Звезды могут иметь различные параметры: температуру, размер, время жизни, внутреннюю структуру. Ключевым параметром для этих объектов является масса, которая варьирует примерно от нескольких сотых долей до сотен масс Солнца. Однако все звезды объединяет то, что в их недрах идут термоядерные реакции: легкие элементы превращаются в более тяжелые. С момента своего появления именно звезды (и их остатки) определяют химическую эволюцию Вселенной – изменение содержания различных элементов.
Водород и гелий – самые распространенные элементы во Вселенной. Остальные элементы в основном формируются в результате эволюции звезд и их остатков.
Больше всего времени любая звезда проводит на стадии Главной последовательности, где идут реакции превращения водорода в гелий (одним из первых такую идею рассмотрел Артур Эддингтон). Таким образом, благодаря существованию звезд во Вселенной массовая доля водорода непрерывно уменьшается. Однако на гелии реакции останавливаются лишь в самых легких звездах, а в других они идут дальше – вплоть до элементов «железного пика».
Термоядерные реакции в ядрах звезд идут до элементов «железного пика».
Термоядерные реакции в звездных недрах идут при высокой температуре и плотности, поскольку положительно заряженным ядрам для слияния нужно преодолеть кулоновский барьер, связанный с электростатическим отталкиванием. Это происходит благодаря квантовому туннелированию. Такой процесс впервые был рассмотрен Георгием Гамовым, а затем важный вклад в разработку этого эффекта в применении к звездам внесли Роберт Аткинсон (Robert d'Escourt Atkinson) и Фриц Хоутерманс (Fritz Houtermans). Наконец, в конце 1930-х гг. Ганс Бете и Карл фон Вайцзеккер построили модель горения водорода в звездах.
На первом этапе водород превращается в гелий. Для дальнейших реакций нужны более высокие плотности и температуры, поэтому они идут только в более массивных звездах. Эти стадии впервые были подробно рассмотрены Фредом Хойлом. Затем в деталях модель нуклеосинтеза была разработана в 1950-е гг. в работах Алистера Кэмерона (Alastair Cameron) и группы ученых с участием Фреда Хойла (знаменитая статья B2HF – Бербидж, Бербидж, Хойл, Фаулер). Термоядерные реакции в ядрах звезд идут с выделением энергии вплоть до элементов группы железа (так называемого «железного пика»), а синтез более тяжелых элементов идет с поглощением энергии, поэтому они в ядрах звезд не образуются.
С точки зрения химической эволюции Вселенной важно не только создать элементы, но и выбросить их в межзвездную среду. Значительная часть элементов, синтезированная в процессе жизненного цикла звезды, накапливается в ее ядре. Во внешнюю среду они могут попасть только в результате катастрофических процессов. Такими процессами в первую очередь являются взрывы сверхновых. Это могут быть сверхновые, связанные с коллапсом ядра массивной звезды, или же сверхновые типа Ia (термоядерный взрыв белого карлика). Во время взрыва происходит не только выброс элементов в окружающую среду, но и синтез новых элементов. Кроме того, новые элементы возникают и после взрыва за счет распада образующихся радиоактивных изотопов.
Наряду с одиночными звездами (или широкими двойными) тесные звездные пары могут внести свой особый вклад благодаря экзотическим процессам, протекающим в таких системах. Известен феномен новых звезд. В них вещество накапливается в результате аккреции на белом карлике в тесной двойной системе, а затем в накопленном веществе происходит термоядерный взрыв. Наблюдения показали, что сброшенное вещество обогащено ядрами углерода, азота и кислорода (CNO). По всей видимости, это не ядра, синтезированные в результате вспышки, а вещество из внешних слоев белого карлика. Таким образом, вспышки новых помогают сбрасывать часть вещества, накопленного в ядре звезды в течение ее эволюции.
Большое количество элементов синтезируется и выбрасывается во внешнюю среду в результате вспышек сверхновых.
Аналогом вспышек новых звезд являются вспышки рентгеновских барстеров, только аккреция и накопление вещества в данном случае происходит не на белый карлик, а на нейтронную звезду. В результате таких вспышек должно происходить образование элементов с массами до 110 атомных единиц за счет быстрого захвата протонов. Если это вещество эффективно сбрасывается в окружающую среду, то такой сценарий вносит большой вклад в содержание богатых протонами относительно легких ядер (не тяжелее теллурия).
Экстремальным примером сброса вещества белых карликов являются сверхновые типа Ia. При слиянии двух белых карликов, суммарная масса которых превосходит критическую, или при длительной аккреции вещества на белый карлик происходит мощный термоядерный взрыв, приводящий к полному разлету вещества (при этом также идут реакции синтеза). Основная часть железа, окружающего нас, появилась именно в результате таких событий. Кроме того, огромное количество железа, синтезируемого массивными звездами, по большей части оказывается внутри нейтронных звезд и черных дыр, где разрушается и не попадает в окружающее пространство.
Окружающее нас железо в основном обязано своим происхождением взрывам белых карликов.
Далеко не все тяжелые элементы образуются в ядрах звезд. Реакции образования тяжелых элементов, не связанные с термоядерным горением в ядрах звезд, делят на несколько групп. Это медленный (s-) процесс, быстрый (r-) процесс и p-процесс (связанный с p-ядрами, в которых много протонов).
s-процесс, предложенный Дональдом Клейтоном (Donald D. Clayton), связан с медленным захватом нейтронов. В s-процессе образуются элементы с самыми разными массами, но он более важен для элементов с массами ядер менее 100, а также в районе масс 138 и 208. Поставщиком нейтронов в основном являются реакции захвата альфа-частиц ядрами 13C и 22Ne. Первая реакция дает 16O и нейтрон, а вторая – 25Mg и нейтрон. S-процесс идет в первую очередь во внешних слоях звезд-гигантов, поэтому образующиеся в этом процессе элементы потом легко попадают в межзвездную среду в результате сброса оболочек. Освобожденные в результате s-процесса нейтроны легко проникают в ядра, а затем в результате бета-распада, т. е. испускания электрона, превращаются в протоны. Таким образом происходит переход элемента в таблице Менделеева на одну клетку вправо.
Ядра могут захватывать нейтроны и очень быстро (r-процесс): скорость захвата при этом существенно превосходит темп бета-распада. Это позволяет при наличии очень мощного потока нейтронов за короткое время продвинуться в сторону тяжелых ядер. Такой процесс реализуется в двух основных случаях: взрывы сверхновых с коллапсом ядра и слияние нейтронных звезд. В обоих случаях есть мощный поток нейтрино (и антинейтрино), который способствует появлению элементов, богатых нейтронами (вплоть до урана). Современные расчеты показывают, что элементы с массой ядра более 140 в основном синтезируются при слияниях нейтронных звезд.
s-процесс – это медленный захват нейтронов, который идет в оболочках звезд-гигантов.
Распад образовавшихся радиоактивных элементов вносит большой вклад в кривые блеска сверхновых (на поздних стадиях) и в светимость пока еще гипотетических «килоновых», возникающих в результате слияния нейтронных звезд.
r-процесс – это быстрый захват нейтронов, который идет при взрывах сверхновых и слияниях нейтронных звезд.
Особый, так называемый p-процесс необходим для создания богатых протонами ядер. К ним относятся, например, 74Se, 92Mo, 120Te, 190Pt. Обсуждается два варианта p-процесса: или в ядро добавляются протоны, или из него убираются нейтроны. В настоящее время нет полной ясности в том, какой вариант является преобладающим, поскольку пока не выявлены астрофизические сценарии, в которых сразу с нужной эффективностью создавались бы все p-ядра. По всей видимости, часть таких ядер формируется в результате выбивания нейтронов фотонами. Это возможно в горячей плазме, при температуре 2–4 млрд градусов, когда по веществу проходит фронт ударной волны во время вспышки сверхновой. Возможно, что мощный поток нейтрино помогает в этой же ситуации сформировать еще некоторые p-ядра.
Литий, бериллий и бор образуются в реакциях скалывания с участием космических лучей.
Наконец, литий, бериллий и бор формируются в так называемых реакциях скалывания (небольшие количества изотопа 7Li образуются также в результате первичного нуклеосинтеза): частицы космических лучей, обладающие большими энергиями, налетают на ядра и раскалывают их с образованием легких элементов. Вероятность взаимодействия частицы с ядром невелика, поэтому такие реакции происходят довольно редко, и этих элементов в природе довольно мало. Интересно, что не только протоны космических лучей могут образовывать легкие ядра в результате «налетания» на ядра кислорода, углерода, азота и т. д. в межзвездной среде, но и наоборот – CNO-ядра космических лучей могут взаимодействовать с водородом и гелием в межзвездной среде. В результате космические лучи обогащаются LiBeB-ядрами по сравнению с типичным солнечным химическим составом.
Измеряя химический состав звезд разных возрастов, можно изучать химическую эволюцию нашей Галактики и других галактик. Важный вклад в эту область исследований внесла Беатрис Тинслей (Beatrice Tinsley), написавшая в 1970-е гг. ряд фундаментальных статей по эволюции галактик, в том числе и в контексте изменения содержания различных элементов. Наблюдения показывают, что наиболее старые звезды оказываются бедны тяжелыми (тяжелее гелия) элементами. Качественно картина химической эволюции в настоящее время представляется понятной, но в ней есть еще много нерешенных проблем.
Глава 6Компактные объекты: белые карлики и нейтронные звезды
Существует три основных типа компактных объектов: белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Все три могут являться финальными стадиями звездной эволюции. Кроме того, черные дыры могут возникать на ранних этапах эволюции Вселенной и в результате коллапса облаков газа. Все три типа объектов связаны с очень интересной физикой, поскольку вещество внутри и/или в окрестности этих объектов находится в экстремальном состоянии. Это делает наблюдательные проявления этих объектов разнообразными и захватывающими. С точки зрения астрономов, между этими объектами также есть много общего: будучи компонентами двойных систем, они часто проявляют себя благодаря аккреции вещества на них, а одиночные объекты могут быть обнаружены благодаря гравитационному микролинзированию.