Стивен Маран - Астрономия для "чайников"
В этой главе мы будем говорить о первоначальной массе (или размере) звезды, — которую она имела при рождении, как о решающем факторе того, чем она станет впоследствии. Затем я расскажу об основных свойствах звезд, а также о характеристиках двойных и переменных звезд, которые делают их столь интересными для наблюдения.
И, конечно, обсуждение звезд будет неполным без сплетен о знаменитостях. Поэтому я познакомлю вас с некоторыми "светилами" ночного неба, которых нужно знать, потому что это выдающиеся "личности" в окрестностях Солнечной системы.
Жизненные циклы горячих и массивных звезд
Самые важные категории звезд соответствуют последовательным этапам их жизненных циклов: дети, взрослые, пожилые и умирающие. (Что? А подростки? Вселенная отказалась от категории "молодежь" после ее ужасных разгульных выходок!) Конечно, ни один астрофизик, имеющий степень Ph. D. (д-ра философии), не будет использовать такие простые термины. Поэтому астрономы называют эти типы звезд так: молодые звездные объекты (YSO), звезды главной последовательности, красные гиганты и звезды, находящиеся на завершающих этапах своей эволюции соответственно. (Наверное, вам будет приятно узнать, что ни одна звезда не умирает полностью; как правило, она переходит в новое состояние, завершающее ее эволюцию, и становится белым карликом или черной дырой.)
Перечислим этапы жизненного цикла нормальной звезды примерно такой же массы, как у Солнца.
1. Звезда "рождается", когда газ и пыль в холодной туманности сжимаются, формируя молодой звездный объект (YSO).
2. Сжимаясь, звезда разгоняет остатки породившего ее облака и начинаются реакции горения водорода. Другими словами, происходит ядерный синтез (об этом подробнее говорилось в главе 10).
3. По мере постепенного сгорания водорода звезда переходит в разряд главной последовательности (об этом этапе жизни звезд я расскажу позже в этой главе).
4. Когда звезда израсходует весь водород в своем ядре, начнется горение водорода, содержащегося в оболочке (большой внешний слой, окружающий ядро).
5. Энергия, выделяющаяся при горении водорода оболочки, приведет к тому, что звезда станет ярче и расширится. Звезда станет больше, холоднее и приобретет красный оттенок, т. е. превратится в так называемый красный гигант.
6. Звездные ветры, овевающие звезду, постепенно оторвут от нее внешние слои, которые сформируют планетарную туманность вокруг остатка горячего звездного ядра.
7. Туманность расширяется и рассеивается в космосе, и от звезды остается только маленькое горячее ядро.
8. Это ядро, которое теперь называется белым карликом, постепенно остывает и угасает навсегда.
У звезд с массой, намного большей, чем у Солнца, другой жизненный цикл. Вместо того чтобы породить планетарную туманность и превратиться в умирающего белого карлика, они взрываются как сверхновые и в конце концов после них остаются нейтронные звезды или черные дыры. Причем происходит это довольно быстро. Продолжительность жизни Солнца должна составить примерно 10 миллиардов лет, а звезда, масса которой в 20–30 раз превышает массу Солнца, взорвется всего через несколько миллионов лет после своего рождения.
А у звезд с массой, намного меньшей, чем у Солнца, другая судьба. Они начинают как YSO, затем присоединяются к главной последовательности звезд и навсегда остаются красными карликами. В основе всех описанных фактов лежит фундаментальный принцип астрофизики: чем больше масса, тем быстрее выгорает ядерное топливо и тем короче жизнь звезды. И, наоборот, чем меньше масса, тем медленнее происходит процесс сгорания водорода и тем дольше живет звезда.
К тому времени, когда Солнце исчерпает весь водород своего ядра, ему будет по меньшей мере 9 миллиардов лет. А у красного карлика водород сгорает так медленно, что такое положение сохраняется почти навечно (с практической точки зрения).
В последующих разделах мы более подробно рассмотрим этапы жизненного пути звезд.
YSO: первые шаги
Молодые звездные объекты (YSO) — это новорожденные звезды, которые еще окружены шлейфом породивших их облаков или тянут его за собой. К ним относятся звезды типа Т Тельца, названные по имени первой найденной звезды этого типа — Т из созвездия Тельца; и объекты Хербига-Аро (Herbig-Haro, сокращенно Н-Н), названные в честь двух открывших их астрономов[30]. (На самом деле объекты Н-Н — это сверкающие газовые шары, выброшенные в противоположных направлениях от самой молодой звезды, которая обычно не видна, так как ее скрывает пыль из породившего ее облака.) YSO можно обнаружить в районах молодых звезд, которые астрономы называют районами НП, например, в туманности Ориона (рис. 11.1), где за последние пару миллионов лет родились сотни звезд.
Рис. 11.1. Туманность Ориона относится к туманностям, где рождается много звезд, которые сначала скрываются за завесой межзвездной пыли
Фотография Джерри Лодригесса
Многие изображения эффектных туманностей с выбросами — это на самом деле "портреты" YSO. Выбросы и другие элементы туманностей сразу бросаются в глаза, но сами звезды иногда едва заметны (если заметны вообще), поскольку их скрывает окружающее их газо-пылевое облако.
Звезды главной последовательности: долгая зрелость
Звезды главной последовательности, к которым относится Солнце, отбрасывают породившие их облака и ярко светят в небе благодаря реакциям ядерного синтеза (т. е. превращению водорода в гелий), идущим в их ядрах (более подробно о реакциях ядерного синтеза на Солнце говорилось в главе 10). В прежние времена астрономы классифицировали звезды, еще не зная и не понимая различий между ними, поэтому звезды главной последовательности также называют карликами (dwarfs). Так и получилось, что звезду главной последовательности называют карликом, даже если ее масса в 10 (или даже больше) раз превышает массу Солнца.
Когда астрономы и авторы научно-популярных статей говорят "нормальные звезды", они, как правило, имеют в виду звезды главной последовательности. Когда они пишут о "солнце-подобных" звездах, то имеют в виду звезды главной последовательности примерно такой же массы, как у Солнца (больше или меньше не более чем в 2 раза).
Самые малые звезды главной последовательности — это красные карлики (red dwarfs), которые имеют тусклый красный оттенок.
У красных карликов малая масса, но их великое множество. Подавляющее большинство звезд главной последовательности — это красные карлики. Они — как мелкие мошки, которые окружают вас со всех сторон, но едва заметны. Красные карлики настолько тусклые, что даже ближайшую звезду этого типа, Проксиму Центавра (ближайшая к Солнцу звезда), нельзя увидеть без телескопа.
Красные гиганты
Красные гиганты (red giant) — это звезды совершенно другого типа; они намного больше Солнца. Диаметр некоторых из них примерно равен диаметру орбиты Венеры или даже орбиты Земли. Они представляют собой более поздний этап жизни звезд промежуточной массы (т. е. имеющих массу от чуть меньшей массы Солнца до превышающей ее в несколько раз), после того как она выйдет из категории главной последовательности ("перерастет" ее).
У красного гиганта сгорание водорода происходит не в ядре, а в сферической области сразу за пределами ядра, которая называется слоем водородного горения. У такой звезды водород не может сгорать в ядре, потому что весь ее водород ядра уже выгорел и в результате реакций ядерного синтеза превратился в гелий. Звезды, масса которых намного превышает массу Солнца, не становятся красными гигантами; они раздуваются настолько, что мы называем их красными сверхгигантами (red supergiant). Типичный красный сверхгигант в тысячу или в две тысячи раз больше Солнца; он велик настолько, что может простираться за орбиту Юпитера или даже Сатурна, будь он на месте Солнца.
Звезды на завершающем этапе эволюции
Завершающий этап звездной эволюции — это вежливый термин для обозначения этапа жизни звезд, чьи лучшие годы далеко позади. Этим термином называют такие объекты:
белые карлики;
центральные звезды планетарных туманностей;
нейтронные звезды;
сверхновые звезды;
черные дыры.
Чем больше, тем реже
Участники программы SETI (подробности — в главе 14) не направляют свои радиотелескопы на массивные звезды, чтобы обнаружить радиосигналы от развитых цивилизаций. Дело в том, что массивные звезды взрываются и умирают после настолько короткой жизни, что трудно представить, чтобы на любой из окружающих их планет за это время успела развиться жизнь.
