Космические рубежи теории относительности

Зная светимости, температуры и массы ряда звёзд, астрономы могут поставить перед астрофизиками задачу - выяснить, что происходит в звёздах. Почему звёзды группируются в три основные типа на диаграмме Герцшпрунга-Рассела? Почему самые массивные звёзды одновременно обладают наибольшими светимостями? Как связаны красные гиганты со звёздами главной последовательности? Имеют ли красные гиганты какое-либо отношение к белым карликам? Или они связаны с какими-то другими объектами? Астрофизик должен воспользоваться законами физики, использовать методы математики, учесть результаты астрономических наблюдений и ввести все эти данные в хорошую ЭВМ. Через несколько минут (иногда - часов) ЭВМ выразит на языке чисел то, что природа реализует в небесах за миллиарды лет. Полученный результат - это увлекательный рассказ об эволюции звёзд.

Наблюдая небо, астрономы часто обнаруживают огромные облака газа. Прекрасный пример - туманность Ориона (иногда её называют «М 42»), которую с трудом можно рассмотреть невооруженным глазом близ средней звезды в «мече» Ориона. Прекрасная фотография этой туманности приведена на рис. 6.6. Обратите внимание на несколько темных участков в этой туманности. Это не «дыры» в ней, как думали ещё в XIX в., а холодные темные облака пыли, заслоняющие от нас светящиеся скопления газа, находящиеся позади.

РИС. 6.6. Туманность Ориона. Именно здесь, в гигантских облаках холодного газа (например, в туманности Ориона, изображенной на этом снимке), рождаются звёзды. (Ликская обсерватория.)

Представим себе одно из этих холодных и темных облаков газа и пыли. Можно ожидать, что оно не вполне однородно, а содержит сгущения, в которых газ несколько плотнее, чем в соседних частях облака. Поскольку такое сгущение содержит больше вещества, чем его окружение, оно создаёт и немного более сильное поле тяготения; значит, оно будет притягивать окружающее его вещество. В результате сгущение будет становиться всё массивнее и порождать всё более сильное гравитационное поле, в свою очередь притягивающее ещё больше вещества. Путём такой аккреции сгущение растет как по размерам, так и по массе, пока в нём не скопится, наконец, огромное количество вещества - во много масс Солнца, - распределённое в объёме, многократно превышающем размеры Солнечной системы.

Подробные расчёты астрофизиков показывают, что такая протозвезда неустойчива. Дело в том, что отсутствует какое-либо сопротивление огромному весу миллиардов и миллиардов тонн газа. Поэтому протозвезда начинает сжиматься. По мере того как вещество этого огромного газового шара занимает всё меньший и меньший объём, начинают резко возрастать давление и плотность внутри протозвезды. Когда вы потираете руки, ваши ладони нагреваются. По той же, по сути дела, причине температура вблизи центра протозвезды при её сжатии повышается всё сильнее и сильнее. Наконец, когда температура в центре достигает около 10 миллионов градусов, ядра атомов водорода начинают сталкиваться с такой силой, что они сливаются, образуя ядра атомов гелия. При такой термоядерной реакции, при которой водород превращается в гелий, выделяется гигантское количество энергии. Это тот же процесс, который происходит в водородной бомбе. Мощный процесс выделения энергии оказывается способным остановить сжатие. Вот так родилась звезда!

В процессе сжатия, протозвезды точка, изображающая её на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, очень быстро перемещается по диаграмме, поскольку быстро изменяются условия на поверхности протозвезды. Сначала по мере уменьшения размеров протозвезды её светимость падает. Затем, непосредственно перед «зажиганием» термоядерной реакции, поверхностная температура протозвезды быстро возрастает. Согласно расчётам астрофизиков, эта точка - звезда на диаграмме Герцшпрунга-Рассела останавливается, когда в сердцевине звезды начинается «сжигание» водорода, причем эта точка остановки соответствует главной последовательности. На рис. 6.7 вы видите прекрасный пример молодого звёздного скопления.

РИС. 6.7. Плеяды. Группа очень молодых звёзд. Термоядерная реакция включилась в недрах этих звёзд недавно - какой-нибудь миллиард лет назад. (Ликская обсерватория.)

Таким путём астрофизикам удалось вскрыть истинный смысл главной последовательности. В центральной области каждой звезды главной последовательности происходит «сжигание» водорода. Такое «сжигание» в массивных звёздах происходит с огромной скоростью. Поэтому более массивные звёзды являются и самыми яркими. У звёзд малой массы «сжигание» водорода происходит намного медленнее, и поэтому менее массивные звёзды оказываются самыми слабыми.