В соответствии с этой картиной, звезды зарождаются как бы на трех стадиях. Самые старые должны находиться в шаровых скоплениях, располагающихся сферически симметрично вокруг центра галактики, а самые молодые — в плоской составляющей.
Несколько в стороне остается важнейший вопрос: что же происходит в центре галактики, как протекает там эволюция вещества? Очень вероятно, что в центре вещество концентрируется особым образом — не просто в плотные скопления звезд, а в какие-то сверхзвездные тела огромных масс и размеров. Эти тела могут, в свою очередь, довольно быстро коллапсировать в гигантские черные дыры. Существование таких центральногалактических супердыр — одна из распространенных гипотез, от ее проверки зависит очень многое. Во всяком случае, огромная излучательная активность галактических ядер и особенно квазаров неплохо объясняется эффективным механизмом захвата вещества супердырой. Другой вариант — очень высокая концентрация в центре Галактики более или менее обычных звезд и черных дыр, которые испытывают достаточно частые столкновения, иногда завершающиеся слиянием. Суммарно система концентрированного «звездного газа» может также обеспечить высокую светимость. Выбор между двумя вариантами затруднен из-за непрозрачности центральной области нашей Галактики. Только тщательный анализ всех участков спектра — в том числе гравитационного и нейтринного — позволит прояснить ситуацию.
Эволюция протозвездных облаков вдали от центра выглядит примерно так. Облако фрагментирует на группу газовых образований, каждое из которых можно рассматривать как протозвезду. Под действием тяготения вещество протозвезды сжимается, потенциальная энергия переходит в тепловую, и вещество постепенно разогревается. Видимо, на этой стадии вращающаяся протозвезда может выделить отдельные сгустки, которые вступают на путь более или менее обособленной эволюции, конденсируясь в планеты[135].
Масса газа, участвующего в дальнейшем сжатии самой протозвезды, весьма различна, но вряд ли она превосходит 100 или 1000 М€. Разогрев вещества приводит к появлению слабой собственной светимости — протозвезда напоминает теперь «красный гигант». Когда же температура в ее недрах достигает некоторого критического значения, открываются каналы термоядерных реакций, в которых водород синтезируется в более тяжелые элементы. Сжатие приостанавливается — давление газа теперь достаточно велико, чтобы противодействовать гравитации. Протозвезда превращается в настоящую звезду[136].
Длительность протозвездной фазы зависит от массы первичной конденсации и заключена в пределах от миллионов до сотен миллионов лет. Чем массивней протозвезда, тем быстрее она превращается в полноценную звезду.
Возникшая звезда попадает на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рессела и как бы путешествует вдоль нее. Длительность этого путешествия, то есть время жизни в собственно звездной фазе, существенно зависит от массы и начального химического состава. Самые массивные и яркие звезды могут очень быстро исчерпать запасы термоядерного горючего — за каких-то несколько миллионов лет. Маломассивные звезды (М ~ 0,5 ÷ 0,7 М€) со светимостью L ~ 0,1 ÷ 0,3L€ (спектральный класс К) могут пребывать на главной последовательности многие десятки миллиардов лет — дольше известных нам космологических сроков.
Когда водород в центральной области звезды выгорает, ее ядро, в котором накапливаются гелий и более тяжелые продукты термоядерного синтеза, начинает резко сжиматься — теперь уже практически нет давления, противодействующего гравитации. Плотность ядра значительно возрастает, а его поверхностный слой, где еще продолжаются термоядерные реакции, становится как бы печкой для подогрева газовой оболочки. Эта оболочка, разогреваясь, расширяется, и ее светимость заметно возрастает. Звезда становится красным гигантом и покидает главную последовательность.
В ядре звезды при температуре выше 100 млн. градусов создаются условия для синтеза углерода из трех ядер гелия. Вступление в углеродный цикл термояда приостанавливает сжатие, но всему приходит конец, в том числе и запасу гелия.
Если масса звезды не слишком велика (М (1,2. М€), ее дальнейшая судьба выглядит так. Прекращение термоядерного синтеза ведет к дальнейшему сжатию ядра, а оболочка, получившая мощный тепловой импульс, сбрасывается. Ее мы можем наблюдать в виде так называемой «планетарной туманности», светящейся за счет накачки мощным ультрафиолетовым излучением ядра. Оболочка будет расширяться и постепенно растворится в окружающем пространстве.
Ядро этой звезды сожмется чрезвычайно сильно — разрушатся атомы, ядра будут как бы вдавлены в электроны, откуда и возникнет огромная плотность, соответствующая упаковке «нуклона в электроне». Дальнейшее сжатие тормозится давлением электронного газа. Образуется белый карлик, который при массе порядка М€ имеет радиус всего около 1000 км[137]. Постепенно остывая, он превращается в холодное сверхплотное тело (черный карлик). Такую судьбу должно иметь и наше Солнце. Примерно через 8 млрд. лет оно раздуется до масштабов красного гиганта и, сбросив оболочку, станет белым карликом. Многие звезды старших поколений в промежуточной и сферической составляющих Галактики, образовавшиеся на 5-10 млрд. лет раньше Солнца, уже проделали весь этот путь или заметную его часть. Как правило, срок их жизни на главной последовательности не превышает 10 млрд. лет. Поэтому в космосе должно находиться множество погасших карликов — памятников некогда ярким мирам.
Если масса звездного ядра превышает 1,2. М€, судьба звезд оказывается несколько более впечатляющей.
Сброс оболочки сопряжен в этом случае с одним из самых мощных процессов во Вселенной — вспышкой Сверхновой. Пиковая светимость такого объекта того же порядка, что и светимость целых галактик. Вещество, выброшенное взрывом, расширяется в окружающее пространство со скоростями до 10 000 км/с, причем общее энерговыделение доходит до 1045 Дж. Видимо, столь мощный взрыв связан с протеканием в массивном звездном ядре реакции синтеза довольно сложных атомных ядер. При разогреве до миллиарда градусов начинается синтез кислорода, неона, натрия и более тяжелых элементов. Для этих реакций характерны высокая скорость и огромное энерговыделение — в 10–15 раз выше, чем при синтезе легчайших ядер. В результате химический состав такой звезды оказывается куда сложней, чем у менее массивных звезд. Можно сказать, что конечные стадии ее эволюции создают своеобразный термоядерный комбинат по производству тяжелых элементов. Действительно, при взрыве Сверхновой в пространство выбрасывается значительное количество элементов, которые не могут образоваться за счет чисто космологической эволюции — в эпоху ядерно-плотной Вселенной на это просто не хватает времени. Взрывы Сверхновых постоянно обогащают межзвездную газово-пылевую среду.
Благодаря относительно быстрой эволюции вдоль главной последовательности, от нескольких миллионов до нескольких миллиардов лет, самые древние массивные звезды давно успели пройти свой путь и значительно изменить химический состав Вселенной. Из выброшенного ими вещества стали формироваться звезды второго поколения, к которым относится и наше Солнце.
После завершения термоядерных циклов ядра массивных звезд сжимаются гораздо сильней, не задерживаясь на стадии белых карликов. Если их масса не превышает 2,5–3 М€, они завершают свою эволюцию в виде пульсаров нейтральных звезд с плотностью атомного ядра.
При большей массе эволюция звездного остатка должна неизбежно завершиться черной дырой — не известны силы, способные приостановить сжатие и в этой ситуации. Впрочем, если ядро звезды быстро вращается, возможен дополнительный сброс массы и остаток должен избежать чернодырного финиша. Первое поколение массивных звезд, образовавшихся на первом этапе космогонической фазы (13–15 млрд. лет назад), в основном завершило свой путь, преобразовавшись в сгустки темной материи — нейтронные звезды и черные дыры, проявляющие себя в кратных системах, вблизи от более молодых и активных звезд. С другой стороны, очень правдоподобно, что вторичные конденсации охотно развиваются неподалеку от места взрыва Сверхновой, повышающего плотность вещества в своей окрестности. «Семейные ячейки» звезд, видимо, наблюдаются, но общая закономерность их образования до конца не ясна, не совсем понятны и правила химической наследственности, хотя роль изменения химического состава изучена очень неплохо.
Теперь обратимся к эволюции в масштабах околозвездного пространства проблемам планетарной космогонии.
