"Звезды: их рождение, жизнь и смерть" - читать интересную книгу автора (Шкловский Иосиф)

Глава 1 Звезды: основные наблюдательные характеристики

Как говорится, лучше не скажешь. Поколения астрономов кропотливо собирали огромный фактический материал, касающийся самых разнообразных характеристик звезд. Какие же из этих характеристик можно получить из анализа результатов наблюдений?

Прежде всего надо понять, что звезды, за редчайшими исключениями, наблюдаются как «точечные» источники излучения. Это означает, что их угловые размеры ничтожно малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Мы подчеркиваем слово «реальных», так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойствию атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается «ложное» изображение звезды в виде некоторого диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны были быть меньше сотой доли секунды дуги.

Итак, звезда даже в самый большой телескоп не может быть, как говорят астрономы, «разрешена». Это означает, что мы можем измерять только потоки излучения от звезд в разных спектральных участках. Мерой величины потока является видимая звездная величина, определение которой предполагается известным (см., например, книгу: П. И. Бакулин, Э. В. Кононович и В. И. Мороз, «Курс общей астрономии»). Полезно только напомнить, что самые слабые из наблюдаемых звезд имеют видимую величину m = 24, в то время как самая яркая звезда Сириус имеет звездную величину -1,6. Зная разность звездных величин двух звезд, можно найти отношение потоков от них F₁/F₂, если воспользоваться простой формулой:

(1.1)

Полезно еще знать, что Солнце имеет визуальную звездную величину m = -26,73. В то же время прямые измерения дают значение потока солнечного излучения в абсолютных единицах, равное

Эта величина носит название «солнечной постоянной». Не представляет труда по известной видимой величине какой-нибудь звезды, цвет которой такой же, как у Солнца, оценить величину ее потока в абсолютных (энергетических) единицах. Допустим, что видимая величина звезды m = 20. Тогда по формуле (1.1) получим, что логарифм отношения потока от этой звезды к потоку от Солнца будет равен

откуда F_m 10^-12 эрг/см³ с.

Если мы теперь каким-нибудь образом знаем расстояние до звезды r, то очевидно, что полная мощность ее излучения (или «светимость») может быть получена из простой формулы:

(1.2)

Если, в нашем примере, расстояние до звезды равно 100 парсек (1 парсек (пс) = 3,26 светового года = 3 10¹⁸ см), то ее светимость будет L = 10³⁰ эрг/с. Полезно запомнить, что светимость Солнца L = 4 10³³ эрг/с. Таким образом, наша звезда излучает в несколько тысяч раз слабее Солнца — это, как говорят, «карликовая» звезда. Из формулы (1.2) следует очевидное обстоятельство, что при данной светимости поток излучения от звезды обратно пропорционален квадрату расстояния до нее. Таким образом, видимая величина определяется, с одной стороны, светимостью звезды,— с другой стороны,— расстоянием до нее. Одной и той же видимой величине может соответствовать сравнительно близко находящаяся звезда низкой светимости (карлик) или удаленная звезда высокой светимости (гигант). Поэтому характеристикой светимости звезды является ее абсолютная величина, обычно обозначаемая буквой M. Это та величина, которую имела бы интересующая нас звезда, если бы расстояние до нее было равно стандартному значению 10 парсек. Между видимой и абсолютной величинами имеется простое соотношение:

(1.3)

где r выражено в парсеках.

Таким образом, одна из основных характеристик звезды — светимость— определяется, если известна видимая величина и расстояние до нее. Если для определения видимой величины астрономия располагает вполне надежными методами, то расстояния до звезд определить не так просто. Для сравнительно близких звезд, удаленных на расстояние, не превышающее нескольких десятков парсек, расстояния определяются известным еще с начала прошлого столетия тригонометрическим методом, заключающимся в измерении ничтожно малых угловых смещений звезд при их наблюдении с разных точек земной орбиты, т. е. в разное время года. Этот метод дает наибольшую точность и очень надежен. Однако для огромного большинства более удаленных звезд он уже не годится: слишком малые смещения положения звезды надо измерять — меньше сотой доли секунды дуги! На помощь приходят другие методы, значительно менее точные, но тем не менее достаточно надежные. В ряде случаев абсолютную величину звезд можно определить и непосредственно, без измерения расстояния до них, по некоторым наблюдаемым особенностям их излучения. На всех этих методах мы, конечно, останавливаться здесь не можем и отсылаем интересующихся читателей к специальным руководствам, например, к содержательной книге Ю. Н. Ефремова «В глубины Вселенной» («Наука», 1977). Вообще, проблема определения расстояния до удаленных космических объектов (звезд, туманностей, галактик) всегда была и сейчас остается одной из центральных в астрономии.

Исключительно богатую информацию дает изучение спектров звезд. В настоящее время техника астрономических спектральных исследований стала очень тонкой и рафинированной. В частности, широко применяются новейшие достижения электроники и других областей современной технической физики. Мы, естественно, не можем здесь по этому поводу писать сколько-нибудь подробно. Уже давно спектры подавляющего большинства звезд разделены на классы. Последовательность спектральных классов обозначается буквами О, В, A, F, G, К, М. Существующая система классификации звездных спектров настолько точна, что позволяет определить спектр с точностью до одной десятой класса. Например, часть последовательности звездных спектров между классами В и А обозначается как В0, В1 . . . В9, А0 и т. д. Спектр звезд в первом приближении похож на спектр излучающего «черного» тела с некоторой температурой T. Эти температуры плавно меняются от 40—50 тысяч кельвинов у звезд класса О до 3000 кельвинов у звезд спектрального класса М. В соответствии с этим основная часть излучения звезд спектральных классов О и В приходится на ультрафиолетовую часть спектра, недоступную для наблюдения с поверхности Земли. Однако в последние годы были запущены специализированные искусственные спутники Земли; на их борту были установлены телескопы, с помощью которых оказалось возможным исследовать и ультрафиолетовое излучение звезд.

Характерной особенностью звездных спектров является еще наличие у них огромного количества линий поглощения, принадлежащих различным элементам (рис. 1.1). Тонкий анализ этих линий позволил получить особенно ценную информацию о природе наружных слоев звезд. Прежде всего, в итоге большой работы удалось выполнить количественный химический анализ этих слоев. Несмотря на то, что спектры звезд очень сильно отличаются друг от друга, химический состав в первом приближении оказался удивительно сходным. Различия в спектрах в первую очередь объясняются различием в температурах наружных слоев звезд. По этой причине состояние ионизации и возбуждения разных элементов в наружных слоях звезд резко отличается, что приводит к сильным различиям в спектрах.

Рис. 1.1: Спектры звезд разных классов.

Химический состав наружных слоев звезд, откуда к нам «непосредственно» приходит их излучение, характеризуется полным преобладанием водорода. На втором месте находится гелий, а обилие остальных элементов сравнительно невелико. Приблизительно на каждые 10 000 атомов водорода приходится тысяча атомов гелия, около десяти атомов кислорода, немного меньше углерода и азота и всего лишь один атом железа. Обилие остальных элементов совершенно ничтожно. Без преувеличения можно сказать, что наружные слои звезд — это гигантские водородно-гелиевые плазмы с небольшой примесью более тяжелых элементов. Этот результат, как мы увидим дальше, имеет исключительно важное значение для всей проблемы строения и эволюции звезд.

Хотя химический состав звезд в первом приближении одинаков, все же имеются звезды, показывающие определенные особенности в этом отношении. Например, есть звезды с аномально высоким содержанием углерода, или встречаются удивительные объекты с аномально высоким содержанием редких земель. Если у подавляющего большинства звезд обилие лития совершенно ничтожно ( 10^-11 от водорода), то изредка попадаются «уникумы», где этот редкий элемент довольно обилен. Укажем еще на два редких феномена. Есть звезды, в спектрах которых обнаружены линии несуществующего на Земле в «естественном» состоянии элемента технеция. Этот элемент не имеет ни одного устойчивого изотопа. Самый долгоживущий изотоп живет всего лишь около 200 000 лет — срок по звездным масштабам совершенно ничтожный. Столь удивительная аномалия в химическом составе должна означать, что в наружных слоях этих во многом еще загадочных звезд происходят ядерные реакции, приводящие к образованию технеция. Наконец, известна звезда, в наружных слоях которой гелий представлен преимущественно в виде редчайшего на Земле изотопа ³Не.

Все эти интересные и, несомненно, очень важные аномалии химического состава звезд мы в этой книге, конечно, рассматривать не можем. Это увело бы нас слишком далеко в сторону. К счастью, для основной интересующей нас проблемы эволюции звезд эти редчайшие исключения, обусловленные некоторыми специфическими процессами в их наружных и внутренних слоях, не имеют большого значения.

Хорошим индикатором температуры наружных слоев звезды является ее цвет. Горячие звезды спектральных классов О и В имеют голубой цвет; звезды, сходные с нашим Солнцем (спектральный класс которого G2), представляются желтыми; звезды же спектральных классов К и М — красные. В астрофизике имеется тщательно разработанная и вполне объективная система цветов. Она основана на сравнении наблюдаемых звездных величин, полученных через различные строго эталонированные светофильтры. Количественно цвет звезды характеризуется разностью ее величин, полученных через два фильтра, один из которых пропускает преимущественно синие лучи («B»), а другой имеет кривую спектральной чувствительности, сходную с человеческим глазом («V »). Техника измерений цвета звезд настолько высока, что по измеренному значению B - V можно определить спектр звезды с точностью до подкласса. Для слабых звезд анализ цветов — единственная возможность их спектральной классификации. Как мы увидим в § 12, массовое определение цветов слабых звезд в скоплениях явилось наблюдательной основой современной теории звездной эволюции.

Знание спектрального класса или цвета звезды сразу же дает температуру ее поверхности. Так как (как уже говорилось выше) звезды излучают приблизительно как абсолютно черные тела соответствующей температуры, то мощность, излученная единицей их поверхности, определяется из закона Стефана — Больцмана:

(1.4)

где = 5,6 10^-5 — постоянная Стефана. Мощность излучения всей поверхности звезды, или ее светимость, очевидно, будет равна

(1.5)

где R — радиус звезды. Таким образом, для определения радиуса звезды нужно знать ее светимость и температуру поверхности. Заметим, что речь идет о «болометрической светимости», т. е. мощности излучения во всем диапазоне электромагнитных волн, включая ультрафиолетовые и инфракрасные волны. В свою очередь болометрическая светимость выводится из ее абсолютной болометрической звездной величины. Последняя получается из «обычной» абсолютной величины путем прибавления так называемой «болометрической поправки», зависящей только от температуры поверхности звезды.

Нам остается определить еще одну, едва ли не самую важную характеристику звезды — ее массу. Надо сказать, что это сделать не очень просто. А главное существует не так уже много звезд, для которых имеются надежные определения их масс. Последние легче всего определить, если звезды образуют двойную систему, для которой большая полуось орбиты a и период обращения P известны. В этом случае массы определяются из третьего закона Кеплера, который может быть записан в следующем виде:

(1.6)

Здесь M₁ и M₂ — массы компонент системы, G = 6,67 10^-8 г^-1 см³ с^-2 — постоянная в законе всемирного тяготения Ньютона. Уравнение (1.6) дает сумму масс компонент системы. Если к тому же известно отношение орбитальных скоростей обеих компонент, то их массы можно определить отдельно. К сожалению, только для сравнительно небольшого количества двойных систем можно таким способом определить массы каждой из звезд. Для неотличимых по отдельности, близких друг к другу звезд («тесные пары») этого уже сделать нельзя. Например, в случае спектрально-двойных звезд (см. начало § 2) если наблюдается лишь спектр одной из компонент, то из наблюдений можно определить только «функцию масс»: комбинацию масс компонент и синуса угла наклона плоскости орбиты к лучу зрения,

Если известны спектры обеих компонент (что бывает сравнительно редко), то можно определить величины M₁ sin ³i и M₂ sin ³i. И уже совсем плохо обстоит дело с определением масс одиночных звезд.

В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной (т. е. не входящей в состав кратных систем) звезды. И это весьма серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Последние же определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее «сестра», входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью. Дело в том, что, как мы увидим в конце этой части книги, сам характер звездной эволюции в тесных двойных системах не такой, как у одиночных звезд. Поэтому «представительными» являются лишь определения масс для далеко отстоящих друг от друга и поэтому, как можно полагать, независимо эволюционирующих звезд. Но и здесь следует быть осторожным (см. § 14). Крайне неудовлетворительно обстоит дело с определением масс одиночных необычных (или, как говорят астрономы, «пекулярных») звезд. Но о таких «уродах» мы пока говорить не будем... Хочется верить, что когда-нибудь астрономы научатся определять массы одиночных звезд способом, о котором сейчас мы не имеем даже понятия...

Все же для нормальных звезд с учетом оговорок, сделанных выше, массы определяются с удовлетворительной точностью.

Итак, современная астрономия располагает методами определения основных звездных характеристик: светимости, поверхностной температуры (цвета), радиуса, химического состава и массы. Возникает важный вопрос: являются ли эти характеристики независимыми? Оказывается, нет. Прежде всего имеется функциональная зависимость, связывающая радиус звезды, ее болометрическую светимость и поверхностную температуру. Эта зависимость представляется простой формулой (1.5) и является тривиальной. Наряду с этим, однако, уже давно была обнаружена зависимость между светимостью звезд и их спектральным классом (или, что фактически то же самое,— цветом). Эту зависимость эмпирически установили (независимо) на большом статистическом материале еще в начале нашего столетия выдающиеся астрономы датчанин Герцшпрунг и американец Рессел. Если нанести на диаграмму, у которой по оси абсцисс отложены спектры (или соответствующие им цвета B - V ), а по оси ординат — светимости (или абсолютные величины), положения большого количества звезд, то, как оказывается, они отнюдь не располагаются беспорядочным, случайным образом, а образуют определенные последовательности. Такая диаграмма (носящая название «диаграммы Герцшпрунга — Рессела») для близких звезд, удаленных от Солнца на расстояние, не превышающее 5 парсек, изображена на рис. 1.2. Из этого рисунка видно, что подавляющее большинство звезд сосредоточено вдоль сравнительно узкой полосы, тянущейся от верхнего левого угла диаграммы вниз вправо. Эта полоса называется «главной последовательностью». Спектральный класс звезд главной последовательности непрерывно меняется от В до М. Кроме этой последовательности, вырисовывается небольшая группа из пяти звезд, расположенная в нижнем левом углу диаграммы. Эти звезды принадлежат к сравнительно «раннему» спектральному классу и имеют абсолютную величину 10—12^m, т. е. их светимость в сотню раз меньше, чем у Солнца, а цвет «белый». Поэтому эта группа звезд уже давно получила название «белых карликов».

Рис. 1.2: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для ближайших к Солнцу звезд.

Однако изображенная на рис. 1.2 диаграмма не является, если можно так выразиться, «представительной». На рис. 1.2 нанесены подряд все близкие к Солнцу звезды и, следовательно, редкие типы звезд, удаленных от Солнца на расстояния, превышающие 5 парсек, на такую диаграмму попасть не могли — в окрестностях Солнца их просто нет. На рис. 1.3 изображена диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звезд с известными светимостями и спектрами. Наряду с близкими звездами сюда попали и достаточно удаленные звезды с высокой светимостью. Мы видим, что эта диаграмма имеет уже другой вид по сравнению с диаграммой, изображенной на рис. 1.2. Общей для обеих диаграмм является наличие уже известной нам главной последовательности. Однако на рис. 1.3 эта последовательность продвинута еще вверх и налево, что объясняется включением в нее удаленных весьма редких звезд высокой светимости спектрального класса О. На обеих диаграммах хорошо видна группа белых карликов, однако на рис. 1.3 она продолжается в сторону более холодных звезд. На рис. 1.3 видна немногочисленная последовательность звезд, расположенная ниже главной последовательности. Это — так называемые «субкарлики». Спектральные исследования выявили очень любопытную особенность. Химический состав их резко отличается от состава звезд главной последовательности малым обилием тяжелых элементов, в частности, металлов. Как мы увидим дальше, это обстоятельство является ключом к пониманию, природы этих интересных звезд.

Рис. 1.3: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звезд с известными светимостями и спектрами. Крестиком обозначено Солнце.

Однако самым значительным различием между обсуждаемыми диаграммами является наличие на диаграмме, изображенной на рис. 1.3, последовательности, вернее, группы «гигантов», расположенных в верхнем правом углу. Это звезды высокой светимости, поверхностные температуры которых сравнительно низки (спектральные классы К и М). Отсюда следует, что радиусы этих звезд очень велики, в десятки раз больше солнечного. Они получили названия «красных гигантов», объекты же наибольшей светимости, принадлежащие к этой группе звезд, называются «сверхгигантами».

Особый интерес для проблемы эволюции звезд, как эта будет видно в § 12, представляют диаграммы Герцшпрунга — Рессела, построенные для более или менее компактных групп звезд, получивших название «скоплений». Различают два типа скоплений — «рассеянные» и «шаровые». Помимо своей весьма правильной, сфероидальной формы, шаровые скопления отличаются огромным количеством входящих в их состав звезд (порядка сотни тысяч) и весьма характерным пространственным распределением. Они совершенно не концентрируются к галактической плоскости и обнаруживают сильнейшую концентрацию к центру нашей звездной системы. Как показывают спектральные исследования, входящие в состав шаровых скоплений звезды бедны металлами и вообще тяжелыми элементами. В этом отношении (так же как во многих других) звезды, входящие в состав таких скоплений, тождественны субкарликам, имеющим, кстати сказать, такое же пространственное распределение в Галактике. Важность построения диаграмм Герцшпрунга — Рессела для звездных скоплений состоит в том, что все члены одного скопления по причине того, что они образовались из одного газово-пылевого облака межзвездной среды, имеют приблизительно одинаковый возраст. Бросается в глаза, что вид диаграмм Герцшпрунга — Рессела для различных скоплений весьма различен. Например, начало главной последовательности у разных скоплений приходится на различные спектральные классы. Заметим также, что общий вид диаграммы для рассеянных и шаровых скоплений весьма различен (рис. 1.4—1.8). О причине этих примечательных различий речь будет идти в § 12. Подчеркнем еще раз, что создание таких диаграмм[ 1 ], потребовавшее большого труда по прецизионному измерению видимых величин и цветов огромного количества звезд, имеет непреходящее значение для нашей науки. Построение таких диаграмм не требует знания расстояний до скоплений. Важно только то, что все звезды скопления находятся от нас на практически одинаковом расстоянии. Сейчас известны диаграммы Герцшпрунга — Рессела более чем для 300 скоплений в нашей Галактике и 50 скоплений в Магеллановых Облаках, причем не найдено ни одного скопления, для которого диаграмма была бы необъяснима сточки зрения развиваемой далее теории.

Рис. 1.4: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звездного скопления Плеяды.

Мы уже обратили внимание на весьма специфическое пространственное распределение шаровых скоплений и субкарликов. Эти объекты образуют в нашей Галактике подобие некоторой почти сферической «короны» с сильной концентрацией к галактическому центру. Вместе с тем, пространственное распределение других объектов сильно отличается от «сферического». Например, массивные горячие звезды главной последовательности, а также, как мы увидим в следующем параграфе, облака межзвездного газа образуют в нашей Галактике весьма уплощенную систему, концентрирующуюся к плоскости галактического экватора. На расстояниях, заметно превышающих 100 пс от указанной плоскости, таких объектов уже очень мало: Пространственное распределение большинства звезд главной последовательности с умеренной и малой массой является как бы «промежуточным» между двумя описанными выше крайними случаями. Эти звезды концентрируются одновременно и к галактическому центру, и к галактической плоскости, образуя гигантские диски толщиною в несколько сотен парсек[ 2 ].

Рис. 1.5: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звездного скопления Гиады.

Рис. 1.6: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для молодого звездного скопления NGC 2264.

Рис. 1.7: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для старого рассеянного звездного скопления М 67.

Рис. 1.8: Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для старого шарового скопления М 3.

Различие в пространственном распределении между звездами разных типов имеет очень глубокий физический смысл. Весьма примечательно, что химический состав звезд, имеющих разное пространственное распределение, заметно отличается. Мы уже обратили внимание на то, что атмосфера субкарликов весьма бедна тяжелыми элементами. То же самое относится и к звездам, входящим в состав шаровых скоплений. Таким образом, мы приходим к выводу, что объекты, образующие «корону» Галактики, имеют низкое содержание тяжелых элементов по сравнению с объектами, образующими «плоскую составляющую» и диск в нашей звездной системе. Это обстоятельство объясняется существенным различием возрастов звезд, образующих «сферическую» и «плоскую» составляющие звездного населения Галактики. Из того факта, что облака межзвездного газа имеют пространственное распределение; практически совпадающее с пространственным распределением горячих массивных звезд, вытекает наличие между ними генетической связи. Это дополняет известные в настоящее время астрономам аргументы в пользу основного предположения, что звезды «перманентно» образуются в Галактике путем конденсации облаков межзвездной среды (см. § 3). О связи между возрастом звезд и их химическим составом речь будет идти в § 12.

Звезды, образующие галактическую «корону», часто называют «населением II типа», в то время как объекты, сильно концентрирующиеся к галактической плоскости, носят название «население I типа». В окрестностях Солнца (которые находятся, как известно, на периферии Галактики очень близко от ее плоскости симметрии) преобладают объекты I типа населения. Именно по этой причине на диаграмме Герцшпрунга — Рессела ветвь субкарликов (принадлежащих ко II типу населения) представлена сравнительно небольшим числом объектов. Наоборот, в области ядра нашей звездной системы, где плотность звезд в десятки раз больше, чем в окрестностях Солнца, преобладают объекты II типа населения, прежде всего субкарлики. Их полное количество в Галактике порядка 100 миллиардов, т. е. они составляют большинство звезд.

Рис. 1.9: Схема затмения в тесной двойной системе с эллипсоидальными компонентами и ее кривая блеска.

Таковы самые общие сведения об основных характеристиках звезд. Они, конечно, далеко не исчерпывают всех свойств этих объектов. Среди звезд попадаются объекты, сильно отличающиеся от «нормы». Мы уже говорили выше о звездах с необычнымхимическим составом. Имеются в Галактике звезды, светимость которых меняется. Это так называемые «переменные» звезды. Последние отличаются удивительным разнообразием. Иногда переменность вызывается чисто геометрическими причинами: в тесной двойной системе, если луч зрения образует незначительный угол с плоскостью орбиты, периодически наблюдаются «затмения», когда одна звезда заходит за другую (рис. 1.9). Но чаще звездная переменность связана с вполне реальными вариациями светимости, обычно сопровождаемыми изменениями поверхностной температуры и радиуса.

Среди переменных звезд особый интерес представляют звезды, строго периодически меняющие свою светимость, радиус и температуру по причине пульсаций. Эти звезды периодически сжимаются и расширяются, меняя при этом свою температуру. Такие звезды называются цефеидами. Они сыграли выдающуюся роль в истории астрономии, так как помогли определить расстояния до очень удаленных объектов (галактик), которые другими методами измерить было невозможно. Как же это было сделано? Дело в том, что эмпирически было найдено, что чем длиннее период цефеиды, тем больше ее светимость[ 3 ]. Наблюдая в удаленных галактиках очень слабенькие цефеиды и изучив их периоды, астрономы оценили их светимости, по которым легко нашли абсолютные величины. После этого расстояние определялось по формуле (1.3). Так как светимости цефеид (особенно долгопериодических) очень велики, они видны с больших (в частности, межгалактических) расстояний. Не случайно цефеиды называются «маяками Вселенной».

Гораздо чаще встречается звездная переменность непериодического характера: время от времени наблюдаются более или менее значительные повышения уровня излучения, часто носящие «вспышечный» характер. Очень распространена «вспышечная» активность у красных карликовых звезд. Значительная, если не большая, часть красных карликов спектрального класса М — это вспыхивающие звезды. Во время вспышек, длящихся обычно десятки минут, светимость таких звезд увеличивается в десятки раз, причем одновременно наблюдаются всплески радиоизлучения, а также рентгеновского излучения. По-видимому, в этом случае наблюдается феномен, аналогичный солнечным вспышкам, но только в гораздо большем масштабе. Вообще такой тип переменности звезд связан с нестационарными процессами в их поверхностных слоях.

Особняком стоит группа «взрывающихся» звезд — новых и сверхновых. Если вспышки новых не связаны с коренным изменением структуры звезды (см. ниже § 14), то вспышки сверхновых, которые происходят чрезвычайно редко, сопровождаются катастрофическими изменениями звездной структуры. Это редчайшее явление настолько важно для астрономии, что ему будет посвящена отдельная глава этой книги.

Все же большая часть звезд в Галактике, масса которых не очень мала (например, больше 0,3M), не обнаруживает сколько-нибудь заметной нестационарности. Их светимости отличаются большим постоянством. Конечно, они меняют свои характеристики, так как эволюционируют. Однако такие изменения происходят крайне медленно.