Глава 6 Как звездите завършват своя жизнен път

Ако съдим по опита от нашето земно съществуване, именно звездата поддържа живота на планетите, които обикалят около нея. Следователно, за нас самите и за търсенето на живот огромен интерес представлява съдбата на звездите след като изчерпят запасите си от протони. „Възрастовите” изменения, на които се подлага звездата, са толкова фантастични и имат толкова далечни последици, че просто не се побират в обикновените земни понятия. В частност, за повечето хора ще бъде неочаквано да узнаят, че всяка молекула в нашите тела включва в себе си атоми от избухнали звезди. Въздухът, който дишаме, земята, на която живеем, морето около нас и пролетните цветя – всичко се състои от пепелта на отдавна изчезнали звезди, които са избухнали след завършването на всички процеси по отделяне на енергия в техните недра.

Да разгледаме сега какво става с изразходването на запасите от протони в централните области на звездата в резултат на реакциите на термоядрен синтез. Отначало постепенно намаляващите запаси от протони продължават да доставят достатъчно енергия, за да се предотврати колапса на звездата. Звездата може да излезе от създаденото положение благодарение на свиването на централното ядро – естествен резултат от действието на гравитационните сили, не напълно уравновесени от отделящата се енергия. Това повишава температурата в ядрото и заставя протоните по-бързо да встъпват в реакции, затова скоростта на отделяне на енергия и разхода на протони нараства. Централните области, в които е затворена около половината маса на звездата, продължават да се свиват и нагряват, докато накрая почти всички протони не се превърнат в ядра на хелий. След това самите ядра на хелия встъпват в реакции, тъй като температурата в ядрото се повишава до 200 млн. К. Началото на термоядрените реакции с участието на хелий е свързано с внезапен скок на отделената енергия, така че звездата за кратко време става значително по-ярка, отбелязва се хелиев пик на светимостта, след което следва бавното й угасване. Когато голямата част от протоните във вътрешните области на звездата се превърнат в ядра на хелий, звездата напуска главната последователност, която символизира стационарен протон-протонен цикъл. В продължение на тази фаза ядрото на звездата се състои почти изцяло от хелий, а реакциите на сливане на протони вървят в обвивката, обкръжаваща централното ядро. Някои звезди действително увеличават своята светимост при свиване на ядрото; температурата в центровете им расте, повишавайки скоростта на реакция на протоните, останали в тънки обвивки, обкръжаващи чисто хелиевите ядра.

При хелиевият пик се отделя толкова голяма енергия за толкова кратко време, че ядрото леко се разширява. Това на свой ред снижава температурата и скоростта на сливане на хелиевите ядра. Въпреки това тези реакции продължават и в свиващото се ядро източник на енергия се явяват все по-малките запаси от хелиеви ядра. Тъй като скоростта на реакциите на термоядрен синтез извънредно силно зависи от температурата, звездата може в течение на кратко време да освобождава в секунда повече енергия, отколкото преди това, независимо от изтощаването на запасите от ядрено гориво. При това количеството на отделящата се енергия се увеличава, което поражда разширение на външните слоеве на звездата. Разширението се съпровожда с охлаждане и около звездата възниква хладна разширена външна обвивка и едновременно извънредно плътно и горещо централно ядро.

По такъв начин звездата става червен гигант, по-хладна и разредена навън и по-гореща и плътна вътре, отколкото звезда от главната последователност. В края на краищата външните слоеве на звездата се „изпаряват” в околното пространство, откривайки следващите, по-нагрети слоеве. За някакво време звездата може да придобие висока светимост и повърхностна температура, толкова високи, че тя ще отдава голяма част от своята енергия във формата на ултравиолетово излъчване, невидимо за човешкото око. Но изхвърлените външни слоеве могат да поглъщат ултравиолетовите фотони. Тези фотони ще йонизират атомите в обвивката около звездата. Като рекомбинират атомите изпускаат видимо излъчване и ние наблюдаваме планетарна мъглявина, образуваща се от изхвърлената звездна обвивка. Тези мъглявини черпят енергия от почти невидима (за нас) звезда, която се намира в центъра на сферична газова обвивка, принадлежала по-рано на тази звезда.

Колко продължават различните фази на звездната еволюция? Ако съпоставим времето на живот на звездата с продължителността на човешкия живот (70 год.), то в този мащаб на времето началното свиване и фазата на протозвездасе явяват примерно „детството” (да кажем 15 год.), а крайното свиване и началото на отделяне на енергия протичат значително по-бързо (1 год.). фазата на главната последователност продължава около 50 год., а еволюцията от главната последователност до момента на хелиевото избухване заема още 1 год. Самото хелиево избухване продължава милиардна част от секундата, а следващата фаза на червен гигант - около 3 год. Фазата на планетарната мъглявина и всички по-нататъшни заемат по-малко от година, а след това звездата или избухва, или става бяло джудже. Използвахме съпоставяне с продължителността на човешкия, живот вместо да използваме реални цифри, защото продължителността на всяка фаза зависи от масата на звездата. Например, Слънцето ще прекара на главната последователност 10 млрд. години, а след това ще изминат 100 млн. години до хелиевия взрив, а звезда с маса, равна на 5 слънчеви – ще прекара на главната последователност 70 млн. година и след това ще минат 5 млн. години до хелиевия взрив. Тези цифри са резултат от детайлни разчети и подчертават факта, че звездата изкарва основната част от живота си на главната последователност.

Ние проследихме еволюцията на звездата от началото на протон-протонния цикъл и минахме през стадия на синтез на въглерод от хелий. Какво произтича, когато звездата изразходва запасите от ядра на хелий, превръщайки ги в ядра на въглерод? Всяка звезда е подготвена за един от двата съвършено различни жизнени пътя в зависимост от нейната маса. Звездите с малки маси ще станат бели джуджета, а масивните звезди – вероятни кандидати за избухване на свръхнова.

Белите джуджета представляват доста плътни остатъци от нормални звезди, които са изхвърлили външните си слоеве и са открили ядрата, състоящи се в този момент преимуществено от въглеродни ядра и електрони. Белите джуджета се отличават от другите звезди и противодействат на свиването под действие на гравитационните сили благодарение на това, че електроните се подчиняват на принципа на Паули. С този термин учените наричат очевидно фантастичната идея: „газ”, състоящ се от някакъв тип частици (в частност електрони, протони и неутрони), просто не се свива до безкрайност. Това съпротивление на по-нататъшното свиване действа допълнително(и значително превъзхожда) към обикновеното взаимно отблъскване, обусловено от електромагнитните сили. Но принципа на Паули за електроните става съществен само при плътност на веществото, превишаваща 1 млн. г/см3, т.е. плътността става милиони пъти по-голяма от плътността на водата (настъпва израждане). При по-ниски плътности принципа на Паули не оказва съществено влияние на поведението на електроните в звездните недра, затова не се сблъсквахме с този ефект дотогава, докато не пристъпихме към разглеждане на белите джуджета с техните огромни плътности на веществото.

Да разгледаме звезда, централните области на която продължават да се свиват със съответно повишение на температурата. Основната част от хелиевите ядра са се превърнали в ядра на въглерод, последните на свой ред могат да започнат да се сливат в по-тежки ядра, също с отделяне на енергия. Но ако недрата на звездата се свият до плътност 1 млн.г/см3, сливането на ядрата на въглерода се прекратява. Защо? Защото електроните, подчинявайки се на принципа на Паули, спират свиването до по-високи плътности. Ако електроните се съпротивляват на по-нататъшното свиване, то така ще се държат и ядрата, защото електромагните сили на привличане между отрицателно заредените електрони и положително заредени ядра не позволяват на ядрата да се съберат в центъра на звездата под действие на гравитационните сили.

Тъй като електроните в белите джуджета възпрепятстват концентрацията на въглеродни ядра към центъра на звездата, ядрата не могат да придобият достатъчно скорост, за да преодолеят взаимното електромагнитно отблъскване и да встъпят в реакция. В звездите от главната последователност плътността на веществото в центъра е по-ниска, отколкото в белите джуджета, но в недрата на звездите от главната последователностслучайните стълкновения на протоните предизвиква реакции от протон-протонния цикъл. В белите джуджета плътността е извънредно висока, на са невъзможни ядрени реакции, защото ядрата не могат да придобият достатъчна кинетична енергия за сливане.

Бялото джудже, ядро-остатък на обикновена звезда от главната последователност, имащо сега размерите на Земята, постепенно предава топлина от вътрешността на повърхността и я излъчва в пространството, но енергия в звездата повече не се отделя. Тъй като белите джуджета излъчват много малко енергия (тяхната светимост е хиляди пъти по-малка от тази на Слънцето), те могат да светят милиарди години, бавно и постепенно угасвайки с изразходване на своите запаси от енергия. Макар потокът от енергия от такива звезди да съставлява малка част от потока енергия на Слънцето, те биха могли да служат като стабилен източник за живите организми, намиращи се на близки орбити. Но ако си спомним за предшестващите фази на червен гигант и хелиев взрив, без да говорим за изхвърлянето на външните слоеве на звездите във вид на планетарни мъглявини, лесно може да се заключи, че животът не би издържал до началото на тази стабилна фаза. Всяка цивилизация на планета, обикаляща около стара звезда, ще се сблъска с катастрофални изменения на потока на нейната енергия. Само ако цивилизацията съумее да предвиди бъдещите изменения на своето светило, да избегне фазите на червения гигант и след това да се приближи до бялото джудже, ще може да съществува без особени сюрпризи още милиарди години.

Избухване на свръхнови
Какъв е другия път на звездната еволюция, водещ до избухвания на свръхнови звезди, създаващи химически елементи от които се състои всичко живо. Защо някои звезди избухват, разхвърляйки във Вселената необходимете за живота атомни ядра, а не просто да угаснат като свръхплътни бели джуджета. Ако неголяма част от звездите не избухваха в края на своя живот, то нас нямаше да ни има и сега не бихме размишлявали върху тези обекти, но от друга страна ни провървя, защото нашето слънце не се отнася към бързо еволюиращите звезди, готови да избухнат като свръхнови, което е толкова съществено за живота.

Звездите различно завършват жизнения си път, защото се различават една от друга по масите, а значи и по плътностите в техните центрове. По-масивните звезди имат по-малка плътност в центровете, тъй като в тях дадена централна температура се достига при по-малка плътност на веществото.Защо? Защото в по-масивните звезди външните слоеве оказват по-голямо налягане на веществото в централните области. На свой ред централните области отговарят на повишението на налягането с повишаване на температурата; за това не се изисква особено висока плътност на веществото. В звездите с по-малка маса гравитационните сили не така лесно повишават налягането и температурата, затова звездата достига това (да се уравновесят гравитационните сили) в резултат на увеличаване на плътността на веществото в своите недра. Следователно, по-малко масивните звезди винааги имат по-висока плътност на веществото в центъра , отколкото по-масивните на този етап на еволюцията. В по-малко масивните звезди (с маси по-малки от 1,4 маси на Слънцето) електронното израждане става съществено тогава, когато от хелиеви ядра се образуват ядра на въглерода. Всички бели джуджета, доколкото е известно, имат маси, по-малки от 1,4 маси на Слънцето. Детайлните пресмятания показват, че звезда с маса над 1,4 маси на Слънцето просто не може да съществува като бяло джудже. Работата е в това, че израждането на електронния газ не може да удържа безкрайно количеството вещество от катастрофалното свиване (колапс) под действие на самогравитацията.

В недрата на по-масивните звезди такава висока плътност никога не се достига, даже след синтеза на въглерод от хелий, когато израждането на електроните започва да играе съществена роля. В такива звезди може да продължава синтезът на по-тежки ядра от въглеродни ядра. При това се отделя се отделя енергия, но с всеки последстващ тип реакция се отделя все по-малко енергия. Ако две ядра 12С се слеят и образуват ядро на магнезий (24Mg), се отделя 10 пъти по-малко енергия, отколкото в реакциите от протон-протонния цикъл. Но за да се противопостави на свиването, звездата трябва да отделя енергия с предишната скорост. Масивните звезди преминават през последователност от реакции на синтез с все по-малко отделяне на енергия , в които се образуват елементи от въглерод до желязо, преди да бъдат напълно изчерпани всички възможности за освобождаване на енергия в реакции на термоядрен синтез (т.е. образуване на по-тежки ядра от по-леки).

Тази последователност завършва с желязо, тъй като за да се образува ядро, по-тежко от желязо-56 (с 26 протона и 30 неутрона в ядрото), е необходимо да се загуби енергия. С други думи, реакциите на синтез на ядра, по-леки от желязото, протичат с намаляване на масата и отделяне на енергия, а реакциите на синтез на по-тежки ядра – с увеличение на масата и поглъщане на енергия. В звезда, в центъра на която основната част от ядрата се е превърнала в 56Fe, вече не могат да протичат нови, макар и по-малко ефективни, реакции с отделяне на енергия. Такава звезда, ако не е достигнала още достатъчно висока плътност за забележимо израждане на електроните, е изчерпала всички средства и не може да противодейства на колапса на своето ядро.

Така ядрото на звездата колапсира под действие на самогравитацията, намалявайки размерите си хиляди пъти. Защо израждането на електроните не предотвратява колапса? Причината е в това, че при фантастично високите температури в централните области на колапсиращита звезда електроните започват да встъпват в реакции с протоните, образуващи се при стълкновенията на ядрата. Звезда, в която всички ядра са се превърнали в желязо, има температура в недрата няколко милиарда градуса. Когато централната част на такава звезда колапсира, самият колапс служи за източник на енергия, необходима за разпадането на ядрата на желязото при ударите помежду си на протони и неутрони. След това протоните се съединяват с електрони с образуване на неутрони и неутрино.

Реакциите на сливане на протони и електрони са реакции, управлявани от слабите взаимодействия. Тъй като електроните не участват в силните взаимодействия, те обикновено не се съединяват с ядрата, както протоните и неутроните. Освен това, електромагнитните сили, благодарение на които противоположно заредените електрони и ядра се привличат, винаги заставят електроните да се въртят около ядрата, а не да се съединяват с тях. Затова само слабите взаимодействия могат да обезпечат обединението на електрони и протони (тъй като гравитационните сили между елементарни частици са незначителни). Но както следва от названието им, слабите взаимодействия обикновено почти не предизвикват такива реакции. Но ако температурата в ядрата на звездите се повиши до милиарди градуси, а плътността – до стотици хиляди грамове в куб.см. (още недостатъчно висока , за да играе израждането важна роля), електроните започват да се съединяват с протоните. Изчезването на електроните отнася със себе си всякаква надежда, че израждането ще помогне на ядрото на звездата да противостои на свиването. Така сливането но протоните и електроните открива пътя към по-нататъшен бурен колапс на звздното ядро, а колапса на свой ред обезпечава високите температури и плътности, необходими за сливането на протони и електрони.

Ако погледнем какви елементи се съдържат в земната кора и в живите организми, ще открием съществени различия в тяхната разпространеност. Елементи, ядрата на които са се образували в течение на милиони години до колапса на звездното ядро, такива като въглерод, азот, кислород, алуминий, силиций, желязо, са значително по-разпространени от ядрата, възникнали за единствената секунда на колапса: молибден, сребро, платина, злато, живак. Живите организми се състоят почти изключително от елементи, по-леки от желязото, т.е. от по-разпространените елементи, възникнали в течение на дълъг период преди колапса. Но слаби примеси на елементи, по-тежки от желязото, влизат в състава на повечето живи организми на Земята. Самата Земя също на над 99,9% се състои от елементи, по-леки от желязото, но нищожните примеси от сребро, злато и уран, образувани в последната секунда от живота на звездата, са изиграли ключова роля в историята на човечеството отчасти и заради своята рядкост, която е свързана с краткото време за тяхното създаване.

Как тези елементи са се пръснали навън от калапсиращата звезда? Освен тежки ядра, огромната вълна от реакции вътре в колапсиращата звезда ражда огромно количество неутрони в резултат на стълкновенията на протоните и електроните при колосалните енергии. Неутроните бързо запълват звездното ядро, образувайки така наречената неутронна звезда – малък компактен обект, състоящ се зключително от неутрони. Както и електроните, неутроните се подчиняват на принципа на Паули и могат да бъдат свити само до някаква плътност, значително превишаваща съответната плътност за електроните. Когато неутроните са свити до граничната стойност на плътността, веществото от външните слоеве пада на повърхността на новородената неутронна звезда с огромна скорост и моментално отскача обратно със същата скорост.

Това последно изхвърляне на енергия може да освети небето като внезапна светкавица, възвестяваща, че колапса но вътрешните области на звездата е породил невероятно плътна неутронна звезда.

Такъв взрив на свръхнова звезда, разбира се, би се оказал фатален за живота, ако той съществува на въртяща се наблизо планета. Даже ако предположим, че живите същества на тези хипотетични планети са оцелели на стадия предсвръхнова, когато звездата е излъчвала все повече и повече енергия, то не биха преживели самото избухване. Повечето свръхнови излъчват всяка секунда милиарди пъти по-голяма енергия от Слънцето и това продължава няколко седмици или месеци. Действието на потока енергия на свръхнова звезда върху близки планети е равносилно на това те да се окажат в епицентъра на взрив на водородна бомба.

На голяма разстояние избухването на свръхнова е ефектно и безопасно зрелище. В голяма спирална галактика, подобна на нашата, избухване на свръхнова се случва един път на 50 – 100 години. В този случай астрономите виждат поява на нова звезда там, където по-рано нищо не се вижда, защото предсвръхновата обикновено притежава прекалено слаб блясък. Но блясъка на свръхнова може милиарди пъти да превишава блясъка на звездата, от която се е родила. След няколко месеца свръхновата угасва, престава да бъде най-ярката звезда в своята галактика и в края на краищата става невидима.

Запознахме се как при колапс на ядра на стари звезди избухват свръхнови. При това част от енергията на колапса (енергията, която оказва съпротивление на свиването) се изразходва за взрив, изхвърлящ вещество от ядрото. Взривът се съпровожда с излъчване, което внезапно изкривява познатите очертания на съзвездията. Преди да преминем към изучаване на остатъците от избухване на свръхнови, да разгледаме други последствия от взрива. Свръхновите са полезни и важни, защото те снабдяват космическото пространство с елементи, по-тежки от хелия. В галактика, подобна на нашата, първото поколение звезди се е формирало от вещество, родило се в началото на разширение на Вселената. Това вещество почти изцяло се е състояло от ядра на водород и хелий, електрони, неутрино и антинеутрино. Ядра, по-тежки от хелия, съставлявали по-малко от една милионна част от общото количество вещество. Очевидно първото поколение звезди е съдържало относително малко тежки елементи. Всички те са угаснали. Най-старите звезди, които днес наблюдаваме, се отнасят към т.н. население ІІ и са се образували по-късно. Тези звезди съдържат значително по-малко тежки елементи (въглерод, кислород, неон и т.н.) от звездите, подобни на нашето Слънце, които се отнасят към васеление І и съдържат 1% тежки елементи, значи са се образували още по-късно.

Вероятно значителна част от ранните звезди е имала относително големи маси, няколко пъти по-големи от тази на Слънцето. Затова тяхната еволюция бързо минавала етапа на постоянно отделяне на енергия (по-малко от няколко милиарда години) и те избухнали като свръхнови, разхвърляйки тежки елементи (от въглерод до уран) по цялата Галактика. Третото и следващите поколения звезди, към които се отнасят повечето звезди от нашата Галактика, по съдържание на тежки елементи приличат на нашето Слънце. 1% или 2% (по маса) от тези звезди са ядра, по-тежки от хелия, образували се в други звезди и разсеяни в пространството при тяхното избухване. Планетите, подобни на Земята, представляват струпване на пепел от тези изгорели звезди, при това два от най-разпространените елементи във Вселената – водород и хелий – се изпарили, а останали тежките елементи, много от които са важни за живота.

Частиците на космичните лъчи, достигащи повърхността на Земята, могат да играят важна роля в нашето съществуване. Такива частици, заедно с аналогични бързи частици, образуващи се при разпада на радиоактивните атоми (които също се явяват резултат от избухвания на свръхнови), предизвикват мутации, т.е. внезапни изменения в отделни гени от едно поколение живи същества към друго. Тези изменения лежат в основата на еволюцията , създавайки различия в способностите към възпроизводство сред индивидите от един вид. Повечето мутации намаляват индивидуалните способности зъ преживяване и възпроизводство, затова признаците, възникнали вследствие на мутации, бързо изчезват от популацията като цяло, но преживяването на индивидите отчасти е обусловено от определени мутации в техните гени. Ако космичните лъчи са способни да предизвикват мутации, то избухването на свръхнови не само доставя суровините, от които се състоят живите организми, но и обуславя изменението на вида, лежащо в основата на биологичната еволюция. Относително близко избухване на свръхнова може да увеличи потока космични лъчи, значи и скоростта на мутации и ние да се еволюционизираме по-бързо. Някои учени предполагат, че такова избухване преди 70 млн. години е довело до измиране на динозаврите, победени в борбата за съществуване от нови видове млекопитаещи.

В звездите с по-малки маси ядрата престават да се свиват след като хелият се превърне във въглерод. Тогава недрата на звездата стават толкова плътни, че принципът на Паули възпрепятства по-нататъшното свиване на електроните. Израждането на електроните съхранява звездата като цяло от свиването под действие на собствените гравитационни сили. След като външните слоеве се изпарят, ядрото на звездата става бяло джудже, което бавно и дълго угасва.

Но масата на бялото джудже не може да превишава 1,4 маси на Слънцето. Звезди с по-големи маси, остарявайки завършват своето съществуване, избухвайки като свръхнови. Избухването на свръхнови се обяснява с това, че централните области на масивните звезди не могат да станат толкова плътни, както в по-малко масивните след превръщането на хелиевите ядра въъв водородни. В тези звезди въглерода се превръща във все по-тежки ядра, продължавайки да снабдява с енергия. Но ядрата, по-тежки от желязо, не могат да се образуват при реакции с отделяне на енергия, затова ядрото на звездата колапсира. В резултат се образува малка, невероятно плътна неутронна звезда. Веществото от външните слоеве пада на неутронната звезда и се оттласква от нея с огромна скорост. В резултат на избухването за кратко време звездата става извънредно ярка. По-съществено е, че избухването на свръхнова обогатява своята галактика с тежки ядра и поражда поток от космични лъчи, т.е. ядра и електрони, движещи се със скорости, близки до скоростта на светлината. Възможно е космичните лъчи да са отговорни за някои мутации, лежащи в основата на еволюцията на живота на Земята.