Железная звезда

История существования любой звезды – это борьба сил гравитации, которые пытаются ее сжать, с силами давления газа, которые пытаются ее «распылить», рассеять ее в межзвёздном пространстве. Некоторое время данные силы уравниваются, но одержит победу гравитация. Так писал И. С. Шкловский в книге «Звезды...».

Звездная эволюция

Звезда начинает свое существование как сжимающийся под воздействием собственного тяготения сгусток вещества. При сжатии вещество увеличивает свою температуру, в нем растет давление, это давление начинает препятствовать процессу сжатия. Спустя некоторое время давление внутри звезды останавливает процесс сжатия, в сгустке вещества наступает равновесие: силы тяготения, которые стремятся дальше сжать вещество становятся равными силам, которые направлены против сжатия.

Но еще до того, как остановится процесс сжатия, давление, температура и плотность во внутренней центральной области сгустка становятся столь высокими, что там начинают происходить реакции термоядерного синтеза. Эти реакции являются источником энергии, из-за нее поддерживается высокая температура и давление внутри звезды. Данная энергия - источник излучения данного небесного тела.

Так, наше Солнце – это звезда, представляющая собой газообразный шар, пребывающий в состоянии равновесия относительно сил тяготения и сил внутреннего давления. Давление внутри этой звезды составляет $10^{15}$ Па, температура 15 миллионов градусов, плотность $10^5 \frac{кг}{м^3}$. Внутри Солнца происходит реакция, превращающая ядра атомов водорода в ядра атомов гелия. В результате этих реакций это небесное тело излучает каждую секунду $4\bullet 10^{24}$ Дж энергии. Эта звезда должна светить порядка 10 млрд. лет до тех пор, пока весь водород не превратится в гелий.

Светимость Солнца примерно равна $L=4\bullet 10^{26}$Вт, это немного. Солнце считают звездой – карликом. Встречаются звезды гиганты, гораздо большей светимостью и массой, чем Солнце. Чем больше звезда (ее масса), тем ярче она светит. Поскольку запас ядерной энергии определен содержанием водорода в звезде, то есть фактически ее массой, то время ее горения (до того, как водород закончится) обратно пропорционально квадрату массы звезды.

После того, как водород заканчивается, центральная область звезды начинает сжиматься, температура и плотность ее растут, в этой связи возможно протекание ядерных реакций, которые превращают гелий в углерод, а потом и в более сложные ядра. На ряду с этим возможно горение водорода в слое, который окружает центральную область звезды. Эти процессы ведут к значительной реструктуризации внутренности звезды.

На поздних стадиях своего развития звезда:

• увеличивает свой объем (разбухает);
• ее внешние слои расширяются;
• но внутренняя область (ядро) звезды постепенно сжимается;
• поверхностные слои звезды могут отделиться от плотного ядра и создать вокруг него туманность (газовое облако).

Спустя некоторое время источники энергии в ядре заканчиваются. При этом:

• ядро звезды уменьшает свою температуру;
• давление в ядре уменьшается;
• силы давления становится недостаточно для противодействия собственной тяжести вещества звезды;
• ядро звезды быстро сжимается, в результате чего возможно образование одного из объектов: белого карлика, нейтронной звезды или черной дыры.

Вспышки сверхновых звезд

Энергия, которая выделяется при вспышке сверхновых, крайне высока. Звезда излучает столько за несколько месяцев, столько, сколько Солнце излучает за несколько миллиардов лет.

Источником данной энергии служит гравитационное сжатие звезды или ее ядра. Как мы уже отмечали, на поздних этапах развития звезды в ее недрах создаются условия, при которых практически свободно падает к центру.

В процессе термоядерного синтеза молекулярная масса вещества непрерывно изменяется. Происходит постоянная реструктуризация звезды:

• сжатие ядра;
• разбухание оболочки.

Углерод и кислород выгорают в центре звезды, процесс сжатия ярда ускоряется. Потери на излучение нейтрино становятся существеннее. В яде сверхновой перед вспышкой и плотности около $10^7$ $\frac{г}{см^3}$ и температуре в несколько миллиардов градусов нейтринные пары в большом количестве возникают при переходах электронов около протонов и при этом покидают звезду. Ядро охлаждается, давление в центре звезды уменьшается, гидростатическое равновесие нарушено. Звезда пытается сжаться для восстановления равновесия. В процессе сжатия при увеличивающейся температуре поток нейтринных пар увеличивается скачком. Это ведет к взрыву внутрь звезды. Продолжительность этого взрыва крайне мала, но выплеск энергии с уходящими нейтрино велик (порядка $10^52$ эрг.)

Сжатие ядра заканчивается (или уменьшается его скорость) при достижении температуры 200 млрд. градусов. В это время в оболочке, которая находится вокруг ядра идет взрывная реакция выгорания кислорода и углерода. Из-за этого в глубоких слоях звезды возникает мощная ударная волна, направленная к внешней оболочке звезды. Разлет части звезды и наблюдают как вспышку сверхновой.

В теории установленной на настоящий день считают, что в конечном итоге:

1. сжатие ядра звезды останавливается и возникает устойчивая нейтронная звезда;
2. сжатие ядра продолжается и конечным продуктом является «черная дыра».

Экзотические гипотезы смерти звезд

В науке имеются иные гипотезы, в соответствии с которыми, сверхновая превращается не в нейтронную звезду или черную дыру, а в так называемую «кварковую звезду», которая состоит из кварк-глюонной плазмы. Данное тело занимает промежуточное положение между нейтронной звездой и черной дырой.

Ученые считают, что большая часть звезд умирает еще до сгорания углерода, иная часть, в которой сгорел углерод, взрываются как сверхновые. Но возможен и третий сценарий.

Источником энергии звезд являются термоядерные реакции, в которых ядра легких атомов трансформируются в более тяжелые. Эти реакции идут так:

• водород переходит в гелий;
• гелий в углерод;
• углерод в кислород;
• кислород в кремний;
• кремний в железо.

Наибольшее количество энергии затрачивается при синтезе железа, это последняя стадия. Теоретически звезда, полностью состоящая из железа, существовать и излучать может. Это может быть достигнуто при холодном нуклеосинтезе, который реализуется в эффекте квантового туннелирования. В данном эффекте частица переходит барьер, который обычно преодолеть не способна. Так, если в классической физике бросить мяч в сторону стены, то мяч отлетит от преграды. В квантовой механике не равна нулю вероятность, что мяч сквозь стену пройдет.

Вообще то железо является крайне редким элементом в космосе, в этой связи считают, что гипотетическая железная звезда может возникнуть спустя $10^{1500}$ лет, что много больше возраста нашей Вселенной.