Звездная эволюция, белые и черные карлики

На заре XX в. многие астрономы полагали, что звезды эволюционируют в точном соответствии с диаграммой Герцшпрунга-Рессела, превращаясь из ярких белых звезд в начале жизненного пути в тусклые красные звезды в конце его. Согласно этой теории, звезда зарождается, конденсируясь из межзвездной пыли и газа. Она сжимается гравитационными силами, при этом ее недра разогреваются. Звезда начинает светиться как большой, разреженный красный гигант спектрального класса М. Далее звезда продолжает сжиматься и разогреваться, пока не достигнет вершины главной последовательности. Затем она спускается по главной последовательности, пока не станет тусклым красным карликом спектрального класса М. В конце концов она превращается в холодный, мертвый шар.

Эволюция звезды солнечной массы Сейчас известно, что нарисованная выше картина звездной эволюции совершенно неверна. Красные гиганты типа Бетельгейзе-очень старые звезды, израсходовавшие большую часть своих запасов энергии и находящиеся на поздней эволюционной стадии. По современным представлениям, звезды светят благодаря идущим внутри их ядерным реакциям, а ход их эволюции существенно зависит от начальной массы звезды: эволюция массивной звезды отличается от эволюции звезды меньшей массы. Общее в их эволюции только ТО, что все звезды начинают свое существование в облаках газа.

Звездный зародыш сжимается и при этом разогревается. Если, однако, его масса слишком мала, ядерные реакции не смогут начаться и звезда никогда не вступит на главную последовательность. Вместо этого она станет понемногу излучать энергию, пока не израсходует все ее запасы. Звезда с массой, близкой к массе Солнца, в ходе гравитационного сжатия достигает стадии, на которой тепло переносится от недр к поверхности путем конвекции. Звезда быстро (быть может, всего за столетие или около того) становится в 100-1000 раз ярче, чем нынешнее Солнце. Но далее звезда продолжает сжиматься, и ее яркость уменьшается - звезда подходит к главной последовательности. Затем, когда температура в ядре звезды достаточно возрастает, там начинаются ядерные реакции. Ядра водорода объединяются, образуя ядра гелия, что сопровождается преобразованием части массы в энергию излучения. Звезда поселяется на главной последовательности на долгий срок устойчивого существования, который, вероятно, длится до 10 млрд. лет. (Таким образом, Солнце, возраст которого около 5 млрд, лет, прожило лишь половину своей жизни на главной последовательности.)

Наконец запас водородного «горючего» начинает истощаться. Гелиевое ядро быстро сжимается и снова разогревается, благодаря чему водород может «гореть» в окружающей ядро оболочке; внешние слои звезды при этом расширяются и охлаждаются. Звезда разбухает и становится красным гигантом. Температура в ее центре поднимается примерно до 100 млн. градусов, но внешние слои остаются холодными и крайне разреженными.

Туманность Розетка (NGC 2237) предстает на фотографии, полученной с помощью 122-см телескопа системы Шмидта. Туманность находится в созвездии Единорога, причем ярким объектом ее назвать нельзя. Это типичная эмиссионная туманность. Самая яркая звезда в ней имеет спектральный класс 09. Несомненно, эта туманность- область, где образуются молодые звезды. Видимая картина светящегося газа весьма эффектна, несмотря на то что газ очень разрежен

Звезды бывают различных типов, светимость многих из них значительно превосходит солнечную. Например, Ригель (А), спектральный класс В8,- массивная яркая звезда в левой верхней части главной последовательности, она излучает в 49000 раз мощнее, чем Солнце. Сверхгигант Антарес (Б), класс М, имеет диаметр 420 млн. км и светимость в 3400 раз выше светимости Солнца. Альдебаран (В), класс К, светит в 90 раз ярче Солнца; это красный гигант, с диаметром 67 млн. км

Здесь показана (красной линией) эволюция звезды типа Солнца. Звезда конденсируется из межзвездного вещества (А). Затем она приходит на главную последовательность (Б), которую покидает примерно через 10 млрд, лет и переходит на ветвь гигантов (В), причем светимость звезды возрастает до 1500 светимостей Солнца, а диаметр- до 50 диаметров Солнца. Затем звезда становится неустойчивой, выбрасывает вещество (Г). Впоследствии она сжимается и становится маленьким, исключительно плотным белым карликом (Д)

Белые и черные карлики. На последующих этапах эволюции в звезде протекают реакции других типов. В конце концов запасы ядерной энергии исчерпываются. Звезда сжимается и становится маленьким плотным белым карликом. Атомы, из которых состоит белый карлик, раздавлены, разрушены колоссальным внутренним давлением, и поэтому они могут быть плотно сжаты: плотность такой звезды более чем в 100 тыс. раз превосходит плотность воды. По истечении немалого времени звезда полностью лишается света и тепла и превращается в мертвый черный карлик.

Черные карлики не испускают излучения, которое можно было бы обнаружить, и поэтому можно только строить догадки об их численности. Белые карлики, однако, встречаются часто. В 1916 г. Уолтер Адамс (1876-1956) впервые показал, что белым карликом является спутник Сириуса. Он был открыт более чем за полвека до этого Альваном Кларком (1832-1897), но всегда считался холодным и красным. На самом деле температура поверхности этого звездного спутника выше, чем у Солнца, но его диаметр всего втрое больше диаметра Земли. Огромное количество вещества (почти столько же, сколько содержит Солнце) «спрессовано» в этом сравнительно небольшом шаре.

Крабовидная туманность в созвездии Тельца (М1)-удивительный объект. В 1054 г. там вспыхнула настолько яркая сверхновая, что ее было видно днем невооруженным глазом; но потом она стала слабее звезд 6-й величины. Связь между сверхновой 1054 г. и современной Крабовидной туманностью оспаривалась, но теперь уже, кажется, не подвергается сомнению. В Крабовидной туманности находится пульсар, который удалось отождествить с оптическим объектом. Пульсар называют «котельной» Крабовидной туманности.

Звезды на главной последовательности, подобные Солнцу, называют карликами, в отличие

от звезд, находящихся на ветви гигантов. Солнце (А)-типичный карлик спектрального класса G. Капелла также принадлежит к классу G, но располагается на ветви гигантов, и ее светимость в 150 раз выше солнечной. Она совсем не похожа на белых карликов, подобных спутнику Сириуса (Б), или на красных карликов, таких, как Вольф 359 (В)- одна из самых тусклых звезд (ее светимость всего 0,00002 светимости Солнца)

На рисунках показана эволюция массивной звезды, т. е. звезды с исходной массой, более чем втрое превышающей солнечную. Звезда образуется из межзвездного вещества путем сжатия (А) и приходит на главную последовательность (Б). Затем намного быстрее, чем звезда типа Солнца,-она переходит в область гигантов (В). Наконец звезда взрывается как сверхновая (Г) и выбрасывает большую часть своего вещества в окружающее пространство. После этого остается нейтронная звезда, или пульсар (Д)

Эволюция массивной звезды. Звезда с массой, значительно превосходящей солнечную, эволюционирует гораздо быстрее. Например, звезда исключительно высокой светимости S Золотой Рыбы, находящаяся в Большом Магеллановом Облаке, не могла бы тратить энергию с той же скоростью, как сейчас, существенно дольше миллиона лет, тогда как Солнце по меньшей мере еще в течение 5 млрд, лет не покинет главную последовательность.

Эволюция очень массивной звезды завершается не просто ее сжатием и превращением в белый карлик. Когда температура ядра достигает примерно 5 млрд, градусов, происходит катастрофическое изменение структуры: ядро быстро сжимается, а внешние слои звезды, в которых все еще продолжаются ядерные реакции, быстро нагреваются до температуры примерно 300 млн. градусов. В результате происходит вспышка сверхновой-в этот момент звезда за несколько секунд излучает столько же энергии, сколько Солнце за миллионы лет. Вещество звезды выбрасывается наружу. По окончании катастрофы остаются только облако расширяющегося газа и нейтронная звезда, или пульсар, имеющая даже еще меньшие размеры и большую плотность, чем белый карлик. Крабовидная туманность-остаток вспышки сверхновой, которая наблюдалась китайскими астрономами в 1054 г. Из двух показанных на рисунках туманностей одна, Розетка (1), представляет собой область, где звезды рождаются, а другая, Крабовидная (4),-место гибели когда-то ослепительно сверкавшей звезды.