Звезда начинает свое существование как сжимающийся под действием собственного тяготения сгусток вещества. В ходе сжатия вещество нагревается, и в нем возрастает давление, которое вскоре начинает препятствовать этому сжатию. Постепенно давление останавливает сжатие и в сгущении достигается равновесие, баланс обеих сил — силы тяготения, стремящейся и далее сжимать вещество, и силы давления, действующей против сжатия. Но еще до остановки сжатия давление, температура и плотность в самой внутренней, центральной области сгустка достигают столь высоких значений, что там «зажигаются» термоядерные реакции. Они служат источником
энергии, благодаря которой поддерживается высокая температура и высокое давление в звездных недрах. Эта энергия питает излучение звезды.

Солнце — это газовый шар, находящийся в равновесии под действием сил тяготения и давления. В его недрах давление составляет 10″ Па, температура —15 миллионов градусов, плотность — 105 кг/м3. Там идет реакция превращения ядер водорода в ядра гелия. За счет этого Солнце излучает ежесекундно 4-102″ Дж энергии. Оно может светить еще не менее 10 млрд., лет, пока водород в его
недрах не превратится в гелий.

Энергия, излучаемая в единицу времени, называется светимостью звезды. Светимость Солнца, Lo=4-102e Вт, не очень высока, поэтому оно считается звездой-карликом. Встречаются звезды-гиганты, светимость которых в десятки тысяч раз больше. Эти звезды имеют массы, иногда в десятки раз превосходящие массу Солнца. Вообще же звезды не слишком сильно отличаются друг от друга по массе: самые крупные из известных звезд имеют массу около 50 Мв, а самые малые — около 0,01 Мв. Различие светимостей гораздо сильнее: от A0~3—10~4)Z/o у звезд, называемых белыми карликами), до A04—105)Lo у звезд-гигантов и сверхгигантов.

Чем больше звезда, тем ярче она светит; при этом зависимость светимости звезды от массы, как видно из приведенных данных, более сильная, чем по закону прямой
пропорциональности. Для звезд, в три и более раз превосходящих по массе Солнце, светимость пропорциональна кубу массы. Так как запасы ядерной энергии определяются содержанием водорода в звезде, т. е. фактически ее массой, то время исчерпания запасов ядерного горючего обратно пропорционально квадрату массы звезды. Если, например, звезда имеет массу 30Д/о, то ее основное горючее — водород — будет израсходовано за 10 миллионов лет. После исчерпания водорода центральная область звезды сжимается, температура и плотность в ней повышаются, и по этой причине становятся возможными ядерные реакции превращения гелия в углерод, а затем и
дальнейшие реакции с образованием все более сложных ядер. Вместе с тем оказывается возможным и горение водорода в» слое, окружающем центральную область. Все это приводит к существенной перестройке внутренней структуры звезды. На этих поздних стадиях своей эволюции звезда разбухает, ее внешние слои расширяются, тогда как центральная область, ядро звезды, продолжает постепенно сжиматься. Поверхностные слои могут отделиться от плотного ядра и образовать вокруг него газовое облако (туманность).

Что же касается ядра), то рано или поздно ядерные источники анергии окажутся в нем исчерпанными. Ядро звезды, не питаемое больше энергией, начинает охлаждаться, Давление в нем падает, и вскоре сила давления
оказывается уже недостаточной для противодействия собственной тяжести звездного вещества. Ядро испытывает дальнейшее быстрое сжатие, итогом которого — в зависимости от его массы — может быть одно из трех новых состояний.

1. Белый карлик. Если масса ядра не превышает 1,4 Л/в, то сжатие его останавливается, когда средняя плотность вещества достигает значения ~109 кг/м3. Возникает белый карлик — звезда размером с Землю и светимостью от ~10~3 Le и ниже. Она светит за счет остатка своей тепловой энергии. Постепенно остывая, белый карлик может светить еще многие миллиарды лет.

Предельную массу белого карлика рассчитал в 30-е годы американский астрофизик С. Чандрасекар. Белые карлики и газовые оболочки вокруг них (эти оболочки называют планетарными туманностями — когда-то думали, что там идет образование новых планетных
систем) хорошо известны в астрономии. Об их общем происхождении говорил И. С. Шкловский еще в 1956 г.

2. Нейтронная звезда. Ядро звезды, имеющее массу от 1,4 до 2Л/0 (а может быть, и ЗЛ/е), сжимается сильнее белых карликов. Его сжатие останавливается при очень большой плотности, сравнимой с плотностью вещества в атомных ядрах, ~1018 кг/м3. Легко подсчитать, что диаметр такой звезды составляет всего 20 км. Вещество, сжатое до ядерной плотности, испытывает
превращение, называемое нейтронизацией: электроны как бы вдавливаются в ядра и там сливаются с протонами. Из слияния электрона с протоном получается нейтрон, а ядра
(это были преимущественно ядра железа — конечного продукта термоядерных реакций в звезде) оказываются состоящими почти целиком из нейтронов. Эти ядра неустойчивы и быстро разваливаются на отдельные нейтроны, образуя таким образом сплошную смесь нейтронов
с очень небольшой примесью протонов и электронов. Так возникает звезда, почти целиком состоящая из нейтронов,— нейтронная звезда.

« Процесс нейтронизации в сверхплотном веществе исследовал наш замечательный физик-теоретик Л. Д. Ландау. В 1932 г.— это год открытия нейтрона — Л. Д. Ландау теоретически предсказал существование нейтронных звезд, обнаруженных астрономами 35 лет спустя, в 1967 г.

Расчет предельной массы нейтронной звезды произвести гораздо труднее, чем в случае белого карлика. Для этого требуется знание тонких свойств взаимодействия нейтронов, которым физика пока еще не располагает. Скорее, эта масса составляет две солнечных массы, но может быть, что и три. По той же причине очень непросто исследовать и внутреннее устройство нейтронной звезды. Тем не менее, удается установить (хотя точные расчеты остаются еще делом будущего), что в отличие от Солнца, других «обычных» звезд и белых карликов — нейтронная звезда представляет собой не газовую, а жидкую сферу. Нейтронное вещество в недрах нейтронной звезды находится
в жидком состоянии и обладает, как предполагается, удивительным свойством — эта жидкость абсолютно невязкая, или, как говорят, сверхтекучая. Не менее удивительным свойством обладают, вероятно, и остаточные протоны, образующие (как и электроны) газ, растворенный в нейтронной жидкости. Газ протонов способен вести себя как идеальный проводник электричества, т. е. проводник без сопротивления, или сверхпроводник. Нейтронная жидкость заключена в железную сферическую оболочку, твердую кристаллическую кору нейтронной звезды, в которой — из-за сравнительно малой плотности — нейтронизация не произошла.

Сильное сжатие в процессе формирования нейтронной звезды сопровождается выделением большой энергии (за счет гравитационной потенциальной энергии исходного состояния ядра звезды). Это служит причиной яркого астрономического явления — вспышки сверхновой звезды). Светимость звезды на заключительной стадии ее эволюции внезапно увеличивается до колоссальных значений порядка 10l0Le и даже выше. Одна звезда светит так ярко, как целая галактика. Светимость держится на таком уровне недолго — несколько недель, а затем посте-
пенно надает и через несколько месяцев звезда обычно становится невидимой.

Вещество оболочки, сбрасываемой при вспышке сверхновой, обогащено тяжелыми элементами, продуктами термоядерных реакций, протекавших в недрах звезды в течение всей ее жизни, а возможно, и в самый момент вспышки. Это вещество постепенно рассеивается в пространстве
и затем оседает под действием сил тяготения к средней плоскости Галактики. В галактическом диске оно смешивается с газом, сохранившимся там еще со времен образования первых звезд Галактики; из этого материала могут формироваться звезды новых поколений, химический
состав которых должен отличаться повышенным содержанием тяжелых элементов, что и наблюдается в действительности. Старые звезды Галактики преобладают в ее гало и по своему химическому составу они очень близки к первичному, дозвездному веществу Вселенной — тяжелых элементов в них почти нет. Образование звезд новых поколений продолжается в диске Галактики; здесь звезды в целом моложе, чем в гало, и содержание тяжелых элементов в них достигает уже заметной величины A—3%), в сотни раз большей, чем в дозвездном веществе.

3. Черная дыра. Это третье из возможных конечных состояний ядра звезды, исчерпавшей запасы ядерного горючего. Оно возникает в результате неудержимого сжатия ядра под действием его собственного тяготения. Никакое давление, никакая упругость вещества не могут противодействовать сжимающей силе тяготения, если масса ядра превышает B—3)М0. Стремительное сжатие ведет к неограниченно большой плотности и неограниченно малым размерам ядра. Этот процесс называется гравитационным коллапсом.

Тело, претерпевшее неудержимый гравитационный коллапс, образует то, что называется черной дырой. В ходе коллапса силы тяготения, действующие внутри сжимающегося тела и вблизи него, нарастают и становятся столь значительными, что ничего — даже свет — не выпускают наружу и захватывают, необратимо поглощают в черной дыре все, что может находиться поблизости
от нее.

Черные дыры еще не открыты в природе, они остаются пока гипотетическими объектами, но в их существовании вряд черных дыр составляют одну из самых увлекательных задач астрономии. Сейчас имеется целый ряд объектов, которые считаются реальными кандидатами в черные дыры. Среди них — двойная звездная система в созвездии Лебедя, излучающая рентгеновские лучи и получившая название Лебедь Х-1. Она находится от нас на расстоянии в 2 кпк — 6 1019 м и состоит из «обычной» массивной звезды (с массой около 20 Ме) и ее невидимого компаньона с массой до 10 Мв. Последняя величина наверняка превышает верхний предел массы нейтронной звезды
{{2—’S)Mq); если эта оценка окончательно подтвердится, то можно будет с уверенностью сказать, что источник Лебедь Х-1 содержит черную дыру. Еще один и, как считают, даже более надежный кандидат в черные дыры обнаружен совсем недавно в соседней к нам неправильной галактике, называемой Большим Магеллановым Облаком. Там тоже имеется двойная система с рентгеновским излучением; она состоит из «обычной» звезды с массой 6Мв и ее невидимого компаньона с массой 8Мв или даже 12 Ме. Не удивительно, что черные дыры ищут в двойных
звездных системах. Астрономические оценки масс звезд основаны на наблюдении их движений в звездных парах: измеряя скорости обращения звезд по их орбитам и размеры орбит, находят силы тяготения, удерживающие звезды на их орбитах, а по ним восстанавливают и массы звезд.

Оценки масс можно производить и по движениям одной звезды в царе, когда другая не видна: эти движения определенно укажут на то, что звезда имеет компаньона. И если масса невидимого компаньона оказывается больше массы видимой звезды, то сразу можно сказать, что этот компаньон не может быть обычной звездой — иначе он светил бы ярче видимой звезды. Если же его масса превышает к тому же предельную массу белого карлика и нейтронной звезды, то эта необычная звезда может быть только черной дырой. .