Кунсткамера вселенной (стр. 5 из 6)

Но даже и научную теорию не следует считать последним и совершенно исчерпывающим словом науки. Мы знаем много случаев, когда для объяснения одного и того же явления в науке одновременно разрабатывалось несколько различных взаимоисключающих теорий. Одним из таких случаев как раз и является проблема происхождения и развития звезд.

Хотя астрономы накопили богатый фактический материал о химическом составе и физических характеристиках звезд, проблема жизни звезд, их эволюции остается одной из самых спорных в современной астрономии.

Изучение судеб звезд встало в ряд наиболее актуальных астрономических проблем в двадцатые годы нашего столетия, после того как астрономы научились надежно определять температуру поверхности звезд и межзвездные расстояния.

Видимые на небе звезды заметно различаются по своему блеску. Во многих случаях это объясняется тем очевидным обстоятельством, что они удалены на различные расстояния: более близкие звезды выглядят для нас более яркими. Зная истинные расстояния до звезд, астрономы научились путем вычислений теоретически как бы «отодвигать» или, наоборот, «придвигать» все исследуемые звезды на одинаковое стандартное расстояние от Солнца в 32,6 световых года. Тем самым открылся путь для сравнения яркости различных звезд и определения их истинной яркости, т.е. того количества лучистой энергии, которое они излучают в окружающее пространство.

Независимо друг от друга датчанин Эйнар Герцшпрунг и американец Генри Рессел обратили внимание на то, что два характерных признака — истинная яркость и температура поверхности — дают возможность разделить все множество звезд на очень небольшое число четко разграниченных групп. Этот результат наглядно виден на диаграмме, справедливо носящей название диаграммы Герцшпрунга—Рессела.

При построении диаграммы используются все звезды, для которых известны температура поверхности и истинная яркость. Шкалой температур служит ось абсцисс. По оси ординат откладывают истинную яркость звезд — чем большее количество энергии излучает звезда, тем выше должно быть ее положение на оси ординат. Каждой звезде с известными характеристиками на диаграмме Герцшпрунга—Рессела соответствует одна точка; положение этой точки определяется данными о температуре и истинной яркости звезды.

Вам должно сразу броситься в глаза, что точки на диаграмме Герцшпрунга — Рессела не разбросаны хаотично. Подавляющее большинство их ложится на так называемую главную последовательность— полосу диаграммы, протянувшуюся с плавным изгибом из левого верхнего угла в правый нижний. Звезды, которые попадают в эту полосу диаграммы Герцшпрунга—Рессела, астрономы называют звездами главной последовательности.

Небольшая часть точек попадает в область левее и ниже главной последовательности. Они относятся к звездам с очень высокой температурой поверхности и ненормально малой истинной яркостью. Эти звезды составляют группу белых карликов.

Отдельную группировку образуют звезды в правом верхнем углу диаграммы. Они имеют небольшую температуру поверхности, но светят необычайно ярко. В эту область диаграммы попадают красные гиганты и сверхгиганты.

Диаграмма Герцшпрунга—Рессела невольно наталкивает на мысль, что мир звезд вовсе не является застывшим: ее характерные особенности явно связаны с различными этапами жизни звезд. Но в какую сторону идет процесс старения звезд? Может быть, вновь родившиеся звезды расположены в левом верхнем углу диаграммы и по мере роста они медленно спускаются вдоль главной последовательности в ее нижнюю часть? А может быть, процесс идет как раз в противоположном направлении: в молодости звезды бывают холодными и неяркими, а с течением времени разогреваются и светят гораздо ярче? Что представляют из себя такие особые группы звезд, как белые карлики и красные гиганты?

Ответы на эти вопросы стали мало-помалу проясняться, лишь когда астрономы и физики, совместными усилиями обнаружили источник звездной энергии—термоядерную реакцию перехода водорода в гелий.

Расчеты показали, что к числу короткоживущих звезд принадлежат в первую очередь наиболее горячие звезды с большой истинной яркостью. Они расходуют свое водородное «горючее» настолько расточительно, что длительность их существования при наблюдаемых темпах переработки водорода может быть в космическом масштабе времени лишь очень непродолжительной. Следовательно, подобная звезда должна либо быстро изменить «образ жизни», либо погибнуть.

Очень молодыми оказались переменные звезды с неправильным изменением блеска типа Т Тельца.

Известный советский астрофизик В. А. Амбарцумян открыл, что звезды этого типа, так же как и горячие звезды с большой истинной яркостью, образуют в пространстве компактные звездные ассоциации, находящиеся, как правило, внутри плотных облаков межзвездного газопылевого вещества.

Это значит, что процесс образования молодых звезд продолжается в Галактике и поныне, причем звезды рождаются не поодиночке, а целыми группами.

Детальное изучение переменных звезд типа Т Тельца позволило предложить стройную теорию рождения звезды.

Рассмотрим холодное межзвездное облако пыли и газа с массой, примерно равной массе нашего Солнца, и размерами, достигающими размеров современной Солнечной системы. Физики видят ряд причин, по которым равновесие внутри такого облака может быть внезапно нарушено и все его частицы с ускорением свободного падения устремятся к центру. Для описания подобного явления астрономы используют термин коллапс—стремительное сжатие. Коллапсирующее облако по космическим масштабам времени в мгновение ока — всего за половину земного года — уменьшается до размеров, которые лишь в 100 раз превышают нынешние размеры Солнца. В этот период мы уже имеем дело не с облаком газопылевой материи, а с рождающейся звездой.

Освобождение огромного количества внутренней энергии облака приводит к его разогреву. Температура поверхности звездного «эмбриона» достигает еще всего только 4000 К, но суммарная яркость всей огромной поверхности облака в сотни раз превосходит яркость Солнца. Весь описанный процесс идет настолько стремительно, что постороннему наблюдателю из другого мира должно казаться, будто на небе среди холодной газопылевой межзвездной материи практически мгновенно загорается неизвестная раньше звезда.

Во второй фазе своей эволюции формирующаяся звезда быстро вращается, из ее недр через разные промежутки времени вырываются мощные струи вещества, которые способны унести в общей сложности до одной трети первоначальной массы сжавшегося облака.

Со стороны блеск такой формирующейся звезды должен изменяться быстро и без всякой регулярности, иными словами, для земного наблюдателя это будет типичная неправильная переменная звезда типа Т Тельца.

Период жизни формирующейся звезды с массой, примерно равной массе Солнца, в стадии неправильной переменной типа Т Тельца может достигать 50 млн. лет. Постепенно размеры такой звезды сокращаются до размеров Солнца, утечка вещества из недр замирает, температура недр достигает критического значения в 10 млн. градусов, и термоядерная реакция перехода водорода в гелий становится основным источником излучаемой звездной энергии. Молодая звезда полностью сформировалась: она достигла третьей, стабильной стадии своего существования, в которой может спокойно находиться несколько миллиардов лет. Температура поверхности и истинная яркость этой звезды теперь полностью соответствуют характеристикам звезд главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела.

Некоторые астрономы придерживаются той точки зрения, что звезды рождаются не из разреженного газопылевого облака, а из сверхплотного, еще не известного науке дозвездного вещества. В результате чудовищного взрыва такое сверхплотное дозвездное вещество распадается на отдельные фрагменты, каждый из которых, расширяясь до нормального звездного состояния, становится отдельной звездой. Как видно, эта точка зрения диаметрально противоположна теории коллапса газопылевого облака.

Время и новые научные поиски действительно способны разрешить любой самый сложный научный спор. А пока в вопросе о происхождении звезд остается еще много места для очень противоречивых взглядов.

Приложение (таблицы)

Заключение