Читаем без скачивания Взрывающиеся солнца. Тайны сверхновых - Айзек Азимов

С течением времени красные гиганты сожмутся до «нормальных» размеров, разогреются и только тогда займут свое место в главной последовательности.

Теперь, однако, так не думают.

Ученые исследовали скопления звезд, в которых все звезды считались одного возраста, поскольку все скопление (или кластер) возникло, скорее всего, одновременно.

Астрономы поняли, что все звезды скопления эволюционировали и что, чем крупнее была звезда, тем быстрее протекала эта эволюция. Они определили массы разных звезд и имели, так сказать, серию «проб», которые указывали на разные этапы эволюции. Наиболее массивными звездами были красные гиганты, это свидетельствовало о том, что, хотя такая звезда и не принадлежала к главной последовательности, ее следовало отнести к поздней фазе, а не к ранней стадии эволюции.

Как же образуются красные гиганты?

Наиболее общее мнение таково: медленно, на протяжении миллионов и миллиардов лет, водород в ядре звезды расходуется; гелий, образующийся в результате водородного превращения, будучи плотнее, чем водород, собирается в самом ее центре. Синтез водорода продолжается во внешнем слое этого все растущего гелиевого шара в центре звезды.

А теперь, пожалуй, сконцентрируем наше внимание именно на гелии.

По мере того как гелий сгущается силой своего собственного веса, гелиевый шар становится все меньше, плотнее и горячее. Постепенно в нем развиваются температуры и давление, достаточные для того, чтобы начался «синтез гелия». Ядра гелия, вступая в комбинации друг с другом, образуют более сложные ядра углерода, азота и кислорода.

При этом случае звезде сообщается тепло сверх и помимо того тепла, что выделяется в процессе синтеза водорода, продолжающегося вокруг гелиевого шара. Это приводит к чрезвычайному перегреву и громадному вздутию наружных слоев звезды, гораздо более сильному, чем у нормальной звезды, живущей всецело за счет водородного синтеза.

Можно считать, что именно в этот момент звезда расстается с главной последовательностью.

По мере расширения внешние слои остывают до красного свечения, но расширение поверхности с лихвой восполняет эту потерю излучения, т. е. если диаметр звезды увеличивается в 100 раз, то площадь ее поверхности увеличивается в 100X100=10 000 раз, и, значит, несмотря на более холодную поверхность, суммарное количество тепла, излучаемого звездой, много выше, чем у большинства нормальных звезд.

Синтез гелия дает гораздо меньше тепла, чем синтез водорода, поэтому запас гелия в звезде исчерпывается гораздо быстрее, нежели запас водорода. Продукты синтеза гелия могут продолжать ядерные превращения и дальше, но вся энергия синтеза гелия не составляет, пожалуй, и одной двадцатой части синтеза водорода, между тем красный гигант продолжает излучать энергию с ужасающей расточительностью.

Это означает, что стадия красного гиганта долго длиться не может, в звездном, конечно, масштабе. (В масштабе человека это большой срок, ведь эта стадия может длиться один-два миллиарда лет.) Вот почему в небе относительно редко сталкиваешься с красным гигантом. Большинство звезд либо еще не достигло стадии красного гиганта, либо уже эту стадию миновало. В галактике. красных гигантов всего около 1 %, т. е. примерно 2,5 млрд, и, конечно, в нашем районе Галактики мы можем видеть только часть их, хотя, если б не пылевые облака, они должны были бы видеться на очень больших расстояниях.

Ядра в центре красного гиганта продолжают слияние до тех пор, пока температура там уже не станет достаточно высокой для новых ядерных превращений. Температура в самых крупных звездах может подняться чрезвычайно высоко, но даже при этом синтез может идти только до образования ядер железа.

Появление ядер железа — это уже тупик. Вне зависимости от того, разбиваются ли ядра железа на более мелкие или, напротив, сливаются в более крупные ядра, никакой энергии при этом не возникает.

В любом из этих случаев энергия должна подводиться извне. Мы можем считать, что ядра железа — это окончательный «шлак», оставшийся от реакций синтеза в недрах звезды. Достигло ли ядро красного гиганта температуры, за которой его масса уже не в состоянии удержать себя, или в нем уже начался синтез ядер железа — конец один: ядерный пожар угасает и уже ничто не может удержать звезду в расширенном состоянии в борьбе с собственной силой тяготения. И она «опадает» (коллапсирует), притом очень быстро.

При катастрофическом сжатии (коллапсе) звезда нагревается, и часть водорода, еще остающаяся на ее поверхности, может получить нагрев и сжатие, достаточные для вспышки ядерного синтеза. Происходит взрыв, при котором часть звездного вещества выбрасывается в пространство, и вокруг коллапсировавшей звезды может возникнуть расширяющаяся сфера газа и пыли.

Некоторые из видимых нами звезд находятся именно в таком состоянии. Расширяющаяся газовая сфера подсвечивается звездой, и мы можем наблюдать ее, особенно хорошо по краям, где луч зрения проходит через ее наибольшую толщину. Опавшая звезда выглядит так, словно она окружена дымчатым кольцом.

Газопылевые облака, встречающиеся в межзвездном пространстве, называются «небула» (от латинского слова «облако»). Когда такое облако, или туманность, имеет вид кольца, обволакивающего звезду и напоминающего орбиту планеты, мы называем его планетарной туманностью. Известно ~1000 планетарных туманностей, наиболее знаменитая из них туманность Кольцо в созвездии Лиры.

В центре каждой планетарной туманности помещается очень горячая бело-голубая звезда (предположительно вновь образовавшийся белый карлик), излучение которой продолжает выталкивать заряд газов наружу, в пространство. Этот газовый заряд становится по мере расширения все тоньше и слабее, пока наконец не исчезнет в необъятно рассеянной газопылевой среде межзвездного пространства. По прошествии, может быть, 100 000 лет на сцене останется один белый карлик, лишенный последних следов своего туманного ореола, — та стадия, в которой и пребывает теперь Сириус В.

Теперь внутри белого карлика нет никаких ядерных превращений, и потому он навсегда лишен источника тепла. Очень медленно, с течением веков, он остынет. К тому же он излучает так мало света, что перестает быть заметным и становится черным карликом. Однако Вселенная, по-видимому, не так стара, чтобы в ней было много черных карликов, если они вообще существуют.

ДВОЙНЫЕ ЗВЕЗДЫ И КОЛЛАПС

Теперь, кажется, самое время полюбопытствовать, что же происходит со звездой, когда она становится новой.

Когда коллапсирует красный гигант, то при сжатии водорода в наружных слоях возникает вспышка света. Не должна ли эта вспышка света и означать появление новой?

Ведь при взрыве звезды происходит выброс газа и пыли, а разве не такой выброс наблюдался в Новой Персея и Новой Орла?

Фактически нет.

Исследователи предновых звезд (немногие, кому это удалось) показывают, что эти новые не были красными гигантами. Мало того, после того как новая потускнела и вернулась к своему первоначальному состоянию («постновая»), она не стала и белым карликом. В обоих случаях, и до, и после вспышки, такая звезда — это скорее звезда главной последовательности, может быть, чуть ярче и чуть горячее, чем Солнце.

Чтобы решить эту головоломку, давайте вспомним, что большинство звезд — члены двойных систем. А раз так, мы вправе спросить: что происходит, когда один из членов пары подходит к концу своего пребывания в главной последовательности, раздувается до красного гиганта, а затем сжимается в белый карлик, в то время как другой член этой пары остается на главной последовательности?

Оба члена двойной системы почти наверное образовались одновременно, и крупнейший из них должен раньше сойти с главной последовательности и, следовательно, быть одним из двух, кто первым превратится в белый карлик.

Однако белый карлик Сириус В, знакомый нам лучше других, кажется, опровергает такое мнение. Сириуса В уже нет в главной последовательности, хотя по массе он всего в 1,05 раза больше Солнца, а Сириус А, масса которого в 2,5 раза превышает солнечную, все еще значится в этой последовательности. Как объяснить эту аномалию?

Самый разумный вывод состоит в том, что Сириус В сначала действительно был более крупной звездой и потому первым вошел в стадию красного гиганта. Когда он, будучи красным гигантом, кончил коллапсом, значительная часть его массы была выброшена в пространство. В итоге та его часть, которая в конце концов сжалась в белый карлик, оказалась значительно меньше, чем была изначально.

С другой стороны, солидная доля вещества, выброшенного наружу при коллапсе Сириуса В, оказалась, по-видимому, захваченной Сириусом А, отчего последний стал тяжелее, чем был вначале. (Это означает, что долговечность Сириуса А как звезды в главной последовательности была тем самым сильно укорочена.)