Типичное население космоса

Даже при беглом взгляде на звездное небо легко заметить многообразие звезд. Яркие и еле заметные, красные, оранжевые, желтые, белые и голубые, звезды как будто беспорядочно усеивают ночное небо. Уже при наблюдении в небольшой телескоп Млечный Путь распадается на россыпь великого множества звезд.

Звезды - типичное население космоса. Трудно даже представить себе, как выглядела бы Вселенная, лишенная звезд. Мрачная, черная бездна окружала бы со всех сторон Землю. Впрочем, зрителей у этой картины не было бы, так как отсутствовала бы и наша звезда - источник жизни и света.

В многообразии звезд есть и некоторое единство. Все они тела одной природы - исполинские, шаровидные сгустки плазмы, энергия которых возникла в результате различных ядерных реакций. Астрофизики установили, что температура этой плазмы различна - от нескольких тысяч до многих десятков тысяч Кельвинов, а в отдельных случаях даже выше. Также разнообразны звезды и по размерам. Есть среди них такие, радиусы которых в тысячи раз больше солнечного. Это звезды-гиганты и сверхгиганты. С другой стороны, встречается множество звезд-карликов, среди которых есть и такие, радиус которых в десятки раз уступает солнечному.

Зато по массе звезды различаются значительно меньше. Наиболее массивная известная звезда лишь в 80 раз превышает Солнце, а наименьшая уступает ему по массе почти в 20 раз. По сравнению с различием в размерах это, конечно, немного.

Систематизировать существующее многообразие звезд помог многотомный каталог Г. Дрэпера (см. с. 63). Все спектры звезд, содержащиеся в этом каталоге, удалось рассортировать по типам, в результате чего появилась гарвардская классификация звездных спектров, общепринятая в современной астрономии. Основные спектральные классы обозначили буквами О, В, А, F, G, К, М. Позже к ним добавили два ответвления R-N, S и еще один главный класс W. В итоге гарвардская классификация ныне выглядит так

Запомнить порядок букв в этой последовательности нелегко. Чтобы облегчить задачу, кто-то из астрономов придумал такую шутливую фразу: "Вообразите, Один Бритый Англичанин Финики Жевал, Как Морковь! Разве Не Смешно?"

Читатель, вероятно, догадался, что заглавные русские буквы в этой фразе соответствуют латинским буквам классификации.

Разница в спектрах объясняется не химическим составом звезд (все они состоят в основном из водорода и гелия с небольшой примесью других элементов), а их температурой. Так, например, звезды классов О и В самые горячие - температура их атмосферы достигает 35 000-15 000 К, а у класса W и того выше (до 100 000 К). Цвет их голубой, в отличие от белых и желтых звезд классов А и F, температура которых заключена в пределах 11 000-7000 К.

К классу G принадлежит и наше Солнце - типичная желтая звезда с температурой около 6 000 К. Оранжевые звезды класса К еще холоднее - температура их атмосферы не превосходит 4500 К. Наиболее холодные - красные звезды класса М, у большинства из них температура не выше 2 000 К.

Звезды классов R, N, S, К и М напоминают Солнце. Это желто-оранжевые звезды, в спектрах которых, правда, заметны некоторые особенности.

В современной астрофизике введены также промежуточные спектральные классы, причем каждый класс делится на 10 подклассов (скажем, Al, A2 и т.д.). Наше Солнце относится к звездам класса G2.

Сопоставим абсолютные величины звезд, которые характеризуют их лучеиспускательную способность, и их спектральный класс. Впервые это сделал еще в 1905 г. датский астроном Э. Герцшпрунг, а впоследствии (1913) подобная работа была завершена американским астрономом Г. Ресселом. Получилась диаграмма Герцшпрунга - Рессела, на которую нанесены все известные нам типы звезд (рис. 60). На рисунке 61 изображена такая же диаграмма, но только указаны конкретные звезды, принадлежащие к тому или иному типу.

Рис. 60. Диаграмма Герцшпрунга - Рессела

Рис. 61. Диаграмма Герцшпрунга - Рессела для звезд окрестностей Солнца

В верхнем правом углу диаграммы расположены красные и желтые звезды - гиганты и сверхгиганты. Хотя температура их невелика, громадные размеры обеспечивают этим звездам очень высокую светимость. От левого верхнего угла вправо и вниз тянется главная последовательность, к которой принадлежит большинство звезд, в том числе и Солнце. Внизу находится группа белых карликов - маленьких, но очень горячих звезд. Свободные места на диаграмме показывают, что звезды не могут быть какими угодно, а всегда принадлежат к определенным типам. Число звезд разных типов различно. Так, гиганты и тем более сверхгиганты - большая редкость. В окрестностях Солнца, например, на одного сверхгиганта и тысячу гигантов приходится 10 млн. звезд главной последовательности.

Как и Солнце, большинство звезд миллиарды лет находятся в устойчивом состоянии. Силы тяготения и газового давления при этом все время уравновешиваются. Однако существующие теоретические модели звезд говорят о значительном различии в их внутреннем строении. Например, красные гиганты имеют центральное небольшое ядро из гелия, температура в пределах которого одинакова. Это ядро окружено узкой зоной, в которой происходят ядерные реакции. Далее идет зона, где энергия передается лучеиспусканием. В остальной части звезды передача энергии осуществляется конвекцией, т. е. перемешиванием вещества.

В отличие от красных гигантов белые карлики состоят из "вырожденного газа", когда при очень большом давлении последнее перестает зависеть от плотности. Заметим, что даже ничтожная примесь протонов в белых карликах приведет к термоядерным взрывам. Другие модели звезд разных типов показаны на рисунке 62.

Рис. 62. Модели некоторых типов звезд

В недрах Солнца, как мы выяснили, за счет ядерных реакций водород постепенно "выгорает", превращаясь в гелий. В центральных областях красных гигантов водорода практически нет, но температура там достигает сотен миллионов Кельвинов и поэтому могут происходить ядерные реакции превращения гелия в углерод. Переход от одного типа ядерных реакций к другому сопровождается сжатием звезды и разогревом ее недр. Поэтому в дальнейшем возможны иные типы ядерных реакций, конечным продуктом которых являются различные тяжелые элементы вплоть до железа. Правда, иногда резкое сжатие звезды может привести к ее катастрофическому взрыву.

Спокойное величие звездного неба способно навести на ложную мысль об отсутствии в космосе каких-либо бурных, взрывных процессов. На самом деле кажущееся спокойствие Вселенной вызвано кратковременностью нашего восприятия. Давно уже доказано, что в мире звезд происходят перемены, порой весьма радикальные.

В современных каталогах зарегистрировано более 20 000 переменных звезд. Так астрономы называют звезды, видимый поток излучения от которых меняется со временем. У некоторых из них это происходит потому, что менее яркий спутник-звезда, обращающийся вокруг главной звезды, периодически частично или полностью заслоняет ее и свет от такой двойной звезды ослабевает. Другие звезды меняются по разным физическим причинам, из которых главная заключается в пульсации звезды.

Возникнуть такие пульсации могут в ходе эволюции звезды, когда меняется ее внутреннее строение. Господствующий до того компромисс тяготения и газового давления временно то нарушается, то восстанавливается, и звезда начинает колебаться подобно качелям или маятнику, одновременно меняя свою видимую звездную величину. Общее равновесие сохраняется, но возникает запас энергии, как в часовой пружине. Первая из таких пульсирующих переменных звезд была открыта еще в 1596 г. немецким астрономом Давидом Фабрициусом. В настоящее время известно около 14 000 пульсирующих звезд. Некоторые из них пульсируют с постоянством маятника, у других заметны большие или меньшие неправильности в пульсациях. Периоды пульсаций заключены в широких пределах - от минут до нескольких лет. Столь же разнообразны и амплитуды колебаний светимости - от сотых долей звездной величины до восьми и более звездных величин.

Исследование переменных звезд показало, что на некоторых из них периодически образуются громадные темные области, подобные солнечным пятнам, но только несравнимо большие по размерам. Есть вокруг звезд короны типа солнечной, которые, как и пятна, влияют на светимость звезды. Роднит звезды с Солнцем и особый класс переменных звезд, именуемых вспышечными.

По-видимому, многие вспышки на звездах напоминают хромосферные вспышки, значительно превосходя их по мощности. У некоторых из вспышечных звезд каждая вспышка сопровождается выделением энергии в масштабе 10²⁶ Дж. От них принципиально отличаются так называемые новые звезды, при вспышках которых энерговыделение доходит до 10³⁸ Дж!

Те звезды, которые неудачно называют новыми, на самом деле существуют и до вспышки. Это горячие карликовые звезды, которые вдруг за короткий срок (от суток до ста дней) увеличивают свою светимость на много звездных величин, после чего медленно, иногда на протяжении нескольких лет, возвращаются к своему первоначальному состоянию. При вспышках новых звезд из их атмосфер со скоростью около 1 000 км/с выбрасываются внешние газовые оболочки массой в тысячи раз меньшей массы Солнца. Ежегодно в Галактике вспыхивает не менее 200 новых звезд, но из них мы замечаем лишь две-три. Установлено, что новые звезды - горячие звезды в тесных двойных системах, где вторая звезда гораздо холоднее первой. Именно двойственность и является в конечном счете причиной вспышки новой звезды. В тесных двойных системах происходит обмен газовым веществом между компонентами. Если на горячую звезду при этом попадает большое количество водорода со второй звезды, это приводит к мощному взрыву, и на Земле наблюдатели регистрируют вспышку новой звезды.

Трудно, почти невозможно представить себе энергию, выделяющуюся при вспышках, или, точнее, взрывах сверхновых звезд. За несколько месяцев сверхновая звезда излучает в пространство столько же энергии (10⁴³ Дж), сколько Солнце за несколько миллиардов лет! Причины взрывов сверхновых звезд достоверно не известны, однако скорее всего они происходят потому, что в процессе излучения со звезды уходит громадное количество нейтрино и она теряет устойчивость. До взрыва ядро сверхновой звезды имеет плотность 10 кг/м³ и температуру в несколько миллиардов Кельвинов. После резкой утечки нейтрино звезда за несколько сотых долей секунды спадает внутрь себя. Ее ядро приобретает плотность 10¹⁷ кг/м³ и температуру 200 млрд. Кельвинов. В оболочке, окружающей ядро, возникает взрывная реакция выгорания кислорода и углерода. Мощнейшая ударная взрывная волна срывает внешние оболочки звезды, и в этот момент мы видим вспышку сверхновой.

Итог вспышки зависит от первоначальной массы звезды. Если звезда до взрыва имеет массу от 1,2 до 2 масс Солнца, то после взрыва она превращается в нейтронную звезду. Существование таких объектов было предсказано в 1934 г. Они состоят из нейтронов, в которые преобразуются протоны и ядра всех более тяжелых элементов. Поперечники нейтронных звезд так малы (порядка 20 км), что любая из них свободно разместилась бы на территории Москвы. Теоретические расчеты показывают, что нейтронные звезды должны очень быстро вращаться вокруг оси и обладать мощным магнитным полем.

Пусть магнитная ось нейтронной звезды не совпадает с ее осью вращения, а на звезде есть "горячее пятно" (активная область), которое, подобно прожектору, посылает радиолуч в пространство. Случайно земной наблюдатель может периодически попадать в плоскость вращения такого луча, и тогда он зарегистрирует быстроколеблющий-ся источник слабого радиоизлучения. Именно так ведут себя пульсары, открытые в 1967 г. Средний период их излучения 1-2 с, причем наименьший из периодов достигает 0,002 с. Изредка пульсары излучают и в ультрафиолетовом, и в видимом диапазоне. Все пульсары принадлежат нашей Галактике, и их известно уже более 300.

Несмотря на популярность "прожекторной" гипотезы, многое в поведении пульсаров неясно. Столь же загадочны барстеры - недавно открытые импульсные источники рентгеновского излучения.

В другом случае, когда первоначальная масса звезды более чем вдвое превышает солнечную массу, в результате взрыва звезда превращается в "черную дыру", или коллапсар. Что это такое?

Известно, что для каждого космического тела существует вторая космическая скорость, достигнув которой ракета (или другой предмет) навсегда покидает это тело, улетев от него по параболе. Такая скорость вычисляется по формуле где G - постоянная тяготения, М - масса космического тела, a R - его радиус. Нетрудно подсчитать, что для Земли v₁₁≈11,2 км/с. Вычислим теперь радиус тела, при котором v₁₁ = с, т.е. скорости света. Назовем этот радиус гравитационным R_г. Тогда, воспользовавшись формулой находим, что . Для Земли

R_г=1 см и даже для Солнца R_г=3 км. Какой физический смысл имеет гравитационный радиус?

Если, катастрофически сжимаясь, сверхновая звезда приобретает радиус, меньший R_г, то она станет невидимой, так как ни один фотон, движущийся со скоростью света, не может уйти от нее. Она как бы провалится в какую-то черную дыру, и лишь по массе и электрическому заряду (если он есть) можно в принципе обнаружить такую сжавшуюся сверхновую звезду.

Катастрофическое сжатие подобного рода называется коллапсом, а то, во что превратилась сверхновая звезда,- коллапсаром или черной дырой. Существуют ли они в действительности, или это лишь фантазии теоретиков?

Если коллапсар находится по соседству с обычной звездой (иначе говоря, сверхновая звезда до взрыва входила компонентом в систему двойной звезды), то при некоторых условиях черная дыра будет всасывать в себя газы обычной звезды. При этом возникнет мощное рентгеновское излучение, по которому можно обнаружить коллапсар. Теоретические расчеты показывают, что в Галактике существует примерно сто миллионов черных дыр. Среди известных рентгеновских источников излучения некоторые могут оказаться коллапсарами. Однако дискуссии по этому поводу продолжаются и доныне.

Как убедился читатель, типичное население космоса весьма разнообразно. Но каковы бы ни были звезды, любая из них не может быть пристанищем жизни. В то же время многие из звезд наподобие Солнца в принципе могли бы породить и поддерживать жизнь. Правда, существовать жизнь может лишь в окрестностях звезды, на тех холодных и в то же время достаточно крупных телах, которые мы называем планетами.