звезда наподобие Солнца светит желтым и находится в середине главной последовательности соотношения яркостей и оттенков, которому соответствует большая часть звезд. Звезды остаются в таком состоянии миллионы лет, с возрастом лишь чуть-чуть разбухая и прибавляя в яркости.
Но постепенно запас водорода в ядре иссякает. Как ни странно, быстрее всего это происходит для самых массивных звезд. Поскольку в их ядрах температура и давление намного выше, они горят так ярко, что поддерживающие их ядерные реакции идут с большей скоростью и звезды изводят весь водород за несколько миллионов лет. А вот звезды меньшей массы горят медленнее, и у них на сжигание основного топлива уходят миллиарды лет.
Последние стадии
Когда ядерный синтез в центре останавливается, ядро звезды, богатое гелием, сжимается и звезда нагревается, высвобождая энергию тяготения. Затем начинается ядерный синтез водорода в слоях непосредственно вокруг ядра, а синтезированный в них гелий сбрасывается обратно в ядро. Постепенно ядро становится таким плотным и горячим — до 100 миллионов градусов, — что начинает сжигать свой гелий, при этом возникает яркая гелиевая вспышка. Ядра гелия сливаются, и получается углерод-12 в одной цепи реакций и кислород-16 — в другой: это источник немалой части углерода и кислорода вокруг нас. Звезды, подобные Солнцу, продолжают сжигать гелий в течение примерно 100 миллионов лет.
Когда истощается гелий, может случиться еще одно похожее переключение скоростей: звезда начинает сжигать в ядре следующий элемент — углерод, а гелий и водород синтезируются в верхних оболочках. Но сжигание углерода требует еще более высоких температур и давлений. Поэтому лишь самые крупные звезды — превышающие 8 солнечных масс — способны дойти до этой стадии, где они становятся очень яркими и распухшими. Самые массивные звезды переходят к сжиганию кислорода, кремния, серы и постепенно доходят до железа.
Для более легких звезд (менее 8 солнечных масс) последовательность прерывается, когда выгорает гелий. Ядро постепенно сжимается, случаются отдельные эпизоды горения водорода и гелия в верхних слоях, временно добавляющие топлива внутренностям звезды. Звезда проходит серию ярких вспышек — включения и выключения синтеза. Пока в центр вбрасывается гелий, внешние слои расширяются и слетают. Газ в них расширяется, охлаждается и не может больше вступать в реакцию синтеза. Звезду окутывают разреженные газовые коконы. Эти пузыри называют планетарными туманностями, потому что с большого расстояния эти сферические покровы казались планетами. Планетарные туманности живут недолго — они рассеиваются примерно за 20 000 лет.
В нашей Галактике их известно около 1500.
Смятое ядро
Когда сброшены внешние слои, остается ядро звезды. В основном оно состоит из углерода и кислорода, все остальное или сожжено, или сметено с поверхности. Горячее плотное ядро быстро меркнет до белого карлика. Поскольку излучение больше изнутри не давит, материя внутри сжимается в очень компактную плотную сферу, как если бы масса Солнца сжалась до размеров 1,5 радиуса Земли. Плотность такого материала в миллион раз больше плотности воды. Белые карлики удерживает от превращения в черные дыры лишь то, что их атомы невозможно раздавить, то есть квантовое электронное давление. Они очень горячи — температура их поверхности достигает 10 000 K. Тепло улетучивается из них медленно, потому что площадь их поверхности очень мала, и потому белые карлики живут миллиарды лет.
Более массивные звезды могут сжиматься и дальше. Если оболочка, оставшаяся после рассеивания внешних слоев, превышает 1,4 массы Солнца, давления электронов недостаточно, чтобы преодолеть ее тяготение, и звезда сжимается в нейтронную. Предел в 1,4 солнечной массы называется пределом Чандрасекара, в честь индийского астрофизика Субраманьяна Чандрасекара (1910-1995). Нейтронные звезды ограничиваются радиусом примерно в 10 километров, и в них масса целого Солнца — или даже нескольких Солнц — втиснута в размеры Манхэттена. Они настолько плотны, что кусочек такой материи размером с кубик сахара весил бы больше ста миллионов тонн. В случае, если тяготение превышает и эти пределы — для самых крупных звезд, — дальнейшее сжатие создает черную дыру.
«Невидимые нам из-за облаков пыли взрывы сверхновых могут происходить в нашей Галактике каждые 10 лет, и всплески нейтрино могут дать нам возможность изучить сверхновые» Джон Н. Бэколл, из интервью «Нью-Йорк таймс», 3 апреля 1987 г.
Сверхновые
Некоторые очень массивные звезды — в десятки раз больше Солнца, — умирая, взрываются сверхновыми. После сгорания водорода и гелия массивные звезды проходят несколько стадий горения, в результате которого образуются атомы все более тяжелых элементов — вплоть до железа. Ядро железа особенное — среди атомов элементов периодической системы Менделеева оно самое устойчивое. Поэтому, когда достигнута эта стадия, ядерный синтез не может продолжаться и высвобождать энергию через создание все более тяжелых элементов. При подобных попытках энергия поглощается, а не выделяется, и ядро звезды схлопывается — оно проходит стадию белого карлика (и электронного давления изнутри) и превращается в нейтронную звезду. Но когда внешние слои падают на это плотное ядро, их сбрасывает мощным всплеском частиц (нейтрино) и света. За секунды сверхновая выдает во много раз больше энергии, чем Солнце за всю свою жизнь. Сверхновая так ярка, что ненадолго затмевает остальные звезды в своей галактике, но видно ее всего несколько дней или недель, после чего она пропадает из виду.
Сверхновые бывают двух разновидностей, которые называют Тип I и Тип II. Массивные звезды становятся сверхновыми Типа II. Их обычно наблюдают в рукавах спиральных галактик в среднем один раз в 25-50 лет, у них сильные эмиссионные линии водорода из-за рассеивания внешних газовых слоев. Последняя яркая сверхновая, взорвавшаяся в нашей Галактике, была замечена Кеплером в 1604 году. У сверхновых Типа I нет эмиссионных линий водорода, они видны как в эллиптических, так и в спиральных галактиках. Считается, что они возникают другим путем — через термоядерные взрывы в двойных системах, происходящие, когда белые карлики, наращивая материал от своего двойника, преодолевают предел Чандрасекара (1,4 солнечной массы).
Существует важный подкласс сверхновых Типа I — Тип Ia, яркость звезд которого можно предсказать, наблюдая за их взрывами. Отслеживая, как они становятся ярче и бледнее, можно вычислить их подлинную яркость, что делает их полезными для расчета расстояний (см. с. 54). Поскольку они затмевают остальные звезды галактики, за ними можно следить сквозь Вселенную, вплоть до областей высокого красного смещения. С помощью сверхновых пытались определять наличие темной энергии.
При смерти массивных звезд ядра железа разрывает на части и возникает множество нейтронов. Они могут расходоваться на создание элементов тяжелее железа — свинца, золота и урана. Поэтому атомы всех этих элементов на Земле — родом из сверхновых. За исключением созданных человеком, атомы всех элементов периодической таблицы рождены в звездах.
Сверхновая Тихо Браге
В начале ноября 1572 года в созвездии Кассиопеи в северном небе появилась новая звезда. За ней следил, среди многих других, придворный датский астроном Тихо Браге. Это было одно из самых важных наблюдений в истории астрономии — оно показало, что небо со временем меняется. Благодаря этому наблюдению увеличилась точность измерений расположения астрономических объектов. Остаточная оболочка сверхновой была обнаружена лишь в 1952-м, а оптический двойник — в 1960-м. В 2004-м была открыта звезда-близнец той, что взорвалась.