Конечные стадии эволюции звезд малых масс
Большую часть своей жизни звезда существует за счет термоядерного горения водорода в ее недрах. Все остальные стадии эволюции звезды до образования компактного остатка занимают не более 10% от этого времени. Именно поэтому большинство звезд, наблюдаемых в нашей Галактике, — это скромные красные карлики с массой Солнца или меньше.
Срок жизни звезды зависит от скорости потери энергии светилом — его светимости L. Учитывая, что масса ядра звезды пропорциональна ее полной массе М, можно выписать приблизительное соотношение: продолжительность превращения водорода в гелий равна 10 M/L млрд лет, где масса М и светимость L звезды выражены в массах и светимостях Солнца. Для звезд с массой, близкой к солнечной, из наблюдений следует, что L = М4 . Отсюда находим, что время, за которое в недрах звезды выгорает водород, равно 10/М3 млрд лет. То есть судьба звезды полностью определяется ее массой.
Полученное соотношение для времени выгорания водорода в звездах показывает, что звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше нашего светила, а вот время жизни самых массивных звезд по астрономическим меркам ничтожно — всего несколько миллионов лет. Но для подавляющего большинства звезд продолжительность жизни сравнима или даже превышает современный возраст Вселенной (около 14 млрд лет).
В зависимости от исходной массы звезды на конечном этапе своей эволюции приходят в итоге к одному из трех состояний: белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. После «выгорания» термоядерного топлива в звезде, масса которой сравнима с массой Солнца, в центральной ее части (ядре) плотность вещества становится настолько высокой, что свойства газа кардинально меняются. Подобный газ называется вырожденным, а звезды, из него состоящие, — вырожденными звездами.
После образования вырожденного ядра термоядерное горение продолжается в шаровом слое вокруг него. Звезда в этот момент своей жизни становится красным гигантом, а ее оболочка достигает колоссальных размеров — в сотни радиусов Солнца. Эта оболочка сбрасывается звездой и за время порядка 10–100 тыс. лет сливается с окружающей межзвездной средой. Сброшенная оболочка иногда видна как планетарная туманность, подсвечиваемая горячим центральным ядром, оставшимся от звезды-гиганта. А звездный остаток постепенно остывает и превращается в белый карлик, в котором силам гравитации противостоит давление вырожденного электронного газа. При массе около солнечной радиус белого карлика составляет всего несколько тысяч километров. Средняя плотность вещества в нем огромна и часто превышает величину 10 т/см3.
Ядерные реакции внутри белого карлика не идут, а свечение поверхности происходит за счет медленного остывания. Тепловая энергия белого карлика содержится в движениях ионов и поддерживается в течение миллиардов лет за счет небольшого гравитационного сжатия. При опускании температуры ниже 10 000–15 000 К ионы образуют кристаллическую решетку. Образно говоря, старые и сильно остывшие белые карлики — это гигантские постепенно остывающие кристаллические образования.
В ходе коллапса плотность резко растет, вырожденные электроны захватываются протонами в ядрах элементов и образуют нейтроны (это называется нейтронизацией вещества), а освобождаемую гравитационную энергию уносят в основном нейтрино. Согласно современным представлениям, коллапс может остановиться при достижении ядерных плотностей порядка 1018 кг/м3 , когда нейтроны сами становятся вырожденными. При таком ходе событий образуется нейтронная звезда. В том случае, если выделяемая энергия полностью разрушает белый карлик, коллапс переходит в термоядерный взрыв. При таком раскладе наблюдается явление термоядерной сверхновой — так называемой сверхновой типа 1а.
Масса белых карликов не может превышать некоторого предельного значения — так называемого предела Чандрасекара, названного так по имени американского астрофизика, индийца по происхождению, Субра маньяна Чандрасекара (1910–1995). Этот предел равен примерно 1,4 массы Солнца. Если масса белого карлика больше, давление вырожденных электронов не может противостоять силам гравитации, и за считанные секунды происходит его катастрофическое сжатие — гравитационный коллапс.
