Поэтому температура ее поверхности много меньше, чем у обычной звезды такой же массы, и на диаграмме спектр - светимость протозвезды должны располагаться справа от главной последовательности. По мере сжатия протозвезды температура ее увеличивается, и она перемещается по диаграмме Герцшпрунга - Рессела сначала вниз, потом влево, почти параллельно оси абсцисс. Когда температура в недрах звезды достигает нескольких миллионов градусов, начинаются термоядерные реакции. Сначала "выгорает" дейтерий, а затем литий, бериллий и бор. Сжатие в результате выделения дополнительной энергии замедляется, но не прекращается совсем, так как эти элементы быстро оказываются израсходованными. Когда температура повышается еще больше, начинают действовать протон-протонные реакции (для звезд с массой, меньшей 1,5 M¤) или углеродно-азотный цикл (для звезд с большей массой). Эти реакции могут поддерживаться длительное время, сжатие прекращается и протозвезда превращается в обычную звезду главной последовательности. Давление внутри звезды уравновешивает притяжение, и она оказывается в устойчивом состоянии. ТАБЛ�ЦА 15 Время гравитационного сжатия звезд и их пребывания на главной последовательности

Время гравитационного сжатия сравнительно невелико. Оно зависит от массы протозвезды. Чем больше масса, тем быстрее протекает процесс гравитационной конденсации. Протозвезды, имеющие такую же массу, как Солнце, сжимаются за 108 лет. Время гравитационного сжатия для звезд разных классов приведено в табл. 16. Так как сжатие происходит быстро, наблюдать звезды в этой первой наиболее ранней стадии эволюции трудно. Предполагается, что в этой стадии находятся неправильные переменные звезды типа Т Тельца. �звестно несколько рассеянных

звездных скоплений, состоящих из звезд классов О и В и переменных типа Т Тельца. На рис. 244 показана диаграмма "показатель цвета - звездная величина" для звездного скопления NGC 6530. Линия, идущая приблизительно по диагонали, отмечает положение главной последовательности. Звезды, имеющие показатель цвета (В - V) > 0, - это, главным образом, переменные типа Т Тельца. Они расположены справа от главной последовательности как раз там, где должны находиться сжимающиеся звезды. По-видимому, звезды скопления NGC 6530 образовались примерно 107 лет назад. Более массивные члены скоплений (О и В звезды) уже успели перейти на главную последовательность, менее массивные - еще находятся в фазе гравитационной конденсации. Звезды типа Т Тельца еще не пришли в состояние равновесия, и этим, вероятно, объясняется типичный для них неправильный характер изменения блеска. Эти звезды связаны с пылевыми туманностями, которые являются остатками первоначальных скоплений диффузной материи. Находясь на главной последовательности, звезды длительное время излучают энергию благодаря термоядерным реакциям, почти не испытывая каких-либо внешних изменений: радиус, светимость и масса остаются почти постоянными. Положение звезды на главной последовательности определяется ее массой. Ниже главной последовательности на диаграмме спектр - светимость проходит последовательность ярких субкарликов. Они отличаются от звезд главной последовательности химическим составом: содержание тяжелых элементов в субкарликах в несколько десятков раз меньше. Причина этого отличия, связанная с тем, что субкарлики являются звездами сферической составляющей, будет объяснена ниже. В результате термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды, происходит постепенная переработка водорода в гелий, или, как говорят, "выгорание" водорода. Время пребывания на главной последовательности зависит от скорости термоядерных реакций, а скорость реакций-от температуры. Чем больше масса звезды, тем выше должна быть температура в ее недрах, чтобы газовое давление могло уравновесить вес вышележащих слоев. Поэтому ядерные реакции в более массивных звездах идут быстрее и время пребывания на главной последовательности для них меньше, так как быстрее расходуется энергия. В табл. 16 дано время пребывания на главной последовательности, вычисленное для звезд разных спектральных классов. �з таблицы видно, что звезды В0 остаются на главной последовательности менее 107 лет, в то время как для Солнца и звезд более поздних спектральных классов период пребывания на главной последовательности превышает 1010 лет. Ядерные реакции идут только в центральной части звезды. В этой области (конвективное ядро звезды) вещество все время перемешивается. При выгорании водорода радиус и масса конвективного ядра уменьшаются. Расчеты показывают, что звезда при этом перемещается по диаграмме спектр - светимость вправо. Более массивные звезды перемещаются быстрее, и в результате верхний конец главной последовательности постепенно отклоняется вправо. На рис. 245 показано, как с течением времени изменяется вид главной последовательности для некоторой группы одновременно образовавшихся звезд.

Когда весь водород в ядре звезды превратится в гелий, вторая стадия эволюции (стадия главной последовательности) заканчивается. Реакции превращения водорода в гелий продолжают идти только на внешней границе ядра. Расчеты показывают, что при этом ядро сжимается, плотность и температура в центральной части звезды возрастают, увеличивается светимость и радиус звезды. Звезда сходит с главной последовательности и становится красным гигантом, вступая в третью стадию эволюции. Все, о чем говорилось выше, представляет собой результаты теоретических работ по внутреннему строению звезд. Эти результаты можно проверить, сопоставляя их с диаграммами спектр - светимость для звездных скоплений. Можно полагать, что звезды одного и того же скопления образовались совместно и имеют одинаковый возраст, иначе трудно было бы объяснить само существование скоплений. На рис. 246 приведены диаграммы цвет - светимость для 11 звездных скоплений. Два из них, М3 и М 92, шаровые. Мы видим, что главные последовательности отклоняются вправо и вверх у разных скоплений по-разному. Понятно, что чем больше отклонение, тем старше должно быть скопление. С помощью этих диаграмм можно легко выяснить, какое скопление образовалось раньше, какое позже, и определить приблизительно их возраст. Можно воспользоваться для этого, например, табл. 16, находя по диаграммам цвет - светимость типы звезд, которые ушли с главной последовательности. Скопление NGC 2362 самое молодое из всех, его возраст несколько десятков миллионов лет. У шаровых скоплений главная последовательность едва намечается. Верхняя часть отсутствует из-за того, что соответствующие звезды уже прошли вторую стадию эволюции, а нижняя - из-за невозможности наблюдения слабых звезд (на самом деле главная последовательность, по-видимому, продолжается вниз). Зато у шаровых и старых рассеянных скоплений хорошо представлена ветвь красных гигантов. Это означает, что большинство наблюдаемых звезд этих скоплений находится в третьей стадии эволюции.

Ветвь красных гигантов для звезд рассеянных скоплений идет ниже, чем для звезд шаровых скоплений, а главная последовательность, наоборот, выше. Теоретически это можно объяснить более низким содержанием тяжелых элементов в звездах шаровых скоплений. � действительно, наблюдения показывают, что в звездах сферической подсистемы, к которой принадлежат шаровые скопления, относительное обилие тяжелых элементов меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Таким образом, наблюдения удовлетворительно согласуются с теоретическими представлениями об эволюции звезд и подтверждают их. Тем самым получает наблюдательную проверку и теория внутреннего строения звезд, на которой эти представления основаны. Предполагается, что в стадии красного гиганта (или сверхгиганта) в плотном ядре звезды в течение некоторого времени может идти реакция превращения гелия в углерод. Для этого температура в центральных частях звезды должна достигать 1.5 Ч 108 °K. Расчеты показывают, что такие звезды должны располагаться на диаграмме цвет - светимость слева от главной ветви красных гигантов. На диаграмме скопления М 3 (см. рис. 246) от обычной последовательности красных гигантов отходит влево дополнительная ветвь, которая, по-видимому, образуется такими звездами. Когда гелиевая реакция внутри ядра и водородные реакции на его границе исчерпывают себя, третья стадия эволюции (стадия красного гиганта) приходит к концу. Протяженная оболочка гиганта при этом расширяется, ее наружные слои не могут удерживаться силой тяготения и начинают отделяться. Звезда теряет вещество, и масса ее уменьшается. Наблюдения показывают, что у красных гигантов и сверхгигантов действительно иногда имеет место истечение вещества из атмосферы. В этом случае процесс происходит медленно. Однако при некоторых условиях, точно пока не выясненных, звезда может быстро выбросить существенную часть массы, и процесс будет иметь характер взрыва, катастрофы. Такого рода взрывы мы наблюдаем при вспышках сверхновых звезд. При медленном истечении вещества из красных гигантов, по-видимому, образуются планетарные туманности. Когда протяженная оболочка гиганта рассеется, остается только ее центральное ядро, полностью лишенное водорода. В случае звезд с массой, не превосходящей солнечную в 2-3 раза, вещество ядра находится в вырожденном состоянии, так же как и вещество белых карликов. Поэтому кажется очень вероятным, что белые карлики и являются четвертым и последним этапом эволюции таких звезд, следующим за стадией красного гиганта. � в самом деле, в старых звездных скоплениях имеется некоторое количество белых карликов, а в молодых они отсутствуют. В белых карликах, как мы знаем, ядерные реакции не идут. Белые карлики светят за счет запаса тепловой энергии, накопленной в прошлом, и постепенно остывают, превращаясь в ненаблюдаемых "черных" карликов. Белые карлики - это остывающие, умирающие звезды. Звезды, превосходящие Солнце по массе в несколько раз, уже не могут переходить в фазу белого карлика, потому что их гелиевые ядра не находятся в вырожденном состоянии. Предполагается, что в этом случае третий этап эволюции кончается образованием нейтронной звезды и взрывом сверхновой. �так, мы имеем сейчас возможность проследить в общих чертах эволюцию звезд, от плотного облака газа и пыли к сжимающейся протозвезде, затем через обычную звезду главной последовательности к красному гиганту и, наконец, - к белому карлику. В этой картине еще много неясного, многое еще подлежит уточнению, однако в главных чертах она представляется достаточно обоснованной. Мы рассматривали выше, как меняется в процессе эволюции звезд их масса, радиус, светимость, температура, и ничего не упомянули о такой важной характеристике, как вращение. �звестно, что звезды спектральных классов О, В, А вращаются очень быстро - экваториальная скорость вращения у них, как правило, превышает 100 км/сек. Скорости вращения звезд класса F в среднем меньше 100 км/сек, а звезды более холодные, чем F, вращаются настолько медленно, что доплеровское расширение линий слишком мало и скорость вращения нельзя измерить. Верхний предел скорости вращения звезд классов G, К, М, принадлежащих к главной последовательности, составляет несколько десятков км/сек, но на самом деле вращение может быть гораздо медленнее. Например, у Солнца, типичной звезды класса G, скорость вращения точек экватора составляет всего лишь около 2 км/сек. �з наблюдений диффузных туманностей следует, что отдельные сгустки вещества движутся в них друг относительно друга со скоростями порядка 1 км/сек. Поэтому первичная туманность, из которой образуется звезда всегда должна иметь некоторый начальный момент количества движения. Расчет показывает, что если бы этот момент количества движения сохранялся, то звезды не могли бы образоваться, так как туманность, сжимаясь, увеличивала бы скорость вращения и разорвалась бы задолго до этого. Очевидно, что момент количества движения должен каким-то образом удаляться из туманности. Конденсирующаяся туманность связана с окружающей менее плотной средой магнитным полем, и так как межзвездная материя "приклеена" к магнитным силовым линиям, то вращение конденсирующейся туманности передается окружающей среде и туманность теряет момент количества движения. Подробное рассмотрение этого процесса показывает, что передача момента количества движения прекращается, когда плотность протозвезды становится достаточно высокой, и окончательно сконденсировавшаяся звезда должна иметь экваториальную скорость в несколько сотен километров в секунду, независимо от ее массы. Для горячих звезд наблюдения дают как раз такую скорость вращения. У холодных же звезд скорость вращения гораздо меньше. Так, в Солнечной системе 98% момента количества движения принадлежит планетам и только 2% Солнцу. Солнце вращалось бы с экваториальной скоростью около 100 км/сек, если бы ему принадлежал весь момент количества движения Солнечной системы. Естественно возникает мысль, что медленное вращение холодных звезд может быть объяснено наличием у них планетных систем, аналогичных Солнечной системе. Если это так, то число планетных систем в Галактике очень велико.

§ 178. Об эволюции галактик

Соотношение общего количества звездного и межзвездного вещества в Галактике со временем изменяется, поскольку из межзвездной диффузной материи образуются звезды, а они в конце своего эволюционного пути возвращают в межзвездное пространство только часть вещества; некоторая его часть остается в белых карликах. Таким образом, количество межзвездного вещества в нашей Галактике должно со временем убывать. То же самое должно происходить и в других галактиках. Перерабатываясь в звездных недрах, вещество Галактики постепенно изменяет химический состав, обогащаясь гелием и тяжелыми элементами. Предполагается, что Галактика образовалась из газового облака, которое состояло главным образом из водорода. Возможно даже, что, кроме водорода, оно никаких других элементов и не содержало. Гелий и тяжелые элементы образовались в таком случае в результате термоядерных реакций внутри звезд. Образование тяжелых элементов начинается с тройной гелиевой реакции ЗНе4 ® C 12, затем С12 соединяется с a-частицами, протонами и нейтронами, продукты этих реакций подвергаются дальнейшим преобразованиям, и так появляются все более и более сложные ядра. Однако образование самых тяжелых ядер, таких как уран и торий, постепенным наращиванием объяснить нельзя. При этом неизбежно пришлось бы пройти через стадию неустойчивых радиоактивных изотопов, которые распадутся быстрее, чем успеют захватить следующий нуклон. Поэтому предполагается, что самые тяжелые элементы, стоящие в конце менделеевской таблицы, образуются при вспышках сверхновых звезд. Вспышка сверхновой представляет собой результат быстрого сжатия звезды. При этом температура катастрофически возрастает, в сжимающейся атмосфере идут цепные термоядерные реакции и возникают мощные потоки нейтронов. �нтенсивность нейтронных потоков может быть столь велика, что промежуточные неустойчивые ядра не успевают разрушиться. Прежде чем это произойдет, они захватывают новые нейтроны и становятся устойчивыми. Как уже упоминалось, содержание тяжелых элементов в звездах сферической составляющей много меньше, чем в звездах плоской подсистемы. Это объясняется, по-видимому, тем, что звезды сферической составляющей образовались в самой начальной стадии эволюции Галактики, когда межзвездный газ был еще беден тяжелыми элементами. В то время межзвездный газ представлял собой почти сферическое облако, концентрация которого увеличивалась к центру. Такое же распределение сохранили и звезды сферической составляющей, образовавшиеся в эту эпоху. В результате столкновений облаков межзвездного газа их скорость постепенно уменьшалась, кинетическая энергия переходила в тепловую и менялась общая форма и размеры газового облака. Расчеты показывают, что в случае быстрого вращения такое облако должно было принять форму сплющенного диска, что мы и наблюдаем в нашей Галактике. Звезды, образовавшиеся в более позднее время, образуют поэтому плоскую подсистему. К тому времени, как межзвездный газ сформировался в плоский диск, он прошел переработку в звездных недрах, содержание тяжелых элементов значительно увеличилось и звезды плоской составляющей поэтому тоже богаты тяжелыми элементами. Часто звезды плоской составляющей называют звездами второго поколения, а звезды сферической составляющей - звездами первого поколения, чтобы подчеркнуть тот факт, что звезды плоской составляющей образовались из вещества, уже побывавшего в звездных недрах. Аналогичным образом протекает, вероятно, эволюция и других спиральных галактик. Форма спиральных рукавов, в которых сосредоточен межзвездный газ, по-видимому, определяется направлением силовых линий общего галактического магнитного поля. Упругость магнитного поля, к которому "приклеен" межзвездный газ, ограничивает уплощение газового диска.