Эволюция звезд. 2

Тема: «Эволюция звезд»

СОДЕРЖАНИЕ

Введение

Развитие науки привело к  тому, что зародилось учение о том, что звезды – это далекие солнца. Но природа и этих далеких солнц  и нашего более близкого светила  была не известной. Сократ сказал: «все это навсегда останется тайной для  смертного и самим богам жалко  смотреть на старания человека разгадать  то, что они навсегда скрыли от человека…». Через две тысячи лет то же твердил  и французский философ Огюст  Конт: «мы ничего не можем узнать о звездах. Кроме того, что они  существуют. Даже их температура навсегда останется неизвестной…». Но наука, как и наш мир, развивается  и через сто лет все изменилось…

За последние сто лет, несмотря на пессимистические прогнозы Конта, удалось выяснить основные проблемы, что касаются природы звезд и  физики процессов, которые происходят в их недрах. Астрономы шаг за шагом, постепенно, вторгаются в ту область, которая за Сократом навсегда должна быть тайной для смертного.

Атмосферы звезд состоят из газов, содержащих атомы самых различных элементов, а иногда и молекулярные соединения. На некоторых звездах имеются условия для формирования даже твердых частиц пыли.

Звезда — динамическая, направленным образом изменяющаяся плазменная система. В ходе жизни  звезды ее химический состав и распределение  химических элементов значительно  изменяются. На поздних стадиях развития звездное вещество переходит в состояние  вырожденного газа (в котором квантово-механическое влияние частиц друг на друга существенным образом сказывается на его физических свойствах — давлении, теплоемкости и др.), а иногда и нейтронного  вещества (пульсары — нейтронные звезды, барстеры — источники рентгеновского излучения и др.).

Звезды – это огромные шары из гелия и водорода, а также  других газов. Гравитация тянет эти вещи внутрь, а давление раскаленного газа выталкивает их наружу, создавая равновесие. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом.

Целью работы стало рассмотрение тех физических процессов, которые являются источниками энергии звезд, а так же рассмотрение процессов термоядерного синтеза и их видов, которые  проходят в недрах звезд на разных этапах ее развития. Для решения данной цели в работе были поставлены следующие задачи: - рассмотреть процессы термоядерного синтеза в звездах; - познакомиться с рождением звезд из газопылевых облаков межзвездной среды; рассмотреть так называемые звездные «останки»: белых карликов, нейтронные звезды, черные дыры.

С эволюцией звезд связано  образование химических элементов  в природе. Поэтому изучение звезд на сегодняшний день очень актуально. Звезды представляют интерес не только как объекты, являющиеся важным элементом структуры Вселенной, но и как определенное звено всей эволюции материи: большинство атомов, из которых построен окружающий нас мир, включая и нас самих, когда-то возникли в звездах или хотя бы один раз побывали в их недрах.

Все это говорит о том, что в звездах происходит необходимый  и важный этап эволюции вещества во Вселенной, предшествующий развитию многих других форм материи, включая и высшие.

Звезды вечны с точки  зрения человека, но они не вечны  с точки зрения самих звезд. Звезды рождаются и стареют, время жизни  человека мизерно по сравнению с  временем жизни самой звезды. Но при помощи математического аппарата и наблюдений вселенной астрономы  смогли рассчитать модели развития звезд  в зависимости от ее массы, радиуса  и т.п. Жизненный путь звезд,  представляет собой законченный цикл – рождение, рост, период относительно спокойной активности, агония, смерть, напоминающий жизненный путь отдельного организма. В некоторых случаях можно говорить об оставленном звездами «потомстве», о последовательных поколениях звезд. Путь этот не гладок. Он естественным образом разбивается на стадии и подстадии, часто не менее резко разграниченные, чем этапы, переживаемые животным или человеком в течение жизни.

Рождение звезд  из газопылевых облаков межзвездной  среды

В начале XX века в астрономии было сделано выдающееся открытие, суть которого состояла в том, что  межзвездное пространство отнюдь не является абсолютной пустотой, как  это молчаливо предполагалось еще  со времен Ньютона. Удалось установить, что межзвездное пространство заполнено  газом очень малой плотности. В 1972 году 90 сантиметровый телескоп специального спутника «Коперник» принес новую информацию о составе межзвездной среды. Там удалось обнаружить углерод, кислород, магний, кремний, серу, марганец и другие элементы. Было также установлено, что химический состав облаков существенно отличается от солнечного. Разумеется, в межзвездных облаках был обнаружен и самый обильный элемент Вселенной - водород. Причем очень важно, что водород может присутствовать в форме нейтрального атома (HI) и в ионизированной форме (НИ). Отношение ионизированного и нейтрального водорода в различных облаках колеблется от нескольких десятых до значений менее чем 10 7.

В межзвездной среде есть еще один важный компонент - межзвездная пыль. Давно в Млечном Пути известны получившие название «угольных мешков» области, которые сильно поглощают излучение звезд, причем поглощающая материя распределена в Галактике весьма неравномерно.

Звезды являются самыми распространенными  объектами Вселенной, в них сосредоточено до 97 % видимого вещества. Именно в звездах находится тот «плавильный котел», в котором создаются химические элементы.

Первые звезды начали образовываться после того, как произошла рекомбинация ядер водорода и гелия с электронами и вещество «отделилось» от излучения. Поэтому исходным материалом, из которого рождались первые звезды, была смесь газов водорода и гелия в соотношении 70% : 30%. В процессе эволюции звезд, в их недрах синтезировались все более тяжелые химические элементы, а при взрывах звезд эти элементы рассеивались в космическом пространстве. Так образовались гигантские газопылевые облака, заполняющие межзвездную среду и состоящие из различных газов, в первую очередь, конечно, из водорода и гелия, а также из атомов других элементов и твердых микроскопических частиц силикатов, графитов и т.п.

Такие облака могут находиться в равновесии, когда гравитационные силы, стремящиеся сжать вещество этих облаков, в точности уравновешиваются давлением газопылевой смеси. Однако при достаточно больших плотностях может начаться самопроизвольное сжатие (гравитационная конденсация) облаков, условием которого является отрицательный знак их полной энергии W. Эта энергия складывается из отрицательной гравитационной энергии

Wg = - G M2 / r                                                       (1)

и положительной тепловой энергии:

Wт = (М /µ) RT ,                                                     (2)

где М - масса облака, µ - молекулярная масса вещества, Т - температура, r - радиус, R - универсальная газовая постоянная, G – гравитационная постоянная.

 Приравняв абсолютные  значения (1) и (2), получим критическое значение радиуса облака r _кр, такое что при r < r _кр облако начнет сжиматься под действием собственной гравитации

r = µGM/RT

Легко убедиться, что «обычные»  облака межзвездного газа с массой порядка массы нашего Солнца и радиусом порядка одного парсека не будут сжиматься собственной гравитацией, в то время как газо-пылевые комплексы с массами, превышающими массу Солнца в десятки тысяч раз, и радиусами порядка десятков парсек будут сжиматься (при Т ~ 50 К).

Первоначально такое сжатие не приводит к увеличению температуры облака (изотермическое сжатие), так как на начальной, самой важной стадии сжатия имеет место достаточно эффективное охлаждение среды: высвобождающаяся энергия гравитации идет на возбуждение атомов водорода, которые затем излучают кванты инфракрасного диапазона, уходящие в космическое пространство. При увеличении плотности облака оно становится непрозрачным для излучения, и с этого момента начинается повышение температуры внутренних областей (адиабатическое сжатие). Это уже не облако, а протозвезда.

В конце концов температур а в недрах протозвезды достигает порога термоядерных реакций синтеза. За счет этого температура звезды становится достаточно большой, чтобы соответствующее давление газа уравновесило силу гравитации и сжатие на какое-то время прекратилось.

С этого момента начинается «жизнь» звезды.

Жизнь звезд и  процессы термоядерного синтеза  в их недрах

Звезды - это раскаленные  газовые шары, которые «цементируются» силой всемирного тяготения. Если бы не было этой силы, газ бы рассеялся в космическом пространстве. Причем это рассеяние произошло бы достаточно быстро (несколько суток!). С другой стороны, если бы на газ, образующий звезду, действовала только сила гравитации, то звезда катастрофически сжалась бы за несколько минут!

Таким образом, имеет место  точнейшее равновесие между гравитацией и давлением (на самом деле - между гравитацией и электромагнитными силами, не позволяющими молекулам вещества«сливаться» друг с другом). Многие миллионы и миллиарды лет длится эта титаническая «борьба» между силами гравитации и давлением, в процессе которой в «топку» звезды поступают все новые и новые порции ядерного горючего.

Высокая светимость звезд, поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении  в них огромных количеств энергии. Современная физика указывает на два возможных источника энергии  — гравитационное сжатие, приводящее к выделению гравитационной энергии, и термоядерные реакции, в результате которых из ядер легких элементов  синтезируются ядра более тяжелых  элементов и выделяется большое  количество энергии.

Понимание того, что в  недрах звезд могут протекать  реакции термоядерного синтеза, пришло не сразу. Более того, вплоть до 20-х годов XX века физики категорически отрицали такую возможность, считая, что звезды недостаточно горячи для того, чтобы протоны могли сливаться друг с другом, образуя ядра гелия. Действительно, чтобы подойти друг к другу на «ядерное» расстояние rn ~ 10-15 м, где начинают действовать мощные ядерные силы притяжения между нуклонами, протоны должны преодолеть кулоновское отталкивание, а для этого им нужно иметь достаточно большую скорость. Чтобы наглядно представить себе эту ситуацию, воспользуемся аналогией с шариком, который стремится преодолеть горку и упасть в ямку (рис. 1). Горка качественно воспроизводит потенциальную энергию кулоновского отталкивания, а ямка - потенциальную энергию ядерных сил притяжения. Очевидно, что преодолеть горку шарик может только в том случае, если его скорость позволит ему подняться на вершину горки. Рис. 1 Туннельный эффект

Приравняем потенциальную  энергию взаимодействия двух протонов

W_e = e² / 4πε₀r_n,                                                        (3)

где e = 1,6 10-19 Кл - заряд протона,

ε₀ = 8,85 10-12 Ф/м – диэлектрическая постоянная,

и среднюю кинетическую энергию  их теплового движения

W_т = kТ/2,                                                                    (4)

где Т - температура, k = 1,38 10-23Дж/К - постоянная Больцмана.

Тогда легко получить значение пороговой температуры термоядерного синтеза

Т_пор = e²/2πε₀kr_n ~ 1010 K (!)                                (5)

В то же время было известно, что температура в центральных областях Солнца и других типичных звезд на начальной стадии эволюции составляет всего несколько десятков миллионов градусов, т.е. в сотни раз меньше. Кроме того, совершенно фантастически выглядело одновременное столкновение четырех протонов и двух электронов, из которых образуется ядро гелия ⁴He₂.

Загадка об источнике энергии  звезд была решена в 1929 году Р.Аткинсом и Ф.Хоутермансом, которые воспользовались идеей Г. Гамова о туннелировании микрочастиц через потенциальный барьер. Этот специфический квантовый эффект заключается в том, что преодолеть потенциальный барьер (горку на рис. 1) микрочастица может, не обязательно имея достаточно большую скорость, т.е. не обязательно забираясь на самую вершину горки. Обладая волновыми свойствами, микрочастица может как-бы просочиться через барьер с вероятностью, которая тем больше, чем тоньше и ниже этот барьер (горка).

Таким образом, туннельный эффект является той причиной, которая обусловливает  слияние протонов в ядра гелия  при температурах, значительно меньших  классического порога термоядерных реакций.

Однако вопрос о том, каким  образом происходит эта реакция, был решен только спустя почти десять лет, когда в 1938 году Г. Бете и другие ученые открыли циклы термоядерных превращений, являющихся источниками энергии звезд.

Насколько сложны эти циклы, можно представить,рассмотрев самый  простой из них - так называемый протон-протонныйцикл (рис.2).

Цикл начинается с таких  столкновений между парами протонов (рис. 2,а), в результате которых образуется ядро тяжелого водорода – дейтерия ²D₁

 (рис. 2,б). При этом вылетает позитрон и нейтрино. Даже в условиях звездных недр, где температуры достигают нескольких десятков миллионов градусов, подобные столкновения случаются очень редко. Это связано с тем, что, во-первых, не все протоны имеют достаточно большую скорость даже для того, чтобы «просочиться» через потенциальный барьер, обусловленный кулоновским отталкиванием. Во-вторых, необходимо, чтобы за время столкновения, а оно составляет всего ~ 10-21с, один из двух протонов превратился в нейтрон, испустив позитрон и нейтрино. Если все это учесть, то окажется, что два протона имеют шанс превратиться в дейтерий один раз за несколько десятков миллиардов лет (!). Но так как самих протонов в недрах звезд тоже достаточно много, то такие реакции в нужном количестве будут иметь место.

Рис. 2 Протон-протонный цикл

Образовавшееся ядро дейтерия «жадно», всего лишь за несколько секунд, хватает какой-либо близко пролетающий протон (рис. 2,б) и превращается в ядро изотопа гелия ³Не₂. Эти ядра гелия тоже достаточно редко (один раз в миллион лет) соединяются с себе подобными (рис. 2,в), образуя обычное ядро гелия ⁴Не₂ и два протона (рис. 2,г). И опять следует иметь в виду, что самих ядер ³Не₂ достаточно много, так что в каждом объеме реакция идет весьма бурно, выделяя огромную энергию.

Реакции протон-протонного цикла с образованием гелия протекают относительно медленно и спокойно, при этом температура в центре звезды плавно возрастает. Например, у нашего Солнца этот период продолжается уже 4,6 млрд лет, а запасов водорода у него должно хватить еще на 10 млрд лет. После выгорания водородного топлива звезде становится нечем поддерживать высокую температуру, а значит она на какое-то время теряет способность сопротивляться гравитационному сжатию. Это сжатие приводит к тому, что температура в центральной области звезды, состоящей теперь преимущественно из ядер гелия и свободных электронов, повышается до ~ 100 млн градусов. При такой температуре ядра гелия обладают столь высокой энергией, что при столкновении теперь уже они могут сближаться до расстояний, при которых происходят сильные взаимодействия. При слиянии ядер гелия возникают прежде всего ядра углерода ¹²С₆, при этом высвобождается энергия, которая поддерживает температуру звезды. Когда запасы гелия также полностью исчерпаются, звезда вновь сжимается под действием гравитационных сил, центральные области нагреваются до еще более высокой температуры, и из ядер углерода, а также оставшихся ядер гелия возникают более тяжелые элементы. Последовательное «сжигание» легких ядер и рост температуры центральной области звезды продолжается и далее (рис.3) - пока не возникают стабильные ядра.

 К их числу, в частности, принадлежат ядра железа. Когда термоядерные превращения доходят до железа, реактор останавливается, ведь при слиянии ядер, более тяжелых чем железо, энергия уже не выделяется, а поглощается.

В действительности, эволюция звезды сопровождается всякого рода катастрофическими взрывами, выбросами вещества в космическое пространство. При этом возникают столь большие давления, что ядра химических элементов вдавливаются друг в друга. Именно так образуются ядра элементов тяжелее железа, которыми обогащается межзвездное пространство. Предполагается, что вещество нашей Галактики уже прошло по меньшей мере одну или две переплавки в недрах каких-то звезд.

Звездные «останки»: белые карлики, нейтронные звезды,

черные дыры

Пока звезда живет, в ней происходят термоядерные реакции превращения  легких элементов в тяжелые. В  начале водород превращается в гелий  – это самая длительная стадия, и наше Солнце находится именно на этом этапе своего жизненного пути. Затем, если звезда достаточно массивна, превращения продолжаются: гелий  – в углерод, потом образуются азот и кислород, и так дальше – до железа. В конце этого  длинного пути остается «огарок» –  компактный объект, физика которого сложнее  и интереснее жизни звезды, а некоторые  типы источников, связанных с такими объектами, просто поражают воображение.

Остатки звезд – белые карлики, нейтронные звезды и черные дыры. Хотя все они – конечные стадии звездной эволюции, разница между ними очень  велика.

Белые карлики образуются из не очень массивных звезд. Наше Солнце со временем превратится именно в белый карлик. Астрономы обнаружили белые карлики еще в XIX веке, но лишь в первой половине XX века, с развитием квантовой механики, теоретикам удалось объяснить их природу.

Нейтронные звезды, напротив, вначале были предсказаны, и лишь затем открыты в реальном космосе, причем совершенно неожиданно для наблюдателей. Эти компактные объекты образуются из более массивных и крупных звезд, но оказываются значительно меньше и экзотичнее белых карликов. Не исключено, что часть объектов этого типа состоит из т.н. «странного вещества».

Наконец, самые массивные звезды могут на исходе жизни порождать черные дыры. Строго говоря, черные дыры еще не открыты, но у астрономов мало сомнений в том, что десятки надежных «кандидатов» в черные дыры на самом деле являются этими удивительными объектами.

Белые карлики – компактные звездообразные остатки эволюции маломассивных звезд. Для этих объектов характерны массы, сравнимые с массой Солнца, размеры, сравнимые с Землей и плотности порядка 106 г/см3. А почему собственно «белые карлики»? Вторая половина этого термина – «карлики» – связана с малым размером объектов (малым по сравнению с типичным размером нормальных звезд), а «белые» – потому что таким был цвет первых открытых объектов этого типа, вызванный их высокой температурой.

Белые карлики, а также нейтронные звезды и черные дыры звездных масс относят к так называемым компактным объектам. Все они являются остатками  эволюции звезд различной массы, но сами они звездами в строгом  смысле этого слова уже не являются, т. к. в их недрах не протекают термоядерные реакции, типичные для этих небесных тел. Для описания природы этих объектов требуется квантовая механика и  теория относительности. Именно поэтому  открытые «слишком рано» – в середине XIX века – белые карлики оставались объектами непонятной природы почти 100 лет, до 1920-х годов, пока не были открыты  основные законы квантовой механики.  

Первый белый карлик был открыт «на кончике пера» в 1844 г. Фридрихом  Бесселем при изучении движения ярчайшей звезды ночного неба – Сириуса. Оказалось, что траектория движения Сириуса  на небе не прямая, звезда периодически отклоняется от своего среднего положения. Такое движение легко объяснить, если предположить, что Сириус (который  теперь называется Сириусом А) входит в двойную систему, т.е. «недалеко» от него существует звезда-соседка, названная  Сириусом В, и оба светила обращаются вокруг общего центра масс. Центр масс двойной системы движется по прямой, а каждая из звезд описывает на небе волнообразную линию. Предсказанную  теорией слабую звездочку Сириус В впервые непосредственно увидели  в телескоп только в 1862 г.

С точки зрения физиков, нейтронные звезды – это самые интересные астрономические объекты: тут и сильное гравитационное поле, и сверхсильные магнитные поля, и сверхтекучесть, и сверхпроводимость, и сверхвысокие плотности, присущие лишь экзотическим формам вещества.

История открытия нейтронных звезд (радиопульсаров) драматична сама по себе, т. к. считается, что основной автор открытия, английский радиоастроном Джоселин Белл (Susan Jocelyn Bell Burnell), была несправедливо обделена Нобелевским комитетом, вручившим в 1974 г. премию её научному руководителю Энтони Хьюишу (Antony Hewish) и одновременно, за метод апертурного синтеза, – Мартину Райлу (Martin Ryle).

После второй мировой войны в  Англии бурно развивалась радиоастрономия. Связано это было, в первую очередь, с развитием радиолокации во время  войны. Англичане преуспели в  создании и развитии радиолокационной техники (к примеру, именно радиолокационные разработки служили предметом «обмена» на ядерные секреты, полученные в  США, в рамках совместных военно-научных  проектов). После войны в распоряжении англичан оказалось достаточно много  радиотехники и, что очень важно, много высококлассных специалистов, занимавшихся ее приложением для  военных целей. Теперь они могли  перейти к более мирным занятиям (у нас в стране многие участники  военных разработок, в первую очередь  ядерного оружия, позднее также занялись астрофизическими проблемами; самые  известные среди них – Я. Б. Зельдович и А. Д. Сахаров). 

Джоселин Белл проводила наблюдения космических источников радиоизлучения на волне 3,68 м, изучая их мерцания, вызванные  прохождением сигнала сквозь неоднородную околосолнечную плазму (т. е. наблюдения должны были проходить днем!). Характерное  время мерцаний – доли секунды. Мисс Белл использовала самую совершенную  аппаратуру для изучения быстрой  переменности радиоисточников. Кроме  того, имевшийся в её распоряжении кембриджский радиотелескоп был  одним из лучших. Его размеры превосходили километр, хотя стоимость была невысока, и строился он в значительной мере усилиями студентов и аспирантов. Кроме того, стоит отметить, что  это были не разовые наблюдения, а практически обзор всего  неба. (Получается, что для того, чтобы  сделать «случайное» открытие, необходимо было проводить длительные наблюдения на одном из лучших инструментов своего времени, да еще, как мы увидим далее, нужно было проявить незаурядную настойчивость и прозорливость).

24-летняя Джоселин проявила замечательную  интуицию, и не выключала самописец,  регистрировавший данные, на ночь (хотя никаких мерцаний на околосолнечной  плазме не должно было быть  зарегистрировано). Однажды, разбирая  ночные записи, она обнаружила  «помеху». Несмотря на первоначальное  убеждение коллег в земном  происхождении «помехи», Джоселин  продолжила наблюдения, и выяснилось, что помеха появляется каждые 23 часа 56 минут, т. е. с периодом  вращения Земли относительно  звезд; значит, источник «помех»  находится на небе.

Строгая периодичность сигнала (с  периодом чуть более 1 секунды) и указания на малые, планетные размеры источника, навела исследователей на мысль об искусственной природе радиоизлучения. Поэтому они обозначили новый  источник как LGM-1 (Little Green Men), засекретили  свои исследования и добровольно, на несколько месяцев, отказались от публикации сенсационных результатов.

Черные дыры – одни из самых загадочных и, одновременно, самых простых объектов во Вселенной. Открытие черных дыр шло в несколько этапов: впервые их, чисто формально, как тела, для которых вторая космическая скорость больше скорости света, предсказали в конце XVIII века Джон Мичелл (Англия) и Пьер Симон Лаплас (Франция). В 1916 г., практически сразу после того, как Эйнштейн создал общую теорию относительности, Карл Шварцшильд нашел решение уравнений Эйнштейна для «точечного» сферически симметричного тела – это было второе открытие черных дыр. Предложенное им решение было стационарным, оно описывало черную дыру, существующую вечно, при этом процесс образования черных дыр из обычных тел оставался совершенно неясным. В 1939 г. американские физики Роберт Оппенгеймер и Хартланд Снайдер рассчитали коллапс облака пыли  до его превращения в черную дыру. Это было третье открытие черных дыр. Само название «черная дыра» появилось в 1968 г. Его ввел в своей популярной статье знаменитый физик Джон Арчибальд Уилер (США), и оно мгновенно прижилось, заменив собой использовавшиеся до этого термины «коллапсар» и «застывшая звезда».

Все перечисленные открытия сделаны  в теории, а на практике дело обстоит  несколько сложнее. Астрономы с 99-процентной уверенностью говорят о том, что  черные дыры уже реально обнаружены в космосе, но малая толика сомнений остается, и Нобелевская премия за открытие черных дыр еще не вручена.

Астрофизики очень легко могут  доказать, что какой-то объект не является черной дырой. Например, если при аккреции, падении вещества на компактный объект под действием сил тяготения, наблюдаются периодические рентгеновские импульсы, то это рентгеновский пульсар – нейтронная звезд с сильным магнитным полем, но если таких импульсов нет, то это может быть как черная дыра, так и нейтронная звезда (без сильного поля). Практически все методы обнаружения черных дыр в двойных системах страдают следующим недостатком: при некоторых условиях нейтронные звезды могут выглядеть практически так же, как черные дыры. Если от рентгеновского источника в двойной системе наблюдаются непериодические рентгеновские вспышки, то это рентгеновский барстер – нейтронная звезда со слабым магнитным полем, а вспышки происходят из-за падения на поверхность звезды сгустков вещества или из-за термоядерных вспышек в копящемся на ее поверхности веществе. И опять таки, если подобные рентгеновские вспышки отсутствуют, то объект может быть либо черной дырой, либо нейтронной звездой.

Определение массы таких объектов является главным методом обнаружения  черных дыр. Массы компактных объектов ограничены сверху: у белых карликов они не могут превышать чандрасекаровский  предел – около 1,4 массы Солнца; эта  величина зависит от состава вещества, но массивные белые карлики имеют  примерно одинаковый состав, соответствующий  именно такой предельной массе. А  массы нейтронных звезд не могут  превышать предел Оппенгеймера–Волкова, значение которого лежит в интервале от 2 до 3 солнечных масс (более точной границы пока определить не удалось). Таким образом, если мы обнаружим компактный объект с массой больше чем 3 солнечных, то это может быть только черная дыра.

Еще в 1971 г. была оценена масса компактного  объекта в одном из наиболее ярких  рентгеновских источников Cyg X-1. Это  было сделано именно для двойной  системы, т.к. в них масса звезд  может быть определена с помощью  закона всемирного тяготения. Если мы, пользуясь наблюдениями, сможем измерить орбитальные параметры такой  системы звезд, то получим ограничения  на массу – движение звезд происходит под действием их гравитации, определяемой только их массами.

Масса невидимого объекта в Cyg X-1 оказалась  больше чем 3 массы Солнца. Обычная  звезда с такой массой просто не вместилась бы в систему Cyg X-1. Значит, сделали вывод ученые, это –  черная дыра. Однако точность измерения  массы компактного объекта была не слишком велика, кроме того, появились  и другие объяснения причины существования  столь «тяжелой» системы. Невидимый  компонент Cyg X-1 назвали лишь «кандидатом  в черные дыры». Сегодня известно уже более 20 подобных кандидатов, Cyg X-1 переместился с первого места  в этом списке на одно из последних.

Заключение

Звезды — наиболее распространенные из наблюдаемых объектов Вселенной. Только в нашей Галактике их более 200 млрд. В наблюдаемой части Вселенной число звезд приблизительно равно 10 000 000 000 000 000 000 000, то есть 10 миллиардов триллионов.

Звезды эволюционируют, и  их эволюция необратима, так как  все в природе находится в состоянии беспрерывного изменения. Внешние характеристики звезды меняются в течение всей ее жизни. Грандиозные неравновесные процессы происходят в пульсирующих звездах — цефеидах. В недрах звезд происходят мощные термоядерные процессы, обеспечивающие выделение огромного количества энергии. В конечные этапы жизни звезд в них возникают некие упорядоченные состояния. В нейтронных звездах и белых карликах вещество переходит в новые квантовые состояния, которые ограничивают энергетические потери.