Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

Ничто не вечно, даже звезды. Их рождение в космическом холоде, их бурная молодость и стабильная зрелость, их «старческое оплывание» и окончательное угасание — все это предполагает множество превращений. Астрономы смогли составить единую картину циклов жизни и гибели звезд, рассмотрев каждую наблюдаемую звезду как «моментальный снимок» в соответствующей истории ее существования. Оказывается, участь звезды в плане времени жизни и эволюционных изменений, которые с ней произойдут, во многом определяет ее масса.

Маломассивные звезды

Звезды с наименьшей массой (от 0,08 до 0,8 M_⊙, спектральный класс М) меняются меньше всего, поскольку они полностью конвективны (рис. 12.1). Со временем каждый атом такой звезды циклически проходит через ядро, в котором происходят термоядерные реакции, и питает звездную «электростанцию», пока все водородное топливо не переплавится в гелий. Что ждет их в конце, неизвестно: эти звезды живут очень долго. И более того, каждая маломассивная звезда, возникшая в Млечном Пути за 12 млрд лет его существования, все еще полна жизни.

Рис. 12.1. Внутреннее строение звезд с различной массой. Маломассивные звезды (слева) полностью конвективны. У звезд средней массы (в середине) конвективные зоны располагаются над зонами излучения, у массивных (справа) — наоборот. (По источнику: Astronomy, C. J. Peterson.)

Солнцеподобные звезды

Солнцеподобные звезды (от 0,8 до 1,4 M⊙, спектральные классы K, F и G) 90 % своей жизни проводят на относительно стабильной главной последовательности (рис. 12.2). Все это время в ядре прежде всего «сгорает» водород и образуется гелий. Этот процесс высвобождает энергию, которая передается наружу через остальные области звезды. Сразу за пределами ядра высокоэнергетические фотоны нагревают частицы газа, которые в дальнейшем, в соответствии со своими температурами, излучают энергию повторно. По мере того как излучение распространяется вовне, нагревается все больше частиц газа, но их температуры по сравнению с той, что царит в ядре, становятся все ниже. В зоне лучистого переноса то, что некогда представляло собой горстку гамма-квантов, преобразуется в поток ультрафиолетового излучения и видимого света, энергия фотонов в котором относительно низка. В двух третях пути от ядра к внешним оболочкам в дело вступают гигантские конвекционные потоки, поднимающие нагретые частицы к поверхности, где те излучают энергию (в основном в видимом диапазоне длин волн), охлаждаются, уплотняются, а затем опускаются обратно, вниз, чтобы повторить конвекционный цикл.

Рис. 12.2. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела, показывающая светимость звезды в зависимости от ее цвета, спектрального класса и температуры ее поверхности. Голубоватые горячие звезды — слева, красноватые холодные — справа. Обозначены звезды главной последовательности, гиганты, сверхгиганты и белые карлики, а также ветвь красных гигантов (RGB), горизонтальная ветвь (HB), асимптотическая ветвь гигантов (AGB) и часть эволюционных путей для звезд различной массы. (По источнику: сайт Australia Telescope Outreach and Education, владелец — Государственное объединение научных и прикладных исследований [CSIRO] Австралии.)

А как же все обстоит с самим Солнцем? Оно сформировалось из туманного вещества 4,6 млрд лет назад и находится в середине своего жизненного пути в качестве обычной звезды главной последовательности. За это время атомные ядра водорода в ядре Солнца активно переплавлялись в атомные ядра гелия с выделением нейтрино и гамма-лучей — последние дают Солнцу световую энергию. Этот термоядерный синтез привел к тому, что в солнечном ядре теперь преобладают атомные ядра гелия, каждое из которых состоит из двух протонов и двух нейтронов, а не изначальная когорта атомных ядер водорода, состоящих из одиночных протонов. И это значит, что общее количество автономных частиц в ядре неуклонно сокращается.

Согласно закону идеального газа, внутреннее давление зависит как от количества частиц, так и от их общей температуры. И если частиц становится меньше, температура должна повышаться, чтобы поддерживать давление, необходимое для предотвращения гравитационного коллапса. Так возникает звезда, у которой непрестанно возрастают и температура ядра, и соответствующая ей светимость. Возможно, Солнце, светившее над ранней Землей, было намного более тусклым. Еще через несколько миллиардов лет наша звезда будет намного ярче, чем сейчас, и жизнь на Земле станет невыносимой — причем еще до того, как Солнце перейдет в стадию красного гиганта.