1. Введение. Небесные объекты находятся в непрерывном движении и изменении. Миллиарды лет назад небо над Землей было украшено фигурами созвездий, а еще дольше тому назад не существовало Земли, Луны, планет, Солнца и многих других звезд и галактик. Как и когда они появились, наука пытается выяснить, изучая небесные тела и их системы. Раздел астрономии, который занимается проблемами происхождения и эволюции небесных тел, называется космогонией.
Современные научные космогонические гипотезы представляют собой результат объединения данных, полученных в результате физических, математических и философских исследований. В этих гипотезах отражается общий уровень развития естественных наук на данную эпоху. Дальнейшее развитие науки, которое включает в себя астрономические наблюдения, подтверждает или опровергает эти гипотезы. Подтверждаются те из них, которые не только объясняют известные факты наблюдений, но и предсказывают новые открытия.
2. Возраст галактик и звезд оценивается в 1,5 • 1010 лет. По-видимому, возраст галактик, сформировавшихся на начальных этапах расширения Метагалактики, близок к этой оценке. Каждая звезда также сформировалась в определенный момент времени, и ее возраст измеряется от этого момента. Звезды не возникли одновременно, поэтому можно встретить как «старые», так и «молодые» звезды.
Возраст звезд определяется различными методами. Естественно предположить, что звезды в скоплении образовались одновременно и имеют одинаковый возраст. Поэтому одним из методов определения возраста звезд является анализ возраста звездных скоплений.
Самые «старые» звезды должны находиться в длительно существующих скоплениях, таких как шаровые скопления, возраст которых составляет приблизительно 1010 лет. В шаровых скоплениях преимущественно преобладают красные и желтые звезды, возраст которых достигает нескольких миллиардов лет. Рассеянные скопления являются «моложе». Возраст белых и голубых сверхгигантов, присутствующих в этих скоплениях, оценивается в несколько миллионов лет. Эти общие соображения подтверждаются данными спектральных наблюдений. В частности, в составе звезд, входящих в шаровые скопления, гораздо меньше элементов, более тяжелых чем гелий, чем, например, в Солнце. Теория эволюции звезд объясняет это явление тем, что «старые» звезды сформировались из вещества, не содержащего тяжелых элементов, которые просто еще не существовали в тот момент, когда «старые» звезды возникли!
3. Происхождение и эволюция звезд — увлекательная тема в астрономии. В основном, звезды формируются в результате сжатия облаков разреженной материи, постепенно скапливающихся внутри галактик. Многие «молодые» звезды тесно связаны с газом и пылью, и они часто сгущаются в спиральных ветвях галактик. Самыми активными местами звездообразования считаются облака газа и пыли, где собирается холодное межзвездное вещество. Один из хорошо изученных газово-пылевых комплексов в нашей Галактике находится в созвездии Ориона, включая туманность в Орионе, плотные газово-пылевые облака и другие астрономические объекты.
Давайте представим себе холодное газово-пылевое облако, которое под воздействием силы тяжести начинает сжиматься, принимая форму сферы. Сжатие приводит к увеличению плотности и температуры облака. Из этого процесса рождается будущая звезда, или протозвезда. На начальных этапах температура поверхности протозвезды еще невелика, но она уже излучает в инфракрасном диапазоне. Попытки обнаружить рождающиеся звезды среди источников инфракрасного излучения сейчас успешно ведутся на многих астрономических обсерваториях.
Одно из отличий протозвезды от зрелой звезды заключается в том, что в протозвезде еще не начались термоядерные реакции. В ней отсутствует основной источник энергии обычных звезд. Термоядерные реакции начинаются, когда температура внутри протозвезды достигает приблизительно 10 миллионов градусов Кельвина. С этого момента стадия сжатия протозвезды прекращается, и сила внутреннего давления газа может уравновесить силу тяготения внешних частей звезды.
У звезд с большей массой, чем у Солнца, стадия сжатия продолжается всего несколько сотен тысяч лет, в то время как звезды с массой меньше солнечной сжимаются сотни миллионов лет. Чем больше масса звезды, тем при более высокой температуре достигается равновесие. Поэтому у массивных звезд самые большие светимости.
Стадию сжатия сменяет стационарная стадия, сопровождающаяся постепенным «выгоранием» водорода в центральной области звезды. Звезда проводит большую часть своей жизни на этой стадии. Звезды, расположенные на главной последовательности диаграммы «спектр — светимость», находятся именно на этой стадии. Время пребывания звезды на главной последовательности пропорционально ее массе. Это связано с запасом ядерного горючего и обратно пропорционально светимости, определяющей темп расхода ядерного горючего. Поскольку светимость звезды пропорциональна примерно четвертой степени ее массы, массивные звезды эволюционируют быстрее. Они находятся на стационарной стадии всего несколько миллионов лет, в то время как звезды, подобные Солнцу, — миллиарды лет.
Когда вся водородная энергия в центральной области звезды превратится в гелий, внутри образуется гелиевое ядро. Теперь водород превращается в гелий не в центре звезды, а в слое, прилегающем к очень горячему гелиевому ядру. Пока внутри гелиевого ядра нет источников энергии, оно начнет постепенно сжиматься и при этом еще более разогреваться. Когда температура внутри звезды превысит 15 миллионов градусов Кельвина, гелий начнет превращаться в углерод, а затем образуются все более тяжелые химические элементы. Светимость и размеры звезд будут увеличиваться. В результате обычная звезда пост
епенно превратится в красного гиганта или сверхгиганта. Эти звезды занимают особое положение на диаграмме «спектр — светимость». Некоторые звезды, по-видимому, не сразу становятся стационарными гигантами, а некоторое время пульсируют, проходя стадию цефеид в своем развитии.
Заключительный этап жизни звезды, так же как и ее эволюция, зависит от ее массы. Внешние слои звезд, подобных Солнцу (но с массой не больше 1,2 массы Солнца), постепенно расширяются и в конце концов полностью покидают ядро звезды. На месте гиганта остается маленький и горячий белый карлик. В нашей галактике существует множество белых карликов. Многие звезды, вероятно, превращаются в них, а затем постепенно остывают, превращаясь в «потухшие звезды».
У более массивных звезд, чья масса примерно вдвое больше массы Солнца, последние этапы эволюции сопровождаются потерей устойчивости. Они могут взорваться как сверхновые, обогащая межзвездную среду тяжелыми химическими элементами, образовавшимися внутри звезды и во время ее взрыва. Затем они могут катастрофически сжаться до размеров шаров с радиусом всего несколько километров, превращаясь в нейтронные звезды.
Внутри звезд, в ходе термоядерных реакций, может образоваться до 30 химических элементов, а во время взрыва сверхновых — все остальные элементы периодической системы. Из обогащенной тяжелыми элементами межзвездной среды образуются звезды следующих поколений. Вот почему по химическому составу звезд можно судить о их возрасте, используя метод спектрального анализа.
Судьба звезды с массой вдвое превышающей массу Солнца представляет собой интересный вопрос. Подвергнувшись потере равновесия, такая звезда может либо превратиться в нейтронную звезду, либо даже не достичь устойчивого состояния и претерпеть неограниченное сжатие (коллапс), возможно, превратившись в таинственный объект — черную дыру. Это название происходит из-за того, что сильное гравитационное поле сжатой звезды не позволяет никакому излучению (включая свет и рентгеновские лучи) покинуть ее пределы. Поэтому черную дыру невозможно наблюдать в любом диапазоне электромагнитных волн.
Однако ученые нашли способ обнаружения черных дыр. Они оказывают гравитационное воздействие на окружающие тела, возможно, даже входя в состав двойных звезд. Газ с поверхности обычной звезды может непрерывно падать на черную дыру, формируя вокруг нее диск. Температура газа в этом вращающемся диске может достигать 107 К, что приводит к излучению в рентгеновском диапазоне. Поэтому для поиска черных дыр интересны компактные источники рентгеновского излучения. Если такой источник обнаружен с использованием рентгеновских телескопов, и если у него достаточно большая масса (что можно выяснить с помощью соответствующих формул), то это может быть нейтронной звездой или даже черной дырой. На сегодняшний день астрономы считают, что несколько черных дыр уже обнаружено в тесных двойных системах, а также были обнаружены сверхмассивные черные дыры в некоторых галактиках, включая нашу собственную.
Дальнейшее развитие науки позволит определить, какие из текущих представлений о происхождении галактик и звезд окажутся верными. Тем не менее, уже сейчас нет сомнений в том, что звезды, согласно законам природы, рождаются, живут и умирают, и не являются вечно неизменными объектами Вселенной. Кроме того, звезды формируются группами, и процесс звездообразования продолжается и в настоящее время.
