Сергей Минаков - Таинственные явления природы и Вселенной

Такие плотные-плотные красные карлики… Что же, в нашей Вселенной нет ничего плотнее? Есть. Это белые карлики. Белые карлики по звездным меркам — очень маленькие и очень горячие звезды. Температура их поверхностных слоев колеблется в широких пределах — от 5000 К у «старых» холодных звезд до 50 000 К у «молодых» и горячих. По массе они вполне сопоставимы с Солнцем, а вот их поперечник, как правило, не превышает диаметра Земли, а он составляет, как нам известно из школьного курса, примерно 12 800 км. Таким образом, их средняя плотность достигает величин порядка 106 г/см 3и превышает плотность нашего Солнца в сотни тысяч раз. Один кубический сантиметр вещества белого карлика может весить несколько тонн!

На сегодняшний день белых карликов обнаружено достаточно много, и по предварительным оценкам на их долю приходится несколько процентов звезд нашей галактики.

Несмотря на чудовищный разброс звездного населения по параметру плотности — от почти полного вакуума до величин, сравнимых с плотностью атомного ядра, массы звезд различаются не очень сильно — от 0,1 до 100 солнечных масс. Таким образом, самая тяжелая звезда массивнее самой легкой всего в тысячу раз. Причем на крайних полюсах шкалы помещается сравнительно немного звездной публики. Масса подавляющего большинства звезд колеблется в пределах 0,2–5 солнечных масс.

Для наглядного представления всех этих звездных отношений рассмотрим следующую плоскую диаграмму.

Диаграмма: спектральный класс — светимость звезд

Астрономы и физики широко ею пользуются как универсальным инструментом, хотя и называют по-разному. На горизонтальной оси этой диаграммы слева направо отложены спектральные классы в порядке убывания температуры, от О до М. На вертикальной оси снизу вверх располагается светимость (или абсолютные звездные величины) по мере ее возрастания. Есть эмпирическая зависимость между температурой и светимостью. Чем звезда ярче, тем она горячее, хотя, конечно, бывают и исключения (вспомните красные супергиганты). Но в среднем эта закономерность работает. Поэтому чем левее лежит спектральный класс исследуемой звезды на горизонтальной оси (следовательно, чем больше ее температура), тем выше она поднимается по вертикальной шкале абсолютных звездных величин (светимости).

Большинство звезд оказываются на диагонали в виде широкой полосы, идущей от верхнего левого угла диаграммы, где лежали горячие и яркие звезды, к нижнему правому углу, населенному холодными и тусклыми красными карликами. Эту широкую диагональную ленту называют главной последовательностью.

Звезды, лежащие на главной последовательности, подчиняются определенным правилам. Например, существует взаимосвязь между температурой звезды и ее радиусом: звезда с определенной температурой поверхности не может быть сколь угодно большой, а значит, и ее светимость тоже находится в определенном интервале значений. Кроме того, светимость связана с массой звезды. Если идти вдоль главной последовательности от спектральных классов О — В до К — М, то масса звезд непрерывно уменьшается. Скажем, у звезд класса О массы достигают нескольких десятков солнечной, тогда как у звезд класса В они не превышают 10 масс Солнца. Наше Солнце, как известно, имеет спектральный класс G2, поэтому оно будет находиться почти в середине главной последовательности, немного ближе к ее правому нижнему краю. У звезд более поздних классов массы заметно меньше солнечной; например, красные карлики спектрального класса М легче Солнца в 10 раз. Физическую причину всех этих закономерностей удалось понять только после создания теории термоядерных реакций.

Однако на главную последовательность попадает далеко не все звездное население. Красные гиганты образуют отдельную ветвь, которая широкой полосой растет от середины главной последовательности и уходит в правый верхний угол диаграммы — с огромной светимостью и низкой температурой поверхности. На фоне основной массы звездного населения гигантов сравнительно немного. А в нижнем левом углу диаграммы разместились белые карлики — горячие звезды с низкой светимостью, что говорит об их очень малых размерах.

В 1972 году американцами был запущен космический аппарат Pioneer-10. На его борту находилось послание внеземным цивилизациям: табличка с изображениями мужчины, женщины и схемы расположения Земли в космосе. Год спустя вслед за ним отправился Pioneer-11. К настоящему времени оба аппарата уже должны были находиться в дальнем космосе. Однако необычным образом их траектории сильно отклонились от расчетных. Что-то начало их тянуть (или толкать), в результате чего они стали двигаться с ускорением. Оно было крошечным — меньше нанометра в секунду, что эквивалентно одной десятимиллиардной доли гравитации на поверхности Земли. Но этого оказалось достаточно, чтобы сместить Pioneer-10 с его траектории на 400 тыс. километров.

И красные гиганты, и белые карлики — это своего рода отходы звездного производства, остаточные формы, определенная стадия эволюции звезд, покинувших главную последовательность. А как вообще живут звезды? Каковы этапы звездной жизни? Бывает ли у них детство, юность, зрелость, старость? Как они умирают?

По современным представлениям, звезды рождаются внутри газово-пылевых облаков, которые начинают сжиматься под действием собственных гравитационных сил. Межзвездная среда только на первый взгляд кажется пустым пространством. В действительности она содержит много газа и пыли, которые распределяются весьма неравномерно. Больше всего газа и пыли концентрируется в галактических спиральных рукавах. Здесь и обнаруживаются так называемые ассоциации молодых звезд.

После обособления и уплотнения фрагмента газово-пылевого облака наступает фаза его быстрого сжатия. Плотность сгустка стремительно растет, а его прозрачность неуклонно снижается, поэтому накапливающееся тепло не может его покинуть, и сгусток начинает разогреваться. Радиус такого звездного зародыша намного превосходит радиус Солнца, но он продолжает сжиматься, потому что давление газа и температура внутри облака не в состоянии уравновесить гравитационные силы. Когда температура в центре образования достигает нескольких миллионов градусов, в его недрах вспыхивают термоядерные реакции синтеза. Температура и давление продолжают расти, и наступает такой момент, когда они начинают эффективно противодействовать силам гравитационного сжатия. Вот тогда-то и появляется новая стабильная и полноценная звезда, которая получает свою законную прописку в главной последовательности.