Глава 8. Жизненный путь звезды

Итак, образовались атомы и молекулы, остыл вселенский пыл Большого взрыва, пронеслись «темные» века Вселенной, и вихревые облака молекулярного водорода озарил свет первой звезды… Сразу же оговоримся, что самое начало жизни звезд и их происхождение составляет одну из самых трудных астрономических задач космогонии (науки о происхождении небесных тел), до сих пор не имеющей однозначного решения. Так, большой сенсацией для астрономов стал анализ наблюдений, показавший, что первые звезды зажглись намного раньше, чем предполагалось, спустя всего лишь 200 млн лет после рождения Вселенной. Эти научные данные подтвердили не только теорию Большого взрыва, но и новые взгляды на состав нашей Вселенной.

Как это ни странно, первая попытка дать ответ на вопрос, из чего образуются звезды, была сделана еще до изобретения телескопа, 400 лет тому назад! Совершил ее знаменитый астроном эпохи Возрождения Тихо Браге после наблюдения вспышки сверхновой. Он считал, что появление новой звезды связано с внезапным сгущением туманной материи, рассеянной по всему Млечному Пути.

Во многом проницательный Тихо Браге оказался прав: звезды новых поколений образуются в облаках молекулярного водорода, богатых другими молекулами и космической пылью.

Но как возникают облака?

В межзвездном газе возникают плотные и холодные сгустки, окруженные разреженной и более нагретой средой. Давление среды, в которую они погружены, не дает этим облакам раствориться в межзвездных просторах. Их может разрушить лишь интенсивное звездообразование.

Физическое состояние космической среды определяется в первую очередь процессами нагрева и охлаждения. Нагрев осуществляется разнообразными космическими лучами и электромагнитным излучением, наподобие того как происходит в СВЧ-печках. Вблизи горячих ярких звезд источником нагрева межзвездного газа может служить и излучение звезд. Охлаждение обязано главным образом столкновениям атомов и молекул друг с другом. При столкновениях происходит возбуждение атомов и молекул за счет энергии их движения, а возвращаясь в исходное состояние они излучают полученную ими энергию в виде фотонов, понижая температуру окружающей среды. Так тепловая энергия частиц превращается в излучение. Но охлаждается космическая среда из газа и пыли быстрее, ведь нагрев производится посторонними частицами – космическими лучами или фотонами, а охлаждение требует парного столкновения самих частиц газа друг с другом. Поэтому в единичном процессе нагрева участвует одна частица газа, а в единичном акте охлаждения – две.

Итак, согласно теоретическому сценарию, гигантское молекулярное облако проходит стадию конденсации с образованием многих сгустков или протозвезд. Протозвезды несколько плотнее сжатого слоя, из которого они конденсируются, но все же гораздо более разрежены и протяженны, чем образующиеся из них звезды. Каким же образом протозвезда уменьшается до типичных звездных размеров? Эту фазу рождения звезды наблюдать трудно, поскольку пыль образует вокруг звездного эмбриона оболочку, которая практически непрозрачна для видимого излучения.

Плотный фрагмент молекулярного облака, в котором еще не достигнуты температуры, необходимые для начала термоядерных реакций, т. е. превращения облака в звезду, называется в звездной космогонии протозвездой. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции, сжатие прекращается, и протозвезда становится звездой. В среднем в Галактике ежегодно рождаются десятки звезд с массой Солнца.

Молекулярные облака – это своеобразные фабрики по производству звезд. Диапазон масс только что произведенных простирается от сотых долей до сотни масс Солнца, причем маленькие звезды появляются значительно чаще. Примерно половина звезд рождается одиночными; остальные образуют двойные, тройные и, гораздо реже, более сложные системы. (Представьте себе, что на Земле исчезла ночь, а на небосклоне с разной скоростью в течение нескольких суток проплывают семь солнц! Правда, из-за перепадов температур в таких звездных системах зарождение жизни крайне маловероятно.)

Конечно, процесс рождения звезды длится миллионы лет, это таинство скрыто от нас в недрах темных облаков, поэтому процесс практически недоступен прямому наблюдению в обычный телескоп. Астрофизики исследуют рождение звезд в основном с помощью радиотелескопов, а также рентгеновских и инфракрасных инструментов. Недалеко то время, когда на вооружение астрономов поступят нейтринные и гравитационные детекторы, ну а сейчас им чаще всего приходится строить теоретические модели, применяя методы компьютерного моделирования.

Недавно у ученых появились прямые наблюдательные данные об удивительных волнах звездообразования, распространяющихся в больших молекулярных облаках. Это поразительное явление чем-то напоминает мерцание частиц планктона в южных морях, возникающее под воздействием волн от плывущей лодки.

Превращение протозвезды в звезду сопровождается существенными изменениями в окружающей ее среде. Это связано прежде всего с влиянием на среду излучения звезды, которое становится более коротковолновым. По мере прогрева поверхности звезды цвет испускаемого ею излучения меняется от красного к голубому, в излучении появляются и фотоны ультрафиолетовой части спектра.

Но что породило первые яркие звезды, с которых началась «цепная реакция» звездообразования? Несомненно, это связано с каким-то внешним воздействием на молекулярное облако. Может быть, на него налетело соседнее молекулярное облако – ведь облака хаотически движутся друг относительно друга в диске Галактики. Возникают две ударные волны, которые распространяются в разные стороны от поверхности соприкосновения облаков, в каждом из них формируется слой уплотненного газа, способный стать зародышем звезды. Правда, расчет показывает, что вероятность таких столкновений не очень велика, вряд ли можно ожидать во всей Галактике более одного столкновения за каждые 10 млн лет. Для наблюдаемого темпа звездообразования в молекулярных облаках этого явно недостаточно.

Другая возможность активации звездообразования связана с взрывами звезд на поздних этапах их эволюции. При таком явлении оболочка звезды, а то и весь ее материал, выбрасывается с большой скоростью, что создает в окружающей среде взрывную ударную волну. Если это произошло не очень далеко от соседнего молекулярного облака, то в этом облаке вполне может возникнуть достаточно значительное уплотнение, чтобы «поджечь запал» процесса звездообразования.

Наконец, ударные волны в молекулярных облаках могут возникнуть благодаря «галактическому прибою». Дело в том, что многие галактики напоминают детские волчки: вращение их дисков превращает возмущения газа и пыли в своеобразные спиральные волны. Эти волны «накатываются» на холодный газ облаков со скоростью большей скорости звука в газе, что и порождает ударный эффект «сверхзвукового хлопка». Мы слышим эти хлопки, когда реактивные самолеты преодолевают звуковой барьер. Причем энергия такого звукового удара может быть весьма значительна и на малой высоте способна разбивать окна и даже переворачивать автомобили.

В позапрошлом веке в астрономии произошла своеобразная научная революция. Ученые стали сходить с накатанного пути классической астрономии, их перестали интересовать ответы на вопросы типа «где это, как и куда оно движется?» на рельсы астрофизики с вопросами «что это и как оно устроено». Одной из первоочередных задач на этом пути стала задача хотя бы внешнего упорядочивания классификации наблюдаемых во Вселенной звезд. Это и привело к независимому созданию двумя астрофизиками диаграммы, которую сегодня принято в их честь называть диаграммой Герцшпрунга – Рассела (или, сокращенно, «диаграммы ГР», см. цветную вклейку).

Любой звезде на диаграмме Герцшпрунга – Рассела обязательно найдется свое место. «Нормальные» звезды, включая Солнце, расположены в пределах диагональной ветви главной последовательности (место Солнца в главной последовательности вы можете определить по его спектральному бело-желтому цвету). Над главной последовательностью находятся ветви гигантов и сверхгигантов; под ней – ветвь белых карликов. По диаграмме можно проследить и эволюцию звезд. В частности, Солнце представлено в своем нынешнем положении, а пунктиром отмечены его предыстория и дальнейшая судьба.

Звезды бывают множества типов. Есть звезды, диаметр которых в десятки раз превышает диаметр Солнца, и есть звезды размером всего лишь с большой земной город. Есть звезды настолько горячие, что основной цвет в спектре их излучения – фиолетовый, и есть настолько «холодные», что даже темно-красный свет в их спектре выражен крайне тускло.

Диаграмма ГР представляет собой график, на котором по вертикальной оси отсчитывается светимость (интенсивность светового излучения) звезд, а по горизонтальной – наблюдаемая температура их поверхностей. Оба этих количественных показателя поддаются экспериментальному измерению при условии, что известно расстояние от Земли до соответствующей звезды. Смысл диаграммы ГР заключается в том, чтобы нанести на нее как можно больше экспериментально наблюдаемых звезд (каждая из которых представлена соответствующей точкой) и по их расположению определить некие закономерности их распределения по соотношению спектра и светимости.

Отдельно – правее и выше – расположена группа звезд с очень высокой светимостью, не пропорциональной их температуре, которая относительно низка, это так называемые красные звезды-гиганты и сверхгиганты. Условно говоря, они светят, но не греют. Ниже и левее главной последовательности расположены карлики – группа относительно мелких и холодных звезд. Еще раз отметим, что подавляющее большинство звезд относится к главной последовательности, и энергия в них образуется путем термоядерного синтеза гелия из водорода.

Три последовательности на диаграмме ГР строго соответствуют трем этапам жизненного цикла звезд. Например, в левом нижнем углу диаграммы мы видим белых карликов. Это очень горячие звезды – но очень мелкие, размером, обычно, не больше нашей Земли. Поэтому, излучая в космос относительно немного энергии, они, по причине весьма незначительной (на фоне других звезд) площади их поверхностной оболочки, светятся в достаточно ярком спектре, поскольку она оказывается достаточно высокотемпературной.

Распределение ГР носит не случайный характер: по соотношению спектра со светимостью звезды делятся на три астрофизические «последовательности». Из верхнего левого угла в правый нижний тянется так называемая главная последовательность. К ней относится, в частности, и наше Солнце. В верхней части главной последовательности расположены самые яркие и горячие звезды, а справа внизу – самые тусклые и, как следствие, долго живущие.

Вообще, по диаграмме ГР можно проследить весь жизненный путь звезды. Сначала звезда главной последовательности, подобная Солнцу, конденсируется из газо-пылевого облака и уплотняется до создания давлений и температур, необходимых для разжигания первичной реакции термоядерного синтеза. При этом она, соответственно, появляется где-то в основной последовательности диаграммы ГР. Пока звезда горит (запасы водорода не исчерпаны), она так и остается, как Солнце, в основной последовательности, практически не смещаясь. После того как запасы водорода исчерпаны, звезда сначала перегревается и раздувается до размеров красного гиганта или сверхгиганта, отправляясь в правый верхний угол диаграммы, а затем остывает и сжимается до размеров белого карлика, оказываясь слева внизу.

Хотя по человеческой шкале времени звезды и кажутся вечными, они, подобно всему сущему в природе, рождаются, живут и умирают. Согласно общепринятой гипотезе звездообразования, оно происходит в результате гравитационного сжатия межзвездного газопылевого облака. По мере уплотнения такого облака сначала образуется протозвезда, температура в ее центре неуклонно растет, пока не достигает критического предела.

В последующем возможны два сценария развития событий: концентрация материи в больших структурах с последующим формированием в них звезд или формирование звезд с последующим объединением их в большие структуры.

Пока еще неизвестно, какой из них был реализован и что в действительности являлось источником энергии для первых источников света, осветивших Вселенную, – звезды с их термоядерным синтезом или излучение, вызванное падением материи на черные дыры.

Черные дыры могут играть важную роль на начальной стадии формирования галактик, собирая материю вместе посредством своей мощной гравитации. Новые открытия супермассивных черных дыр в центрах трех ближайших эллиптических галактик только прибавляют в этом уверенности.

Такая связь, естественно вызывает вопрос и о том, что появилось сначала – галактика или черная дыра, хотя последние данные в большей степени указывают на то, что именно черные дыры формируют вокруг себя галактики. Стало быть, есть надежда: спор по поводу того, что появилось раньше – «курица» (галактика) или «яйцо» (массивная черная дыра), по всей видимости, будет разрешен уже в обозримом будущем.

Рано или поздно, однако, любая звезда израсходует весь пригодный для сжигания в своей термоядерной топке водород. Что дальше? Это также зависит от массы звезды. Солнце (и все звезды, не превышающие его по массе более чем в восемь раз) заканчивают жизнь весьма банально. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх – и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться.

Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях непосредственно вокруг ядра звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает, наконец, в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий – своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза – вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, – один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии жизни расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но поскольку теперь эта энергия излучается через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса – на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала термоядерной реакции следующего уровня. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены следующим силовым барьером. В его роли выступает давление электронного газа. Электроны, до этой стадии игравшие роль безработных статистов в эволюции звезды, на определенной стадии сжатия оказываются лишенными «жизненного пространства» и начинают «сопротивляться» дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Состояние звезды стабилизируется, она превращается в вырожденного белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

Срок жизни звезды и то, во что она превращается в конце пути, полностью определяется ее массой. Звезды с массой больше солнечной живут гораздо меньше Солнца, а время жизни самых массивных звезд – всего миллионы лет. Для подавляющего большинства звезд время жизни – около 15 млрд лет. После того как звезда исчерпает источники энергии, она начинает остывать и сжиматься. Конечным продуктом эволюции звезд являются компактные массивные объекты, плотность которых во много раз больше, чем у обычных звезд.

Подобно земной бабочке, жизнь белого карлика начинается с того, что он сбрасывает с себя кокон, под которым была скрыта сущность. Продолжая эту аналогию, можно сказать, что наше Солнце – это своеобразная гусеница, а когда оно сбросит с себя кокон газовой оболочки, это будет великолепнейшее зрелище! Когда-нибудь наше Солнце тоже превратится в «бабочку белого карлика», но это случится не раньше, чем через 5 млрд лет.

С одной стороны, общая картина рождения и жизни звезд ясна, поскольку в радио– и инфракрасном диапазонах исследовано большое число протозвезд на разных стадиях процесса рождения. С другой – образование звезды происходит достаточно быстро, и некоторые наиболее короткие этапы этого процесса, к сожалению, не представляется возможным наблюдать. Кроме того, пыль (звезда ведь не рождается из ничего) мешает рассмотреть многие важные детали. Поэтому изучение звездообразования является одним из основных приоритетов в мировой астрономии, и многие крупные проекты (включая космические) нацелены на исследование именно этого процесса.

Любопытно, что в составе земных живых организмов и человека много кислорода, азота и углерода. И все эти элементы когда-то побывали внутри ядерных топок звезд, а потом, будучи выброшенными в межзвездное пространство, образовали пылегазовые облака.