Звезды и их эволюция

Самым крупным достижением астрофизики является создание теории внутреннего строения и эволюции звезд. Ее базой стала квантовая механика, с помощью которой удалось расшифровать звездные спектры, рассказавшие нам, что звезды в основном состоят из водорода (на три четверти по массе) и гелия (примерно на одну четверть) с небольшой примесью других химических элементов, составляющей в сумме не более 2 % массы звезды. Спектры позволили узнать и температуру поверхности звезд, которая у большинства из них лежит в пределах от 3000 до 30 000 К, причем звезд с относительно низкой температурой намного больше, чем горячих светил. Наше Солнце – вполне заурядное светило: имея температуру 5800 К, оно скорее теплое, чем горячее. Удивительное совпадение: при такой температуре поверхности основной поток энергии Солнца как раз попадает в окно прозрачности земной атмосферы. Наше светило и атмосфера нашей планеты как будто бы созданы друг для друга.

Звезды – это гигантские шары из почти полностью ионизованного газа, т. е. из плазмы. Звезды намного массивнее планет. Например, масса нашего Солнца 1 M_⊙ = 2∙10³⁰ кг, что в 333 000 раз больше массы Земли. Сила собственного тяготения стремится их сжать, но ей сопротивляется сила внутреннего давления, вызванного высокой температурой и плотностью вещества звезды. Тот факт, что большинство звезд поддерживают себя в неизменном, стационарном состоянии, позволил астрофизикам на основе хорошо известных законов гравитации и поведения газа создать стройную картину внутреннего строения звезд. В целом она хорошо описывает взаимосвязь между внешними характеристиками звезд – их массой, температурой поверхности и светимостью, т. е. мощностью излучения.

Для проверки наших представлений о внутреннем строении звезд было бы неплохо заглянуть в их недра. Но звезды непрозрачны для всех видов излучения. Однако способ заглянуть в глубины звезд все же нашелся: туда проникают и оттуда выходят на поверхность звуковые волны. Подобно тому как геофизики научились звуковыми (сейсмическими) волнами просвечивать недра Земли, анализируя колебания ее поверхности, вызванные землетрясениями или специальными взрывами, астрофизики делают это со звездами. Конечно, звуковые колебания в недрах нормальных звезд рождаются не от взрывов и «звездотрясений», а из-за постоянного бурления-кипения вещества звезды, нагреваемого снизу его горячим ядром. (Вспомните, как громко бурлит закипающий чайник.) Правда, пока этот метод надежно работает лишь в отношении Солнца, и поэтому называется он гелиосейсмологией. С его помощью астрофизики изучают внутреннее строение Солнца на основе измерения колебаний солнечной поверхности. Но постепенно встает на ноги и астросейсмология – изучение внутренней структуры звезд на основе акустических колебаний их поверхности. Заметить наземными телескопами эти колебания довольно сложно, но на помощь приходят телескопы космические, которым не мешает земная атмосфера.

Вторым важным достижением звездной астрофизики стало выяснение источников энергии звезд. Этих источников два – гравитационное сжатие и термоядерные реакции. Действуют они попеременно: в эпоху формирования звезды, а также в процессе ее смерти работает гравитационное сжатие; но на основном, длительном этапе жизни звезды ее излучение поддерживают термоядерные реакции. Они вступают в действие, когда в процессе первичного сжатия звезды в ее недрах достигаются необходимые для этого условия, прежде всего – температура в несколько миллионов градусов.

Чем массивнее звезда, тем сильнее сжимает она недра своим весом, тем выше нужны температура и давление, чтобы этому сжатию противостоять. Но с ростом температуры стремительно возрастает интенсивность термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Эти реакции потому и называют термоядерными, что необходимые для их протекания столкновения ядер водорода – протонов – друг с другом стимулируются высокой температурой. Поэтому чем массивнее звезда, тем ярче она светит и тем горячее ее поверхность. Астроному, наблюдающему звезду со стороны, доступны две ее характеристики – мощность излучения (светимость) и температура поверхности. При массовом изучении звезд место каждой из них отмечают точкой на плоскости, где по вертикальной координате отложена светимость звезды, а по горизонтальной – температура поверхности. А поскольку температура прямо влияет на вид спектра, астрономы обычно вместо температуры используют именно его под названием «спектральный класс».

Яркие и горячие – это самые массивные звезды, в десятки раз превышающие по массе наше Солнце, а тусклые и холодные – это самые мелкие звезды, которые в несколько раз легче Солнца. На специальной диаграмме Герцшпрунга – Рассела их расположение называют «главной последовательностью», поскольку в ней сосредоточено 90 % всех наблюдаемых звезд. Их так много потому, что здесь проходит основной период их жизни, связанный с превращением водорода в гелий. А поскольку водорода в звезде изначально много, этот период занимает 90 % времени жизни звезды. Типичной звездой главной последовательности является наше Солнце.

Наблюдаемое положение звезд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, от самых массивных светил (50–100 M_⊙) до самых легких (0,08 M_⊙), отлично согласуется с теоретическими расчетами. Для большинства звезд главной последовательности выполняется соотношение между светимостью, массой и радиусом: L ∝ M⁴ µ R⁵. Но у звезд малой и большой массы L ∝ M³, а у самых массивных L ∝ M.

На главную последовательность звезды попадают после младенческой стадии гравитационного сжатия; в этот период их называют протозвездами. Начало стадии главной последовательности определяется как момент, когда потери энергии звезды на излучение полностью компенсируются выделением энергии в термоядерных реакциях. Окончание стадии главной последовательности соответствует образованию у звезды однородного гелиевого ядра, после чего звезда уходит с главной последовательности, раздувается и становится гигантом. Самые массивные звезды остаются на главной последовательности несколько миллионов лет, после чего, полностью израсходовав в своей горячей центральной области водородное топливо, покидают ее. Звезды с массой Солнца (1 M_⊙) остаются на главной последовательности около 10 млрд лет. А у звезд с массой M ≲ 0,8 M_⊙ стадия термоядерного «горения» водорода столь продолжительна, что за время жизни Галактики они еще не успели покинуть главную последовательность.

Уход с главной последовательности происходит потому, что по мере «сгорания» водорода в центре звезды меняется ее структура. Плотное гелиевое ядро сжимается, его температура растет, в окружающем его водороде реакции термоядерного синтеза становятся более интенсивными, растет светимость звезды. Наружные слои звезды нагреваются и расширяются, становясь более прозрачными и давая путь избыточному потоку излучения, выходящему из ядра звезды. Размер звезды значительно возрастает, вплоть до гигантского, во много раз превосходя радиус Солнца (R_⊙ = 7 · 10⁸ м). При этом поверхность звезды немного охлаждается, звезда краснеет.

Звезду значительно большей светимости и размера, чем у большинства звезд того же спектрального класса, астрономы называют гигантом. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд принадлежит главной последовательности, а звезды-гиганты, уже покинувшие главную последовательность и движущиеся вдоль «ветви гигантов», приближаются к концу своей эволюции, увеличивая при этом свой радиус и светимость и уменьшая температуру своей поверхности. Особенно велико различие в размерах и светимостях между красными гигантами и красными карликами, населяющими нижнюю часть главной последовательности. Тогда как красные карлики в несколько раз меньше Солнца и светят в сотни раз слабее его, красные гиганты в десятки раз больше Солнца и светят в сотни раз сильнее. Звезды еще большей светимости и размера называют сверхгигантами.

Термин «сверхгигант» астрономы ввели еще до того, как была создана последовательная астрофизическая теория эволюции звезд. В середине ХХ века астрономы называли сверхгигантами просто звезды наибольшей светимости. Поэтому указание на то, что данная звезда – сверхгигант, не всегда прямо связано с ее эволюционным статусом. Так что следует различать голубые и красные сверхгиганты. Голубые (горячие) сверхгиганты – это молодые звезды главной последовательности; к ним относится, например, Регул в созвездии Лев. Красные («холодные») сверхгиганты – напротив, старые, сильно проэволюционировавшие звезды, располагающиеся на ветви сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела; к ним относится, например, Бетельгейзе в созвездии Орион. Радиусы старых сверхгигантов составляют от 100 до 1000 R_⊙.

Поскольку на стадии гиганта звезда ярко светит, интенсивно сжигая свое «топливо», этот период в жизни звезды длится недолго, поэтому звезды такие встречаются нечасто. Но при массовом изучении звезд выяснилось, что еще значительно реже встречаются звезды экстремально высокой светимости, превосходящие своей светимостью Солнце в сотни тысяч раз. Прежде такие звезды называли «сверхсверхгигантами», но теперь за ними укрепилось название «гипергиганты». На диаграмме Герцшпрунга – Рассела их последовательность располагается на самом верху, выше последовательности сверхгигантов. В нашей Галактике известно не более дюжины таких объектов, хотя обнаруживаются они на очень больших расстояниях. Примеры гипергигантов: Р Лебедя (P Cyg), r Кассиопеи (ρ Cas), Cyg OB2-12, 6 Cas. По своим свойствам они близки к ярким голубым переменным звездам типа S Золотой Рыбы (S Dor), расположенной в соседней галактике Большое Магелланово Облако.

Гипергиганты – наиболее массивные среди звезд: их массы превышают 25–30 M_⊙ и доходят до 100–150 M_⊙. При массах более 100 M_⊙ давление выходящего из недр излучения столь велико, что это приводит к крупномасштабным колебаниям атмосферы, чрезмерной потере массы и формированию обширных околозвездных оболочек. Для этих звезд характерна переменность блеска и очень интенсивный звездный ветер. Например, у звезды 6 Cas при скорости ветра около 200 км/с поток газа достигает 10^-6 M_⊙/год. А у звезды IRC+10420 скорость ветра 50 км/с при потоке 5∙10^-4 M_⊙/год. Столь плотный и непрозрачный звездный ветер может приводить к появлению холодной «псевдофотосферы»; при этом довольно горячая звезда может выглядеть как красный сверхгигант с весьма холодной поверхностью. Такие звезды в шутку называют «самозванцами диаграммы Герцшпрунга – Рассела». Их оптическая переменность, вероятно, в основном вызвана неоднородностью звездного ветра. В случае особо сильного потока вещества звезда окружает себя почти неподвижной и непрозрачной газово-пылевой оболочкой, как у звезды h Киля (h Car).

Полное время жизни столь массивных звезд не превышает 3–5 млн лет. Те звезды, которые мы видим на стадии гипергиганта, уже покинули главную последовательность; до конца эволюции им остается порядка 10⁵ лет, а затем они должны взорваться как сверхновые. Согласно теории, после этого от них остается только черная дыра. Впрочем, нужно признать, что заключительные этапы эволюции звезд до сих пор представляют проблему для теоретической астрофизики. Именно этим исследованиям сегодня посвящены усилия многих ученых.