Какие бывают звёзды — современный взгляд

Звёзды на небе привлекали внимание ещё палеолитических охотников — сохранились схематические изображения созвездий, нанесённые на кости мамонтов. Крошечные, сияющие холодным светом огоньки считали знамениями богов, душами умерших предков хранителями и защитниками, оберегающими покой человека в ночной тьме. Но лишь относительно недавно человечество смогло приблизиться к их тайнам. Почему звёзды бывают разных размеров и какова их природа?

Супергиганты и субгиганты

Систематическими наблюдениями за звёздами первыми занялись вавилоняне, верившие, что все, происходящее на Земле, определяется небесными светилами. Рациональные греки применили научный подход к изучению небес. Аароном Гиппарх впервые создал каталог светил и выделил разные виды звёзд, основываясь на интенсивности свечения. Он выделил 6 классов яркости, а всего в его каталоге было 850 светил.

В Средние века исследования звёздного неба продолжили персидские и арабские астрономы. Окончанием Средневековья стала интеллектуальная революция в Европе: одним из ярких событий той эпохи стало появление революционной концепции Джордано Бруно.

Вдохновлённый идеями Коперника, он пошёл дальше — Бруно первый уверенно высказал мысль, что Солнце — это звезда, одна из бесчисленного множества звёзд Вселенной. А Земля, по мнению итальянского мыслителя, — всего лишь рядовая планета (Бруно был уверен в существовании множества обитаемых планет у звёзд безграничного космоса). Но это была только гениальная догадка — возможности науки в ту эпоху были ещё очень ограниченны, и проверить смелую гипотезу Бруно было невозможно. Потребовались почти три века развития научных знаний, прежде чем эти идеи смогли быть доказаны.

Чтобы иметь право утверждать, что Солнце — звезда, надо было ещё установить общность физической природы светил. Решить эту задачу позволило применения спектрального анализа. Этот метод позволил определить химический состав Солнца и температуру его поверхности. А поскольку звёздные лучи дали спектры, аналогичные солнечному, тождественность физической природы Солнца и звёзд была установлена, и больше уже не могло быть сомнения в том, что Солнце — это одна из звёзд. Также было установлено, что звезды по своим спектрам могут быть разделены на несколько «спектральных классов».

В начале XX века астрономы Герцшпрунг и Рассел распределили известные звёзды на диаграмме, где на одной оси была нанесена «абсолютная звёздная величина», характеризующая полное излучение во всех диапазонах электромагнитных волн, а на другой оси — «спектральный класс» светила. Оказалось, что большая часть звёзд сгруппирована вдоль узкой кривой. Эта диаграмма стала основой научной классификации звёзд.

На её основе был создан «код» для обозначения звезды: сначала идёт буквенное обозначение основного спектрального класса, далее арабскими цифрами уточняется спектральный подкласс, потом римскими цифрами идёт класс светимости. Спектры звёзд образуют температурную последовательность О-В-A-F-G-К-М (цвета излучения, соответственно: голубой, бело-голубой, белый, жёлто-белый, жёлтый, оранжевый, красный).

По светимости различают Ia — самые яркие супергиганты, Ib — яркие супергиганты, II — яркие гиганты, III — нормальные гиганты, IV — субгиганты, V — карлики. К примеру, Солнце имеет класс G2V, то есть это звезда спектрального класса G (такие звезды имеют жёлтый цвет), подкласса 2, класс светимости V (карлик).

Солнце — звезда на окраине Галактики

Однако понять природу светил было невозможно, пока оставался тайной источник энергии звёзд. Лишь в XX веке, с развитием квантовой физики, эту загадку удалось решить — источником энергии Солнца (и подобных солнцу звёзд) является термоядерная реакция превращения водорода в гелий. Это открытие позволило понять, какие звёзды есть во Вселенной и каков жизненный путь светил.

С тех пор как впервые появилась догадка о единой природе звёзд и Солнца, прошло много веков. Мощные телескопы позволили доказать, что звезда на самом деле вовсе не крохотный огонёк, а невообразимых размеров шар раскалённого газа, в котором происходят реакции термоядерного синтеза при фантастических температурах в миллионы Кельвинов.

Все звёзды, которые можно увидеть на небосводе невооружённым глазом, находятся в галактике Млечный Путь. Солнце — тоже часть этой звёздной системы, причём расположено оно на её окраине. Трудно вообразить, как выглядело бы ночное небо, если бы Солнце находилось в центре Млечного Пути и Земля была бы освещена светом сотен близких звёзд.
Светила тысячелетиями казались вечными и неизменными — что бы ни происходило на Земле, звёздное небо не менялось. Однако астрономы установили, что небесные тела имеют свой жизненный срок, они рождаются и умирают. Звёзды формируются из космических скоплений водорода. Такие облака газа занимают огромные пространства и могут иметь колоссальную массу, равную сотням солнечных масс. Если облако оказывается достаточно плотным, начинают действовать гравитационные силы, вызывающие сжатие газа и его нагрев. По достижении определённого предела в нагретом и сжатом центре облака начинаются термоядерные реакции — и в космосе вспыхивает новая звезда.

Все объекты Вселенной, галактики и звезды образовались из сравнительно однородного газа, заполнившего космос после большого взрыва. Но незначительные флуктуации плотности привели к громадным различиям при процессах гравитационного сжатия — по этой причине звезды и галактики так сильно отличаются друг от друга.

Разный жизненный цикл

Вопреки интуитивным ожиданиям, малые звёзды живут дольше больших. Наименьшими размерами среди звёзд отличаются красные карлики, масса которых не превышает трети солнечной массы, а температура поверхности красного карлика достигает лишь 3500 К. Звёзды этого типа испускают очень мало света, иногда в 10000 раз меньше Солнца. Из-за низкой интенсивности термоядерного «горения» водорода красные карлики имеют очень большую продолжительность жизни — от десятков миллиардов до десятков триллионов лет (например, красный карлик с массой в 0,1 массы Солнца будет гореть 10 триллионов лет). Со временем красные карлики постепенно сжимаются и всё больше нагреваются, пока не израсходуют весь запас водородного топлива (впрочем, до этого момента ещё далеко — ведь наша Вселенная возникла «всего лишь» 13 миллиардов лет назад). Следующий класс звёзд — это так называемые жёлтые карлики — небольшие звезды, имеющие массу от 0,8 до 1,2 массы Солнца и температуру поверхности 5000-6000 К.

Самым известным жёлтым карликом, разумеется, является наше Солнце. За свою долгую жизнь (миллиарды лет) они «горят» все более интенсивно. Например, наша звезда увеличивает свою яркость примерно на 10% каждый миллиард лет. С повышением температуры термоядерные реакции в звезде усложняются — гелий начинает превращаться в бериллий, а затем и в иные элементы таблицы Менделеева вплоть до железа. Через 5,4 млрд. лет Солнце достигнет своего максимально возможного размера, превратившись в красного гиганта (типичная судьба жёлтых карликов). При этом Солнце увеличится так, что его внешняя оболочка будет простираться до современной орбиты Земли (излучение нашего светила станет в 3 тысячи раз сильнее, чем сейчас). Затем, побыв красным гигантом примерно 100 миллионов лет, Солнце сбросит свои внешние оболочки и сожмётся в белого карлика.

Стремительное сжатие и чёрная дыра…

Иная судьба у звёзд-гигантов. Такая звезда «живёт», пока сохраняется «баланс сил» между силами гравитации, сжимающими её, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество. Сгорает такая звезда очень быстро (по звёздным меркам) — за какие-то жалкие сотни миллионов лет. Когда термоядерные реакции в звезде слабеют («горючее» к тому времени оказывается выгоревшим), силы гравитации оказываются сильнее и давление излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Происходит катастрофически быстрый коллапс — за несколько секунд объём ядра звезды уменьшается в 100000 раз!

Стремительное сжатие приводит к тому, что кинетическая энергия вещества переходит в тепло и температура поднимается до сотен миллиардов Кельвинов, а светимость гибнущей звезды при этом возрастает в несколько миллиардов раз — «взрыв сверхновой» выжигает все в соседних областях космоса. В ядре гибнущей звезды электроны «вдавливаются» в протоны, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.

Поверхностные же слои звезды взрываются, причём в условиях гигантских температур и чудовищного давления идут реакции с образованием тяжёлых элементов (вплоть до урана). Оставшееся после взрыва ядро становится нейтронной звездой. Это удивительный космический объект малого объёма, но чудовищной плотности. Диаметр обычной нейтронной звезды всего лишь 10-20 км, но при этом плотность вещества составляет 665 миллионов тонн на один кубический сантиметр!

Впрочем, не все сверхновые превращаются в нейтронные звезды. Когда масса звезды превосходит определённый предел (так называемый второй предел Чандрасекара), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и гравитационное давление не в состоянии сдерживать ничто. Процесс становится необратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра — провал, безвозвратно поглощающий всё, даже солнечный свет.