В наблюдаемой части Вселенной насчитывают приблизительно 10 миллиардов триллионов звёзд. Как же зарождаются, живут и умирают звёзды?

Сейчас доподлинно известно, что звёзды имеют самый различный возраст: от сотен тысяч и миллионов до нескольких миллиардов лет. А это означает, что звёзды рождаются и ныне – «прямо на наших глазах». Ближайшая к нам из звёздных «колыбелей» находится в Большой туманности Ориона. Как раз там наблюдают­ся тусклые, окруженные пылевыми обо­лочками звёзды, по-видимому, ещё «не­давно» родившиеся. В одной такой куче туманных светил астроном Хербиг (Ликская обсерватория, США) в 1954 году обнаружил две новые звезды, которых на снимке семилетней давности не было видно. Это открытие вроде бы подверждает правильность гипотезы об образовании звёзд путём конденсации (сгущения) газопылевого межзвездного вещества.

Пространство между звездами не пус­то. Оно заполнено разреженным газом и пылью. В 1 млн км³ межзвездной среды, то есть в объеме куба с ребром, равным 100 км, в среднем содержится 1 мг газа (водорода и гелия). Гораздо меньше час­тиц космической пыли: соотношение средних плотностей газа и пыли равно примерно 100:1.

Еще в межзвездном пространстве встречаются гигантские газопылевые облака, где концентрация вещества на несколько порядков выше средней меж­звездной плотности. Оказывается, при определенных условиях такой концен­трации вполне достаточно для превра­щения холодного газопылевого облака в горячие и плотные звездные шары. Бо­лее подробно о межзвездной среде рас­сказывается ниже, здесь же говорится об образовании звезд из межзвездного вещества.

Мысль о том, что звезды под дейст­вием сил тяготения «сгустились» из разреженного вещества, некогда запол­нявшего Вселенную, высказал еще три столетия назад великий Исаак Ньютон. Теория же образования сгустков из од­нородного газа была развита в 1902 году соотечественником Ньютона астрофи­зиком Джеймсом Джинсом.

Представим себе пространство, за­полненное межзвездным газом. Со сто­роны каждого из атомов на остальные действует сила притяжения, и газ стре­мится сжаться. Но этому препятствует газовое давление. Однако Джинс пока­зал: когда в этом процессе участвует очень большое количество вещества, то устойчивое равновесие газа может нару­шиться. Гравитационная сила будет воз­растать скорее, чем газовое давление, и облако начнет сжиматься само по себе. Но чтобы это произошло, требуется по меньшей мере 10 тыс. солнечных масс межзвездного вещества.

Как видим, масса коллапсирующего (сжимающегося) облака очень велика и сравнима с массами больших звездных скоплений. И по мере того, как оно сжи­мается со все возрастающей скоростью, в разных частях облака образуются от­дельные уплотнения. В результате обла­ко распадается на части, которые, сжи­маясь дальше, превращаются в плотные и темные глобулы. Глобулы продолжа­ют сжиматься до тех пор, пока в их цен­тре не образуется протозвезда. Появив­шаяся на свет протозвезда начинает из­лучать (заявляет о себе!) в инфракрас­ном диапазоне спектра за счет энергии сжатия.

Итак, первый этап эволюции (разви­тия) газопылевого облака завершается образованием из него скопления «заро­дышей» звезд, или протозвезд. Однако наблюдать протозвезду в обычный теле­скоп нельзя: температура ее поверхно­сти еще очень мала — она излучает поч­ти исключительно невидимые тепловые лучи. К тому же молодая протозвезда окружена плотной пылевой оболочкой, не пропускающей наружу оптическое (видимое) излучение.

Резкое повышение светимости про­исходит в результате выхода на по­верхность протозвезды ударной волны, которая нагревает ее внешние слои до 3000 К. При такой температуре прото­звезда выглядит уже как обычная холод­ная звезда красного цвета. Остатки обо­лочки продолжают падать на протозвез­ду. Она медленно сжимается, а темпера­тура в ее недрах повышается. И при дос­тижении в центре звезды температуры около 2 млн К в ней возникают первые ядерные реакции с участием легких, бы­стро выгорающих элементов (литий, бе­риллий, бор). Вот почему на Солнце их на пять-семь порядков меньше, чем дру­гих химических элементов, например уг­лерода, кислорода, кремния, кальция.

Когда температура в центре молодой звезды достигает 12—14 млн К, там «вспыхивает» термоядерная реакция, связанная с превращением водорода в гелий. С этого момента сила внутренне­го давления разогретого газа уже полно­стью уравновешивает силу давления наружных слоев протозвезды. Её дальнейшее сжатие прекращается. Протозвезда становится самой настоящей звездой!

Ядерный механизм обеспечивает энергетику звезды на миллионы, а для маломассивных звёзд — на миллиарды лет их жизни, и на диаграмме Герцшпрунга—Рессела звезда займет своё определенное место. Как мы уже знаем, положение огненного светила на диа­грамме будет зависеть исключительно от его массы. Темп эволюции также оп­ределяется начальной массой звезды и протекает тем быстрее, чем массивнее звезда. Звезды типа нашего Солнца эволюционируют («живут») около 20 млрд лет, а звезды с массой в 10 раз больше солнечной — 10 млн лет!

Таким образом, более вероятно, что из гигантских облаков межзвездного ве­щества рождаются не отдельные звезды, а целые скопления звезд. На раннем этапе образования протозвезды наблю­даются исключительно в инфракрасной области спектра, а затем, став настоя­щими звездами,— в видимой и ультра­фиолетовой областях. Но далекие ин­фракрасные и ультрафиолетовые облас­ти спектра доступны лишь для телеско­пов, находящихся в открытом космосе.

Теперь постараемся выяснить: каков период «внутриутробного» развития звезд? Сколько времени ушло, напри­мер, на то, чтобы из Протосолнца могло образоваться наше дневное светило? Построенная с помощью ЭВМ модель эволюции Солнца показала, что на ста­дии сжатия Протосолнце находилось примерно 50 млн лет. По астрофизиче­ским меркам срок небольшой. Действи­тельно, если возраст Солнца (а он равен 5 млрд лет) мы приравняем к возрасту взрослого человека, то есть к 50 годам (дневное светило тоже находится на се­редине своего жизненного пути), то то­гда один космический год в жизни Солнца составит 100 млн земных лет. Следовательно, Солнце сформирова­лось как звезда в течение космического полугодия. Но все ли звезды появляют­ся «на свет» по истечении такого срока? Нет, не все. «Внутриутробное» развитие самых массивных светил протекает еще быстрее: оно длится всего лишь сотни тысяч лет. Зато когда в конце «жизни» звезда превращается в карлик, то стадия сжатия карликовой звезды длится сотни миллионов лет.

Следует отметить ещё и то, что не ка­ждая протозвезда может стать нормаль­ной звездой с термоядерным горением водорода в недрах. Лишь объекты с мас­сой более 0,075 солнечной массы удо­стаиваются такой чести. У менее мас­сивных протозвезд температура в цен­тре никогда не поднимается до уровня, необходимого для интенсивного проте­кания «термояда». В конце концов та­кие «легкие» протозвезды, так и не став настоящими звездами, превращаются в коричневые карлики или в планетоподобные тела.

В нашей Галактике уже около 95% ее вещества превратилось в звезды, а из оставшегося межзвездного вещества происходит формирование новых звезд. По оценкам ученых, в настоящее время в среднем образуется пять звезд в год. Наблюдения за молодыми звездами указывают на то, что на протяжении нескольких миллионов лет интенсив­ность звездообразования сохранялась на этом же уровне. Запас же межзвезд­ной среды ограничен и, видимо, не пре­вышает 10 млрд солнечных масс. И ес­ли расход диффузного (рассеянного) вещества будет происходить с нынеш­ней скоростью, то Галактика полностью лишится его примерно через 1 млрд лет. Однако в это трудно поверить. Ведь возраст нашей звездной системы не меньше 10 млрд лет, и не будь ис­точников пополнения межзвездного ве­щества, процесс звездообразования уже давно бы заглох.

Оказалось, что звезды не только рож­даются из вещества межзвездной среды, но и сами активно поставляют свое ве­щество в межзвездное пространство. Наполнение окружающего пространст­ва материей и энергией происходит во время вспышек новых и сверхновых звезд. Правда, масса выброшенного газа, даже сверхновой, сравнительно невели­ка (тысячные доли массы Солнца), но газ этот очень ценный: он обогащен про­дуктами ядерного синтеза — тяжелыми элементами, из которых формируются твердые пылинки, необходимые для по­строения планет и образования живого вещества. Многие звезды особенно ин­тенсивно теряют свое вещество в конце эволюции: достигнув стадии красного гиганта или сверхгиганта, они сбрасыва­ют свои наружные оболочки в виде так называемых планетарных туманностей.

Однако основным поставщиком ве­щества в межзвездную среду являются не импульсные выбросы, а постоянное истечение звездного газа из внешних оболочек звёзд, получившее название звёздного ветра. Наше Солнце, напри­мер, в виде солнечного ветра теряет ежегодно 20 триллионов (2·10¹³) тонн вещества. А горячие массивные звёзды теряют газ очень интенсивно. В резуль­тате действия всех упомянутых процес­сов межзвёздная среда Галактики по­полняется в течение года газом в коли­честве не менее одной солнечной массы. Следовательно, за 10 млрд лет (время существования Галактики) из звёзд должно было быть выброшено газа не меньше 10 млрд солнечных масс. Если сравнить это значение с полной массой газопылевого вещества Галактики, то мы должны прийти к выводу, что все ныне существующее межзвёздное веще­ство уже побывало (и, возможно, не раз) в составе звёзд. Не подлежит со­мнению и тот факт, что общее количест­во межзвёздного газа в Галактике уменьшается, хотя и очень медленно.

В таких газопылевых туманностях рождаются звезды и

 формируются планетные системы

Туманность Лагуна М8 в Стрельце.

По современным представлениям са­мые первые звезды образовались из во­дорода и гелия. Водород, можно сказать, был с начала мира. Некоторое количест­во гелия образовалось еще во время доз- вездного ядерного синтеза, то есть на начальной стадии расширения Вселен­ной, когда ее вещество было достаточно горячим и плотным. Химические эле­менты более тяжелые, чем гелий, воз­никли в результате ядерных реакций внутри звезд, а затем посредством звездного ветра и вспышек сверхновых они попадали в космическое простран­ство. Так со временем межзвездная сре­да обогащалась всеми химическими эле­ментами. Поэтому молодые звезды, сформировавшиеся позднее, имели в своем составе больше тяжелых элемен­тов, чем старые звезды. И каждая новая генерация звезд должна быть богаче тя­желыми элементами, чем предыдущая.

Казалось бы, процесс звездообразо­вания уже раскрыт: звезды рождаются в недрах гигантских холодных газопыле­вых облаков. Но в этой теории долго не удавалось решить проблему «недостаю­щего звена». Связь между сжимающим­ся облаком и молодой звездой обрыва­лась на стадии образования протозвез­ды. В поисках протозвезд астрономы обшаривали небо, особенно те места, где молодые горячие звезды соседствуют с туманностями. В некоторых из них бы­ли обнаружены темные объекты шаро­вой формы, названные глобулами. Не это ли те самые протозвезды, смодели­рованные на ЭВМ?

Теория подсказывала: пыль, оседаю­щая из оболочки на протозвезду, погло­щает излучение её ядра и нагревается до нескольких сот градусов. Это тепловое излучение должно наблюдаться в ин­фракрасном диапазоне. И вот развитие спутниковой инфракрасной астрономии позволило обнаружить на небе около пятидесяти областей звездообразова­ния. Скопление компактных инфра­красных источников выявлено и в ту­манности Ориона. Один из объектов имеет, например, температуру около 600 К (около 350 °С) и размеры меньше 200 а. е. Он находится на последней ста­дии превращения протозвезды в настоя­щую звезду.

Откуда берутся новые звезды?

Однажды летней ночью в обсервато­рии Ондржейов, что километрах в шес­тидесяти от Праги, раздался телефонный звонок. Дежурный астроном взял трубку и услышал, как ему показалось, шутли­вую фразу: «Ребята! Что же вы спите? На небе вспыхнула новая звезда...»

Но это была далеко не шутка, не ро­зыгрыш. В ночь с 29 на 30 августа 1975 года многие люди в разных странах дей­ствительно увидели Новую Лебедя. Она была лишь вдвое слабее Денеба — глав­ной звезды созвездия Лебедя, и поэтому ее появление заметно нарушило знакомую конфигурацию созвездия.

Конечно, чтобы открыть новую звез­ду, надо быть опытным наблюдателем — знать звездное небо как свои пять паль­цев. Астрономам-профессионалам, заня­тым программными наблюдениями, не­когда смотреть по сторонам, и поэтому первооткрывателями новых звезд очень часто бывают астрономы-любители. Так произошло и на этот раз. Первыми заме­тили Новую Лебедя японские любители астрономии К. Осада и М. Хонда. А по мере погружения в ночную темноту со­седних областей земного шара её увиде­ли Б. Харевич в Енисейске, А. Бочаров в Ставропольском крае, студент Москов­ского университета С. Шугаров, прохо­дивший практику в Крымской обсерва­тории...

Известно, что звёзды — гигантские раскалённые газовые шары. Они не мо­гут родиться в одночасье. Почему же не­которые из них появляются внезапно? Откуда они берутся?

Название «новая звезда» не вполне точно. В астрономических обсерватори­ях хранятся фотографические пластин­ки с изображениями различных участ­ков звёздного неба. Они позволили ус­тановить, что новые звезды совсем не новые. Они существовали и раньше, но как очень слабые — телескопические. И вдруг такая звезда неожиданно вспыхи­вает. За два дня её блеск усиливается в сотни тысяч раз! Если бы так вспыхну­ло наше Солнце, мы бы моментально сгорели...

Подсчитано, что в нашей звёздной системе ежегодно вспыхивает до 250 новых, но замечают только наиболее яркие. Бывают годы, когда открывают до пяти новых, а бывают и такие, когда не обнаруживают ни одной. На сегодняшний день в Галактике уже открыто около 200 таких звёзд. Все новые звёзды находятся далеко от Солнца. Исследования показали, что новые принадлежат к карликовым звёздам. Вспышки новых наблюдаются и в других галактиках, ближайших к нам. Например, в туманности Андромеды их открыто даже больше, чем в нашей звёздной системе. Они чаще концентрируются вокруг галактических ядер, что говорит об их солидном возрасте.

Таким образом, в своём нормальном состоянии, то есть до вспышки, новые – это звёзды низкой светимости и высокой температуры, - это умирающие белые карлики. Кроме того, все новые, вероятно, являются очень тесными звёздными парами. По другому их ещё называют кратными, то есть они состоят из двух звёзд, вращающихся вокруг друг друга. Ближе всего к нам в космосе – тройная система альфа Центавра. Она состоит из звёзд альфа А Центавра и альфа В Центавра, а также маленькой Проксимы.

Звёздный мир удивительно разнообразен. Наряду с уникальными звёздами есть и звёзды-гиганты, и сверхгиганты, и совсем крохотные звёзды-карлики. Есть звёзды, которые можно назвать сверхкарликами. К числу таких сверхкарликов можно отнести звезду Вольф 457. Её диаметр в 300 раз меньше солнечного и, следовательно, почти втрое меньше земного диаметра. Но есть звёзды, обладающие совсем смехотворными размерами.

Американский астроном Биллем Лейтен производил детальное исследо­вание звёзд в окрестностях Солнца. В созвездии Кита он открыл несколько бело-голубых горячих звёзд, которые оказались гораздо меньше белых карли­ков, подобных спутнику Сириуса. По оценкам самого исследователя, попе­речник одной из открытых им звёзд около 2000 км — звезда меньше Луны!

Сравнительные размеры Солнца, Земли и звёзд-карликов — Проксимы Центавра, спутника Сириуса, Вольф 457 и

белого карлика Лейтена.

Самая яркая звёздная система – Сириус. В ней две звезды: Сириус А и Сириус В. Первую сейчас принято называть Собачья звезда, вторую – Щенок. Масса Сириуса А в 2,2 раза больше массы Солнца, а масса его спутника равна 0,95 солнечной. По светимости спутник в 10 тыс. раз слабее светимости самого Сириуса и в 450 раз слабее нашего Солнца. Необычность спутника Сириуса: температура его поверхности достигает 32000 К, а его диаметр всего 10800 км, то есть меньше Земли! Не составляет особого труда подсчитать, что средняя плотность вещества спутника Сириуса в 2 млн 800 тыс. раз больше плотности воды! В недрах звезды-карлика в 1 см³ могут быть «запрессованы» тонны вещества. Кубический сантиметр такого вещества на Земле весил бы 2800 кг!

Сириус и его спутник

Таким образом, одна из такой пары, вспыхивающая как новая, - чрезмерно горячая, а другая – красный холодный карлик. Вещество его, богатое водородом, под действием гравитации белого карлика перетекает на него. Вследствие непрерывного падения (аккреции) вещества температура в образовавшейся водородной оболочке увеличивается до 15-20 млн К. Создаются условия, необходимые для начала термоядерной реакции – синтеза гелия из водорода. Но в этом случае реакция не может быть устойчивой, так как она протекает с неограниченным ускорением. В несколько мгновений она охватывает всю звезду, и на её поверхности происходит гигантский термоядерный взрыв. Наблюдатель воспринимает такой взрыв как вспышку новой звезды.

Новая Геркулеса в период вспышки

(верхний снимок) и после возвращения к начальному состоянию (нижний снимок).

Быстрое возрастание блеска новой связано со стремительным расширени­ем наружной оболочки звезды. В мо­мент максимума блеска её радиус в сот­ни раз превосходит радиус Солнца. Уве­личивается излучающая поверхность звезды — растёт блеск. Затем происходит сброс оболочки. Она становится всё разрежённее и прозрачнее, и сквозь неё начинает проглядывать обнажившаяся поверхность звезды. А сброшенная взрывом оболочка превращается в расширяющуюся газовую туманность, которая ещё долго будет напоминать людям о страшной катастрофе...

Около 30 лет назад благодаря космическим исследованиям были открыты особые объекты, родственные новым звёздам. Речь идёт о рентгеновских новых. Их поведение очень похоже на вспышки обычных новых звёзд. Так, августе 1975 года при помощи американского спутника «Эйнштейн» в созвездии Единорога был обнаружен объект, который в течение нескольких недель был самым ярким рентгеновским источником на небе. Здесь роль рентгеновской новой в двойной системе выполняла не просто карликовая, а крошечная нейтронная звезда. Увеличение её блеска в рентгеновских лучах объясняется непомерным ростом поверхностной температуры звезды.

В системе двойной звезды одна, постарев, раздувается до красного гиганта. Вторая, белый карлик, может своим сильным притяжением перехватить у соседа часть газового топлива и разогреть его до начала термоядерной реакции. В результате гаснущая звезда вспыхнет как новая.

Так исследователями звёздного мира была раскрыта ещё одна тайна – тайна новых звёзд.

Вспышка новой

Конечно, новые звёзды поражают человеческое воображение. Но яркий свет их совершенно меркнет перед грандиознейшим явлением – вспышкой Сверхновой!

В исторических летописях последнего тысячелетия удалось найти и прочитать свидетельства о пяти вспышках необыкновенно ярких звёзд, замеченных ещё в дотелескопическую эпоху. Сейчас все они истолковываются как вспышки сверхновых.

Первая такая вспышка произошла в 1006 году в южном созвездии Волка. Мы знаем об этом из арабских хроник, а также из записей швейцарского монаха Эпидануса.

Вторая вспышка наблюдалась 4 июля 1054 года в зодиакальном созвездии Тельца. Китайский летописец сообщает о том, что «звезда-гостья была видна днём, как Венера, лучи света исходили из неё во все стороны, и цвет её был красно-белый. Так была видна она 23 дня». Затем блеск её стал ослабевать, и 17 апреля 1056 года она исчезла с небосвода.

Сверхновая 1572 года была замечена в созвездии Кассиопеи датчанином Тихо Браге. Знаменитый ас­троном оставил подробные наблюдения развития вспышки, и сейчас этот феномен известен как Сверхновая Тихо*. И наконец, вспышку Сверхновой 1604 года в Змееносце наблюдал Иоганн Кеплер (Сверхновая Кеплера).

После 1604 года вспышки сверхно­вых в Галактике не наблюдались. Одна­ко это вовсе не означает, что таких вспышек за последние четыре столетия не было. Ведь вблизи галактической плоскости, проходящей через середину Млечного Пути, сосредоточены гигант­ские пылевые облака, которые сильно поглощают свет. Поэтому редко какую сверхновую удается увидеть. Доподлин­но известно, например, что в 1667 году в Кассиопее вспыхнула сверхновая, но по причине запыленности Галактики она так и осталась незамеченной. И только присутствие в этой области неба расши­ряющейся газовой туманности, связан­ной с радиоисточником Кассиопея А, свидетельствует о разразившейся здесь грандиозной катастрофе. Каковы же причины взрывов звезд, наблюдаемых как вспышки сверхновых?

Пока в недрах звезды совершаются термоядерные реакции и поддерживает­ся высокая температура, светило сохра­няет свое устойчивое равновесие. В ходе эволюции звезды ядерные реакции при­водят к возникновению тяжелых хими­ческих элементов вплоть до железа. Но с образованием элементов группы железа ядерное горючее «выгорает», «термояд» прекращается, и звезда оказывается на­кануне драматических событий. Лишен­ное источников энергии ядро звезды, если его масса превышает 1,2 солнечной массы, начинает катастрофически сжи­маться, ибо внутреннее давление уже не может противодействовать силе грави­тации. В свою очередь оболочка звезды, лишенная поддержки лучевого давле­ния, начинает стремительно падать на ядро. Такое падение сопровождается выделением колоссального количества энергии. В течение каких-то секунд ки­нетическая энергия падающих наруж­ных слоёв звезды превращается в тепло­вую — происходит мгновенный разогрев вещества, завершающийся взрывом. При этом выделяется столько энергии, сколько наше Солнце излучает в течение 1 млрд лет! Известно, что Солнце ежесекундно излучает 3,9·10³³ эрг, а в одном миллиарде лет — 3,16·10¹⁶ секунд. Следовательно, энер­гия, которая выделяется при вспышке сверхновой, достигает 10⁵⁰ эрг!

Хотелось бы заметить, что запас тепловой энергии Солнца в 100 раз меньше энергии, излучаемой сверхновой. Зна­чит, освободившейся при вспышке сверхновой энергии более чем достаточно, чтобы полностью рассеять в межзвёздном пространстве вещество звезды, похожей на Солнце. Таким образом, сверхновые как феномен — это совсем не звёзды, а гигантские взрывные процессы, в которых звёзды гибнут.

Датский астроном Тихо Браге

(1546-1601) наблюдает

вспышку Сверхновой 1572 года

в созвездии Кассиопеи.

В 1885 году мощная вспышка сверх­новой впервые наблюдалась в Туманно­сти Андромеды. Поток излучения от нее был лишь в четыре раза меньше, чем от всей этой ближайшей к нам спи­ральной галактики. Выходит, что в мак­симуме блеска одна сверхновая может дать примерно столько же света, сколь­ко его излучают все звезды гигантской звездной системы, подобной нашей Га­лактике или галактике в созвездии Ан­дромеды!

Со времени начала телескопической астрономии (Галилей, 1610 год) сверх­новых в нашей Галактике еще никто не наблюдал, а научная информация о вспышках сверхновых в других звезд­ных системах явно недостаточная. Это затрудняет построение физических мо­делей взрывающихся звезд; ключ к рас­крытию загадок сверхновых приходится искать в результатах исследований их остатков.

Первым космическим объектом, ко­торый астрономы признали за остатки вспыхнувшей сверхновой, является зна­менитая Крабовидная туманность в Тельце. На небе она расположена как раз там, где в 1054 году китайские ас­трономы наблюдали великолепную «звезду-гостью».

На фотографиях туманность имеет отдаленное сходство с очертаниями кра­ба, поэтому она и получила название Крабовидной. Из сравнения снимков, сделанных в разные годы, было опреде­лено: туманность расширяется со скоро­стью 1200 км/с. Расширение началось 6500 лет назад при взрыве сверхновой. (Расстояние до «Краба» 5500 световых лет, да еще прошло почти целое тысяче­летие с того момента, как вспышка была замечена на Земле. Вот и получается, что давность события — около 6500 лет.)

В 1949 году было установлено, что Крабовидная туманность является яр­ким источником космического радиоиз­лучения. Вскоре были открыты еще та­кие же радиоисточники и отождествле­ны с остатками вспышек других галак­тических сверхновых. Но самой мощ­ной из этих жнебесных радиостанций» оказалась туманность в Кассиопее — ос­таток Сверхновой, вспыхнувшей в 1667 году. Однако чем же вызвано их интен­сивное радиоизлучение?

Вспышка сверхновой