Звезда -- небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Звезды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образующиеся из газово-пылевой среды (водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности -- тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Звезды - это огромные объекты, шаровидной формы, состоящие из гелия и водорода, а также других газов. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом. Как все органическое в нашей вселенной, звезды возникают, развиваются, изменяются и исчезают - этот процесс занимает миллиарды лет и называется процессом «Эволюции звезд».

1. Эволюция звезд

Эволюция звезд -- последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. Звезда начинает свою жизнь как холодное разряжённое облако межзвёздного газа (разряженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами), сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации (универсальное фундаментальное взаимодействие между всеми материальными телами) переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной -- в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга -- Расселла (рис. 1) (показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды, 1910 год), пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии. В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается -- звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий -- в углерод, углерод -- в кислород, кислород -- в кремний, и наконец -- кремний в железо).

2. Термоядерный синтез в недрах звезд

К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является термоядерный синтез, происходящий в недрах звёзд. Большинство звёзд излучаются потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых -- вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см?. Молекулярное облако имеет плотность около миллиона молекул на см?. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000--10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому -- столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды. Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. Половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина -- на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В итоге градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим. Дальнейшая эволюция протозвезды - это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. Масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается, и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды. Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.

УРОК №26. ЖИЗНЕННЫЙ ПУТЬ РЯДОВОЙ ЗВЕЗДЫ.

1. Бесшабашная юность - начальная стадия эволюции звезд.

- гравитационное сжатие;

- протозвезды;

- области звездообразования;

- протозвезды на диаграмме Г-Р;

2. Стабильная зрелость - стадия главной последовательности.

- механизм саморегуляции звезд;

-модели звезд различных классов;

3. Неспокойная старость – уход с главной последовательности.

- красные гиганты и белые карлики;

- бесславный конец.

1. Начальная стадия эволюции звезд

Согласно современным представлениям, звезды рождаются из газопылевой диффузной среды в результате процесса гравитационного сжатия отдельных газовых облаков под действием собственного тяготения. Температура вещества при переходе от молекулярных облаков к звездам возрастает в миллионы раз, а плотность – в 1020 раз.

Гравитационное сжатие начинается в наиболее плотных областях межзвездного газа. Сжатие возникает как следствие гравитационной неустойчивости, идея которой была высказана еще Ньютоном. Позже Джинс показал, что бесконечная однородная среда неустойчива, и из простого физического критерия определил минимальные размеры облаков, в которых может начаться самопроизвольное сжатие. Этот критерий - отрицательная полная энергия облака. Е0=Еграв+Етепл<0. При этом максимальный размер устойчивого облака Lj и его масса Mj зависит от плотности частиц n и их температуры T :https://pandia.ru/text/78/308/images/image002_210.gif" width="109" height="31 src=">. Массы таких облаков должны быть не меньше 1000 масс Солнца. Однако звезд с такими массами нет. Это связано с тем, что как только начинается сжатие в какой-то области облака, там увеличивается плотность, а температура поначалу почти не меняется. Такое изотермическое сжатие приводит к уменьшению критерия устойчивости Lj , а это, значит, что неустойчивость возникнет уже в более мелких масштабах. Внутри сжимающегося облака образуются новые центры сжатия – явление каскадной фрагментации облака.

Пока облако достаточно разрежено оно легко пропускает через себя гравитационную энергию, высвобождающуюся при сжатии, в виде инфракрасных квантов, испускаемых атомами. Гравитационное сжатие прекращается тогда, когда плотность облака возрастает настолько, что вещество становится непрозрачным к собственному излучению, которое начинает накапливаться в облаке и нагревать газ. Так в глубинах сжимающегося облака возникает устойчивое дозвездное тело – протозвезда.

Протозвезда. Рассмотрев в общих чертах начало процесса формирования протозвезд, мы имеем два важных результата, доступных проверке наблюдениями. Во-первых, становится ясно, почему звезды преимущественно возникают группами, в виде звездных скоплений. Число звезд в скоплениях, так же в согласии с наблюдениями должно быть порядка 1000 штук, если считать что в среднем звезды образуются с массами, близкими к солнечной. Во-вторых, можно понять, почему массы звезд заключены в сравнительно узких пределах, связанных с критерием Джинса.

Когда разогрев центрального сгущения окажется достаточным, чтобы возникшее газовое давление противостояло гравитации, сжатие этого сгущения прекращается, и основным процессом становится аккреция, т. е. падение вещества из облака на сформировавшееся ядро. Именно этот процесс максимально влияет на разброс масс звезд. В результате аккреции масса звезды постепенно увеличивается, а значит, растет температура и светимость звезды. На этом этапе протозвезда оказывается изолированной от внешней среды плотной и непрозрачной для видимого излучения оболочной. Такие объекты получили названия «звезд-коконов». Они перерабатывают горячее излучение протозвезды в мощное инфракрасное излучение. При дальнейшем росте массы растет и давление излучения протозвезды, которое рано или поздно остановит аккрецию вещества, а затем и начнет отталкивать остатки облака, не дав возможности им упасть на ядро. Из равенства силы гравитации силе светового давления Fизл=Fграв можно определить максимально возможную светимость L, которая для звезды с массой 100М8 равна 3–106L8, что соответствует наблюдаемым максимальным светимостям стационарных звезд главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рессела.

Очищенная от остатков оболочки звезда в это время переходит в гидростатическое равновесие за счет того, что при достаточно большой массе в ее недрах включается новый собственный источник энергии – термоядерные реакции. В это время звезда окончательно переходит на главную последовательность, на которой и остается большую часть своей жизни.

Области звездообразования. Гигантские молекулярные облака с массами, большими 105 массы Солнца (их известно более 6 000 в Галактике), содержат 90 % всего молекулярного газа Галактики. Именно с ними связаны области звездообразования. Рассмотрим две из них.

Туманность Орел - облако межзвездного газа, нагретого свечением нескольких горячих звезд типа O или B, в котором мы вживую можем наблюдать процессы рождения звезд. Расположена она в 6000 световых лет от нас в созвездии Змеи. Скопление звезд на фоне Орла сформировалось в этой газовой туманности, оно и является причиной, вызывающей ее свечение. В наше время образование звезд продолжается вблизи "туловища слона". Маленькие, темные области, возможно, являются протозвездами. Их еще называют звездными яйцами. Звезды внутри туманности имеют возраст лишь около 5,5 миллионов лет. В центре туманности выделяются так называемые газовые Столбы. Это области звездообразования, состоящие почти из одного молекулярного водорода . Выделяющиеся оконечности столбов (слоновьи хоботы) несколько больше нашей Солнечной Системы. Часто в вершинах этих конусов располагаются глобулы – небольшие плотные темные газопылевые туманности, в которых уже начался процесс гравитационного сжатия. В некоторых глобулах наблюдаются объекты Хербига-Аро звездообразные сгущения обнаруженные в 1954 году, хотя на фотографиях за несколько лет до этого они отсутствовали. Это – первое, из непосредственно наблюдавшихся на наших глазах, следствие процесса звездообразования.

Туманность Ориона находится в центре "меча" в созвездии Ориона. Она может наблюдаться без всяких оптических инструментов, но при помощи хорошего телескопа вид ее впечатляет гораздо больше. М42 - ярчайшая из видимых с Земли туманностей. Расстояние до нее световых лет - приблизительное. Внутри Туманности Ориона рождается много новых звезд, кроме того, с помощью инфракрасных фотографий были открыты несколько протопланетных облаков - образующихся планетных систем. Уже 15-сантиметровые телескопы позволяют увидеть в сердце туманности - так называемую Трапецию - четыре звезды, расположенных в углах воображаемой равнобокой трапеции. Эти звезды - одни из самых молодых, среди нам известных. Их возраст около лет. Туманность в Орионе содержит кроме обычных для туманностей газов (водорода и гелия), кислород и даже некоторые молекулярные соединения, в том числе и органические. Этот грандиозный газопылевой комплекс является крупнейшим в Галактике.

Теплоэнергетика" href="/text/category/teployenergetika/" rel="bookmark">тепловой энергии , и температура растет. Для обычных тел, не имеющих собственных источников энергии, потери на излучение сопровождаются охлаждением, и их теплоемкость положительна. Отрицательная теплоемкость звезды вместе с сильной зависимостью энерговыделения от температуры приводит к тому, что звезды главной последовательности оказываются саморегулирующимися системами. Действительно, случайное понижение температуры приводит не только к замедлению термоядерной реакции, но и к уменьшению внутреннего давления, и гравитационные силы начинают сжимать звезду. Как было сказано выше половина выделяющейся при сжатии энергии идет на увеличение температуры, что сразу восстанавливает уровень замедлившейся ядерной реакции, а с ним и давления. Аналогичная компенсация возникает и при случайном перегреве звезды. Благодаря саморегулируемости на стадии главной последовательности звезды находятся в тепловом равновесии, при котором ядерной энергии выделяется ровно столько, сколько необходимо, чтобы компенсировать потери на излучение. И так, мы имеем саморегулирующийся термоядерный реактор, который, к сожалению, не можем пока повторить на Земле.

Модели звезд различных классов. В начале стадии главной последовательности звезда однородна по химсоставу – это неизбежное следствие сильного перемешивания на стадии протозвезды. В дальнейшем на протяжении всей стадии главной последовательности в результате выгорания водорода в центральных областях растет содержание гелия. Когда водород там полностью выгорает, звезда уходит с главной последовательности в область гигантов или при больших массах - сверхгигантов.

По мере продвижения вверх по главной последовательности радиусы и массы звезд увеличиваются, температура в их недрах также постепенно возрастает. От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды, а также темп энерговыделения. У звезд поздних спектральных классов G, K, M, как и в Солнце, выделение ядерной энергии в основном происходит в результате протон-протонного цикла. У горячих звезд ранних спектральных классов, в недрах которых температура выше, идут реакции углеродного цикла, при которых светимость значительно больше, что приводит значительно более быстрой эволюции. Отсюда следует, что горячие звезды, наблюдаемые в стадии главной последовательности, имеют сравнительно небольшой возраст.

Поскольку выделение энергии при углеродном цикле пропорционально аж 20 степени температуры, то вблизи центра при таком огромном энерговыделении лучистый перенос не справляется с задачей отвода энергии, поэтому в переносе энергии участвует само вещество, активно перемешиваясь, и в недрах массивных звезд возникают конвективные зоны. Слои звезды, окружающие конвективное ядро, находятся в лучистом равновесии, подобно тому, как это имеет место на Солнце.

Звезды нижней части ГП по своему строению подобны Солнцу. При протон-протонной реакции мощность энерговыделения зависит от температуры слабее, чем при углеродной цикле (примерно как Т4). В центре звезды конвекция не возникает, и энергия переносится излучением. Зато из-за сильной непрозрачности более холодных наружных слоев у звезд этой части ГП образуются протяженные наружные конвективные зоны. Чем холоднее звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. Если у Солнца только 2% массы приходится на слои, охваченные конвекцией, то карлик спектрального класса М практически весь конвективен.

Как видно из последних двух столбцов таблицы, время жизни звезд на ГП примерно на два порядка больше продолжительности стадии гравитационного сжатия. Это объясняет, почему на ГП располагается большинство наблюдаемых звезд. Согласно этой же таблице, эволюция массивных звезд происходит на четыре порядка быстрее, чем звезд с наименьшими массами. Поэтому более массивные звезды быстрее переходят в область гигантов и сверхгигантов, чем звезды поздних спектральных

классов. Надо сказать, что звезды с массами меньше солнечной за все время существования нашей Галактики еще не закончили стадию ГП, а объекты наименьших возможных звездных масс, даже не достигли еще ГП.

3. Уход с главной последовательности

Красные гиганты и белые карлики. Как видно из рисунка, после ухода с ГП эволюция звезд имеет весьма сложный характер, сильно зависящий от исходного значения массы. Эволюционные треки звезд средних масс сходны между собой и на них выделяются следующие этапы:

1. Уход с ГП. Образования гелиевого ядра при выгорании водорода приводит к увеличению молярной массы. В результате падает давление, начинается сжатие звезды, рост температуры, а, следовательно, и светимости, но эффективная температура падает, и звезда уходит вправо и вверх с ГП.

2. Общее сжатие. Когда доля массы водорода в ядре уменьшается до 1%, источником энергии снова на короткое время становится гравитационное сжатие, температура в недрах и светимость растут, трек круто идет резко влево и вверх.

3.Образование слоевого источника энергии. В результате разогрева от сжатия загораются остатки водорода вокруг гелиевого ядра. Возникает новая структура звезды, в которой энерговыделение происходит не в ядре, а в тонком слое вокруг него.

4. Фаза красного гиганта. Выделение энергии в тонком слое приводит к снижению эффективной температуры. Звезда сильно «разбухает» и уходит в область красных гигантов. Масса ядра растет, но гелий еще не «горит».

5. Горение гелия. Гелиевое ядро продолжает расти и разогреваться. Начинается реакция горения гелия. Звезда перемещается в сторону ГП до тех пор пока не истощатся запасы гелия, после чего вокруг образовавшегося углеродного ядра возникает слоевой гелиевый источник, опять разбухает оболочка и звезда возвращается в область гигантов. Далее для тяжелых звезд с массой > 10 М8 возможно образование нескольких слоевых источников с постепенным образованием элементов вплоть до железного пика. Их судьбу рассмотрим позже. Важной особенностью эволюционных путей является то обстоятельство, что они хотя бы однажды, а некоторые и неоднократно, пересекают зону нестабильности. Звезды на это время становятся физическими переменными с периодическим изменением радиуса.

Бесславный конец. Вернемся к жизни рядовой звезды. Чем массивнее была звезда, тем большее гелиевое ядро в ней образуется. Тем больше силы, стремящиеся его сжать. Тем больше давление в ядре и его температура. Если эта температура достаточно высока, то начинаются ядерные реакции синтеза углерода из гелия, правда, это не характерно для рядовых звезд с массой, не превосходящей 10 масс Солнца. Когда условия в ядре звезды становятся непригодными для продолжения реакций синтеза, ядро не в силах больше сдерживать гравитационные силы и резко сжимается до размеров Земли. Оболочка звезды (верхние ее слои) отрываются от ядра и уносятся в пространство. Она ярко светится под действием мощного излучения звезды. Когда такие светящиеся газовые пузыри были впервые обнаружены, они были названы планетарными туманностями , поскольку они часто выглядят как планетные диски. За сотни тысяч лет такие туманности полностью рассеиваются.

Ядро, достигнув, весьма типичных для умирающих звезд, размеров Земли, больше не может сжиматься, в так как нем произошла структурная перестройка. Электроны, ранее принадлежавшие отдельным атомам, в такой плотной "упаковке" уже нельзя отнести к тому или иному конкретному ядру атома, они как бы становятся общими, свободно перемещаясь, как в металле. Говорят, что вещество в этом случае находится в состоянии нерелятивистского вырожденного электронного газа, при котором давление внутри звезды не зависит от температуры, а зависит только от плотности. Давление электронного газа способно уравновесить силы гравитационного сжатия и поэтому дальнейшее сжатие прекращается, не смотря на отсутствие термоядерной реакции в ядре. Такой объект называется белым карликом . Связь между давлением и температурой в белом карлике описывается уже не уравнением Менделеева - Клайперона, а квантово - механическим уравнением. Ядра белых карликов состоят либо из вырожденного Не, либо из вырожденных С и О, либо из вырожденных О-Ne-Mg, в зависимости от исходной массы звезды. В результате мы получили маленькую и очень горячую звезду, которая имеет огромную плотность. Стакан вещества белого карлика весит тысячи тонн. Итак, красный гигант, расширившийся настолько, что потерял свои внешние слои, превращается в белого карлика c типичной для звезд массой (до 1,4 масс Солнца) и размерами, типичными для планет. Белые карлики за миллиарды лет просто остывают, медленно отдавая тепло в пространство и постепенно превращаясь в абсолютно мертвые останки – черные карлики . Таков бесславный конец рядовой звезды.

Д. З.§ 27.

Вопросы экспресс-опроса.

1. Где в нашей галактике происходит образование звезд?

2. Что такое планетарная туманность?

3. Что является результатом эволюции звезд типа Солнца?

4. В какой объект превращается белый карлик?

5. Какие объекты являются областями звездообразования в Галактике?

6. Что такое протозвезда?

7. Какие реакции происходят в звезде на стадии главной последовательности?

8. В какой момент жизни звезда становится красным гигантом?

9. Что такое черный карлик?

10. Почему прекращается сжатие белого карлика?

1. Туманность Орел в созвездии Змеи – М16.

2. Туманность Орион – М42.

3. Планетарная туманность «Улитка» - NGC 7293.

4. Планетарная туманность «Гантели» - М27.

5. Планетарная туманность «Бабочка» - NGC 6302.

6. Планетарная туманность «Песочные часы»- MyCn18.

7. Планетарная туманность «Эскимос» - NGC 2392.

8. Планетарная туманность «Череп» - NGC 246.

Термоядерный синтез в недрах звёзд

В это время для звёзд массой больше, чем 0.8 масс Солнца, ядро становится прозрачным для излучения, и возобладает лучистый перенос энергии в ядре, а наверху оболочка остается конвективной. Какими прибывают на главную последовательность звёзды меньшей массы, достоверно никто не знает, так как время нахождения этих звёзд в разряде молодых превышает возраст Вселенной. Все наши представления об эволюции этих звёзд держатся на численных расчетах.

По мере сжатия звезды, начинает увеличиваться давление вырожденного электронного газа и на каком-то радиусе звезды это давление останавливает рост центральной температуры, а затем начинает ее понижать. И для звёзд меньше 0.08 это оказывается фатальным: выделяющейся энергии в ходе ядерных реакций никогда не хватит, чтобы покрыть расходы на излучение. Такие недо-звёзды получили название коричневые карлики , и их судьба - это постоянное сжатие, пока давление вырожденного газа не остановит его, а затем - постепенное остывание с остановкой всех ядерных реакций.

Молодые звёзды промежуточной массы

Молодые звёзды промежуточной массы (от 2 до 8 массы Солнца) качественно эволюционируют точно так же, как и их меньшие сестры, за тем исключением, что в них нет конвективных зон вплоть до главной последовательности.

Объекты этого типа ассоциируются с т. н. звёздами Ae\Be Хербита неправильными переменными спектрального типа B-F5. У них также наблюдаются диски биполярные джеты. Скорость истечения, светимость и эффективная температура существенно больше, чем для τ Тельца , поэтому они эффективно нагревают и рассеивают остатки протозвёздного облака.

Молодые звёзды с массой больше 8 солнечных масс

На самом деле это уже нормальные звёзды. Пока накапливалась масса гидростатического ядра, звезда успела проскочить все промежуточные стадии и разогреть ядерные реакции до такой степени, чтоб они компенсировали потери на излучение. У данных звёзд истечения массы и светимость настолько велика, что не просто останавливает коллапсирование оставшихся внешних областей, но толкает их обратно. Таким образом, масса образовавшейся звезды заметно меньше массы протозвёздного облака. Скорее всего этим и объясняется отсутствие в нашей галактике звёзд больше чем 100-200 массы Солнца.

Середина жизненного цикла звезды

Среди сформировавшихся звёзд встречается огромное многообразие цветов и размеров. По спектральному классу они варьируются от горячих голубых до холодных красных, по массе - от 0,08 до более чем 200 солнечных масс. Светимость и цвет звезды зависит от температуры её поверхности, которая, в свою очередь, определяется массой. Все, новые звезды «занимают своё место» на главной последовательности согласно своему химическому составу и массе. Речь не идёт о физическом перемещении звезды - только о её положении на указанной диаграмме, зависящем от параметров звезды. То есть, речь идёт, фактически, лишь об изменении параметров звезды.

То, что происходит в дальнейшем, вновь зависит от массы звезды.

Поздние годы и гибель звёзд

Старые звёзды с малой массой

На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах.

Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных участках, что вызывает нестабильность и сильные солнечные ветры . В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше чем коричневый карлик .

Но звезда с массой менее 0,5 солнечной никогда не будет в состоянии синтезировать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода. Звёздная оболочка у них недостаточно массивна, чтобы преодолеть давление, производимое ядром. К таким звёздам относятся красные карлики (такие как Проксима Центавра), срок пребывания которых на главной последовательности составляет сотни миллиардов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра .

Звёзды среднего размера

При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта , её внешние слои продолжают расширяться, ядро сжиматься, и начинаются реакции синтеза углерода из гелия . Синтез высвобождает много энергии, давая звезде временную отсрочку. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет.

Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных солнечных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа , OH -IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод . Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров .

Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые в конечном итоге сообщают внешним слоям достаточно кинетической энергии , чтобы быть выброшенными и превратиться в планетарную туманность . В центре туманности остаётся ядро звезды, которое, остывая, превращается в гелиевый белый карлик , как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли .

Белые карлики

Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию . В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды , звезду называют белым карликом . Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой.

У звезд более массивных, чем Солнце , давление вырожденных электронов не может сдержать сжатие ядра, и оно продолжается до тех пор, пока большинство частиц не превратится в нейтроны , упакованные так плотно, что размер звезды измеряется километрами, а плотность в 100 млн раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой ; его равновесие поддерживается давлением вырожденного нейтронного вещества.

Сверхмассивные звёзды

После того, как внешние слои звезды, с массой большей чем пять солнечных, разлетелись образовав красный сверхгигант , ядро вследствие сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются тяжёлые элементы, что временно сдерживает коллапс ядра.

В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы , из кремния синтезируется железо -56. Вплоть до этого момента синтез элементов высвобождал большое количество энергии, однако именно ядро железа -56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер невыгодно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённой величины, то давление в нём уже не в состоянии противостоять колоссальной силе гравитации, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества.

То что происходит в дальнейшем, не до конца ясно. Но что бы это ни было, это в считанные секунды приводит к взрыву сверхновой звезды невероятной силы.

Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну . Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала - так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа.

Взрывная волна и струи нейтрино уносят материал прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим мусором, и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников.

Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также стоит под вопросом, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта:

Нейтронные звёзды

Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны упасть на атомное ядро, где они, сливаясь с протонами , образуют нейтроны . Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов.

Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы - не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. Когда ось, соединяющая северный и южный магнитный полюса этой быстро вращающейся звезды, указывает на Землю, можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звезды получили название «пульсары », и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.

Чёрные дыры

Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского . После этого звезда становится чёрной дырой.

Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности . Согласно ОТО материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика делает возможным исключения из этого правила.

Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли черные дыры вообще?» Ведь чтобы сказать точно, что данный объект это черная дыра необходимо наблюдать его горизонт событий. Все попытки это сделать оканчивались провалом. Но надежда пока есть, так как некоторые объекты нельзя объяснить без привлечения аккреции , причем аккреции на объект без твердой поверхности, но само существование черных дыр это не доказывает.

Также открыты вопросы: возможен ли коллапс звезды непосредственно в чёрную дыру, минуя сверхновую? Существуют ли сверхновые, которые впоследствии станут чёрными дырами? Каково точное влияние изначальной массы звезды на формирование объектов в конце её жизненного цикла?

Звезды: их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное] Шкловский Иосиф Самуилович

Глава 12 Эволюция звезд

Глава 12 Эволюция звезд

Как уже подчеркивалось в § 6, подавляющее большинство звезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия - обстоятельство, которым мы широко пользовались для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений - это еще не означает отсутствие их. Все дело в сроках эволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной. В самом общем виде задача об эволюции какой-нибудь звезды может быть поставлена следующим образом. Допустим, что имеется звезда с данной массой и радиусом. Кроме того, известен ее первоначальный химический состав, который будем считать постоянным по всему объему звезды. Тогда ее светимость следует из расчета модели звезды. В процессе эволюции химический состав звезды неизбежно должен меняться, так как из-за поддерживающих ее светимость термоядерных реакций содержание водорода необратимо уменьшается со временем. Кроме того, химический состав звезды перестанет быть однородным. Если в ее центральной части процентное содержание водорода заметно уменьшится, то на периферии оно останется практически неизменным. Но это означает, что по мере эволюции звезды, связанной с «выгоранием» ее ядерного горючего, должна меняться сама модель звезды, а следовательно, ее структура. Следует ожидать изменения светимости, радиуса, поверхностной температуры. Как следствие таких серьезных изменений, звезда постепенно будет менять свое место на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Следует себе представить, что она на данной диаграмме опишет некую траекторию или, как принято говорить, «трек».

Проблема эволюции звезд, несомненно, принадлежит к числу фундаментальнейших проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в том, как рождаются, живут, «стареют» и умирают звезды. Именно этой проблеме посвящена настоящая книга. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной . Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии - наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению. Более того, вплоть до сравнительно недавнего времени усилия исследователей зачастую шли в совершенно ложном направлении. Так, например, само наличие главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Рессела «вдохновило» многих наивных исследователей на представление, что звезды эволюционируют вдоль этой диаграммы от горячих голубых гигантов до красных карликов. Но так как существует соотношение «масса - светимость», согласно которому масса звезд, расположенных вдоль главной последовательности, должна непрерывно убывать, упомянутые исследователи упорно считали, что эволюция звезд в указанном направлении должна сопровождаться непрерывной и притом весьма значительной потерей их массы.

Все это оказалось неверным. Постепенно вопрос о путях эволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и прежде всего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе.

Ранний этап эволюции звезд, связанный с процессом их конденсации из межзвездной среды, был рассмотрен в конце первой части этой книги. Там, собственно говоря, речь шла даже не о звездах, а о протозвездах . Последние, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. Температура их недр при этом непрерывно растет (см. формулу (6.2)), пока не станет порядка нескольких миллионов кельвинов. При такой температуре в центральных областях протозвезд «включаются» первые термоядерные реакции на легких ядрах (дейтерий, литий, бериллий, бор), у которых «кулоновский барьер» сравнительно низок. Когда пойдут эти реакции, сжатие протозвезды замедлится. Однако довольно быстро легкие ядра «выгорят», так как их обилие невелико, и сжатие протозвезды будет продолжаться почти с прежней скоростью (см. уравнение (3.6) в первой части книги), протозвезда «стабилизуется», т. е. перестанет сжиматься, только после того как температура в ее центральной части поднимется настолько, что «включатся» протон-протонная или углеродно-азотная реакции. Она примет равновесную конфигурацию под действием сил собственной гравитации и перепада газового давления, которые практически точно скомпенсируют друг друга (см. § 6). Собственно говоря, с этого момента протозвезда и становится звездой. Молодая звезда «садится» на свое место где-то на главной последовательности. Точное ее место на главной последовательности определяется значением первоначальной массы протозвезды. Массивные протозвезды «садятся» на верхнюю часть этой последовательности, протозвезды со сравнительно небольшой массой (меньше солнечной) «садятся» на ее нижнюю часть. Таким образом, протозвезды непрерывно «входят» в главную последовательность на всем ее протяжении, так сказать, «широким фронтом».

«Протозвездная» стадия эволюции звезд довольно быстротечна. Самые массивные звезды проходят эту стадию всего лишь за несколько сотен тысяч лет. Неудивительно поэтому, что число таких звезд в Галактике невелико. Поэтому не так-то просто их наблюдать, особенно если учесть, что места, где происходит процесс звездообразования, как правило, погружены в поглощающие свет пылевые облака. Зато после того как они «пропишутся на своей постоянной площади» на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Рессела, ситуация резко изменится. В течение весьма длительного времени они будут находиться на этой части диаграммы, почти не меняя своих свойств. Поэтому основная часть звезд наблюдается на указанной последовательности.

Структура моделей звезды, когда она еще сравнительно недавно «села» на главную последовательность, определяется моделью, вычисленной в предположении, что ее химический состав одинаков во всем объеме («однородная модель»; см. рис. 11.1, 11.2). По мере «выгорания» водорода состояние звезды будет очень медленно, но неуклонно меняться, вследствие чего изображающая звезду точка будет описывать некоторый «трек» на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Характер изменения состояния звезды существенным образом зависит от того, перемешивается ли вещество в ее недрах или нет. Во втором случае, как мы видели для некоторых моделей в предыдущем параграфе, в центральной области звезды обилие водорода становится из-за ядерных реакций заметно меньшим, чем на периферии. Такая звезда может описываться только неоднородной моделью. Но возможен и другой путь звездной эволюции: перемешивание происходит во всем объеме звезды, которая по этой причине всегда сохраняет «однородный» химический состав, хотя содержание водорода со временем будет непрерывно уменьшаться. Заранее сказать, какая из этих возможностей реализуется в природе, было невозможно. Конечно, в конвективных зонах звезд всегда идет интенсивный процесс перемешивания вещества и в пределах этих зон химический состав должен быть постоянен. Но и для тех областей звезд, где доминирует перенос энергии путем лучеиспускания, перемешивание вещества также вполне возможно. Ведь никогда нельзя исключить систематических довольно медленных движений больших масс вещества с небольшими скоростями, которые приведут к перемешиванию. Такие движения могут возникнуть из-за некоторых особенностей вращения звезды.

Вычисленные модели какой-нибудь звезды, у которой при постоянной массе систематически меняется как химический состав, так и мера неоднородности, образуют так называемую «эволюционную последовательность». Нанося на диаграмму Герцшпрунга - Рессела точки, соответствующие разным моделям эволюционной последовательности звезды, можно получить ее теоретический трек на этой диаграмме. Оказывается, что если бы эволюция звезды сопровождалась полным перемешиванием ее вещества, треки были бы направлены от главной последовательности влево . Наоборот, теоретические эволюционные треки для неоднородных моделей (т. е. при отсутствии полного перемешивания) всегда уводят звезду направо от главной последовательности. Какой же из двух теоретически вычисленных путей звездной эволюции правильный? Как известно, критерий истины есть практика. В астрономии практика,- это результаты наблюдений. Посмотрим на диаграмму Герцшпрунга - Рессела для звездных скоплений, изображенную на рис. 1.6, 1.7 и 1.8. Мы там не найдем звезд, расположенных вверху и слева от главной последовательности. Зато имеется очень много звезд справа от нее - это красные гиганты и субгиганты. Следовательно, такие звезды мы можем рассматривать как покидающие главную последовательность в процессе своей эволюции, не сопровождающейся полным перемешиванием вещества в их недрах. Объяснение природы красных гигантов - одно из крупнейших достижений теории эволюции звезд[ 30 ]. Сам по себе факт существования красных гигантов означает, что эволюция звезд, как правило, не сопровождается перемешиванием вещества во всем их объеме. Расчеты показывают, что по мере эволюции звезды размеры и масса ее конвективного ядра непрерывно уменьшаются[ 31 ].

Очевидно, что сама по себе эволюционная последовательность моделей звезды еще ничего не говорит о темпах звездной эволюции. Временная шкала эволюции может быть получена из анализа изменения химического состава у разных членов эволюционной последовательности моделей звезды. Можно определить некоторое среднее содержание водорода в звезде, «взвешенное» по ее объему. Обозначим это среднее содержание через X . Тогда, очевидно, изменение со временем величины X определяет светимость звезды, так как она пропорциональна количеству термоядерной энергии, выделившейся в звезде за одну секунду. Поэтому можно написать:

(12.1)

Количество энергии, выделяющейся при ядерном превращении одного грамма вещества, символ

означает изменение величины X за одну секунду. Мы можем определить возраст звезды как промежуток времени, прошедший с того момента, когда она «села» на главную последовательность, т. е. в ее недрах начались ядерные водородные реакции. Если для разных членов эволюционной последовательности известны величина светимости и среднее содержание водорода X , то не представляет труда из уравнения (12.1) найти возраст какой-нибудь определенной модели звезды на ее эволюционной последовательности. Тот, кто знает основы высшей математики, поймет, что из уравнения (12.1), являющегося простым дифференциальным уравнением, возраст звезды

определяется как интеграл

Суммируя промежутки времени

12 , мы, очевидно, получим интервал времени

Прошедший от начала эволюции звезды. Именно это обстоятельство и выражает формула (12.2).

На рис. 12.1 приведены теоретически рассчитанные эволюционные треки для сравнительно массивных звезд. Начинают они свою эволюцию на нижней кромке главной последовательности. По мере выгорания водорода такие звезды перемещаются по своим трекам в общем направлении поперек главной последовательности, не выходя за ее пределы (т. е. оставаясь в пределах ее ширины). Этот этап эволюции, связанный с пребыванием звезд на главной последовательности, является самым длительным. Когда содержание водорода в ядре такой звезды станет близким к 1%, темпы эволюции ускорятся. Для поддержания энерговыделения на необходимом уровне при резко уменьшившемся содержании водородного «топлива» необходимо в качестве «компенсации» увеличение температуры ядра. И здесь, как и во многих других случаях, звезда сама регулирует свою структуру (см. § 6). Увеличение температуры ядра достигается путем сжатия звезды как целого. По этой причине эволюционные треки круто поворачивают налево, т. е. температура поверхности звезды возрастает. Очень скоро, однако, сжатие звезды прекращается, так как весь водород в ядре выгорает. Зато «включается» новая область ядерных реакций - тонкая оболочка вокруг уже «мертвого» (хотя и очень горячего) ядра. По мере дальнейшей эволюции звезды эта оболочка все дальше и дальше отходит от центра звезды, тем самым увеличивая массу «выгоревшего» гелиевого ядра. Одновременно будет происходить процесс сжатия этого ядра и его разогрев. Однако при этом наружные слои такой звезды начинают быстро и очень сильно «разбухать». Это означает, что при мало изменяющемся потоке поверхностная температура значительно уменьшается. Ее эволюционный трек круто поворачивает направо и звезда приобретает все признаки красного сверхгиганта. Так как к такому состоянию звезда после прекращения сжатия приближается довольно быстро, почти нет звезд, заполняющих на диаграмме Герцшпрунга - Рессела разрыв между главной последовательностью и ветвью гигантов и сверхгигантов. Это хорошо видно на таких диаграммах, построенных для открытых скоплений (см. рис. 1.8). Дальнейшая судьба красных сверхгигантов еще недостаточно хорошо изучена. К этому важному вопросу мы вернемся в следующем параграфе. Разогрев ядра может происходить вплоть до очень высоких температур, порядка сотни миллионов кельвинов. При таких температурах «включается» тройная гелиевая реакция (см. § 8). Выделяющаяся при этой реакции энергия останавливает дальнейшее сжатие ядра. После этого ядро слегка расширится, а радиус звезды уменьшится. Звезда станет горячее и сдвинется влево на диаграмме Герцшпрунга - Рессела.

Несколько иначе протекает эволюция у звезд с меньшей массой, например, M

1, 5M

Заметим, что эволюцию звезд, масса которых меньше массы Солнца, вообще нецелесообразно рассматривать, так как время пребывания их в пределах главной последовательности превышает возраст Галактики. Это обстоятельство делает проблему эволюции звезд с малой массой «неинтересной» или, лучше сказать, «не актуальной». Заметим только, что звезды с малой массой (меньше чем

0, 3 солнечной) остаются полностью «конвективными» даже тогда, когда они находятся на главной последовательности. «Лучистое» ядро у них так никогда и не образуется. Эта тенденция хорошо видна в случае эволюции протозвезд (см. § 5). Если масса последних сравнительно велика, лучистое ядро образуется еще до того, как протозвезда «сядет» на главную последовательность. А маломассивные объекты как на протозвездной, так и на звездной стадии остаются полностью конвективными. У таких звезд температура в центре недостаточно велика для того, чтобы протон-протонный цикл полностью работал. Он обрывается на образовании изотопа 3 Не, а «нормальный» 4 Не уже не синтезируется. За 10 миллиардов лет (что близко к возрасту старейших звезд этого типа) в 3 Не превратится около 1% водорода. Следовательно, можно ожидать, что обилие 3 Не по отношению к 1 Н будет аномально велико - около 3%. К сожалению, пока нет возможности проверить это предсказание теории наблюдениями. Звезды с такой малой массой - это красные карлики, температура поверхности которых совершенно недостаточна для возбуждения линий гелия в оптической области. В принципе, однако, в далекой ультрафиолетовой части спектра резонансные линии поглощения могли бы наблюдаться методами ракетной астрономии. Однако чрезвычайная слабость непрерывного спектра исключает даже эту проблематичную возможность. Следует, однако, заметить, что существенная, если не большая часть красных карликов представляет собой вспыхивающие звезды типа UV Кита (см. § 1). Сам феномен быстро повторяющихся вспышек у таких карликовых холодных звезд несомненно связан с конвекцией, которой охвачен весь их объем. Во время вспышек наблюдаются линии излучения. Может быть, удастся наблюдать и линии 3 Не у таких звезд? Если масса протозвезды меньше чем 0, 08M

То температура в ее недрах настолько мала, что никакие термоядерные реакции уже не могут остановить сжатие на стадии главной последовательности. Такие звезды будут непрерывно сжиматься, пока не станут белыми карликами (точнее, вырожденными красными карликами). Вернемся, однако, к эволюции более массивных звезд.

На рис. 12.2 приведен эволюционный трек звезды с массой, равной 5M

Согласно наиболее детальным расчетам, выполненным с помощью ЭВМ. На этом треке цифрами отмечены характерные этапы эволюции звезды. В пояснениях к рисунку указаны сроки прохождения каждого этапа эволюции. Укажем здесь только, что участку эволюционного трека 1-2 соответствует главная последовательность, участку 6-7 - стадия красного гиганта. Интересно уменьшение светимости на участке 5-6, связанное с затратой энергии на «разбухание» звезды. На рис. 12.3 аналогичные теоретически рассчитанные треки приведены для звезд разной массы. Цифры, отмечающие различные фазы эволюции, имеют тот же смысл, что и на рис. 12.2.

Рис. 12.2: Эволюционный трек звезды с массой 5M , (1-2) - горение водорода в конвективном ядре, 6, 44 10 7 лет; (2-3) - общее сжатие звезды, 2, 2 10 6 лет; (3-4) - возгорание водорода в слоистом источнике, 1, 4 10 5 лет; (4-5) - горение водорода в толстом слое, 1, 2 10 6 лет; (5-6) - расширение конвективной оболочки, 8 10 5 лет; (6-7) - фаза красного гиганта, 5 10 5 лет; (7-8) - возгорание гелия в ядре, 6 10 6 лет; (8-9) - исчезновение конвективной оболочки, 10 6 лет; (9-10) - горение гелия в ядре, 9 10 6 лет; (10-11) - вторичное расширение конвективной оболочки, 10 6 лет; (11-12) - сжатие ядра по мере выгорания гелия; (12-13-14) - слоистый гелиевый источник; (14-?) - нейтринные потери, красный сверхгигант.

Из простого рассмотрения эволюционных треков, изображенных на рис. 12.3, следует, что более или менее массивные звезды довольно «извилистым» путем уходят с главной последовательности, образуя ветвь гигантов на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Характерен очень быстрый рост светимости звезд с меньшей массой по мере их эволюции в направлении красных гигантов. Разница в эволюции таких звезд по сравнению с более массивными состоит в том, что у первых образуется очень плотное, вырожденное ядро. Такое ядро, из-за большого давления вырожденного газа (см. § 10), способно «удерживать» вес лежащих выше слоев звезды. Оно почти не будет сжиматься, а следовательно, сильно нагреваться. Поэтому «тройная» гелиевая реакция если и включится, то гораздо позже. За исключением физических условий, в области около центра структура таких звезд будет похожа на структуру более массивных. Следовательно, их эволюция после выгорания водорода в центральной области также будет сопровождаться «разбуханием» наружной оболочки, что приведет их треки в область красных гигантов. Однако в отличие от более массивных сверхгигантов, их ядра будут состоять из весьма плотного вырожденного газа (см. схему на рис. 11.4).

Пожалуй, наиболее выдающимся достижением развитой в этом параграфе теории звездной эволюции является объяснение ею всех особенностей диаграммы Герцшпрунга - Рессела для скоплений звезд. Описание этих диаграмм было уже дано в § 1. Как уже говорилось в указанном параграфе, возраст всех звезд в данном скоплении следует считать одинаковым. Так же одинаковым должен быть первоначальный химический состав этих звезд. Ведь все они образовались из одного и того же (правда, достаточно крупного) агрегата межзвездной среды - газово-пылевого комплекса. Различные звездные скопления должны отличаться друг от друга прежде всего возрастом и, кроме того, первоначальный химический состав шаровых скоплений должен резко отличаться от состава рассеянных скоплений.

Линии, вдоль которых на диаграмме Герцшпрунга - Рессела располагаются звезды скоплений, никоим образом не означают их эволюционные треки. Эти линии суть геометрическое место точек на указанной диаграмме, где звезды с различными массами имеют одинаковый возраст . Если мы хотим сравнить теорию звездной эволюции с результатами наблюдений, прежде всего следует построить теоретически «линии одинакового возраста» для звезд с различными массами и одинаковым химическим составом. Возраст звезды на различных этапах ее эволюции можно определить, воспользовавшись формулой (12.3). При этом необходимо пользоваться теоретическими треками звездной эволюции типа тех, которые изображены на рис. 12.3. На рис. 12.4 приведены результаты вычислений для восьми звезд, массы которых меняются в пределах от 5,6 до 2,5 солнечной массы. На эволюционных треках каждой из этих звезд отмечены точками положения, которые соответствующие звезды займут через сто, двести, четыреста и восемьсот миллионов лет своей эволюции от первоначального состояния на нижней кромке главной последовательности. Кривые, проходящие через соответствующие точки для различных звезд, и есть «кривые одинакового возраста». В нашем случае расчеты велись для достаточно массивных звезд. Рассчитанные промежутки времени их эволюции охватывают по крайней мере 75% срока их «активной жизни», когда они излучают вырабатываемую в их недрах термоядерную энергию. Для самых массивных звезд эволюция доходит до стадии вторичного сжатия, наступающего после полного выгорания водорода в их центральных частях.

Если сравнить полученную теоретическую кривую равного возраста с диаграммой Герцшпрунга - Рессела для молодых звездных скоплений (см. рис. 12.5, а также 1.6), то невольно бросается в глаза ее поразительное сходство с основной линией этого скопления. В полном соответствии с главным положением теории эволюции, согласно которому более массивные звезды быстрее уходят с главной последовательности, диаграмма на рис. 12.5 ясно указывает, что верхняя часть этой последовательности звезд в скоплении загибается вправо . Место главной последовательности, где звезды начинают заметно от нее отклоняться, находится тем «ниже», чем больше возраст скопления. Уже одно это обстоятельство позволяет непосредственно сравнивать возраст различных звездных скоплений. У старых скоплений главная последовательность обрывается сверху где-то около спектрального класса А. У молодых скоплений пока еще «цела» вся главная последовательность, вплоть до горячих массивных звезд спектрального класса В. Например, такая ситуация видна на диаграмме для скопления NGC 2264 (рис. 1.6). И действительно, вычисленная для этого скопления линия одинакового возраста Дает срок его эволюции всего лишь в 10 миллионов лет. Таким образом, это скопление родилось «на памяти» древних предков человека - рамапитеков... Значительно более старое скопление звезд - Плеяды, диаграмма которого изображена на рис. 1.4, имеет вполне «средний» возраст около 100 миллионов лет. Там еще сохранились звезды спектрального класса В7. А вот скопление в Гиадах (см. рис. 1.5) довольно старенькое - его возраст около одного миллиарда лет, и поэтому главная последовательность начинается только со звезд класса А.

Теория эволюции звезд объясняет еще одну любопытную особенность диаграммы Герцшпрунга - Рессела для «молодых» скоплений. Дело в том, что сроки эволюции для маломассивных карликовых звезд очень велики. Например, многие из них за 10 миллионов лет (срок эволюции скопления NGC 2264) еще не прошли стадию гравитационного сжатия и, строго говоря, являются даже не звездами, а протозвездами. Такие объекты, как мы знаем, располагаются справа от диаграммы Герцшпрунга - Рессела (см. рис. 5.2, где эволюционные треки звезд начинаются на ранней стадии гравитационного сжатия). Если поэтому у молодого скопления карликовые звезды еще «не сели» на главную последовательность, нижняя часть последней будет у такого скопления смещена вправо, что и наблюдается (см. рис. 1.6). Наше Солнце, как мы уже говорили выше, несмотря на то, что оно уже «исчерпало» заметную часть своих «водородных ресурсов», еще не вышло из полосы главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Рессела, хотя оно и эволюционирует около 5 миллиардов лет. Расчеты показывают, что «молодое», недавно «севшее» на главную последовательность Солнце излучало на 40% меньше, чем сейчас, причем его радиус был всего лишь на 4% меньше современного, а температура поверхности равнялась 5200 К (сейчас 5700 К).

Теория эволюции непринужденно объясняет особенности диаграммы Герцшпрунга - Рессела для шаровых скоплений. Прежде всего это очень старые объекты. Их возраст лишь ненамного меньше возраста Галактики. Это ясно следует из почти полного отсутствия на этих диаграммах звезд верхней части главной последовательности. Нижняя часть главной последовательности, как уже говорилось в § 1, состоит из субкарликов. Из спектроскопических наблюдений известно, что субкарлики очень бедны тяжелыми элементами - их там может быть в десятки раз меньше, чем у «обычных» карликов. Поэтому первоначальный химический состав шаровых скоплений существенно отличался от состава вещества, из которого образовались рассеянные скопления: там было слишком мало тяжелых элементов. На рис. 12.6 представлены теоретические эволюционные треки звезд с массой 1,2 солнечной (это близко к массе звезды, которая успела проэволюционировать за 6 миллиардов лет), но с разным первоначальным химическим составом. Отчетливо видно, что после того как звезда «сошла» с главной последовательности, светимость для одинаковых фаз эволюции при малом содержании металлов будет значительно выше. Одновременно эффективные температуры поверхности у таких звезд будут выше.

На рис. 12.7 показаны эволюционные треки маломассивных звезд с малым содержанием тяжелых элементов. На этих кривых точками указаны положения звезд после шести миллиардов лет эволюции. Соединяющая эти точки более жирная линия, очевидно, есть линия одинакового возраста. Если сравнить эту линию с диаграммой Герцшпрунга - Рессела для шарового скопления М 3 (см. рис. 1.8), то сразу же бросается в глаза полное совпадение этой линии с линией, по которой «уходят» с главной последовательности звезды этого скопления.

На приведенной на рис. 1.8 диаграмме видна также горизонтальная ветвь, отклоняющаяся от последовательности гигантов налево. По-видимому, она соответствует звездам, в недрах которых идет «тройная» гелиевая реакция (см. § 8). Таким образом, теория эволюции звезд объясняет все особенности диаграммы Герцшпрунга - Рессела для шаровых скоплений их «древним возрастам» и малым обилием тяжелых элементов[ 32 ].

Очень любопытно, что у скопления в Гиадах наблюдается несколько белых карликов, а в Плеядах - нет. Оба скопления сравнительно близки к нам, поэтому различными «условиями видимости» это интересное различие между двумя скоплениями объяснить нельзя. Но мы уже знаем, что белые карлики образуются на заключительной стадии красных гигантов, массы которых сравнительно невелики. Поэтому для полной эволюции такого гиганта необходимо немалое время - по крайней мере миллиард лет. Это время «прошло» у скопления в Гиадах, но «еще не наступило» в Плеядах. Именно поэтому в первом скоплении есть уже некоторое количество белых карликов, а во втором - нет.

На рис. 12.8 представлена сводная схематическая диаграмма Герцшпрунга - Рессела для ряда скоплений, рассеянных и шаровых. На этой диаграмме эффект различия возрастов у разных скоплений виден вполне отчетливо. Таким образом, имеются все основания утверждать, что современная теория строения звезд и основанная на ней теория звездной эволюции смогли непринужденно объяснить основные результаты астрономических наблюдений. Несомненно, это является одним из наиболее выдающихся достижений астрономии XX столетия.

Из книги Звезды: их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное] автора Шкловский Иосиф Самуилович

Глава 3 Газово-пылевые комплексы межзвездной среды - колыбель звезд Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны Н I и зоны Н II, кинетическая температура которых различается

Из книги Запрещенный Тесла автора Горьковский Павел

Глава 5 Эволюция протозвезд и протозвездных оболочек В § 3 мы довольно подробно рассматривали вопрос о конденсации в протозвезды плотных холодных молекулярных облаков, на которые из-за гравитационной неустойчивости распадается газово-пылевой комплекс межзвездной

Из книги Теория Вселенной автора Этэрнус

Глава 8 Ядерные источники энергии излучения звезд В § 3 мы уже говорили о том, что источниками энергии Солнца и звезд, обеспечивающими их светимость в течение гигантских «космогонических» промежутков времени, исчисляемых для звезд не слишком большой массы миллиардами

Из книги Занимательно об астрономии автора Томилин Анатолий Николаевич

Глава 11 Модели звезд В § 6 мы получили основные характеристики звездных недр (температура, плотность, давление), используя метод грубых оценок величин, входящих в уравнения, описывающие состояния равновесия звезд. Хотя эти оценки дают правильное представление о

Из книги Десять великих идей науки. Как устроен наш мир. автора Эткинз Питер

Глава 14 Эволюция звезд в тесных двойных системах В предыдущем параграфе довольно подробно рассматривалась эволюция звезд. Необходимо, однако, сделать важную оговорку: речь шла об эволюции одиночных, изолированных звезд. Как же будет протекать эволюция звезд, образующих

Из книги Распространненость жизни и уникальность разума? автора Мосевицкий Марк Исаакович

Глава 20 Пульсары и туманности - остатки вспышек сверхновых звезд Собственно говоря, вывод о том, что пульсары - это быстро вращающиеся нейтронные звезды, отнюдь не явился неожиданностью. Можно сказать, что его подготовило все развитие астрофизики за предшествующее

Из книги Начало бесконечности [Объяснения, которые меняют мир] автора Дойч Дэвид

Из книги Возвращение времени [От античной космогонии к космологии будущего] автора Смолин Ли

Из книги Интерстеллар: наука за кадром автора Торн Кип Стивен

1. Солнце - мерило звезд Звезды - солнца. Солнце - звезда. Солнце огромно. А звезды? Как мерить звезды? Какие гири брать для взвешивания, какие мерки для измерения диаметров? Не подойдет ли для этой цели само Солнце - звезда, о которой мы знаем больше, чем обо всех светилах

Из книги автора

Из книги автора

Из книги автора

15. Эволюция культуры Идеи, которые выживают Культура – это набор идей, которые обуславливают в некоторых аспектах сходное поведение их носителей. Под идеями я имею в виду любую информацию, которая может храниться в голове человека и влиять на его поведение. Таким

Из книги автора

Эволюция мемов В классическом научно-фантастическом рассказе Айзека Азимова «Остряк» (Jokester), написанном в 1956 году, главный персонаж – ученый, исследующий анекдоты. Он выясняет, что, хотя многие люди иногда делают остроумные, оригинальные замечания, никто никогда не

Из книги автора

16. Эволюция творческого мышления

Из книги автора

Из книги автора

Расстояния до ближайших звезд Ближайшая (не считая Солнца) звезда, в системе которой может найтись планета, пригодная для жизни, – это тау Кита. Она находится в 11,9 светового года от Земли; то есть, путешествуя со скоростью света, до нее можно будет добраться