30. Образование и эволюция звезд. Черные дыры.

Современные методы изучения звезд и галактик показали, что почти все они состоят из водорода и гелия, причем лишь малая часть водорода и гелия содержится в звездах, а большая часть распределена в межзвездном пространстве. В зависимости от первоначального состава межзвездной пыли наблюдаются два типа звездных тел.

Большинство звезд состоит в основном из водорода (60…90%) и гелия (10…40%) и тяжелых элементов (0.1…3%). Такие звезды называются звездами населения 1. Тяжелые элементы образуются при вспышках т.н. новых звезд или при взрывах сверхновых. Наше Солнце с 74% водорода, 24% гелия и 2% тяжелых элементов есть обычная звезда населения 1.

Звезды населения 2 образуются в основном из первичного водорода и гелия и содержат очень мало тяжелых элементов.

В процесс конденсации межзвездной пыли сопровождается освобождением энергия частиц и соответствующим увеличением температуры. При температурах 10⁷ К и плотности 100 г/см³ начинаются термоядерные реакции. В первой термоядерной реакции участвует лишь водород: происходит слияние двух протонов в результате слабых взаимодействий. После образования дейтерия начинаются еще две дополнительные реакции, конечным результатом которых является слияние четырех ядер атома водорода в ядро атома гелия. При этом выделяется 27 МэВ.

p + p  d + e⁺ + 

d + p  ₂³He + 

₂³He + ₂³He ₂⁴He + p + p

Эта реакция называется протон-протонной цепочкой. Она является основным источником энергии Солнца. Солнце ежесекундно выделяет 4 10²⁶ Вт.

Термоядерные реакции, протекающие внутри звезд, сопровождаются испусканием -квантов. ЭМ излучение обладает импульсом, т.е. оказывает радиационное давление. Когда давление, обусловленное гравитацией, уравновешивается радиационным давление, сжатие звезды прекращается.

Если в звезде имеется некоторое количество углерода, то может осуществляться еще одна цепочка реакций, в результате чего также происходит превращение четырех ядер водорода в гелий, а углерод служит катализатором. Т.к. в этой последовательности участвуют и образуются углерод и азот, то ее и называют углеродно-азотным циклом. Такие звезды более массивные и яркие, примером является Сириус, одна из самых ярких звезд Северного полушария.

За эволюцией звезд позволяют следить две основные характеристики: собственная светимость и цвет. На диаграмме зависимости светимости от цвета звезду можно изобразить точкой, которая движется по мере жизни и угасания звезды. Начальное положение звезды зависит от ее массы: более массивные оказываются более горячими и яркими, а менее массивные – холодными и тусклыми. Для стабильных звезд диаграмма светимость-цвет образует т.н. главную последовательность.

По мере уменьшения количества водорода внутри звезды она сжимается. Это приводит к увеличению температуры и началу выгорания гелия. При превращении гелия в углерод выделяется большое количество энергии, что приводит к увеличению радиационного давления. Внешние слои звезды расширяются. В результате чего температура падает, излучаемый свет становится более красным, и звезда смещается вправо от главной последовательности. Этот процесс расширения идет до тех пор, пока диаметр заезды не увеличится в 200-300 раз, и звезда становится красным гигантом.

Чёрная дыра́ — область в пространстве-времени, гравитационное притяжение которой настолько велико, что покинуть её не могут даже объекты, движущиеся со скоростью света.

Граница этой области называется горизонтом событий, а её характерный размер — гравитационным радиусом. В простейшем случае сферически симметричной чёрной дыры он равен радиусу Шварцшильда

Теоретически возможность существования таких областей пространства-времени следует из некоторых точных решений уравнений Эйнштейна, первое из которых было получено Карлом Шварцшильдом в 1915 году. Точный изобретатель термина неизвестен, но само обозначение было популяризовано Джоном Арчибальдом Уилером и впервые публично употреблено в популярной лекции «Наша Вселенная: известное и неизвестное (Our Universe: the Known and Unknown)» 29 декабря 1967 года. Ранее подобные астрофизические объекты называли «сколлапсировавшие звёзды» или «коллапсары» (от англ. collapsed stars), а также «застывшие звёзды» (англ. frozen stars).

Изображение, полученное с помощью телескопа «Хаббл»: Активная галактика M87. В ядре галактики, предположительно, находится чёрная дыра. На снимке видна релятивистская струя длиной около 5 тысяч световых лет

Вопрос о реальном существовании чёрных дыр тесно связан с тем, насколько верна теория гравитации, из которой их существование следует. В современной физике стандартной теорией гравитации, лучше всего подтверждённой экспериментально, является общая теория относительности (ОТО), уверенно предсказывающая возможность образования чёрных дыр, но их существование возможно и в рамках других (не всех) моделей (см.: Альтернативные теории гравитации). Поэтому наблюдательные данные анализируются и интерпретируются, прежде всего, в контексте ОТО, хотя, строго говоря, эта теория не является экспериментально подтверждённой для условий, соответствующих области пространства-времени в непосредственной близости от чёрных дыр звёздных масс. Поэтому утверждения о непосредственных доказательствах существования чёрных дыр, в том числе и в этой статье ниже, строго говоря, следует понимать в смысле подтверждения существования астрономических объектов, таких плотных и массивных, а также обладающих некоторыми другими наблюдаемыми свойствами, что их можно интерпретировать как чёрные дыры общей теории относительности.

Кроме того, чёрными дырами часто называют объекты, не строго соответствующие данному выше определению, а лишь приближающиеся по своим свойствам к такой чёрной дыре — например, это могут быть коллапсирующие звёзды на поздних стадиях коллапса. В современной астрофизике этому различию не придаётся большого значения, так как наблюдательные проявления «почти сколлапсировавшей» («замороженной») звезды и «настоящей» («извечной») чёрной дыры практически одинаковы. Это происходит потому, что отличия физических полей вокруг коллапсара от таковых для «извечной» чёрной дыры уменьшаются по степенным законам с характерным временем порядка гравитационного радиуса, делённого на скорость света.