Суперобъекты - Страница 3

Другой Фридрих (которого мы знаем как Василия) – Струве – выбрал одну из двух самых ярких звезд северного неба – Вегу. И в серии работ (первая раньше работы Бесселя, вторая – позже) показал, что расстояние до Веги составляет 4–8 парсек (сейчас мы знаем, что оно составляет чуть менее 8 парсек).

Но знать расстояния – это еще не все.

Рождение и смерть звезд

Звезды рождаются и умирают, в том числе и прямо сейчас. Этот неоспоримый факт веками не был общепринятым и очевидным. Звезды воспринимались людьми как нечто практически вечное. Считалось, что эти далекие объекты, пусть и похожие на Солнце, светят всегда или почти всегда и в наше время уже не формируются и еще не прекращают свое существование. Это казалось логичным, само собой разумеющимся (возможно, Иммануил Кант был одним из первых, кто в Новое время серьезно заговорил о том, что звезды рождаются и умирают, и представил модель для формирования звезд и планетных систем, обычно же обсуждение ограничивалось Солнечной системой, хотя стоит отметить и Эммануила Сведенборга, рассуждавшего, правда, в рамках декартовской модели, где гравитация не играет определяющую роль). Но теперь мы понимаем, что звезды, конечно же, образуются, изменяются на протяжении своей жизни, и затем их жизненный цикл заканчивается – они во что-то превращаются. И это второй важный факт: звезды рождаются, живут и умирают. И это происходит на наших глазах.

Жизнь звезды – это в основном смена источников горения, смена источников энергии. Энергия вырабатывается в результате термоядерных реакций. Все эти термоядерные реакции начинаются с того, что водород превращается в гелий. Сейчас именно этот процесс происходит в Солнце и, вообще говоря, в большинстве звезд. Это самая длинная стадия звездной эволюции, она занимает примерно 90 % жизни звезды, некоторые из самых первых звезд нашей Галактики еще находятся на ней. Поэтому если мы наугад выберем какую-то звезду на небе, то с вероятностью более 90 % окажется, что в ее недрах водород пережигается в гелий. Затем водород заканчивается, звезда претерпевает первое изменение – она раздувается, превращается в красного гиганта. На диаграмме Герцшпрунга – Рэссела этот процесс соответствует движению вправо и вверх, в область низкой температуры поверхности, но большой полной светимости. Дальше все зависит от самого главного параметра звезды – от ее массы. Если масса достаточно большая, то ядро подожмется, станет еще более плотным и горячим, и пойдут следующие реакции: гелий начнет превращаться в углерод, углерод – в кислород, и так цепочка может идти до железа. Лишь до железа и родственных элементов (никеля, кобальта), а не дальше вдоль таблицы Менделеева, потому что только это энергетически выгодно, так как при таких термоядерных реакциях энергия выделяется. Чтобы процесс шел дальше, необходимы затраты энергии, что невозможно на данном этапе жизни звезды: природа так не действует в стабильном режиме. Нужно чтобы происходило что-то не стационарное, чтобы что-то взрывалось. Что взрывается в звезде? Давайте поговорим об этом.

Диаграмма Герцшпрунга – Рэссела. Горизонтальная ось, на которой указаны спектральные классы, соответствует температуре звезд (горячие – слева, холодные – справа). Вертикальная – светимости (яркие вверху, слабые – внизу), она выражена в единицах светимости Солнца. Хорошо видны основные последовательности. Они соответствуют различным стадиям эволюции звезд. Важно, что эти последовательности не являются эволюционными треками. Выделяется так называемая главная последовательность, на которой звезда проводит бóльшую часть своей жизни, превращая водород в гелий.

Легкие звезды живут очень долго и очень медленно пережигают водород в гелий. Поскольку Вселенной всего лишь 13 миллиардов лет с хвостиком, то даже самые первые из легких звезд (с массой раза в два меньше солнечной и более легкие) должны доживать до наших дней. И их можно увидеть. Это очень важная задача – искать первичные звезды, образовавшиеся на самой-самой заре жизни Вселенной – спустя всего лишь несколько десятков миллионов лет после Большого взрыва.

Массивные звезды живут меньше просто потому, что они светят ярче и быстрее пережигают свой запас водорода, хотя его и больше, но светимость очень резко растет с ростом массы из-за роста температуры и плотности в центре. Если звезда имеет массу порядка солнечной, то она живет где-то 10–12 миллиардов лет. Солнце находится в середине жизненного пути, и в конце такой объект не взрывается – наша звезда просто не может взорваться, нет никаких физических причин для этого. Солнце превратится в красного гиганта, внешняя оболочка будет сброшена и останется постепенно остывающее ядро без источников энергии – белый карлик.

Белый карлик – это конечная стадия эволюции не слишком массивных звезд. Если же звезда раз в десять тяжелее Солнца, то она превратится не в белого карлика. В конце ее жизни ядро потеряет устойчивость. Оно уже будет состоять в основном из железа и начнет схлопываться, но этот коллапс может остановиться. И тогда произойдет очень мощное выделение энергии. Звезда как бы упадет сама на себя, но не превратится сразу в черную дыру, а произойдет взрыв сверхновой. Это очень важное событие. Оно не только имеет огромное значение в жизни отдельной звезды, отмечая ее яркий финал, но и позволяет образовывать тяжелые элементы.