Оксана Абрамова - Космос

По современным представлениям, жизненный путь одиночного светила определяется его начальной массой и химическим составом. Чему равна минимальная возможная масса звезды, с уверенностью мы сказать не можем. Дело в том, что маломассивные звёзды — очень слабые объекты, и наблюдать их довольно трудно. Теория звёздной эволюции утверждает, что в телах массой меньше, чем семь-восемь сотых долей массы Солнца, долговременные термоядерные реакции идти не могут. Эта величина близка к минимальной массе наблюдаемых звёзд. Их светимость меньше солнечной в десятки тысяч раз. Температура на поверхности подобных звёзд не превосходит 2–3 тыс. градусов. Одним из таких тусклых багрово-красных карликов является ближайшая к Солнцу звезда Проксима в созвездии Кентавра.

Если же начальная масса «протозвёздного» тела оказывается меньше 0,07–0,08 массы Солнца, в нём на короткое время происходят лишь быстротекущие термоядерные реакции с участием дейтерия. Такое тело называют уже не звездой, а коричневым карликом или субзвёздным объектом, т. е. «недозвездой». При начальной массе менее 13 масс Юпитера мы получим уже даже не «недозвезду», а тело, неотличимое от планеты-гиганта, в котором никакие термоядерные реакции протекать не могут.

В звёздах большой массы, напротив, эти реакции протекают с огромной скоростью. Если масса рождающейся звезды превышает 50–70 солнечных масс, то после начала горения термоядерного топлива чрезвычайно интенсивное излучение своим давлением может просто сбросить излишек массы. Звёзды, масса которых близка к предельной, обнаружены, например, в туманности Тарантул в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако. Есть они и в нашей Галактике. Через несколько миллионов лет, а может быть и раньше, эти звёзды могут взорваться как сверхновые (так называют взрывающиеся звёзды с большой энергией вспышки).

Рождение звёзд — процесс, скрытый от наших глаз, даже вооружённых телескопом. Лишь в середине XX в. астрономы поняли, что не все звёзды родились одновременно в эпоху формирования Галактики, что и в наше время появляются молодые звёзды.

Как же образуются звёзды? Если плотность газа мала и его тяготение слабо, а нагрет он достаточно сильно, то в нём распространяются волны сжатия и разрежения — обычные звуковые колебания. Но если газ достаточно плотный или облако газа массивное и холодное, то тяготение побеждает газовое давление. Тогда первоначально однородная газовая среда будет разбиваться на сгустки (облака), а облако начнёт сжиматься как целое, превращаясь в плотный газовый шар — звезду.

В плотных и холодных межзвёздных облаках, готовых к сжатию, часть вещества объединяется в молекулы. Главной молекулой межзвёздной среды является молекула водорода (Н 2). Кроме того, были обнаружены десятки других молекул, порой довольно сложных, содержащих до 13 атомов. В их числе молекулы воды, аммиака, формальдегида, этилового спирта и даже аминокислоты глицина.

Как выяснилось, около половины межзвёздного газа содержится в молекулярных облаках. Их плотность в сотни раз больше, чем у облаков атомарного водорода, а температура всего на несколько градусов выше абсолютного нуля. Именно при таких условиях возникают неустойчивые к гравитационному сжатию отдельные уплотнения в облаке массой порядка массы Солнца и становится возможным формирование звёзд. Рождение звезды длится миллионы лет и скрыто от нас в недрах тёмных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению.

Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 10 6раз, а плотность — в 10 20раз. На стадии подобных изменений исходный объект уже не облако, но ещё и не звезда. Поэтому его называют протозвездой (от греч. «протос» — «первый»).

Когда температура в центре протозвезды достигает нескольких миллионов градусов, то начинаются термоядерные реакции. Выделяющееся при этом тепло полностью компенсирует охлаждение протозвезды с поверхности, сжатие прекращается и протозвезда становится звездой.

Формирующиеся и очень молодые звёзды часто окружены газопылевой оболочкой — остатками вещества, не успевшими ещё упасть на звезду. Оболочка не выпускает изнутри звёздный свет и полностью перерабатывает его в инфракрасное излучение. Поэтому самые молодые звёзды обычно проявляют себя лишь как мощные инфракрасные источники внутри газовых облаков.

На начальном этапе жизни «поведение» звезды очень сильно зависит от её массы. Низкая светимость маломассивных звёзд позволяет им надолго задержаться на стадии медленного сжатия, «питаясь» только гравитационной энергией. За это время оболочка успевает частично осесть на звезду, а также сформировать околозвёздный газопылевой диск. Эволюция же массивной звезды протекает так быстро, что звезда проживает значительную часть жизни, окружённая остатками своей протозвёздной оболочки, которую часто называют газопылевым коконом.

Молекулярные облака, эти «фабрики по производству звёзд», изготавливают звёзды всевозможных типов. Диапазон масс новорождённых звёзд простирается от нескольких сотых долей до 100 масс Солнца, причём маленькие звёзды образуются значительно чаще, чем крупные. В среднем в Галактике ежегодно рождается примерно десяток звёзд с общей массой около пяти масс Солнца.

Примерно половина звёзд рождаются одиночными; остальные образуют двойные, тройные и более сложные системы. Чем больше компонентов, тем реже встречаются такие системы. Известны системы, содержащие до семи компонентов, более сложные пока не обнаружены.

Новые и сверхновые

Очень редко на небе возникают новые звёзды — они внезапно появляются на том месте, где раньше можно было наблюдать звезду только в телескоп. Блеск такой звезды постепенно увеличивается, достигает максимума, а через несколько месяцев ослабевает настолько, что часто она становится не видимой даже в телескоп, как бы исчезает. Иногда явление новой звезды повторяется более или менее регулярно на одном и том же месте, т. е. одна и та же звезда по каким-то причинам раз в десятки или сотни лет сильно увеличивает свою светимость.

Ещё более грандиозное, но чрезвычайно редкое небесное явление, получившее название сверхновой звезды, запечатлено во многих исторических летописях разных народов. Блеск сверхновой, вспыхивавшей тоже вроде бы на пустом месте, иногда достигал такой величины, что звезду было видно даже днём! Если на её месте до начала вспышки и была заметна звезда (как, например, в случае ближайшей изученной сверхновой, наблюдавшейся в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке), то после вспышки она исчезает, а сброшенная ею оболочка ещё долгие годы видна как светящаяся туманность.