Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

блеска на 3-6 звездных величин и удержание высокой свети­мости в течение длительного времени. Все фуоры являются бы- стровращающимися сверхгигантами классов F и G, связанными с областями активного звездообразования, причем половина этих звезд глубоко погружена в плотные пылевые облака. Фуоры активно теряют вещество в виде «звездного ветра», некоторые из них выбрасывают джеты (длинные тонкие струи вещества) и объекты Хербига-Аро (эмиссионные туманности неправиль­ной формы). Согласно теоретическим моделям, фуоры и звез­ды типа Т Тельца — близнецы-братья, только первые активны, а вторые нет.

По мере сжатия и «включения» ядерных реакций на водоро­де звезда перемещается на диаграмме вниз и влево, иначе гово­ря, светимость ее уменьшается (тем сильнее, чем больше масса), а спектр становится более «ранним». «Садясь» на главную по­следовательность, молодая звезда вступает в самый продолжи­тельный этап своей жизни, длящийся миллионы лет для очень массивных звезд и до триллиона лет для слабейших красных карликов. Солнце находится на главной последовательности уже около 5 млрд лет и не покинет ее по меньшей мере еще столько же времени.

Несколько особняком стоят субкарлики, образующие на диаграмме Герцшпрунга-Рессела особую последовательность. Отличие их от звезд главной последовательности заключа­ется только в том, что содержание элементов тяжелее гелия в них крайне мало, скажем, раз в юо меньше, чем у Солнца. Субкарлики — звезды первого поколения, очень бурно форми­ровавшиеся на ранних этапах существования Галактики, когда диффузной материи было хоть отбавляй (сейчас по меньшей мере 90% видимого вещества Галактики сосредоточено в звез­дах), но эта материя имела практически первичный состав: водо­род, дейтерий, гелий и чуть-чуть лития. Ясно, что при отсутствии углерода звезда будет светить только за счет протон-протонной реакции, а скорость последней, как мы помним, гораздо слабее зависит от температуры, чем скорость цикла Бете-Вайцзекера;

183

температура же напрямую зависит от массы. Поэтому можно не сомневаться, что среди первых звезд молодой Галактики было немало «монстров» с массами более ЮО солнечных. Светя сла­бее, чем могли бы светить звезды главной последовательности, имеющие сходные массы, они могли сохранить устойчивость. Конечно, срок их существования все равно был мал — от силы миллионы лет, а финал жизни столь массивных звезд, по со­временным представлениям, драматичен. Они взрывались, и их разлетающиеся с большой скоростью оболочки обогащали межзвездную среду тяжелыми элементами, возникающими как продукт нормальных ядерных реакций в звезде, так и при взры­ве. В этом случае говорят, что звезда взорвалась как Сверхновая. В молодой Галактике Сверхновые взрывались гораздо чаще, чем в наше время, и процесс обогащения среды тяжелыми элемента­ми шел очень быстро.

Необходима оговорка: содержание элементов тяжелее бора астрофизики называют металличностью, хотя, разумеется, не все эти элементы относятся к металлам. До сих пор не удалось найти звезду с нулевой металличностью; пока что рекордсменом считается звезда НЕ 0107-5240. Ее металличность в 200 тыс. раз меньше, чем у Солнца, а значит, материя, из которой образова­лась эта звезда, все-таки была чуточку обогащена «металлами». Несомненно, эта звезда родилась в первые миллионы лет после начала звездообразования в Галактике, но все же не была в числе самых первых. Поиски менее металличных звезд продолжаются.

Можно сказать, что последовательность субкарликов — это та же главная последовательность для малометалличных звезд первого поколения, просто-напросто для них она проходит ниже. Объясняется это как слабостью углеродно-азотного цикла, так и большей прозрачностью звездного вещества у субкарли­ков. Но основные эволюционные закономерности сохраняются и для них.

Наивные представления астрофизиков конца XIX — начала XX века о том, что звезда эволюционирует вдоль главной после­довательности, уступили место гораздо лучше аргументирован­

184

ным представлениям сегодняшнего дня: звезда эволюционирует поперек главной последовательности, т. е. не покидая ее преде­лов, мало-помалу сдвигается вправо-вверх. Это значит, что ее светимость понемногу (очень понемногу) возрастает. Расчеты показывают, что очень молодое Солнце светило на 40% менее интенсивно, чем в наши дни. И его светимость будет продолжать так же медленно увеличиваться.