Антон Первушин - Космос. Прошлое, настоящее, будущее

Термин «сверхгигант» астрономы ввели еще до того, как была создана последовательная астрофизическая теория эволюции звезд. В середине ХХ века астрономы называли сверхгигантами просто звезды наибольшей светимости. Поэтому указание на то, что данная звезда – сверхгигант, не всегда прямо связано с ее эволюционным статусом. Так что следует различать голубые и красные сверхгиганты. Голубые (горячие) сверхгиганты – это молодые звезды главной последовательности; к ним относится, например, Регул в созвездии Лев. Красные («холодные») сверхгиганты – напротив, старые, сильно проэволюционировавшие звезды, располагающиеся на ветви сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга – Рассела; к ним относится, например, Бетельгейзе в созвездии Орион. Радиусы старых сверхгигантов составляют от 100 до 1000 R ⊙.

Поскольку на стадии гиганта звезда ярко светит, интенсивно сжигая свое «топливо», этот период в жизни звезды длится недолго, поэтому звезды такие встречаются нечасто. Но при массовом изучении звезд выяснилось, что еще значительно реже встречаются звезды экстремально высокой светимости, превосходящие своей светимостью Солнце в сотни тысяч раз. Прежде такие звезды называли «сверхсверхгигантами», но теперь за ними укрепилось название «гипергиганты». На диаграмме Герцшпрунга – Рассела их последовательность располагается на самом верху, выше последовательности сверхгигантов. В нашей Галактике известно не более дюжины таких объектов, хотя обнаруживаются они на очень больших расстояниях. Примеры гипергигантов: Р Лебедя (P Cyg), r Кассиопеи (ρ Cas), Cyg OB2-12, 6 Cas. По своим свойствам они близки к ярким голубым переменным звездам типа S Золотой Рыбы (S Dor), расположенной в соседней галактике Большое Магелланово Облако.

Гипергиганты – наиболее массивные среди звезд: их массы превышают 25–30 M ⊙и доходят до 100–150 M ⊙. При массах более 100 M ⊙давление выходящего из недр излучения столь велико, что это приводит к крупномасштабным колебаниям атмосферы, чрезмерной потере массы и формированию обширных околозвездных оболочек. Для этих звезд характерна переменность блеска и очень интенсивный звездный ветер. Например, у звезды 6 Cas при скорости ветра около 200 км/с поток газа достигает 10 -6 M ⊙/год. А у звезды IRC+10420 скорость ветра 50 км/с при потоке 5∙10 -4 M ⊙/год. Столь плотный и непрозрачный звездный ветер может приводить к появлению холодной «псевдофотосферы»; при этом довольно горячая звезда может выглядеть как красный сверхгигант с весьма холодной поверхностью. Такие звезды в шутку называют «самозванцами диаграммы Герцшпрунга – Рассела». Их оптическая переменность, вероятно, в основном вызвана неоднородностью звездного ветра. В случае особо сильного потока вещества звезда окружает себя почти неподвижной и непрозрачной газово-пылевой оболочкой, как у звезды h Киля (h Car).

Полное время жизни столь массивных звезд не превышает 3–5 млн лет. Те звезды, которые мы видим на стадии гипергиганта, уже покинули главную последовательность; до конца эволюции им остается порядка 10 5лет, а затем они должны взорваться как сверхновые. Согласно теории, после этого от них остается только черная дыра. Впрочем, нужно признать, что заключительные этапы эволюции звезд до сих пор представляют проблему для теоретической астрофизики. Именно этим исследованиям сегодня посвящены усилия многих ученых.

Относительно спокойная стадия термоядерной эволюции звезды не может длиться вечно: энергия выделяется, пока водород превращается в гелий, гелий – в углерод, затем в азот, кислород… Но когда состав вещества в ядре звезды приближается к группе железа, выделение энергии прекращается. Можно сказать, что железо – это «зола» термоядерного «горения». С этого момента источником энергии звезды вновь становится ее гравитационное сжатие. Но старая звезда неоднородна: внутри у нее плотное ядро из тяжелых химических элементов (гелий, …кислород, …железо), а снаружи в основном легкий водород. Поэтому ядро сжимается быстро, при этом нагревается само и нагревает оболочку, которая от этого расширяется и частично покидает звезду.

Судьба сжимающегося звездного ядра зависит от его массы. Если масса не более полутора солнечных, то сжатие остановится на стадии белого карлика, когда взаимное отталкивание электронов, связанное с их квантовой природой, уравновесит силу гравитации. Размер белого карлика при этом окажется близок к размеру Земли. Отметим, что взаимное отталкивание электронов в плотном веществе белого карлика обусловлено отнюдь не их отрицательным электрическим зарядом (который уравновешивается положительным зарядом протонов), а квантово-механическим эффектом «вырождения» электронного газа, который при большой плотности начинает сопротивляться сжатию в силу принципа запрета Паули. Этот принцип обычно формулируют так: в пределах одной квантовой системы, в данном квантовом состоянии, может находиться только один фермион (т. е. частица с полуцелым спином), а состояние другого фермиона должно отличаться хотя бы одним квантовым числом (например, положением в пространстве или импульсом). Электроны – это фермионы, поэтому чем ближе частицы друг к другу, тем активнее они движутся, увеличивая давление вещества.