Лев Кривицкий - Эволюционизм. Том первый: История природы и общая теория эволюции
Смерть протозвезды в термоядерной катастрофе рождения звезды приводит материю родившейся звезды к новому состоянию равновесия, обеспечивающему длительную жизнь новорожденной. Наступает период стабильности, при котором гравитационное сжатие, инициируемое ядром, уравновешивается упругими силами газового давления, возникающими в термоядерных реакциях превращения водорода в гелий. Ядерная топка в ядре разогревает звёздную оболочку до температуры в диапазоне от 2 до 50 тысяч градусов. Горение водорода – очень долгий процесс, и его может хватить на миллиарды лет.
Равновесие поддерживается системой саморегулирования, формирующейся в звезде на основе физического механизма взаимодействия ядра и оболочки. Температура в ядре может повыситься вследствие дополнительного поступления в «реактор» ядерного топлива. Тогда ядро раздувается и «выпускает пар из котла» в виде дополнительных выбросов газа в «атмосферу» звезды. Если же начнутся перебои в поступлении водородного топлива, и температура понизится, ядро начнёт сжиматься, «котёл» в нём разогреется и баланс между температурой и давлением будет восстановлен. В процессе «космической инженерии», таким образом, сформировалось нечто вроде предохранительного клапана для обеспечения действия природных ядерных реакторов.
Наличие ядерного реактора в ядре, энергетической подпитки оболочки и механизма саморегулирования обеспечивает длительную экспансию звезды в окружающее пространство путём относительно стабильных выбросов тепла и света, разнообразных космических излучений. Поражает экономичность термоядерных «котлов», безотказно работающих в звёздах на протяжении миллиардов лет. Теплотворная способность реакции синтеза гелия из водорода такова, что она позволяет звёздам получать около 150 млн. килокалорий при «сгорании» всего лишь одного килограмма водородного горючего. Это в два раза больше теплотворной способности делящегося урана и в 20 миллионов раз больше теплотворной способности сгорающего угля.
Дальнейшее пребывание звезды на так называемой «главной последовательности», т. е. сохранение ею относительной стабильности, обусловленное равновесием между гравитацией и давлением газа, поддерживаемым энергией термоядерных реакций, зависит от массы звезды. Чем больше масса, тем больше водорода приходится расходовать звезде на поддержание своей жизни, обусловленной ядерными реакциями в её недрах. И тем быстрее эта масса водорода выгорает, образуя более яркую светимость и блеск.
Считается, что звёзды с массой в 50 раз больше солнечной живут в главной последовательности всего 3–5 миллионов лет, с массой в 10 раз меньшей – 30 миллионов, в полтора раза – 3 миллиарда, равной солнцу – 10 миллиардов, в 10 раз меньше солнца – 1 триллион лет. Дальнейшая судьба звезды, после её «гражданской смерти», т. е. выпадения из главной последовательности вследствие истощения ядерного топлива, также зависит от её массы. Если масса не превышает 1,44 массы солнца, звезда в своей эволюции проходит стадии красного гиганта – белого карлика – чёрного или бурого (коричневого) карлика. Показатель 1,44 массы солнца называется пределом Чандрасекара (индийского астрофизика) и характеризует звёзды умеренной массы.
Схождение с главной последовательности подготавливается перерождением ядра. Та «фабрика» преобразования водорода в гелий, которая поддерживает существование звезды, в конце концов преобразует водородное по преимуществу ядро звезды в гелиевое. Остатки водорода продолжают поддерживать термоядерные реакции лишь в поверхностном слое ядра. Ядро медленно сжимается, но если раньше это сжатие компенсировалось дополнительным поступлением водорода, теперь водородные ресурсы исчерпаны, и механизм саморегулирования, обеспечивавший стабильность воспроизведения порядка миллионы или миллиарды лет, перестаёт действовать. В результате гелиевое ядро всё больше разогревается, и когда температура ядра достигает ста пятидесяти миллионов градусов по Цельсию, начинается реакция превращения гелия в углерод, а затем образуются всё более тяжёлые химические элементы, в том числе и железо. По мере повышения температуры и уплотнения гелиевого ядра растёт и давление газа. Оно «расталкивает» оболочку звезды, и та начинает раздуваться. Разбухающая оболочка постепенно остывает, что создаёт колоссальную разность температур между очень горячим ядром и остывающей внешней оболочкой. Остывшая и раздувшаяся внешняя оболочка придаёт звезде красный цвет, а сама звезда превращается в красный гигант. Радиус звезды увеличивается в десятки раз, а её светимость – в сотни раз.
Красные гиганты долго не живут, всего лишь от нескольких десятков до нескольких сотен тысяч лет. Продолжающееся разогревание ядра приводит к нарастанию отчуждения между ядром и телом звезды, всё более отдаляющимся от центра. Распад красных гигантов напоминает падение империй. Вследствие роста температуры в ядре красного гиганта ядра гелия вступают в контакт с ядрами образующегося из гелия углерода. Этот контакт запускает новый вид ядерных реакций с образованием кислорода из четырёх ядер гелия. Появление кислорода подстёгивает ещё большее повышение температуры, вследствие чего образуется синтез всё большего количества ядер гелия, порождая неон, магний, кремний, серу и другие элементы, и, наконец, железо. В конечном счёте перерождающееся ядро теряет способность удерживать оболочку, она отрывается и уходит в межзвёздное пространство.
Потеряв оболочку, раскалённое ядро испускает белый свет, его объём остаётся очень небольшим, по диаметру меньше Земли. Так из красных гигантов возникают белые карлики.
При столь малых размерах масса белых карликов может быть сравнима с массой жёлтых карликов, таких, как наше солнце. Такая значительная масса такой небольшой звезды обусловливается огромной плотностью и спрессованностью вещества в ядре бывшего красного гиганта. Один кубический сантиметр такого вещества может весить более тонны. В белых карликах электроны уже не находятся на орбитах вокруг ядер атомов, а прижаты и вдавлены в них. Но несмотря на колоссальную плотность, вещество карликов представляет собой газ. Этот ионизированный газ состоит из ядер атомов, плотно прижатых друг к другу, и сдавленных электронов.
Сжиматься дальше этому газу просто некуда, вследствие чего постепенно падает температура и затухают ядерные реакции. Мобилизационная активность израсходована на предшествующих стадиях эволюции звезды, источники энергонасыщения использованы, и белому карлику остаётся лишь медленно, очень медленно затухать и охлаждаться. Остывая, белый карлик продолжает светить ещё сотни миллионов лет за счёт накопленных в нём огромных запасов тепловой энергии. Пока из межзвёздной среды попадает некоторое количество водорода, белый карлик получает ещё определённую дополнительную энергию из ядерных реакций, происходящих в окружающей его газовой среде. Но его угасание неминуемо. По мере остывания белый карлик желтеет, затем краснеет и в конечном счёте становится чёрным карликом – тёмным и холодным трупом умершей звезды.
Такая судьба ожидает солнцеподобные звёзды, т. е. те, чья масса в период нахождения в главной последовательности не превышает 1,44 массы солнца. Когда же масса звезды больше, но находится в пределах до 2,5 солнечных масс, её судьба оказывается ещё трагичнее. Большая масса периферии давит на ядро, не давая возможности расшириться и образовать красный гигант. Но и чёткое сферическое ядро, необходимое для образования белого карлика не может сохраниться под мощным давлением периферии. Раздавливая ядро, вещество звезды под действием собственной гравитации сжимается до очень малых размеров, всего от одного до нескольких десятков километров в диаметре. Плотность же звезды возрастает настолько, что вес одного кубического сантиметра оказывается не меньше миллиарда тонн. Так возникает нейтронная звезда, вещество которой состоит из придавленных друг к другу нейтронов (отсюда – и её название). Быстрое сжатие приводит к сильному разогреванию нейтронных звёзд, но когда сжатие прекращается вследствие наиболее плотной «упаковки» нейтронов, начинается интенсивное охлаждение. В нейтронных звёздах такая «упаковка» становится возможной именно потому, что в период быстрого сжатия раздавливаются орбиты электронов, они поглощаются «оголёнными» ядрами, а такое поглощение нейтрализует положительно заряженные частицы ядер – протоны. Протоны превращаются в нейтроны и не мешают своими электромагнитными зарядами сдавливать ядра атомов так, чтобы они наиболее тесно были прижаты друг к другу. Ведь электромагнитное взаимодействие «сильнее» гравитационного, и отталкивание одноимённых зарядов не позволило бы спрессовать материю до такой степени, как это происходит в нейтронных звёздах.
