Курс теоретической астрофизики

Следует ещё иметь в виду, что при расчёте моделей очень плотных звёзд должна применяться теория тяготения не Ньютона, а Эйнштейна (см. [9]). Это надо делать тогда, когда радиус звезды сравним с её гравитационным радиусом, равным

R

_g

=

2GM

c^2

.

(37.35)

Радиусы обычных звёзд гораздо больше их гравитационных радиусов (например, для Солнца R_g=2,95 км, в то время как R=7·10 км). Однако для нейтронных звёзд, как видно из сравнения между собой формул (37.34) и (37.35), радиус R лишь в несколько раз превосходит радиус R_g Если использовать реальное уравнение состояния нейтронного газа и релятивистскую теорию тяготения, то для предельной массы нейтронной звезды получается значение, близкое к 2,4 M.

Когда масса звезды превосходит указанное предельное значение, то она не может существовать в виде нейтронной звезды, так как сила давления нейтронного газа не уравновешивает силу притяжения. Такая звезда сжимается, и её радиус становится меньше гравитационного радиуса. Иными словами, звезда оказывается внутри сферы радиуса R_g, которая носит название сферы Шварцшильда. Основное свойство этой сферы состоит в том, что никакое излучение не выходит из неё наружу. По этой причине подобная звезда называется «чёрной дырой».

Как известно, белые карлики были сначала обнаружены, а потом объяснены теоретически. Совсем иначе складывалась история изучения нейтронных звёзд и чёрных дыр: сперва возможность существования таких объектов была показана теоретиками, а потом начались их поиски на небе. Можно считать, что в отношении нейтронных звёзд эти поиски увенчались успехом: они отождествляются с пульсарами (см. § 31). Что же касается чёрных дыр, то их обнаружение связано с большими трудностями, так как сами они не светятся. Поэтому для обнаружения чёрных дыр использовались два следующих метода: 1) поиски тёмных массивных звёзд в двойных системах по движению видимого спутника, 2) изучение тесных звёздных пар, в которых вещество перетекает от одной компоненты к другой. Если звездой, захватывающей вещество, является нейтронная звезда или чёрная дыра, то оно должно светиться в рентгеновской области спектра (за счёт гравитационной энергии). Выбор между двумя этими типами объектов может быть сделан на основании полученных сведений о массе звезды. В результате описанных поисков был намечен ряд кандидатов в чёрные дыры, в частности, рентгеновский источник Лебедь Х-1, однако предполагаемая их природа ни в одном случае пока достоверно не установлена.

7. Проблема эволюции звёзд.

С теорией внутреннего строения звёзд тесно связана одна из важнейших проблем астрономии — проблема эволюции звёзд. В настоящее время решение этой проблемы основывается на представлении о том, что определяющую роль в развитии звезды играют ядерные реакции. Поэтому успехи ядерной физики имели существенное значение для выработки современных взглядов на эволюцию звёзд. Упомянутые взгляды изложены во многих книгах (см., например, [10]). Здесь мы рассмотрим их весьма кратко.

Большинство исследователей считает, что звёзды возникают из диффузного вещества. Первоначально происходит сжатие облака диффузной материи до размеров звезды под действием собственного тяготения. Возникающая при этом звезда нагревается вследствие перехода гравитационной энергии в тепло. Затем, по мере увеличения температуры, в звезде начинаются ядерные реакции, преобразующие водород в гелий. В это время звезда имеет однородный химический состав и состоит преимущественно из водорода. На диаграмме спектр — светимость она оказывается на главной последовательности.

Дальнейшая судьба звезды существенно зависит от её массы. Чем больше масса, тем быстрее протекают внутри звезды ядерные реакции. По мере выгорания водорода увеличивается средний молекулярный вес, вследствие чего возрастает температура. Это приводит к увеличению светимости звезды, и на диаграмме спектр — светимость она уходит с главной последовательности вправо вверх. Именно такой, согласно расчётам, должна быть эволюция звезды большой массы. Солнце может оставаться на главной последовательности около 10 миллиардов лет. Звёзды поздних спектральных классов, т.е. малых масс, за время жизни Галактики не могли покинуть главную последовательность.