Множество разных звезд
Самая яркая звезда в левом верхнем углу (на плече) Ориона – это красный супергигант Бетельгейзе. Присмотритесь – и вы заметите, что она отличается красноватым цветом. Бетельгейзе – молодая массивная звезда примерно в 20 раз тяжелее Солнца. Ей всего 10 млн лет (по сравнению с ней наше Солнце – пожилое светило возрастом в 5 млрд лет), но Бетельгейзе уже доживает свои последние дни.
Чем массивнее звезда, тем быстрее она развивается, то есть потребляет водородное топливо. Когда газ кончается, звезда начинает умирать, потому что больше не может сопротивляться силе тяжести, которая пытается раздавить звезду – и внешним давлением, и создаваемым энергией ядерных реакций в ее ядре. Звезды ведут эту битву на протяжении всей своей жизни, но запасы газа ограничены, а гравитация терпелива – и в конце концов все они приходят к неизбежному концу.
Туманность Конская Голова – это кружево из плотного газа и пыли, подсвеченное излучением ионизированного газа в туманности Ориона. Оптическая длина волны света не может проникнуть через эту структуру, из-за чего Конская Голова четко выделяется на фоне окружающего пространства
Природа этого финала зависит от массы звезды. В предыдущей главе мы говорили о сверхновых – невероятно бурной гибели некоторых звезд. Помимо систем белых карликов, которые могут накапливать материю от звезды-компаньона на двойной орбите и взрываться (сверхновые типа Ia), есть и звезды примерно в 10 раз массивнее Солнца, которые могут взорваться как сверхновые сами по себе, когда коллапсирующее ядро, больше не удерживаемое радиационным давлением, превышает массу и плотность, необходимые для удержания термоядерной реакцией. Мы называем их сверхновыми типа II, среди которых когда-нибудь окажется и Бетельгейзе. Когда она в конце концов взорвется, – а ее материя уже истончается в результате срыва оболочек с поверхности, – то эта сверхновая будет настолько яркой, что ее можно будет увидеть в течение дня. Бетельгейзе не только массивнее, но и намного больше Солнца. Если бы эта звезда находилась на месте Солнца, то поглотила бы и сожгла все, что есть в Солнечной системе в пределах орбиты Марса: она физически равна размеру всей внутренней части системы.
Посмотрите по диагонали на созвездие у подножия Ориона, и вы увидите еще одну яркую звезду – синего супергиганта Ригель, который и будет выглядеть сине-белым, если вы позволите своим глазам привыкнуть. Он почти в 100 000 раз ярче Солнца и на расстоянии около 260 пк от нас кажется одной из самых ярких звезд на небе – прекрасной в ясную ночь. Осмотрев другие небесные светила, вы увидите смесь красного, желтого и синего.
Каково происхождение разных цветов звезд? Как мы уже знаем, в астрономии цвет какого-либо объекта измеряется как разница в яркости через два разных фотометрических фильтра или, в более общем смысле, на двух разных длинах волн света. В сочетании с измерением яркости звезды ее цвет соотносится с другими звездами и позволяет их классифицировать. Цвет звезды отражает температуру ее поверхности: синий – горячий, красный – холодный. Принцип, лежащий в основе этого, можно проследить на простом примере, когда вы берете, скажем, металлический стержень и нагреваете его паяльной лампой. Сначала он будет светиться красным, затем оранжевым, а затем сине-белым, поскольку будет становиться все жарче и горячее. Чем горячее стержень, тем больше тепловой энергии он накапливает. Эта тепловая энергия излучается как свет – электромагнитное излучение, – и точная температура задает частоту, или цвет, излучаемого света. То же относится и к звездам. Для сведения: температура поверхности Солнца составляет около 6000 °C.
Если мы составим диаграмму яркости звезд по их цвету, то обнаружим, что точки распределены определенным образом: существует довольно узкий локус (участок), вдоль которого лежит большинство звезд. Самые голубые, или самые горячие, звезды светят ярче, а самые красные, или самые холодные, – тусклее. Это отношение называется диаграммой Герцшпрунга – Рассела в честь астрономов Эйнара Герцшпрунга и Генри Норриса Рассела, которые (хоть и работали порознь) стали его первооткрывателями в начале XX века. Локус, в котором находится большинство звезд, называется главной последовательностью, а местоположение конкретной звезды на главной последовательности определяется ее массой. Вдоль последовательности существует непрерывный диапазон звездных температур, и мы разбиваем этот диапазон на бины, или спектральные классы. Точный спектральный класс задается химическим составом звезды, определенным по ее спектру, который демонстрирует диапазон характеристик излучения водорода и гелия и поглощения металлов. Однако в качестве приближения первого порядка цвет звезды является хорошим показателем температуры ее поверхности и, следовательно, спектрального класса. Поскольку масса звезды связана с температурой ее поверхности и светимостью (пусть и немного по-разному), оценить ее можно будет с помощью положения звезды на главной последовательности.
Спектральные классы кодируются (от горячего синего до холодного красного) символами O, B, A, F, G, K и M. Так, например, Солнце – звезда типа G, Ригель – типа B, а Бетельгейзе – типа M. Солнце – звезда главной последовательности, тогда как Ригель и Бетельгейзе лежат в других локусах, называемых гигантскими ветвями. Звезды находятся в главной последовательности, пока в их ядрах горит водород. После того как водород израсходован, внутри звезды начинают происходить ядерные реакции и она «уходит» в другие локусы. У такой звезды, как наше Солнце, начало этой эволюции запускается израсходованием водорода в ядре; тогда оно насыщается гелием – одним из продуктов сжигания водорода. Когда это происходит, начитает расширяться размер области, в которой происходят ядерные реакции, поскольку оставшийся водород в звезде сжигается в ее оболочках, а не в центральном ядре. Переход от горения ядра к горению оболочек означает, что через какое-то время Солнце физически расширится до красного гиганта. Выход энергии начнет стремительно расти из-за увеличивающегося давления в ядре; это вызовет повышение светимости, которая сожжет и поглотит внутреннюю Солнечную систему. В конце своей жизни, когда в оставшемся газе больше не смогут происходить ядерные реакции, Солнце повысит температуру и сбросит свою атмосферу (которая, как вы помните, была обогащена новыми элементами, образовавшимися во время термоядерного синтеза, происходившего на протяжении всей его жизни). В итоге останется прохладный компактный остаток в виде белого карлика в центре так называемой планетарной туманности – расширяющихся, рассеянных останках того, что когда-то было звездным материалом. Самые массивные звезды, такие как Ригель и Бетельгейзе, быстро эволюционируют, давая начало гигантским ветвям, простирающимся от вершины главной последовательности. Поскольку эти звезды так быстро умирают, они часто встречаются вблизи мест, где активно формируются новые звезды (например, в созвездии Ориона). Именно ультрафиолетовый и синий свет звезд типов O и B вносят свой вклад в голубой цвет галактик с активными процессами звездообразования.
