О том, как рождаются, умирают и эволюционируют звезды, мы знаем не так уж мало. Я попробую широкими мазками изобразить картину, которая открылась ученым, изучающим жизненный цикл звезд, путь их развития. И начну с напоминания о том, что мы живем сравнительно недалеко от одной из звезд ― Солнца. Каждый может себе представить: вы находитесь на открытом месте, светит солнце, вы чувствуете жар, на солнечный диск невозможно смотреть, слепит. И ведь это с расстояния 150 миллионов километров! Какая энергия для этого нужна! Как она рождается? На самом Солнце не написано, сколько ему лет. Чтобы узнать возраст, мы должны разобраться в том, как Солнце и другие звезды устроены, что является источником их энергии, к чему приводит истощение этих источников, и тогда будет более или менее ясно, как звезды рождаются и умирают. Но сделать это оказалось не так просто.

Этапы в изучении звезд

Я бы назвал 4 ступени в нашем познании природы звезд. Поднимаясь на каждую последующую, мы значительно лучше начинали понимать, что такое звезда. Первая ступень — это, конечно, определение расстояний до звезд. Впервые расстояния до нескольких ярких звезд были измерены в середине XIX века, и только тогда стало окончательно ясно, о чем раньше лишь догадывались, что звезды — это тела такой же природы, как и наше Солнце. Это был первый шаг. Когда мы знаем расстояние, мы можем по приходящей к нам энергии узнать, какую энергию реально излучает та или иная звезда, какова мощность ее излучения, или, как говорят астрономы, ее светимость.

Рекомендуем по этой теме:
8834
Акмеизм
Эта первая ступень довольно быстро сменилась второй. Уже во второй половине XIX века появилась возможность узнать, из каких элементов, из какого вещества звезды состоят и какова температура их поверхности. Такую возможность дало использование спектрального анализа. Был создан спектроскоп, потом спектрограф — прибор, который позволяет свет звезды разложить по длинам волн и сфотографировать полученный спектр. Спектр показал газовый состав звезд. Изучая спектральные линии, можно понять, что за вещество излучает свет. Но стоит отметить, что ни на Солнце, ни на других звездах не было обнаружено ни одного химического элемента, который не удалось бы найти на Земле. Мир един в своей сущности, и химические элементы имеют ту же самую природу, где бы они ни находились, на Земле или на звездах. Правда, оценить количественно относительное содержание элементов было значительно труднее, но здесь помогла недавно созданная фундаментальная физическая теория — квантовая механика. Она дала возможность понять, как устроен микромир элементарных частиц, как рождают и поглощают свет атомы. С ее помощью можно было, изучая спектр звезд, получить полное представление о звездном веществе. И вот здесь выяснилась совершенно неожиданная вещь. Еще в 20-х годах ХХ века было принято считать, что Солнце, как и другие звезды, состоит в основном из паров железа. И этот вывод, казалось бы, наблюдения подтверждали, потому что в спектрах звезд и Солнца очень много линий железа, значительно больше, чем линий других элементов. Но когда физики смогли связать особенности спектров с количественным содержанием различных элементов, то выяснилось, что железа на Солнце мало, просто спектральных линий много, но количество вещества ничтожно. Оказалось, что основная масса у Солнца и у других звезд приходится всего лишь на два элемента, на самые легкие газы — водород и гелий. Это, напомню, была вторая ступень познания звезд. А третья ступень — это создание теоретических моделей, описывающих строение стационарной звезды. Чем звезды отличаются от других тел, от тех же планет или от любых твердых тел? Любое тело, с которым мы имеем дело в обычной жизни, имеет определенную форму и размер, а одна и та же звезда может иметь разный размер, менять его в течение жизни. Это объясняется тем, что звезды состоят из горячего газа, где атомы слабо связаны между собой, и в зависимости от того, какая энергия выделяется в недрах звезды, она будет иметь больший или меньший размер. При этом температура и светимость тоже меняются. То есть одна и та же звезда может выглядеть абсолютно по-разному в разные периоды жизни.

Следующая, четвертая ступень — это представление об источниках энергии и о том, что происходит, когда они понемногу иссякают. Звезды могут очень долго светить, долго излучать свет, оставаясь горячими, потому что внутри звезд, в самом центре «вмонтирован» термоядерный реактор. «Вмонтирован» в кавычках, поскольку стало очевидно, что при том строении звезд, которое, как выяснилось, они имеют, неизбежно возникновение природного термоядерного реактора. Термоядерный реактор — это область, где происходит слияние атомов легких химических элементов с образованием более тяжелых элементов. В абсолютном большинстве случаев та термоядерная реакция, которая происходит и греет звезду изнутри, — это реакция превращения водорода в гелий, самого легкого газа в газ, который идет следующим по атомному весу в периодической таблице Менделеева. Эта наиболее эффективная из всех термоядерных реакций. К сожалению, на Земле мы освоили ее только в примитивном, грубом виде — в форме термоядерной бомбы. Но в звездах ситуация совсем другая, они не взрываются, поскольку вся эта область, где выделяется энергия, удерживается от разлета гигантским весом вышележащих слоев звезды.

Звезды — очень массивные тела, и они, благодаря спокойно происходящим термоядерным реакциям, могут жить очень долго. Возьмем Солнце. Мы не знаем точно, когда оно родилось, можем только теоретически это оценить. Но известно, что жизнь на Земле в виде примитивных организмов существовала как минимум три миллиарда лет назад. Значит, три миллиарда лет назад Солнце должно было светить так же ярко или примерно так же ярко, как и сейчас. В течение этого гигантского промежутка времени Солнце продолжало изливать потоки тепла, потоки энергии в окружающее пространство, причем потоки немалые. Из-за того, что Солнце излучает свет, его масса уменьшается на 4 миллиона тонн ежесекундно. Все эти миллиарды лет каждую секунду Солнце теряло несколько миллионов тонн. На первый взгляд кажется, что Солнце из-за этого скоро изойдет полностью. Но на самом деле оно настолько массивно, что для него такая потеря массы даже в течение всей жизни совершенно незначительна.

Рождение звезд

Когда было исследовано большое количество звезд, оказалось, что среди них многие излучают в тысячи раз больше энергии, чем Солнце, и поэтому физически не могут жить миллиарды лет. Получается, должен быть процесс, который приводит к рождению звезд в эпохи, сравнительно близкие к нашему времени. Было очень важным заключение о том, что есть звезды, которые имеют сравнительно небольшой возраст. А это значит, что образование звездного мира еще не завершилось, и нужно найти то вещество, из которого звезды рождаются. Какие же звезды мы относим к сравнительно молодым? Это прежде всего звезды очень большой массы и очень высокой светимости, то есть те, которые излучают энергии во много раз больше, чем Солнце. Именно они не могут соперничать с Солнцем по возрасту, так как столь интенсивно теряют энергию, что в состоянии существовать только сравнительно короткое время по астрономическим масштабам. Самые короткоживущие, а значит, недавно возникшие звезды — это прежде всего гигантские горячие звезды голубоватого цвета, их называют «голубые сверхгиганты». Они не распределены по всему пространству беспорядочно, а, как правило, наблюдаются группами, мы их называем молодыми звездными скоплениями. Значит, рядом с ними и надо искать вещество, из которого звезды могут рождаться. Из самых общих соображений было очевидно, что звезды должны формироваться путем сгущения предшествующего более разреженного вещества. Эта идея высказывалась еще Исааком Ньютоном, но экспериментального подтверждения она очень долгое время не имела. Здесь надо напомнить, что, помимо звезд, с помощью телескопов можно увидеть на небе еще отдельные светящиеся облачка межзвездного газа. Часто они действительно наблюдаются в областях, где есть голубые сверхгиганты. Можно было предположить, что это и есть то вещество, которое потом рождает звезды. Однако эта идея не проходит, потому что эти облачка горячие и, скорее всего, сами появились в результате деятельности звезд. Нужно было найти холодный газ, но ни в какие оптические телескопы его излучение нельзя запечатлеть. На помощь пришла радиоастрономия во второй половине ХХ века. Радиоволны, идущие к нам из космоса, несут много информации, в том числе и о том веществе, которое никакими оптическими телескопами заметить невозможно. С помощью радионаблюдений было обнаружено, что в космосе, в нашей галактике, в пространстве между звездами находится очень большое количество атомарного водорода, то есть газа, состоящего из отдельных атомов водорода. Физические условия в облаках атомарного газа уже приближаются к тем, какие требуются для того, чтобы происходила конденсация газа в звезды. Тем не менее его плотность оказалась все же слишком мала для этого.

Рекомендуем по этой теме:
5524
Рождение звезд

Гамма-лучи и невидимая материя

Теоретические расчеты показывали, что для того, чтобы облака под своей тяжестью могли сжаться и распасться на звезды, нужно вещество более плотное либо (а лучше и) более холодное, чем атомарный водород. Но в течение долгого времени оно оставалось неизвестным.

В 60-х годах ХХ века были созданы космические обсерватории с небольшими инструментами, которые могли принимать гамма-излучение, приходящее из космоса. Гамма-излучение — это жесткое излучение, которое связано с очень высокоэнергичными процессами. Выяснилось, что слабые потоки гамма-лучей приходят на Землю с различных направлений. Гамма-телескопы выявили общее гамма-свечение неба, которое рождается в межзвездной среде. Оно возникает в результате того, что атомы межзвездного газа сталкиваются с очень быстрыми заряженными частицами, с протонами космических лучей. Но в некоторых направлениях на небе этот фон оказался ярче ожидаемого, потому что ему не соответствовала повышенная плотность наблюдаемого атомарного газа. Это привело к предположению о том, что здесь гамма-лучи выдают нам существование невидимой материи, реагирующей на космические лучи, которая не видна ни в какие телескопы. Удалось доказать, что это и есть та самая газовая среда, из которой рождаются звезды. Газ этот представляет собой в основном водород, но уже не в атомарном, а в молекулярном состоянии. Молекула водорода — это два атома водорода, связанные между собой. Такой газ практически не излучает ни в оптическом, ни в радиодиапазоне. Только по косвенным признакам можно было заподозрить, что его на самом деле в пространстве очень много. Лишь через какое-то время научились этот газ наблюдать непосредственно благодаря тому, что молекулярному водороду сопутствуют другие молекулы, в частности молекулы СО, состоящие из атомов углерода и кислорода. Эти соединения вполне можно обнаружить радиометодами, так как они излучают на некоторых фиксированных радиочастотах миллиметрового диапазона. А поскольку мы знаем, как количество углерода и кислорода соотносится с количеством водорода, не составляет большого труда пересчитать массу СО на массу невидимого молекулярного водорода. Сейчас мы неплохо знаем, как молекулярный водород распределен в пространстве, сколько его, а главное, подтвердилось, что температура молекулярных облаков очень низкая (обычно минус 230-250 градусов по Цельсию), а плотность сравнительно высокая. Эти два условия делают физически возможным гравитационное сжатие вещества, которое, начавшись, будет продолжаться до тех пор, пока газ не уплотнится до состояния звезды и ярко не засветится. Процесс сжатия газа в звезду достаточно медленный, он может занимать сотни тысяч и миллионы лет. Представьте себе, насколько должно уплотниться вещество, чтобы из разреженного межзвездного газа образовалась звезда. Это все равно, что взять, скажем, шар размером в 100 километров, а потом его сжать и втянуть в маленький шарик размером с копеечную монету. Приблизительно такой масштаб изменения плотности имеет место при превращении межзвездной среды в звезду. Но тем не менее эта схема оказалась правильной, об этом можно судить хотя бы по тому, что самые молодые звезды практически всегда наблюдаются в облаках молекулярного газа.

Эволюция звезд

Таким образом, звезды продолжают появляться и сейчас. Рождающиеся звезды сильно различаются по массе. Масса — это самая главная характеристика звезды. Разная масса означает и разный жизненный путь, разный путь эволюции. Просто проследить, как меняется со временем звезда, невозможно. Но, сравнивая звезды разной массы и разного возраста, удалось понять, как происходит развитие звезд. Конечно, для того, чтобы эта картина была физически обоснованной, количественно рассчитанной, требуется использование физических моделей, которые базируются прежде всего на знании физики газов, гидродинамики, физики термоядерных реакций и теории взаимодействия вещества с излучением. Теперь мы знаем, в принципе, что происходит со звездой в процессе ее долгой жизни. Чтобы это проиллюстрировать, можно опять вернуться к Солнцу. Солнце имеет возраст около 5 миллиардов лет. За это время оно изменилось очень мало, главное, что оно оставалось желтым горячим шаром с температурой поверхностных слоев около 6 тысяч градусов. В недрах Солнца, как и в недрах большинства других звезд сходной массы, температура достигает 15 миллионов градусов. Это является тем условием, при котором возможна термоядерная реакция в недрах звезд. Но, раз идет реакция, значит, должно расходоваться топливо и накапливаться продукт реакции. Количество водорода, который превращается в гелий, должно постепенно уменьшаться, а количество гелия расти. В общем-то, ничего вечного не бывает, и рано или поздно запасы энергии подойдут к концу, солнечная батарейка закончится так же, как и в других звездах закончатся свои батарейки. Когда это будет? Можно сказать, что реально еще запасов водорода в недрах нашей звезды хватит на то, чтобы поддерживать ее примерно в таком же состоянии, как сейчас, около 5 миллиардов лет. То есть Солнце — это звезда, скажем, среднего возраста: 5 миллиардов лет назад образовалась и еще 5 миллиардов лет просуществует, а если и будет меняться, то мало.

Рекомендуем по этой теме:
10653
Эволюция нейтронных звезд

Будущее Солнца

Пока в недрах Солнца еще остается много водорода, оно мало меняется по светимости и по температуре, но со временем запасы ядерного топлива уменьшаются. И когда в солнечном термоядерном ядре водорода останется мало и реакция превращения водорода в гелий начнет затухать, то ядро уже не сможет сопротивляться гигантскому давлению со стороны внешних слоев звезды. Силы гравитации стремятся сжать звезду, и, естественно, большое давление приводит к тому, что ядро сожмется и станет очень плотным. А реакция превращения водорода в гелий при этом переместится в прилегающий слой за пределами ядра и будет протекать в так называемом слоевом источнике, где еще много водорода, а температура достаточно высока, то есть больше 10-12 миллионов градусов. Появление слоевого источника и затухание термоядерной реакции в ядре приводит к очень большим и важным последствиям — звезда в целом начинает раздуваться. Оболочка ее увеличивается в размерах, звезда становится очень большой, а мощность излучения возрастает, несмотря на то что температура поверхностных слоев падает: например, от 6 тысяч градусов до 4 или до 3 тысяч градусов. Такая звезда будет уже совершенно непохожей на Солнце. Если бы можно было дожить до этого времени, то мы бы увидели, как Солнце медленно раздувается, увеличивается в размерах и превращается в гигантский жаркий диск на небе, и это будет конец Земли как той планеты, которая подарила нам жизнь. Хотя Земля как каменистый шар, безусловно, останется, но уже без воды и без атмосферы. И такие звезды, красноватого цвета, которые в десятки и сотни раз больше обычных звезд вроде Солнца, действительно наблюдаются, они называются красными гигантами. Очень многие звезды уже прошли эту стадию, то есть успели постареть раньше, чем постарело Солнце.

Рекомендуем по этой теме:
3843
FAQ: Гелиосейсмология

Красные гиганты и белые карлики

Именно по красным гигантам мы смогли проверить правильность описанной эволюционной картины. Красный гигант, то есть звезда с массой примерно как у Солнца, но гигантского размера, существует еще довольно долго. Самое интересное в дальнейшей эволюции звезды будет связано именно со сжимающимся ядром внутри него. Это ядро когда-то было большим по размеру, содержало много водорода, который превратился в гелий, поэтому оно стало гелиевым. В процессе сжатия его температура может существенно подняться, достичь примерно 100 миллионов градусов, и тогда вспыхнет термоядерная реакция другого типа — превращение гелия в углерод. То есть звезда опять получит источник энергии. А в наиболее массивных звездах углерод со временем успеет перейти в более тяжелые элементы. На определенном этапе внешние слои раздувшейся звезды уже будут не в состоянии удержаться, и звезда начнет терять свой газ. А компактное ядро, уже состоящее не из водорода и гелия, а в основном из гелия или углерода, сформируется как горячий, маленький и очень плотный газовый шар. Можно сказать, что внутри раздувшейся звезды вызревает компактный объект. Как, скажем, из гусеницы рождается бабочка, так и в недрах звезды с массой Солнца должна образоваться необычная звезда с фантастической плотностью. Рано или поздно водородная оболочка разлетится. Такие расширяющиеся газовые образования мы видим в разных областях неба, они называются планетарными туманностями. А вот то, что останется от Солнца, бывшее ядро Солнца, будет представлять собой так называемую вырожденную звезду, горячий «белый карлик». Мы наблюдаем такие звезды в большом количестве. Белые карлики — это совершенно необычные звезды с размером, скорее характерном для планет (тысячи км). Хотя они остаются газовыми, но этот газ сжат чудовищно, так, что литр газа белого карлика может иметь массу в тысячи килограмм.

Рекомендуем по этой теме:
16076
Жизнь звезды

Свойства белых карликов настолько фантастичны, что сначала существовало большое сомнение в том, что такие звезды могут вообще существовать. Но измерения подтвердили, что они именно такие, как предсказывает теория. Мощное гравитационное поле белых карликов иногда приводит к очень любопытным эффектам. Когда они образуют пару с обычной звездой, то могут на определенном этапе эволюции этой звезды оттягивать на себя ее вещество, и если оно в достаточном количестве падает и накапливается на поверхности белого карлика, то это может привести к очень мощному термоядерному взрыву упавшего газа. Такие взрывы изредка наблюдаются, они получили название взрывов «новых звезд». Они довольно редко бывают видны на небе невооруженным глазом, может быть, раз в 5-10 лет, хотя с помощью телескопов наблюдаются ежегодно. Однако большинство белых карликов ведет себя абсолютно спокойно. Со временем белый карлик будет только остывать, потому что никаких внутренних источников энергии у него уже нет, тепло не выделяется.

Нейтронные звезды и черные дыры

Звезды, массивнее Солнца, могут иметь еще более любопытную судьбу. У них также в недрах вызревает очень плотное ядро, но если масса звезды очень большая, то сжатие ядра не останавливается на стадии белого карлика. Оно теряет устойчивость, что приводит к взрыву звезды (взрыв сверхновой). Ядро с массой в полтора-два раза большей, чем масса ядра Солнца, остается целым, превратившись в крошечный компактный шар, радиусом всего около 10 километров. И если вещество белого карлика обладает фантастическими свойствами, то еще более фантастичны эти маленькие сверхплотные ядра, возникающие у особенно массивных звезд. Они получили название «нейтронных звезд», потому что из-за невероятно высокой плотности и сверхвысокого давления в них происходит так называемая нейтронизация вещества, и в результате большая часть массы оказывается состоящей совсем не из атомов, а из электронейтральных элементарных частиц — нейтронов. И только очень тонкий внешний слой звезды может содержать обычные ядра обычных атомов, причем образуют они не газ, а твердую и очень горячую кристаллическую решетку. То есть у такой звезды может быть твердая поверхность. Нейтронные звезды имеют колоссальную, ни с чем не сравнимую плотность, поэтому их гравитационное поле невероятно сильное. Если можно было бы чисто гипотетически на поверхность нейтронной звезды уронить какое-нибудь легкое тело, скажем, один грамм массы с высоты всего один метр, то, падая на поверхность звезды, оно успеет разогнаться до скорости более 100 тысяч километров в секунду и при ударе произведет взрыв, эквивалентный взрыву мощной атомной бомбы. Нейтронные звезды — это очень любопытные тела. Быстро вращающиеся нейтронные звезды при некоторых условиях могут непрерывно излучать короткие радиоимпульсы. Такое импульсное излучение действительно было обнаружено, и его источники были названы «пульсарами». Собственно, это было первым открытием нейтронных звезд, вернее, одной из их разновидностей.

Рекомендуем по этой теме:
15214
FAQ: Недра нейтронных звезд

Но нейтронные звезды еще не самые удивительные объекты. Если масса ядра стареющей звезды в три и более раз выше, чем масса Солнца, а это бывает у самых массивных звезд, то даже на стадии нейтронных звезд сжатие ядра не заканчивается, и взрыв звезды завершается образованием черной дыры. Так называют объект, сила гравитации которого настолько велика, что она препятствует какому-либо излучению. Вблизи черной дыры меняются свойства пространства и времени, а гравитационное поле достигает самых больших значений, которые только позволяют законы природы.

Материал подготовлен на основе радиопередачи на радио РСН.