Космические рубежи теории относительности

6 ЗВЁЗДЫ И ИХ ЭВОЛЮЦИЯ

Когда мы глядим ночью на звёздное небо, оно кажется нам навеки застывшим и неизменным. Даже для самого внимательного наблюдателя сочетания звёзд, которые мы называем созвездиями, кажутся сегодня точно такими же, какими они были тысячелетия назад. Те звёзды, которые светили ярче всех, самими яркими и остались, а едва видные звёзды так и остались самыми слабыми. Однако самое простое размышление показывает, что кажущаяся неизменность неба - всего лишь иллюзия. Мы можем наблюдать звёзды только потому, что они испускают свет. А испуская свет, они теряют энергию. Истощение их энергетических ресурсов должно приводить к изменениям в недрах звёзд. Иными словами, звёзды должны эволюционировать.

Представим себе какое-нибудь маленькое насекомое в лесу. Пусть оно наделено достаточно проницательным умом, но продолжительность его жизни невелика - скажем, оно живет всего 24 ч. Глядя вокруг себя, это насекомое видит огромные деревья, вздымающиеся высоко вверх. Оно видит зеленые побеги, пробивающиеся из влажной почвы, и отдельные гниющие стволы, в беспорядке валяющиеся на земле. Лес представляется этому насекомому вечным и неизменным. За всю свою жизнь (24 ч!) наше насекомое не обнаружит ни одного свидетельства, которое противоречило бы его первоначальному впечатлению. Однако, призвав на помощь разум, оно пришло бы к замечательным выводам. Может быть, лес изменяется? Может быть, тонкие зеленые побеги подрастут и станут деревьями? Может быть, самые старые деревья в конце концов падают на землю, превращаются в гниющие стволы и удобряют почву для будущих поколений деревьев? Несмотря на кажущуюся неизменность леса, это насекомое способно обнаружить существование жизненного цикла окружающих деревьев.

Чтобы выявить существование жизненного цикла звёзд, астрономы должны начать с вопроса: что такое звёзды? Глядя на небо, они видят яркие звёзды и звёзды слабые, звёзды голубоватые и красноватые. Астрономам отсюда сразу же становится ясно, что первое впечатление может оказаться совершенно неверным. Например, вы смотрите на яркую звезду в небе, а ведь вы не можете узнать, насколько ярка эта звезда на самом деле. Может быть, это исключительно яркая звезда, находящаяся очень далеко от Земли, но может быть, что это слабая звезда, только она случайно оказалась поблизости. Кажущаяся яркость звёзд не говорит астрономам ничего существенного о внутренних свойствах этих звёзд. Астроном предпочел бы знать абсолютную яркость звезды. Абсолютная яркость показывает, насколько яркой является звезда в действительности, т. е. сколько же энергии эта звезда испускает в пространство.

Видимая и абсолютная яркости звезды связаны между собой через расстояние до звезды. Чтобы понять причину этого, вспомним вид уличных фонарей темной ночью. Одного только субъективного ощущения яркости фонаря для ваших глаз вам недостаточно, чтобы сказать, насколько ярко светит этот фонарь на самом деле. Это может быть 100-ваттная лампочка поблизости или 500-ваттная - вдали от вас. Но если вы знаете расстояние до фонаря, можно прикинуть, насколько ярко светит фонарь в действительности. Существует очень простая связь между видимой яркостью, абсолютной яркостью и расстоянием. При известных видимой яркости и расстоянии всегда можно найти его действительную, или абсолютную, яркость. И эта абсолютная яркость укажет вам основное свойство источника света! Она укажет, какую мощность в ваттах лампа (или звезда) излучает в действительности.

Начиная с середины XIX в. астрономы усовершенствовали в конце концов технику измерения параллакса до такой степени, что смогли измерить расстояния до многих звёзд. Как говорилось в гл. 1, нахождение параллакса - это прямой, хотя и трудоёмкий способ непосредственного измерения расстояния до звёзд. В результате астрономы, зная расстояния до звёзд, без труда рассчитали их абсолютную яркость. Наконец-то они выяснили, насколько ярки звёзды на самом деле!

Выражать абсолютную яркость, или светимость, звезды удобно, если указать, насколько эта звезда ярче или слабее, чем Солнце. Значит, светимость Солнца принимается за единицу: Солнце светит с абсолютной яркостью в «1 Солнце». Многие звёзды излучают лишь одну сотую того света, который даёт Солнце. Их светимость равна приблизительно «1/100 Солнца». Напротив, многие звёзды излучают в тысячи раз больше света, чем наше солнце. Например, яркая голубая звезда Ригель в созвездии Ориона обладает светимостью 50000 Солнц. Выяснилось, что Ригель - это одна из самых ярких (в абсолютном смысле) звёзд, известных в астрономии.

РИС. 6.1. Спектр. Когда белый свет проходит сквозь призму, он разбивается на лучи всех цветов радуги. Такое разложение называется спектром; в нём часто содержатся тонкие чёрные линии, вызванные химическими элементами, которые содержатся в источнике света.

Кроме истинной светимости звёзд астрономы хотели бы ещё знать их температуру, химический состав, а также количество вещества, из которого они состоят. Решающие шаги в этом направлении были сделаны в результате ряда замечательных открытий, начавшихся также с середины XIX в. Со времен Исаака Ньютона было известно, что белый свет, проходя сквозь стеклянную призму, разбивается на лучи всех цветов радуги. Такая цветовая радуга называется спектром (см. рис. 6.1). В 1815 г. немецкий оптик Йозеф Фраунгофер заметил, что в спектре Солнца на яркие цвета радуги накладываются слабые темные линии. Истинная природа этих спектральных линий оставалась неизвестной вплоть до 60-х гл. XIX в., когда выяснилось, что они обусловлены различными химическими веществами, содержащимися в источнике света. Трудами великих физиков (Макса Планка, Нильса Бора и др.) было показано, что спектральные линии вызываются переходами электронов с орбиты на орбиту внутри атома. При таких переходах электроны поглощают или испускают свет строго определённых длин волн. Эти процессы и определяют картину спектральных линий. Разные химические вещества состоят из атомов разных типов и дают поэтому различные и притом вполне определённые системы спектральных линий. Иными словами, химические элементы в источнике света оставляют свои «отпечатки пальцев» на испускаемом им излучении в виде характерных спектральных линий. Отождествляя эти линии, физик или астроном может определить химический состав источника света.

Исследуя спектры звёзд, астрономы в конце концов смогли выяснить, из чего состоят эти звёзды. На основании многолетних исследований теперь известно, что звёзды состоят в основном из водорода и гелия. От 50 до 80% вещества звёзд -это водород, легчайший из элементов. А вместе с гелием водород составляет от 96 до 99% массы большинства звёзд. Значит, на более тяжелые элементы остаётся в общей сложности менее 4% массы. Из этих элементов наиболее распространены кислород, азот, углерод, неон, магний, аргон, хлор, кремний, сера и железо.

Хотя все звёзды, грубо говоря, состоят из одних и тех же химических элементов, их спектры сильно различаются. Например, на рис. 6.2 приведены спектры трёх типичных звёзд. Они имеют примерно одинаковый химический состав, и всё же в спектрах видны совсем разные сочетания спектральных линий, поскольку весьма различны температуры этих трёх звёзд. Температура атмосферы звезды особенно сильно сказывается на том, какие именно спектральные линии каких элементов будут наиболее интенсивными. Возьмем очень горячую звезду, температура на поверхности которой равна 25 000 градусов по абсолютной шкале (т. е. 25 000 К). Газы в атмосфере этой звезды настолько раскалены, что у многих атомов оторваны их внешние электроны. Такие атомы не могут испускать спектральных линий в видимой области спектра. Точнее говоря, лишь гелий способен удержать при таких температурах все свои электроны. Следовательно, те звёзды, в спектрах которых преобладают линии гелия, должны обладать поверхностной температурой около 25 000 К. Другой пример ~ холодная звезда, температура поверхности которой равна всего 3000 К. При столь низких температурах атомы могут объединяться в молекулы. В спектрах таких звёзд преобладают линии молекул окиси титана, хотя титан - довольно редкий элемент. Наконец, в спектре Солнца имеется много линий таких металлов, как кальций и магний, а также линии кремния. Астрономы отсюда заключили, что температура на поверхности Солнца должна быть около 6000 К, поскольку эти температурные условия наиболее подходящи (там «не слишком жарко» и «не слишком холодно») для образования спектральных линий этих элементов.

РИС. 6.2. Спектры звёзд Три звезды - Альфа Малого Пса, Тау Скорпиона и Бета Пегаса - обладают почти одинаковым химическим составом. Вид их спектров очень различен ввиду совершенно разных поверхностных температур этих трёх звёзд. (Обсерватория им. Хейла.)

Так, изучая спектры звёзд, астрономы выяснили, из чего состоят эти звёзды. Одновременно - и это, может быть, ещё важнее - удалось определить температуры поверхностей звёзд. Так астрономы узнали, сколь горячи звёзды.

Зная истинную светимость и поверхностную температуру звезды, астрономы могут сделать много важных заключений. Незадолго до начала первой мировой войны датский астроном Эйнар Герцшпрунг и американский астроном Генри Норрис Рассел независимо друг от друга обнаружили, как много интересных выводов можно получить из диаграммы светимость - температура. Как видно из рис. 6.3, светимости звёзд откладываются по вертикальной оси, а поверхностная температура - по горизонтальной оси. Каждую звезду на небе, для которой известны её светимость и температура, можно изобразить в виде точки на этом графике. Например, светимость Солнца равна 1, а его поверхностная температура близка к 6000 К; поэтому Солнце изображается точкой вблизи середины диаграммы. В честь создавших его астрономов график, приведенный на рис. 6.3, называется диаграммой Герцшпрунга-Рассела.

РИС. 6.3. Диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Распределение звёзд по светимости и температуре удобнее всего представить в виде подобной диаграммы. Большая часть звёзд сосредоточена в трёх основных областях - на главной последовательности, среди красных гигантов и среди белых карликов.

Сразу видно, что точки, изображающие реальные звёзды, не разбросаны беспорядочно по всей диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Напротив, они группируются в трёх основных областях. Большинство звёзд, которые мы видим на небе, принадлежат к главной последовательности. Главная последовательность проходит через всю диаграмму по диагонали от ярких горячих звёзд в левом верхнем углу к слабым холодным звёздам в правом нижнем углу. Точка, изображающая Солнце, находится в середине главной последовательности, и поэтому мы говорим, что Солнце - это звезда главной последовательности.

Кроме главной последовательности имеется другая большая группа звёзд в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Эти звёзды являются яркими и холодными. Они излучают света в тысячи раз больше, чем Солнце, но их поверхностные температуры составляют всего от 3000 до 4000 К. Значит, эти звёзды должны быть гигантскими по своим размерам. Если поместить одну из них в центре Солнечной системы, то орбита Земли окажется расположенной ниже её поверхности. Для таких звёзд обычны диаметры в несколько сотен миллионов километров. Поскольку эти звёзды холодные, они излучают главным образом красноватый свет. Поэтому их называют красными гигантами.

Почти каждая красноватая звезда, которую можно увидеть на небе, - это красный гигант. Поистине яркие примеры - Бетельгейзе в Орионе, Антарес в Скорпионе, Альдебаран в Тельце. Все прочие звёзды, видимые невооруженным глазом, - это звёзды главной последовательности.

В хороший телескоп можно обнаружить звёзды ещё одного типа, которые не относятся ни к красным гигантам, ни к главной последовательности. Этот третий тип включает очень горячие и очень слабые звёзды. Характерная поверхностная температура этих звёзд от 10000 до 20000 К, а излучают они лишь 1/100 часть света, испускаемого Солнцем. Поэтому точки, изображающие эти звёзды, сосредоточены в нижнем левом углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Очень горячие звёзды испускают в основном голубовато - белый свет; значит, эти слабые звёзды должны быть очень невелики. Как правило, они имеют размеры, близкие к размерам Земли (т. е. диаметр порядка 15 000 км), и поэтому их называют белыми карликами.

Роль диаграммы Герцшпрунга-Рассела трудно переоценить. По многим причинам её вполне можно назвать самым важным графиком во всей астрономии. Существуют какие-то важные причины, по которым большинство звёзд - это либо звёзды главной последовательности, либо красные гиганты, либо белые карлики. Разумеется, существует несколько исключений, но факт остаётся фактом - большинство звёзд миллиарды лет своей биографии остаются членами одного из этих трёх основных типов.

В начале главы мы отметили, что звёзды должны эволюционировать. Это означает, что на протяжении всего времени жизни звезда должна менять свою светимость и поверхностную температуру. Иными словами, точка, изображающая звезду, должна перемещаться по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Поэтому понять, как звёзды меняют своё положение на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, - значит узнать, как звёзды рождаются, как они выглядят в «зрелые годы» и что с ними происходит, когда они «умирают».

Прежде чем приступить к решению проблемы жизненного цикла звёзд, астроному необходимо выяснить ещё одно обстоятельство: нужно узнать, сколько вещества содержится в звезде, т.е. чему равны массы звёзд.

Как это ни кажется странным, почти половина звёзд, наблюдаемых на небе, - это не одиночные звёзды, как наше Солнце. Обычно это пары звёзд, обращающихся вокруг общего центра масс (подобно тому, как Земля и Луна обращаются друг относительно друга). Такие системы (рис. 6.4) называются двойными звёздами. Двойные звёзды представляют большую важность для астрономов, поскольку, наблюдая движение компонентов в двойной системе, можно точно определить массы этих звёзд. Наблюдая, как две звезды движутся около общего центра масс, астроном может с помощью ньютоновской механики вычислить, какими массами обладают эти звёзды. Таким путём астрономия получает данные о количестве вещества, содержащегося в звёздах.

РИС. 6.4. Двойная звезда. Многие звёзды, которые мы видим на небе, на самом деле состоят из двух звёзд, очень близких друг к другу и обращающихся по орбитам вокруг общего центра масс.

РИС. 6.5. Соотношение масса-светимость. Массы и светимости звёзд главной последовательности связаны между собой так, как это видно из графика. Слабые звёзды облагают самыми малыми массами (1/10 массы Солнца или даже меньше), а наиболее яркие звёзды самые массивные (до 50 масс Солнца).

Данные об измерениях масс для многих двойных систем удобнее всего представить в форме графика (рис. 6.5). Оказывается, самые слабые звёзды вместе с тем и наименее массивные. Обычно такие звёзды имеют раз в десять меньшие массы, чем Солнце. С другой стороны, звёзды с наибольшей светимостью - самые массивные; известны звёзды с массами в 40 и даже 50 солнечных. Эта связь между массой и светимостью для звёзд главной последовательности называется соотношением масса-светимость.

Зная светимости, температуры и массы ряда звёзд, астрономы могут поставить перед астрофизиками задачу - выяснить, что происходит в звёздах. Почему звёзды группируются в три основные типа на диаграмме Герцшпрунга-Рассела? Почему самые массивные звёзды одновременно обладают наибольшими светимостями? Как связаны красные гиганты со звёздами главной последовательности? Имеют ли красные гиганты какое-либо отношение к белым карликам? Или они связаны с какими-то другими объектами? Астрофизик должен воспользоваться законами физики, использовать методы математики, учесть результаты астрономических наблюдений и ввести все эти данные в хорошую ЭВМ. Через несколько минут (иногда - часов) ЭВМ выразит на языке чисел то, что природа реализует в небесах за миллиарды лет. Полученный результат - это увлекательный рассказ об эволюции звёзд.

Наблюдая небо, астрономы часто обнаруживают огромные облака газа. Прекрасный пример - туманность Ориона (иногда её называют «М 42»), которую с трудом можно рассмотреть невооруженным глазом близ средней звезды в «мече» Ориона. Прекрасная фотография этой туманности приведена на рис. 6.6. Обратите внимание на несколько темных участков в этой туманности. Это не «дыры» в ней, как думали ещё в XIX в., а холодные темные облака пыли, заслоняющие от нас светящиеся скопления газа, находящиеся позади.

РИС. 6.6. Туманность Ориона. Именно здесь, в гигантских облаках холодного газа (например, в туманности Ориона, изображенной на этом снимке), рождаются звёзды. (Ликская обсерватория.)

Представим себе одно из этих холодных и темных облаков газа и пыли. Можно ожидать, что оно не вполне однородно, а содержит сгущения, в которых газ несколько плотнее, чем в соседних частях облака. Поскольку такое сгущение содержит больше вещества, чем его окружение, оно создаёт и немного более сильное поле тяготения; значит, оно будет притягивать окружающее его вещество. В результате сгущение будет становиться всё массивнее и порождать всё более сильное гравитационное поле, в свою очередь притягивающее ещё больше вещества. Путём такой аккреции сгущение растет как по размерам, так и по массе, пока в нём не скопится, наконец, огромное количество вещества - во много масс Солнца, - распределённое в объёме, многократно превышающем размеры Солнечной системы.

Подробные расчёты астрофизиков показывают, что такая протозвезда неустойчива. Дело в том, что отсутствует какое-либо сопротивление огромному весу миллиардов и миллиардов тонн газа. Поэтому протозвезда начинает сжиматься. По мере того как вещество этого огромного газового шара занимает всё меньший и меньший объём, начинают резко возрастать давление и плотность внутри протозвезды. Когда вы потираете руки, ваши ладони нагреваются. По той же, по сути дела, причине температура вблизи центра протозвезды при её сжатии повышается всё сильнее и сильнее. Наконец, когда температура в центре достигает около 10 миллионов градусов, ядра атомов водорода начинают сталкиваться с такой силой, что они сливаются, образуя ядра атомов гелия. При такой термоядерной реакции, при которой водород превращается в гелий, выделяется гигантское количество энергии. Это тот же процесс, который происходит в водородной бомбе. Мощный процесс выделения энергии оказывается способным остановить сжатие. Вот так родилась звезда!

В процессе сжатия, протозвезды точка, изображающая её на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, очень быстро перемещается по диаграмме, поскольку быстро изменяются условия на поверхности протозвезды. Сначала по мере уменьшения размеров протозвезды её светимость падает. Затем, непосредственно перед «зажиганием» термоядерной реакции, поверхностная температура протозвезды быстро возрастает. Согласно расчётам астрофизиков, эта точка - звезда на диаграмме Герцшпрунга-Рассела останавливается, когда в сердцевине звезды начинается «сжигание» водорода, причем эта точка остановки соответствует главной последовательности. На рис. 6.7 вы видите прекрасный пример молодого звёздного скопления.

РИС. 6.7. Плеяды. Группа очень молодых звёзд. Термоядерная реакция включилась в недрах этих звёзд недавно - какой-нибудь миллиард лет назад. (Ликская обсерватория.)

Таким путём астрофизикам удалось вскрыть истинный смысл главной последовательности. В центральной области каждой звезды главной последовательности происходит «сжигание» водорода. Такое «сжигание» в массивных звёздах происходит с огромной скоростью. Поэтому более массивные звёзды являются и самыми яркими. У звёзд малой массы «сжигание» водорода происходит намного медленнее, и поэтому менее массивные звёзды оказываются самыми слабыми.

Солнце - типичный пример звезды главной последовательности, и в нём за каждую секунду превращается в гелий 600 миллионов тонн водорода. Это могло бы показаться невероятно быстрым темпом, если бы в центральных областях Солнца не было так много водорода, что оно способно выдерживать такой темп в течение по меньшей мере десяти миллиардов лет. Всё это время точка, изображающая Солнце на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, остаётся в средней части главной последовательности. За весь этот срок Солнце или другая звезда подобного типа изменится очень мало. Солнцу сейчас около 5 миллиардов лет, так что у нас есть в запасе по крайней мере ещё 5 миллиардов лет.

В конце концов в центре звезды главной последовательности весь водород кончится. Истощение запасов водорода приводит к большим переменам. Вспомним, что включение «сжигания» водорода привело к остановке первоначального сжатия протозвезды. Поэтому, как только «сжигание» водорода выключается, центральная область звезды начинает сжиматься - ведь опять нет ничего, что бы её сдерживало. При сжатии снова начинают стремительно нарастать давление, плотность и температура. Наконец, когда температура в центре звезды достигнет 100 миллионов градусов, ядра атомов гелия (накопившихся на стадии «сжигания» водорода) станут при соударениях сливаться друг с другом и давать ядра углерода. Такое включение «сжигания» гелия в сердцевине звезды приводит к огромному дополнительному выделению энергии. К тому же выделение энергии в звезде в ходе сжатия центральной области как бы раздувает её поверхность во всех направлениях. Звезда расширяется, а газы её атмосферы охлаждаются до 3000-4000 К. Получается гигантская звезда с диаметром в треть миллиарда километров и с низкой температурой поверхности - красный гигант!

Примерно через 5 миллиардов лет истощатся все запасы водорода в недрах Солнца. Центральная область начнет стремительно сжиматься, а поверхность Солнца расширяться: включится «сжигание» гелия. В сравнительно короткие сроки (менее чем за миллиард лет) чудовищно вздувшееся Солнце поглотит Землю, и наша планета превратится в пар.

Но так же, как истощился в своё время водород, настанет черед и для гелия. Последует ещё одно стремительное сжатие сердцевины звезды, и если она раньше была гораздо массивнее нашего Солнца, то произойдет включение ещё более экзотических термоядерных реакций - таких, как «сжигание» углерода, кислорода и кремния. Именно в ходе таких процессов в массивных звёздах рождаются тяжелые элементы.

Хотя мы пока понимаем не всё, что происходит, обычно считается, что на поздних этапах эволюции звёзды становятся чрезвычайно неустойчивыми (рис. 6.8). Эти звёзды могут, например, колебаться, пульсируя как по объёму, так и по светимости.

РИС. 6.8. Новая звезда. Весной 1934 г. в созвездии Геркулеса взорвалась звезда. Это одно из катастрофических событий, которые происходят со звёздами в двойных системах, когда они приближаются к концу своей эволюции. (Ликская обсерватория.)

В конце концов неустойчивость массивной звезды, приближающейся к концу своего жизненного пути, становится столь сильной, что звезда находит свой конец в грандиозном взрыве. Эти взрывы иногда столь колоссальны, что на короткое время умирающая звезда становится ярче целой галактики, в которой она находилась. Такая взрывающаяся звезда называется сверхновой.

В предсмертной агонии умирающая звезда может выбросить в космос огромные количества вещества. Эти газы иногда можно наблюдать в виде планетарных туманностей - такова кольцеобразная туманность в созвездии Лиры, изображенная на рис. 6.9. О ещё более бурных взрывах сверхновых, которые могут произойти при гибели очень массивных звёзд, дают понятие такие «остатки сверхновых», как туманность в созвездии Лебедя, изображенная на рис. 6.10. Часто в межзвёздное пространство выбрасывается более 1/4 массы звезды, и это приводит к образованию разного рода туманностей.

РИС. 6.9. Планетарная туманность. Кольцеобразная туманность в созвездии Лиры возникла, когда умирающая звезда выбросила в космос внешние слои своей атмосферы. (Ликская обсерватория.)

РИС. 6.10. Остатки взрыва сверхновой. Примерно 50000 лет назад умирающая звезда в созвездии Лебедя взорвалась как сверхновая. В результате возник этот замечательный объект, названный благодаря своему виду туманностью Вуаль. (Обсерватория им. Хейла.)

От звезды после её смерти остаётся выгоревшая сердцевина. Если масса звезды была мала (например, как у Солнца), то эта сердцевина продолжает сжиматься до тех пор, пока некие силы (речь о них пойдет в следующей главе) не воспрепятствуют дальнейшему сжатию. На этом этапе звезда становится очень горячей и очень маленькой. Получился белый карлик!

В результате многочисленных и кропотливых вычислений, проводившихся с начала 1960-х годов, удалось представить весь жизненный путь звезды типа Солнца как движение точки, изображающей эту звезду, по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Как видно из рис. 6.11, первоначальное сжатие протозвезды приводит к быстрому падению светимости по мере уменьшения её размеров. Это сопровождается ростом поверхностей температуры при разогреве атмосферы звезды. Когда в центре звезды начинается «сжигание» водорода, изображающая звезду точка останавливается на главной последовательности и остаётся там в течение порядка 10 миллиардов лет. Переход в область красных гигантов совершается также очень быстро. Когда же включается «сжигание» гелия, точка остаётся в верхнем правом углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела на несколько сот миллионов лет. Затем возникает неустойчивость, и точка вновь начинает быстро двигаться через диаграмму Герцшпрунга-Рассела, и, хотя этот эволюционный путь во всех подробностях ещё неясен (звезда изменяется так быстро, что ЭВМ не поспевает за ней в своих вычислениях), известно, что всё кончается на белом карлике. Белые карлики - это умершие звезды. Они слабо светят в космосе и остывают, как остывает чашка кофе, забытая на кухонном столе. По мере остывания белые карлики становятся всё слабее и слабее. Точка, изображающая белый карлик, медленно сползает по кривой остывания вниз и вправо по диаграмме.

РИС. 6.11. Эволюция звезды. Весь цикл жизни звезды типа Солнца можно изобразить как движение точки по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Эта точка сначала останавливается на долгое время на главной последовательности, а затем в области красных гигантов и заканчивает свой путь в области белых карликов. Этапы перехода из одной области в другую проходятся очень быстро.

Следует подчеркнуть несколько важных фактов, относящихся к звёздной эволюции. Прежде всего самые массивные звёзды главной последовательности - это вместе с тем и самые яркие. Они яркие потому, что водород в них «сжигается» в бешеном темпе. Несмотря на большую массу и соответственно огромные запасы горючего, водород в сердцевине таких звёзд истощается очень скоро. Иными словами, самые массивные звёзды и эволюционируют быстрее всего.

Во-вторых, исследование планетарных туманностей и остатков сверхновых наводит нас на мысль, что самые массивные звёзды могут выбрасывать в космос часть своего вещества (но, вероятно, не всё), так что сохраняются лишь «останки» звезды.

Наконец, как обсуждается в следующей главе, астрофизики твердо уверены в существовании чёткого верхнего предела массы белого карлика. Белый карлик должен иметь массу, меньшую 1,25 массы Солнца.

Итак, перед нами встает явно нелегкая задача. Представьте себе массивную звезду типа Ригеля в созвездии Ориона. Звезда этого типа обладает массой в 40 масс Солнца и поэтому эволюционирует очень быстро. Но для того, чтобы стать белым карликом, она должна выбросить в космос почти 39 солнечных масс вещества. Насколько можно судить по тому, что знают астрономы о планетарных туманностях и остатках взрывов сверхновых, это слишком большая доля.

До середины 1960-х годов было общепринятым думать, что даже самые массивные звёзды ухитряются каким-то путём сбросить достаточное количество вещества, чтобы спуститься пониже критического предела масс белых карликов. Но к концу 1960-х годов радиоастрономы сделали ряд замечательных открытий, серьёзно поколебавших эту распространенную точку зрения. Ростки этих сомнений дали плоды: в начале 1970-х годов астрофизики начали всерьёз рассматривать возможность существования самых поразительных объектов, когда-либо пришедших в голову человеку. Речь идет о чёрных дырах.