В 1963 году были обнаружены загадочные квазизвездные объекты (квазары), представляющие собой чрезвычайно компактные образования, размером со звезду, но излучающие, как целая галактика. В их спектре на сплошном фоне излучения видны яркие линии, сильно смещенные в красную сторону, что говорит о том, что квазары удаляются от нас с огромной скоростью (и расположены очень далеко от нашей галактики).
Однако, самым распространенным объектом во Вселенной являются звезды. Как ни странно, мы знаем о звездах больше, чем о Солнечной системе. Но она ведь у нас под рукой одна, а звезд - очень много. Сопоставляя данные для различных звезд, можно получить общие закономерности и проверить их выполнение на примерах других звезд.
Сначала формируется протозвезда. Частицы гигантского движущегося газопылевого облака в некоторой области пространства притягиваются между собой за счет гравитационных сил. Происходит это очень медленно, ведь силы, пропорциональные массам входящих в облако атомов (в основном атомов водорода) и пылинок, чрезвычайно малы. Однако постепенно частицы сближаются, плотность облака нарастает, оно становится непрозрачным, образующийся сферический "ком" начинает понемногу вращаться, растет и сила притяжения, ведь теперь масса "кома" велика. Все больше и больше частиц захватывается, все больше плотность вещества. Внешние слои давят на внутренние, давление в глубине растет, а, значит, растет и температура. (Именно так обстоит дело с газами, которые были подробно изучены на Земле). Наконец, температура становится такой большой - несколько миллионов градусов, - что в ядре этого образующегося тела создаются условия для протекания ядерной реакции синтеза: водород начинает превращается в гелий. Об этом можно узнать, регистрируя потоки нейтрино - элементарных частиц, выделяющихся при такой реакции. Реакция сопровождается мощным потоком электромагнитного излучения, которое давит (силой светового давления, впервые измеренной в Земной лаборатории П.Лебедевым) на внешние слои вещества, противодействуя гравитационному сжатию. Наконец, сжатие прекращается, поскольку давления уравновешиваются, и протозвезда становится звездой. Чтобы пройти эту стадию своей эволюции протозвезде нужно несколько миллионов лет, если ее масса больше солнечной, и несколько сот миллионов лет, если ее масса меньше солнечной. Звезд, массы которых меньше солнечной в 10 раз, очень мало.
Масса является одной из важных характеристик звезд. Любопытно отметить, что довольно распространены двойные звезды - образующиеся вблизи друг друга и вращающиеся вокруг общего центра. Их насчитывается от 30 до 50 процентов от общего числа звезд. Возникновение двойных, вероятно, связано с распределением момента количества движения исходного облака. Если у такой пары образуется планетная система, то движение планет может быть довольно замысловатым, а условия на их поверхностях будут сильно изменяться в зависимости от расположения планеты на орбите по отношению к светилам. Весьма возможно, что стационарных орбит, вроде тех, что могут существовать в планетных системах одинарных звезд (и существуют в Солнечной системе), не окажется совсем. Обычные, одинарные звезды в процессе своего образования начинают вращаться вокруг своей оси.
Другой важной характеристикой является радиус звезды. Существуют звезды - белые карлики, радиус которых не превышает радиуса Земли, существуют и такие - красные гиганты, радиус которых достигает радиуса орбиты Марса. Химический состав звезд по спектроскопическим данным в среднем такой: на 10000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, остальных элементов еще меньше. Из-за высоких температур атомы ионизируются, так что вещество звезды является в основном водородно-гелиевой плазмой - в целом электрически нейтральной смесью ионов и электронов. В зависимости от массы и химического состава исходного облака образовавшаяся звезда попадает на тот или иной участок так называемой главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела. Последняя представляет собой координатную плоскость, на вертикальной оси которой откладывается светимость звезды (т.е. количество энергии, излучаемой ей в единицу времени), а на горизонтальной - ее спектральный класс (характеризующий цвет звезды, который в свою очередь зависит от температуры ее поверхности. При этом "синие" звезды более горячие, чем "красные", а наше "желтое" Солнце имеет промежуточную температуру поверхности порядка 6000 градусов). Традиционно спектральные классы от горячих к холодным обозначаются буквами O,B,A,F,G,K,M (последовательность легко запомнить с помощью мнемонического правила "O, Be A Fine Girl, Kiss Me"), при этом каждый класс делится на десять подклассов. Так, наше Солнце имеет спектральный класс G2. На диаграмме видно, что большинство звезд располагается вдоль плавной кривой, идущей из левого верхнего угла в правый нижний. Это и есть главная последовательность. Наше Солнце также находится на ней. По мере "выгорания" водорода в центре звезды ее масса немного меняется и звезда немного смещается вправо вдоль главной последовательности. Звезды с массами порядка солнечной находятся на главной последовательности 10-15 млрд. лет (наше Солнце находится на ней уже около 4,5 млрд. лет). Постепенно энергии в центре звезды выделяется все меньше, давление падает, ядро сжимается, и температура в нем возрастает. Ядерные реакции протекают теперь только в тонком слое на границе ядра внутри звезды. В результате звезда в целом начинает "разбухать", а ее светимость увеличиваться. Звезда сходит с главной последовательности и перебирается в правый верхний угол диагрaммы Герцшпрунга-Рессела, превращаясь в так называемый "красный гигант". После того, как температура сжимающегося (теперь уже гелиевого) ядра красного гиганта достигнет 100-150 млн. градусов, начинается новая ядерная реакция синтеза - превращение гелия в углерод. Когда и эта реакция исчерпает себя, происходит сброс оболочки - существенная часть массы звезды превращается в планетарную туманность. Горячие внутренние слои звезды оказываются "снаружи", и их излучение "раздувает" отделившуюся оболочку. Через несколько десятков тысяч лет оболочка рассеивается, и остается небольшая очень горячая плотная звезда. Медленно остывая, она переходит в левый нижний угол диаграммы и превращается в "белый карлик". Белые карлики, по-видимому, представляют собой заключительный этап нормальной эволюции большинства звезд.
4.1. Аномальное развитие звезд
Но встречаются и аномалии. Некоторые звезды время от времени вспыхивают, превращаясь в новые звезды. При этом они каждый раз теряют порядка сотой доли процента своей массы. Из хорошо известных звезд можно упомянуть новую в созвездии Лебедя, вспыхнувшую в августе 1975 года и пробывшую на небосводе несколько лет. Но иногда случаются и вспышки сверхновых - катастрофические события, ведущие к полному разрушению звезды, при которых за короткое время излучается энергии больше, чем от миллиардов звезд той галактики, к которой принадлежит сверхновая. Такое событие зафиксировано в китайских хрониках 1054 года: на небосводе появилась такая яркая звезда, что ее можно было видеть даже днем. Результат этого события известен нам теперь как Крабовидная туманность, "медленное" распространение которой по небу мы наблюдаем в последние 300 лет. Скорость разлета ее газов в результате взрыва составляет порядка 1500 м/с, но она находится очень далеко. Сопоставляя скорость разлета с видимым размером Крабовидной туманности, мы можем рассчитать время, когда она была точечным объектом, и найти его место на небосклоне - эти время и место соответствуют времени и месту появления звезды, упомянутой в хрониках.
Если масса звезды, оставшейся после сброса оболочки "красным гигантом" превосходит солнечную в 1,2-2,5 раза, то, как показывают расчеты, устойчивый "белый карлик" образоваться не может. Звезда начинает сжиматься, и ее радиус достигает ничтожных размеров в 10 км, а плотность вещества такой звезды превышает плотность атомного ядра. Предполагается, что такая звезда состоит из плотно упакованных нейтронов, поэтому она так и называется - нейтронная звезда. Согласно этой теоретической модели у нейтронной звезды имеется сильное магнитное поле, а сама она вращается с огромной скоростью - несколько десятков или сотен оборотов в секунду. И только обнаруженные (именно в Крабовидной туманности) в 1967 году пульсары - точечные источники импульсного радиоизлучения высокой стабильности - обладают как раз такими свойствами, каких следовало ожидать от нейтронных звезд. Наблюдаемое явление подтвердило концепцию.
Если же оставшаяся масса еще больше, то гравитационное сжатие неудержимо сжимает вещество и дальше. Вступает в действие одно из предсказаний общей теории относительности, согласно которому вещество сожмется в точку. Это явление называется гравитационным коллапсом, а его результат - "черной дырой". Это название связано с тем, что гравитационная масса такого объекта настолько велика, силы притяжения настолько значительны, что не только какое-либо вещественное тело не может покинуть окрестность черной дыры, но даже свет - электромагнитный сигнал - не может ни отразиться, ни выйти "наружу". Таким образом, непосредственно наблюдать черную дыру невозможно, можно лишь догадаться о ее существовании по косвенным эффектам. Двигаясь в пространстве по направлению к черной дыре (о которой мы пока ничего не знаем), можно обнаружить, что рисунок созвездий, расположенных прямо по курсу начинает меняться. Это связано с тем, что свет, идущий от звезд и проходящий неподалеку от черной дыры, отклоняется ее тяготением. По мере приближения к дыре возникнет пустая область, окруженная светящимися точками-звездами, в том числе и такими, которых раньше не наблюдалось. Свет от некоторых звезд может, проходя мимо дыры, поворачивать вокруг нее, а затем попадать в приемные устройства наблюдателя. Таким образом, одна звезда может давать несколько изображений в разных местах. Все это, конечно, противоречит как нашему жизненному опыту, так и классическим представлениям, согласно которым свет распространяется прямолинейно. Однако в пользу существования черных дыр говорит целый ряд косвенных астрономических наблюдений, а отклонение света под действием гравитационного притяжения регистрируется уже при прохождении луча мимо такого "нормального" объекта, как Солнце.