В конце концов в центре звезды главной последовательности весь водород кончится. Истощение запасов водорода приводит к большим переменам. Вспомним, что включение «сжигания» водорода привело к остановке первоначального сжатия протозвезды. Поэтому, как только «сжигание» водорода выключается, центральная область звезды начинает сжиматься - ведь опять нет ничего, что бы её сдерживало. При сжатии снова начинают стремительно нарастать давление, плотность и температура. Наконец, когда температура в центре звезды достигнет 100 миллионов градусов, ядра атомов гелия (накопившихся на стадии «сжигания» водорода) станут при соударениях сливаться друг с другом и давать ядра углерода. Такое включение «сжигания» гелия в сердцевине звезды приводит к огромному дополнительному выделению энергии. К тому же выделение энергии в звезде в ходе сжатия центральной области как бы раздувает её поверхность во всех направлениях. Звезда расширяется, а газы её атмосферы охлаждаются до 3000-4000 К. Получается гигантская звезда с диаметром в треть миллиарда километров и с низкой температурой поверхности - красный гигант!

Примерно через 5 миллиардов лет истощатся все запасы водорода в недрах Солнца. Центральная область начнет стремительно сжиматься, а поверхность Солнца расширяться: включится «сжигание» гелия. В сравнительно короткие сроки (менее чем за миллиард лет) чудовищно вздувшееся Солнце поглотит Землю, и наша планета превратится в пар.

Но так же, как истощился в своё время водород, настанет черед и для гелия. Последует ещё одно стремительное сжатие сердцевины звезды, и если она раньше была гораздо массивнее нашего Солнца, то произойдет включение ещё более экзотических термоядерных реакций - таких, как «сжигание» углерода, кислорода и кремния. Именно в ходе таких процессов в массивных звёздах рождаются тяжелые элементы.

Хотя мы пока понимаем не всё, что происходит, обычно считается, что на поздних этапах эволюции звёзды становятся чрезвычайно неустойчивыми (рис. 6.8). Эти звёзды могут, например, колебаться, пульсируя как по объёму, так и по светимости.

РИС. 6.8. Новая звезда. Весной 1934 г. в созвездии Геркулеса взорвалась звезда. Это одно из катастрофических событий, которые происходят со звёздами в двойных системах, когда они приближаются к концу своей эволюции. (Ликская обсерватория.)

В конце концов неустойчивость массивной звезды, приближающейся к концу своего жизненного пути, становится столь сильной, что звезда находит свой конец в грандиозном взрыве. Эти взрывы иногда столь колоссальны, что на короткое время умирающая звезда становится ярче целой галактики, в которой она находилась. Такая взрывающаяся звезда называется сверхновой.

В предсмертной агонии умирающая звезда может выбросить в космос огромные количества вещества. Эти газы иногда можно наблюдать в виде планетарных туманностей - такова кольцеобразная туманность в созвездии Лиры, изображенная на рис. 6.9. О ещё более бурных взрывах сверхновых, которые могут произойти при гибели очень массивных звёзд, дают понятие такие «остатки сверхновых», как туманность в созвездии Лебедя, изображенная на рис. 6.10. Часто в межзвёздное пространство выбрасывается более 1/4 массы звезды, и это приводит к образованию разного рода туманностей.

РИС. 6.9. Планетарная туманность. Кольцеобразная туманность в созвездии Лиры возникла, когда умирающая звезда выбросила в космос внешние слои своей атмосферы. (Ликская обсерватория.)

РИС. 6.10. Остатки взрыва сверхновой. Примерно 50000 лет назад умирающая звезда в созвездии Лебедя взорвалась как сверхновая. В результате возник этот замечательный объект, названный благодаря своему виду туманностью Вуаль. (Обсерватория им. Хейла.)

От звезды после её смерти остаётся выгоревшая сердцевина. Если масса звезды была мала (например, как у Солнца), то эта сердцевина продолжает сжиматься до тех пор, пока некие силы (речь о них пойдет в следующей главе) не воспрепятствуют дальнейшему сжатию. На этом этапе звезда становится очень горячей и очень маленькой. Получился белый карлик!

В результате многочисленных и кропотливых вычислений, проводившихся с начала 1960-х годов, удалось представить весь жизненный путь звезды типа Солнца как движение точки, изображающей эту звезду, по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Как видно из рис. 6.11, первоначальное сжатие протозвезды приводит к быстрому падению светимости по мере уменьшения её размеров. Это сопровождается ростом поверхностей температуры при разогреве атмосферы звезды. Когда в центре звезды начинается «сжигание» водорода, изображающая звезду точка останавливается на главной последовательности и остаётся там в течение порядка 10 миллиардов лет. Переход в область красных гигантов совершается также очень быстро. Когда же включается «сжигание» гелия, точка остаётся в верхнем правом углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела на несколько сот миллионов лет. Затем возникает неустойчивость, и точка вновь начинает быстро двигаться через диаграмму Герцшпрунга-Рассела, и, хотя этот эволюционный путь во всех подробностях ещё неясен (звезда изменяется так быстро, что ЭВМ не поспевает за ней в своих вычислениях), известно, что всё кончается на белом карлике. Белые карлики - это умершие звезды. Они слабо светят в космосе и остывают, как остывает чашка кофе, забытая на кухонном столе. По мере остывания белые карлики становятся всё слабее и слабее. Точка, изображающая белый карлик, медленно сползает по кривой остывания вниз и вправо по диаграмме.

РИС. 6.11. Эволюция звезды. Весь цикл жизни звезды типа Солнца можно изобразить как движение точки по диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Эта точка сначала останавливается на долгое время на главной последовательности, а затем в области красных гигантов и заканчивает свой путь в области белых карликов. Этапы перехода из одной области в другую проходятся очень быстро.

Следует подчеркнуть несколько важных фактов, относящихся к звёздной эволюции. Прежде всего самые массивные звёзды главной последовательности - это вместе с тем и самые яркие. Они яркие потому, что водород в них «сжигается» в бешеном темпе. Несмотря на большую массу и соответственно огромные запасы горючего, водород в сердцевине таких звёзд истощается очень скоро. Иными словами, самые массивные звёзды и эволюционируют быстрее всего.

Во-вторых, исследование планетарных туманностей и остатков сверхновых наводит нас на мысль, что самые массивные звёзды могут выбрасывать в космос часть своего вещества (но, вероятно, не всё), так что сохраняются лишь «останки» звезды.

Наконец, как обсуждается в следующей главе, астрофизики твердо уверены в существовании чёткого верхнего предела массы белого карлика. Белый карлик должен иметь массу, меньшую 1,25 массы Солнца.

Итак, перед нами встает явно нелегкая задача. Представьте себе массивную звезду типа Ригеля в созвездии Ориона. Звезда этого типа обладает массой в 40 масс Солнца и поэтому эволюционирует очень быстро. Но для того, чтобы стать белым карликом, она должна выбросить в космос почти 39 солнечных масс вещества. Насколько можно судить по тому, что знают астрономы о планетарных туманностях и остатках взрывов сверхновых, это слишком большая доля.

До середины 1960-х годов было общепринятым думать, что даже самые массивные звёзды ухитряются каким-то путём сбросить достаточное количество вещества, чтобы спуститься пониже критического предела масс белых карликов. Но к концу 1960-х годов радиоастрономы сделали ряд замечательных открытий, серьёзно поколебавших эту распространенную точку зрения. Ростки этих сомнений дали плоды: в начале 1970-х годов астрофизики начали всерьёз рассматривать возможность существования самых поразительных объектов, когда-либо пришедших в голову человеку. Речь идет о чёрных дырах.