#i_069.jpg

#i_070.jpg

Небесный глобус. 1584 год.

Характеристики звезд

Более 90 процентов видимого вещества Вселенной сосредоточено в звездах. Именно звезды и планеты были первыми объектами астрономических исследований. Однако процессы эволюции звезд и их внутреннее строение были поняты сравнительно недавно. Начальной точкой в создании теории строения звезд можно считать 1926 год — год выхода в свет книги А. Эддингтона «Внутреннее строение звезд».

Астроном-наблюдатель видит абсолютное большинство звезд даже в самые сильные телескопы в виде точечных источников света. Пожалуй, лишь диск нашего Солнца позволяет реально наблюдать некоторые процессы, происходящие на поверхности звезды. Одной из важнейших характеристик звезды является ее абсолютная величина (не имеющая, конечно, никакого отношения к геометрическим размерам). Она характеризует реальную светимость звезды. О том, как определяются расстояния до звезд, мы уже говорили. Очень важную информацию о звездах, об их химическом составе, температуре приносит изучение спектров. Спектральные классы звезд обозначаются буквами латинского алфавита О, В, А, F, G, К, М, R, N. Это так называемая Гарвардская классификация.

Интересно, что английские студенты, чтобы запомнить последовательность букв, обозначающих классы звезд, придумали удобное мнемоническое правило — фразу, в которой первые буквы слов соответствуют спектральной последовательности звезд: О Be A Fine Girl, Kiss Me, Right Now («Будь хорошей девочкой, поцелуй меня сейчас же».). Ясно, что любой студент легко запомнит такую фразу. Правда, известный советский астроном профессор Б. Воронцов-Вельяминов считает, что легче запоминаются абсурдные, нелепые фразы, например: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь».

Эта система оказалась не очень тонкой, и астрономы разделили каждый интервал в этой последовательности еще на 10 частей. Например, наше Солнце — звезда класса G, подкласса 2. Могут быть звезды спектрального класса В0, В2 и т. д. до В9. Звезда, имеющая больший номер спектрального класса, имеет меньшую температуру поверхности.

Таким образом, в своем классе G — Солнце довольно горячая звезда. Как опытный сталевар по цвету легко определяет температуру стали, так и астроном, пользуясь законом Вина, без труда по цвету звезды определит ее температуру. Звезды красного цвета (М — в Гарвардской классификации) имеют температуру поверхности около 4000 К. Желтое Солнце нагрето уже примерно до 6000 К, а горячие звезды с температурами больше 10 тысяч К видятся нам бело-голубыми. Температуры звезд спектрального класса O достигают 40 000–50 000 К. Таким образом, спектральный класс звезды, или ее цвет, характеризует сразу же и ее температуру.

Очень важными характеристиками звезд являются их радиус и масса. Зная температуру и светимость звезды, можно без труда определить ее радиус. Действительно, из хорошо известного по школьному курсу физики закону излучения черного тела Стефана — Больцмана имеем:

L = 4πR 2 σT 4 ,

где L — полная мощность излучения всей поверхности звезды, имеющей температуру T, σ — постоянная Больцмана.

Гораздо хуже обстоит дело с определением массы звезды. Хорошо, если звезда имеет компаньона, образуя двойную систему, и известны большая полуось орбиты и период обращения. Тогда можно использовать третий закон Кеплера и найти суммарную массу двух звезд. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей, можно определить массу каждой звезды. Но для тесных пар этого сделать уже нельзя.

Совсем плохо дело обстоит в случае одиночных звезд. Фактически сегодня астрономия не располагает методом независимого определения массы одиночной звезды. Сейчас астрономы пришли к следующему молчаливому соглашению: на главной последовательности звезды одинакового спектрального класса имеют равную массу. Существующие здесь неопределенности ограничивают в известной мере полноту наших знаний.

Тем не менее можно сказать, что современный астроном-наблюдатель может, в принципе, определить светимость, температуру, радиус, химический состав и массу звезды. Еще в начале века стали складываться представления о том, что эти величины не являются независимыми. Датский астроном Е. Герцшпрунг и американец Г. Рессел независимо друг от друга установили отчетливую корреляцию между светимостью звезд и их спектральным классом.

Давайте посмотрим на знаменитую диаграмму Герцшпрунга — Рессела. По оси ординат отложены абсолютные звездные величины (светимости), а по оси абсцисс — спектральные классы. Если на эту диаграмму нанести положение большого количества звезд, то образуется отчетливая и сравнительно узкая полоса Она называется «главной последовательностью». Справа и вверху от главной последовательности расположена группа гигантов, а в самом верхнем правом углу находятся сверхгиганты.

Это звезды высокой светимости, но относятся они к спектральным классам K и M, температура их поверхности сравнительно низка. Следовательно, радиусы этих звезд огромны — в десятки раз больше радиуса нашего Солнца.

В левом нижнем углу диаграммы расположены звезды малой светимости, белого цвета. Это — знаменитые «белые карлики».

Ясно, что диаграмму Герцшпрунга — Рессела можно построить и для отдельных скоплений звезд, в частности, для уже упоминавшихся шаровых скоплений. Это очень важно, поскольку считается, что все звезды скопления образовались из одного газо-пылевого облака и имеют примерно равный возраст.

Для различных скоплений вид диаграмм Герцшпрунга — Рессела может заметно отличаться. Но в любом случае диаграммы показывают на совершенно определенные закономерности в расположении звезд в них и на отчетливую связь между светимостью и спектром. Поэтому изучение диаграмм Герцшпрунга — Рессела лежит в основе теории эволюции звезд.

Если рассмотреть теперь связь между светимостью и массой, то станет ясно, что для звезд главной последовательности светимость и спектр звезды в первом приближении определяются ее массой. Этот факт чрезвычайной важности, и задача теории звездной эволюции — выявить конкретные физические механизмы, определяющие эти зависимости. Если мы еще раз посмотрим на главную последовательность, то наверняка обратим внимание на то, чем больше масса звезды, тем больше ее светимость, радиус и поверхностная температура.

В Галактике имеется как минимум два различных типа звездного населения. Население первого типа состоит из звезд, расположенных главным образом в плоскости диска Галактики, на заметных расстояниях от ее центра. Население второго типа характерно для шаровых скоплений и, соответственно, центрального района Галактики, поскольку они концентрируются главным образом к центру Млечного Пути. Звезды, имеющие различное пространственное распределение, заметно отличаются и по химическому составу. Так, например, звезды шаровых скоплений обеднены тяжелыми элементами по сравнению со звездами диска, а это свидетельствует о различии в возрасте звезд. Пространственному распределению в Галактике горячих массивных звезд очень хорошо соответствует распределение облаков межзвездного газа. Это сильный аргумент в пользу образования звезд путем конденсации газо-пылевых облаков.

Конечно же, короткая информация о типах населений и диаграмма Герцшпрунга — Рессела отнюдь не исчерпывают все характеристики звезд. Но поскольку мы сейчас переходим к новому разделу «Мира астрономии», нам нужны «ключевые слова». Мы должны узнать новую терминологию и иметь представление об основных и самых простых характеристиках звезд. С этим багажом мы уже можем отправиться в удивительно интересное путешествие по миру звезд, где многие объекты не укладываются ни в какие диаграммы и типы населений. Более того, они не укладываются и в обычные человеческие представления.

Как рождаются звезды

Рождение звезд в Галактике происходит непрерывно. С одной стороны, можно доказать неизбежность этого процесса простым примером, «на пальцах». Мы знаем, что возраст нашей Галактики порядка 10 миллиардов лет. Известно также, что ежегодно в нашей Галактике «умирает» как минимум одна звезда.

Если бы все звезды образовались одновременно, в начале жизни Галактики, то часть их к сегодняшнему дню должна была бы «умереть». Во всяком случае, все яркие массивные звезды, время жизни которых порядка десяти миллионов лет, должны были бы исчезнуть с небосвода. Поскольку мы все-таки можем любоваться россыпями звезд (в том числе и самых ярких!) на ночном небе, ясно, что в Галактике идут процессы, компенсирующие смерть звезд, а именно — их рождение.

С другой стороны, есть данные наблюдательной астрономии, напрямую свидетельствующие о рождении звезд. Как же это происходит?

Согласно общепринятой точке зрения колыбелями звезд являются газо-пылевые комплексы. Когда мы говорили о галактиках, мы упоминали о межзвездной среде. Сейчас самое время остановиться на этом вопросе подробнее. В начале XX века в астрономии было сделано выдающееся открытие, суть которого состояла в том, что межзвездное пространство отнюдь не является абсолютной пустотой, как это молчаливо предполагалось еще со времен Ньютона. Удалось установить, что межзвездное пространство заполнено газом очень малой плотности.

Интересно, что и в этом открытии основную роль сыграл эффект Доплера. Если наблюдать спектры двойных звезд, то по причине их орбитального движения вокруг общего центра масс линии в спектре будут периодически сдвигаться то в одну, то в другую сторону. Когда звезда начнет приближаться к нам, они будут немного уходить к фиолетовому концу спектра, а когда станет удаляться, линии будут испытывать красное смещение.

При наблюдениях происходило именно таким образом, за одним лишь исключением. Две линии, принадлежавшие Ca2+, оставались неподвижными на фоне периодических смещений всех остальных линий. Они получили название стационарных, и стало ясно, что они принадлежат не звезде, а межзвездной, неподвижной субстанции, поглощавшей излучение звезды в узких линиях.

То, что межзвездный газ был обнаружен по линиям кальция, не свидетельствует еще о том, что концентрация кальция там велика. Просто его так называемые резонансные линии поглощения находятся в видимой области спектра, в то время как линии наиболее распространенных элементов сдвинуты глубоко в коротковолновую область.

Возьмем, к примеру, водород, длина волны резонансной линии которого составляет всего 1216 ангстрем. Совершенно ясно, что эта линия в земных «условиях просто ненаблюдаема», поскольку атмосфера «зарезает» ее полностью. Поэтому большая часть информации о химическом составе межзвездного газа была получена методами внеатмосферной астрономии.

В 1972 году 90-сантиметровый телескоп специального спутника «Коперник» принес новую информацию о составе межзвездной среды. Там удалось обнаружить углерод, кислород, магний, кремний, серу, марганец и другие элементы. Было также установлено, что химический состав облаков существенно отличается от солнечного. Разумеется, в межзвездных облаках был обнаружен и самый обильный элемент Вселенной — водород. Причем очень важно, что водород может присутствовать в форме нейтрального атома (HI) и в ионизированной форме (HII). Отношение ионизированного и нейтрального водорода в различных облаках колеблется от нескольких десятых до значений менее чем 107.

Мы говорили о поглощении света звезд газом. Но в межзвездной среде есть еще один важный компонент — межзвездная пыль. Давно в Млечном Пути известны получившие название «угольных мешков» области, которые сильно поглощают излучение звезд, причем поглощающая материя распределена в Галактике весьма неравномерно.

Поглощение света вызывается субмикронными частичками, пылинками, имеющими очень сложный химический состав. Они образуются из углерода, силикатов, грязного льда, могут содержать в своем составе сложные органические соединения.

Кстати, об органических соединениях в межзвездной среде. Мне здесь хочется сказать о них несколько слов. Хотя это и не имеет прямого отношения к физике образования звезд, тем не менее мы должны хорошо представлять, какие соединения входят в состав межзвездной среды.

Итак, в течение нескольких лет после открытия линии межзвездного водорода (21 см) радиоастрономы пытались найти линии других элементов. Прошло более 10 лет, прежде чем в 1963 году в космосе был открыт гидроксид (OH–). Концентрация гидроксида сказалась в миллиард раз меньше концентрации атомов водорода. Поэтому казалось очень маловероятным обнаружить в космосе молекулы, состоящие из трех и более атомов.

Но в 1968 году в космосе обнаружили молекулы воды (H2O) и аммиака (NH3). Вскоре после этого открыли формальдегид (H2CO). Это была первая молекула, содержащая два «тяжелых» атома, помимо водорода. После открытия воды, аммиака и формальдегида список межзвездных молекул стал быстро пополняться. Оказалось, что в космосе присутствуют достаточно сложные органические молекулы, содержащие до одиннадцати атомов углерода!

Это дало возможность выдвинуть гипотезу, согласно которой межзвездная среда является не только колыбелью звезд, но и колыбелью жизни. Наиболее радикальные люди сейчас даже утверждают, что межзвездная пыль представляет собой… микроорганизмы, зародившиеся в глубинах Вселенной. Это, конечно, чересчур экстравагантная идея. Заметим сейчас, что число межзвездных молекул, обнаруженных в космосе, перевалило за полсотни, а более 240 спектральных линий остаются до сих пор неидентифицированными.

Вернемся к свойствам межзвездной среды. Средняя концентрация газа в Галактике невелика — около 1 частицы в кубическом сантиметре. Это сверхвысокий вакуум, абсолютно недостижимый ни в одной лаборатории на Земле. И тем не менее это не вакуум, это среда!

В чем суть подобного парадоксального утверждения? Мы говорим о вакууме в каком-то объеме, если длина свободного пробега частичек больше, чем линейный размер этого объема. Пусть у нас в лаборатории есть объем с радиусом в 1 метр и концентрацией частиц в нем 1010 см3, что примерно соответствует лабораторному вакууму в одну миллиардную часть давления земной атмосферы. В этом случае длина свободного пробега l ~ 1/lσ, где n — концентрация частиц, а σ — сечение столкновения атомов (σ — 10–15 см2). Мы видим, что длина свободного пробега равна примерно 105 см, то есть на 3 порядка превышает радиус нашего объема. Это хороший вакуум.

А что же делается в межзвездном газе? Здесь свободный пробег огромен. При n = 1 см3, l = 3 · 10–4 парсека. Но толщина газового диска в Галактике около 200 парсек. Следовательно, свободный пробег много меньше размеров области, в которой происходят различные физические процессы, и поэтому здесь мы имеем дело не с вакуумом, а с вполне упругой средой, к которой применимы все законы молекулярной физики и газовой динамики. К тому же эта среда обладает высокой электропроводностью, поскольку она или полностью, или частично ионизирована (зона HII). Этот факт обусловливает тесное взаимодействие газа с межзвездным магнитным полем.

Радиоастрономические наблюдения показали, что сравнительно плотные облака межзвездного нейтрального водорода (области HI) группируются вдоль спиральных рукавов Галактики. То же самое относится и к наблюдаемым зонам HII. Разумеется, температура зон HII (~ 10 000 K) намного больше температур зон HI. Ведь в HII водород ионизирован.

Что же подогревает эти зоны? Излучение массивных горячих звезд спектральных классов О и В, которые, кстати говоря, также группируются в спиральных структурах. Все это имеет прямое отношение к проблеме происхождения звезд.

Зоны HI и HII не единственный тип структурирования газа в Галактике. Мы обратим сейчас самое пристальное внимание на так называемые газо-пылевые комплексы, гигантские темные сравнительно плотные и холодные облака. Именно в них сейчас и происходит рождение звезд. Прежде чем перейти к описанию характерных свойств этих комплексов, необходимо учесть одно обстоятельство чрезвычайной важности.

Мы уже говорили о том, что в Галактике есть звезды старые и молодые. В шаровых скоплениях присутствуют, по всей видимости, наиболее старые звезды, многие из которых имеют возраст, сравнимый с возрастом Галактики. Они могли образоваться одновременно с формированием Млечного Пути. И хотя конечные стадии образования наиболее старых и молодых звезд, по всей видимости, схожи, в самом начале существуют определенные различия. Что здесь имеется в виду?

Протогалактическое облако фрагментировало на достаточно массивные образования, которые, в свою очередь, распадались потом на все более и более мелкие сгустки. Это дробление может идти до тех пор, пока не возникают сгустки звездных масс.

Очевидно, что для понимания этого процесса мы должны снова воспользоваться понятием джинсовой длины. Оценки показывают, что при сжатии протогалактического облака джинсова длина уменьшается быстрее, чем размеры облака. Факт очень существен, поскольку именно по этой причине «разрешена» фрагментация облака.

Расчеты показывают, что во время сжатия облака основные процессы разыгрываются при температуре около 10 тысяч К. При этой температуре и плотностях 10-27–10–24 г/см3 джинсова длина составляет 1023–3 · 1021 см. Такой объем содержит от миллиарда до 30 миллионов солнечных масс.

Считается, что именно такие сгущения, находясь при почти постоянной температуре в 10 тысяч К, и претерпевали дальнейшую фрагментацию. Однако рано или поздно фрагментация должна прекратиться. Не так давно ученик Ф. Хойла, известный астрофизик М. Рис показал, что процесс фрагментации огромного облака идет лишь до определенного предела. На финише процесса фрагменты не могут иметь массу, меньшую, чем одна сотая солнечной массы. Удивительно, что эта величина зависит только от некоторых мировых постоянных (скорости света, постоянной Планка и т. д.).

Таким образом, картина каскадной фрагментации приводит нас к значению наименьших звездных масс, наблюдаемых в Галактике. В этой красивой и простой картине многое еще остается неизученным. В частности, согласно этой схеме можно было бы думать, что все звезды первого поколения должны обязательно иметь небольшие массы. Это, конечно же, не так, поскольку в модели каскадной фрагментации не учитываются сопутствующие сжатию процессы столкновения фрагментов, возникновение вихрей в облаке и т. д.

Вернемся теперь снова к газопылевым комплексам нашей Галактики. По сравнению с областями HI и HII эти облака более плотные и более холодные. Их средняя температура 5–10 К. Типичное облако имеет массу от 100 тысяч до миллиона масс Солнца и размер в 40–50 парсек. Общее их количество в Галактике оценивается величиной 5–10 тысяч.

Какова природа образования таких комплексов? Почему их температура существенно меньше температуры окружающей среды? Здесь центральную роль играют явления неустойчивости в процессах нагрева и охлаждения среды. Именно тепловая неустойчивость и приводит к образованию газо-пылевых комплексов.

Мы привыкли к тому, что давление в газе увеличивается с ростом плотности. Однако в межзвездной среде могут происходить процессы, не подчиняющиеся этому, казалось бы, незыблемому правилу. Что же это за процессы?

Представим себе, что межзвездный газ сначала полностью однороден, а его нагрев, происходящий за счет рентгеновских и ультрафиолетовых квантов, в точности компенсируется охлаждением. Тогда любой объем среды будет находиться в состоянии равновесия. Но будет ли такое равновесие устойчивым?

Чтобы ответить на этот вопрос, давайте посмотрим, как зависят скорости охлаждения и нагрева элемента объема газа от числа частиц в нем. С нагревом все просто. Ясно, что чем больше частиц в единице объема, тем больше столкновений с квантами и тем больше энергии получит выбранный нами объем газа в единицу времени.

Скорость охлаждения тоже зависит от числа частиц в объеме, но охлаждение более чувствительно к числу частиц, чем нагрев. Связано это обстоятельство с тем, что охлаждение происходит при столкновении частиц в нашем объеме, при их собственном взаимодействии. В этом случае частицы теряют энергию, высвечивая ее в виде квантов излучения, уходящих из объема газа. Газ, соответственно, охлаждается. Но, поскольку в процессе отдачи энергии в столкновении участвуют две частицы, а в процессе получения энергии только одна, легко сообразить, что действительно охлаждение происходит гораздо более эффективно.

Ну а теперь мы можем без труда понять, что будет происходить в межзвездном газе, если в каком-то объеме его случайно немного повысилась плотность. В этом случае охлаждение начнет опережать нагрев (оно более чувствительно к числу частиц в единице объема). Следовательно, температура в этом элементе упадет. Разумеется, тут же упадет и давление. В результате окружающая среда еще больше «сожмет» элемент объема, температура упадет еще ниже и т. д. Неустойчивость будет развиваться.

Естественно, этот процесс не может продолжаться бесконечно. В конце концов понижение температуры приведет к уменьшению тепловой энергии атомов в газе и, соответственно, к уменьшению эффективности охлаждения за счет возбуждения атомов при столкновениях. Поэтому рано или поздно установится равновесие нашего элемента с окружающей средой. И оно будет довольно своеобразным.

Кстати говоря, может ли здесь вообще идти речь о равновесии? Ведь температура элемента ниже, чем в окружающей среде.

Это так. Но концентрация частиц в элементе больше, и поэтому давление, которое пропорционально произведению числа частиц в единице объема на температуру, в конце концов выравнивается с давлением окружающей среды. Мы будем иметь, таким образом, равновесие по давлению.

Существуют и другие виды неустойчивости, но мы не будем сейчас на них останавливаться. Тепловая неустойчивость, как показывают оценки, приводит к образованию облаков как раз таких масс и размеров, которые совпадают с наблюдательными данными.

Теперь осталось получить из облака звезду. Для этого, естественно, необходимо, чтобы в облаке начала развиваться гравитационная неустойчивость. Этот вопрос уже обсуждался в предыдущей главе. Поэтому напомним только, что для реализации гравитационной неустойчивости размеры облака должны были быть больше критической джинсовой длины. Для малых облаков в зонах нейтрального водорода это условие не выполняется, а для мощных газопылевых комплексов оно заведомо должно выполняться. Это, кстати говоря, может свидетельствовать о том, что гравитационная неустойчивость, действует и в настоящее время.

В созвездии Ориона есть огромный газопылевой комплекс, получивший название «Молекулярное облако Ориона». Оно находится на расстоянии 500 парсек от Земли и «весит» около 500 солнечных масс. Неподалеку от этого облака расположена группа из четырех горячих звезд, хорошо видимых в небольшой телескоп.

Один из ярчайших инфракрасных источников в туманности Ориона был открыт Е. Бёклином и Д. Нойгебауэром. Он расположен чуть правее центра молекулярного облака. Этот объект, получивший название «В — N объекта», имеет небольшие размеры — всего 200 астрономических единиц. Его температура 600 К, и это, по всей видимости, и есть звезда в стадии рождения.

Нужно помнить, что поскольку ядро В — N объекта находится внутри мощной пылевой оболочки, мы можем наблюдать лишь наружные части этого объекта. Ряд наблюдений привел к выводу, что пыль окружает очень молодую горячую звезду спектрального класса В, в которой только что зажглись термоядерные реакции. Лишь поглощение света этой звезды пылью мешает нам ее видеть. Поглощение очень сильное, свет ослабляется в 1020 раз!

Облако в Орионе не единственный пример рождения звезд в наше время. Наличие поблизости от облака четырех ярких звезд — подтверждение идеи о том, что звезды рождаются скоплениями, ассоциациями, причем начало этого процесса — сжатие большого газопылевого комплекса. Затем по мере увеличения плотности отдельные его участки могут начать «независимую жизнь», и комплекс фрагментирует на отдельные куски, каждый из которых дает начало жизни отдельной звезды. Эта качественная картина не исключает возможности образования одиночных звезд.

А сейчас попробуем повнимательней разобраться, почему все-таки из холодного облака при сжатии должна образоваться горячая звезда. Возьмем, к примеру, наше Солнце.

Уже сотни лет назад на Зондских островах и в особенности на Калимантане, туземцы умели добывать огонь при помощи устройства, позже получившего название пневматической зажигалки.

Что это такое? В деревянном цилиндре высверливалось отверстие небольшого диаметра, в котором могла перемещаться палочка, а на конце ее прикреплялся кусочек трута. Зазор между стенками отверстия и палочкой очень маленький. Когда палочку вставляли в отверстие и быстро опускали, трут загорался.

Почему? Да потому, что воздух, находящийся внутри, сжимался, а энергия сжатия превращалась в тепло. Кстати, на этом же принципе превращении энергии — сжатия газа в теплоту — работают дизельные двигатели. Здесь есть еще один тонкий момент. Чтобы получить достаточно высокую температуру, палочку нужно двигать быстро, иначе тепло успевало рассеяться.

Законы физики одинаковы и для пневматической зажигалки малайцев, и для двигателя Дизеля, и для огромного межзвездного облака. Вот почему при сжатии облако начнет нагреваться. Вот почему возможно образование горячей звезды из холодного облака. Ну а энергия сжатия облака во многие миллиарды раз больше, чем во всех дизельных двигателях земного шара.

Молекулярное облако Ориона.

В этом месте у читателя может возникнуть некоторое недоумение, связанное с тем, что совсем недавно мы говорили вроде бы другое. Действительно, речь шла о падении температуры при росте плотности в процессе тепловой неустойчивости. Но там излучение свободно выходило из облака. Здесь же, когда работает гравитационная неустойчивость, изменение плотности гораздо больше, чем в предыдущем случае.

Энергия сжатия превращается в излучение, которое может свободно выходить из облака в космическое пространство, пока плотность облака невелика. Поэтому сначала и температура облака повышается очень незначительно. Но чем сильнее сжатие, тем больше плотность вещества и тем труднее излучению выходить из облака.

Очень важно, что с повышением температуры начинаются изменения химического состава облака. Те молекулы, которые раньше при столкновениях высвечивали инфракрасное излучение, разваливаются. Холодильное устройство перестает работать, непрозрачность возрастает, и температура внутренних областей облака начинает повышаться. Что такое непрозрачность и почему должна повышаться температура?

Включим электрическую лампочку. Она сконструирована так, чтобы нить накаливания работала как можно дольше. Когда лампочка включена, она горячая, ее не возьмешь в руки: она и светит, и греет. Но воздух комнаты прозрачен и для видимого света, и для теплового излучения лампочки. Если теперь завернуть лампочку в хороший теплоизолирующий материал, например, в асбест, выход тепловой энергии будет затруднен, температура повысится, и лампочка перегорит быстрее. Асбест непрозрачен для излучения.

Так же и в случае облака. Только роль асбеста здесь играют достаточно плотные наружные слои. А внутри облака — горячее ядро, протозвезда. Но она еще находится внутри родительского облака. Если провести здесь аналогию с живой материей, то протозвезду можно сравнить с клеточным ядром, окруженным протоплазмой. Оценки показывают, что время сжатия облака солнечной массы — порядка миллиона лет. В конце первой стадии сжатия облако «напоследок» начинает интенсивно излучать, причем его инфракрасная светимость в десятки тысяч раз превышает общую светимость Солнца. Происходит вспышка инфракрасного излучения, длящаяся несколько лет. Далее облако, протозвезда, начинает сжиматься гораздо медленнее. В это время она имеет размеры порядка размеров орбиты Меркурия.

А затем происходят удивительные вещи. Когда звезда становится непрозрачной для собственного излучения, энергия сжатия оказывается «запертой» внутри протозвезды, и в ее жизни наступает знаменитая «стадия Хаяши» (этап развития протозвезд, получивший свое название в честь известного японского астрофизика С. Хаяши).

Поскольку сброс энергии, которая выделяется при сжатии, из-за непрозрачности затруднен, сжатие резко замедляется. Но энергию-то сбрасывать все-таки надо. Так вот, Хаяши и показал, что в этой стадии сжатия энергия сбрасывается при помощи конвекции. Да, да, той самой конвекции, которую мы каждый день видим, когда кастрюля с водой или чайник стоят на плите и более горячие слои воды поднимаются снизу вверх. И в нашем случае внутренние, горячие участки протозвезды начинают перемещаться наверх, а на их место стремится газ из наружных, более холодных районов. В это время температура протозвезды достигает нескольких тысяч градусов.

Понятно, что такой процесс, как конвекция, не может сразу охватить всю протозвезду: она развивается постепенно даже в таком небольшом объеме, как чайник. Что здесь говорить о протозвезде! Но когда вся протозвезда вовлекается в этот процесс, энергия сжатия получает возможность «выйти наружу» и переизлучиться в мировое пространство. Поэтому-то развитие конвекции сопровождается короткой вспышкой светимости.

Уже после этого продолжается медленное сжатие охваченной конвекцией протозвезды. Радиус ее уменьшается, неуклонно стремясь к некоторому конечному значению. А поскольку температура поверхностных слоев протозвезды постоянна, то светимость ее будет падать. Эта стадия, как показывают расчеты, занимает уже десятки миллионов лет.

Наконец начинаются ядерные реакции, сжатие прекращается и протозвезда становится стабильной, обычной звездой. Как говорят астрономы, она садится на главную последовательность — столбовую дорогу жизни большинства звезд.

Звезды светят

Итак, картина рождения звезды, пусть несколько схематичная, нарисована. Но ведь это теория, и все, о чем мы сейчас говорили, базировалось на теоретических оценках, приведенных, в частности, в замечательной книге советского астрофизика И. Шкловского «Звезды, их рождение, жизнь и смерть». А соответствуют ли эти оценки действительности? Можно ли наблюдать все эти процессы, эти вспышки «закипающих» звезд в Галактике?

Да. Астрономы видят звезды, хаотически меняющие свой блеск, а это как раз и может свидетельствовать о том, что их атмосферы находятся в бурной конвективной стадии. Звезды эти получили название «звезд типа Τ Тельца». Они всегда наблюдаются группами, так называемыми Τ-ассоциациями. Интересно, что в их спектрах есть линии, имеющие синее смещение. Это означает, что они непрерывно выбрасывают вещество, избавляются от «излишков массы». Интенсивность этого процесса достигает одной десятимиллионной доли массы Солнца в год. Поэтому ясно, что звезды до того, как они «сядут» на главную последовательность, имеют гораздо большую массу.

Таким образом, у нас есть все основания считать, что подобный «сценарий» рождения Солнца действительно разыгрывался около 5 миллиардов лет назад. Следует заметить: он справедлив лишь для звезд меньше солнечной массы (или равной ей). Эволюция более массивных объектов на финише процесса имеет некоторые существенные особенности.

Массивные звезды изменяют форму сброса энергии еще до того, как они садятся на главную последовательность.

Конвекция в них заменяется «лучистым» переносом тепла. Это связано с более быстрым ростом температуры, что приводит, в свою очередь, к уменьшению непрозрачности. Звезда, несмотря на продолжающееся сжатие, имеет почти постоянную светимость, что означает непрерывный рост ее поверхностной температуры во времени. И на Солнце такой процесс имел место. Когда радиус светила был примерно в два раза больше нынешнего, светимость его была в полтора раза выше. В процессе дальнейшего сжатия светимость уменьшилась (а температура возросла!). Далее, на главной последовательности, светимость постепенно достигла сегодняшних значений.

Было бы несправедливо не сказать об альтернативной точке зрения по поводу рождения звезд. Ее автор — известный советский астрофизик академик В. Амбарцумян. Он считает, что во Вселенной существуют сверхплотные образования — Д-тела. Природа этих тел неизвестна. Астрономы их не наблюдали. Так вот, при распаде Д-тел и рождаются звезды. Гипотеза В. Амбарцумяна не имеет большого числа сторонников. Но следует помнить о том, что, вступая в спор с устоявшимися концепциями, он не раз оказывался прав.

Итак, все вспышки и катаклизмы завершены. Возникает естественный вопрос, как долго может светить звезда, каков срок ее жизни и, наконец, почему она светит? К обсуждению этих вопросов мы сейчас и перейдем.

Наше Солнце стабильно уже в течение почти 5 миллиардов лет. Но откуда мы знаем об этом? Прежде всего у нас есть такой чувствительный «индикатор», как живые организмы на Земле. Из палеогеологических данных известно, что жизнь на Земле существовала три с половиной миллиарда лет назад. А должно было уйти время еще и на возникновение этой жизни. Но если она уже существовала три с половиной миллиарда лет назад, то на ее зарождение остается не более миллиарда лет, поскольку возраст Земли около 4,5 миллиарда лет.

Отсюда следует, что если светимость Солнца уменьшилась, скажем, в несколько раз, на Земле не могла бы возникнуть жизнь, так как на поверхности нашей планеты из-за сильного холода не было бы жидкой воды. А если бы Солнце было заметно горячей, то мы бы имели сегодня Землю, похожую на Венеру, где ни о какой жизни не может быть и речи. Поэтому, если Солнце и изменяло светимость за такой большой промежуток времени, как 5 миллиардов лет, то можно говорить лишь о незначительных изменениях, порядка нескольких процентов, не более. Вот тут-то мы и подходим к очень интересному, важному и отнюдь не простому вопросу: почему, собственно говоря, звезды, и в том числе наше Солнце, светят, светят долго с удивительным постоянством? Откуда берется это гигантское количество энергии?

Замечательную, немного грустную историю об одном известном человеке, решившем эту загадку, рассказал лауреат Нобелевской премии Р. Фейнман. Этот человек (мы будем о нем еще говорить) отправился поздно вечером гулять с девушкой. А накануне он понял, что заставляет светить звезды. Влюбленные всегда говорят или о погоде, или о красотах ночного неба. «Посмотри, как чудесно сияют звезды», — сказала она. «Да, чудесно. А ведь сегодня я — единственный в мире человек, который знает, почему они сияют», — ответил он. Она лишь рассмеялась. «Что ж, как это ни печально, быть одиноким, непонятым — в порядке вещей», — меланхолически заканчивает Р. Фейнман свой рассказ.

Но посмотрим, что думали об этом ученые до исторической прогулки. Солнце светит потому, что на него падают кометы, считал великий Ньютон. Правда, его натуре не была свойственна категоричность, а количественных оценок этого «факта» в его работах мы не найдем.

Первым, кто попытался с чисто научных позиций проанализировать этот вопрос, был немецкий врач Ю. Майер. Имя его навсегда сохранилось для человечества отнюдь не из-за его успехов в медицине. Он обессмертил свое имя, открыв в 1842 году закон сохранения энергии. (Кстати, в этом же году произошло полное солнечное затмение, принесшее астрономам массу новой информации о Солнце.)

Установив закон сохранения энергии для земных явлений, Майер задался таким вопросом. Если на Земле непрерывно происходят превращения одних форм энергии в другие, то любой достаточно серьезный анализ проблемы неуничтожимости энергии с неизбежностью ставит задачу: где источник солнечного излучения? Как может Солнце излучать огромное количество энергии со столь завидным постоянством?

Решая эту головоломку, Майер пришел к неожиданному и интересному выводу. Он предположил, что излучение Солнца, его тепло обеспечивается кинетической энергией падающих на Солнце метеоритов (Ньютон говорил о кометах). Ведь приходят же на Землю метеорные тела из космического пространства, так почему бы им не падать на Солнце?

Однако очень скоро выяснилось, что Майер ошибся. Когда ученые попытались оценить, сколько же вещества нужно «добавлять» к Солнцу, чтобы поддержать его излучение, они получили цифру, составляющую одну тридцатимиллионную долю массы Солнца. Именно такое количество метеорных тел должно было бы ежегодно бомбардировать Солнце, чтобы обеспечить постоянство его излучения.

На первый взгляд цифра кажется небольшой. Ну, подумаешь, каждый год на Солнце выпадает множество метеоров, общим весом примерно равных массе Марса. Но тут свое слово сказали специалисты по небесной механике. Они вычислили, что даже столь незначительное увеличение массы нашей звезды привело бы к изменению продолжительности земного года, он стал бы ежегодно укорачиваться на две секунды. Именно этот факт явился смертельным ударом по гипотезе Майера: ведь и в тысячи раз меньшая величина давным-давно была бы замечена при наблюдениях.

Кроме того, воспользуемся таблицей умножения и посмотрим, что получится, если умножить возраст Земли (4,5 миллиарда лет) на те самые две секунды ежегодного уменьшения года. Другими словами, посмотрим, чему был равен год в начале жизни Земли, если бы Майер оказался прав. Мы получим совершенно абсурдную цифру: Земля должна была бы крутиться вокруг Солнца очень медленно, год продолжался… более сотни нынешних земных лет. Пришлось искать другие пути решения вопроса, почему постоянна светимость Солнца.

Два выдающихся физика — Г. Гельмгольц и Д. Томсон (лорд Кельвин) — в конце XIX века предположили, что Солнце сжимается, уменьшая свой радиус на несколько десятков метров ежегодно, под воздействием собственной гравитации. За счет этого выделяется тепловая энергия, которая и поддерживает постоянную светимость Солнца. Но и эта гипотеза оказалась несостоятельной, несмотря на ее привлекательность и в общем-то физическую обоснованность.

Как это нередко бывает в физике, «контракционная» гипотеза во многом определила свое время. Она правильно могла бы обрисовать начальные стадии эволюции звезды, но оказалась неприемлемой для объяснения светимости стабильного Солнца. И действительно, точные расчеты показали, что, используя механизм Гельмгольца — Кельвина, Солнце могло бы светить не более 30 миллионов лет. А нам нужны миллиарды. Разница, как видим, немалая.

Но если ни гравитационная, ни кинетическая энергия не могут обеспечить нормальной работы нашего светила в течение миллиардов лет, то что же тогда?

Выдающийся астроном Д. Джинс предположил, что источником энергии Солнца является его радиоактивность. Это уже было, как говорится в детской игре, «теплее». Именно «теплее», потому что Джинс тоже был далек от истины. Сейчас любой студент, а может быть, даже и школьник сумел бы доказать, что энергия радиоактивного распада никогда не сможет обеспечить светимость звезды. И тем не менее Джинс находился рядом с решением вопроса. Все дело действительно было в ядерных процессах.

Рождение звезд в туманности Ориона.

А. Эддингтон понимал, что в Солнце должен работать самостоятельный источник энергии, и правильно назвал его. Этот источник — энергия атомного ядра. Однако естественно, что в то время Эддингтон не мог указать конкретные механизмы ядерных реакций.

Нужно сказать, что Эддингтон достаточно натерпелся от своих земляков — именитых английских физиков и астрономов. Его идеи были почти всегда столь неожиданными и экстравагантными, что немедленно вызывали бунт коллег и ставились под сомнение, хотя именно Эддингтона следует считать одним из пионеров и создателей новой науки — астрофизики. Но это мы знаем сейчас… В те же времена многие просто-напросто смеялись над Эддингтоном.

Он, разумеется, не оставался в долгу. И когда ему говорили, что недра звезд недостаточно горячи, чтобы там могли идти ядерные реакции, он с раздражением советовал своим оппонентам отправиться поискать местечко погорячее, чем внутренность звезды, имея в виду ад.

Среди оппонентов Эддингтона были директор Кавендишской лаборатории, знаменитый физик Д. Томсон, открывший существование электрона, Джинс и другие. Просто дело было в том, как утверждает крупнейший астрофизик Ф. Хойл, что великий Джинс почему-то всегда оказывался не прав, а Эддингтон — прав.

Этот «одинокий и непонятный Эддингтон» (о котором шла речь в рассказе Фейнмана) был гениален и как физик и как личность. Блистательно владея математическим аппаратом, он с известной мерой брезгливости относился к приближенным вычислениям, всегда стремясь получить точную формулу. Мысль его работала столь четко и ясно, что когда он написал книгу с изложением основ теории относительности, Эйнштейн в шутку сказал: «Я стал лучше понимать собственную теорию, прочтя книгу Эддингтона». Но ведь в каждой шутке есть доля правды.

Молодые звезды в Плеядах.

Полемика между Эддингтоном и Джинсом развлекала и удивляла ученых в течение многих лет, и лишь в 1939 году американский физик, лауреат Нобелевской премии Г. Бете сумел построить количественную теорию, объясняющую ядерные процессы в звездах. Был наконец перекинут мост между микро- и макромиром и показано, что звезды суть не что иное, как гигантские термоядерные реакторы.

Прежде чем подробно обсудить эту увлекательнейшую тему, вернемся на время к известным законам физики. Это поможет нам лучше понять, почему лишь термоядерные реакции обеспечивают постоянную светимость Солнца и других звезд и почему именно благодаря им существует на Земле все живое.

В своем изучении биографии звезды мы остановились на том, что она стала стабильной, вступила в стадию спокойной (конечно, относительно спокойной, как мы потом увидим) жизни. Протозвезда стала звездой.

А что же такое звезда с точки зрения физика? Ответ прост, хотя и не сразу очевиден. Солнце — раскаленный газовый шар. Почему газовый? Давайте-ка разделим массу Солнца на его объем, чтобы узнать плотность нашей звезды. Мы получим цифру 1,4 грамма в кубическом сантиметре, то есть побольше, чем плотность воды. О каком газе может идти речь? К тому же это средняя плотность, а ведь в центре Солнца плотности должны быть куда больше, чем полученная цифра.

Все дело в том, что температуры в недрах Солнца огромны — более десяти миллионов градусов, а при таких температурах ни жидкая, ни твердая фазы вещества существовать не могут. И тогда Солнце действительно газовый шар. А что это означает для физика?

Да то, что он для описания «поведения» Солнца может использовать, в частности, простейшую формулу, известную из школьного курса физики под названием формулы Клайперона. Она устанавливает связь между температурой, давлением, плотностью и молекулярным весом определенного объема газа.

Но неужели так все просто, и жизнь Солнца физик опишет только законом поведения идеального газа? Ведь если действовал только этот физический закон, Солнце бы очень быстро рассеялось в космическом пространстве?

Все мы знаем, что, прежде чем выйти из корабля в открытый космос, космонавту нужно пройти шлюзовую камеру. Это необходимо для предотвращения разгерметизации корабля. Если нарушена герметизация, в кабине корабля установится космический вакуум. Ведь давление газа в окружающем космическом пространстве ничтожно, а внутри корабля велико. Вот газ и стремится выйти наружу. То же происходит, когда разгерметизируется кабина самолета. К счастью, это бывает редко. Но когда все же случается, жизни пассажиров угрожает опасность, так как они сразу вынуждены дышать воздухом на высоте большей, чем Эверест.

Так в чем секрет? Почему наш огромный раскаленный газовый шар не рассеялся в космическом пространстве? Ведь газ в недрах Солнца находится под чудовищным давлением, а вне Солнца — пустота, глубокий вакуум. Однако благодаря своей огромной массе Солнце сжато силами гравитации, и именно эти силы препятствуют тепловому разлету его вещества в космос.

В наружных слоях Солнца тепловая скорость частиц газа порядка 10 километров в секунду. И не будь гравитации, уже за 10 дней радиус Солнца увеличился бы в 10 раз.

И как на Земле каждый человек чувствует свой вес, так и на Солнце каждая частичка «знает», что ей никогда не вырваться из гравитационного плена нашей звезды. Вот причина равновесия Солнца. Высокие температуры газа препятствуют силам гравитации совершить катастрофу и заставить сжаться наше Солнце, а гравитация, со своей стороны, «дисциплинирует» Солнце, заставляя его находиться в определенных «рамках».

Кластер галактик в созвездии Тельца.

Условие равновесия можно выразить чрезвычайно просто. Газовое давление в центре звезды должно быть равно весу столба с поперечным сечением 1 см2 и высотой, равной радиусу нашего газового шара. Если сделать соответствующие оценки, то окажется, что давление в центре Солнца будет порядка 1010 атмосфер! Столь большое давление может быть обеспечено достаточно высокой температурой. Здесь как раз, зная давление, мы можем использовать закон Клайперона и вычислить температуру:

T = Pμ/Aρ,

где P — давление, A — универсальная газовая постоянная, μ — молекулярный вес, ρ — плотность, а T — температура. Вводя некоторые простые допущения, путем несложных преобразований можно привести эту формулу к другому виду:

T = μFM/AR,

где M — масса звезды, R — ее радиус, a F — постоянная всемирного тяготения. Все здесь известно (по крайней мере для нашего Солнца), кроме μ — молекулярного веса. Как известно, молекулярный вес численно равен массе вещества, состоящей из числа частиц N (N = 6 · 1023 — число Авогадро). Нам нужно найти молекулярный вес звездного вещества, состоящего из ядер атомов различных элементов и электронов. Оценки показывают, что он меняется от 0,5 до 1,3. У звезд середины главной последовательности, к которым, разумеется, относится и наше Солнце, μ = 0,6.

Теперь мы можем записать крайне простое соотношение для температуры центральной части звезды: Tс = 14(M/M )(R/R ) миллионов градусов.

Здесь M и R — масса и радиус любой звезды, M , R — масса и радиус Солнца. Ясно, что температура Солнца равна по этой формуле 14 миллионам градусов. Таким образом, довольно сложная задача определения температуры в центре звезд решена очень просто.

Мы использовали сейчас лишь два хорошо известных физических закона: закон всемирного тяготения и газового состояния. Посмотрим теперь, каким образом тепловая энергия переходит из очень горячих, центральных частей звезды к более холодной поверхности, откуда она уходит в пространство. Насколько это важно для понимания строения звезды?

Вопрос этот имеет принципиальное значение. Ведь светимость звезды — один из главных ее параметров — и есть поток энергии, достигший поверхности и уходящий потом в пространство. Этот поток во многом определяет структуру всей звезды.

Различные формы переноса тепла хорошо известны в повседневной жизни. Холодная металлическая ложка, опущенная в стакан с горячим чаем, быстро нагревается. Это перенос тепла посредством теплопроводности тела. В металле есть свободные электроны, которые переносят тепловую энергию. Этот вид переноса существен для белых карликов и не имеет практически никакого значения для обычных звезд. Конвекция, о которой мы уже говорили, также одна из возможных форм переноса. Наконец, существует наиболее важная (для нас) форма «лучистый перенос» — перенос тепла излучением.

В быту мы хорошо знакомы с лучистым переносом. Тепло, которое идет от любого нагретого предмета, — результат именно этой формы переноса. Горячий утюг излучает в инфракрасном диапазоне, и мы не видим, а лишь чувствуем это излучение. Раскаленный кусок железа светит в видимом диапазоне, а мы можем визуально наблюдать лучистый перенос энергии, впрочем, так же, как в случае Солнца и звезд. Мы помним, что количество излученной энергии очень сильно зависит от температуры, оно пропорционально ее четвертой степени (закон Стефана — Больцмана). Именно поэтому по мере продвижения в глубь звезды энергонасыщенность вещества растет очень быстро.

К примеру, один кубический сантиметр вещества, «взятого» из центра Солнца, излучал бы за секунды энергию около 1026 эрг. Такая энергия эквивалентна извержению крупного вулкана. Если бы излучение внутренних областей Солнца могло достичь напрямую земной поверхности, оно бы мгновенно испепелило ее. Но мы, к счастью, застрахованы от такой малоприятной возможности, и причиной тому — непрозрачность звездного вещества к световым квантам.

На первый взгляд это обстоятельство может показаться странным: ведь мы говорили о том, что звездное вещество представляет собой газ. Да, это так, звезда — газовый шар. Но газ в звезде в высшей степени непрозрачен. Это объясняется высокой плотностью вещества в центре звезды. Непрозрачен уже 1 миллиметр звездного вещества — у поверхности звезды непрозрачность растет с ростом температуры.

Это нетрудно понять, поскольку здесь при большей температуре больше возбужденных атомов, способных поглощать свет в видимой области. Но в недрах звезды при росте температуры атомы все больше и больше «оголяются», теряя электронные оболочки, и поэтому там поглощение света несколько падает за счет увеличения температуры, но в то же время, поскольку T растет, общую непрозрачность можно считать постоянной.

Теперь нам осталось попытаться понять, как зависит светимость звезды от ее массы. Мы уже видели, что температура в центре звезды пропорциональна массе. С другой стороны, светимость L ~ T4 и L ~ 1/ρH, где ρ — средняя плотность звездного вещества, а H — коэффициент поглощения, который, как говорилось, можно принять постоянным. Ясно, что по определению ρ = 3M/4πR3. И тогда мы находим, что L ~ M3. Мы таким образом получили путем простых рассуждений теоретическое соотношение между массой звезды и ее светимостью.

Более точно оно записывается в следующем виде:

L = K(μ 4 /H)M 3 ,

где K — численный коэффициент, а μ — молекулярный вес. Эта формула в принципе верно отражает наблюдательные факты. Основной вывод состоит в том, что перенос энергии из недр звезды определяется излучением, а «пропускная способность» звезды ее массой. О конвекции мы с вами уже немного говорили, но дело в том, что на главной последовательности полностью конвективных звезд практически нет.

Все просто и хорошо: мы с вами выяснили, какие силы управляют Солнцем, как излучает звезда, причем все это было проделано «на пальцах», не выходя за рамки школьного курса физики. Наверное, у многих читателей сложилось впечатление, что Эддингтон был прав, когда говорил: «Нет ничего проще, чем звезда». Быть может, у некоторых появилось даже легкое чувство обманутых надежд: а где же обещанные тайны, проблемы, загадки? Будут и тайны, и загадки. Они впереди.

Источник энергии

Повнимательнее вглядимся в источник светимости Солнца — термоядерные реакции. Сначала решим простой вопрос. Ведь если идет термоядерная реакция (неважно, по какому конкретному механизму), она резко повышает температуру вещества. Это, в свою очередь, должно обязательно повысить скорость процессов, что чревато для звезды весьма опасной возможностью: уподобиться огромной водородной бомбе, в которой термоядерная реакция носит характер взрыва.

Но Солнце светит стабильно, внутри нашей звезды есть механизмы, регулирующие скорость термоядерного синтеза. Что же это за механизмы?

Да, в общем-то опять школьная физика, все так же формула Клайперона, действующая, правда, в условиях гравитации. По этой формуле, если повысить температуру объема газа, немедленно произойдет его расширение, отчего газ тут же охладится. Вот поэтому-то в Солнце и существует жесткий механизм обратной связи, и термоядерные реакции не могут идти в недрах нашего светила с произвольной скоростью. Их скорость полностью определяется самой структурой Солнца.

Вспомним, что такое ядерные реакции. Ядро атома любого элемента (за исключением водорода) состоит из протонов и нейтронов, связанных между собою сильными взаимодействиями. Ясно, что, если протон или нейтрон сталкивается с ядром атома какого-либо элемента и «застревает» в нем, образуется ядро атома нового элемента и вдобавок высвобождается образовавшийся избыток энергии. Этот избыток уносится обычно какой-либо частицей — гамма-квантом, нейтрино и другими.

Процесс может быть и более сложным. Вновь образовавшееся ядро распадается на осколки (деление). Но все это и есть, собственно говоря, ядерные реакции.

Если мы начнем облучать какое-либо вещество нейтронами, то особых трудностей мы испытывать не будем, поскольку нейтрон не имеет заряда и ничто не мешает ему сколь угодно близко подойти к ядру. С протонами дело обстоит гораздо сложнее. Протон несет положительный заряд, и ему необходимо преодолеть электростатическое отталкивание других протонов в ядре. Сделать это довольно не просто, и поэтому в земных условиях для изучения реакций с этими частицами строят огромные ускорители, которые и сообщают протону необходимую начальную энергию для прохождения потенциального барьера. Если мы хотим заставить провзаимодействовать с каким-либо ядром α-частицу — ядро атома гелия-4, ей необходимо будет сообщить еще большую энергию, чем отдельному протону, поскольку в ее составе их уже два.

Ядерные реакции с протонами для космоса — вещь обычная, так как водород — самый распространенный элемент во всей Вселенной. Таким образом, протоны не представляют дефицита, а роль ускорителей в космосе играют, в частности, недра звезд. Температура там столь велика, что часть протонов приобретает вполне достаточные для начала ядерных реакций скорости. Такие реакции, где для «активирования» протонов используется температура, называются термоядерными.

Каковы эти реакции? Главным образом те же, что вызывают взрыв водородной бомбы, — слияние четырех ядер водорода (протонов) через ряд промежуточных реакций в ядро атома гелия. Это так называемый протон-протонный цикл.

Ядро атома гелия весит чуть меньше, чем четыре протона, и в соответствии со знаменитой формулой Эйнштейна E = mc2 эта разница в массе переходит в энергию, которая и идет на разогрев вещества.

Попробуем провести простые количественные оценки выхода энергии в этой реакции. Четыре протона в атомных единицах весят — 4,03252. Но хорошо известно, что ядро атома гелия в тех же единицах весит 4,00389. Именно эта разница в массах и переходит в энергию: mc2 = E = 1,67×10–24 · 0,02863 · (3 · 1010)2 = 4,3 · 10–5 эрг на одно ядро. Если весь водород Солнца превратится в гелий, то выделится чудовищное количество энергии ~ 1052 эрг. Так как Солнце излучает каждую секунду 4 · 1033 эрг, то топлива в Солнце хватит примерно на 100 миллиардов лет.

Теперь о механизмах термоядерных реакций в звездах.

Протон-протонный цикл начинается с образования дейтерия:

1 H +  1 H →  2 D  + e +  + ν + 1,44 МЭВ.

Вообще говоря, «выход» этой реакции очень мал. Даже в недрах звезд, где условия в общем-то благоприятствуют ее прохождению, лишь один из десятков миллиардов протонов имеет возможность превратиться в дейтерий.

Дополнительная трудность для начальной реакции состоит в том, что один из протонов во время акта столкновения должен успеть превратиться в нейтрон. Ведь ядро дейтерия состоит не из двух протонов, а из протона и нейтрона! Выручает то обстоятельство, что число протонов огромно, и поэтому все-таки необходимые условия для некоторых из них выполняются, и начальная реакция «запускает» протон-протонный цикл.

Далее дейтерий соединяется вновь с протоном, образуя изотоп гелия-3:

2 D +  1 H →  3 He + γ + 5,49 МЭВ.

Затем возможны уже три направления ядерных реакций. Главный путь — взаимодействие двух ядер изотопа 3He:

3 He +  3 He →  4 He +  1 H +  1 H + 12,85 МЭВ.

Все возвращается здесь на круги своя: мы снова имеем два протона, цикл замкнулся, но нам надо запомнить, что в результате цикла появилось ядро атома гелия. Это и есть «столбовая» дорога протон-протонного цикла.

Кроме нее, существуют два побочных пути. Первый состоит во взаимодействии гелия-3 и гелия-4, в результате чего образуется ядро бериллия-7. Ядро бериллия может захватить протон и превратиться в бор-8, бор-8 претерпевает бета-распад:

8 B →  7 Be + e +  + ν.

Эту реакцию нам надо обязательно запомнить, так как именно с ней связаны наиболее драматические страницы в современной физике Солнца. Радиоактивный бериллий-8 быстро распадается на два ядра «обыкновенного» гелия-4.

Наконец, еще одна «дорожка» протон-протонного цикла состоит в следующем: бериллий-7 может захватить электрон, превратившись после этого в литий-7. А тот, захватив протон, «переходит» в неустойчивый изотоп бериллия-8, судьба которого нам уже известна.

Существует еще один тип ядерных реакций, играющий определенную роль в энергетике Солнца, — углеродно-азотно-кислородный цикл (С – N – О-цикл). Причем его конечный результат, так же как и в протон-протонном цикле, — образование атома гелия из четырех ядер атома водорода.

Здесь происходят очень интересные вещи. Все начинается с того, что ядро углерода захватывает протон (ядро атома водорода) и превращается в радиоактивный азот, который, распадаясь, дает более тяжелый изотоп углерода. Этот изотоп тоже захватывает протон и превращается в обычный азот. Но и азот стремится захватить ядро водорода, тем более что недостатка в водороде внутри Солнца нет.

Поглотив протон, ядро азота превращается в радиоактивный кислород, а тот, распадаясь, — в стабильный изотоп азот-15. Азот-15 опять захватывает протон. Но даже в недрах Солнца жадность наказуема: распухшее ядро азота-15 с лишним протоном не в состоянии удержать захваченное и распадается на исходное ядро атома углерода-12 и ядро атома гелия.

В результате начавшее всю цепочку захвата ядро углерода-12 осталось «при своем интересе» и вышло из игры, а из четырех захваченных ядер водорода образовалось ядро гелия. Снова работает соотношение E = mc2, и разность масс между четырьмя протонами и ядром гелия превращается в энергию.

В отличие от первого механизма в различных этапах реакций С – N – О-цикла участвуют атомы углерода, кислорода и азота. Именно поэтому его и назвали С – N – О-цикл. Но если за счет протон-протонного процесса Солнце получает 98 процентов своей энергии, то за счет углеродно-азотно-кислородного только 2 процента.

Нужно сказать, что для звезд более массивных, чем Солнце, роль С – N – О-цикла значительно существеннее. Понятно, что кулоновский барьер для этой реакции выше, чем в первой реакции протон-протонного цикла. Там реагировали отдельные протоны, а здесь во взаимодействие приходят ядра. Поэтому в более массивных звездах, где температура выше, чем у Солнца, эти реакции будут идти более эффективно.

Итак, и в протон-протонном, и в С – N – О-цикле конечным продуктом термоядерных реакций является гелий. Другими словами: водород звезд выгорает, выгорает в одних случаях медленно, в других побыстрее. Что же происходит со звездами по мере выгорания в них водорода, из какого источника они вновь черпают энергию?

Прежде чем ответить на этот вопрос, следует обратить внимание на термоядерные реакции с легкими элементами — литием, бериллием и бором. Их особенность состоит в том, что и литий, и бериллий, и бор «выгорают» в процессе реакций. Мы видели, что в С – N – О-цикле ядра углерода «возобновляются». Они служат здесь как бы катализаторами реакции. Легкие же элементы вместе с водородом, сгорая в термоядерном котле звезды, быстро исчезают, превращаясь в гелий. Кстати, именно поэтому легких элементов (исключая водород и гелий) в звездах и на Солнце крайне мало.

Когда основное топливо звезды — водород — выгорает, источником энергии становится так называемый тройной альфа-процесс. Эта термоядерная реакция идет при температуре около ста миллионов градусов. Сначала две α-частицы при столкновении на короткое время образуют неустойчивый изотоп бериллия-8. Он, конечно, может распасться вновь на два ядра гелия-4. Но в том случае, если за какой-то очень короткий промежуток времени он успеет столкнуться еще с одной α-частицей. Получится стабильный изотоп углерода-12, и выделится большое количество энергии. Таким образом, в этой реакции сгорает уже не водород, а гелий.

В обычных звездах «главной последовательности» температура недостаточна для «запуска» тройного α-процесса, но в некоторых специальных случаях именно этот механизм может быть основным источником энергии. Об этих случаях мы поговорим позже, а сейчас зададимся естественным вопросом: откуда в нашем мире появились химические элементы?

О том, как во Вселенной образовались водород и гелий, мы уже говорили. Этот вопрос решается легко и непринужденно в рамках модели Большого Взрыва. Но как объяснить огромное обилие элементов в менделеевской таблице? Почему, к примеру, в космосе очень мало лития, бериллия и бора? Почему существует так называемый железный пик? (Обилие элементов группы железа.) Вопросов немало, и решение их сильно зависит от того, какие температуры достигаются в недрах звезды.

Прежде всего возникает идея о последовательном построении тяжелых элементов из более легких путем присоединения нейтрона к ядру легкого элемента. Такой механизм называется S-процессом. Но откуда берутся нейтроны?

Если в звезде достигнута температура порядка 100 миллионов градусов, в ней начинает идти важная реакция:

13 C +  4 He →  16 O + n.

Эта реакция важна именно потому, что она генерирует нейтроны, которые впоследствии «утяжеляют» ядра легких элементов. Если достигнута температура около 1 миллиарда градусов, нейтроны появляются в результате взаимодействия ядер углерода-12:

12 С +  12 C →  23 Mg + n.

Существуют и другие реакции с образованием нейтронов. Но нам сейчас важно не столько перечисление этих реакций, сколько понимание самой возможности образования тяжелых элементов как путем последовательного присоединения нейтронов, так и путем термоядерных реакций между элементами:

12 C +  12 C →  23 Na +  1 H;

16 O +  16 O →  32 S + γ;

12 C +  12 C →  20 Ne +  4 He;

20 Ne +  20 Ne →  24 Mg +  16 O.

Во всех этих реакциях выделяется энергия. Но образование более тяжелых элементов, чем железо, в процессе термоядерного синтеза затруднено. Это объясняется тем, что ядро железа-56 обладает очень большой энергией связи. Чтобы из этих ядер получить более тяжелые, нужно затратить больше энергии, чем ее освободится в термоядерной реакции синтеза. Поэтому синтез элементов, более тяжелых, чем железо, невозможен в равновесных звездах.

Проблему синтеза элементов нельзя считать решенной до конца прежде всего потому, что нам неизвестно точно, насколько высокими могут быть температуры в недрах звезд. Некоторые особенности в распространенности элементов в космосе сейчас можно объяснить. «Недостача» лития, бериллия и бора вызвана их быстрым выгоранием в термоядерных реакциях. Обилие элементов группы железа («железный пик») связано с повышенной устойчивостью ядер этих элементов и т. д.

Но в мире звезд есть и исключения, причем отнюдь не единичные, и они не укладываются в рамки простых схем, о которых мы сейчас говорили. Проблема образования элементов сложна. Сейчас не видно непреодолимых трудностей на пути ее решения. Тем не менее сам путь решения не будет коротким. Дело здесь, собственно говоря, не в самих ядерных реакциях, а в построении моделей звезд с температурами внутри до 10 миллиардов градусов. Это очень и очень нелегкая задача.

Солнечные нейтрино

Ядерные реакции могут идти не только в недрах Солнца, где высокие температуры обеспечивают их течение. Они могут происходить и в атмосфере Солнца, за счет ускорения заряженных частиц до высоких энергий. Но об этом мы поговорим позже. Сейчас же отметим один принципиальный факт, который, скажем прямо, уже долгое время не дает покоя астрофизикам. Дело в том, что в термоядерных реакциях, о которых мы говорили, образуются (кроме всего прочего) нейтрино — элементарные частицы, представители микромира с удивительными свойствами.

Сегодня нейтрино — одна из самых «модных» элементарных частиц. Именно нейтрино, как мы помним, могут определить судьбу нашего мира. Но роль их в астрофизике этим не ограничивается. И сейчас нам нужно будет поговорить о трех тесно связанных между собой областях человеческой деятельности — гениальном теоретическом предвидении, внутреннем строении Солнца и… бытовой химии.

В начале 20-х годов нынешнего столетия в легендарный институт Н. Бора в Копенгагене приехал склонный к полноте молодой человек — В. Паули. В здании института царила сугубо неофициальная обстановка. Жена Бора угощала студентов бутербродами, они играли днем в пинг-понг, по институту сновали сыновья Бора. Бор страшно любил ковбойские фильмы и часто ходил со студентами в кино. Днем времени на работу у учеников Н. Бора оставалось немного, и работали они главным образом по ночам.

Это была счастливая эра физики, когда основы современной науки закладывали совсем молодые люди в возрасте между двадцатью и тридцатью годами. Сам Бор на семинарах никого не критиковал, но его студентов нельзя было назвать застенчивыми людьми. Вот в такую обстановку окунулся сын венского профессора биологии В. Паули.

О Паули ходит много легенд и анекдотов. Свой отнюдь не ангельский характер он проявил еще в Мюнхенском университете, где Эйнштейн читал лекцию по теории относительности. После лекции 18-летний Паули поднял руку и, когда ему предоставили слово, глубокомысленно заявил: «А знаете, то, что рассказывал вам господин Эйнштейн, вовсе не так уж глупо…»

Да, этот молодой человек был лишен чувства ложной скромности. У него был острый и злой язык. Но единственное, что его оправдывало, абсолютная научная честность и требовательность по самым высоким меркам к своим научным работам.

О характере Паули свидетельствует такой, например, случай. На одной научной конференции молодого ученого представили известному физику П. Эренфесту из Лейденского университета. Как обычно, Паули начал беседу с очередной грубости. «Ваши научные работы нравятся мне намного больше, чем вы сами», — сказал ему обиженный Эренфест. Что-что, а за словом в карман Паули не лез никогда. «Странно, — ответил он, — а мне как раз наоборот». Эренфест с Паули впоследствии подружились, но совсем неудивительно, что многие называли его молодым человеком, вселяющим ужас.

Самому Бору Паули кричал: «Замолчите! Не стройте из себя дурака…» — «Но, Паули, послушайте…» — робко возражал Бор. «Нет, нет. Это чушь. Не буду больше слушать ни слова». И все же, несмотря на подобного рода выходки, Паули пользовался непререкаемым авторитетом в среде физиков-теоретиков.

К экспериментаторам он относился с пренебрежением, иногда просто не замечал их. Он панически боялся всякого, даже сравнительно простого технического устройства. И нужно сказать, что приборы тоже боялись Паули. В его присутствии они просто отказывались работать. Это явление получило название «эффекта Паули».

Однажды в Геттингенском университете взорвалась по неизвестной причине вакуумная установка. Причину взрыва перестали искать, когда выяснилось, что перед самым взрывом на Геттингенский вокзал прибыл поезд, в котором находился Паули…

Несколько молодых итальянцев-физиков решили подшутить над ним. Они подвесили к потолку люстру, присоединив ее к входной двери системой блоков таким образом, чтобы, когда Паули откроет дверь в помещение, люстра с грохотом обрушилась. Но «эффект Паули» был, по-видимому, неким общим явлением природы. Ученый спокойно вошел в комнату, а устройство итальянских физиков не сработало: люстра не упала. Паули весело сообщил им, что они прекрасно продемонстрировали известный эффект.

Работая в Копенгагене, Паули открыл одно из самых важных правил квантовой механики, знаменитый «принцип запрета», за который получил Нобелевскую премию по физике. О значении этого принципа говорит тот факт, что, используя его, Паули сумел вывести все химические свойства элементов. Этот принцип в силу его универсальности имеет огромное значение и для астрофизики. Нам будет удобно сформулировать этот принцип для электронов: не может быть двух электронов, расположенных в достаточно малом объеме и движущихся абсолютно одинаково.

Немногим даже выдающимся физикам удается «на кончике пера» открывать новые законы природы. Паули был именно таким человеком. Принцип Паули является одним из краеугольных камней современной физики.

Но Паули знаменит еще и тем, что предсказал существование нейтрино, быть может, одной из самых удивительных элементарных частиц. Сделано это было в 1931 году, и лишь через 25 лет удалось в лабораторном эксперименте подтвердить реальность существования таинственных частиц.

Нейтрино — частица с замечательными свойствами, а в последние годы, как мы знаем, интерес к ней вспыхнул с новой силой. Нейтрино почти не взаимодействует с веществом. Ясное дело, что самое важное здесь слово «почти», поскольку, если бы нейтрино совсем не взаимодействовали с веществом, их вовсе нельзя было бы обнаружить.

Солнце для этих частиц не препятствие. Родившись, они мгновенно покидают Солнце, и, сосчитав поток солнечных нейтрино, можно было бы оценить, какие ядерные реакции и с какой эффективностью происходят в недрах нашего светила. Ведь нейтрино образуются и в протон-протонном, и в углерод – азот – кислородном цикле.

Согласно теоретическим расчетам число солнечных нейтрино, попадающих на Землю, огромно. Каждую секунду один квадратный сантиметр земной поверхности бомбардирует сто миллиардов нейтрино. Но это даже не бомбардировка, нейтрино просто пронизывают Землю насквозь и уходят в космическое пространство.

Физики стали думать, как поймать нейтрино. В 1946 году академик Б. Понтекорво предложил идею нейтринной ловушки. Вкратце она состоит в следующем. Солнечное нейтрино с очень малой, но все-таки конечной вероятностью может провзаимодействовать с устойчивым изотопом хлора, хлором-37, в результате чего получится радиоактивный изотоп аргона, аргон-37, и электрон. Радиоактивный аргон можно было бы определить чувствительным радиохимическим методом.

За решение этой задачи взялся известный американский физик-экспериментатор Р. Дэвис из Брукхэйвенской национальной лаборатории. Мне не хочется использовать банальную журналистскую фразу: «Перед ученым возникли значительные трудности». Она попросту ничего не отражает. И в самом деле, уникальная установка Дэвиса — своеобразный рекорд современной экспериментальной физики.

То, что вероятность взаимодействия нейтрино с атомом хлора-37 ничтожно мала, ясно. То, что поэтому детектор нейтрино должен содержать много хлора, тоже ясно. Но как много? Трудно себе представить, но Дэвис и его сотрудники наполнили емкость объемом с 25-метровый плавательный бассейн жидкостью для химической чистки одежды — четыреххлористым углеродом, содержащим хлор-37.

Казалось, вопрос с детектором нейтрино решен. И все-таки оставалось преодолеть еще одну трудность. Дело в том, что космические лучи, попадая в этот детектор, тоже приводили к появлению аргона-37. От них надо было избавиться, и огромный детектор Дэвиса поместили в старой шахте, пробитой в скале на глубине полутора километров под землей.

Невероятная чувствительность этой установки позволяла выуживать из емкости в 400 кубометров буквально считанные атомы аргона-37. Ведь его период полураспада 35 дней, и поэтому накапливать его можно было только до определенного предела. Дальше уже шла процедура химчистки, но не одежды, а аргона-37, который затем и предъявлялся как доказательство существования солнечных нейтрино.

И физики стали ждать результатов. Детектор Дэвиса имел хороший запас чувствительности по отношению к потоку солнечных нейтрино, даже для «минимальной модели» термоядерных процессов в недрах Солнца. Казалось, вот-вот появятся первые результаты. Но в течение многих лет гигантская установка Дэвиса не могла обнаружить солнечные нейтрино. Правда, в самое последнее время Дэвису удалось поймать таинственные частицы. Но все равно их число было намного меньше, чем предсказывали теоретические расчеты.

В чем же дело? Были тщательно перепроверены все теоретические оценки, вновь откалибрована установка, результаты оставались прежними.

В фундаменте физики Солнца возникла первая опасная трещина. Более того, как считают некоторые астрофизики, сейчас зарождается кризис доверия к основополагающим теориям строения и эволюции звезд. Отрицательный результат опытов Дэвиса поставил под угрозу казавшиеся до сих пор неуязвимыми теоретические построения. Этот результат требовал объяснения, и, конечно, теоретики взялись за работу.

Один крупный ученый, советский физик, сказал, что все физики делятся на три категории: теоретики, экспериментаторы и интерпретаторы, то есть люди, которые могут и умеют лишь интерпретировать результаты чужих экспериментов на основании чужих теорий. В случае с детектором Дэвиса огромная армия теоретиков превратилась в интерпретаторов.

Еще бы, кому приятно, когда рубят сук, на котором сидишь. А Дэвис подрубил сук, на котором сидело немало крупных астрофизиков. Понятно, что все они предпринимали попытки исправить ситуацию, которая стала, скажем прямо, угрожающей.

Для решения проблемы нейтрино привлекались самые неожиданные идеи. Некоторые были вызваны отчаянием и беспомощностью.

Приведем лишь один пример. В «Астрофизическом журнале» в 1975 году появилась статья, в которой высказывается предположение, что в центре Солнца находится небольшая черная дыра с массой, примерно равной массе Земли, и радиусом несколько сантиметров. Такая черная дыра сумела бы обеспечить около половины наблюдаемой светимости Солнца. Остальное — за счет протон-протонного цикла. В этом случае Дэвис не смог бы «выудить» из своего бассейна с жидкостью для химчистки необходимого количества нейтрино.

Известный астрофизик В. Фаулер предположил, что скорость ядерных реакций в центре Солнца временно уменьшилась. Значит, уменьшился и поток нейтрино, и именно эту ситуацию мы видим сейчас. Но наружные слои Солнца еще «не знают» того, что произошло в центре. Ведь излучению энергии нужно десяток миллионов лет, чтобы достигнуть наружных слоев нашей звезды. Вскоре все должно прийти в норму, примерно через десять миллионов лет поверхности Солнца достигнет «неполноценный» поток фотонов, рожденный в период спада термоядерной активности солнечного ядра. Светимость Солнца несколько уменьшится, на Земле наступит ледниковый период.

На самом деле все эти цифры не очень точные, но, конечно, очень интересен тот факт, что периоды оледенения Земли совпадают с вариациями светимости, теоретически рассчитанными на основе идеи Фаулера. Тем не менее окончательных подтверждений этой идеи нет.

В общем, недостатка в гипотезах нет. Более того, некоторые теоретики готовы были отказаться от общей теории относительности, чтобы объяснить отрицательные результаты Дэвиса. Цена, как мы видим, немалая. Однако отказ от общей теории относительности повлек бы за собой и другие следствия, которые можно было бы наблюдать. В частности, Солнце должно было быть сплюснутым. Проверки, проведенные на новых телескопах, не подтвердили этого. Общая теория относительности Эйнштейна осталась непоколебимой, а результаты Дэвиса необъясненными.

Как пишет специалист по физике Солнца Р. Нойс из Гарварда, «никакого решения проблемы солнечных нейтрино не видно». А один из ведущих современных астрофизиков, А. Камерон, прямо говорит, что именно проблема нейтрино служит предостережением о необходимости соблюдать осторожность, утверждая, что мы уже разобрались в природе недр Солнца и других звезд.

Сравнительные размеры Солнца, Земли и белого карлика.

Но гипотезы гипотезами, а Солнце упрямо светит каждый день в течение многих миллиардов лет, светит, давая жизнь Земле, светит, определяя климат планет и само их существование. И в общем-то у нас нет сейчас никаких сомнений в том, что желтый карлик питается энергией термоядерного синтеза. Его вкусы постоянны, и он не балует себя разнообразием в пище. Вопрос в том, на какое время хватит ему этой пищи. Ведь в мире нет ничего вечного, и когда-нибудь он начнет испытывать водородный голод, ведь водород-то все время превращается в гелий. Что же тогда случится с нашей звездой?

Модели звезд

Перед тем как мы начнем разбираться в этом на редкость интересном вопросе, полезно познакомиться с моделями звезд. Модель звезды в принципе должна описывать температуру, давление, плотность, химический состав, состояние вещества в любой точке звезды.

Мы не можем наблюдать «внутренности» звезды, и поэтому только расчеты, основанные на использовании известных физических законов, позволяют понять «поведение» звезды, ее физику. Мы никогда не узнаем, с какой степенью приближения соответствует модель истинной структуре космического объекта — звезды. Но сопоставление моделей с данными астрономических наблюдений помогает произвести соответствующие отбраковки.

Сегодня для построения моделей используются мощные ЭВМ; работа эта сложная и кропотливая, хотя в основе ее лежит использование простых физических законов, о которых мы уже говорили. Не будем останавливаться на технике счета моделей, перейдем сразу к наиболее интересному и важному вопросу об устройстве звезд различной массы и светимости. Это будет, собственно говоря, «сухой остаток» огромной работы, начатой еще в 1921 году Эддингтоном.

Итак, верхняя часть главной последовательности.

Там, как мы помним, расположены горячие массивные звезды. Возьмем, к примеру, звезду с массой в 10 солнечных масс и светимостью в 3 тысячи раз больше, чем у Солнца. Расчеты дают следующие характеристики ее структуры.

В центре такой звезды находится конвективное ядро, радиус которого занимает примерно 0,2 от полного радиуса звезды. Причина появления конвективного ядра очевидна: лучистый перенос уже не справляется с откачкой энергии из центральных районов звезды, и поэтому должен включиться механизм конвекции. В центре звезды температура около 27 миллионов градусов, а плотность в 26 раз больше средней. В звезде 90 процентов водорода, 9 — гелия и 1 процент остальных элементов. Согласитесь, что такая звезда устроена достаточно просто, основной источник ее энергии С – N – О-цикл.

Посмотрим теперь, что представляют собой звезды, расположенные на нижней части главной последовательности. Они, разумеется, сильно отличаются от случая, который мы только что рассмотрели. Во-первых, у этих звезд (и в том числе у нашего Солнца) нет конвективного ядра, во-вторых, основной источник энергии — протон-протонный цикл. И наконец, в этих звездах есть внешняя конвективная зона, в которой содержится примерно 10 процентов всей массы звезды, если масса этой звезды составляет 60 процентов от массы Солнца. Конвективная зона образуется из-за повышенной непрозрачности слоя, начинающегося на расстоянии 0,65 от полного радиуса звезды и продолжается почти до поверхности.

Яркая звезда в Трапеции.

В центре звезды плотность выше средней в 20 раз, а температура, естественно, ниже, чем у более массивной звезды, — всего 8,9 миллиона градусов. Химические элементы в этой модели равномерно распределены по всей звезде.

При построении моделей Солнца была учтена неравномерность распределения водорода по радиусу, и тогда получилось, что температура в центре Солнца составляет 14,6 миллиона градусов, а плотность — 134 г/см3.

Итак, все наши модели заметно отличаются друг от друга. Каждая звезда имеет свою структуру — например ядро, или внешнюю конвективную зону. И выражение Эддингтона: «Нет ничего проще, чем звезда», — кажется уже не столь очевидным. А ведь мы пока рассмотрели лишь самые простые модели звезд. Сложности дальше будут расти, как снежный ком.

Рассмотрим, к примеру, модель звезды-гиганта, радиус которой в 21 раз больше радиуса Солнца. Пусть масса гиганта равна 1,3 массы Солнца, а светимость больше в 226 раз. При расчетах структуры такой звезды выяснилась удивительная вещь.

В центре звезды водорода нет, он весь выгорел. Там находится маленькое ядро, состоящее почти целиком из гелия. Радиус его — всего лишь одна тысячная полного радиуса звезды. Поскольку водорода там уже нет, термоядерные реакции в ядре не идут, а температура ядра (40 миллионов градусов) постоянна. Поэтому ядро называется изотермическим. Однако даже 40 миллионов градусов недостаточны, чтобы «зажечь» тройной α-процесс, и источников энергии в ядре нет.

Вокруг ядра расположена тонкая оболочка, в которой идут реакции С – N – О-цикла. Толщина оболочки — чуть меньше радиуса ядра. Далее идет слой, в котором энергия переносится излучением. Толщина его составляет примерно одну пятую радиуса звезды. А далее идут наружные слои гиганта, охваченные бурной конвекцией. Они содержат около 70 процентов массы всей звезды.

Но тогда мы приходим к удивительному выводу. Небольшое ядро гиганта весит почти одну третью его часть. И его плотность составляет 3,5 · 105 г/см3. Другими словами, чайная ложка вещества ядра весит около тонны. Возникает резонный вопрос. Неужели вещество ядра красного гиганта тоже можно считать газом?

Ответ на поставленный вопрос однозначен: «Да». Но газ этот особенный, и, чтобы объяснить все его свойства, мы должны будем поговорить о том, как устроены белые карлики — широко распространенный тип звезд в нашей Галактике. Каковы их основные свойства?

Светимость их очень мала: иногда в тысячи раз меньше солнечной. В то же время масса их примерно равна массе Солнца. Но при солнечной массе эти звезды имеют размеры, сравнимые с размерами планеты.

Сразу же возникает вопрос о температуре внутри такой звезды. Если мы попробуем оценить ее по формуле T = 14(M · R )/(M  · R) миллионов градусов, то получим совершенно несуразный и противоречивый результат. Температура получится равной сотням миллионов градусов. Это, в свою очередь, означает что должны идти высокотемпературные реакции, в частности, тройной α-процесс. Крохотные звезды должны выделять огромное количество энергии и светить, как маяки на ночном небе. Но на самом деле их светимость очень мала. В чем здесь дело?

До сих пор во всех «звездных» оценках мы пользовались лишь законом Клайперона и законом всемирного тяготения. Последний исключений не знает. Тогда остается сделать вывод о том, что вещество белого карлика не идеальный газ, и закон Клайперона здесь не работает. Но что же это такое? Быть может, вещество белых карликов жидкость или твердое тело?

Нет. Плотность жидкости или твердого тела не может превышать 20 г/см3. При этой плотности атомы вещества уже предельно тесно расположены друг к другу. Расстояние между ними порядка 10–8 сантиметра. Но плотность белого карлика больше тонны в кубическом сантиметре. Это означает, что внутри белого карлика нет атомов! Там есть очень плотный ионизированный газ, состоящий из ядер атомов и отдельных электронов.

Итак, вещество белого карлика — газ, но газ чудовищной плотности. Поведение его никак нельзя описать в рамках законов школьной физики. Здесь уже нужна квантовая механика. Она, и только она, в состоянии объяснить свойства белых карликов.

Великий физик Паули знаменит не только тем, что он предсказал существование нейтрино. Он также ввел в квантовую механику основополагающий принцип, названный его именем — принцип Паули, который запрещает находиться на одной и той же квантовой орбите в атоме более чем двум электронам. Принцип этот универсален, его смело можно назвать законом природы, исключений он не знает.

Но при чем здесь атомы? Ведь спрессованное до немыслимых плотностей вещество белого карлика не содержит атомов. Там есть лишь ядра атомов и электроны. Оказывается, что электронный газ в белом карлике является чисто квантовой системой, и, говоря другими словами, словами квантовой механики, каждый электрон в газе может занимать строго определенное состояние. Но число состояний ограничено, конечно. Более того, число электронов в каком-либо объеме белого карлика больше числа разрешенных состояний.

Тогда, поскольку принцип Паули нарушать нельзя, электроны, находящиеся в одном и том же объеме, должны отличаться друг от друга, должны обладать различными скоростями. Чем больше электронов в одном состоянии, тем больше отличаются их скорости. Электронов много, и все они движутся с разными скоростями в силу принципа Паули. В обычном газе изменение температуры влияет на скорости частиц. В нашем же, электронном газе, где работает принцип Паули, нагревание или охлаждение практически не повлияет на скорости электронов.

Подобный газ называется вырожденным электронным газом. В принципе его можно охладить до абсолютного нуля, а движение электронов все равно будет продолжаться. Поэтому и давление вырожденного газа мало зависит от температуры частиц и определяется лишь плотностью.

Интересно, что в недрах обычных звезд газ не вырожден. «Критическая» плотность вырождения для «нормальной» звезды с температурой в центре около 10 миллионов градусов должна быть больше 1000 г/см3. Как мы знаем, такие плотности там не достигаются. Белые карлики, эти удивительные звезды, обладают еще некоторыми необычными свойствами. Во-первых, их масса тем больше, чем меньше радиус. Во-вторых, существует некоторое предельное значение массы, при котором давление вырожденного газа уже не может сопротивляться воздействию гравитации. Теория показывает, что белых карликов с массой больше чем 1,43 М в природе существовать не может.

Мы забыли сказать несколько слов о причинах светимости белых карликов. Это отнюдь не праздный вопрос. Ведь водорода в них нет, он весь сгорел, а другие реакции в центре карлика, как мы видели, не идут. Но светимость-то, хоть и небольшая, есть. В чем здесь дело?

Во-первых, ядерные реакции могут идти в «атмосфере» белого карлика. Водород из межзвездной среды может попадать на его поверхность и служить затем ядерным горючим в тонком приповерхностном слое звезды. Во-вторых, белый карлик сам по себе имеет огромные запасы тепловой энергии. Время его охлаждения — сотни миллионов лет.

Белые карлики — одно из самых удивительных творений природы. Но, кроме всего прочего, они играют существенную роль в проблемах звездной эволюции. К этому вопросу мы вернемся несколько позже, а сейчас посмотрим снова на изотермическое ядро красного гиганта. Теперь нетрудно видеть, что оно имеет все свойства белого карлика! Но такая сложная структура звезды не может не вызвать следующего вопроса: каким образом в центре гиганта мог образоваться белый карлик — звезда с удивительными свойствами?

Для ответа на поставленный вопрос, хотя на первый взгляд это может показаться и непоследовательным, посмотрим, что будет с нашим Солнцем через миллиарды лет. Ведь и Солнце начнет когда-нибудь стареть. Как это будет происходить?

Для начала вернемся к протон-протонному циклу. Мы уже говорили о том, что водород в центральных частях Солнца потихоньку выгорает. Сегодняшние оценки говорят, что водородной пищи Солнцу хватит еще на несколько миллиардов лет. В течение всего этого огромного промежутка времени в центре Солнца водород постепенно превращается в гелий.

Планетарная туманность NGC 6781.

Планетарная туманность в Лире.

Гелий — нечто вроде золы в огромной ядерной топке Солнца. Только если из обычной печки золу можно убрать, то гелий накапливается, и таким образом у Солнца образуется гелиевое ядро. Процессы слияния ядер водорода в гелий, изменение химического состава приводят в конце концов к тому, что облегчается выход квантов света — фотонов к поверхности звезды, и поэтому светимость Солнца постепенно увеличивается.

Ядерные реакции по протон-протонному механизму уже не смогут идти в ядре, состоящем из гелия, а будут происходить лишь вокруг ядра, как бы в его оболочке. Гелий, образующийся в оболочке, добавляется к ядру, и его масса увеличивается.

Ядро, естественно, начинает сжиматься. Но сжимается оно очень медленно, и энергия сжатия поэтому не успевает выходить из него наружу. И все-таки температура ядра очень медленно повышается. Почему?

И раньше во время нормальной своей работы в центре Солнца плотности газа были велики: более 100 граммов в одном кубическом сантиметре. Газ, который потяжелее воды в сотню с лишним раз! А в процессе сжатия гелиевого ядра этот газ потихоньку начинает вырождаться. Свойства ядра становятся близкими к свойствам металлов. Ну а это означает, что ядро очень хорошо проводит тепло, то есть имеет высокую теплопроводность. Именно поэтому, хоть ядро и сжимается, температура его повышается очень медленно, за счет высокой теплопроводности оно успевает отдать «излишки» тепла наружу.

Итак, ядерные реакции в процессе старения Солнца пойдут вокруг ядра. Но из-за его вырожденности, из-за его высокой теплопроводности энергия здесь не запасается, она «накачивается» в оболочку, и наступит время, когда оболочка «разбухнет» от избытка энергии. В ней разовьются очень бурные конвективные процессы, гораздо более мощные, чем в сегодняшнем Солнце. Этот процесс займет немного времени, какие-нибудь миллионы лет.

Нет, не беспокойтесь, ведь мы помним, что все эти катаклизмы начнутся скорее всего через несколько миллиардов лет, так что пока развитию нашей цивилизации со стороны термоядерных реакций на Солнце прямой угрозы нет. Ну а загадывать, что будет с человечеством даже через тысячу лет, даже при спокойном Солнце, дело гораздо более сложное, чем прогнозировать поведение светила через пару миллиардов лет. Ведь поведение человечества нельзя описать точными физическими законами.

Итак, Солнце вновь раздуется, закипит, да так, что здесь уже и от планет земной группы вряд ли что-нибудь останется, кроме оплавленных камней. Светимость Солнца возрастает при этом чудовищном кипении в тысячу с лишним раз, да еще вдобавок к этому оно станет очень большим. Короче говоря, наш желтый карлик станет красным гигантом.

Размеры этого гиганта огромны. Солнце может «раздуться» до орбит Меркурия или даже Земли. А затем красный гигант сбросит с себя все, кроме того, что находится у него в центре. Это очень интересный процесс, до конца не понятый современной астрофизикой. Почему звезда «хочет» избавиться от лишней массы? Почему она с колоссальной энергией выбрасывает часть своего «тела» в пространство?

Эти процессы связаны с нарушением равновесия. Только за один год Солнце может потерять одну миллионную часть своего веса. Гигант начнет худеть. И за какие-нибудь десять-сто тысяч лет от него останется лишь центральная часть — ядро, о котором мы уже говорили. Гигант как бы сбросит все, что оказалось ненужным ему на этой стадии эволюции.

Звездная материя образует около оставшегося ядра так называемую планетарную туманность, которая постепенно исчезнет, рассеется в космическое пространство. Этот своеобразный звездный стриптиз приведет к тому, что рано или поздно на месте Солнца останется только его гелиевое ядро — белый карлик.

Мы уже говорили о свойствах ядра, которое представляет собой вырожденный газ. Возможно, дальнейшая судьба белого карлика определяется его массой и температурой. В случае нашего Солнца есть вариант, при котором белый карлик будет просто остывать в течение миллионов лет и превратится в «черный карлик» — холодную маленькую звезду размером с земной шар, которую из какой-нибудь другой планетной системы и наблюдать-то невозможно.

И белый и черный карлик полностью оправдывает свое название: это действительно карликовые звезды. Мы помним, что спутник одной из ярчайших звезд, Сириуса, — белый карлик. Диаметр его всего-навсего 4200 километров, меньше, чем диаметр Земли. Называется он Сириус В. А пример эволюции Солнца, который мы сейчас (в сильно упрощенном виде) рассмотрели, приводит нас к более общей проблеме — проблеме эволюции звезд вообще.

Эволюция звезд

Мы уже рассмотрели достаточно подробно протозвездный этап эволюции. После фрагментации часть облака сжимается в протозвезду, и, когда включаются протон-протонные реакции (или C – N – О-цикл), протозвезда становится звездой, поскольку именно тогда гравитация и газовое давление в точности уравновешивают друг друга. Звезда «прописывается» на главной последовательности, но «место прописки» зависит от массы звезды. Звезды большой массы располагаются вверху диаграммы Герцшпрунга — Рессела, маломассивные звезды — в ее нижней части.

По сравнению с временем протозвездной стадии период пребывания на главной последовательности велик. Звезды медленно меняют свои характеристики, находясь на главной последовательности, но все таки меняют. Запасы ядерного горючего в них ограниченны. Кроме того, наблюдаются смены тепловых режимов. Так что изменения со звездами происходят. Наша задача — посмотреть, как они идут у звезд различной массы.

Перетекание вещества в двойной системе с образованием аккреционного диска.

Оценки показывают, что у звезды с массой в одну четвертую часть массы Солнца водород будет гореть в протон-протонном цикле около 70 миллиардов лет. Это означает, что даже самые старые из звезд малой массы за время существования Вселенной не успели выжечь свой водород и уйти с главной последовательности. Поэтому многие астрофизики считают вопрос об эволюции таких звезд малоинтересным и тривиальным.

Действительно, все изменения в звезде сводятся к тому, что немного увеличивается ее яркость, слегка уменьшается температура (за счет изменения радиуса). Вот, собственно говоря, и все. Структура звезды очень долгое время остается без изменений. Более того, в звездах с массой меньше 0,08 М термоядерные реакции вообще не зажигаются, так как температура в их недрах оказывается недостаточной для этого. Такие звезды сразу переходят в состояние вырожденных красных карликов.

Теперь о жизненном пути более массивных звезд. Возьмем, к примеру, звезду с массой, равной пяти солнечным. Как мы уже знаем, такие звезды всегда имеют конвективное ядро. В нем водород сгорает достаточно быстро — всего за 64 миллиона лет. После сгорания водорода, по мере затухания протон-протонного цикла звезда начинает сжиматься. Эта стадия занимает еще меньше времени — около двух миллионов лет.

Но по мере сжатия звезды увеличивается как температура ядра, так и температура прилегающих к нему областей. В ядре водород уже выгорел, оно состоит из гелия, а в околоядерном районе водорода вполне достаточно. И вот по прошествии двух миллионов лет загорается в термоядерных реакциях водород в тонком слое около ядра. Теперь внутренняя часть звезды имеет гелиевое изотермическое ядро, окруженное слоевым источником термоядерных реакций.

Пока это немного напоминает структуру центральных частей красного гиганта, внутри которого также находится изотермическое ядро. По мере горения водорода в околоядерной области сходство звезды с красным гигантом становится все больше и больше. Оценки показывают, что сжатие звезды должно смениться расширением, и внешние слои звезды становятся конвективными. Звезда переходит в стадию красного гиганта.

Весь этот процесс, начиная с момента возгорания водорода в околоядерной области и кончая стадией красного гиганта, занимает немногим более двух с половиной миллионов лет. Мы видим, что массивная звезда ведет очень бурную, богатую событиями жизнь. За ничтожный по космологическим масштабам срок (менее 70 миллионов лет) она успевает полностью изменить свой облик. Но это еще не все.

Фаза красного гиганта — финишная прямая для более легких звезд. Мы разбирали уже пример с Солнцем. Наша более массивная звезда будет продолжать свою жизнь дальше. Расчеты показывают, что после фазы красного гиганта снова начинается сжатие. Температура в центре звезды повышается, и когда она достигнет ста миллионов градусов, включается тройной α-процесс — синтез углерода из гелия. Мы видим в этот момент (еще через 6 миллионов лет) на небе яркую горячую звезду.

Далее история повторяется. Гелий выгорает в ядре, образуя углеродную центральную часть с гелиевой околоядерной областью — слоевым источником термоядерных реакций. Потом звезда снова расширяется, переходя в стадию сверхгиганта. Этот процесс занимает около десяти миллионов лет.

Таким образом, достаточно массивные звезды довольно быстро уходят с главной последовательности, образуя семейство гигантов. Красные гиганты, в свою очередь, превращаются со временем в карликовые звезды, о которых мы уже говорили. Эта общая тенденция хорошо согласуется с различными наблюдательными данными. Но тем не менее следует иметь в виду, что мы сейчас рассматривали эволюционный путь одиночной звезды.

Может возникнуть вопрос об эволюции звезд с массой большей, чем пять масс Солнца. Попробуем хотя бы качественно ответить на последний вопрос. Вспомним, что чем больше масса звезды, тем больше температура в ее центральных частях. Поэтому вполне возможны варианты, при которых образуется не только гелиевое ядро. В последующих циклах термоядерных реакций могут получиться углеродно-кислородный, магниевый, а быть может, и железный белый карлик.

Что касается эволюции звезд в двойных системах, то здесь, безусловно, есть свои интересные особенности.

Еще в 1951 году советские ученые заметили одно весьма необычное явление. В тесных двойных системах компонент с большей светимостью обладал заметно меньшей массой. Этот парадокс получил название «парадокса Алголя», мы уже упоминали об этой знаменитой звезде. Действительно, астрономы столкнулись здесь с необычной ситуацией. Массивный компаньон двойной системы вел себя «нормально», то есть находился на главной последовательности, а менее массивная звезда почему-то явно приближалась по своей светимости к «субгигантам».

Объяснение этого факта оказалось нетривиальным.

Предположим, что звезда высокой светимости когда-то задолго до настоящего времени обладала большей массой и превратилась в красного гиганта с раздувшейся оболочкой. Оболочка, естественно, слабо связана со звездой. В этом случае второй компаньон пары начинает перетягивать на себя вещество гиганта, и в конце концов масса его становится больше массы гиганта. Звезда в этом случае начинает эволюционировать быстрее, она тоже превращается в гиганта, а тогда сосед, в свою очередь, перетянет часть массы на себя и т. д.

Попеременный обмен массой хорошо объясняет тот факт, что подавляющее большинство взрывающихся и вспыхивающих звезд принадлежит к двойным системам. Процесс перекачки массы объясняет и «парадокс Алголя», поскольку светимость ставшей менее массивной компоненты системы почти не изменяется во время перекачки. А почему, собственно, в двойных системах должны наблюдаться вспышки?

Иногда маленькое пятнышко на фотопластинке задает столько загадок, что на решение их уходят многие и многие годы. Примерно пятьдесят лет назад были на небе обнаружены объекты особого класса, спектры которых указывали на присутствие красного гиганта радиусом в 200 раз больше солнечного внутри горячего газового облака. Гигант сам не сумел бы столь сильно нагреть облако, и поэтому предполагалось, что внутри облака гигант имеет горячий невидимый спутник. Кроме того, некоторые особенности излучения этих объектов лучше всего объясняются наличием маленького горячего спутника, расположенного вплотную к своему гигантскому соседу. Такие пары получили название симбиотических звезд.

Ясно, что именно в симбиотических парах процессы приливного перетекания вещества будут особенно эффективны. Но каким образом перетекание инициирует вспышку?

Существует две модели этого явления. Согласно одной из них вокруг горячего спутника вследствие перетекания образуется аккреционный диск. Вещество гиганта не может попасть непосредственно на поверхность спутника из-за высокой скорости их взаимного обращения. В процессе своего формирования диск разогревается примерно до 100 тысяч K и становится мощным источником излучения. Это излучение и выбрасывает из симбиотической системы большие количества вещества.

Другая модель также связана с переносом вещества от красного гиганта к партнеру. Но если в дисковой модели в принципе неважно, какая звезда является партнером (главную роль играет диск), то в новой модели компаньоном гиганта должен быть белый карлик. Вещество гиганта, перетекая на карлик, накапливается на его поверхности. Но это вещество — водород! Он образует оболочку, которая постепенно разогревается излучением карлика. В конце концов температура в оболочке поднимается настолько, что в ней начинаются термоядерные реакции — происходит вспышка. При этом выбрасываются значительные массы вещества — до одной десятитысячной массы Солнца.

Существование подобных вспышек не вызывает никаких сомнений. Они хорошо известны астрономам, наблюдавшим двойные системы. На месте очень слабой звездочки вдруг появляется яркая звезда, светимость которой в десятки и сотни тысяч раз превышает светимость Солнца. Через некоторое время, исчисляемое обычно месяцами, ее светимость уменьшается, и она становится видной на небе как карликовая звезда низкой светимости. Такие звезды получили название «новых». Ежегодно у нас в Галактике вспыхивает несколько десятков новых звезд. Зажигаются новые и в других галактиках.

Мы видим, что эволюция звезд в двойных системах может проходить весьма причудливым образом. Сюрпризы двойных систем бывают иногда особенно неожиданны. Возьмем, например, так называемые звезды-бегуны. Это горячие яркие звезды спектрального класса О. Нормальные звезды этого класса имеют сравнительно небольшие скорости движения по отношению к другим звездам — около 10 км/сек. Но есть звезды этого же класса — бегуны, которые двигаются со скоростями, в десять раз большими! Вдобавок они всегда одиночны. Почему?

Представим себе двойную систему, в которой компаньоны вращаются вокруг общего центра масс, подчиняясь закону всемирного тяготения. В принципе такая система очень устойчива. Но если более тяжелый компонент по какой-либо причине взорвется и заметная часть массы в результате взрыва быстро покинет двойную систему, устойчивость нарушится, и второй компаньон, как камень, выброшенный из пращи, улетит из системы. Именно подобный механизм и вызывает появление на небе звезд-бегунов.

Отвлечемся от двойных систем и обратим внимание на еще один необычный тип звезд: «бурые карлики». Значение их велико в первую очередь для проблемы космологии. Бурые карлики — это субзвезды, газообразные тела с размерами в несколько раз больше Юпитера. При их гравитационном сжатии выделяется тепловая энергия, которая производит достаточное количество тепла для их довольно тусклого свечения, но которой явно не хватает, чтобы вспыхнули термоядерные реакции. Ясно, что время свечения таких объектов по космологическим меркам невелико — миллионы лет, и астрономам крупно повезло, когда сравнительно недавно такая субзвезда была обнаружена в 28 световых годах от Солнца.

Значение же этих объектов для космологии состоит в том, что бурые карлики наряду с нейтрино и черными дырами могут быть компонентами «скрытой» массы Вселенной. В принципе, пространство между звездами может быть заполнено бесчисленными бурыми карликами, которые просто-напросто довольно быстро «умирают» — перестают светить и становятся недоступными для наблюдений.

Мы сейчас довольно бегло обсудили эволюцию звезд различной массы, остановившись, естественно, на наиболее общих закономерностях. Это обсуждение никоим образом не исчерпывает всего разнообразия явлений, происходящих в мире звезд. А некоторые из этих явлений были известны людям тысячи лет тому назад.

Взрывающиеся звезды

В 1915 году центральное бюро астрономических сообщений получило телеграмму следующего содержания: «Звезда раздувается и лопается». Телеграмма была направлена в связи с очередной вспышкой новой. Мы помним, что при вспышке светимость новой в сотни тысяч раз может превышать светимость Солнца. А может ли звезда светить так же, как миллиарды Солнц?

На первый взгляд подобный вопрос кажется абсурдным. И тем не менее во Вселенной происходят поражающие воображение человека явления поистине циклопических масштабов, когда одна звезда вдруг становится почти столь же яркой, как гигантская, содержащая сотни миллиардов звезд галактика.

В 1885 году в астрономической обсерватории в Тарту была обнаружена новая звездочка. Располагалась она поблизости от центра туманности Андромеды и имела блеск примерно 6,5 звездной величины. А это значит, что, обладая хорошим зрением, ее можно было наблюдать и без оптических инструментов. Поскольку сама туманность Андромеды имеет блеск 4,4m , сразу становится ясно, что в этом случае блеск отдельной звезды лишь в четыре с небольшим раза слабее блеска гигантской галактики, превышающей по своим размерам нашу.

Однако в то время мало что было известно о структуре галактик и расстоянии до них. Поэтому открытию 1885 года не было придано никакого значения. А ведь знай тартуские астрономы о том, что туманность Андромеды находится от нас на расстоянии свыше 2 миллионов световых лет и содержит сотни миллиардов звезд, они, бесспорно, смогли бы оценить всю грандиозность открытого ими явления, когда одна-единственная звезда светила ярче многих миллиардов звезд.

В 1895 году в NGC 5253 вспыхнула звезда, блеск которой превышал блеск всей галактики в 100 раз! Конечно, NGC 5253 гораздо меньше туманности Андромеды, но тем не менее и в ней есть несколько миллиардов звезд. В 1972 году в NGC 5253 снова зарегистрировали чудовищный взрыв. За последние 90 лет астрономы наблюдали около 100 подобных катаклизмов. Для того чтобы отличить эти вспышки от вспышек обычных новых, в 1934 году американские астрономы Ф. Цвикки и В. Бааде предложили называть новый класс объектов «сверхновыми».

Нельзя, конечно же, говорить о том, что лишь в первой половине XX века люди смогли оценить грандиозный масштаб этого явления. В записях китайских и японских астрономов мы находим описание неожиданно появившейся на небе звезды — «звезды-гостьи». Она вспыхнула в 1054 году и была много ярче Венеры. За последнюю тысячу лет в нашей Галактике наблюдалось пять сверхновых: в 1006, 1054, 1572, 1604, 1667 годах. Остальные вспышки происходили в других галактиках.

Изучая зависимость блеска сверхновых от времени, астрономы установили, что существует два типа «кривых блеска» у сверхновых. В первом случае имеется ярко выраженный и достаточно продолжительный максимум блеска (до месяца), после которого блеск звезды линейно спадает. Во втором случае максимумы блеска выражены гораздо хуже, а спад блеска существенно круче.

Выделение двух групп кривых блеска и исследование спектров при вспышках позволило подразделить сверхновые на два типа — сверхновые I типа и сверхновые II типа. Очень скоро выяснилось весьма интересное и довольно загадочное обстоятельство. Оказалось, что в эллиптических галактиках вспыхивают только сверхновые I типа, в то время как в спиралях возгораются сверхновые как II, так и I типов. Этот наблюдательный факт чрезвычайной важности сразу позволил связать теорию звездной эволюции с характеристиками сверхновых.

Дело в том, что в эллиптических галактиках нет массивных звезд. Звездное население этих галактик составляют главным образом звезды, масса которых близка к массе Солнца. Там (в эллиптических галактиках) рождение звезд давно прекратилось, и основную часть населения составляют очень старые, маломассивные звезды.

Остатки взрыва сверхновой в Крабовидной туманности.

Естественно, что миллиарды лет тому назад и в эллиптических галактиках были массивные звезды. Но они давно прошли или стадию красных гигантов, или еще один интересный этап, о котором речь пойдет ниже. В любом случае ясно, что сверхновые I типа до взрыва представляют собой старые звезды малой массы, порядка массы Солнца или чуть больше.

Но ведь когда мы обсуждали судьбу Солнца, мы видели, что никакие взрывы ему не грозят. Стадия красного гиганта, планетарная туманность, белый карлик — вот стандартный путь звездной эволюции.

Астрономам-наблюдателям хорошо известен факт образования планетарных туманностей. В нашей Галактике ежегодно образуется несколько таких объектов, и, следовательно, ровно такое же число звезд с массой, примерно равной солнечной, заканчивают свой путь на главной последовательности, превращаясь в белые карлики.

Однако примерно один раз в 50–100 лет происходит вспышка сверхновой I типа. Важно, что взрывается звезда с массой, примерно равной массе Солнца. Значит, в одном из ста случаев мы имеем отклонение от стандартного пути звездной эволюции. Сотня звезд «идет в ногу» по главной последовательности к закономерному концу, а одна уходит с проторенной дороги и идет своим путем. Почему?

Гипотез здесь, естественно, немало, но «хорошего» ответа на этот интригующий вопрос нет. Мы поговорим о некоторых моделях взрывов сверхновых I типа. Но, перед тем как перейти к описанию природных процессов, приводящих звезду к драматическому финишу, остановимся вкратце на некоторых сравнительных характеристиках вспышек сверхновых I и II типа.

При взрывах звезд выбрасывается огромное количество вещества. При вспышках новых оно достигает 10–4–10–5 массы Солнца. А при взрыве сверхновой II типа масса выброшенного газа превосходит массу Солнца. Образуется огромная оболочка, туманность, существующая десятки тысяч лет. Но если во время взрыва выбрасывается столь большая масса, то это неопровержимо свидетельствует о том, что взорвалась достаточно массивная звезда. Вывод этот подкрепляется оценками, согласно которым при взрыве сверхновой I типа образуется оболочка с массой «всего» в 0,1 массы Солнца.

Итак, в случае сверхновых I и II типов мы имеем дело с грандиозными взрывами. Каков механизм этих взрывов и в чем их причина? Это очень трудный вопрос, и мы начнем его обсуждение со сверхновых II типа. Здесь ясности больше, хотя, конечно, и в этом случае понятие ясностей весьма относительно, поскольку природа не очень-то прислушивается к расчетам теоретиков.

В предыдущем разделе мы утверждали, что судьба звезды, вообще говоря, определяется ее массой. Мы подчеркивали, что у массивных звезд ядро может претерпевать ряд превращений, когда идет последовательная смена циклов термоядерных реакций — протон-протонный, C – N – О, тройной α-процесс. Когда в ядре истощается гелий, начинается горение углерода с образованием более тяжелых элементов.

Во всей этой цепочке событий могут возникнуть некоторые неустойчивые состояния ядра звезды, которые «столкнут» ее с обычного эволюционного пути и превратят в сверхновую II типа. Хорошо известно, например, что скорость генерации энергии в термоядерных реакциях очень чувствительна к температуре. Повышение температуры повышает давление в ядре, а это, в свою очередь, приводит к расширению и охлаждению ядра, и такая обратная связь поддерживает постоянный уровень температуры.

Остатки взрыва сверхновой в NGC 6992.

Но если этот механизм обратной связи хорошо работает в протон-протонном цикле, то в реакциях с участием углерода температурная зависимость для выхода энергии гораздо более сильная, чем в протон-протонном цикле. При некоторых условиях процесс горения углерода в центре красного гиганта может принять катастрофический характер и полностью взорвать звезду. В этом, кстати говоря, и состоит некоторая трудность модели: звезда должна взорваться без остатка, а наблюдения показывают, что взрывы некоторых сверхновых оставляют после себя в качестве остатков очень интересные объекты — нейтронные звезды.

Можно представить себе и несколько иной ход событий. Горение углерода проходит без катастрофы. Но тем не менее ядро звезды очень горячее, и в нем будет образовываться множество нейтрино. Чрезвычайно слабо взаимодействуя с веществом, они могут уносить большое количество энергии. Интересно, что этот процесс называется URCA-процессом (по-русски читается УРКА). Читатели, знакомые со слэнгом, оценят точность термина, поскольку нейтрино уносят энергию незаметно, «тайком». (Автор термина знаменитый физик Гамов говорил, что в Рио-де-Жанейро есть казино URCA, где игроки незаметно теряют деньги. Звезды также незаметно теряют энергию в процессе испускания нейтрино).

Гибель гипотетической планетной системы, когда центральная звезда вспыхивает как сверхновая.

Теряя постепенно энергию, ядро звезды все больше сжимается и нагревается. Наконец оно вступает в стадию катастрофического сжатия — коллапса. В конце этой стадии происходит всплеск нейтринного излучения высокой энергии. Оболочка взрывается, а ядро коллапсирует в нейтронную звезду или черную дыру.

Рассмотрим эти процессы несколько подробнее, с привлечением некоторых других идей. Пусть мы имеем достаточно массивную звезду с массой больше десяти солнечных масс. Температура в центре такой звезды — несколько миллиардов градусов, гелия и водорода там уже нет. Такая звезда очень быстро эволюционирует, образуя в центре железное ядро.

Она имеет к этому моменту времени достаточно сложную структуру. Железное ядро окружено углеродно-кислородной «мантией», содержащей потенциальное ядерное горючее, легкие элементы. Самые внешние слои звезды представляют собой смесь водорода и гелия. Мы уже говорили о ядре, в котором идет горение углерода. В железном ядре ядерное горючее исчерпано, тем не менее звезда огромными темпами теряет энергию за счет УРКА-процесса. В то же время происходит увеличение температуры ядра за счет его сжатия.

Можно представить себе, к чему приводит рано или поздно рост температуры ядра. Ядра железа при некоторой критической температуре начнут разваливаться на нейтроны и ядра гелия-4. Это очень важный момент, так как начиная именно с него рост температуры прекращается, поскольку большая часть энергии идет на диссоциацию ядер железа. Дополнительно к этому огромная энергия уносится нейтрино.

Все это приводит к тому, что ядро теряет упругость, начинает катастрофически сжиматься, причем время этого сжатия очень мало меньше секунды. Естественно, оболочка начинает падать на ядро. Плотность и температура ее при этом резко возрастают, и в результате она взрывается, как чудовищная термоядерная бомба. Таким образом, мы видим здесь сочетание двух процессов — гравитационного коллапса ядра и термоядерного взрыва оболочки. Первый процесс обеспечивает энергией нейтрино и процессы диссоциации ядер, второй, собственно говоря, — прямое следствие первого.

В какой мере приведенную выше картину взрыва сверхновой II типа можно считать обоснованной? Полной теории этого явления не существует. Не совсем ясно, как происходит коллапс ядра. Многие расчеты говорят, что коллапс приводит к появлению черной дыры, в то время как наблюдательные данные свидетельствуют о том, что остатком взрыва сверхновой II типа является нейтронная звезда. Мы также не говорили о роли вращения, которое в принципе может прекратить на определенном этапе сжатие ядра.

Остатки взрыва в созвездии Лисички.

Но если в изучении процессов сверхновых II типа определенный прогресс налицо, то со сверхновыми I типа дело обстоит гораздо хуже. Мы уже говорили, что сверхновая I типа возникает в результате взрыва обычной звезды с массой, близкой к массе солнца. Что мешает ей превратиться в белый карлик?

Здесь нет единой точки зрения. Существует гипотеза, согласно которой взрыв сверхновой I типа связан с эволюцией звезды, находящейся в тесной двойной системе, с перекачкой материала на белый карлик. Механизм перекачки таков, что масса белого карлика постепенно увеличивается, переходя некоторый предел (предел Чандрасекара), после чего он начинает коллапсировать и сбрасывать оболочку.

Подчеркнем еще раз, что законченной теории, полностью объясняющей путь эволюции звезд, вспыхивающих, как сверхновые, нет. Поэтому проблема сверхновых — одна из узловых проблем современной астрофизики. Она тесно связана с пульсарами, черными дырами, космическими лучами и нуклеосинтезом.

Что же остается после чудовищных взрывов звезд? Прежде всего сброшенные при вспышке внешние слои звезды, разлетающиеся со скоростью около 10 тысяч км/сек. Именно по этому признаку (большая скорость) остатки от вспышек сверхновых отличаются от других туманностей, например планетарных, расширяющихся со скоростью порядка десятков километров в секунду.

Из-за огромной мощности взрыва оболочка при разлете сгребает межзвездный газ, и общая картина остатков взрыва получается довольно сложной. Ведь масса выметенного при взрыве межзвездного газа достигает 8 тысяч солнечных масс. Несмотря на масштабы процесса, мы можем наблюдать его ограниченное время.

Непосредственно после взрыва в течение сотен лет можно видеть так называемые оптические остатки сверхновой. В течение десятков тысяч лет можно будет исследовать послевзрывные процессы, изучая рентгеновское и радиоизлучение остатков вспышек сверхновых. Однако через сотни тысяч лет и это станет невозможным. Астрономам останутся для наблюдения лишь пульсары, радиоизлучение которых будет последним свидетелем происшедшей катастрофы.