Страница:
Разумеется, Сириус В – отнюдь не исключительное явление. Вскоре был обнаружен сверхплотный спутник Проциона, почти вдвое легче Солнца, а затем находки хлынули как из рога изобилия. На сегодняшний день белых карликов обнаружено достаточно много (хотя поиски этих маленьких тусклых звезд сопряжены с немалыми трудностями), и по предварительным оценкам на их долю приходится несколько процентов звезд нашей Галактики.
Несмотря на чудовищный разброс звездного населения по параметру плотности – от почти полного вакуума до величин, сравнимых с плотностью атомного ядра, массы звезд различаются не очень сильно – от 0,1 массы Солнца до 100 солнечных масс. Таким образом, самая тяжелая звезда массивнее самой легкой всего в тысячу раз. Причем следует иметь в виду, что на крайних полюсах шкалы помещается сравнительно немного звездной публики, так как масса подавляющего большинства звезд колеблется в пределах 0,2–5 солнечных масс. Масса – чрезвычайно важная характеристика, поскольку определяет не только звездный modus vivendi, но и ее печальный финал, а в известном смысле – даже посмертную судьбу звезды. Но об эволюции звезд мы в свое время поговорим отдельно.
А как звезду взвесить? Если со светимостью, показателем цвета и спектральным классом, определяющим химический состав и температуру поверхности небесного тела, мы худо-бедно разобрались, как все-таки определить его массу? Незаменимым и безотказным инструментом в подобных случаях являются уже знакомые нам двойные звезды. Дело в том, что измерить массу одиночной звезды практически невозможно. Конечно, интенсивность ее блеска и спектр могут рассказать о многом, поскольку зависят от массы, но все же хотелось бы знать эту величину наверняка. К счастью, убежденные анахореты вроде нашего Солнца встречаются сравнительно редко, так как большинство звезд предпочитают жить в дружном коллективе. Чаще всего это парные двойные системы, реже – тройные и даже четырехкратные. Создать конструкцию из трех или четырех звезд весьма нелегко, поскольку такие системы оказываются динамически неустойчивыми. Чтобы сделать их стабильными, требуется соблюсти ряд условий. Третий компонент должен обращаться вокруг тесной двойной системы по достаточно широкой орбите, никогда не приближаясь на расстояние меньше 8—10 радиусов внутренней «двойки». Он сам, в свою очередь, может быть двойной системой, и тогда две эти пары будут воспринимать друг друга как точечные объекты. В первом случае мы имеем тройную звезду, а во втором – четырехкратную. Из-за особенностей процессов звездообразования систем большей кратности в природе не существует. Двойные звезды обращаются вокруг общего центра тяжести – так называемого барицентра, поскольку каждая из них тянет одеяло на себя, «раскачивая» соседку своим гравитационным полем. Поэтому, если известны периоды обращения звезд и расстояния от них до барицентра, не составит большого труда однозначно вычислить массу каждой звезды.
Следует сказать несколько слов о плоской диаграмме «спектр – светимость» (или «температура – светимость»), потому что астрономы широко ею пользуются. Поскольку впервые диаграммы такого типа стали применять датчанин Э. Герцшпрунг и американец Г. Н. Рассел, их обычно называют диаграммами Герцшпрунга – Рассела. На горизонтальной оси этой диаграммы слева направо отложены спектральные классы от О до М, то есть в порядке убывания температуры. На вертикальной оси снизу вверх располагаются светимости, или абсолютные звездные величины, по мере их возрастания. Независимо друг от друга Герцшпрунг и Рассел обнаружили эмпирическую связь между температурой и светимостью. Как правило, звезда тем ярче, чем она горячее, хотя, конечно, бывают и исключения (вспомните красные сверхгиганты). Но в среднем эта закономерность работает совсем неплохо. Поэтому чем левее лежит спектральный класс исследуемой звезды на горизонтальной оси (следовательно, чем больше ее температура), тем выше она взбирается по вертикальной шкале абсолютных звездных величин (светимости).
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела
Таким образом, большинство звезд расположились по диагонали в виде широкой полосы, идущей от верхнего левого угла диаграммы, где лежали горячие и яркие звезды, к нижнему правому углу, населенному холодными и тусклыми красными карликами. Эту широкую диагональную ленту назвали главной последовательностью.
Звезды, лежащие на главной последовательности, располагаются не абы как, но подчиняются определенным правилам. Сразу же выявилась взаимосвязь между температурой звезды и ее радиусом, поскольку оказалось, что звезда с определенной температурой поверхности не может быть сколь угодно большой, а значит, и ее светимость тоже укладывается в некие фиксированные параметры. Кроме того, светимость связана с массой звезды. Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О-В до К – М, то массы звезд непрерывно уменьшаются. Скажем, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, тогда как у звезд класса В они не превышают 10 масс Солнца. Наше Солнце, как известно, имеет спектральный класс G2, поэтому оно будет находиться почти в середине главной последовательности, немного ближе к ее правому нижнему краю. У звезд более поздних классов массы заметно меньше солнечной; например, красные карлики спектрального класса М легче Солнца в 10 раз. Физическую причину всех этих закономерностей удалось понять только после создания теории термоядерных реакций.
Однако на главную последовательность попадает далеко не все звездное население. Красные гиганты и сверхгиганты (их традиционно принято называть красными, хотя среди них есть и желтые звезды) образуют отдельную ветвь, которая широкой полосой растет от середины главной последовательности и уходит в правый верхний угол диаграммы. Нам уже хорошо знакомы эти звезды с огромной светимостью и низкой температурой поверхности. На фоне основной массы звездного населения гигантов сравнительно немного. А в нижнем левом углу диаграммы разместились белые карлики – горячие звезды с низкой светимостью, что говорит об их очень малых размерах. Забегая немного вперед, скажем, что белые карлики представляют собой закономерный финальный этап эволюции некоторых звезд. Термоядерные реакции в их недрах давно уже не идут, и они медленно остывают. Итак, напрашивается вывод, что и красные гиганты, и белые карлики – это своего рода производственные отходы, определенная стадия эволюции звезд, покинувших главную последовательность. А поскольку вопросы жизни и смерти – одни из наиболее животрепещущих, настало время поближе познакомиться с рождением и эволюцией звезд.
По современным представлениям, звезды рождаются внутри газово-пылевых облаков, которые начинают сжиматься под действием собственных гравитационных сил. Межзвездная среда только на первый взгляд кажется ничем не заполненным пустым пространством, а в действительности она содержит значительные количества газа и пыли, которые распределяются весьма неравномерно. Больше всего газа и пыли концентрируется в галактических спиральных рукавах, и здесь же обнаруживаются так называемые ассоциации молодых звезд, что является дополнительным аргументом в пользу их рождения из газово-пылевых облаков. Помимо молекулярного водорода и атомарного гелия, такие облака содержат мелкие частицы космической пыли, сложенные более тяжелыми элементами. И хотя никому еще не удалось от начала до конца проследить все фазы формирования звезды, в самом общем виде этот процесс можно представить следующим образом.
После обособления и уплотнения фрагмента облака наступает фаза его быстрого сжатия. Плотность сгустка стремительно растет, а его прозрачность неуклонно падает, поэтому накапливающееся тепло не может его покинуть, и сгусток начинает разогреваться. Радиус такой протозвезды намного превосходит радиус Солнца, но она продолжает сжиматься, потому что давление газа и температура внутри облака не в состоянии уравновесить гравитационные силы. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, в ее недрах вспыхивают термоядерные реакции синтеза. Температура и давление продолжают расти, и наступает такой момент, когда они начинают эффективно противодействовать силам гравитационного сжатия. Протозвезда становится полноценной звездой и довольно быстро «садится» на главную последовательность.
Чтобы «пробежать» самую раннюю фазу своей эволюции, звезде требуется сравнительно немного времени. Скорость появления на свет зависит от веса младенца. Тяжелые звезды рождаются гораздо быстрее легких. Например, у нашего Солнца, по некоторым оценкам, ушло на это дело примерно 30 миллионов лет, а звезды, втрое превосходящие его по массе, выскакивают как из пушки – всего лишь за 100 тысяч лет. А вот у красных карликов, масса которых на порядок меньше солнечной, роды растягиваются на сотни миллионов лет, но зато и живут такие звезды намного дольше. Масса звезды определяет не только обстоятельства ее появления на свет и первые шаги в этом мире, но и накладывает властный отпечаток на всю ее последующую судьбу. Но сначала разберемся с процессами, протекающими в звездных недрах, которые обеспечивают новорожденной безбедное существование.
Любая звезда представляет собой саморегулирующийся ядерный реактор, обеспечивающий длительное и стабильное производство энергии. В звездных недрах набирают обороты реакции термоядерного синтеза, в ходе которых водород превращается в гелий, а тот, в свою очередь, поэтапно трансформируется во все более тяжелые элементы. Основной ядерный цикл звезды – это превращение водорода в гелий, потому что водорода в процентном отношении в ее составе больше всего. Например, наше Солнце, благополучно прожившее на белом свете около 5 миллиардов лет, содержит чуть больше 80 % водорода. Остальные 20 % приходятся на гелий и другие, более тяжелые элементы, но гелия, разумеется, несопоставимо больше. Трансформация водорода в гелий в основном осуществляется через так называемый протон-протонный цикл, а поскольку он очень медленный, то обеспечивает стабильное горение звезды на протяжении 10 миллиардов лет. В дебри физико-химических процессов, совершающихся в недрах звезд, мы не полезем, а отметим только, что время жизни звезды на главной последовательности (то есть период ее относительно спокойного существования) зависит в первую очередь от ее исходной массы. Нашему Солнцу и подобным ему звездам уготована долгая и размеренная жизнь (не меньше 5 миллиардов лет), а красные карлики проживут еще дольше.
Любая звезда представляет собой раскаленный плазменный шар (гелиевые и водородные плазмы, как выражаются астрофизики), а бушующие в ее недрах термоядерные реакции играют двоякую роль: во-первых, поддерживают на необходимом уровне давление и температуру, которые противостоят гравитационному сжатию, а во-вторых, обогащают звезду тяжелыми элементами. Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно так: на 10 тысяч атомов водорода приходится 1 тысяча атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода и 0,3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Однако накопление тяжелых элементов (а без них невозможно возникновение планет земного типа и, по всей видимости, жизни) наиболее активно происходит в массивных звездах, которые ощутимо тяжелее Солнца. Гелий в центрах таких звезд начинает превращаться в элементы углеродного цикла (углерод, кислород, азот и т. д.), а они, в свою очередь, трансформируются в еще более тяжелые элементы вплоть до железа. Наше Солнце, как известно, сравнительно небольшая звезда (желтый карлик спектрального класса G2), и расчеты показывают, что если бы оно первоначально на 100 % состояло из водорода, ему потребовалось бы не менее 20 миллиардов лет, чтобы достичь современного соотношения водорода, гелия и других элементов. Между тем солнечный «век» насчитывает не больше 5 миллиардов лет. Каким же образом Солнцу удалось столь быстро обогатиться тяжелыми элементами, если его массы для этого явно недостаточно?
Чтобы ответить на этот вопрос, нужно посмотреть, что происходит со звездами на главной последовательности. Как мы помним, находясь на главной последовательности, звезда стабильно излучает на протяжении долгого времени, и ее положение на диаграмме «спектр – светимость» не меняется. Однако расход водородного топлива, поддерживающий термоядерные реакции синтеза в недрах, неодинаков у разных звезд. Звезды, сравнимые с Солнцем по массе, живут весьма экономно, поэтому запасов водорода им хватит надолго. Красные карлики – еще большие скряги: бережно считая каждый грош, они проживут вдвое, а то и втрое-вчетверо дольше нашего Солнца. А вот массивные звезды – великие транжиры и моты: самые тяжелые из них будут находиться на главной последовательности всего лишь несколько миллионов лет. Бурная жизнь в молодые годы приводит к ранней старости.
Что же происходит со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре выгорает? Когда водородное топливо подходит к концу, ядро звезды начинает сжиматься, а его температура стремительно растет. В результате формируется очень плотная и горячая область, состоящая из гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в подобном состоянии называется вырожденным. В центральной части ядра ядерные реакции практически останавливаются, но довольно активно продолжают протекать на его периферии. Звезда начинает быстро разбухать, пухнуть как на дрожжах, а ее размеры и светимость значительно увеличиваются. Звезда сходит с главной последовательности и превращается в красный гигант с температурой поверхности около 3 тысяч градусов Кельвина.
Однако в центральных областях распухшей звезды гелий продолжает трансформироваться в углерод и кислород вплоть до самых тяжелых элементов. Что произойдет, когда гелиевое топливо тоже закончится, как водород на предыдущем этапе? Дальнейший ход событий зависит от первоначальной массы звезды. Если она была небольшой, вроде нашего Солнца, внешние слои сбрасываются, образуя планетарную туманность (разлетающееся облако газа), в центре которой загорается уже знакомый нам белый карлик – горячая звезда размером примерно с Землю и с массой порядка массы Солнца. Средняя плотность вещества белого карлика составляет 106 г/см3.
Белые карлики – весьма любопытные объекты. Представляя собой, по сути дела, мертвую звезду (термоядерные реакции давным-давно сошли на нет), они продолжают излучать, а гравитационное сжатие тем не менее не в силах преодолеть противодействующее ему высокое давление. Сразу же возникает вопрос: откуда это давление берется, если температура внутренних областей звезды сравнительно невысока (действительно так), а термоядерные реакции приказали долго жить? Во всем «виноваты» парадоксальные законы квантовой механики. Под действием гравитации вещество белого карлика уплотняется настолько, что атомные ядра буквально втискиваются внутрь электронных оболочек соседних атомов. Электроны утрачивают интимную связь со своими родными атомами и начинают свободно путешествовать в межатомных пустотах по всему пространству звезды, в то время как голые ядра образуют устойчивую жесткую систему – некое подобие кристаллической решетки. Такое состояние называется вырожденным электронным газом, и хотя белый карлик продолжает остывать, средняя скорость электронов уменьшаться не думает. По законам квантовой механики, чем ближе друг к другу находятся электроны, тем сильнее должны различаться их скорости, из чего следует, что большая часть электронов будет двигаться очень быстро. Послушаем физиков:
А как поведет себя более массивная звезда после исчерпания гелия? Если ее начальная масса была больше 8—10 солнечных масс, в центре звезды формируется луковицеобразное ядро, состоящее из тяжелых элементов, окруженных слоями из более легких. В некоторый момент такое ядро теряет устойчивость и начинает катастрофически сжиматься. Это явление принято называть гравитационным коллапсом. В зависимости от массы ядра его центральная часть либо превращается в сверхплотный объект – нейтронную звезду, либо коллапсирует «до упора», образуя черную дыру. Чудовищная гравитационная энергия, которая выделяется в ходе сжатия, срывает оболочку и внешнюю часть ядра, выбрасывая их наружу с высокой скоростью. Происходит грандиозный взрыв, сопровождающийся рождением сверхновой звезды. Нам не известны космические катаклизмы более масштабные, чем вспышки сверхновых; в течение некоторого времени такая звезда светит ярче целой галактики. Постепенно сброшенная газовая оболочка остынет и затормозится (в межзвездном пространстве много разреженного газа), а со временем сформирует газово-пылевое облако, в котором удельный вес тяжелых элементов будет весьма ощутим. Объясняется это тем, что в течение своей короткой, но бурной жизни массивная звезда успела накопить много тяжелых элементов, вплоть до железа, некоторая часть которых улетела в межзвездное пространство во время взрыва. Когда газовопылевое облако начнет конденсироваться под действием гравитационных сил, внутри него может вспыхнуть новая звезда. Подобные звезды, родившиеся на руинах прежних, принято называть звездами второго поколения, и наше Солнце, похоже, как раз относится к числу именно таких звезд.
Таким образом, в природе наблюдается некоторая преемственность: массивные звезды первого поколения гибнут, обогащая межзвездное пространство тяжелыми элементами, которые служат строительным материалом для звезд второго поколения. Все химические элементы тяжелее гелия образовались в звездных недрах в ходе термоядерного синтеза, а самые тяжелые элементы возникли при вспышках сверхновых. У Земли есть железное ядро, на которое приходится около трети ее массы, так что можно приблизительно прикинуть, какое количество железа выплюнула доисторическая сверхновая 5 миллиардов лет тому назад. Все, что нас окружает на Земле, да и сама Земля – это звездное вещество, доставшееся нам в наследство. Можно сказать, что ядерные реакции в недрах звезд – главная причина разнообразия окружающего мира. В далеком прошлом во Вселенной тяжелых элементов было гораздо меньше, чем сейчас, о чем свидетельствуют данные наблюдательной астрономии. Спектроскопические исследования показали, что звездная публика сильно различается по своему химическому составу. Например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся в галактической плоскости, в несколько десятков раз богаче тяжелыми элементами, чем звезды шаровых скоплений, лежащих около центра Галактики.
Вспышка сверхновой – очень редкое явление. За последнюю тысячу лет в нашей Галактике вспыхнуло всего три сверхновых – в 1054 году, в 1572 году и в 1604 году. Сверхновую 1572 года, вспыхнувшую в созвездии Кассиопеи, наблюдал датский астроном Тихо Браге. В период максимума своего блеска она сияла ярче Венеры. Сверхновая 1604 года уступала в яркости звезде Тихо Браге, но все же и она в максимуме блеска соперничала с Юпитером. Она зажглась в созвездии Змееносца, и ее наблюдали Иоганн Кеплер и Галилео Галилей. Что касается сверхновой 1054 года, то о ней сохранились упоминания в китайских хрониках, из которых следует, что она была видна даже днем, а в максимуме блеска многократно превосходила Венеру. Сегодня считается, что Крабовидная туманность в созвездии Тельца и находящийся в ней пульсар (быстро вращающаяся нейтронная звезда) являются остатками сверхновой 1054 года. Крабовидная туманность – облако клубящегося газа, пронизанное рваными нитями, – хоть и медленно, но вполне отчетливо расползается по небу. Казалось бы, ничего особенного, но поскольку расстояние до этой туманности превышает 4 тысячи световых лет, это означает, что скорость разлета ее газов достигает 1500 километров в секунду. Между тем скорость обычных газовых туманностей в нашей Галактике не превышает 20–30 километров в секунду. Только чудовищный по силе взрыв мог сообщить массе газа столь высокую скорость.
Крабовидная туманность как остаток сверхновой
Хотя вспышки сверхновых – явление весьма редкое, по мере совершенствования техники астрономических наблюдений их стали обнаруживать все чаще и чаще. Галактик насчитывается десятки миллиардов, и где-нибудь сверхновая обязательно вспыхнет. А поскольку в максимуме своего блеска они способны затмевать галактику, в которой зажглись, их можно увидеть на таких расстояниях, какие только доступны современным телескопам. Например, сверхновая S Андромеды, вспыхнувшая в этой галактике в 1885 году, имела абсолютную звездную величину минус 19, из чего следует, что ее светимость в течение короткого времени в 10 миллиардов раз превышала светимость Солнца. Ее даже можно было видеть невооруженным глазом как очень слабую звездочку 6-й величины, а ведь туманность Андромеды отделяют от нашей Галактики почти 2 с половиной миллиона световых лет. В наши дни в других галактиках открывают несколько десятков сверхновых в год.
Хотя все вспышки сверхновых представляют собой финальный этап жизни звезды, астрономы выделяют несколько их типов в зависимости от характера спектра и светимости. Обычно говорят о двух типах этих редких звезд. Сверхновые I типа – старые и не очень массивные звезды, вспыхивающие как в эллиптических, так и в спиральных галактиках. Мощность излучения сверхновых этого типа особенно велика. Сверхновые II типа связывают с молодыми массивными звездами, быстро «пробежавшими» свой эволюционный путь. Их обнаруживают в рукавах спиральных галактик, где продолжают идти процессы звездообразования, а в эллиптических галактиках они не вспыхивают никогда.
От сверхновых следует отличать обычные новые звезды. Они вспыхивают сравнительно часто (около 100 вспышек в год в нашей Галактике), а мощность излучения этих звезд в тысячи и десятки тысяч меньше. Все без исключения новые являются тесными двойными системами, как правило, состоящими из белого карлика и нормальной звезды. Инициатором взрыва обычно становится белый карлик, сгоревшая дотла звезда, от которой остался только пепел давно прекратившихся термоядерных реакций. Из-за близости между компонентами двойной системы вещество поверхностных слоев спутника перетекает на белый карлик, и когда его накапливается много, термоядерные реакции могут зажечься вновь. Процесс носит вспышечный характер и напоминает взрыв гигантской водородной бомбы. На протяжении нескольких часов или суток звезда достигает максимума блеска, а затем долгие месяцы или даже годы медленно угасает. Масса сброшенной оболочки всегда значительно меньше массы самой звезды, так что она не разрушается при взрыве, как сверхновая, а остается в целости и сохранности. Принято считать, что новые теряют 1/100 000 своей массы, тогда как у сверхновых I типа этот показатель колеблется в пределах от 1/10 до 9/10, а у сверхновых II типа – от 1/100 до 1/10. По прошествии определенного времени новая звезда может вспыхнуть повторно (иногда это происходит через несколько десятилетий). Сверхновые звезды повторно не зажигаются никогда.
Итак, после катастрофического взрыва массивной сверхновой остается крохотный сгусток чудовищной плотности – так называемая нейтронная звезда. Если начинка белого карлика представляет собой вырожденный электронный газ, то в нейтронной звезде свободных электронов нет. Ее масса настолько велика, что давление электронного газа не в силах противостоять нарастающему гравитационному сжатию. Образно говоря, электроны «вдавливаются» в протоны, в результате чего протоны превращаются в нейтроны. За исключением внешних слоев нейтронной звезды (коры), ее вещество состоит в основном из нейтронов и очень небольшого количества протонов и электронов. Давление в центре нейтронной звезды достигает столь больших величин, что может в несколько раз превышать плотность атомного ядра. Разумеется, атомное ядро тоже построено из протонов и нейтронов, но там на них действуют только ядерные силы, а в случае нейтронной звезды к ним добавляется тяжелейший гравитационный пресс. Можно сказать, что нейтронная звезда представляет собой сплошное атомное ядро.
Несмотря на чудовищный разброс звездного населения по параметру плотности – от почти полного вакуума до величин, сравнимых с плотностью атомного ядра, массы звезд различаются не очень сильно – от 0,1 массы Солнца до 100 солнечных масс. Таким образом, самая тяжелая звезда массивнее самой легкой всего в тысячу раз. Причем следует иметь в виду, что на крайних полюсах шкалы помещается сравнительно немного звездной публики, так как масса подавляющего большинства звезд колеблется в пределах 0,2–5 солнечных масс. Масса – чрезвычайно важная характеристика, поскольку определяет не только звездный modus vivendi, но и ее печальный финал, а в известном смысле – даже посмертную судьбу звезды. Но об эволюции звезд мы в свое время поговорим отдельно.
А как звезду взвесить? Если со светимостью, показателем цвета и спектральным классом, определяющим химический состав и температуру поверхности небесного тела, мы худо-бедно разобрались, как все-таки определить его массу? Незаменимым и безотказным инструментом в подобных случаях являются уже знакомые нам двойные звезды. Дело в том, что измерить массу одиночной звезды практически невозможно. Конечно, интенсивность ее блеска и спектр могут рассказать о многом, поскольку зависят от массы, но все же хотелось бы знать эту величину наверняка. К счастью, убежденные анахореты вроде нашего Солнца встречаются сравнительно редко, так как большинство звезд предпочитают жить в дружном коллективе. Чаще всего это парные двойные системы, реже – тройные и даже четырехкратные. Создать конструкцию из трех или четырех звезд весьма нелегко, поскольку такие системы оказываются динамически неустойчивыми. Чтобы сделать их стабильными, требуется соблюсти ряд условий. Третий компонент должен обращаться вокруг тесной двойной системы по достаточно широкой орбите, никогда не приближаясь на расстояние меньше 8—10 радиусов внутренней «двойки». Он сам, в свою очередь, может быть двойной системой, и тогда две эти пары будут воспринимать друг друга как точечные объекты. В первом случае мы имеем тройную звезду, а во втором – четырехкратную. Из-за особенностей процессов звездообразования систем большей кратности в природе не существует. Двойные звезды обращаются вокруг общего центра тяжести – так называемого барицентра, поскольку каждая из них тянет одеяло на себя, «раскачивая» соседку своим гравитационным полем. Поэтому, если известны периоды обращения звезд и расстояния от них до барицентра, не составит большого труда однозначно вычислить массу каждой звезды.
Следует сказать несколько слов о плоской диаграмме «спектр – светимость» (или «температура – светимость»), потому что астрономы широко ею пользуются. Поскольку впервые диаграммы такого типа стали применять датчанин Э. Герцшпрунг и американец Г. Н. Рассел, их обычно называют диаграммами Герцшпрунга – Рассела. На горизонтальной оси этой диаграммы слева направо отложены спектральные классы от О до М, то есть в порядке убывания температуры. На вертикальной оси снизу вверх располагаются светимости, или абсолютные звездные величины, по мере их возрастания. Независимо друг от друга Герцшпрунг и Рассел обнаружили эмпирическую связь между температурой и светимостью. Как правило, звезда тем ярче, чем она горячее, хотя, конечно, бывают и исключения (вспомните красные сверхгиганты). Но в среднем эта закономерность работает совсем неплохо. Поэтому чем левее лежит спектральный класс исследуемой звезды на горизонтальной оси (следовательно, чем больше ее температура), тем выше она взбирается по вертикальной шкале абсолютных звездных величин (светимости).
Таким образом, большинство звезд расположились по диагонали в виде широкой полосы, идущей от верхнего левого угла диаграммы, где лежали горячие и яркие звезды, к нижнему правому углу, населенному холодными и тусклыми красными карликами. Эту широкую диагональную ленту назвали главной последовательностью.
Звезды, лежащие на главной последовательности, располагаются не абы как, но подчиняются определенным правилам. Сразу же выявилась взаимосвязь между температурой звезды и ее радиусом, поскольку оказалось, что звезда с определенной температурой поверхности не может быть сколь угодно большой, а значит, и ее светимость тоже укладывается в некие фиксированные параметры. Кроме того, светимость связана с массой звезды. Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О-В до К – М, то массы звезд непрерывно уменьшаются. Скажем, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, тогда как у звезд класса В они не превышают 10 масс Солнца. Наше Солнце, как известно, имеет спектральный класс G2, поэтому оно будет находиться почти в середине главной последовательности, немного ближе к ее правому нижнему краю. У звезд более поздних классов массы заметно меньше солнечной; например, красные карлики спектрального класса М легче Солнца в 10 раз. Физическую причину всех этих закономерностей удалось понять только после создания теории термоядерных реакций.
Однако на главную последовательность попадает далеко не все звездное население. Красные гиганты и сверхгиганты (их традиционно принято называть красными, хотя среди них есть и желтые звезды) образуют отдельную ветвь, которая широкой полосой растет от середины главной последовательности и уходит в правый верхний угол диаграммы. Нам уже хорошо знакомы эти звезды с огромной светимостью и низкой температурой поверхности. На фоне основной массы звездного населения гигантов сравнительно немного. А в нижнем левом углу диаграммы разместились белые карлики – горячие звезды с низкой светимостью, что говорит об их очень малых размерах. Забегая немного вперед, скажем, что белые карлики представляют собой закономерный финальный этап эволюции некоторых звезд. Термоядерные реакции в их недрах давно уже не идут, и они медленно остывают. Итак, напрашивается вывод, что и красные гиганты, и белые карлики – это своего рода производственные отходы, определенная стадия эволюции звезд, покинувших главную последовательность. А поскольку вопросы жизни и смерти – одни из наиболее животрепещущих, настало время поближе познакомиться с рождением и эволюцией звезд.
По современным представлениям, звезды рождаются внутри газово-пылевых облаков, которые начинают сжиматься под действием собственных гравитационных сил. Межзвездная среда только на первый взгляд кажется ничем не заполненным пустым пространством, а в действительности она содержит значительные количества газа и пыли, которые распределяются весьма неравномерно. Больше всего газа и пыли концентрируется в галактических спиральных рукавах, и здесь же обнаруживаются так называемые ассоциации молодых звезд, что является дополнительным аргументом в пользу их рождения из газово-пылевых облаков. Помимо молекулярного водорода и атомарного гелия, такие облака содержат мелкие частицы космической пыли, сложенные более тяжелыми элементами. И хотя никому еще не удалось от начала до конца проследить все фазы формирования звезды, в самом общем виде этот процесс можно представить следующим образом.
После обособления и уплотнения фрагмента облака наступает фаза его быстрого сжатия. Плотность сгустка стремительно растет, а его прозрачность неуклонно падает, поэтому накапливающееся тепло не может его покинуть, и сгусток начинает разогреваться. Радиус такой протозвезды намного превосходит радиус Солнца, но она продолжает сжиматься, потому что давление газа и температура внутри облака не в состоянии уравновесить гравитационные силы. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, в ее недрах вспыхивают термоядерные реакции синтеза. Температура и давление продолжают расти, и наступает такой момент, когда они начинают эффективно противодействовать силам гравитационного сжатия. Протозвезда становится полноценной звездой и довольно быстро «садится» на главную последовательность.
Чтобы «пробежать» самую раннюю фазу своей эволюции, звезде требуется сравнительно немного времени. Скорость появления на свет зависит от веса младенца. Тяжелые звезды рождаются гораздо быстрее легких. Например, у нашего Солнца, по некоторым оценкам, ушло на это дело примерно 30 миллионов лет, а звезды, втрое превосходящие его по массе, выскакивают как из пушки – всего лишь за 100 тысяч лет. А вот у красных карликов, масса которых на порядок меньше солнечной, роды растягиваются на сотни миллионов лет, но зато и живут такие звезды намного дольше. Масса звезды определяет не только обстоятельства ее появления на свет и первые шаги в этом мире, но и накладывает властный отпечаток на всю ее последующую судьбу. Но сначала разберемся с процессами, протекающими в звездных недрах, которые обеспечивают новорожденной безбедное существование.
Любая звезда представляет собой саморегулирующийся ядерный реактор, обеспечивающий длительное и стабильное производство энергии. В звездных недрах набирают обороты реакции термоядерного синтеза, в ходе которых водород превращается в гелий, а тот, в свою очередь, поэтапно трансформируется во все более тяжелые элементы. Основной ядерный цикл звезды – это превращение водорода в гелий, потому что водорода в процентном отношении в ее составе больше всего. Например, наше Солнце, благополучно прожившее на белом свете около 5 миллиардов лет, содержит чуть больше 80 % водорода. Остальные 20 % приходятся на гелий и другие, более тяжелые элементы, но гелия, разумеется, несопоставимо больше. Трансформация водорода в гелий в основном осуществляется через так называемый протон-протонный цикл, а поскольку он очень медленный, то обеспечивает стабильное горение звезды на протяжении 10 миллиардов лет. В дебри физико-химических процессов, совершающихся в недрах звезд, мы не полезем, а отметим только, что время жизни звезды на главной последовательности (то есть период ее относительно спокойного существования) зависит в первую очередь от ее исходной массы. Нашему Солнцу и подобным ему звездам уготована долгая и размеренная жизнь (не меньше 5 миллиардов лет), а красные карлики проживут еще дольше.
Любая звезда представляет собой раскаленный плазменный шар (гелиевые и водородные плазмы, как выражаются астрофизики), а бушующие в ее недрах термоядерные реакции играют двоякую роль: во-первых, поддерживают на необходимом уровне давление и температуру, которые противостоят гравитационному сжатию, а во-вторых, обогащают звезду тяжелыми элементами. Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно так: на 10 тысяч атомов водорода приходится 1 тысяча атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, один атом углерода и 0,3 атома железа. Относительное содержание других элементов еще меньше. Однако накопление тяжелых элементов (а без них невозможно возникновение планет земного типа и, по всей видимости, жизни) наиболее активно происходит в массивных звездах, которые ощутимо тяжелее Солнца. Гелий в центрах таких звезд начинает превращаться в элементы углеродного цикла (углерод, кислород, азот и т. д.), а они, в свою очередь, трансформируются в еще более тяжелые элементы вплоть до железа. Наше Солнце, как известно, сравнительно небольшая звезда (желтый карлик спектрального класса G2), и расчеты показывают, что если бы оно первоначально на 100 % состояло из водорода, ему потребовалось бы не менее 20 миллиардов лет, чтобы достичь современного соотношения водорода, гелия и других элементов. Между тем солнечный «век» насчитывает не больше 5 миллиардов лет. Каким же образом Солнцу удалось столь быстро обогатиться тяжелыми элементами, если его массы для этого явно недостаточно?
Чтобы ответить на этот вопрос, нужно посмотреть, что происходит со звездами на главной последовательности. Как мы помним, находясь на главной последовательности, звезда стабильно излучает на протяжении долгого времени, и ее положение на диаграмме «спектр – светимость» не меняется. Однако расход водородного топлива, поддерживающий термоядерные реакции синтеза в недрах, неодинаков у разных звезд. Звезды, сравнимые с Солнцем по массе, живут весьма экономно, поэтому запасов водорода им хватит надолго. Красные карлики – еще большие скряги: бережно считая каждый грош, они проживут вдвое, а то и втрое-вчетверо дольше нашего Солнца. А вот массивные звезды – великие транжиры и моты: самые тяжелые из них будут находиться на главной последовательности всего лишь несколько миллионов лет. Бурная жизнь в молодые годы приводит к ранней старости.
Что же происходит со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре выгорает? Когда водородное топливо подходит к концу, ядро звезды начинает сжиматься, а его температура стремительно растет. В результате формируется очень плотная и горячая область, состоящая из гелия с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в подобном состоянии называется вырожденным. В центральной части ядра ядерные реакции практически останавливаются, но довольно активно продолжают протекать на его периферии. Звезда начинает быстро разбухать, пухнуть как на дрожжах, а ее размеры и светимость значительно увеличиваются. Звезда сходит с главной последовательности и превращается в красный гигант с температурой поверхности около 3 тысяч градусов Кельвина.
Однако в центральных областях распухшей звезды гелий продолжает трансформироваться в углерод и кислород вплоть до самых тяжелых элементов. Что произойдет, когда гелиевое топливо тоже закончится, как водород на предыдущем этапе? Дальнейший ход событий зависит от первоначальной массы звезды. Если она была небольшой, вроде нашего Солнца, внешние слои сбрасываются, образуя планетарную туманность (разлетающееся облако газа), в центре которой загорается уже знакомый нам белый карлик – горячая звезда размером примерно с Землю и с массой порядка массы Солнца. Средняя плотность вещества белого карлика составляет 106 г/см3.
Белые карлики – весьма любопытные объекты. Представляя собой, по сути дела, мертвую звезду (термоядерные реакции давным-давно сошли на нет), они продолжают излучать, а гравитационное сжатие тем не менее не в силах преодолеть противодействующее ему высокое давление. Сразу же возникает вопрос: откуда это давление берется, если температура внутренних областей звезды сравнительно невысока (действительно так), а термоядерные реакции приказали долго жить? Во всем «виноваты» парадоксальные законы квантовой механики. Под действием гравитации вещество белого карлика уплотняется настолько, что атомные ядра буквально втискиваются внутрь электронных оболочек соседних атомов. Электроны утрачивают интимную связь со своими родными атомами и начинают свободно путешествовать в межатомных пустотах по всему пространству звезды, в то время как голые ядра образуют устойчивую жесткую систему – некое подобие кристаллической решетки. Такое состояние называется вырожденным электронным газом, и хотя белый карлик продолжает остывать, средняя скорость электронов уменьшаться не думает. По законам квантовой механики, чем ближе друг к другу находятся электроны, тем сильнее должны различаться их скорости, из чего следует, что большая часть электронов будет двигаться очень быстро. Послушаем физиков:
Такое квантовомеханическое движение никак не связано с температурой вещества, оно создает давление, называемое давлением вырожденного электронного газа. У белых карликов именно эта сила уравновешивает силу их собственной гравитации.Таким образом, белые карлики как бы «вызревают» внутри красных гигантов и представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Это мертвые, постепенно остывающие миры, внутри которых весь водород выгорел, а ядерные реакции прекратились. Между прочим, в отдаленном будущем такая незавидная участь постигнет и наше Солнце. Как показывают расчеты, примерно через 5–6 миллиардов лет оно сожжет весь водород и превратится в красного гиганта, увеличив свою светимость в сотни раз, а радиус – в десятки. Любопытно, что подобную эволюцию нашего светила предсказал Герберт Уэллс в романе «Машина времени». Если вы, читатель, помните, его путешественник по времени увидел в далеком будущем огромное багровое Солнце в полнеба, повисшее над пустынным морем. Откровенно говоря, Уэллс немного обмишурился, поскольку распухшее Солнце должно было нагреть поверхность Земли до нескольких сотен градусов по Цельсию, так что путешествовавший во времени изжарился бы заживо вместе со своим неуклюжим агрегатом. Но не будем цепляться к классику по мелочам. На стадии красного гиганта Солнце проживет несколько сотен миллионов лет, а потом сбросит оболочку и превратится в белого карлика.
А как поведет себя более массивная звезда после исчерпания гелия? Если ее начальная масса была больше 8—10 солнечных масс, в центре звезды формируется луковицеобразное ядро, состоящее из тяжелых элементов, окруженных слоями из более легких. В некоторый момент такое ядро теряет устойчивость и начинает катастрофически сжиматься. Это явление принято называть гравитационным коллапсом. В зависимости от массы ядра его центральная часть либо превращается в сверхплотный объект – нейтронную звезду, либо коллапсирует «до упора», образуя черную дыру. Чудовищная гравитационная энергия, которая выделяется в ходе сжатия, срывает оболочку и внешнюю часть ядра, выбрасывая их наружу с высокой скоростью. Происходит грандиозный взрыв, сопровождающийся рождением сверхновой звезды. Нам не известны космические катаклизмы более масштабные, чем вспышки сверхновых; в течение некоторого времени такая звезда светит ярче целой галактики. Постепенно сброшенная газовая оболочка остынет и затормозится (в межзвездном пространстве много разреженного газа), а со временем сформирует газово-пылевое облако, в котором удельный вес тяжелых элементов будет весьма ощутим. Объясняется это тем, что в течение своей короткой, но бурной жизни массивная звезда успела накопить много тяжелых элементов, вплоть до железа, некоторая часть которых улетела в межзвездное пространство во время взрыва. Когда газовопылевое облако начнет конденсироваться под действием гравитационных сил, внутри него может вспыхнуть новая звезда. Подобные звезды, родившиеся на руинах прежних, принято называть звездами второго поколения, и наше Солнце, похоже, как раз относится к числу именно таких звезд.
Таким образом, в природе наблюдается некоторая преемственность: массивные звезды первого поколения гибнут, обогащая межзвездное пространство тяжелыми элементами, которые служат строительным материалом для звезд второго поколения. Все химические элементы тяжелее гелия образовались в звездных недрах в ходе термоядерного синтеза, а самые тяжелые элементы возникли при вспышках сверхновых. У Земли есть железное ядро, на которое приходится около трети ее массы, так что можно приблизительно прикинуть, какое количество железа выплюнула доисторическая сверхновая 5 миллиардов лет тому назад. Все, что нас окружает на Земле, да и сама Земля – это звездное вещество, доставшееся нам в наследство. Можно сказать, что ядерные реакции в недрах звезд – главная причина разнообразия окружающего мира. В далеком прошлом во Вселенной тяжелых элементов было гораздо меньше, чем сейчас, о чем свидетельствуют данные наблюдательной астрономии. Спектроскопические исследования показали, что звездная публика сильно различается по своему химическому составу. Например, горячие массивные звезды, концентрирующиеся в галактической плоскости, в несколько десятков раз богаче тяжелыми элементами, чем звезды шаровых скоплений, лежащих около центра Галактики.
Вспышка сверхновой – очень редкое явление. За последнюю тысячу лет в нашей Галактике вспыхнуло всего три сверхновых – в 1054 году, в 1572 году и в 1604 году. Сверхновую 1572 года, вспыхнувшую в созвездии Кассиопеи, наблюдал датский астроном Тихо Браге. В период максимума своего блеска она сияла ярче Венеры. Сверхновая 1604 года уступала в яркости звезде Тихо Браге, но все же и она в максимуме блеска соперничала с Юпитером. Она зажглась в созвездии Змееносца, и ее наблюдали Иоганн Кеплер и Галилео Галилей. Что касается сверхновой 1054 года, то о ней сохранились упоминания в китайских хрониках, из которых следует, что она была видна даже днем, а в максимуме блеска многократно превосходила Венеру. Сегодня считается, что Крабовидная туманность в созвездии Тельца и находящийся в ней пульсар (быстро вращающаяся нейтронная звезда) являются остатками сверхновой 1054 года. Крабовидная туманность – облако клубящегося газа, пронизанное рваными нитями, – хоть и медленно, но вполне отчетливо расползается по небу. Казалось бы, ничего особенного, но поскольку расстояние до этой туманности превышает 4 тысячи световых лет, это означает, что скорость разлета ее газов достигает 1500 километров в секунду. Между тем скорость обычных газовых туманностей в нашей Галактике не превышает 20–30 километров в секунду. Только чудовищный по силе взрыв мог сообщить массе газа столь высокую скорость.
Хотя вспышки сверхновых – явление весьма редкое, по мере совершенствования техники астрономических наблюдений их стали обнаруживать все чаще и чаще. Галактик насчитывается десятки миллиардов, и где-нибудь сверхновая обязательно вспыхнет. А поскольку в максимуме своего блеска они способны затмевать галактику, в которой зажглись, их можно увидеть на таких расстояниях, какие только доступны современным телескопам. Например, сверхновая S Андромеды, вспыхнувшая в этой галактике в 1885 году, имела абсолютную звездную величину минус 19, из чего следует, что ее светимость в течение короткого времени в 10 миллиардов раз превышала светимость Солнца. Ее даже можно было видеть невооруженным глазом как очень слабую звездочку 6-й величины, а ведь туманность Андромеды отделяют от нашей Галактики почти 2 с половиной миллиона световых лет. В наши дни в других галактиках открывают несколько десятков сверхновых в год.
Хотя все вспышки сверхновых представляют собой финальный этап жизни звезды, астрономы выделяют несколько их типов в зависимости от характера спектра и светимости. Обычно говорят о двух типах этих редких звезд. Сверхновые I типа – старые и не очень массивные звезды, вспыхивающие как в эллиптических, так и в спиральных галактиках. Мощность излучения сверхновых этого типа особенно велика. Сверхновые II типа связывают с молодыми массивными звездами, быстро «пробежавшими» свой эволюционный путь. Их обнаруживают в рукавах спиральных галактик, где продолжают идти процессы звездообразования, а в эллиптических галактиках они не вспыхивают никогда.
От сверхновых следует отличать обычные новые звезды. Они вспыхивают сравнительно часто (около 100 вспышек в год в нашей Галактике), а мощность излучения этих звезд в тысячи и десятки тысяч меньше. Все без исключения новые являются тесными двойными системами, как правило, состоящими из белого карлика и нормальной звезды. Инициатором взрыва обычно становится белый карлик, сгоревшая дотла звезда, от которой остался только пепел давно прекратившихся термоядерных реакций. Из-за близости между компонентами двойной системы вещество поверхностных слоев спутника перетекает на белый карлик, и когда его накапливается много, термоядерные реакции могут зажечься вновь. Процесс носит вспышечный характер и напоминает взрыв гигантской водородной бомбы. На протяжении нескольких часов или суток звезда достигает максимума блеска, а затем долгие месяцы или даже годы медленно угасает. Масса сброшенной оболочки всегда значительно меньше массы самой звезды, так что она не разрушается при взрыве, как сверхновая, а остается в целости и сохранности. Принято считать, что новые теряют 1/100 000 своей массы, тогда как у сверхновых I типа этот показатель колеблется в пределах от 1/10 до 9/10, а у сверхновых II типа – от 1/100 до 1/10. По прошествии определенного времени новая звезда может вспыхнуть повторно (иногда это происходит через несколько десятилетий). Сверхновые звезды повторно не зажигаются никогда.
Итак, после катастрофического взрыва массивной сверхновой остается крохотный сгусток чудовищной плотности – так называемая нейтронная звезда. Если начинка белого карлика представляет собой вырожденный электронный газ, то в нейтронной звезде свободных электронов нет. Ее масса настолько велика, что давление электронного газа не в силах противостоять нарастающему гравитационному сжатию. Образно говоря, электроны «вдавливаются» в протоны, в результате чего протоны превращаются в нейтроны. За исключением внешних слоев нейтронной звезды (коры), ее вещество состоит в основном из нейтронов и очень небольшого количества протонов и электронов. Давление в центре нейтронной звезды достигает столь больших величин, что может в несколько раз превышать плотность атомного ядра. Разумеется, атомное ядро тоже построено из протонов и нейтронов, но там на них действуют только ядерные силы, а в случае нейтронной звезды к ним добавляется тяжелейший гравитационный пресс. Можно сказать, что нейтронная звезда представляет собой сплошное атомное ядро.