Well met!
Звёзды, подобно людям, рождаются, живут и умирают. Светят они по-разному. Кто-то – рок-звезда: горит ярко, но недолго. А есть и долгожители, которые пережили не одно поколение и находятся здесь бОльшую часть времени существования Вселенной. У людей на продолжительность жизни, правда, влияет большое число факторов. У звёзд же весь их процесс эволюции можно предсказать лишь по одному параметру – массе.
«Хорошего человека должно быть много», применим ли этот же принцип и к небесным телам, освещающих ночное небо над головой? Какие массы могут быть у звёзд и как это влияет на их «наследство», которое они оставляют своим потомкам.
Продолжение thread’а…
Эта публикация – продолжение обзорной статьи о звёздном нуклеосинтезе, где мы рассматривали механизм образования ядер до элементов группы железа. В прошлый раз охватить всё не удалось и в ближайшее время, что-то мне подсказывает, не удастся. Чтобы добраться до нуклеосинтеза тяжёлых элементов, образующихся в различных астрофизических сценариях с участием нейтронных звёзд, необходимо ввести в рассмотрение объект нейтронная звезда в принципе. Что это за зверь такой, откуда взялась и почему она нейтронная? Полезна она нам хоть чем-нибудь или это ещё одно очередное громкое словосочетание, придуманное астрономами (не путать с астрологами)?
Сегодня речь пойдёт о звёздной эволюции. Т.е. мы посмотрим, чем звёзды могут отличаться друг от друга и к чему это приводит. Но чтобы никого не обманывать или обманывать, но не чересчур много и нагло, разберёмся с опросом, оставшимся от прошлой обзорной статьи.
Большинство ответило на опрос правильно. Уран – самый редкий из перечисленных элементов в нашей солнечной системе. За ним идут торий → висмут → золото → иридий → платина. Относительное распределение элементов в нашей системе было исследовано [A. G. W. Cameron, «Abundances of the elements in the solar system», Space Science Reviews, V. 15, pp. 121-146 (1973)] на основе анализа метеоритов и химического состава солнца, масса которого составляет более 99% массы всей нашей системы. Нормированное на кремний распределение в солнечной системе приведено ниже, см. рис. 1.
А во Вселенной тогда какое? А вот вопрос! По Вселенной распределение должно быть чем-то средним по ансамблю всевозможных систем, галактик, туманностей. Одно можно сказать почти точно: поведение должно быть схоже с распределением солнечной системы. Почему? Водород и гелий – исходное топливо Вселенной. Горение водорода занимает большую часть жизни светил. Также в распределении должны быть локальные минимумы в нечётных Z (атомное зарядовое число/количество протонов в составе ядра). Это связано с меньшей энергией связи нечётных ядер. Такие элементы менее стабильны и в меньшей мере распространены.
Главная последовательность и кто сделал её тут главной
В период с 1908-1914 года, независимо друг от друга, датский астроном Эйнар Герцшпрунг (1873-1967) и американский астрофизик Генри Норрис Расселл (1877-1957) наблюдали за звёздными скоплениями и посвятили серию работ связи спектрального класса звёзд и их абсолютной звёздной величины. Диаграмма с нанесёнными на неё звёздами получила имя собственное – диаграмма Герцшпрунга-Расселла, см. рис. 2.
И чем же примечательна эта диаграмма? Всю жизнь звёзд можно изобразить в виде движения по этой диаграмме. Главная последовательность (main sequence) – самый длинный период жизни звезды (около 90%), на ней звезда находится большую часть времени. Горения водорода хватает для поддержания светимости объекта из-за чего он не сжимается, стабилен. Приблизительно 9/10 звёзд, которые вы возьмёте наугад из каких-нибудь каталогов или ночного неба, окажутся на этой самой последовательности. Теперь, по крайней мере, интуитивно понятно, почему она главная.
Под продолжительностью жизни звёзд будем понимать их «ядерный метаболизм». Звезда жива, пока она «переваривает» свои источники энергии.
Динамика звёздной эволюции: общие сведения
Основной параметр, по которому предсказывается вся эволюция любой звезды – её начальная масса. Отсюда можно получить все значения термодинамических величин в её слоях, определяя условия среды, при которых находится вещество. В прошлый раз мы говорили о том, что чтобы преодолеть кулоновскую силу отталкивания положительно заряженных ядер, частицы должны иметь какие-то запасы кинетической энергии, расходуя которые можно, замедляясь, сближаться. Замедляясь, но сближаться! А на маленьких расстояниях инициативу перехватит сильное ядерное взаимодействие, которое «перебьёт» кулоновское отталкивание и удержит ядра вместе. Ответственность за разгон частиц в среде берёт на себя температура. Больше масса звезды → больше плотность и температура в её недрах → больше каналов различных ядерных реакций доступны. По мере синтеза всё более тяжёлых ядер их заряд и масса растут, кулоновская сила отталкивания увеличивается. Нужно всё больше усилий, чтобы сблизить ядра, т.е. образование более тяжёлых элементов становится всё требовательнее и требовательнее. Так продолжается до элементов группы железа, имеющих наибольшую энергию связи ядер. Находиться в них энергетически «выгоднее» всего, но и параметры среды для их образования должны быть «жёстче».
Массы и вещества в единице объёма внутренних слоёв больше, чем во внешних. Плотность недр больше, чем плотность поверхности. К ядру стремится стянуться всё окружающее вещество. Такое вот «самопритяжение» звезды.
— «Да глупость это всё! Солнце – звезда, сколько не появлялось на небе, один и тот же размер примерно, ничего там не схлопывается.»
Всему виной давление, которое увеличивается с ростом плотности. Частиц много, температурой разогнаны, ударяются о «стенку сосуда», передавая ей импульс и создавая тем самым силу, препятствующую сжатию. Если добавить массы звезде, то притяжение станет сильнее, звезда подожмётся, плотность и температура в недрах повысятся. Как следствие, давление увеличится тоже. Сжатие прекратится.
Если в звезде где-то и начинают идти первые ядерные реакции, то в первую очередь это ядро – область с самой высокой температурой и плотностью. Т.е. в оболочке температуры может не хватить на горение водорода, в то время как в ядре из него вовсю будет синтезироваться гелий. Если слои не перемешиваются, то внутри находится гелий, снаружи – водород. Ядро становится плотнее (ядра гелия тяжелее водорода). Притяжение к нему увеличивается. Звезда чуточку поджимается. Температура внешних слоёв, как и ядра, становится больше. Давление повышается тоже. Сжатие прекращается. В какой-то момент водород начинает гореть всё в более внешних слоях. При постепенном сжатии повышается центральная концентрация гелия и температура. В какой-то момент может стать доступна реакция слияний ядер гелия в углерод. Синтезируется элемент тяжелее. Плотность ядра продолжает расти, понемногу притягивая внешние слои. Опять-таки, если при сжатии достигнется температура для горения углерода, то процесс циклически продолжится либо до нехватки температуры для открытия нового канала нуклеосинтеза, либо до формирования железа (до упора).
У звёзд больших масс условия в недрах солиднее. С увеличением температуры скорости реакций ядерного слияния возрастают (частицам легче преодолевать кулоновскую силу отталкивания, происходит это быстрее). Появившиеся в ядре тяжёлые элементы будут увеличивать центральную плотность, подтягивая внешние слои и повышая температуру. Куда уж больше! Очевидно, что по сравнению с маломассивной звездой ядерные реакции будут идти быстрее, сама эволюция будет идти быстрее. Время жизни массивных звёзд небольшое. Они очень быстро расходуют своё ядерное топливо. Но и светят такие объекты гораздо ярче братьев своих меньших (светимость L – количество энергии, излучаемое астрономическим объектом в единицу времени, она пропорциональная температуре и площади поверхности как ~ T 4 и R 2; если, например, температура уменьшится в 2 раза, а радиус увеличится в 4 раза, то суммарная светимость не изменится). Оно и понятно. Реакции идут интенсивнее. Энергии выделяется много, она излучается. Отсюда и сравнение с рок-звёздами: живут ярко, но недолго. Вообще, интересно, что всё большое в этом мире живёт недолго: большие звёзды быстро сгорают, тяжёлые ядра делятся/распадаются, тяжёлые калибровочные W±- и Z-бозоны имеют время жизни порядка 10−25 с.
Crash test
Ну, давайте брать массы начальных звёзд и смотреть, что происходит. Измерять массы будем в единицах массы Солнца. Несистемности мы не боимся:
Маленькие объекты с массами от 0.01 M⊙ до 0.08 M⊙ пренебрежительно обзывают коричневыми карликами, они же бурые карлики. Карлики, потому что маленькие. Коричневые (бурые), потому что имеют относительно низкую поверхностную температуру и тёмно-красный цвет поверхности. Их, кстати, даже к полноценным звёздам не относят. Они проявляют свойства как звёзд, так и планет. Например, самые большие из коричневых карликов имеют светимости самых тусклых звёзд, в их недрах может даже водород гореть.
— «Так все критерии для того, чтобы быть звездой выполнены! Зачем плодить эти бесчисленные названия для одних и тех же объектов?!»
Проблема заключается в том, что горит этот водород очень незначительно, ну не хватает мощности. Собственная светимость этих объектов больше того, что они подчерпывают от ядерного топлива. Суммарно энергия расходуется, происходит постепенное гравитационное сжатие карлика. Продолжается это до тех пор, пока не вмешается давление вырожденного вещества/кулоновского отталкивания (про это мы, кстати, ещё поговорим, и про вырождение, и про принцип Паули). Сжавшийся вырожденный коричневый карлик!
Коричневые карлики и маломассивные звёзды (M < 0.2 M⊙) полностью конвективны. Это означает, что более горячие, прогретые недра всплывают во внешние слои, подобно поднимающемуся вверх дыму от костра. Происходит перемешивание химического состава. То, что образовалось в недрах, равномерно «размазывается» по всему объёму объекта. Пропадает стратификация, присущая звёздам, в которых тяжёлые элементы сидят в ядре, а всё более лёгкие встречаются по мере продвижения во внешние слои.
На диаграмме Г-Р (см. рис. 2) коричневые карлики располагаются рядом с хвостом главной последовательности, внизу-справа, но на ней самой не располагаются. А их эволюция – это то, как выглядит астрономическая безнадёжность. Сжатия не хватает для разжигания топлива недр, хоть сжатие и приводит к повышению плотности и температуры. Когда давление вырожденного газа/кулоновского отталкивания скомпенсирует сжатие и оно прекратится, в ядре всё ещё не будет энерговыделения, необходимого для того, чтобы скомпенсировать затраты на светимость. И без того коричневый объект начнёт тускнеть, превращаясь в чёрного карлика (когда я гуглил чёрный карлик, чтобы прикрепить ссылку – было немного не по себе). Всё – финал! Бесконечно тускнеющий комок материи. Не так я себе представлял бессмертие. Кому-то такой финал может и по душе. А будь я звездой, то предпочёл бы иметь массу побольше.
Играем на повышение. Рассмотрим массы 0.08 M⊙ < M < 0.2 M⊙. Красные карлики. Всё ещё маленькие, чтобы перестать быть карликами. Однако, в отличии от коричневых карликов, горение водорода в них способно вывести эти звёзды на главную последовательность и удержать их там долгое время. Они несколько горячее и ярче коричневых карликов, отсюда и сдвиг в названии. Это уже полноправные звёзды. Располагаются они, кстати, недалеко от коричневых карликов на Г-Р диаграмме (рис. 2), но уже сидят на хвосте главной последовательности. Горят такие объекты очень долго. Их исследование затруднено из-за того, что время жизни таких ламп (триллионы лет) превышает время жизни Вселенной (13.8 миллиардов лет). Т.е. самые первые звёзды таких масс из начала времён доживают до сегодняшних дней и продолжают жить. Теоретически можно предсказать, что с ними должно произойти, однако пронаблюдать это нам пока ещё рано.
Звёзды таких масс, как мы оговорили выше, конвективны. Существенной разницы химического состава в различных слоях на начальных этапах нет. Для горения доступен весь водород, который доставляется к недрам благодаря конвекции (см. рис. 3). По мере генерации гелия в ядре конвекция в центральных областях прекращается. Светимость небольшая, поддерживается медленным горением водорода. Со временем повышается энерговыделение, светимость, температура, концентрация гелия. Объект начнёт отклоняться от главной последовательности с большим уклоном в горизонтальном направлении. Необходимых условий для горения образовавшегося гелия не возникнет. Ядерные реакции рано или поздно прекратятся. Сжатие будет удерживаться вырожденным веществом. Догорит последний водород и всё – постепенное охлаждение и тускнение. Где-то мы уже это видели.
Следующий диапазон – 0.2 M⊙ < M < 8 M⊙. Солнце, кстати, тоже зацепили. Обычные средние звёзды. Не карлики, не гиганты. Золотая середина. Водород горит, гелий синтезируется. Конвекции между ядром и внешними слоями нет. Гелий остаётся в ядре, однако условий для его горения пока нет. В таком состоянии звезда существует бОльшую часть времени, расположившись на диаграмме Г-Р (рис. 2) в центральных областях главной последовательности.
Накапливаемый гелий в ядре звезды пока ещё не может участвовать в горении. Водород начинает гореть в слоях, прилегающих к ядру (слоевой источник), поставляя ему больше гелия. Если условий для горения водорода в оболочке хватать не будет – не страшно, подожмёмся, прогреемся. Температура и светимость увеличатся, что соответствует почти движению вверх-вправо по диаграмме Г-Р. После запуска водородного горения в слоевом источнике более внешние за ним, напротив, расширятся и охладятся. Звезда станет больше и краснее. Такая динамика соответствует сходу с главной последовательности с последующим почти горизонтальным движением вправо (см. рис. 2). Светимость почти не изменится при охлаждении, поскольку звезда сильно раздуется. Звезда становится субгигантом. Эта стадия длится миллионы лет. По сравнению с миллиардами лет на главной последовательности – мгновение.
Если масса ядра 2 M⊙ < M < 8 M⊙ , то горение гелия в ядре начнёт вырабатывать углерод и кислород. С ростом плотности и началом сжатия повысится температура. Подобно водородному, зажжётся гелиевый слоевой источник. Внешняя оболочка вновь раздуется и охладится. Водородный слоевой источник потухнет. Тут возможны тепловые пульсации (см. рис. 7). Когда догорит гелий в источнике, звезда начнёт вновь сжиматься, температура и плотность повысятся. Потухший водород опять загорится, ровно как когда решаешь съесть что-то вкусное не за раз, а растянуть удовольствие. Горящий водород воссоздаст гелий, который недавно закончился. При последующим сжатии вновь загорится гелий. Расширение. Водород снова откладывается до «лучших времён». В результате таких осцилляций генерируется сильный звёздный ветер, выбрасывающий часть вещества наружу. Такие тепловые пульсации могут длиться сотни тысяч лет. Красота! Красота, однако, не вечна. Рано или поздно ресурс внешнего водорода израсходуется, ровно как и те «вкусняшки», которые вы откладываете на будущее. Дальше при сжатии ничего не загорится. Температура повысится. Новых источников энергии нет. Перспективы – остывание и тускнение с образованием белого карлика (о них будет сказано позднее), окружённого выброшенным веществом.
Если масса в подпромежутке 0.5 M⊙ < M < 2 M⊙ , то ядро находится в вырожденном состоянии (об этом чуть позже в пункте с белыми карликами). Горение гелия произойдёт взрывообразным образом с помощью гелиевой вспышки. Ядро начнёт нагреваться, но будет отсутствовать механизм его эффективного охлаждения, в результате чего повысится интенсивность горения гелия, что лавинообразно приведёт к ещё большему повышению температуры и ещё большему ускорению реакций. Светимость, однако, при таком сценарии практически не изменяется. Выделяемая энергия не доходит до поверхности звезды и поглощается внешними слоями и ядром, разогревая их до такой степени, что вырождение снимается, а вещество расширяется и охлаждается. Тепловые пульсации. Образование белого карлика, окружённого выброшенным веществом. На рис. 8 изображена одна из ближайших к нам (650 световых лет) туманностей «Улитка», которая есть не что иное, как это выброшенное вещество с белым карликом в остатке. Ещё её называют «Око Бога» или «Глаз Бога». У нас с вами (атомов, из которых мы состоим), кстати, есть все шансы войти в состав чего-то такого прекрасного в далёком будущем. Расширяющееся в будущем Солнце может поглотить Землю, а тепловые пульсации – симметрично разбросать вещество вокруг.
Если масса звезды 0.2 M⊙ < M < 0.5 M⊙ , то накопленный в ядре гелий так и не загорается. Недожали. Останется гелиевый белый карлик, сжатие которого сдерживает давление вырожденного электронного газа.
Если масса превышает M > 8 M⊙, то такие звёзды именуют сверхгигантами. В них гелий загорается ещё до стадии красных гигантов, а на конечных этапах эволюции в ядре производятся более тяжёлые элементы, вплоть до железа. Каким образом.
Если вещество ядра было вырождено, то механизм, препятствующий сжатию, имеет квантовую природу. При начале выделения большого количества энергии за счёт горения, например, углерода, у ядра звезды нет возможности эффективно охлаждаться. Давление остаётся таким, каким и было, объём не меняется. Повышение температуры приводит к ещё бОльшему ускорению реакций горения и, как следствие, ещё большему разогреву (как и с гелиевой вспышкой). Отсутствует механизм поддержания равновесного состояния. Энергия выделяется взрывным образом. Такие взрывы ещё называются сверхновыми. В результате такого взрыва могут синтезироваться ещё более тяжёлые элементы, чем железо, а главное, они могут выноситься наружу! Если ядро невырожденное, то горение всё более тяжёлых элементов до железа, имеющего наибольшую энергию связи, происходит постепенно. Звезда приобретает слоистую структуру (см. рис. 9). Рано или поздно в ядре начнут скапливаться элементы, которые не горят (железо Fe не горит), а масса ядра будет расти. Начнётся сжатие. И тут уже вопрос: что сдержит это сжатие и сдержит ли вообще?
Если в вырожденном ядре больше не идут реакции горения и сжатие удерживается давлением вырожденных электронов, то при горении слоевого источника во внешних слоях звезда сбросит оболочку в межзвёздное пространство с остатком в виде белого карлика, окружённым туманностью. Если давления за счёт вырожденного состояния не хватит, начнётся коллапс ядра, сопровождающийся высвобождением большого количества энергии с образованием нейтронной звезды или чёрной дыры (в зависимости от массы).
Белые карлики
Белый карлик – самое простое, что только может произойти со звездой в конце её жизненного цикла. По сути, это оставшееся вырожденное ядро звезды, которая сбросила свою оболочку и образовала планетарную туманность. От дальнейшего гравитационного сжатия его останавливает давление вырожденных электронов. Вырождение – состояние, при котором вещество приобретает новые экзотические свойства. При высоких плотностях, когда расстояния между частицами малы, в веществе начинают значительную роль играть квантовые эффекты. Да-да, те самые. В чём это проявляется? Электроны стараются занять состояния с минимально возможной энергией. Также существует так называемый принцип запрета Паули, который запрещает фермионам (частицам с полуцелым спином) находиться в одном квантовом состоянии. Уже догадались? Да, электроны являются фермионами. Сел, например, электрон в состояние с нулевой энергией. Всё! Место занято, ищите другое. Все сидячие места в транспорте рано или поздно заканчиваются, если людей много. Так и здесь. Электронов в веществе очень много. В итоге мы получим, что невообразимо большое количество электронов будут иметь очень большие импульсы (просто потому, что состояния с меньшей энергией уже заняты). Даже если температура вещества будет равно абсолютному нулю! А теперь эти высокоэнергетические электроны ударяются о стенку оболочки, создавая колоссальное давление, помогающее сдерживать обрушение объекта самого на себя. Повторюсь, такие свойства приобретает только вырожденное вещество. Таким оно становится либо при очень больших плотностях, либо при очень низкой температуре.
Звезды с массами M < 0.2 M⊙ приходят к такому состоянию без сброса внешней оболочки. Они химически однородны благодаря повсеместной конвекции и слоевой источник в них не загорается. Звёзды с массами M < 0.5 M⊙ оставляют после себя гелиевый белый карлик. Если масса звёзды находятся в диапазоне
0.5 M⊙ < M < 8 M⊙ , то температуры в ядре хватает, чтобы зажечь гелий с синтезом углерода и кислорода. На выходе получаем углеродно-кислородный белый карлик.
При увеличении массы давления вырожденных электронов уже хватать не будет, сжатие продолжится. До каких пор? Пока не проявится какой-либо новый эффект, возникающий только при экстремальных состояниях вещества. Про это уже в пункте нейтронные звёзды.
Какие типичные характеристики такой штуки? При массе порядка солнечной 1 M⊙ этот объект имеет радиус в сотни раз меньше Солнца. Белые карлики – потребители. Они не производят энергии, лишь излучают наработанное. Участь у них такая же, как и всех объектов, в названии которых фигурирует слово карлик. Постепенное остывание и тускнение. Чёрный карлик. Длиться, правда, такой переход может миллиарды лет. Новорождённые белые карлики могут иметь температуру поверхности в несколько десятков тысяч кельвинов! На диаграмме Г-Р (см. рис. 2) она располагаются внизу-слева. Светимость маленькая, потому что поверхность маленькая. Температуры большие.
Нейтронные звёзды
До каких пор вырожденные электроны сдерживают ядро оставшейся звезды, белый карлик, от дальнейшего сжатия? Предельный случай носит имя собственное – предел Чандрасекара, который равен примерно 1.4 M⊙. При массах ядра больше происходит дальнейшее сжатие.
— «Ну, и какие костыли вы теперь придумаете, чтобы объяснить, почему сжатие остановится?»
При дальнейшем повышении плотности будет происходить нейтронизация вещества. Плотности и температуры растут. При высоких температурах фотоны просто выбивают нуклоны из состава ядер. Много энергии у фотонов, могут себе позволить. Электроны будут захватываться выбитыми протонами, образуя много свободных нейтронов. Взрывным образом выделится огромное количество энергии. Такие события получили общее название взрыв сверхновой. В процессе взрыва внешняя оболочка сбрасывается, обогащая межзвёздную среду химическими элементами, в том числе тяжёлыми.
Нейтроны, кстати, тоже фермионы, только помассивнее электронов (примерно в 2000 тысячи раз тяжелее). Как и в случае с вырожденными электронами, свободные вырожденные нейтроны начнут рассаживаться по состояниям, начиная с наименьшей энергии. В итоге последние из них, как и электроны, будут иметь большие энергии и импульсы. Давление, создаваемое вырожденными нейтронами, превышает давление вырожденных электронов. Мы получаем новый источник сдерживающего сжатие давления.
— «Я читал про нейтроны, что они нестабильные и распадаются. Там период полураспада всего 10 минут.»
Это так. Только в таких экстремальных условиях нейтрон становится стабильной частицей. Вспоминаем, если читали, предыдущую статью. Нейтрон распадается на протон, электрон и электронное антинейтрино. А разница масс нейтрона и продуктов распада – это та энергия, которая выделится. Распределиться она может по-разному: придать энергии как электрону, так и антинейтрино. Но что важно – электрон не может получить кинетической энергии больше, чем эта разница масс. Ну просто неоткуда её взять, закон сохранения энергии. Но ведь снаружи, в среде, у нас туча вырожденных электронов, которые не только все сидячие места заняли, но и стоячие, и лежачие, в багажнике, на крыше. Выходит электрон из нейтрона, смотрит, а заняты всевозможные состояния, негде встать. И отойти на состояние с большой энергией он не может. Откуда взять энергию на это? В итоге не распадается нейтрон при таких условиях, не может из него электрон выйти, старайся/не старайся. Вот и ответ на вопрос, почему звёзды нейтронные.
Чем нейтронные звёзды интересны? Это рубежный компактный объект перед чёрной дырой. Для дальнейшего сжатия костылей уже нет, только чёрна дыра. Радиусы нейтронных звёзд всего 10 км, как размер города! Плотности их внешних слоёв как в недрах звёзд. А центральные плотности должны превышать плотность атомного ядра! Плотность, превышающая 2⋅1014 г/см3! Строение их недр до сих пор под вопросом. Считается, что там может находиться кварковая материя (рис. 13).
Если родительская звезда как-то вращалась, то при сильном сжатии, вследствие закона сохранения момента импульса, получающаяся нейтронная звезда будет очень сильно закручена. Известны нейтронные звезды, делающие несколько сотен оборотов за 1 секунду! То же самое и с магнитным полем. За счёт сохранения магнитного потока магнитное поле таких звёзд изменяется квадратично радиусу. Если звезда сжалась и радиус её уменьшился в 1.000 раз, то магнитное поле возрастёт в 1.000.000 раз! Поля таких объектов могут достигать 1012-13 Гс (среднее магнитное поле Земли не превышает 1 Гс, т. е. в 1012-13 раз слабее). Жить нейтронные звёзды могут ещё дольше белых карликов (запасов энергии больше). Их начальная температура порядка 1011 Кельвинов. В первые минуты жизни они очень быстро остывают до температур 108-9 Кельвинов благодаря нейтринным потерям энергии. В дальнейшем темп остывания замедляется.
Вклад автора.
Прямо сейчас я работаю именно с этими объектами. В своей последней работе я изучал эволюцию химического состава во внешней оболочке только что сформировавшейся нейтронной звезды. В рассмотрение были включены множество ядерных реакций, быстрое охлаждение за счёт нейтринных потерь энергии, эффекты вырождения и принцип запрета Паули. Ввиду отсутствия экспериментальной информации по нейтронноизбыточным ядрам, для их энергий связи использовалась теоретическая массовая модель. Была показана возможность образования тяжёлых ядер во внешних оболочках этих объектов, а также сделаны оценки запасённой ядерной энергии.
Вообще, физика нейтронных звёзд полна красок: сверхпроводимость, сверхтекучесть, нуклеосинтез тяжелейших в природе элементов и ещё множество до конца неисследованных вещей. Говорить о них можно много и долго. Если людям будет нравиться, что и как я рассказываю – то им будет посвящена ещё не одна работа.
Чёрные дыры
Парад самых компактных объектов во вселенной замыкают чёрные дыры. Когда масса ядра превышает предел Оппенгеймера-Волкова (2–2.5 M⊙, но это всё неточно – чтобы посчитать такие пределы, необходимо знать уравнение состояния для материи с ядерной плотностью, а такое изучено плохо), то никакие вырожденные нейтроны уже не спасут. Всё обрушается до упора. Настолько до упора, что мы даже не совсем понимаем, что в итоге получается. Про чёрные дыры можно говорить тоже много и долго.
Почему они чёрные? Они настолько плотные, что вторая космическая скорость для них равна скорости света. Это означает, что нужно двигаться со скоростью света, начиная с некоторой области, называемой горизонтом событий, чтобы вас не засосало внутрь. С такой же скоростью всё обрушается в сами чёрные дыры. Сами фотоны не могут выйти из-под этого горизонта событий. Всё, что попадает туда – утеряно. То, что мы с вами видим своими глазами – это приходящие к нам фотоны. От чёрной дыры фотонов прийти не может, потому и не видим мы ничего, чёрные они. Имеют крайне низкую температуру, почти нулевую.
— «Так всё, получается. Рано или поздно они всё поглотят. Увеличиваются и увеличиваются. Ничто их не может остановить?»
Жить такие объекты могут намного дольше, чем уже прожила Вселенная. И не всё так безнадёжно. Излучение Хокинга. Представить себе этот процесс можно следующим образом: вакуум вблизи горизонта событий как бы одалживает у чёрной дыры энергию для рождения пары частица-античастица. Если бы они аннигилировали, то выделилась бы ровно та энергия, которая потребовалась для их рождения. Но если одну затянет под горизонт, а вторая, наоборот, улетит подальше, то получится, что чёрная дыра вернула себе лишь половину того, что она заняла вакууму. Таким образом чёрные дыры могут терять энергию, а следовательно, и массу. Здесь важно не злоупотреблять такими визуализациями. Подобные объяснения хороши для тех, кто не хочет заходить на кухню к квантовой механике, кто хочет согласовать на интуитивном уровне сложные эффекты со своим представлением о мире. В них замалчиваются многие вещи. Взять хотя бы то, что частицы не локализованы в конкретном месте пространства, а размазаны по области с размерами порядка радиуса чёрной дыры.
Т.к. это предельный объект, естественная природная граница, то здесь ограничений на массу уже нет. Милларды солнечных масс? Не вопрос. Здесь мы затрагиваем чёрные дыры только как продукт жизнедеятельности звёзд, поэтому ничего про искривление пространство-времени, спагеттификацию, линзирование, гравитационные волны и прочее здесь сказано не будет.
Заключение
— «Не верится, закончил!»
Да, действительно, вышло немало. Мы, кстати, рассматривали лишь эволюцию одиночных объектов, которые живут, никого не трогают. Попробуй прожить сегодня, ни с кем не взаимодействуя! Туда сходи, за то заплати, здесь распишись. Так и на астрономических масштабах. Звёзды могут эволюционировать, например, парами. И результаты могут получаться самыми разными. Рассмотрение кухни эволюции тесных двойных систем достаточно времязатратное и энергоёмкое занятие, поэтому пока отложим…
Для связи с потенциальным постом в будущем предлагаю пройти опрос. Спасибо за внимание.
