Звёзды трудно не заметить. Издавна наблюдение за движением светил являлось излюбленным занятием мудрецов, ибо созерцание звёздного неба – самый очевидный путь восхождения духа к Вечному. А поскольку в воззрениях на саму мудрость среди мудрецов никогда не было единства, астрономические знания получали как мистическое, так и сугубо утилитарное применение – для уточнения календаря и навигации. Но знание тысячелетиями оставалось крайне ограниченным. О звёздах людям было известно только то, что они – есть.
Содержание
Главная последовательность
Первой известной характеристикой звезд стала светимость. Строго на глаз, звездочёты сортировали небесные тела по величинам. Понимая, что видимая яркость зависит от дистанции, ещё древние греки пытались определить расстояние до звёзд по годичному параллаксу (изменению направления на объект в зависимости от того, с какой стороны от Солнца находится Земля). Но удалось это лишь в 1837 году датчанину Фридриху Струве. После чего в оценку светимости звёзд была внесена поправка на дистанцию.
Следующий шаг был сделан в начале прошлого века, когда спектральный анализ превратил цвет звезды, до этого момента оценивавшийся субъективно, в точную численную характеристику. И в 1910 году появилась знаменитая диаграмма спектр-светимость. Обобщив накопившиеся данные, Герцшпрунг и Рассел обнаружили, что 80% светил выстраиваются в тянущуюся из правого нижнего в левой верхний угол линию.
Открытие имело два следствия. Во-первых, диаграмма давала возможность, зная лишь видимую светимость и спектр, грубо оценивать расстояние до звёзд, слишком далёких для применения метода годичного параллакса. Во-вторых же, помимо главной последовательности, на диаграмме отчётливо виднелось боковое ответвление. А если присмотреться, то и не одно. Некоторые светила не желали подчиняться общему правилу возрастания яркости с температурой.
С тех пор астрономия и астрофизика с увлечением ищут объяснение видимой на диаграмме картине. И сейчас уже можно сказать, что главную последовательность образуют «правильные» звёзды, синтезирующие гелий. Для такого объекта характерна твёрдая сердцевина из «металлического» водорода, делящаяся на внутренне ядро, в котором протекают термоядерные реакции, и зону лучистого переноса, сквозь которую выделившаяся энергия с огромным трудом (чёрный водород непрозрачен и почти не проводит тепло) достигает зоны конвекции. Последняя тоже состоит из ионизированного водорода, но уже жидкого, хоть и плотного, как ртуть. Этот слой находится в постоянном упорядоченном движении – раскалённые массы поднимаются вверх, охлаждённые же опускаются вниз, к ядру. Жар зоны конвекции питает тонкий излучающий слой – фотосферу, — бурный сияющий океан. Также, звезда имеет и обычную газовую оболочку, именуемую хромосферой.
Ответвления на диаграмме образуют светила использующие другие источники энергии, либо отличающиеся от звёзд главной последовательности по устройству. Обычно, это звёзды молодые, ещё формирующиеся, либо старые, умирающие. Так, наше Солнце впервые засияло ещё будучи протозвездой, — сжимающимся облаком, раскаляющимся только за счёт внутреннего давления. Засияло холодным, малиновым цветом, но неслабо, так как по размеру соответствовало современной орбите Марса, что обеспечивало колоссальную излучающую поверхность. Затем оно вошло в стадию молодой звезды, — термоядерные реакции в центре облака уже начались, но твёрдая сердцевина ещё не сформировалась, а внутреннее давление излучения не было ещё способно уравновесить тяжесть сжимающихся внешних слоёв. Лишь когда термоядерный реактор «вышел на проектную мощность», а структура звезды приняла современный вид, сжатие прекратилось. Солнце вступило на главную последовательность.
Разные судьбы
Классификация звёзд в астрономии традиционно проводится на основании спектра излучения. Ибо это единственная характеристика объекта измеряемая непосредственно. Абсолютная светимость и масса звезды устанавливаются расчетным путём. Недостатком же сортировки по «цветам», «ветвям» и «трекам» является её неестественность и, как следствие, невразумительность для неспециалиста. Ведь в реальности спектр – характеристика вторичная, меняющаяся с возрастом и зависящая от массы звезды. Величественную картину Космоса проще расшифровать, предварительно поставив с головы на ноги. Свойства и судьбы солнц определяются принадлежностью к одной из девяти «весовых категорий».
Легчайшими из светил являются бурые карлики. Лишь недавно стало известно, что тела массой 0.012-0.077 солнечных (или от 12 до 77 «юпитеров») можно считать настоящими звёздами, располагающими внутренним термоядерным источником энергии. Давление в их недрах недостаточно для запуска синтеза гелия. Но его хватает для протекания реакций с самым низким порогом. Термоядерным горючим для коричневых карликов служат применяющиеся при создании «водородных» боеприпасов дейтерий и литий.
Тем не менее, отличия бурых карликов от звёзд главной последовательности велики. Температура и светимость более крупных звёзд постоянно возрастают, по мере того, как водород превращается в более плотный гелий и давление в ядре увеличивается. Бурые же карлики, напротив, вследствие снижения концентрации расходуемых изотопов непрерывно тускнеют – примерно на 10-20% за миллиард лет. Пока запасы горючего истощаются окончательно, и карликовая звезда не превращается в увеличенный аналог Юпитера. Другой любопытной особенностью этих светил является не полная ионизация вещества. В их атмосферах присутствуют соединения кислорода и водорода. Главным образом угарный газ и метан.
Ко второй категории относятся наименьшие из звёзд главной последовательности – красные и, частично, оранжевые карлики массой от 0.077 до 0.5 «солнц», уже достаточной для того, чтобы четыре ядра водорода сливались в ядро гелия. Однако, горение водорода в телах такой массы ещё нестабильно. Звезда пульсирует. Сжатие ведёт к увеличению давления и возрастанию интенсивности реакций, но повышенное выделение энергии влечёт за собой нагрев ядра, расширение, снижение давления и резкое замедление синтеза. Аналогичные процессы протекают и в недрах более крупных звёзд, но если солнечная активность колеблется в пределах долей процента, то светимость красного карлики может изменяться на 40%, а в некоторых случаях даже в разы. Наименее стабильные карлики именуются «вспыхивающими звёздами» и являются самой многочисленной разновидностью переменных.
Несмотря на неравномерность горения, с возрастом красные и оранжевые звёзды непрерывно наращивают температуру и светимость. Пока не перестают быть красными и оранжевыми. Свою карьеру звезда лёгкого веса завершает уже как голубой карлик. Правда, для этого требуется невероятно много времени, — от 50 миллиардов до триллиона лет. Карлики очень экономно расходуют водородное горючее, но в безмерно удалённом будущем догорят и они, превратившись в гелиевые шары, покрытые водородным панцирем.
К третьей категории принадлежат оранжевые, жёлтые и желто-белые звёзды среднего веса, — до 2.5 солнечных масс. В них водород сгорает стабильно. И даже светимость и спектр с возрастом меняются незначительно. За срок от 1 до 50 миллиардов лет (с увеличением массы долговечность светила падает стремительно) оранжевая звезда станет жёлтой, а жёлтая побелеет. Впечатляющие и замысловатые метаморфозы начинаются, когда водород в ядре будет израсходован. Тогда твёрдая сердцевина звезды начинает сжиматься. Выдавленные из ядра «тонущим» гелием на границу конвективной зоны остатки водорода на краткое время возобновляют реакцию, вследствие чего внешние слои вещества выталкиваются наружу, и звезда раздувается в 2.5 раза, превращаясь в яркий субгигант. Ядро же по закону сохранения импульса испытывает дополнительное сжатие – имплозию, благодаря которой температура в центре звезды кратковременно подскакивает до 100 миллионов Кельвинов. А этого уже достаточно для начала термоядерных реакций с участием гелия.
Горение гелия в солнцеподобной звезде прекращается почти сразу, но выделившейся за время гелиевой вспышки энергии хватает, чтобы температура в конвективной зоне возросла до миллионов градусов, и горение водорода началось во всём объёме звезды. Увеличив светимость в 100 тысяч раз, а радиус в сотни раз, она превращается в красный гигант. После чего, обогащённый гелием и щепоткой более тяжёлых элементов водород, слишком раскалённый, чтобы гравитация ядра могла его удержать, улетучивается. Гелиевое же ядро продолжает сжиматься, конечном счёте превращаясь в крошечный сверхплотный белый карлик. Через несколько миллиардов лет лишённое внутреннего источника энергии тело остывает. И белый карлик становится «чёрным карликом».
Звёзды четвёртой категории – белые, бело-голубые – от 2.5 до 8 солнечных масс с возрастом даже не меняют оттенок свечения. Но существенные различия с предыдущим типом обнаруживаются в момент гелиевой вспышки. Такая звезда не выходит из стадии субгиганта, ибо более сильная гравитация препятствует разлёту вещества, а выделившейся энергии оказывается недостаточно для того, чтобы воспламенить возросшую массу водорода конвективной зоны. Расширение быстро сменяется сжатием и горение гелия в ядре «входит в режим». Звезда пульсирует с чётким ритмом. Однозначная связь между периодом пульсации и светимостью позволяет измерять по регулярным жёлтым переменным – цефеидам – галактические дистанции.
Лишь после выгорания гелия в ядре, цефеида, сжавшись в последний раз, вспыхивает по всему объёму, превращается в красный гигант и рассеивается, оставляя после себя имеющий массу около 0.7 солнечной белый карлик с заключённым в гелиевую оболочку ядром из углерода, азота и кислорода. Но в случае если звезда является двойной (а обычно так оно и есть) тут-то и начинается самое интересное. Дождавшись, когда второй компонент системы войдёт в фазу красного гиганта и станет терять массу, углеродный карлик начинает захватывать и закручивать в аккреционном диске чужое вещество. Гравитация этого тела достаточна, чтобы в падающем на его поверхность водороде вспыхнули термоядерные реакции. В результате звезда оживает и, в зависимости от темпов и регулярности поступления горючего, превращается в «новую», «повторную новую», «карликовую новую».
Имеющие массу до 12 солнечных бело-голубые звёзды пятой категории в конце жизненного пути также проходят стадию жёлтого переменного гиганта. Но разительно отличаются в плане возможных «посмертных приключений». Так, есть мнение, что остающийся после их гибели углеродный белый карлик массой до 1.4 солнечных, остыв, может превратиться в гигантский алмаз. Хотя и только на время. В последующие 10^1500 лет холодный синтез, — то есть, возможное при данной плотности вещества «тунеллирование» нуклонов из одного ядра в другое, — превратит его в «железную звезду».
Но карлика может и не остаться вовсе. Давление в недрах «трупа» светила этой категории настолько велико, что горение захваченного у другой звезды водорода может привести к «углеродной детонации». Причём, из-за огромной плотности вещества синтез более тяжёлых ядер из углерода происходит по принципу цепной реакции. Превратившись в сверхновую I типа, карлик полностью распыляется, поставляя галактике необходимые для формирования планет кремний и кислород.
Для бело-голубых звёзд массой от 12 до 18 «солнц» — к этой категории относятся Антарес и Бетельгейзе — старость является порой расцвета. На стадии жёлтого гиганта они не пульсируют, а ровно сияют, сжигая гелий в «штатном» режиме. Стадия же красного сверхгиганта для них устойчива, — даже пылая по всему объёму, водород не может покинуть глубокую гравитационную яму. Не способным нарушить величественное благолепие оказывается даже углерод, сгорающий в ещё не достигшем сверхплотного состояния ядре мирно – без взрыва.
Что происходит, когда в коллапсирующем ядре звезды, наружные слои которой всё ещё обеспечивают дополнительное давление, детонирует кремний – не очень понятно. Но кончается дело вдесятеро более мощной вспышкой сверхновой, превращающей материю гиганта в рваную туманность, наподобие Крабовидной. И образованием пульсара – нейтронной звезды массой 1.5-2 солнечных, имеющей плотность на порядок большую, чем достижимая для белых карликов.
Денеб – ярчайшая из видимых невооружённым взглядом звёзд относится к седьмой категории – голубым гигантам от 18 до 30 солнечных масс. Светила этого ранга теряют часть массы ещё на этапе формирования, когда давление излучения просто сдувает внешние слои протозвёздной туманности. Но далее они, всё-таки, занимают своё место на главной последовательности и проходят идентичной предыдущему типу путь развития. За единственным исключением. Образующаяся после их угасания нейтронная звезда массой около 2.5 солнечных нестабильна. И спустя неопределённый срок за взрывом сверхновой может последовать в 100 раз более мощная вспышка – гиперновая. Груда нейтронов сжимается в занимающий вдесятеро меньший объём шар кварк-гюонной плазмы – кварковую звезду.
Что творится в недрах голубых сверхгигантов массой от 30 до 80 «солнц» — даже страшно представить. Эти звёзды вспыхивают как сверхновые уже спустя 30 миллионов лет после рождения. И если 90% их массы при этом возвращается в галактический круговорот веществ, то оставшиеся 10% «уходят из мира». Образуется чёрная дыра.
Наконец, голубые гипергиганты – светила высшей девятой категории, — никогда не вступают на главную последовательность. Их светимость может превышать солнечную в миллион раз, а масса примерно в 500 раз. Но только на момент начала термоядерных реакций. Интенсивность синтеза в гипергигантах такова, что давление излучения сразу же начинает изгонять водород из гравитационной ямы, в глубине же он полностью выгорает прежде, чем звезда окончательно сформируется, перестав быть «молодой».
Наработанный гелий, в свою очередь, сразу включается в процесс горения. Затем, в глубине ядра детонирует углерод… Но это лишь «псевдосверхновая». Сбросив в пространство остатки водорода, потерявший три четверти начального вещества гипергигант превращается в сравнительно стабильную (ведь с потерей массы снижается и давление в недрах) звезду Вольфа-Райе – пылающий шар на 80% состоящий из гелия. Температура фотосферы гелиевой звезды может быть очень высока, но наблюдателю она кажется багровой. Образующийся при сгорании гелия углерод заполняет хромосферу поглощающими свет тучами сажи.
Завершается карьера гипергиганта впечатляющим взрывом гиперновой, лишь вдесятеро менее мощным, чем в случае коллапса нейтронной звезды в кварковую. Природа этого взрыва неизвестна, результатом же оказывается образование чёрной дыры 5-15 солнечных масс.
Необычные звёзды
Масса предопределяет судьбу звезды не полностью. Влияние на эволюцию светила могут оказывать скорость вращения или взаимодействие с другими телами. Обмен веществом в двойных системах практически неизбежен. Встречаются и переменные типа W Большой Медведицы – пары настолько тесные, что звёзды в них сливаются в единое гантелеобразное тело. В плотных же скоплениях не редки «голубые отставшие» звёзды, получившие дополнительный водород, поглотив один из компонентов «кратной» системы.
Отдельную категорию составляют звёзды химически-пекулярные (необычные) – углеродные, бариевые, ртутно-марганцевые, технециевые, а также «кремниевые» Ar-звёзды и Am-звёзды, в спектре которых усилены линии сразу нескольких тяжёлых металлов. Конечно же, «ртутные» звёзды состоят отнюдь не из ртути. Доля этого металла в их массе исчезающее мала и не выше, чем в составе большинства прочих светил. Просто некие факторы – обмен массой, замедленное вращение, слишком сильное магнитное поле – таким образом влияют движение вещества в конвективной зоне, что в фотосферу попадают тяжёлые химические элементы, в нормальной ситуации «тонущие».
Сверхновые
В современном космосе взрывы сверхновых – самые масштабные, а, следовательно, наиболее интересные с точки зрения науки события. Проблема лишь в том, что из четырех катастрофических процессов, объединяемых под названием «сверхновая», научное объяснение имеет только один, самый слабый, – термоядерная детонация углерода на белом карлике.
События, предшествующие рождению нейтронной звезды, понятны лишь в общих чертах. При синтезе железа из кремния выделение энергии ничтожно, и давление излучения не позволяет остановить дальнейшее сжатие звезды. Ядра же железа, сливаясь, порождают ещё более тяжёлые, а затем и сверхтяжёлые и нестабильные элементы. И тут-то, пресловутый конфликт Теории Относительности и Квантовой Механики переходит в фазу силового противостояния. Гигантское ядро должно немедленно распасться… а ему некуда! Гравитационное сжатие вынуждает материю принимать состояния с точки зрения Квантовой Механики запрещённые… То есть, из самых общих соображений ясно: что-то будет! Но что конкретно? Язык математики бессилен описать столкновение непреодолимой силы с несокрушимым препятствием.
Или, коллапс нейтронной звезды. Конечно, превращение нуклонов в кварк-глюонную плазму вполне возможно. В первые сто секунд после Большого Взрыва случалось ещё и не такое! Но где Большой Взрыв, а где нейтронная звезда с её смешными с позиций физики высоких энергий миллионами Кельвинов? Гипотеза, впрочем, всё равно считается убедительной. Ибо альтернативные пути получения такого же количества лучистой энергии подразумевают что-то вроде столкновения обычной звезды со звездой из антиматерии. А это уже перебор даже с точки зрения астрофизиков, натренированный разум которых объемлет необъятное без колебаний.
Наконец, с образованием чёрных дыр тоже не возникает вопросов. Но лишь при рассмотрении проблемы на уровне «сферического коня в вакууме». Современные модели гравитационного коллапса, включая и самые экстравагантные, упрощённо трактуют материю, как бесконечно сжимаемый идеальный газ. А для того, чтобы вторая космическая скорость сравнялась со скоростью света и возник горизонт событий, плотность тела массой 3-15 солнечных должна превысить плотность гипотетической кварковой звезды, вещество которой ведёт себя как несжимаемая жидкость… И ничего, если б проблема ограничивалась этим. Увы, при коллапсе сверх- и гипергигантов кварковая материя сжиматься не может даже теоретически. Ибо не образуется. Иначе, взрывалось бы на пару порядков сильнее.
****
…Тем не менее, существование чёрных дыр «звёздной» массы подтверждено многочисленными наблюдениями и никаких сомнений не вызывает.
Странно ли, что необъяснимые и даже невозможные с точки зрения науки объекты, всё-таки, видны? Для астрономии это – норма. Знание ограничено, Вселенная бесконечна. Орбитальные и наземные обсерватории неутомимо просеивают мириады светил, отыскивая новые загадки Космоса. Ибо раз уж на звёзды мы можем только смотреть, возвышая свой дух к Вечности, этот процесс хотя бы не должен стать скучным.
Другие статьи на данную тему
