Коллектив авторов - Космос. От Солнца до границ неизвестного

Голубые звезды главной последовательности немногочисленны – их количество не превышает 0,1 %. Малочисленность этих массивных звезд объясняется двумя причинами: во-первых, они образуются сравнительно редко, и во-вторых, живут недолго, потому что сжигают свое водородное топливо с бешеной скоростью. В центрах самых массивных звезд водород заканчивается уже через несколько миллионов лет после их рождения. Многие такие звезды видны невооруженным глазом – они отличаются огромной светимостью, и их можно увидеть с больших расстояний. По сути дела, почти все звезды, которые мы видим на небе без помощи оптических приспособлений, светят ярче Солнца.

Напротив, менее массивных звезд гораздо больше, но их трудно увидеть. Наиболее распространенные звезды главной последовательности – красные карлики, которые располагаются в правом нижнем углу диаграммы Г—Р. Красные карлики сжигают свое топливо так медленно, что некоторые из них остаются на главной последовательности в течение тысяч миллиардов лет – это и есть одна из причин их многочисленности. Красных карликов больше, чем всех остальных звезд, вместе взятых: их численность составляет 75 % от общего числа звезд в нашей Галактике. Но из-за малой светимости ни один красный карлик не виден на небе невооруженным глазом.

Если масса звезды еще меньше, чем у красного карлика, такая звезда никогда не разогреется до температуры, необходимой для поддержания синтеза водорода, и поэтому она никогда не выйдет на главную последовательность. Такие звезды – промежуточная стадия между звездой и планетой – называются коричневыми карликами.

Когда весь водород в центре звезды главной последовательности будет израсходован, начнется горение водорода в слое вокруг ядра, а затем – горение гелия в ядре. Ядро сжимается, в то время как остальная часть звезды расширяется и охлаждается. Звезда покидает главную последовательность и становится гигантом или сверхгигантом.

Большинство гигантов и сверхгигантов – звезды с небольшой температурой; они располагаются на диаграмме Г—Р вверху справа. Цвет некоторых из них голубой или белый, например сверхгигант Ригель – голубой, сверхгигант Денеб – белый.

Как правило, эволюция самых горячих и голубых звезд главной последовательности приводит к сверхгигантам, тогда как менее массивные звезды главной последовательности превращаются в гигантов.

Огромные гиганты и сверхгиганты излучают много света. Когда наше Солнце станет гигантом, оно будет светить в 100 раз ярче, чем сейчас. Но стадия гиганта или сверхгиганта в жизни звезды не длится долго, и поэтому таких звезд по сравнению с другими мы видим сравнительно мало. Сверхгиганты начинают быстро расходовать доступные виды топлива – сначала гелий, а затем углерод, неон, кислород, кремний и серу; последние два из этих элементов в конце концов преобразуются в железо. Во время каждой последующей стадии выделяется все меньше энергии, и ее просто не хватает для реакций нуклеосинтеза железа в более тяжелые элементы [8] Ядра элементов тяжелее железа, вероятно, могут синтезироваться в небольшом количестве путем захвата нейтронов в предсверхновых звездах и при взрывах сверхновых – но это совсем другая история. . Исчерпав внутренние источники тепла, ядро коллапсирует с образованием нейтронной звездыили черной дыры(см. главу 6). Происходит мощный взрыв, выделяется огромное количество энергии, внешние слои звезды разрушаются и с огромной скоростью выбрасываются в космос – звезда превращается в сверхновую.

Немногие звезды проходят через это тяжелое испытание, потому что большинство рождаются с массами меньше восьми масс Солнца. Судьба менее массивной звезды протекает по-другому: она становится красным гигантом и выбрасывает свою внешнюю атмосферу в окружающее пространство, обнажая горячее ядро – слишком маленькое, чтобы звезда могла коллапсировать в нейтронную звезду. Излучение этого ядра заставляет выброшенную оболочку светиться. Астрономы называют такие светящиеся оболочки планетарными туманностями, но не потому что они имеют какое-то отношение к планетам, а потому, что через небольшой телескоп они могут выглядеть как планеты.

Примерно в 120 году до нашей эры Гиппарх разделил все звезды на шесть групп в зависимости от их блеска: от первой величины (самые яркие звезды при наблюдении с Земли) до шестой величины (самые слабые). Классификация Гиппарха пережила уточнение в середине XIX века: для обозначения блеска звезд разработали логарифмическую шкалу яркости таким образом, что одна звездная величина соответствует падению яркости в 2,5 раза. Звезда первой величины ярче звезды второй величины в 2,5 раза. Большинство ярких звезд, которые мы видим на небе, – первой звездной величины. Самые слабые звезды, которые мы можем увидеть невооруженным глазом, – шестой.