§31.  ПРОИСХОЖДЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ГАЛАКТИК И ЗВЕЗД

1. Введение. Небесные тела находятся в непрерывном движении и изменении. Десятки тысяч лет назад небо Земли украшали фигуры других созвездий, миллиарды лет назад вообще еще не было Земли, Луны, планет, Солнца, многих звезд и галактик. Когда и как именно они про­изошли, наука стремится выяснить, изучая небесные тела и их системы. Раздел астрономии, занимающийся проблемами происхождения и эволюции небесных тел, называется  космогонией.

Современные научные космогонические гипотезы — ре­зультат физического, математического и философского обоб­щения многочисленных наблюдательных данных. В космого­нических гипотезах, присущих данной эпохе, в значитель­ной мере находит свое отражение общий уровень развития естествознания. Дальнейшее развитие науки, обязательно включающее в себя астрономические наблюдения, подтверж­дает или опровергает эти гипотезы. Подтверждаются те гипотезы, которые не только могут объяснить известные из наблюдений факты, но и предсказать новые открытия.

2. Возраст галактик и звезд. Возраст Метагалактики оценивается 1,5 • 1010 лет. По-видимому, близок к нему и возраст галактик, которые сформировались на одной из на­чальных стадий расширения Метагалактики. Каждая звезда тоже образовалась в какой-то определенный момент вре­мени. От него и отсчитывается ее возраст. Звезды образова­лись не одновременно, а следовательно, должны встречаться «старые» и  «молодые»  звезды.

Возраст звезд определяется различными методами. Есте­ственно предположить,  что  звезды,  входящие в скопление, возникли одновременно и  имеют одинаковый  возраст. Поэтому один из  методов определения возраста звезд основан на определении возраста звездных скоплений.

Самые «старые» звезды должны входить в длительно су­ществующие скопления. Это шаровые скопления, возраст которых   порядка 1010 лет.  В шаровых скоплениях много красных и желтых звезд. (Их возраст достигает нескольких миллиардов лет.) Рассеянные скопления «моложе». Возраст белых и голубых сверхгигантов, которые есть в этих скоп­лениях, — порядка нескольких миллионов лет. Эти самые общие соображения подтверждаются данными спектральных наблюдений. В частности, в составе звезд, входящих в ша­ровые скопления, во много раз меньше элементов тяжелее гелия, чем, например, у Солнца. Теория эволюции звезд объясняет указанное явление тем, что «старые» звезды обра­зовались из вещества, не содержащего тяжелых элементов (такие элементы просто еще не существовали, когда форми­ровались самые "старые" звезды!).

3. Происхождение и эволюция звезд. Звезды возникали в ходе эволюции галактик. Большинство астрономов счи­тают, что это происходило в результате сгущения (конден­сации) облаков диффузной материи, которые постепенно формировались внутри галактик. Одна из исходных предпо­сылок такой гипотезы состоит в том, что, как показывают наблюдения, «молодые» звезды всегда тесно связаны с газом и пылью. Эти звезды и диффузная материя концентриру­ются в спиральных ветвях галактик. Местами наиболее ин­тенсивного звездообразования считаются массы холодного межзвездного вещества, которые называются газово-пылевыми комплексами. Наиболее изученный газово-пылевой комплекс нашей Галактики находится в созвездии Ориона, он включает в себя туманность в Орионе, более плотные газово-пылевые облака и другие объекты.

Представим себе холодное газово-пылевое облако. Силы тяготения сжимают его, оно принимает шарообразную форму. При сжатии будут возрастать плотность и темпера­тура облака. Возникнет будущая, рождающаяся звезда (протозвезда). Температура ее поверхности пока еще мала, но протозвезда уже излучает в инфракрасном диапа­зоне, а поэтому рождающиеся звезды можно попытаться об­наружить среди довольно многочисленных источников ин­фракрасного излучения. Поиски протозвезд (и протогалактик!) сейчас успешно ведутся на многих обсерваториях.

Одно из основных отличий протозвезды от звезды заклю­чается в том, что в протозвезде еще не происходят термо­ядерные реакции, т. е. в ней нет еще основного источника энергии обычных звезд. Термоядерные реакции начинаются, когда в процессе сжатия протозвезды температура в ее нед­рах станет порядка 107 К. С этого времени стадия сжатия звезды прекращается: сила внутреннего давления газа те­перь уже может уравновесить силу тяготения внешних час­тей звезды.

Стадия сжатия звезд, массы которых значительно больше массы Солнца,  продолжается всего лишь сотни тысяч лет, а звезды, массы которых меньше солнечной, сжи­маются сотни миллионов лет. Чем больше масса звезды, тем при большей температуре достигается равновесие. Поэтому, как вы знаете, у массивных звезд самые большие светимо­сти.

Стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопро­вождающаяся постепенным   «выгоранием» водорода. В ста­ционарной стадии звезда проводит большую часть своей жизни. Именно в этой стадии эволюции находятся звезды, которые располагаются на главной последовательности диа­граммы «спектр — светимость». Таких звезд, как мы знаем, больше всего. Время пребывания звезды на главной последо­вательности пропорционально массе звезды, так как от этого зависит запас ядерного горючего, и обратно пропорцио­нально светимости, которая определяет темп расхода ядер­ного  горючего. А поскольку светимость звезды пропорцио­нальна примерно четвертой степени  ее  массы, то массивные звезды,  массы  которых в несколько раз больше массы  Солнца, эволюционируют быстрее. Они находятся в стационарной стадии только несколько миллионов лет,   а звезды, подобные Солнцу, — миллиарды лет.

Когда  весь  водород  в  центральной  области  звезды  пре­вратится в  гелий,  внутри звезды образуется гелиевое ядро. Теперь уже водород будет превращаться в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру.  Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно будет постепенно сжиматься и при этом еще более разо­греваться. Когда температура внутри  звезды превысит l,5•107 K, гелий начнет превращаться в углерод (с последу­ющим образованием все более тяжелых химических элемен­тов). Как показывают расчеты, светимость и размеры звезд будут  возрастать. В результате  обычная  звезда  постепенно превратится в красного гиганта или сверхгиганта. Такие звезды, как вы знаете, занимают особое положение на диа­грамме  «спектр — светимость». Многие звезды, по-видимому, не сразу становятся стационарными гигантами, а некоторое время  пульсируют,  как бы  проходя в своем раз­витии стадию цефеид.

Заключительный этап жизни звезды, как и вся ее эво­люция, решающим образом зависит от массы звезды. Внеш­ние слои звезд, подобных нашему Солнцу (но с массами, не большими 1,2 массы Солнца), постепенно расширяются и в конце концов совсем покидают ядро звезды. На месте ги­ганта остается маленький и горячий белый карлик. Белых карликов в мире звезд много. Это значит, что, по-види­мому, многие звезды превращаются в белых карликов, кото­рые затем постепенно остывают, становясь «потухшими звез­дами».

Иная судьба у более массивных звезд. Если масса звезды примерно вдвое превышает массу Солнца, то такие звезды на последних этапах своей эволюции теряют устойчивость. В ча­стности, они могут взорваться как сверхновые, обогащая меж­звездную среду тяжелыми химическими элементами (кото­рые образовались внутри звезды и во время ее взрыва), а за­тем катастрофически сжаться до размеров шаров радиусом в несколько километров, т. е. превратиться в нейтронные звез­ды.

Внутри звезд в ходе термоядерных реакций может обра­зоваться до 30 химических элементов, а во время взрыва сверх­новых — остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды об­разуются звезды следующих поколений. Вот почему о возрас­те звезд можно судить по их химическому составу, определя­емому методом спектрального анализа.

Рис. 106. Тесная двойная система звезд. Возможно, что так происходит образование газового диска вокруг черной дыры.

А какова судьба звезды, масса которой более чем вдвое превышаетмассу Солнца? Такая звезда, потеряв равновесие и начав сжиматься, либо превратится в нейтронную звезду, либо вообще не сможет достигнуть устойчивого со­стояния.  В процессе неограниченного сжатия (коллапса) она, вероятно, способна превратиться в удивительный объект — черную дыру. Такое странное название связано с тем, что могучее поле тяготения сжавшейся звезды не вы­пускает за ее пределы никакое излучение (свет, рентгенов­ские лучи и т. д.). Поэтому черную дыру нельзя увидеть ни в каком диапазоне электромагнитных волн. Но, как показа­ли наши ученые, есть возможность обнаружить черные ды­ры. Дело в том, что черные дыры должны оказывать гра­витационное воздействие на окружающие их тела. Не ис­ключено, например, что черная дыра может быть в составе двойной звезды. Газ с поверхности обычной звезды будет не­прерывно падать на черную дыру, образуя вокруг нее диск (рис 106).  Температура газа в этом вращающемся дис­ке может достичь 107 К. При температуре в миллионы Кель­винов газ будет излучать в рентгеновском диапазоне (см. формулу (29)). Поэтому с точки зрения поиска черных дыр интересны компактные источники рентгеновского излучения. Если такой источник обнаружен (с помощью рентгеновских телескопов на ИСЗ) и если он имеет достаточно большую мас­су (для выяснения этого в конечном счете используются фор­мулы (48) и (50)), то этот источник, может оказаться нейт­ронной звездой или даже черной дырой. Астрономы счита­ют, что несколько черных дыр в тесных двойных системах уже обнаружено, также открыты сверхмассивные черные дыры и  в  некоторых  галактиках,   включая  нашу Галактику(!).

Дальнейшее   развитие   науки   покажет,   какие  из   сегод­няшних  представлений  о  происхождении галактик  и  звезд окажутся правильными. Но уже теперь нет сомнения в том, что звезды, во-первых, подчиняясь законам природы, рожда­ются, живут и умирают, а не есть однажды созданные и вечно неизменные объекты Вселенной, и, во-вторых, звезды рождаются группами, причем процесс звездообразования продолжается в настоящее время.