Внутреннее строение Солнца и звёзд

Расчёты средней плотности звёзд различных типов, проведённые на основе имеющихся данных об их массе и размерах, показывают, что она может значительно отличаться. Так, например, средняя плотность самой большой из известных на сегодняшний день звёзд гипергиганта UY Щита составляет всего около 2 · 10^–6 кг/м³. То есть плотность этой звезды почти в 2 000 000 раз меньше плотности воздуха при нормальных условиях.

В зависимости от массы и размеров звёзды различаются и по внутреннему строению, хотя все они имеют примерно одинаковый химический состав. Однако прежде чем приступить к изучению внутреннего строения звёзд, вспомним некоторые данные о внутреннем строении нашего Солнца. Напомним, что модель строения Солнца (точнее, «спокойного» Солнца) построена исходя из условия о гидростатическом равновесии во всех его слоях.

Итак, согласно данной модели, в центре нашей звезды находится ядро, радиус которого может достигать 150—175 тыс. километров. Расчёты показывают, что температура в центре Солнца достигает 15 · 10⁶ К, а плотность вещества более чем в 100 раз превышает его среднюю плотность. Высокая плотность и температура ядра создают благоприятные условия для протекания в нём термоядерных реакций.

Над ядром в области 0,2—0,7 радиуса Солнца располагается зона лучистого переноса. В ней происходит перенос энергии от ядра к более высоким слоям Солнца посредством поглощения и излучения фотонов высоких энергий. При этом слои не меняются своими местами, а энергия, излучённая нижним слоем, поглощается верхним и затем переизлучается им. То есть происходит очень медленное, иногда длящееся миллионы лет «просачивание» излучения от центра Солнца к его поверхности. Вы только представьте, что свет и тепло, которые освещают и согревают нашу планету сегодня, были выработаны в термоядерных реакциях в центре Солнца несколько миллионов лет назад.

В последней трети радиуса Солнца находится конвективная зона, в которой передача энергии осуществляется посредством перемешивания, то есть конвекции.

Конвективная зона простирается практически до самой видимой поверхности Солнца — атмосферы.

Конечно, мы не можем заглянуть внутрь Солнца и убедится в правильности модели его строения. Однако знание физики элементарных частиц позволило убедиться в её правильности. Дело в том, что при термоядерных реакциях синтеза гелия из водорода, наряду с выделением энергии происходит рождение элементарных частиц — нейтрино. Как мы помним, нейтрино практически не задерживается веществом. Поэтому, возникая в недрах Солнца и распространяясь со скоростью, близкой к скорости света, они буквально через 2 секунды покидают его поверхность. А спустя ещё 8 мин 19 с достигают Земли. Для наблюдений солнечных нейтрино в 1960 году был построен специальный нейтринный телескоп, который в 1970 году впервые в мире смог зарегистрировать солнечные нейтрино. Это и стало подтверждением теоретической модели строения Солнца как звезды. Поэтому мы в полной мере можем использовать полученные результаты для разработки моделей других звёзд.

Итак, взглянем на диаграмму спектр — светимости. Как мы уже вспоминали, в верхней части главной последовательности располагаются горячие массивные звёзды. Возьмём, к примеру, звезду, масса которой примерно в 10 раз больше массы Солнца, а светимость превышает солнечную в 3000 раз.

Расчёты показывают, что в центре такой звезды располагается конвективное ядро, размером примерно в 0,2 радиуса звезды. Оставшуюся же часть звезды занимает лучистая оболочка, где перенос энергии осуществляется посредством излучения. Такая звезда примерно на 90 % состоит из водорода и на 9 % из гелия. Основным источником энергии таких звёзд является углеродный цикл, в котором происходит превращение водорода в гелий под действием трёх катализаторов: углерода, азота и кислорода.

Посмотрим теперь, что представляют собой звезды, расположенные в нижней части главной последовательности. Во-первых, у этих звёзд нет конвективного ядра, но есть внешняя конвективная зона. Она начинается на расстоянии примерно в 0,65 полного радиуса звезды и продолжается практически до самой её поверхности. Источником энергии таких звёзд является известный нам протон-протонный цикл.

Переместимся в верхний правый угол диаграммы. Как мы помним, здесь располагаются очень массивные красные звёзды. Для примера рассмотрим гиганта, радиус которого примерно в 20 раз больше радиуса Солнца. Пусть масса гиганта лишь слегка превышает массу Солнца (1,3М_⨀), а его светимость будет в 230 раз больше солнечной. При расчётах структуры такой звезды выяснилась удивительная вещь: в центре звезды нет водорода, он весь выгорел.

Там находится маленькое ядро (0,001R), почти целиком состоящее из гелия. Как следствие, в ядре таких звёзд термоядерные реакции не идут, а его температура остаётся постоянной. Поэтому ядра красных гигантов и сверхгигантов называют изотермическими.

Ядро окружает тонкий энерговыделяющий слой, в котором происходят термоядерные реакции углеродного цикла. Далее идёт слой, в котором энергия переносится излучением. Его толщина составляет примерно 1/5 радиуса звезды. А наружные слои гиганта охвачены бурной конвекцией. Эти слои содержат около 70 % массы всей звезды. Но тогда мы приходим к удивительному выводу: маленькое ядро гиганта весит почти одну третью его часть. А чайная ложка вещества ядра весит почти тонну.

Возникает закономерный вопрос: неужели вещество ядра красного гиганта можно считать газом? Оказывается, что можем. Но газ этот особенный, и, чтобы объяснить все его свойства, мы должны рассмотреть строение звёзд, расположенных под главной последовательностью — белых карликов.

Их светимость очень мала (иногда в тысячу раз меньше светимости Солнца). Однако при массе, сравнимой с массой Солнца, их размеры сравнимы с размерами планет. Это приводит к тому, что средняя плотность вещества белых карликов (10⁵—10⁹ г/см³) почти в миллион раз больше плотности звёзд главной последовательности. И вот тут самое интересное. Дело в том, что в природе не существует веществ, плотность которых может превышать 20 г/см³. При такой плотности атомы вещества уже предельно тесно расположены друг к другу. Значит, внутри белых карликов нет атомов!

Это натолкнуло учёных на мысль о том, что вещество таких звёзд — это очень плотный ионизированный газ, состоящий из атомных ядер и отдельных электронов. Такой газ в физике называется вырожденным электронным газом. Его давление определяется только плотностью и не зависит от температуры. Снаружи белый карлик покрыт тонкой оболочкой идеального газа.

Но на этом чудеса Вселенной не заканчиваются. Оказывается в ней существуют звёзды, состоящие в основном из сверхтекучей нейтронной сердцевины, покрытой сравнительно тонкой (∼1—2 км) корой вещества в виде тяжёлых атомных ядер и электронов. Это нейтронные звёзды.

При массе, сравнимой с массой Солнца, радиус нейтронной звезды чаще всего не превышает и 10—20 км. Поэтому средняя плотность их вещества в несколько раз больше плотность атомного ядра! Из чего состоит ядро нейтронной звезды нам до сих пор неясно, но вероятно оно представляет собой кварк-глюонную плазму.

Если нейтронная звезда обладает очень быстрым вращением и мощным магнитным полем, то её называют пульсаром. Пульсар представляет собой источник строго периодических радиоимпульсов с периодом от 0,0014 до 11,8 с. Интересно, что первый пульсар был открыт в 1967 года, но результаты открытия несколько месяцев хранились в тайне. А первому открытому пульсару присвоили имя LGM-1 (от английского Little Green Men — «маленькие зелёные человечки»). Такое название было связано с предположением, что эти строго периодические импульсы радиоизлучения имеют искусственное происхождение.

Наиболее замечательный и самый известный пульсар в точности совпадает с одной из звёздочек в центре Крабовидной туманности в созвездии Тельца. Интересен он тем, что Крабовидная туманность является остатками сверхновой звезды, вспыхнувшей в 1054 году. Её наблюдали китайские и японские астрономы в виде внезапно появившейся «звезды-гостьи», которая казалась ярче Венеры и была видна даже днём.

В 1998 году был обнаружен ещё один тип нейтронных звёзд — магнетар. Такое название звезда получила из-за того, что она обладает сильнейшим магнитным полем во Вселенной (до 10¹¹ Тл). По состоянию на ноябрь 2019 года известно всего 23 магнетара, ещё шесть кандидатов ожидают подтверждения.

В конце XVIII века известный математик и астроном Пьер Лаплс, анализирую теорию тяготения Ньютона, пришёл к удивительным выводам, которые позволили предсказать существование необычных объектов во Вселенной —чёрных дыр. Чёрная дыра — это область пространства-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что даже свет не может его преодолеть.

Критический радиус, до которого должна сжаться звезда, чтобы превратиться в чёрную дыру, называется гравитационным радиусом или радиусом Шварцшильда. Для массивных звёзд гравитационный радиус может быть определён, как отношение удвоенного произведения гравитационной постоянной и массы звезды к квадрату скорости света:

Как правило, для массивных звёзд этот радиус составляет всего несколько десятков километров.

Из-за того, что чёрные дыры непосредственно наблюдать нельзя, их поиски во Вселенной сопряжены с очень большими трудностями. Поэтому обнаружить такой объект пока возможно лишь двумя способами. Проще всего найти чёрную дыру можно тогда, когда она является одним из компонентов тесной двойной звёздной пары. В этом случае наблюдается обращение второго компонента вокруг массивного «пустого места».

Второй способ предполагает, что в тесных двойных системах мощное гравитационное поле чёрной дыры вызывает падение на неё газа из атмосферы звезды-спутника, сопровождающееся мощным рентгеновским излучением. Примером может служить двойная звезда Лебедь Х-1. Она представляет собой массивную двойную систему, одним из компонентов которой является чёрная дыра массой около 14,8 масс Солнца, а второй компонент — это голубой сверхгигант.

Понять, как связаны между собой различные типы звёзд, как они возникают и как происходит их эволюция, оказалось возможным только на основе изучения всей совокупности звёзд, образующих огромные звёздные системы — галактики. Но о них мы с вами поговорим в одном из следующих уроков. А сейчас давайте подводить итоги урока сегодняшнего. Итак, сегодня мы с вами выяснили, что размеры звёзд лежат в очень широком диапазоне: от небольших белых карликов и нейтронных звёзд до огромных красных гигантов и гипергигантов.