Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Проблема эволюции звезд, несомненно, принадлежит к числу фундаментальнейших проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в том, как рождаются, живут, «стареют» и умирают звезды. Именно этой проблеме посвящена настоящая книга. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии — наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению. Более того, вплоть до сравнительно недавнего времени усилия исследователей зачастую шли в совершенно ложном направлении. Так, например, само наличие главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела «вдохновило» многих наивных исследователей на представление, что звезды эволюционируют вдоль этой диаграммы от горячих голубых гигантов до красных карликов. Но так как существует соотношение «масса — светимость», согласно которому масса звезд, расположенных вдоль главной последовательности, должна непрерывно убывать, упомянутые исследователи упорно считали, что эволюция звезд в указанном направлении должна сопровождаться непрерывной и притом весьма значительной потерей их массы.

Все это оказалось неверным. Постепенно вопрос о путях эволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и прежде всего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе.

Ранний этап эволюции звезд, связанный с процессом их конденсации из межзвездной среды, был рассмотрен в конце первой части этой книги. Там, собственно говоря, речь шла даже не о звездах, а о протозвездах. Последние, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. Температура их недр при этом непрерывно растет (см. формулу (6.2)), пока не станет порядка нескольких миллионов кельвинов. При такой температуре в центральных областях протозвезд «включаются» первые термоядерные реакции на легких ядрах (дейтерий, литий, бериллий, бор), у которых «кулоновский барьер» сравнительно низок. Когда пойдут эти реакции, сжатие протозвезды замедлится. Однако довольно быстро легкие ядра «выгорят», так как их обилие невелико, и сжатие протозвезды будет продолжаться почти с прежней скоростью (см. уравнение (3.6) в первой части книги), протозвезда «стабилизуется», т. е. перестанет сжиматься, только после того как температура в ее центральной части поднимется настолько, что «включатся» протон-протонная или углеродно-азотная реакции. Она примет равновесную конфигурацию под действием сил собственной гравитации и перепада газового давления, которые практически точно скомпенсируют друг друга (см. § 6). Собственно говоря, с этого момента протозвезда и становится звездой. Молодая звезда «садится» на свое место где-то на главной последовательности. Точное ее место на главной последовательности определяется значением первоначальной массы протозвезды. Массивные протозвезды «садятся» на верхнюю часть этой последовательности, протозвезды со сравнительно небольшой массой (меньше солнечной) «садятся» на ее нижнюю часть. Таким образом, протозвезды непрерывно «входят» в главную последовательность на всем ее протяжении, так сказать, «широким фронтом».

«Протозвездная» стадия эволюции звезд довольно быстротечна. Самые массивные звезды проходят эту стадию всего лишь за несколько сотен тысяч лет. Неудивительно поэтому, что число таких звезд в Галактике невелико. Поэтому не так-то просто их наблюдать, особенно если учесть, что места, где происходит процесс звездообразования, как правило, погружены в поглощающие свет пылевые облака. Зато после того как они «пропишутся на своей постоянной площади» на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела, ситуация резко изменится. В течение весьма длительного времени они будут находиться на этой части диаграммы, почти не меняя своих свойств. Поэтому основная часть звезд наблюдается на указанной последовательности.