рядом замечательных свойств. Прежде всего, в отличие от обычного газа, он практически несжимаем. У обычного газа давление зависит от температуры; когда температура падает — газ сжимается. У вырожденного газа давление не зависит от температуры. Поэтому по мере остывания звездообразный объект из вырожденного газа не будет сжиматься. Даже если объект потеряет все запасы тепла, сила давления вырожденного газа по-прежнему будет противостоять силе тяготения, которая не сможет сжать объект до меньших размеров[107]. Постепенно, высветив всю свою тепловую энергию, накопившуюся во время сжатия до вырожденного состояния, подобные звездообразные объекты превратятся в черные карлики — безжизненные несветящиеся тела, которые могут существовать в таком состоянии миллиарды миллиардов лет. Таким образом, нижний предел массы звезд определяется массой, при которой в центре сжимающейся звезды достигается температура, необходимая для «загорания» водорода. А чем определяется верхний предел массы? Вспомним, что при сжатии массивной протозвезды на ее ядро непрерывно выпадает вещество оболочки, в результате чего масса ядра (будущей звезды) растет. Чем больше масса ядра, тем выше его температура и интенсивнее излучение. При массе, равной приблизительно 100 M⊙ , давление излучения достигает такой величины, при которой дальнейшее выпадение вещества из оболочки прекращается. Это и определяет верхний предел наблюдаемых масс звезд.

Вернемся к звездам главной последовательности. Чем больше энергии излучает звезда (т. е. чем выше ее светимость), чем быстрее она расходует ядерное горючее, тем короче стадия устойчивого состояния звезды (время жизни звезды на главной последовательности). Запасы ядерного горючего в звезде пропорциональны ее массе, а темп расходования пропорционален светимости. Поэтому время жизни звезды на главной последовательности t ∝ М/L. Но, как уже отмечалось выше, L ∝ M4, следовательно, t ∝ М3. Звезды с массой, равной массе Солнца, «живут» 11-13 млрд лет. Звезды с массой вдвое меньше M⊙ живут на главной последовательности почти 100 млрд лет, а красные карлики — много дольше[108]. Самые массивные горячие звезды с массой больше 10 M⊙ находятся на главной последовательности менее 10 млн лет. Если бы такая звезда образовалась вместе с нашим Солнцем 5 млрд лет тому назад, то к настоящему времени она давно бы исчерпала запасы водородного горючего и прекратила свое существование, вероятнее всего, взорвавшись как сверхновая (см. ниже). То, что мы наблюдаем подобные звезды, свидетельствует о том, что они очень молодые и сформировались не более 20 млн лет назад; по космогоническим (и даже геологическим!) масштабам, это совсем мало. Следовательно, процесс звездообразования в Галактике продолжается и в настоящее время.

Что же происходит со звездой по мере выгорания водородного горючего? Во внутренних слоях звезды энерговыделение уменьшается и давление газа уже не в состоянии противостоять силам тяготения. Внутренние слои звезды слегка сжимаются, температура в них повышается, давление останавливает сжатие; интенсивность ядерных реакций при повышенной температуре возрастает, восстанавливая прежний темп энерговыделения. Светимость звезды и температура ее поверхности не меняются. Так в недрах звезды осуществляется управляемый термоядерный синтез, который позволяет поддерживать равновесие звезды. В это время звезда находится на главной последовательности.

Но когда значительная доля водорода выгорит, в центре звезды образуется гелиевое ядро. В прилегающих к нему слоях звезды продолжаются термоядерные реакции с образованием гелия. Гелиевое ядро растет и, в конце концов, вокруг него остается только очень тонкий слой, где идут ядерные реакции. Лишенное источников энергии гелиевое ядро начинает сжиматься, температура его растет; одновременно повышается температура примыкающей к ядру тонкой оболочки, где идут термоядерные реакции. Скорость реакций очень сильно зависит от температуры. С повышением температуры скорость реакций возрастает, а это, в свою очередь, повышает температуру и увеличивает скорость ядерных реакций. Такое состояние является неустойчивым. Наружные слои звезды начинают расширяться, все параметры звезды (ее радиус, спектр, светимость, температура поверхности) изменяются. Период стационарного состояния звезды закончился. Начинается новая, третья стадия звездной эволюции — стадия красного гиганта.

Рис. 2.1.20. Эволюционные треки звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела при переходе с главной последовательности к стадии красного гиганта

Процесс перехода в состояние красного гиганта у звезд разной массы протекает по-разному. У звезд малой массы температура поверхности (не путать с температурой внутри звезды!) при расширении оболочки практически не меняется. Значит, не меняется и поток энергии с единицы поверхности. А так как излучающая поверхность при расширении увеличивается, то светимость звезды возрастает. Эволюционный трек такой звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела изображается почти вертикальной линией (см. рис. 2.1.20). За счет чего увеличивается мощность излучения звезды? Очевидно, за счет возрастания энерговыделения в ее внутренних слоях. Такое кратковременное возрастание энергии, как мы видели, возможно, несмотря на истощение ядерного горючего, за счет повышения температуры в зоне, где идут ядерные реакции. У звезд большой массы температура поверхности с расширением быстро падает, излучательная способность единицы поверхности уменьшается, но это полностью компенсируется увеличением поверхности звезды, так что ее светимость не меняется. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела эволюционный трек такой звезды изображается горизонтальной линией. Каким бы путем звезда ни пришла в состояние красного гиганта, в этом состоянии она имеет температуру поверхности значительно ниже, чем звезда главной последовательности с той же светимостью (или светимость выше, чем звезда главной последовательности с той же температурой). Характерной особенностью звезд на этой стадии эволюции является то, что они становятся очень неоднородными: выделяется плотное компактное очень горячее ядро и холодная протяженная внешняя оболочка. У обычных звезд плотность и температура непрерывно изменяются от поверхности звезды к ее центру, здесь же возникает резкий скачок плотности между ядром и оболочкой. По своему строению красный гигант, в какой-то мере, похож на протозвезду в начальном состоянии сжатия.

Время перестройки звезды, время перехода ее в состояние красного гиганта в сто раз меньше срока жизни звезды на главной последовательности. В процессе перестройки звезда находится в неустойчивом состоянии, здесь возникают условия, при которых она может совершать регулярные пульсации. В это время звезда наблюдается в качестве цефеиды или переменной типа RR Лиры.

Как же протекает третья стадия звездной эволюции? Некоторое время после образования красного гиганта звезда остается стационарной: ее радиус, температура, светимость не меняются. В центре звезды находится гелиевое ядро. Еще на стадии образования красного гиганта оно начало сжиматься. Если масса ядра больше 0,4—0,5 M⊙ , то температура при сжатии достигает 108 К, начинается новый цикл ядерных реакций, при которых гелий превращается в углерод (три ядра гелия-4 образуют ядро углерода 12С). Выделяющаяся при этом энергия поддерживает излучение звезды. Таким образом,