Вселенная, жизнь, разум - [23]
Мощное ультрафиолетовое излучение звезды — ядра планетарной туманности — будет ионизовать атомы в оболочке, возбуждая их свечение. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеется и останется только небольшая очень горячая плотная звезда. Постепенно, довольно медленно остывая, она превратится в белый карлик.
Таким образом, белые карлики как бы «вызревают» внутри звезд — красных гигантов — и «появляются на свет» после отделения наружных слоев гигантских звезд. В других случаях сбрасывание наружных слоев может происходить не путем образования планетарных туманностей, а путем постепенного истечения атомов. Так или иначе белые карлики, в которых весь водород «выгорел» и ядерные реакции прекратились, по-видимому, представляют собой заключительный этап эволюции большинства звезд. Логическим выводом отсюда является признание генетической связи между самыми поздними этапами эволюции звезд и белыми карликами. Постепенно остывая, они все меньше и меньше излучают, переходя в невидимые «черные» карлики. Это мертвые, холодные звезды очень большой плотности, в миллионы раз плотнее воды. Их размеры меньше размеров земного шара, хотя массы сравнимы с солнечной. Процесс остывания белых карликов длится много сотен миллионов лет. Так кончает свое существование большинство звезд. Однако финал жизни сравнительно массивных звезд может быть значительно более драматическим. Об этом будет идти речь в главе 5.
Мы неоднократно подчеркивали, что скорость эволюции звезд определяется их первоначальной массой. Так как по ряду признаков со времени образования нашей звездной системы — Галактики — прошло около 15–20 млрд. лет, то за это конечное (хотя и огромное) время весь описанный эволюционный путь прошли только те звезды, массы которых превышают некоторую величину. По-видимому, эта «критическая» масса всего лишь на 10–12 % превышает массу Солнца. С другой стороны, как уже подчеркивалось, процесс образования звезд из межзвездной газопылевой среды происходил в нашей Галактике непрерывно. Он происходит и сейчас. Именно поэтому мы наблюдаем горячие массивные звезды в верхней левой части главной последовательности. Но даже звезды, образовавшиеся в самом начале формирования Галактики, если масса их меньше чем 1,2 солнечной, еще не успели сойти с главной последовательности. Заметим, кстати, что темп звездообразования в настоящее время значительно ниже, чем много миллиардов лет назад. Солнце образовалось около 5 млрд. лет назад, когда Галактика уже давно сформировалась и в основных чертах была сходна с «современной». Вот уже по крайней мере 4,5 млрд. лет оно «сидит» на главной последовательности, устойчиво излучая благодаря ядерным реакциям превращения водорода в гелий, протекающим в его центральных областях. Сколько еще времени это будет продолжаться? Расчеты показывают, что наше Солнце станет красным гигантом через 8 млрд. лет. При этом его светимость увеличится в сотни раз, а радиус — в десятки. Эта стадия эволюции нашего светила займет несколько сот миллионов лет. (Удивительно, что такую эволюцию Солнца предсказал Уэллс задолго до возникновения теоретической астрофизики. Его путешественник во времени, как, может быть, помнит читатель, увидел в далеком будущем над пустынным океаном огромное красное Солнце… Правда, Уэллс не учел, что температура Земли при этом была бы очень высокой, порядка 300–500 °C. Ведь светимость такою Солнца — красного гиганта, очень велика… Но, не будем мелочно придираться к великому провидцу…) Наконец, тем или иным способом разбухшее Солнце сбросит свою оболочку и превратится в белый карлик. Вообще говоря, нам, конечно, небезразлична судьба Солнца, так как с нею тесно связано развитие жизни на Земле.
5. Сверхновые звезды, пульсары и черные дыры
В предыдущей главе была набросана картина эволюции «нормальной» звезды от момента ее зарождения в виде сгустка сжимающейся газопылевой туманности до глубокой «старости» — сверхплотного холодного «черного» карлика. Однако не все звезды проходят такой «спокойный» путь развития. Некоторые на заключительном этапе своей эволюции взрываются, вспыхивая могучим космическим фейерверком. В таких случаях говорят о вспышке «сверхновой» звезды. От «сверхновых» звезд следует отличать «обычные» новые звезды. Мощность вспышки у этих звезд в тысячи раз меньше, чем у сверхновых. Вспыхивают новые звезды сравнительно часто (в нашей Галактике — около ста вспышек в год). Для новых звезд характерна повторяемость вспышек. При каждой такой вспышке звезда выбрасывает с большой скоростью 10-3 — 10-5 своей массы. Доказано, что все новые звезды являются очень тесными двойными системами (см. гл. 8). Вспышки новых не приводят к существенному изменению структуры звезд. Напротив, вспышка сверхновой — это радикальное изменение, и даже частичное разрушение структуры звезды.
Пока нам еще не известны катастрофы, по своим масштабам более грандиозные, чем вспышки сверхновых. (В последнее время, по-видимому, обнаружены удивительные объекты — взрывающиеся ядра галактик, явление несравненно более грандиозное, чем вспышка сверхновых (см. гл. 6). За какие-нибудь несколько суток вспыхнувшая звезда увеличивает свою светимость иногда в сотни миллионов раз. Бывает так, что в течение короткого времени одна звезда излучает света больше, чем миллиарды звезд той галактики, в которой произошла вспышка.
