Андрей Мурачёв - Загадки космоса. Планеты и экзопланеты

Все звезды разные, они отличаются друг от друга размером, температурой и светимостью. В начале XX века двое ученых, Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел, практически одновременно предложили способ систематизировать все это разнообразие. То, что они представили научному обществу, с тех пор называется «диаграмма Герцшпрунга – Рассела» (см рис. 3). По оси абсцисс ( x ) на этой диаграмме отложена температура видимой поверхности звезды, а по оси ординат ( y ) – светимость (количество энергии, излучаемое звездой за одну секунду). Каждой звезде во Вселенной соответствует свое место на этой диаграмме. Герцшпрунг и Рассел заметили, что если нанести известные им звезды на диаграмму, то они не заполнят ее пространство равномерно, а локализуются в трех областях. Вдоль диагонали лежат звезды так называемой главной последовательности: от горячих и ярких голубых гигантов в верхнем левом углу до тусклых и холодных красных карликов [4] Цвет звезды зависит от ее температуры. Самые горячие звезды светят преимущественно в бело-голубых тонах, а самые холодные – в красных. . В верхнем правом углу сгруппировались красные гиганты и сверхгиганты, а в левом нижнем – белые карлики.

Рисунок 3. Диаграмма Герцшпрунга – Рассела

Диаграмма Герцшпрунга – Рассела интересна также тем, что позволяет увидеть основные этапы жизни звезды. Как только звезда образуется, она попадает на главную последовательность, в место, определяемое ее массой (чем больше масса звезды, тем она ярче). На главной последовательности она находится бо́льшую часть своей активной жизни. Например, наше Солнце – типичная звезда главной последовательности, половина жизни которой уже прошла. Постепенно, когда у звезд заканчивается водород, им становится труднее генерировать энергию, гравитационная энергия превращается в тепловую, запускаются реакции синтеза гелия. В течение этого времени звезды сходят с главной последовательности, раздуваются и краснеют, превращаясь в красных гигантов или красных сверхгигантов. Постепенно весь доступный внутри звезды гелий заканчивается, и начинаются реакции синтеза углерода. Дальнейшая судьба звезд зависит от их массы.

Одним звездам, массой до 8–10 масс Солнца, уготовано долгое и безмятежное угасание. Температура в центре таких звезд не сможет повыситься настолько, чтобы запустились реакции горения углерода и синтеза более тяжелых элементов. Гравитация постепенно побеждает, и звезда медленно сжимается в размерах до тех пор, пока не становится белым карликом – объектом, радиус которого не превышает несколько радиусов Земли. В нем уже не идут ядерные реакции, и его светимость в десятки тысяч раз меньше светимости Солнца. На диаграмме Герцшпрунга – Рассела белые карлики локализованы в нижнем левом углу.

Конец жизни других звезд, с большими массами, грандиозен. В их недрах вслед за синтезом углерода начинаются реакции синтеза более тяжелых элементов, что продолжается вплоть до образования железа, но дальше реакции ядерного нуклеосинтеза внутри звезды идти не могут – это принципиальный момент, и никакие температуры не способны это изменить. Когда образуется железное ядро, давление и температура внутри него начинают расти и достигают таких значений, что протоны и электроны сливаются вместе, превращаясь в нейтроны. В этот момент, длящийся считанные секунды, гравитация побеждает окончательно. Нейтронное ядро коллапсирует, а вслед за ним сами на себя обрушиваются и верхние слои звезды. Удар получается настолько сильным, что после этого слои отскакивают обратно в космос. Высвобождается огромное количество энергии. На короткое время светимость звезды становится сравнимой со светимостью всех звезд Галактики. Этот взрыв называется «сверхновая звезда». После вспышки сверхновой звезды на ее месте образуется нейтронная звезда (как видно из названия, звезда эта состоит в основном из нейтронов) – ее типичный диаметр всего полтора десятка километров.

При взрывах сверхновых происходит и еще кое-что очень важное – вместе с гигантским количеством энергии в пространство выбрасываются неиспользованный водород с внешних оболочек звезд и образовавшиеся в процессе термоядерного синтеза химические элементы. Более того, во время этого взрыва образуются самые тяжелые химические элементы – те, которые имеют бо́льшую атомную массу, чем у железа, и образование которых в недрах звезд невозможно. Взрывы сверхновых формируют красивые туманности, и из их вещества могут рождаться звезды следующего поколения со своими планетными системами. Солнце – звезда третьего поколения, и это означает, что материал, из которого оно состоит, побывал в ядерных топках двух звезд.