Забавное совпадение: на диаграмме Герцшпрунга-Рессела они располагаются там же, где «нормальные» красные гиганты, уже покинувшие главную последовательность. Как будто старики явились еще разок взглянуть на места, где прошло их детство...
Модель Хаяши-Накано предсказывает быстрое увеличение светимости звезды в конце гравитационного сжатия. Еще в 1939 году А. Вахман обнаружил, что переменная звезда FU Ориона за 120 суток увеличила свой блеск на 6 звездных величин, т. е. в 250 раз, и не вернулась к исходному блеску. Впоследствии было найдено еще несколько подобных звезд, получивших название «фуоры». Их характерная черта: быстрое увеличение
182
блеска на 3-6 звездных величин и удержание высокой светимости в течение длительного времени. Все фуоры являются бы- стровращающимися сверхгигантами классов F и G, связанными с областями активного звездообразования, причем половина этих звезд глубоко погружена в плотные пылевые облака. Фуоры активно теряют вещество в виде «звездного ветра», некоторые из них выбрасывают джеты (длинные тонкие струи вещества) и объекты Хербига-Аро (эмиссионные туманности неправильной формы). Согласно теоретическим моделям, фуоры и звезды типа Т Тельца — близнецы-братья, только первые активны, а вторые нет.
По мере сжатия и «включения» ядерных реакций на водороде звезда перемещается на диаграмме вниз и влево, иначе говоря, светимость ее уменьшается (тем сильнее, чем больше масса), а спектр становится более «ранним». «Садясь» на главную последовательность, молодая звезда вступает в самый продолжительный этап своей жизни, длящийся миллионы лет для очень массивных звезд и до триллиона лет для слабейших красных карликов. Солнце находится на главной последовательности уже около 5 млрд лет и не покинет ее по меньшей мере еще столько же времени.
Несколько особняком стоят субкарлики, образующие на диаграмме Герцшпрунга-Рессела особую последовательность. Отличие их от звезд главной последовательности заключается только в том, что содержание элементов тяжелее гелия в них крайне мало, скажем, раз в юо меньше, чем у Солнца. Субкарлики — звезды первого поколения, очень бурно формировавшиеся на ранних этапах существования Галактики, когда диффузной материи было хоть отбавляй (сейчас по меньшей мере 90% видимого вещества Галактики сосредоточено в звездах), но эта материя имела практически первичный состав: водород, дейтерий, гелий и чуть-чуть лития. Ясно, что при отсутствии углерода звезда будет светить только за счет протон-протонной реакции, а скорость последней, как мы помним, гораздо слабее зависит от температуры, чем скорость цикла Бете-Вайцзекера;
183
температура же напрямую зависит от массы. Поэтому можно не сомневаться, что среди первых звезд молодой Галактики было немало «монстров» с массами более ЮО солнечных. Светя слабее, чем могли бы светить звезды главной последовательности, имеющие сходные массы, они могли сохранить устойчивость. Конечно, срок их существования все равно был мал — от силы миллионы лет, а финал жизни столь массивных звезд, по современным представлениям, драматичен. Они взрывались, и их разлетающиеся с большой скоростью оболочки обогащали межзвездную среду тяжелыми элементами, возникающими как продукт нормальных ядерных реакций в звезде, так и при взрыве. В этом случае говорят, что звезда взорвалась как Сверхновая. В молодой Галактике Сверхновые взрывались гораздо чаще, чем в наше время, и процесс обогащения среды тяжелыми элементами шел очень быстро.
Необходима оговорка: содержание элементов тяжелее бора астрофизики называют металличностью, хотя, разумеется, не все эти элементы относятся к металлам. До сих пор не удалось найти звезду с нулевой металличностью; пока что рекордсменом считается звезда НЕ 0107-5240. Ее металличность в 200 тыс. раз меньше, чем у Солнца, а значит, материя, из которой образовалась эта звезда, все-таки была чуточку обогащена «металлами». Несомненно, эта звезда родилась в первые миллионы лет после начала звездообразования в Галактике, но все же не была в числе самых первых. Поиски менее металличных звезд продолжаются.
Можно сказать, что последовательность субкарликов — это та же главная последовательность для малометалличных звезд первого поколения, просто-напросто для них она проходит ниже. Объясняется это как слабостью углеродно-азотного цикла, так и большей прозрачностью звездного вещества у субкарликов. Но основные эволюционные закономерности сохраняются и для них.
Наивные представления астрофизиков конца XIX — начала XX века о том, что звезда эволюционирует вдоль главной последовательности, уступили место гораздо лучше аргументирован
184
ным представлениям сегодняшнего дня: звезда эволюционирует поперек главной последовательности, т. е. не покидая ее пределов, мало-помалу сдвигается вправо-вверх. Это значит, что ее светимость понемногу (очень понемногу) возрастает. Расчеты показывают, что очень молодое Солнце светило на 40% менее интенсивно, чем в наши дни. И его светимость будет продолжать так же медленно увеличиваться.
Чем же это кончится? Когда весь водород в недрах звезды выгорит, ее центральные области сожмутся, а температура их повысится до десятков миллионов кельвинов. Такой температуры еще недостаточно для «включения» тройной гелиевой реакции, но в звезде еще продолжаются реакции на водороде. Правда, они идут уже не в центре звезды — там водорода нет, — а в некотором энерговыделяющем слое, понемногу расширяющемся по мере выгорания водорода. Мощное излучение заставит «распухнуть» внешние слои звезды, за счет чего их температура понизится. Температура ядра, напротив, увеличивается, и при достаточной массе звезды в нем становится эффективной тройная гелиевая реакция. Переход от одного ядерного топлива к другому далеко не мгновенен, он длится по меньшей мере миллионы лет, но итог его один: ускоренно продолжая дрейф вправо-вверх, звезда уходит с главной последовательности в область красных гигантов, а после «включения» в ядре тройной гелиевой реакции становится сверхгигантом.
Что же представляет собой ядро красного гиганта? Прежде всего, оно очень мало, но содержит порядка трети массы звезды. Из- за отсутствия источников энергии в нем температура его постоянна, плотность огромна, газ вырожден... ничего не напоминает?
Ну конечно же белый карлик! И сходство это не случайно: белые карлики — это не что иное, как обнажившееся после сброса оболочки и несколько остывшее ядро красного гиганта. Таким образом, внутри красного гиганта «вызревает» белый карлик, и стадия красного гиганта предшествует стадии белого карлика. Но как и почему от звезды отделяется внешняя протяженная оболочка?
185
На первый вопрос ответить несложно. Уже давно астроно- мам известны так называемые планетарные туманности. Это неудачное название возникло из-за некоторого сходства этих туманностей с атмосферами планет и прижилось в астрономии. В центре планетарной туманности всегда имеется слабая горячая звезда — бывшее ядро красного гиганта и будущий белый карлик. Прекрасные примеры планетарной туманности — М57 («Кольцо») в Лире или М27 («Гантель») в Лисичке. «Кольцо» — кольцеобразный овал (рис. 19, цв. вклейка). «Гантель», похожая скорее на огрызок яблока, демонстрирует два потока вещества. Очень может быть, что разница между ними заключается лишь в ракурсе, которым повернут к нам объект, хотя возможно иное объяснение: от медленно вращающейся звезды отделяется более или менее сферическая туманность, а от быстро вращающейся — туманность в виде песочных часов. Одна из планетарных туман- ностей, кстати, так и называется, а вообще у них масса занятных названий, как то: «Эскимос», «Улитка», «Голубой снежок», «Призрак Юпитера», «Сова» и др.
Планетарные туманности расширяются со скоростями порядка нескольких десятков км/с, т. е. скорость расширения газовой оболочки лишь незначительно превосходит скорость убегания. Можно представить себе, что излучение энерговыделяющего слоя красного гиганта постепенно растет до тех пор, пока внешние слои звезды не отделятся. Конкретный механизм сброса оболочки пока неясен, но ясно, что оболочка отделяется от звезды «мирно», без каких бы то ни было взрывных процессов. В некоторых случаях, возможно, имеет место не сброс, а постепенное истечение вещества оболочки в пространство. Обнажившееся же ядро звезды, называемое теперь ядром планетарной туманности, оказывается на бело-голубой последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рессела и, постепенно остывая, перемещается в область белых карликов.
Но вернемся чуть назад. Если масса красного гиганта достаточно велика, то его изотермическое гелиевое ядро нагреется 100 млн К и более. Источник нагрева — сжатие и действие вкеш-
186
него (с точки зрения ядра) энерговыделяющего слоя. При такой температуре «включится» тройная гелиевая реакция, и звезда обретет еще один источник энерговыделения. В ядре будут проходить реакции на гелии, выше будет лежать слой нетронутого, недостаточно нагретого гелия, еще выше будет находиться довольно тонкий слой, охваченный реакциями на остатках водорода, и над всем этим — колоссальная по протяженности зона обычной водородно-гелиевой смеси, находящейся в конвективном движении.
Это портрет протосверхгиганта в начале его недолгой карьеры. Звезда еще больше увеличивает светимость и на диаграмме Герцшпрунга-Рессела дрейфует влево. По мере выгорания гелия ядро еще сильнее сжимается, температура его растет, а внешняя протяженная оболочка вновь расширяется, за счет чего звезда на диаграмме вновь дрейфует вправо, но оказывается выше, чем была раньше. Готово — родился красный сверхгигант.
В массивных сверхгигантах возможно образование не только описанного выше двуслойного источника энерговыделения, но и образование большего числа энерговыделяющих слоев. Внутри таких звезд идут реакции на углероде и т. д. — вплоть до «железного пика». Элементы тяжелее железа и никеля в недрах спокойно горящих звезд не образуются, поскольку реакции, приводящие к их образованию, «энергетически невыгодны». Они идут с поглощением энергии, из-за чего падает температура и вероятность этих реакций снижается до нуля — типичный случай отрицательной обратной связи.