Миллионы звезд, включая и наше Солнце, вращаются вокруг центра, который расположен в направлении созвездия Стрельца и не виден в телескопы, поскольку заслонен облаками газа. Наша Солнечная система расположена ближе к краю галактики, которую мы называем Млечный Путь. Линейный размер нашей Галактики 100 тыс. световых лет, толщина - около 1500 световых лет. Солнце находится на расстоянии 30 тыс. световых лет от центра Галактики и вращается вокруг этого центра со скоростью 250 км/с. В центре этой космической "карусели" предположительно находится черная дыра массой в миллионы раз превышающей массу Солнца. Таким образом, Солнце - самая заурядная звезда среди миллиардов звезд Вселенной.
В настоящее время установлено, что звезды и звездные скопления имеют разный возраст - от 1010 лет (старые шаровые звездные скопления) до 106 лет (рассеянные звездные скопления и звездные ассоциации).
В общем виде эволюция звезды типа Солнца проходит стадии:
· возникновение звезды в результате конденсации межзвездной пыли и газа, богатого водородом;
· стадия термоядерных реакций превращения водорода в гелий в центре звезды (наиболее длительная);
· при исчерпании в центре водорода ядро сжимается и нагревается, а оболочка сильно расширяется; даже при увеличении светимости температура поверхности падает - звезда становится красным гигантом;
· термоядерное загорание гелия и более тяжелых элементов в ядре звезды, сопряженное в ряде случаев со сбросом водородной оболочки ("новая" звезда) и образованием так называемой планетарной туманности;
· остывание остатка звезды, переход в стадию белого карлика.
Более массивные звезды в зависимости от начальной массы, а возможно и от момента вращения могут завершить свою эволюцию взрывом сверхновой звезды (с остатком в виде нейтронной звезды либо без остатка). Согласно общей теории относительности Эйнштейна, самые массивные звезды, сохранившие свою массу вплоть до исчерпания термоядерного горючего, должны коллапсировать в состояние черной дыры.
Классификация звезд основывается на таких характеристиках, как масса, светимость (полное количество энергии, излучаемое звездой), радиус и температура поверхностных слоев. Массы звезд лежат в сравнительно узких пределах, в основном в диапазоне 0,03-60 масс Солнца. Радиусы звезд меняются в очень широких пределах: есть звезды по своим размерам не превышающие Землю (белые карлики); нейтронные звезды имеют диаметры в несколько десятков километров; существуют огромные "пузыри" - сверхгиганты, внутри которых может поместиться орбита Марса (тысячи радиусов Солнца). Плотность Солнца 1,4 г/см3; плотность "пузырей" - в миллионы раз меньше; плотность нейтронных звезд - до 1012 г/см3.
Температура звезды определяет ее цвет, спектральные характеристики. Температуру нагретого тела оценивают по зависимости интенсивности излучения от длины волны. Чем выше температура излучающего тела, тем дальше в область коротких волн сдвигается максимум интенсивности излучения. Этот факт сформулирован в законе Вина: длина волны, соответствующая максимуму энергии, излучаемой абсолютно черным телом, обратно пропорциональна его температуре. Если, например, температура поверхностных слоев звезды (как и любого нагретого тела) 3000-4000 К, то ее цвет красноватый, при температуре 6000-7000 К - желтоватый. Очень горячие звезды имеют белый и голубоватый цвета (10000-12000 К). Подавляющее большинство звезд имеют температуру около 3500 К.
При возрастании температуры меняется не только длина волны, которой соответствует максимум излучения, но и проявляется влияние внешних оболочек звезды на ее спектр. Спектральная классификация содержит семь классов, обозначаемых буквами О, В, A, F, G, К, М - от самых горячих звезд к самым холодным. Каждый класс разбивается на 10 подклассов - В0, В1, В2 ... В9. Солнце - звезда класса G2. Внешние оболочки звезды, как правило, представляют собой сильно ионизированные водород и гелий, плазму с одинаковым числом положительно и отрицательно заряженных частиц. Тяжелые элементы, также в ионизированном состоянии, присутствуют в виде незначительных "добавок". Возможна ситуация, когда атомы полностью теряют электроны. В этом случае отдельно существуют ядра и электроны, понятие химического элемента исчезает.
Химический состав звезды определяют по ее спектру излучения. Средний химический состав наружных слоев звезды выглядит примерно следующим образом. На 10000 атомов водорода приходится 1000 атомов гелия, 5 атомов кислорода, 2 атома азота, 1 атом углерода, 0,3 атома железа. Содержание других элементов еще ниже. В то же время необходимо отметить, что тяжелые элементы, занимая во Вселенной весьма скромное место, определяют характер эволюции звезд. Кроме того, вопрос возникновения жизни на Земле, существования жизни во Вселенной прямо связан с эволюцией химических элементов, их происхождением.
Класс А, например, включает так называемые водородные звезды со спектрами излучения, характерными для водорода. Типичная звезда этой группы - Сириус. Класс F включает звезды, в спектрах которых особо выделяются спектральные линии кальция и водорода. К классу G относятся звезды, в спектрах которых кроме спектральных линий кальция и водорода видны спектральные линии многих металлов, особенно железа. Солнце принадлежит к этой группе, поэтому звезды такого типа часто называют звездами солнечного типа. Звезды класса К имеют в спектрах интенсивные линии кальция и линии, указывающие на присутствие других металлов. В класс М входят звезды, спектры которых содержат полосы, характерные для оксидов металлов, особенно оксида титана. Максимум их излучения сдвинут в красную область спектра. Типичный представитель - звезда Бетельгейзе (созвездие Ориона).
Светимость звезды - количество энергии, испускаемое звездой в единицу времени - определяют с использованием так называемой звездной величины. По определению, если наблюдаемая светимость (блеск) одной звезды больше светимости другой в 100 раз, то они будут отличаться друг от друга на 5 видимых звездных величин. Нетрудно подсчитать, что блеск звезды нулевой и двадцатой звездной величин будет отличаться в сто миллионов раз. По международным соглашениям отсчет звездных величин первоначально был установлен по Полярной звезде, ее звездная величина была принята за +2. Однако оказалось, что Полярная звезда - переменная и не подходит для этих целей. Поэтому сейчас нуль-пункт установлен при помощи других звезд, светимость которых точно измерена. Звезда, имеющая звездную величину +3 ярче Полярной в 2,512 раза, а звездную величину +1 - слабее Полярной в 2,512 раза. Сириус ярче Полярной звезды в 25 раз, что соответствует разности звездных величин 3,5. Поэтому звездная величина Сириуса +2,0 - 3,5 = -1,5. Невооруженным глазом видны звезды, имеющие звездную величину +6 и меньше. Шкала видимых звездных величин, доступных для наблюдения современными оптическими приборами, заключена от -26,7 для Солнца (самой яркой звезды нашего неба) до +24 для самой слабой из видимых звезд. Два фактора обусловливают этот огромный диапазон звездных величин - диапазон присущих звездам значений светимости и разнообразие их расстояний от Земли. Солнце гораздо ярче других звезд, но это не значит, что его светимость самая большая. Оно просто близко расположено. Для корректного сравнения светимостей необходимо исключить фактор расстояния. В связи с этим введено понятие абсолютной звездной величины как видимой звездной величины, которую звезда имела бы, находясь на расстоянии 10 пс от Солнца. Именно эта характеристика и будет определять светимость звезды. Абсолютная звездная величина Солнца +5.
Важную роль в поведении звезд играют магнитные поля. В пятнах на Солнце магнитное поле достигает 4000 эрстед. Это поле, которое можно получить на Земле с помощью относительно сильного электромагнита. Напряженность магнитных полей отдельных звезд достигает 10000 эрстед.
Почему важно уметь сопоставлять характеристики звезд, учитывать поправки на расстояние и другие причины (например, межзвездное поглощение)? Только в этом случае мы можем получить объективную информацию и имеем возможность сопоставить поведение разных звезд на разных этапах эволюции. Измерив расстояние до звезды (для достаточно близких звезд - по методу параллакса) и видимую звездную величину, мы получаем абсолютную звездную величину, являющуюся мерой светимости. По измерениям зависимости интенсивности излучения звезды от длины волны можно установить ее температуру.
Рассчитанные по данным наблюдений светимость, температура и радиус звезды связаны друг с другом. При помощи уравнений по двум из этих параметров можно рассчитать третий. Звезды, как мы видим, чрезвычайно разнообразны. Звезды с наибольшими светимостями в миллионы раз ярче Солнца. Звезды, имеющие самые слабые светимости, - примерно в миллион раз слабее Солнца. Поверхностные температуры самых горячих звезд - сотни тысяч кельвинов, самых холодных - около 1000 К.
Мы перечислили основные характеристики звезд. Возникает вопрос: существует ли какая-либо связь между ними? Можно ли систематизировать существующие данные о миллионах наблюдаемых звезд? Можно было бы ожидать, что во Вселенной, содержащей миллионы и миллиарды звезд, представлены любые возможные сочетания этих параметров. Это предположение можно проверить, выбрав любые два параметра для большого количества звезд и построив диаграмму, связывающую их.
В 1905 г. Э. Герцшпрунг и Г. Рессел независимо друг от друга заметили, что голубые (горячие) звезды малой светимости встречаются очень редко, а красные звезды образуют две группы. В 1911 г. Герцшпрунг, а в 1913 году Рессел начали строить диаграммы, связывающие светимость звезд со спектральным классом. Сегодня диаграмма, на которую нанесены большинство известных звезд (измерять температуры и определять спектральные классы совсем слабых звезд практически невозможно), носит название диаграммы Герцшпрунга-Рессела. Звезды лежат на этой диаграмме не случайным образом, а образуют явно выраженные последовательности. Большинство звезд находится в пределах сравнительно узкой полосы, идущей от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему. Это так называемая главная последовательность. В верхнем правом углу - довольно беспорядочная группировка звезд. Их спектральные классы - G, К, М. Это яркие звезды с абсолютными звездными величинами от +2 до -6 - "красные гиганты". В левой нижней части диаграммы - небольшое количество звезд. Их абсолютные величины +10 и больше, а спектральные классы от В до F. То есть это горячие звезды с низкой светимостью. Но низкая светимость при высокой поверхностной температуре может быть только тогда, когда радиус звезды мал. В этой части диаграммы находятся белые карлики.
Белый карлик - звезда, состоящая из вещества, свойства которого определяются законами не классической, а квантовой механики (вырожденный электронный газ). Это конечная стадия эволюции звезды с массой порядка солнечной (масса Солнца = 2∙1030 кг). Радиус белого карлика - порядка радиуса Земли (≈ 6370 км). Плотность вещества - около 1 тонны в кубическом сантиметре.
Нейтронная звезда - звезда, вещество которой состоит в основном из нейтронов, упакованных до плотности атомного ядра. Это конечная стадия эволюции звезды с массой порядка нескольких солнечных. Радиус нейтронной звезды - порядка десяти километров. Плотность вещества достигает миллиарда тонн в кубическом сантиметре. Существование нейтронных звезд было предсказано в 1930-х годах, вскоре после открытия нейтрона. В 1967 г. они были обнаружены в виде импульсных источников радиоизлучения - пульсаров. Было установлено, что нейтронные звезды проявляют себя также как рентгеновские пульсары (1971) и вспышечные источники рентгеновского излучения - барстеры (от англ. "burst" - вспышка). Не исключено, что на одной из стадий существования нейтронные звезды являются источниками гамма-всплесков. Уже к 1984 г. было открыто около 400 нейтронных звезд, из них 20 - в виде рентгеновских пульсаров, около 40 - в виде барстеров, а остальные - в виде обычных радиопульсаров.
Черная дыра - область пространства, в которой гравитационное поле настолько сильно, что вторая космическая скорость (скорость убегания) для находящихся в этой области тел должна была бы превышать скорость света. Из черной дыры ничто не может вылететь - ни излучения, ни частицы, ибо в природе ничто не может двигаться со скоростью, большей скорости света в вакууме. Границу области, за которую не выходит свет, называют горизонтом черной дыры. Поле тяготения черной дыры описывается теорией тяготения (общей теорией относительности). Согласно этой теории, вблизи черной дыры геометрические свойства пространства описываются неэвклидовой (римановой) геометрией, а время течет медленнее, чем вдали, вне поля тяготения. По современным представлениям, массивные звезды (с массой в несколько масс Солнца и больше), заканчивая свою эволюцию, могут сжаться (сколлапсировать) и превратиться в черную дыру. Радиус черной дыры при массе в десять солнечных составляет 30 км.