Эволюция звезд

Казалось бы, узнать, как рождаются, живут и умирают звезды, гораздо труднее, чем выяснить эволюцию Земли. Но это не так. Дело в том, что мы пока знаем единственную планетную систему. Ее не с чем сравнивать, а потому не известно, как выглядят планетные системы на различных этапах своего развития. Другое дело - звезды. Их так много и они так разнообразны, что, по-видимому, в наблюдаемом нами множестве звезд наверняка есть звезды разного возраста.

Первые шаги звездной космогонии стали возможными лишь тогда, когда развилась теория строения звезд и источников их энергии. До этого всякие предположения ,об эволюции звезд не имели под собой научной опоры. Произошло все это лишь в XX в.

В первой половине текущего века большое распространение получила эволюционная схема, использующая диаграмму Герцшпрунга-Рессела (см. рис. 64). Соблазнительно было считать, что, родившись в виде красного гиганта из газово-пылевой туманности, звезда продолжает сжиматься, разогреваться и, наконец, в расцвете своей жизни, превращаться в бело-голубого гиганта. Дальнейшее сжатие уже неспособно компенсировать расходы энергии при охлаждении, и звезда, сжимаясь, постепенно превращается в красного карлика, а затем и вовсе погасает.

Эта простая, естественная, казалось бы, схема стала трещать по швам еще в предвоенные годы, после того как американский физик-теоретик Ганс Бете в 1937 г. разработал цикл термоядерных реакций, которыми объяснял источники энергии звезд. Дальнейшие работы в этом направлении широко развернулись уже в послевоенные годы, и сегодня в самых общих чертах жизнь звезд большинство астрономов представляют такой.

Звезда рождается при сгущении газово-пылевой материи (и здесь идея Канта остается господствующей). Чтобы гравитационное сжатие туманности стало возможным, в начале процесса она должна иметь достаточно высокую плотность. Тому могла способствовать ударная волна при взрыве сверхновой звезды. Она "обжала" рядом находящееся газово-пылевое облако до такой плотности, что некоторые из сгустков начали быстро сжиматься, превращаясь в протозвезды. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела такие образования располагаются справа от главной последовательности.

По мере дальнейшего сжатия и разогрева звезда перемещается по диаграмме сначала вниз, потом влево, почти параллельно оси абсцисс. Когда температура в недрах звезды ? достигает нескольких миллионов Кельвинов, начинаются первые термоядерные реакции. Сначала быстро "выгорает" дейтерий (изотоп водорода), затем - литий, бериллий и бор.

Сжатие и разогрев недр звезды продолжаются до тех пор, пока не начнут действовать термоядерные превращения водорода в гелий. В таком состоянии звезда долгое время пребывает на главной последовательности. Это наиболее устойчивый период ее жизни.

Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а эта скорость - от температуры звездных недр. Для звезд типа Солнца такое время измеряется миллиардами лет. В конечном счете в недрах звезды происходит постепенное "выгорание" водорода, т. е. превращение его в гелий.

Но вот наступает развязка. Весь водород в центральной части ядра звезды израсходован. "Выгорание" водорода продолжается лишь на внешней границе ядра. Само ядро сжимается, его плотность и температура растут. Звезда сходит с главной последовательности и превращается в красного гиганта. Наступает заключительная стадия жизни звезды.

Когда водородные термоядерные реакции заканчиваются, начинаются другие (с участием гелия и т.д.). При этом в некоторых случаях звезда теряет свою внешнюю оболочку (либо путем спокойного отделения, как у планетарных туманностей, либо путем взрыва, как у сверхновых звезд). При массе звезды не более 1-2 масс Солнца ядро звезды может превратиться в белый карлик. Постепенно остывая, звезда рано или поздно гаснет и становится "черным карликом", т. е. звездным трупом. Такое будущее ждет Солнце через многие миллиарды лет. При превращении Солнца в красный гигант, а затем в белый карлик температура Земли сначала увеличится примерно до 1 000 К, а затем упадет почти до абсолютного нуля. Взрыв звезды возможен, если ее масса больше чем в полтора раза превосходит солнечную. При этом условии равновесие сил внутри звезды нарушается и звезда проходит стадию сверхновой. В этом случае ее ядро превращается либо в пульсар (нейтронную звезду), -либо в коллапсар ("черную дыру").

Судя по наблюдениям, стадия пульсара продолжается не более нескольких миллионов лет. Что касается "черных дыр", то их дальнейшая судьба неясна. Во всяком случае они надолго, если не навсегда, становятся практически ненаблюдаемыми объектами.

Так рисует себе эволюцию звезд современная теоретическая астрофизика. Для полной ясности предстоит сделать еще много расчетов звездной эволюции.