Звезды типа Солнца смещаются вправо (более низкие температуры поверхности) и значительно вверх (рост светимости), превращаясь в красных гигантов. В конце своей жизни они сбрасывают внешние оболочки (которые могут быть видны как планетарные туманности) и превращаются в белые карлики.
Массивные звезды значительно смещаются вправо и немного вверх, возможно, выписывая петли на диаграмме. Их называют яркими гигантами и сверхгигантами. В конце своей жизни они чаще всего вспыхивают как сверхновые и оставляют после себя нейтронные звезды, а иногда и черные дыры.
Положение звезды на Главной последовательности, а также ее эволюционный путь зависят не только от массы, но и от начального химического состава. Маломассивные звезды с сильно пониженным содержанием тяжелых элементов немного сдвинуты от стандартной Главной последовательности влево (в сторону более высоких температур) и немного вверх, образуя параллельную последовательность субкарликов. В общих чертах эволюция малометалличных звезд по окончании горения водорода в ядре подобна эволюции звезд с солнечным составом, но конкретный вид треков может отличаться, особенно для массивных объектов.
Положение звезды на Главной последовательности и ее эволюция определяются в первую очередь массой, а также химическим составом.
Звезды со сходным поведением на диаграмме Герцшпрунга – Рассела группируются. В частности, некоторые пульсирующие звезды занимают строго определенные области. Самые известные из них – цефеиды, они попадают в так называемую полосу нестабильности.
Цефеиды получили свое название по звезде-прототипу. Переменность дельты Цефея описал в 1784 г. Джон Гудрайк (John Goodricke). К цефеидам относится и самая яркая звезда в кратной системе Полярной звезды. Аристарх Белопольский, исследуя спектры дельты Цефея, в 1894 г. обнаружил, что лучевая скорость этой звезды периодически изменяется. Однако тогда не удалось показать, что это связано именно с пульсациями (сам Белопольский полагал, что такая переменность объясняется двойственностью звезды). Окончательно существование пульсаций стало ясным пару десятилетий спустя, в основном благодаря работам Харлоу Шепли (Harlow Shapley). Тем не менее причина такого поведения оставалась неясной еще более полувека.
Цефеиды – это пульсирующие звезды-гиганты.
Идея механизма работы цефеид была высказана Артуром Эддингтоном (Arthur Stanley Eddington) еще в 1920-е гг.: если во время пульсаций будет меняться (увеличиваться во время расширения и уменьшаться во время сжатия) прозрачность значительного слоя вещества внутри звезды, то периодическое «запирание» излучения сможет поддерживать эти колебания. А в 1950-е гг. Сергей Жевакин внес основной вклад в решение загадки пульсаций цефеид (и некоторых других пульсирующих звезд), показав, что частичная ионизация водорода и гелия может приводить к необходимому изменению прозрачности слоев оболочки звезды на нужной глубине. При сжатии часть энергии идет на ионизацию, а не на повышение температуры в слое, при этом возрастает плотность. В результате вещество становится менее прозрачным, и излучение, как поршень, начинает толкать вещество наружу. При этом прозрачность растет, излучение покидает слой, и оболочка вновь начинает сжиматься. Этот цикл повторяется снова и снова.
Период пульсаций цефеид связан с их светимостью, что позволяет использовать эти объекты для определения расстояний.
Такой цикл работает только в случае залегания запирающего слоя на нужной глубине. Соблюдение этого условия в первую очередь определяется температурой звезды. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга – Рассела возникает достаточно узкая, почти вертикальная полоса нестабильности, где и расположены практически все типы регулярно пульсирующих с достаточно большой амплитудой звезд. Сейчас строятся более детальные модели пульсаций, которые могут объяснять очень сложное поведение некоторых объектов, демонстрирующих вариации периодов, различные типы пульсаций, их сочетания и эволюцию.
Важной особенностью цефеид является то, что период их пульсаций (он составляет от 1 до 100 дней) связан со светимостью. Это установила в 1912 г. Генриетта Левитт (Henrietta Leavitt), изучая цефеиды Малого Магелланова Облака. Поскольку цефеиды – гиганты, т.e. обладают высокой светимостью (обычно она в несколько тысяч раз превосходит солнечную), уже сто лет назад их можно было наблюдать в соседних галактиках. Именно это позволило в 1920-е гг. Эдвину Хабблу (Edwin Hubble) и другим исследователям определить природу спиральных туманностей и продемонстрировать, что это гигантские звездные системы, подобные нашей и находящиеся на расстояниях в миллионы световых лет. В настоящее время цефеиды используют как одну из основ определения расстояний до других галактик.
В последние годы благодаря работе космического телескопа Hipparcos, а позднее космического телескопа Hubble, удалось с высокой точностью измерить параллаксы для нескольких десятков цефеид. Это позволило уточнить внегалактическую шкалу расстояний благодаря лучшей калибровке определения расстояний по цефеидам.
4.4. Двойные и кратные звезды. Аккреция
Исключая самые легкие, около половины звезд входит в физически (гравитационно) связанные кратные системы, в некоторых случаях они наблюдаются даже невооруженным глазом или в небольшой любительский телескоп. Однако две звезды, видимые рядом на небе, необязательно образуют пару: это может быть случайной проекцией. Для установления физической связи лучше всего обнаружить вращение вокруг общего центра масс (непосредственно по смещению звезд или по их скоростям, определяемым по спектру). Иногда (в первую очередь в очень широких парах с большими орбитальными периодами) это невозможно сделать (например, вплоть до 2016 г. продолжались споры о том, образует ли Проксима Центавра гравитационно-связанную тройную систему с двумя звездами альфы Центавра). Тогда факт связи можно установить или по одинаковому расстоянию, или по одинаковому собственному движению звезд (смещению на небе из-за их движения относительно Солнца).
Существуют не только двойные, но и тройные, а также системы из четырех, пяти и даже шести звезд, гравитационно связанные друг с другом. Более 10 % звезд (опять же, исключая самые легкие) входит в состав тройных или систем более высокой кратности. Однако в таких системах всегда реализуется иерархический принцип. Например, тройная система устойчива только в том случае, если две из трех звезд образуют тесную пару с расстоянием между ними существенно меньшим, чем расстояние до третьей звезды (например, как Проксима Центавра в системе альфы Центавра). Иными словами, звезда в каждый момент времени может иметь только одного близкого соседа, если система устойчива.
Около половины звезд типа Солнца входит в двойные системы.
Расстояние между компонентами может сильно варьироваться от системы к системе. С одной стороны, оно ограничено воздействием звезд друг на друга, а потому не может составлять менее нескольких звездных радиусов (если только звезды не находятся на быстрой стадии слияния). Соответственно, среди нормальных звезд самые тесные пары могут образовывать красные карлики, а вообще среди тел звездных масс – компактные объекты. Например, известна пара белых карликов HM Рака, делающая один оборот всего лишь за пять минут; тела в этой системе имеют орбитальные скорости более миллиона километров в час! С другой стороны, двойные системы не могут быть очень широкими (т.e. с большой орбитой), поскольку их могут разрушить пролетающие мимо звезды или их суммарное воздействие (многие звезды рождаются в плотных группах и скоплениях, так что разрушение широких пар может происходить очень рано). Поэтому систем шире нескольких десятков тысяч астрономических единиц практически не бывает, и число примеров систем большего размера очень незначительно. Обычно же расстояние между компонентами двойных составляет от нескольких до нескольких сотен астрономических единиц (в среднем оно меньше для более легких пар).
Системы высокой кратности имеют иерархическое устройство.
Обычно компоненты двойных систем не слишком различаются по массам, отличия более чем в несколько раз являются довольно редкими. Легкие звезды с меньшей вероятностью образуют пары, у самых маломассивных этот показатель всего лишь около 20 %, и наоборот, среди более массивных образуют пары более 80 %.
Существует несколько сценариев образования двойных звезд. Первый вариант состоит в том, что сжимающееся «ядро» внутри молекулярного облака может начать по тем или иным причинам фрагментироваться. В результате внутри «ядра» формируется не одна звезда, а несколько, образующих связанную систему. Современное моделирование показывает, что хорошим кандидатом в причины фрагментации является турбулентность в облаке. Второй сценарий связан с фрагментацией протозвездного диска, этот механизм особенно интересен для создания тесных систем. Третий сценарий связан со взаимодействием звезд, образующихся плотной группой, в котором также важно участие газа, аккрецируемого звездами. Однако достоверно определить, какие системы образуются в разных сценариях и с какой частотой, пока не получается, так что сделать окончательный выбор между сценариями затруднительно.
Легкие звезды реже образуют двойные и кратные системы, массивные – чаще.
В достаточно тесных парах звезды могут начать взаимодействовать: обмениваться веществом и даже сливаться. Это приводит к появлению ряда интересных систем, особенно на поздних стадиях эволюции, когда в двойной системе уже сформировались компактные объекты – белые карлики, нейтронные звезды или черные дыры. (Поскольку кратные системы устроены иерархически, интенсивное взаимодействие всегда происходит между двумя звездами, так что в дальнейшем пойдет речь именно об этом.)
Вокруг каждой звезды существует область, где она контролирует движение вещества, – это так называемая полость Роша. В двойной системе полости Роша образуют фигуру, похожую в сечении на знак «бесконечность», соприкасаясь в так называемой внутренней точке Лагранжа. Существует два основных сценария переноса вещества с одного компонента двойной на другой.