Удивительная космология

Однако на главную последовательность попадает далеко не все звездное население. Красные гиганты и сверхгиганты (их традиционно принято называть красными, хотя среди них есть и желтые звезды) образуют отдельную ветвь, которая широкой полосой растет от середины главной последовательности и уходит в правый верхний угол диаграммы. Нам уже хорошо знакомы эти звезды с огромной светимостью и низкой температурой поверхности. На фоне основной массы звездного населения гигантов сравнительно немного. А в нижнем левом углу диаграммы разместились белые карлики – горячие звезды с низкой светимостью, что говорит об их очень малых размерах. Забегая немного вперед, скажем, что белые карлики представляют собой закономерный финальный этап эволюции некоторых звезд. Термоядерные реакции в их недрах давно уже не идут, и они медленно остывают. Итак, напрашивается вывод, что и красные гиганты, и белые карлики – это своего рода производственные отходы, определенная стадия эволюции звезд, покинувших главную последовательность. А поскольку вопросы жизни и смерти – одни из наиболее животрепещущих, настало время поближе познакомиться с рождением и эволюцией звезд.

По современным представлениям, звезды рождаются внутри газово-пылевых облаков, которые начинают сжиматься под действием собственных гравитационных сил. Межзвездная среда только на первый взгляд кажется ничем не заполненным пустым пространством, а в действительности она содержит значительные количества газа и пыли, которые распределяются весьма неравномерно. Больше всего газа и пыли концентрируется в галактических спиральных рукавах, и здесь же обнаруживаются так называемые ассоциации молодых звезд, что является дополнительным аргументом в пользу их рождения из газово-пылевых облаков. Помимо молекулярного водорода и атомарного гелия, такие облака содержат мелкие частицы космической пыли, сложенные более тяжелыми элементами. И хотя никому еще не удалось от начала до конца проследить все фазы формирования звезды, в самом общем виде этот процесс можно представить следующим образом.

После обособления и уплотнения фрагмента облака наступает фаза его быстрого сжатия. Плотность сгустка стремительно растет, а его прозрачность неуклонно падает, поэтому накапливающееся тепло не может его покинуть, и сгусток начинает разогреваться. Радиус такой протозвезды намного превосходит радиус Солнца, но она продолжает сжиматься, потому что давление газа и температура внутри облака не в состоянии уравновесить гравитационные силы. Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, в ее недрах вспыхивают термоядерные реакции синтеза. Температура и давление продолжают расти, и наступает такой момент, когда они начинают эффективно противодействовать силам гравитационного сжатия. Протозвезда становится полноценной звездой и довольно быстро «садится» на главную последовательность.

Чтобы «пробежать» самую раннюю фазу своей эволюции, звезде требуется сравнительно немного времени. Скорость появления на свет зависит от веса младенца. Тяжелые звезды рождаются гораздо быстрее легких. Например, у нашего Солнца, по некоторым оценкам, ушло на это дело примерно 30 миллионов лет, а звезды, втрое превосходящие его по массе, выскакивают как из пушки – всего лишь за 100 тысяч лет. А вот у красных карликов, масса которых на порядок меньше солнечной, роды растягиваются на сотни миллионов лет, но зато и живут такие звезды намного дольше. Масса звезды определяет не только обстоятельства ее появления на свет и первые шаги в этом мире, но и накладывает властный отпечаток на всю ее последующую судьбу. Но сначала разберемся с процессами, протекающими в звездных недрах, которые обеспечивают новорожденной безбедное существование.

Любая звезда представляет собой саморегулирующийся ядерный реактор, обеспечивающий длительное и стабильное производство энергии. В звездных недрах набирают обороты реакции термоядерного синтеза, в ходе которых водород превращается в гелий, а тот, в свою очередь, поэтапно трансформируется во все более тяжелые элементы. Основной ядерный цикл звезды – это превращение водорода в гелий, потому что водорода в процентном отношении в ее составе больше всего. Например, наше Солнце, благополучно прожившее на белом свете около 5 миллиардов лет, содержит чуть больше 80 % водорода. Остальные 20 % приходятся на гелий и другие, более тяжелые элементы, но гелия, разумеется, несопоставимо больше. Трансформация водорода в гелий в основном осуществляется через так называемый протон-протонный цикл, а поскольку он очень медленный, то обеспечивает стабильное горение звезды на протяжении 10 миллиардов лет. В дебри физико-химических процессов, совершающихся в недрах звезд, мы не полезем, а отметим только, что время жизни звезды на главной последовательности (то есть период ее относительно спокойного существования) зависит в первую очередь от ее исходной массы. Нашему Солнцу и подобным ему звездам уготована долгая и размеренная жизнь (не меньше 5 миллиардов лет), а красные карлики проживут еще дольше.