Книга: Извечные тайны неба

Судьбы звезд

Судьбы звезд

Чтобы проследить, как растут деревья в лесу, нет надобности наблюдать за ними долгие годы. Достаточно отправиться в лес; там представлены деревья и разных пород, и всевозможных возрастов – от молодой поросли до замшелых великанов.

Астрономам не под силу проследить за развитием какой-либо одной звезды: для этого требуются, по крайней мере, миллионы лет. Но, «коллекционируя» звезды, сопоставляя между собой их индивидуальные особенности, так же, как и для деревьев в лесу, можно понять этапы их жизненного пути, от рождения до старости.

Воссоздавая картину жизни звезд, астроном испытываем всевозможные модели – теоретически определяет характерные особенности поведения звезд при различных допустимых предположениях об их внутреннем строении, массе, возрасте, окружающей космической среде. Однако теоретическая картина жизни звезд, какой бы заманчивой она ни была, не будет представлять ценности, если в ней, хотя бы в скрытой форме, нарушаются установленные законы природы. В своих моделях астроном обязан опираться на всю совокупность наблюдаемых фактов и известных физических законов. Только в этом случае модель, наиболее полно объясняющая наблюдаемые явления, приобретает права научной гипотезы. После подтверждения дальнейшими теоретическими исследованиями и новыми наблюдениями детально разработанная гипотеза становится научной теорией.

Но даже и научную теорию не следует считать последним и совершенно исчерпывающим словом науки. Мы знаем много случаев, когда для объяснения одного и того же явления в науке одновременно разрабатывалось несколько различных взаимоисключающих теорий. Одним из таких случаев как раз и является проблема происхождения и развития звезд.

Хотя астрономы накопили богатый фактический материал о химическом составе и физических характеристиках звезд, проблема жизни звезд, их эволюции остается одной из самых острых в современной астрономии.

Изучение судеб звезд встало в ряд актуальных астрономических проблем в двадцатые годы нашего столетия, после того как астрономы научились надежно определять температуры поверхности звезд и межзвездные расстояния.

Видимые на небе звезды заметно различаются по блеску. Во многих случаях это объясняется тем очевидным обстоятельством, что они удалены на различные расстояния: более близкие звезды выглядят для нас более яркими. Зная истинные расстояния до звезд, астрономы научились путем вычислений теоретически как бы «отодвигать» или, наоборот, «придвигать» все исследуемые звезды на одинаковое стандартное расстояние от Солнца в 32,6 световых года. Тем самым, открылся путь для сравнения блеска различных звезд и определения их светимости, т. е. того количества лучистой энергии, которое они излучают в окружающее пространство.

Независимо друг от друга датчанин Эйнар Герцшпрунг и американец Генри Рессел обратили внимание на то, что два характерных признака – светимость и температура поверхности – дают возможность разделить все множество звезд на очень небольшое число четко разграниченных групп. Этот результат наглядно виден на диаграмме, носящей название диаграммы Герцшпрунга – Рессела.

Для построения диаграммы используются все звезды, для которых известны температура поверхности и светимость. Шкалой температур служит ось абсцисс. По оси ординат откладывают светимость звезд, – чем большее количество энергии излучает звезда, тем выше должно быть ее положение на оси ординат. Каждой звезде с известными характеристиками на диаграмме Герцшпрунга-Рессела соответствует одна точка.

Вам должно сразу броситься в глаза, что точки на диаграмме Герцшпрунга-Рессела вовсе не разбросаны хаотично. Подавляющее большинство их ложится на так называемую главную последовательность, – полосу диаграммы, протянувшуюся с плавным изгибом из левого верхнего угла в правый нижний. Звезды, которые попадают в эту полосу диаграммы Герцшпрунга-Рессела, астрономы называют звездами главной последовательности.

Небольшая доля точек попадает в область левее и ниже главной последовательности. Они принадлежат звездам с очень высокой температурой поверхности и аномально низкой светимостью. Эти звезды составляют группу белых карликов.

Отдельную группировку образуют звезды в правом верхнем углу диаграммы. Те имеют небольшую температуру поверхности, но светят необычайно ярко. В эту область диаграммы попадают красные гиганты и сверхгиганты.

Диаграмма Герцшпрунга-Рессела наводит на мысль, что мир звезд не является застывшим: характерные особенности диаграммы явно связаны с различными этапами жизни звезд. Но в какую сторону идет процесс старения звезд? Может быть, вновь родившиеся звезды расположены в левом верхнем углу диаграммы, и по мере роста они медленно спускаются вдоль главной последовательности в ее нижнюю часть? А может быть, процесс идет как раз в противоположном направлении: в молодости звезды бывают холодными и неяркими, а с течением времени разогреваются и светят гораздо ярче? Что представляют из себя такие особые группы звезд, как белые карлики и красные гиганты? Ответы на эти вопросы стали мало-помалу проясняться лишь тогда, когда астрономы и физики совместными усилиями обнаружили источник звездной энергии – термоядерную реакцию превращения водорода в гелий.

Расчеты показали, что к числу короткоживущих звезд обязаны принадлежать в первую очередь наиболее горячие звезды с высокой светимостью. Они расходуют свое водородное «горючее» настолько расточительно, что срок их существования при наблюдаемых темпах переработки водорода может быть в космическом масштабе времени лишь очень непродолжительным. Следовательно, подобная звезда должна либо быстро сменить «образ жизни», либо погибнуть.

Очень молодыми оказались переменные звезды с неправильным изменением блеска типа Т Тельца. Их детальное изучение помогло предложить вариант стройной теории рождения звезд.

Рассмотрим холодное межзвездное облако пыли и газа с массой, примерно равной массе нашего Солнца, и размерами, достигающими размеров современной Солнечной системы. Физики видят ряд причин, по которым равновесие внутри такого облака может быть внезапно нарушено, и все его частицы со скоростью свободного падения устремятся к центру. Для описания подобного явления астрономы используют термин коллапс – стремительное сжатие. Коллапсирующее облако по космическим масштабам времени в мгновение ока – всего за половину земного года – уменьшается до размеров, которые лишь в 100 раз превышают нынешние размеры Солнца. В этот период мы уже имеем дело не с облаком газопылевой материи, а с рождающейся звездой.

В коллапсирующем облаке высвобождается огромное количество внутренней энергии, что приводит к разогреву облака.

Температура поверхности звездного «эмбриона» достигает еще всего только четырех тысяч кельвинов, но суммарная светимость всей огромной поверхности облака в сотни раз превосходит светимость Солнца. Весь описанный процесс идет настолько стремительно, что со стороны должно казаться, будто на небе среди холодной газопылевой межзвездной материи практически мгновенно появляется неизвестная раньше звезда.

Вновь загоревшаяся на небе звезда – пока еще только «эмбрион» звезды – продолжает уменьшаться в размерах и разогреваться. Этот процесс по космическим меркам также идет быстро, но несравненно медленнее, чем коллапс.

Во второй фазе своей эволюции формирующаяся звезда быстро вращается, из ее недр через разные промежутки времени вырываются мощные струи вещества, которые способны унести в общей сложности до одной трети первоначальной массы сжавшегося облака. Со стороны блеск такой формирующейся звезды должен изменяться быстро и без всякой регулярности, иными словами, для земного наблюдателя это будет типичная неправильная переменная звезда типа Т Тельца.

Период жизни формирующейся звезды с массой, близкой к массе Солнца, в стадии неправильной переменной типа Т Тельца может достигать 50 млн. лет. Постепенно размеры такой звезды сокращаются до размеров Солнца, утечка вещества из недр замирает, температура недр достигает критического значения в 10 млн. кельвинов, и термоядерная реакция превращения водорода в гелий становится основным источником звездной энергии. Молодая звезда полностью сформировалась: она достигла третьей, стабильной стадии своего существования, в которой может спокойно находиться несколько миллиардов лет. Температура поверхности и светимость этой звезды теперь полностью соответствуют характеристикам звезд главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела.

Астрономы, разработавшие изложенную картину рождения и роста звезд, приводят веские доводы в ее защиту. Однако встречаются приверженцы и другой точки зрения: звезды рождаются не из разреженного газопылевого облака, а из сверхплотного, еще не известного науке дозвездного вещества. В результате чудовищного взрыва такое сверхплотное дозвездное вещество распадается на отдельные фрагменты, каждый из которых, расширяясь до нормального звездного состояния, становится отдельной звездой. Как видно, эта точка зрения диаметрально противоположна теории коллапса газопылевого облака.

Время и новые научные поиски способны разрешить любой самый сложный научный спор. А пока вновь появляющиеся наблюдательные данные заставляют отдавать предпочтение теории происхождения звезд из коллапсирующего газопылевого облака.