<<
>>

5.2.7. Звезды массой от 0,5 М0 до (8-10) М0

У звезд свырождение электронного газа еще не наступает

к тому моменту, когда температура поднимается до 150 млн К, и в центре этих звезд начинается превращение гелия в углерод.

Сжатие внутренней области звезды прекращается, поскольку там включился ядер- ный источник энергии; похожая ситуация была, когда молодая звезда становилась звездой главной последовательности. Теперь у звезды есть два источника ядерной энергии: центральный, в котором сгорает гелий, и слоевой, в котором гелий образуется из водорода. Подстраиваясь под изменившиеся условия, оболочка звезды уменьшается в размере и немного нагревается. Эффективная температура звезды возрастает, и звезда покидает область красных гигантов: ее трек на диаграмме Герцшпрунга—Рассела резко поворачивает влево (см. рис. 8.14). Пребывание в состоянии с большим радиусом не проходит для звезды бесследно: в этот период часть вещества оболочки, слабо связанная с основной массой звезды, истекает в окружающее пространство.

После начала За-реакций звезда вступает в довольно продолжительный период своей жизни, в течение которого в ее недрах накапливается углерод. Когда его концентрация возрастает, некоторая часть углерода превращается в кислород в ходе реакции Не + С О. По ме-

ре выгорания гелия светимость звезды немного увеличивается, а ее эффективная температура меняется довольно причудливым образом: на ГР-диаграмме звезда перемещается то вправо, то влево, выписывая замысловатые петли.

На этом этапе эволюции в звезде возникают радиальные пульсации, причина которых состоит в следующем. Равновесие звезды обес- печивется балансом противоположно направленных сил: тяготения и газового давления. Это равновесие устойчиво (иначе звезда не могла бы существовать!), поэтому небольшое избыточное сжатие звезды (или расширение) приведет к тому, что давление газа станет больше (или соответственно меньше) силы тяготения, и вещество начнет двигаться в противоположную сторону, возвращая звезду к равновесному состоянию.

По мере приближения к положению равновесия вещество разгоняется и по инерции проскакивает точку равновесия. После этого направление силы, возвращающей газ к исходному положению, меняется на противоположное, и она тормозит газ до полной остановки, а затем начинает возвращать его к положению равновесия. Периодическое повторение этих этапов аналогично движению маятника.

Однако сила трения (так физики называют любой процесс диссипации, рассеяния механической энергии) должна быстро гасить случайно возникшие в звезде пульсации, не позволяя им развиться до заметной амплитуды. Тем не менее пульсации звезд наблюдаются. В 1920-е гг. А. Эддингтон предположил, что при сжатии звезды непрозрачность вещества возрастает, «запирая» выходящее наружу излучение, и это способствует накоплению энергии, которая на стадии расширения передается газу, компенсируя потери на трение. Но в основной массе звезды газ почти полностью ионизован, и это, как поначалу казалось, делает идею Эддингтона неприменимой. Ведь сжатие звезды не только приводит к росту плотности газа, что увеличивает число атомов на пути фотона, но и вызывает рост температуры, а ионизованный газ при этом становится более прозрачным. Так что в целом сжатие звезды из полностью ионизованного газа делает ее, вопреки мысли Эддингтона, еще более прозрачной для излучения!

В этой связи российский физик Сергей Александрович Жевакин (1916-2001) обратил внимание на те области звезд, в которых водород и гелий, т. е. наиболее распространенные элементы, ионизованы не полностью. В звездных недрах ионизация водорода происходит при температуре около 10 000 К, однократная ионизация гелия — при 15 000 К, а двукратная — при 40 000 К. Если сжимать полностью ионизованный газ, то работа сжимающей силы целиком затрачивается на увеличение кинетической энергии частиц, т. е. на увеличение температуры газа, но в зонах неполной ионизации температура должна возрастать в меньшей степени, поскольку часть энергии сжатия расходуется на ионизацию вещества.

Расчеты Жевакина (1946-1957) показали, что благодаря этому эффекту зоны ионизации водорода и гелия могут играть роль клапана, который, в соответствии с идеей Эддингтона, регулирует поступление лучистой энергии во внешние слои и тем самым позволяет звездам пульсировать с заметной амплитудой.

Чтобы «раскачать» колебания звезды, оболочка над зоной ионизации должна быть достаточно массивной, поэтому у очень горячих звезд колебания возбуждаться не могут: их зоны частичной ионизации слишком близки к поверхности. В звездах с очень низкой эффективной температурой описанный выше механизм также оказывается неэффективным, поскольку во внешних слоях этих звезд значительная доля тепла переносится не излучением, а конвекцией. Поэтому пульсирующие звезды на ГР-диаграмме должны располагаться в области, которая имеет вид сравнительно узкой полосы (рис. 6.13). Именно в этой полосе нестабильности наблюдаются цефеиды — переменные звезды типа 5 Цефея и W Девы (подробнее об этом см. главу 6). Таким образом, цефеиды — это звезды, в центральных областях которых происходит горение гелия. На этой эволюционной стадии треки звезд имеют петлеобразную форму и могут несколько раз пересекать полосу нестабильности, поэтому цефеидой звезда может быть несколько раз в жизни, проводя каждый раз внутри полосы нестабильности несколько десятков тысяч лет.

Период пульсаций звезды обычно близок к периоду ее собственных колебаний, который определяется гидродинамическим временем, а значит, зависит лишь от средней плотности звезды. Большая разница плотностей у звезд, пересекающих полосу нестабильности в разных ее частях, объясняет, почему у гигантов-цефеид периоды колебаний составляют десятки суток, а у белых карликов — минуты.

У ряда цефеид период пульсаций измеряли в течение длительного времени с очень высокой точностью, что позволило обнаружить систематическое увеличение или уменьшение периода. Это указывает на изменение средней плотности звезды, вызванное изменением ее радиуса по мере того, как звезда пересекает полосу нестабильности.

В зависимости от того, на каком этапе эволюции мы застали звезду, она может перемещаться на ГР-диаграмме слева направо или справа налево. В результате происходит либо увеличение, либо уменьшение ее радиуса. Вычисленная по скорости изменения периода пульсаций скорость изменения радиуса цефеид соответствует предсказаниям теории. Это подтверждает наши представления о характере эволюции звезд.

Когда гелий в центральной области кончается, лишенное источников энергии ядро звезды начинает сжиматься, и вскоре температура и плотность на его внешней границе увеличиваются настолько, что там загорается гелий. С этого момента ядро окружено двумя слоевыми источниками: во внешнем горит водород, во внутреннем — гелий. При этом в самом ядре плотность становится столь высокой, что происходит вырождение электронного газа, давление которого останавливает сжатие центральной области. Появление двух слоевых источников сопровождается увеличением размера звезды и снижением ее эффективной температуры: на ГР-диаграмме звезда перемещается вправо вверх, в область красных сверхгигантов, имеющих радиусы от 100 до 1000 /?0. Структура звезды становится чудовищно неоднородной: по своим размерам вырожденное ядро сверхгиганта всего в 2-3 раза превышает размер Земли, тогда как радиус всей звезды больше радиуса земной орбиты!

Из расчетов следует, что выгорание ядерного топлива в слоевых источниках происходит не равномерно, а импульсно, в виде следующих друг за другом коротких (продолжительностью несколько лет) вспышек большой интенсивности, интервалы между которыми составляют тысячи лет. Каждая вспышка порождает ударную волну, которая распространяется наружу и выбрасывает часть оболочки в окружающее пространство, заметно уменьшая массу звезды. Из-за своего огромного размера оболочка красного сверхгиганта сравнительно слабо связана с ядром, поэтому такие звезды интенсивно теряют массу и в промежутках между вспышками: их внешние слои сжимаются и расширяются с характерным временем порядка сотни дней, что также порождает ударные волны и истечение вещества в окружающее пространство со скоростью около 10 км/с.

Пульсируют эти звезды по той же причине, что и цефеиды. Как правило, пульсации красных сверхгигантов происходят не строго периодически, зато их амплитуда очень велика: в течение одного цикла радиус звезды меняется в десятки, а светимость — в тысячи раз! Переменность блеска красных сверхгигантов была открыта еще в конце XVI в.: обнаружив, что звезда о Кита с периодом около 11 месяцев то появляется на небе, то исчезает, астрономы назвали ее «Мирой», т. е. «удивительной». Позже выяснилось, что визуальный блеск Миры Кита меняется от 2т до 10ш звездной величины — в 1600 раз! Сейчас в нашей Галактике известно несколько тысяч подобных звезд — их называ-

Рис. 5.22. Окрестности звезды Мира Кита, сфотографированные в 2006 г. ультрафиолетовым телескопом орбитальной обсерватории GALEX (NASA, Caltech) с экспозицией 3 часа: вверху — общий вид, внизу — фрагмент. Звезда движется слева направо, она видна как яркая точка в «голове кометы». Светлая дуга справа от нее — ударная волна в межзвездной среде, слева — газово-пылевой хвост из потерянного звездой вещества (вблизи Миры видны его плотные потоки). Полная длина хвоста — 13 св. лет. Расстояние от крайней левой точки хвоста до нынешнего положения звезда преодолела примерно за 26 тыс. лет.

ют миридами, но и сама Мира Кита не перестает удивлять астрономов. Во-первых, благодаря близости этой звезды к нам удалось с помощью интерферометра измерить ее радиус, который, как выяснилось, превосходит радиус Солнца почти в 700 раз, при этом масса Миры примерно такая же, как у Солнца. Во-вторых, Мира оказалась двойной звездой: ее спутник, белый карлик, окружен аккреционным диском, состоящим из вещества, истекающего с поверхности Миры. В диск попадает лишь малая часть вещества разлетающейся оболочки сверхгиганта, а основная часть уходит в пространство. А поскольку Мира движется относительно окружающего ее межзвездного вещества со скоростью около 130 км/с (что нетипично для мирид), сброшенная звездой

оболочка имеет не сферическую форму, а тянется за ней наподобие шлейфа длиной несколько парсек (рис.

5.22).

Перенос тепла в оболочках красных сверхгигантов осуществляется конвекцией, которая захватывает область от слоевых источников горения гелия и водорода до фотосферы. В результате в нижнюю часть оболочки попадают продукты термоядерных реакций. По мере того, как наружные слои оболочки, состоящие в основном из водорода и гелия, улетают в окружающее пространство, атмосфера звезды все больше обогащается прибывшими из глубины продуктами ядер- ного синтеза. Именно так образуются одиночные углеродные звезды — сверхгиганты, в спектрах которых наблюдаются интенсивные линии молекул CN, С2, SiC2 и некоторых других, что свидетельствует о высоком

содержании углерода во

внешних слоях звезды. Истекающий из атмосфер этих звезд газ постепенно охлаждается. Когда его температура опускается ниже 1500 К, атомы углерода начинают конденсироваться в мельчайшие пылинки, активно поглощающие свет: звезда коптит, как заводская труба! Весьма наглядно этот процесс проявляется у переменных звезд типа R Северной Короны — пульсирующих желтых сверхгигантов. У них, кроме постоянно «дующего» звездного ветра, время от времени происходят мощные выбросы вещества, приводящие к рождению плотных обла

ков «сажи», которые затмевают звезду, в результате чего ее яркость в оптическом диапазоне за несколько дней снижается в тысячи раз. Впрочем, болометрическая светимость звезды во время «пылевой бури» остается неизменной, поскольку нагревшиеся пылинки переизлу- чают поглощаемый свет в инфракрасном диапазоне.

К окончанию стадии сверхгиганта, которая длится несколько сотен тысяч лет, практически вся оболочка звезды сбрасывается, обнажая горячее вырожденное углеродно-кислородное ядро, которое затем остывает и превращается в белый карлик (рис. 5.23). Подробнее об этом мы расскажем позже, а здесь ограничимся двумя замечаниями. Во-первых, чем больше масса звезды, тем большую часть своей массы она теряет в процессе эволюции. Во-вторых, масса белого карлика не может превышать предел Чандрасекара, приблизительно равный М© (иначе карлик коллапсирует). Именно этими двумя обстоятельствами определяется верхняя граница интервала масс, который мы рассматриваем в этом разделе (8-10 М©): это начальная масса тех звезд, у которых к концу эволюции вырожденное углеродно-кислородное ядро не превышает по массе предел Чандрасекара.

Причина того, что нижний предел массы звезд, оставляющих после себя белый карлик, определяется точно (0,5 М©), а верхний предел - приближенно (8-10 М©), весьма проста. Маломассивные звезды консервативны: в ходе эволюции они почти не теряют вещество, поэтому их модели весьма надежны. А эволюция массивной звезды зависит от многих трудно учитываемых факторов: вращения, магнитного поля, особенностей конвекции, интенсивности звездного ветра и т. п. Поэтому верхний предел начальной массы предков белых карликов пока определен не вполне точно. Во всяком случае, специалисты считают, что он определенно лежит в интервале от 8 до 10 М©. 

<< | >>
Источник: В. Г. Сурдин. Звёзды. 2009

Еще по теме 5.2.7. Звезды массой от 0,5 М0 до (8-10) М0:

  1. В ПРЕДЕЛАХ НАШЕЙ ГАЛАКТИКИ
  2. Предки и потомки
  3. «Одиночные» звезды Вольфа—Райе
  4. 5. Проблема выбора
  5. МАССЫ И РАЗМЕРЫ ЗВЕЗД
  6. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
  7. НЕКОТОРЫЕ ПОЛУЧЕННЫЕ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ДОКАЗАТЕЛЬСТВА ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
  8. ТЕОРИЯ ПУЛЬСАЦИЙ
  9. Звездные скопления - «школьные классы» небесных светил
  10. Численная модель позволяет построить «молодую» главную последовательность
  11. Пути развития звезд и диаграмма Г-Р для звездного скопления
  12. Пульсирующие звезды
  13. Двойные звезды в компьютере
  14. «Железная катастрофа» массивных звезд
  15. Звезды рождаются и сегодня
  16. Рождение звезд
  17. Звезды массой менее 0,5 М
  18. 5.2.7. Звезды массой от 0,5 М0 до (8-10) М0
  19. Звезды массой от (8-10) М© до 100 М©