16.3. ЗАКЛЮЧИТЕЛЬНЫЕ СТАДИИ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД

Для астрофизики высоких энергий наиболее важными периодами эволюции звезды являются ее заключительные стадии. Конкретное состояние, которым завершается эволюция звезды, определяется ее конечной массой. Оно также существенно зависит от эволюции звезды непосредственно перед коллапсом — стадии, понятой совершенно недостаточно. Но природа самих заключительных стадий понята хорошо. В ходе эволюции в звездах образуются все более и более тяжелые атомные ядра, причем из всех стабильных элементов самой большой энергией связи на нуклон обладает железо. Значит, при синтезе последующих элементов энергия выделяться не будет — нет более низкого энергетического состояния, в которое мог бы перейти элемент. Каким образом будет поддерживаться равновесие звезды? Ответ на этот вопрос зависит от того, какова конечная масса

Если возможна устойчивая конфигурация белого карлика, в котором равновесие поддерживается давлением вырожденного электронного газа. Его радиус составляет примерно 3000 км, что соответствует параболической скорости Поверхностные температуры белых карликов равны но поскольку их размеры малы, ничтожны и их светимости. Поэтому они наблюдаются в виде слабых голубых звезд. Поскольку единственным механизмом потерь энергии является излучение, времена их охлаждения очень велики. Белые карлики весьма распространены в Галактике.

При возможным конечным состоянием является нейтронная звезда, в которой равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного газа. Это очень компактный объект, в центральных областях которого могут достигаться плотности до Радиус нейтронной звезды около а параболическая скорость на ее поверхности составляет с. Если сгусток вещества массы находившийся в состоянии покоя на бесконечности, падает на поверхность нейтронной звезды, то может выделиться до 15% его энергии покоя Это в 100 раз больше, чем при падении на белый карлик.

При по-видимому, невозможно предотвратить гравитационный коллапс в черную дыру. Радиус Шварцшилъда, или гравитационный радиус, черной дыры равен и свет не может выйти из-под сферы Шварцшильда радиуса

Рассматривая, какие объекты могут превратиться в «мертвые звезды», следует помнить, что звезды, масса которых меньше не успели завершить эволюцию на главной последовательности за время жизни Галактики, и поэтому только более массивные звезды могли проэволюционировать до конечной стадии.

Какой из вышеперечисленных объектов образуется, зависит от начальной массы звезды и от эффективности, с которой она теряет массу. Свидетельством того, что на конечных стадиях эволюции происходит значительная потеря массы, являются планетарные туманности, названные так потому, что при наблюдении в телескоп некоторые из них выглядят как планетные диски. Эти объекты состоят из горячей центральной звезды, окруженной расширяющейся оболочкой ионизованного газа, излучающего сильные запрещенные линии. Светимость центральной звезды лежит в интервале а их эффективные температуры составляют Скорости оболочек равны примерно а размеры — Согласно общепринятой точке зрения, планетарная туманность образуется на конечных стадиях эволюции, когда звезда достигает верхней части ветви гигантов. В этой области диаграммы Герцшпрунга — Рессела находятся неустойчивые звезды и долгопериодические переменные, поэтому весьма правдоподобно, что на некоторой стадии такие звезды сбрасывают верхние слои, образуя планетарные туманности и горячие гелиевые звезды, обладающие всеми свойствами центральной звезды. Через короткое время — около 104 лет — эта звезда становится вырожденным белым карликом. В результате такой «спокойной» завершающей фазы эволюции, вероятно, образуется большинство белых карликов.

Звезды массой более эволюционируют с образованием углеродного ядра (разд. 16.2). При массах ядро вырождено и загорание углерода происходит взрывообразно. Выделяющейся при этом энергии может оказаться достаточно, чтобы сбросить внешние слои звезды. Не ясно, что остается в результате этого процесса, если что-нибудь вообще остается. Звезды, масса которых превышает примерно имеют невырожденное углеродное ядро, и горение углерода в нем происходит устойчиво. Ядерные реакции могут привести к образованию у таких звезд железного ядра. Поскольку энергия связи на нуклон в ядре железа больше, чем у любого другого стабильного элемента, у звезды исчерпаны все источники энергии, способные обеспечить равновесие. Единственный способ достигнуть более низкого энергетического состояния — сколлапсировать в нейтронную звезду или черную дыру. Какая из этих двух возможностей осуществится, зависит от массы коллапсирующего ядра в соответствии с критерием, приведенным в начале этого раздела.

В описанной картине еще много неопределенностей, но общепризнано, что нейтронные звезды и черные дыры являются возможными конечными

состояниями для многих звезд массой В процессе коллапса выделяется гравитационная энергия, достаточная для сбрасывания в окружающее пространство внешних слоев звезды. Это событие отождествляют с взрывом сверхновой.

Все эти объекты: сверхновые, нейтронные звезды и черные дыры, как сейчас считается, являются основными источниками жесткого излучения и энергичных частиц во Вселенной. Поэтому важно подробно рассмотреть их свойства и астрономические свидетельства их существования.