ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД

Проблема, с которой сталкивается астроном, пытаясь воссоздать историю жизни звезды, была остроумно сформулирована Джоном Гершелем свыше ста лет назад в его классическом очерке.

За время, сравниваемое с возрастом Земли, многие звезды должны были пройти заметный жизненный или, как обычно принято говорить, эволюционный путь. Выбор термина «эволюция», обычно применяемого при исследованиях к истории видов, истории общества, культуры или цивилизации, а не отдельного объекта, вероятно, неудачен. Эволюционирует Вселенная или Галактика, но, строго говоря, не звезда; история жизни звезды определяется ее массой, химией и скоростью вращения. Однако этот термин настолько укоренился, что отказаться от него просто невозможно.              о

1'сли время жизни типичной звезды, сходной с Солнцем, и (меряется миллиардами лет, то, по-видимому, эффект эволюции заметить трудно. Некоторые стадии звездной эволюции протекают быстро, но если оставить в стороне катастрофическую фазу сверхновых звезд, которая может оказать влияние на жизнь лишь немногих звезд, то большинство звезд развивается еюль медленно, что едва ли можно непосредственно заметить к- эволюционные эффекты, которые могут иметь место.

На протяжении большей части своей жизни звезда светит за счет превращения водорода в гелий. Для поддержания свечения на современном уровне Солнце, которое вне всякого сомнения является карликовой звездой, должно ежесекундно перерабатывать 564 000 000 т водорода в 560 000 000 т гелия.

В соответствии с этим выводом рассмотрим в общих чертах историю жизни типичной звезды, какой эта история рисуется нам при рациональном сочетании теории и наблюдений. Согласно современным представлениям, которые, возможно, будут подвергнуты в дальнейшем серьезному пересмотру, звезды начинают свою жизнь в виде гигантских разреженных газовых шаров, медленно сжимающихся под действием гравитационного притяжения из конденсаций межзвездной среды. На этой стадии эволюции температура газового шара настолько низка, что ядерные реакции идти не могут. Как только температура и плотность возрастут до значений, при которых могут происходить ядерные превращения, энергия начнет вырабатываться в количествах, достаточных для такого увеличения температуры и давления газа в недрах звезды, при которых дальнейшее ее сжатие приостанавливается. Первыми должны начаться или протон-протонная реакция, или углеродный цикл (гл. 8). Здесь звезда уже достигла главной последовательности и будет пребывать на ней, пока водород в ее недрах не будет в значительной мере израсходован. Дальнейший ход эволюции звезды будет зависеть от ее массы.

Все теории звездной эволюции в этом месте становятся несколько неопределенными. Из уравнений теории строения звезд следует, что звезда становится неустойчивой, _ по эти уравнения не могут нам помочь проследить за эволюцией звезды в последние часы ее свечения за счет ядерных процессов. Однако заключительная стадия жизни звезды хорошо известна. Звезда становится белым карликом — чрезвычайно плотным небольшим слабо светящим объектом.

Имея теперь в качестве путеводителя эту эскизную картину эволюции звезд, рассмотрим процесс эволюции более детально. Именно с этой целью были проделаны обширнейшие вычисления Шварцшильдом, Хойлом, Хеньи, Сирсом и Браунли, Кип- пепхапом, Хаяшн, Анбспом и их помощниками.

Отложим пока обсуждение самых ранних стадий эволюции звезды, т. е. ее образования из межзвездной среды, и начнем с того 'момента, когда звезда достигла главной последовательности и начинает «пережигать» свой водород в гелий. Астроному приходится не только вычислять первоначальную модель звезды (когда она химически вполне однородна), но вести вычисления и вперед во времени, учитывая постепенное изменение количеств водорода и гелия. На практике звезду разбивают на 30—40 концентрических слоев, в каждом из которых температура и плотность известны, а скорость превращения водорода в гелий можно вычислить, причем в начальный момент все эти слои имеют одинаковый химический состав.

Рассмотрим сначала звезду, масса которой в момент to примерно равна массе Солнца или немного меньше се. Во всей области, в которой происходит выработка энергии, газы находятся в покое, т. е. никакого движения масс вещества и ника

кого перемешивания между слоями там не происходит; энергия выносится наружу только за счет излучения. Назовем эту модель звезды M0(t0).

Пропустим теперь некоторый отрезок времени t\ —10, который может быть небольшим — всего несколько миллионов лет — или же длительным — порядка миллиарда лет,—это зависит от массы звезды и, следовательно, от скорости, с которой водород «перегорает» в гелий. В конце этого периода отношение количества гелия к количеству водорода во всех слоях станет больше, чем было в момент t0, причем изменение состава будет тем значительнее, чем ближе этот слой находится к центру звезды. Вычислим теперь новую модель этой звезды, но уже с новым составом. Если различия между этой и предыдущей моделью слишком велики, необходимо взять меньший интервал времени и повторить вычисления заново. Если же модель М^,) получилась удовлетворительной, то следует повторить вычисления для интервала времени 12 — tр, будет получена новая модель M2(t2) и т. д.

Если звезда по массе примерно в 2 раза превосходит Солнце, то ее вырабатывающее энергию ядро — это область, в которой происходит такая сильная конвекция, что в объеме в пределах 10% радиуса звезды происходит полное перемешивание вещества.

Сначала звезда лишь немного отличается от своей модели Mo(to), но с течением времени водорода в центре становится все меньше и меньше. В звезде, подобной Солнцу, создается центральное инертное ядро, которое по мере того, как «гелиевая зола» занимает один слой за другим, постепенно растет. В конвективном ядре яркой звезды главной последовательности водород будет пережигаться в гелий, пока в нем не останется ничего, кроме гелия.

Когда же водород в ядре истощится полностью, звезда будет продолжать светить за счет сгорания водорода в относительно тонкой оболочке, окружающей инертную область. Теперь звезда

Рис. 94. Эволюционный путь звезды, масса которой равна пяти массам Солнца.

Показано какие требуются интервалы времени для перемещения звезды между точками, отмеченными на кривой цифрами. Светимость выражена в светимостях Солнца (3,86- Ю33 эрг/с).

строится по другой модели, чем ранее. В конце концов в ней развивается конвективный слой с наружной стороны этой оболочки, каково бы ни было там механическое состояние материи ранее.

Теперь наступает расширение верхних слоев звезды.

Сложные эволюционные пути, которые поддаются прослеживанию, показаны на рис. 94 и 95, построенных И ко Айбеном. (Аналогичные расчеты были проведены Хеньи и его сотрудниками.) С течением времени внешняя оболочка звезды расширяется, и хотя полная мощность излучения может возрасти (по крайней мере для менее массивных звезд), это увеличение не может скомпенсировать стремительного роста площади расширяющейся излучающей поверхности, температура которой поэтому падает,

Рис. 95. Эволюционные пути звезд, химический состав которых близок к составу Солнца.

Отношение светимостей нанесено на график в функции температуры поверхности для заезд с массой, равной I; 1,25; 1,5; 2,25; 3; б; 9 и 15 масс Солнца. Обратите внимание на то, что для разных звезд кривые получаются немного разные. Звезды, близкие по массе к Солнцу, эволюционируют немного вправо и вверх, тогда как очень массивные звезды с большими массами эволюционируют почти по горизонтали в правую (низкотемпературную) сторону диаграммы. Заштрихованные области относятся к компонентам А иВ звезды Капеллы. Цифрами помечены точки, относящиеся к различим стадиям в вычислениях (соответствующие возрасты были представлены в таблицах).

Обратите внимание на то, что звезды с малой массой эволюционируют иначе, чем звезды с большими массами, вследствие различий их строения и механизмов выработки энергии. Температура поверхности звезды, масса которой в 2 раза больше, чем у Солнца, сначала понижается, затем перед тем, как звезда покинет главную последовательность, немного повышается, а затем следует неуклонное падение температуры. Температура поверхности звезды, подобной Солнцу, сперва поднимается, а затем падает, но ее светимость, по мере того как звезда становится красным гигантом, значительно возрастает.

Точные расчеты соответствующих моделей оказываются довольно трудными, так как мы все еще недостаточно осведомлены, каким образом переносится энергия в раскаленном турбулентном газе, плотность которого с глубиной быстро растет. Когда плотность гелиевого ядра очень сильно возрастает, оно приближается по своему физическому состоянию к весьма похожему на состояние, с которым мы сталкиваемся в белых карликах, даже несмотря на высокую температуру. Если масса звезды достаточно велика, то гелий может сгореп. в углерод, а углерод — в еще более тяжелые элементы.

Если масса превышает 12 масс Солнца, гелий сгорит прежде, чем звезда станет красным сверхгигантом, но если масса меньше этой величины, то звезда быстро развивается в фазу красного гиганта. Своего максимального блеска она достигает, когда вся внешняя область находится в состоянии бурной конвекции, а в ядре начинает гореть гелий. Если масса звезды равна 2,25 массы Солнца или меньше этой величины, горение гелия может начаться внезапно и вызвать осложнения. На этой стадии своей жизни звезда может иметь ядро, в котором горит гелий, и слой, в котором водород сгорает в гелий; время от времени эта звезда может получать еще энергию от сжатия. Поэтому проследить эволюционный путь звезды па отдельных его участках бывает весьма затруднительно.

Интересно в этом смысле сравнить две компоненты спектрально-двойной звезды Капелла. Согласно теории, у звезды с большей светимостью (которая проэволюционировала дальше) вся внешняя оболочка за пределами слоя, в котором вырабатывается энергия, находится в состоянии бурной конвекции, в то время как более слабая компонента, только что начав свой путь в качестве желтого гиганта, еще не охвачена конвекцией полностью. В составе этой более слабой компоненты есть литий, а у более яркой компоненты лития пет. Лптнй у этих звезд сосредоточен в топком наружном слое, так как глубже в звезде он был бы разрушен термоядерными реакциями. Когда в более яркой звезде устанавливается конвекция, большая часть еще оставшегося там лития устремляется в более глубокие слои и разрушается.