Космос. Прошлое, настоящее, будущее

Вторым важным достижением звездной астрофизики стало выяснение источников энергии звезд. Этих источников два – гравитационное сжатие и термоядерные реакции. Действуют они попеременно: в эпоху формирования звезды, а также в процессе ее смерти работает гравитационное сжатие; но на основном, длительном этапе жизни звезды ее излучение поддерживают термоядерные реакции. Они вступают в действие, когда в процессе первичного сжатия звезды в ее недрах достигаются необходимые для этого условия, прежде всего – температура в несколько миллионов градусов.

Чем массивнее звезда, тем сильнее сжимает она недра своим весом, тем выше нужны температура и давление, чтобы этому сжатию противостоять. Но с ростом температуры стремительно возрастает интенсивность термоядерных реакций превращения водорода в гелий. Эти реакции потому и называют термоядерными, что необходимые для их протекания столкновения ядер водорода – протонов – друг с другом стимулируются высокой температурой. Поэтому чем массивнее звезда, тем ярче она светит и тем горячее ее поверхность. Астроному, наблюдающему звезду со стороны, доступны две ее характеристики – мощность излучения (светимость) и температура поверхности. При массовом изучении звезд место каждой из них отмечают точкой на плоскости, где по вертикальной координате отложена светимость звезды, а по горизонтальной – температура поверхности. А поскольку температура прямо влияет на вид спектра, астрономы обычно вместо температуры используют именно его под названием «спектральный класс».

Яркие и горячие – это самые массивные звезды, в десятки раз превышающие по массе наше Солнце, а тусклые и холодные – это самые мелкие звезды, которые в несколько раз легче Солнца. На специальной диаграмме Герцшпрунга – Рассела их расположение называют «главной последовательностью», поскольку в ней сосредоточено 90 % всех наблюдаемых звезд. Их так много потому, что здесь проходит основной период их жизни, связанный с превращением водорода в гелий. А поскольку водорода в звезде изначально много, этот период занимает 90 % времени жизни звезды. Типичной звездой главной последовательности является наше Солнце.

Наблюдаемое положение звезд на диаграмме Герцшпрунга – Рассела, от самых массивных светил (50–100 M_⊙) до самых легких (0,08 M_⊙), отлично согласуется с теоретическими расчетами. Для большинства звезд главной последовательности выполняется соотношение между светимостью, массой и радиусом: L ∝ M⁴ µ R⁵. Но у звезд малой и большой массы L ∝ M³, а у самых массивных L ∝ M.

На главную последовательность звезды попадают после младенческой стадии гравитационного сжатия; в этот период их называют протозвездами. Начало стадии главной последовательности определяется как момент, когда потери энергии звезды на излучение полностью компенсируются выделением энергии в термоядерных реакциях. Окончание стадии главной последовательности соответствует образованию у звезды однородного гелиевого ядра, после чего звезда уходит с главной последовательности, раздувается и становится гигантом. Самые массивные звезды остаются на главной последовательности несколько миллионов лет, после чего, полностью израсходовав в своей горячей центральной области водородное топливо, покидают ее. Звезды с массой Солнца (1 M_⊙) остаются на главной последовательности около 10 млрд лет. А у звезд с массой M ≲ 0,8 M_⊙ стадия термоядерного «горения» водорода столь продолжительна, что за время жизни Галактики они еще не успели покинуть главную последовательность.

Уход с главной последовательности происходит потому, что по мере «сгорания» водорода в центре звезды меняется ее структура. Плотное гелиевое ядро сжимается, его температура растет, в окружающем его водороде реакции термоядерного синтеза становятся более интенсивными, растет светимость звезды. Наружные слои звезды нагреваются и расширяются, становясь более прозрачными и давая путь избыточному потоку излучения, выходящему из ядра звезды. Размер звезды значительно возрастает, вплоть до гигантского, во много раз превосходя радиус Солнца (R_⊙ = 7 · 10⁸ м). При этом поверхность звезды немного охлаждается, звезда краснеет.

Звезду значительно большей светимости и размера, чем у большинства звезд того же спектрального класса, астрономы называют гигантом. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела большинство звезд принадлежит главной последовательности, а звезды-гиганты, уже покинувшие главную последовательность и движущиеся вдоль «ветви гигантов», приближаются к концу своей эволюции, увеличивая при этом свой радиус и светимость и уменьшая температуру своей поверхности. Особенно велико различие в размерах и светимостях между красными гигантами и красными карликами, населяющими нижнюю часть главной последовательности. Тогда как красные карлики в несколько раз меньше Солнца и светят в сотни раз слабее его, красные гиганты в десятки раз больше Солнца и светят в сотни раз сильнее. Звезды еще большей светимости и размера называют сверхгигантами.