Елена Трибис - Гипотезы и заблуждения, о которых должен знать современный человек

Бело-голубые очень горячи и велики, поэтому их жизненный путь короток, он насчитывает примерно 1–1,5 млн лет. Вега родственна таким короткоживущим светилам, а потому вскоре погаснет. Мрачные и тусклые красные карлики экономно расходуют ядерное горючее, а потому существуют воистину вечно — примерно 80 млрд лет. Желтые карлики, в числе которых состоит наше Солнце, живут около 10 млрд лет.

По данным ученых звездные характеристики взаимосвязаны между собой (диаграмма Герцшпрунга — Рессела)

Ядерное топливо имеет интересную особенность. По мере выгорания водорода звезда переходит на сжигание «золы» с синтезом тяжелых ядер, а потому превращается в новый вид светил и сходит с главной последовательности. Нельзя сказать, чтобы Солнце после выгорания водорода немедленно погасло. Но звезда уже не будет прежней. По мере того как в ее центре начнется гелиевый синтез тяжелых элементов, характеристики светила резко изменятся. Центр Солнца сожмется и превратится в горячее звездное ядро, а внешняя газовая оболочка за счет уменьшения сил гравитации начнет рассеиваться в мировом пространстве.

Она раздуется, приобретая красноватый оттенок, и захватит прилегающую область пространства. Температура поверхности этого раздутого шара значительно снизится, возможно до +3000° С, что является очень низкой температурой для звезд. Предположительно, именно такая судьба ожидает наше дневное светило, т. е. с течением времени оно превратится в пульсирующего красного гиганта. Этот гигант поглотит всю центральную часть Солнечной системы, включая область марсианской орбиты. От новой звезды будет поступать в мировое пространство гораздо меньше света и тепла.

В процессе гелиевого синтеза в недрах красного гиганта вырабатывается углерод. Некоторые светила извергают накопившиеся избытки углерода из своих недр в открытый космос. Целый класс таких красных гигантов получил условное название коптящих звезд. Эти гиганты действительно коптят небо, потому что выброшенный из горячих недр в космический холод углерод немедленно превращается в сажу, которая густым черным облаком скрывает звезду. В такие дни светимость гиганта падает практически до нуля. Лишь по прошествии некоторого времени облако рассеивается, и коптящая звезда вновь начинает ярко сиять.

Срок жизни красных гигантов всех типов весьма внушителен и равняется многим миллионам лет. Когда же запасы гелия оказываются исчерпанными, то иногда начинает сгорать углерод, выделяя кремний. Избытки кремния, так же как и избытки углерода, иногда энергично выбрасываются в космос. Ученых этот факт немало позабавил. Еще бы, ведь вокруг такой звезды образуется в пространстве пояс из миллионов тонн чистейшего кварцевого песка. Песчаные звезды — не гипотеза, они обнаружены астрономами.

Но такой путь звездной эволюции наблюдается чрезвычайно редко, зачастую же центральное звездное ядро сжимается еще больше, его гравитация вновь уменьшается. Звезда утрачивает способность удерживать вокруг себя газовую оболочку, и та срывается в космос, взрываясь при этом.

Крабовидная туманность — это не более чем остатки взрыва сверхновой звезды

Нередко подобные взрывы оказываются невероятно мощными, сопровождающимися выделением колоссальных количеств лучистой энергии. Бывает, что звездное ядро во время такого взрыва разрушается. Астрономы, наблюдая грандиозную катастрофу во Вселенной, дают вспышке название новой или сверхновой звезды в зависимости от ее яркости. Новые звезды иногда вспыхивают неоднократно. Это происходит оттого, что при первом взрыве газовая оболочка не разрушилась полностью. Сверхновые же зачастую полностью погибают.

Наиболее сильные взрывы вызывают еще большее, критическое уплотнение звездных ядер. В результате светило переходит в разряд практически вечных объектов — нейтронных звезд или черных дыр, которые ничего не излучают. Вещество в нейтронных звездах сжато до такой степени, что все элементарные частицы в нем буквально слеплены вместе, отчего превратились в нейтроны. Отсюда происходит и название звезд этого класса. Черные дыры примечательны тем, что в них вещество полностью разрушается. Материя в этих объектах уплотнена до фантастического предела, что объясняет необычные физические свойства дыр.

Масса Солнца слишком мала, недостаточна для превращения нашего дневного светила в черную дыру или нейтронную звезду. Маловероятно, чтобы Солнце вообще когда-либо взорвалось. Вероятнее всего, газовая оболочка станет, постепенно разрежаясь, удаляться от центрального ядра и образует вокруг него планетарную туманность. Подобные объекты хорошо известны астрономам. Наблюдаемые в телескоп планетарные туманности напоминают диски или полупрозрачные колечки, сходные с колечками табачного дыма.

Постепенно туманность полностью рассеется, на ее месте останется центральное ядро. Оно остывает крайне медленно за счет своей чудовищной плотности, а потому еще обладает способностью испускать разные виды электромагнитного излучения. Так звезда перейдет в новую последовательность, известную в науке под названием белых карликов. Белые карлики очень многочисленны во Вселенной, но вместе с тем чрезвычайно плохо изучены.

Поскольку их излучение невероятно слабо, астрономы попросту лишены возможности наблюдать их. О свойствах белых карликов судят только по тем объектам этого класса, которые входят в состав двойных систем. Двойные системы, или двойные звезды, — обычное явление во Вселенной. В нашей Галактике их, видимо, встречается гораздо больше, чем звезд одиночных. Двойные системы удивительны тем, что в них вокруг массивной звезды обращается менее массивная, являющаяся как бы естественным спутником.

Белые карлики по причине своей малой массы и ничтожных размеров неизменно выступают в качестве спутников более крупных звезд. И все же гравитационное влияние карлика на «свое» светило очень значительно. Обремененную столь тяжелым спутником звезду уместно сравнить с держащим на руках мартышку акробатом на канате. Мартышка перепрыгивает с одного плеча акробата на другое и заставляет человека раскачиваться из стороны в сторону, чтобы сохранить равновесие.

Звезды, обладающие спутниками, тоже во время своего полета в мировом пространстве колеблются в разные стороны под действием притяжения со стороны массы белого карлика. Астрономам удалось заметить такие колебания у ряда звезд, замерить амплитуду этих колебаний и вычислить по ней массу карликового спутника, а попутно установить некоторые другие его параметры.