После того как звезда израсходует водород, содержащийся в центральной ее части, внутри звезды происходят крупные перемены. Водород начинает перегорать не в центре, а в оболочке, которая увеличивается в размере, разбухает. В результате размер самой звез ды резко возрастает, а температура ее поверхности падает. Именно этот процесс и рождает красных гигаитов и сверх-гигантов. Оп является частыо той нослсдовательности изменений, которая называется звездной эволюцией и которую проходят все звезды. В конечном итоге все звезды стареют и умирают, но продолжительность каждой отдельной звезды определяется ее массой. Массивные звезды проносятся через свой жизненный цикл, заканчивая его эффектным взрывом.
Звезды более скромных размеров, включая и Солнце, наоборот, в конце жизни сжимаются, превращаясь в белые карлики.
После чего они просто угасают.
В процессе превращеиия из красного гиганта в белый карлик звезда может сбросить свои наружные слои, как легкую оболочку, обнажив при этом ядро. Газовая оболочка ярко светится под действием мощного излучения звезды, температура которой на поверхности может достигать 100 000"С. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями, посколку они часто выглядят как круги типа планетного диска, если пользоваться маленьким телескопом. На самом же деле они, конечно, ничего общего с планетами не имеют!
ЗВЕЗДНЫЕ СКОПЛЕНИЯ
По-видимому, почти все звезды рождаются группами, а не по отдельности. Поэтому нет ничего удивительного в том, что звездные скопления - вещь весьма распространенная. Астрономы любят изучать звездные скопления, потому что им известно, что все звезды, входяшие в скопление, образовались примерно в одно и то же время и приблизительно на одинаковом расстоянии от нас. Любые заметные различия в блеске между такими звездами являются истинными различиями. Какие бы коллосальные изменения ни претерпели эти звезды с течением времени, начинали они все одновременно. Особенно полезно изучение звездных скоплений с точки зрения зависимости их свойств от массы - ведь возраст этих звезд и их расстояние от Земли примерно одинаковы, так что отличаются они друг от друга только своей массой.
Звездные скопления интересны не только для научного изучения - они исключительно красивы как объекты для фотографирования и для наблюдения астрономами-любителями. Есть два типа звеэдных скоплений: открытые и шаровые. Эти названия связаны с их внешним видом. В открытом скоплении каждая звезда видна отдельно, они распределены на некотором участке неба более или менее равномерно. А шаровые скопления, наоборот, представляют собой как бы сферу, столь плотно заполненную звездами, что в ее центре отдельные звезды неразличимы.
Открытые звездные скопления
Наверное, самым знаменитым открытым звездным скоплением являются Плеяды, или Семь сестер, в созвездии Тельца. Несмотря на такое название, большинство людей может разглядеть без помощи телескопа лишь шесть звезд. Общее количество звезд в этом скоплении - где-то между 300 и 500, и все они находятся на участке размером в 30 световых лет в поперечнике и на расстоянии 400 световых лет от нас.
Возраст этого скопления - всего 50 миллионов лет, что по астрономическим стандартам совсем немного, и содержит оно очень массивные светящиеся звезды, которые не успели еще превратиться в гиганты. Плеяды - это типичное открытое звездное скопление; обычно в такое скопление входит от нескольких сотен до нескольких тысяч звезд.
Среди открытых звездных скоплений гораздо больше молодых, чем старых, а самые старые едва ли насчитывают более 100 миллионов лет. Считается, что скорость, с которой они образуются, с течением времени не меняется.
Дело в Том, что в более старых скоплениях звезды постепенно отдаляются друг от друга, пока не смешаются с основным множеством звезд - тех самых, тысячи которых предстают перед нами в ночном небе. Хотя тяготение до некоторой степени удерживает открытые скопления вместе, они все же довольно непрочны, и тяготение другого объекта, например большого межзвездного облака, может их разорвать.
Некоторые звездные группы на столько слабо удерживаются вместе, что их называют не скоплениями, а звездными ассоциациями. Они существуют не очень долго и обычно состоят из очень молодых звезд вблизи межзвездных облаков, из которых они возникли. В звездную ассоциацию входит от 10 до 100 звезд, разбросанных в области размером в несколько сотен световых лет.
Облака, в которых образуются звезды, сконцеитрированы в диске нашей Галактики, и именно там обнаруживают открытые звездные скопления. Если учесть, как много облаков содержится в Млечном Пути и какое огромное количество пыли находится в межзвездном пространстве, то станет очевидным, что те 1200 открытых звездных скоплений, о которых мы знаем, должны составлять лишь ничтожную часть всего их числа в Галактике. Возможно, их общее количество достигает 100 000.
Шаровые звездные скопления
В противоположность открытым, шаровые скопления представляют собой сферы, плотно заполненные звездами, которых там насчитываются сотни тысяч и даже миллионы. Звезды в этих скоплениях расположены так густо, что, если бы наше Солнце принадлежало к какому-нибудь шаровому скоплению, мы могли бы видеть в ночном небе невооруженным глазом более миллиона отдельных звезд. Размер типичного шарового скопления - от 20 до 400 световых лет.
В плотно набитых центрах этих скоплений звезды находятся в такой близости одна к другой, что взаимное тяготение связывает их друг с другом, образуя компактные двойные звезды.
Иногда происходит даже полное слияние звезд; при тесном сближении наружные слои звезды могут разрушиться, выставляя на прямое обозрение центральное ядро. В шаровых скоплениях двойные звезды встречаются в 100 раз чаще, чем где-либо еще. Некоторые из этих двойняшек являются источниками рентгеновского излучения.
Вокруг нашей Галактики мы знаем около 200 шаровых звездных скоплений, которые распределены по всему огромному шарообразному гало, заключающему в себе Галактику. Все эти скопления очень стары, и возникли они более или менее в то же время, что и сама Галактика: от 10 до 15 миллиардов лет назад. Похоже на то, что скопления образовались, когда части облака, из которого была создана Галактика, разделились на более мелкие фрагменты. Шаровые скопления не расходятся, потому что звезды в них сидят очень тесно, и их мощные взаимные силы тяготения связывают скопление в плотное единое целое.
Шаровые звездные скопления наблюдаются не только вокруг нашей Галактики, но и вокруг других галактик любого сорта. Самое яркое шаровое скопление, легко видимое невооруженным глазом, это Омега Кентавра в южном созвездии Кентавр. Оно находится на расстоянии 16 500 световых лет от Солнца и является самым обширным из всех известных скоплений:
его диаметр - 620 световых лет. Самым ярким шаровым скоплением северного полушария является М13 в Геркулесе, его с трудом, но все же можно различить невооруженным глазом.
В 1596 г. голландский наблюдатель звезд, любитель, по имени Давид Фабрициус (1564-1617), обнаружил довольно яркую звезду в созвездии Кита; звезда эта постепенно стала тускнеть и через несколько недель вообще исчезла из виду. Фабрициус был первым, кто описал наблюдение переменной звезды.
Эта звезда получила название Мира - чудесная. За период времени в 332 дня Мира изменяет свой блеск от приблизительно 2-й звездной величины (на уровне Полярной звезды) до 10-й звездной величины, когда она становится гораздо более слабой, чем необходимо для наблюдения невооруженным глазом. В наши дни известны многие тысячи переменных звезд, хотя большинство из них меняет свой блеск не столь драматично, как Мира.
Существуют различные причины, по которым звезды меняют свой блеск. Причем блеск иногда изменяется на много световых величин, а иногда так незначительно, что это изменение можно обнаружить лишь с помощью очень чувствительных приборов. Некоторые звезды меняются регулярным.
Другие - неожиданно гаснут или внезапно вспыхивают. Перемены могут происходить циклично, с периодом в несколько лет, а могут случаться в считанные секунды. Чтобы понять, почему та или иная звезда является переменной, необходимо сначала точно проследить, каким образом она меняется. График изменения звездной величины переменной звезды называется кривой блеска, Чтобы начертить кривую блеска, измерения блеска следует проводить регулярно. Для точного измерения звездных величин профессиональные астрономы используют прибор, называемый фотометром, многочисленные наблюдения переменных звезд производятся астрономами-любителями. С помощыо специально подготовленной карты и после некоторой практики не так уж сложно судить о звездной величине перемеиной звезды прямо на глаз, если сравнивать ее с постоянными звездами, расположенными рядом.
Графики блеска переменных звеэд показывают, что некоторые звезды мсняются регулярным (правильным) образом - участок их графика на отрезке времеии определенной длины (периоде) повторяется снова и снова. Другие же звезды меняются совершенно непредсказуемо. Кпиравильным переменным звездам относят пульсирующие звезды и двойные звезды. Количество света меняется оттого, что звезды пульсируют или выбрасывают облака вещества. Но есть другая группа переменных звезд, которые являются двойными (бинарными). Когда мы видим изменение блеска бинарных звезд, это означает, что произошло одно из нескольких возможпых явлений. Обе звезды могут оказаться на линии нашего зрения, так как, двигаясь по своим орбитам, они могут проходить прямо одна перед другой. Подобные системы называются затменно-двойными звездами. Самый знаменитый пример такого рода - звезда Алголь в созвездии Персея. В тесно расположенной паре материал может устремляться с одной звезды на другую, нередко вызывая драматические последствия.