Солнце, Луна, планеты и звезды известны людям с древнейших времен. Но осознать тот факт, что звезды более или менее похожи на Солнце, только значительно дальше отстоят от Земли, удалось лишь благодаря тысячелетнему развитию науки. Теперь мы знаем: звезды — это плазменные шары, находящиеся в состоянии устойчивого равновесия, излучение которых поддерживается внутренним источником энергии. Но источник этот не вечен, и постепенно истощается. Чем это чревато для звезд? Какие изменения ждут их?

Век даже самой короткоживущей звезды многократно превышает эру существования человечества. Поэтому проследить путь какой-либо звезды от ее рождения до смерти просто невозможно. Астрономы собирают сведения о космических объектах и их судьбах по крупицам — с помощью телескопов, установленных на Земле и вынесенных на дальние орбиты. И все же рассказывают о себе звезды скупо. Многие из них ведут себя спокойно, однако есть и такие, чья жизнь полна неожиданностей: они то разгораются, то меркнут, то увеличиваются, то уменьшаются, случается, что и взрываются — тогда их яркость буквально на глазах возрастает в десятки, сотни раз. Не так давно были открыты пульсары, излучающие энергию короткими вспышками...

Чем объяснить такое разнообразие светил? Не каприз ли это природы — обилие совершенно не похожих друг на друга космических объектов? Или все это разные их формы, соответствующие разным стадиям жизни звезд?

Рождение звезды, как правило, скрыто завесой из космической пыли, поглощающей свет. Только с появлением инфракрасной (ИК) фотометрии и радиоастрономии стали доступны изучению явления в газопылевых комплексах, имеющих, по всей вероятности, отношение к рождению звезд. Исследователи выделили области, где большинство составляют молодые формирующиеся объекты — протозвезды. Основную часть своей жизни они скрыты медленно оседающей на них пылевой оболочкой. Она «гасит» излучение ядра, нагревается до сотен градусов и в соответствии с этой температурой излучает сама. Именно это излучение и удается наблюдать в ИК-диапазоне, и это едва ли не единственный способ обнаружения протозвезд.

В 1967 году в Туманности Ориона была обнаружена инфракрасная звезда (с температурой излучения 700 градусов Кельвина), примерно в тысячу раз превосходящая Солнце по светимости и диаметру. Это открытие положило начало изучению целого класса протозвездных объектов.

В дальнейшем выяснилось, что в областях Млечного Пути (это наша Галактика), где рождение звезд представляется наиболее вероятным, существуют компактные источники, излучающие не только в инфракрасном, но и в радиодиапазоне. Это обнадеживало, ведь радиосигналы, в отличие от других частот, не искажаются поглощающими массами пыли. Информация, собранная радиотелескопами, позволила астрономам утверждать: Туманность Ориона, насыщенная объектами, совершенно невидимыми в оптическом диапазоне, представляет собой одну из «фабрик по производству звезд».

Предполагается, что сложный процесс формирования звезд может происходить в любом газопылевом облаке достаточно большого размера. Спусковым механизмом для начала формирования звезды может служить, например, ударная волна — своеобразное эхо далекого взрыва сверхновой. Такая волна нарушает зыбкое равновесие — облако разделяется на фрагменты, каждый из которых начинает сжиматься. Скорость сжатия газа зависит от плотности материи и наличия магнитного поля. Это —самый первый отрезок на пути образования звезд.

Должны пройти миллионы лет, прежде чем в недрах формирующегося объекта создадутся условия, необходимые для запуска первых ядерных реакций. Именно тогда и наступит «день рождения» звезды. Однако потребуются еще миллионы лет на то, чтобы она накопила энергию и высвободилась из окружающего ее пылевого кокона. Подтверждением описанного процесса образования светил из межзвездной среды служат обширные скопления — ассоциации массивных горячих звезд высокой светимости.

Для 90% звезд, так же как и для Солнца, источником энергии явлются термоядерные реакции, а именно превращение водорода в гелий. Солнце, которому уже 4,5 миллиарда лет, достаточно стабильно: размеры, масса и температура поверхности практически не меняются.

Астрономы, следящие за характеристиками нашего светила, приходят к выводу: энергии, производимой в недрах Солнца, хватит на то, чтобы еще очень долго поддерживать постоянное излучение. Но запасы водорода предельны, и когда они заканчиваются, в жизни звезд начинается другая фаза.

В звездах разной массы процесс старения будет идти по-разному. В тех, чья масса равна одной—двум солнечным, образуется гелиевое ядро. На его поверхности в тонком сферическом слое продолжается горение водорода, обеспечивающее светимость звезды. Внешние ее области начинают расширяться, и поверхностная температура уменьшается. По мере выгорания водорода гелиевое ядро сжимается, плотность его растет, температура повышается, но массы звезды недостаточно, чтобы обеспечить в ядре температуру, достаточную для горения. И в какой-то момент, хотя водород еще есть, его горение прекращается. Ядро теряет способность удерживать расширяющуюся оболочку, и постепенно начинается их разделение. Подтверждается ли этот теоретический сценарий наблюдениями? Да, первый его этап порождает красных гигантов — холодные массивные звезды с протяженными, разреженными оболочками и горячим плотным ядром. То есть область