НЕКОТОРЫЕ ПОЛУЧЕННЫЕ ИЗ НАБЛЮДЕНИЙ ДОКАЗАТЕЛЬСТВА ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД

В главе 6 было показано, что звездные скопления предоставляют нам уникальную возможность изучения эволюции звезд. Рассмотрим сначала галактические скопления, диаграммы Герц- шпрунга — Рассела которых приведены на рис.

С другой стороны, большинство звезд данного скопления, вероятно, образовалось почти в одно и то же время. Исключение следует сделать лишь для слабых красных карликов, которые, как полагают, конденсируются из межзвездной среды довольно медленно. В большинстве скоплений мы наблюдаем только звезды ярче абсолютной величины 7т, и можно считать, что все они имеют в сущности один и тот же возраст. Поэтому главная последовательность для любого отдельно взятого скопления сравнительно узкая.

Время жизни звезды на главной последовательности будет зависеть от ее массы. Звезда с массой, вдвое большей, чем у Солнца, будет освобождать энергию в 8—10 раз быстрее, чем Солнце.

Все эти явления хорошо прослеживаются на различных рассеянных скоплениях. Все звезды NGC 2362 попадают на главную последовательность. В h и % Персея самые яркие звезды (их немного) оставили главную последовательность, став красными гигантами, а более яркие голубые звезды начинают покидать главную последовательность. В Плеядах нет таких ярких звезд, как в h и % Персея, по главная последовательность заметно изогнута вправо; гигантов там нет. Скопления МП и Гиады отображают более продвинувшуюся стадию эволюции. Здесь главная последовательность уже «сворачивает» к таким звездам, как Сириус или Процион, в то же время уже имеется некоторое количество красных гигантов. В NGC 188 главная последовательность включает только желтые и красные карликовые звезды, а ветвь гигантов связана с главной последовательностью непрерывным мостом, перекинутым через область субгигантов.

В других скоплениях — от NGC752 до h и % Персея существует заметный пробел между главной последовательностью и красными гигантами и сверхгигантами, который тем шире, чем ярче звезда.

Таким образом среди отмеченных скоплений самое молодое— NGC 2362, Плеяды — старше, Гиады и NGC 752 — гораздо старше, a NGC 188 — самое старое из всех них. Отметив «точку выключения» и применив результаты расчетов звездной эволюции, которые дают теоретические отрезки эволюционных путей для звезд с различными массами, мы можем оценить возраст скоплений. Он составляет всего несколько миллионов лет для h и % Персея, но для NGC 188 — это уже около 10 млрд. лет.

Этот способ определения возраста тем меисс точен, чем старее скопление.

Объекты ветви гигантов представляют собой звезды, которые лишь сравнительно совсем недавно развились из звезд главной последовательности, не намного более ярких и более массивных, чем Солнце (рис. 98). Но каким именно образом горизонтальная ветвь вписывается в эволюционную картину, неясно. Поскольку самые голубые звезды, находящиеся на горизонтальной ветви или как раз под ней, как полагают, являются предшественниками белых карликов, то все же куда звезды смещаются — вправо или влево?

Для большинства шаровых скоплений характерно более низкое содержание металлов, чем для галактических скоплений. Тем не менее гигантские звезды в шаровых скоплениях имеют гораздо более высокие светимости, чем гиганты в таких древних открытых скоплениях, как М67 и NGC 188. В звездах этих скоплений металлов не настолько много, чтобы они повлияли на молекулярный вес, но они все же влияют на непрозрачность.

Теоретические расчеты эволюционных путей, по-видимому, согласуются, по крайней мере полуколичественно, с эмпирическими диаграммами цвет — светимость, так что отождествление гигантских и сверхгигантских звезд с объектами, ранее находившимися на главной последовательности, вероятно, достаточно объективно, но детализация эволюционных путей звезд на стадии сверхгиганта может оказаться делом весьма сложным.

По-видимому, звезда должна эволюционировать от гиганта или сверхгиганта до белого карлика. Но каким образом? Одна из возможностей состоит в том, что наружная часть звезды просто раздувается до тех пор, пока атмосферные слои не начнут непрерывно ускользать в космическое пространство. Другая

возможность —это взрыв звезды. Прямые данные о событиях такого рода предоставляют наблюдения сверхновых звезд (см. гл. 11). Количество энергии, выделяемое при взрывах сверхновых звезд, столь велико, что ни одна звезда, конечно, не смогла бы пережить такую катастрофу без серьезных изменений^ в своем строении. Очень немногие звезды должны кончать свой век как сверхновые, но те, которые прошли через это, оказывают глубокое влияние на окружающую межзвездную среду и звезды, впоследствии образующиеся из этой среды.

Непосредственно из наблюдений можно оценить потерю массы сверхгигантами, как это показал Л. Денч на примере двойной звезды а Геркулеса. Эта система состоит из сверх- I иганта класса М и второй звезды класса G. В дополнение к широким линиям, характерным для типичной звезды М, имеется ряд резких смещенных компонент, которые, по-види

мому, исходят от расширяющейся окружающей звезду оболочки. Дейч нашел, что эти смещенные компоненты также появляются наложенными на спектр G-компоненты.

Скорее всего, наружные части звезды просто уходят в межзвездную среду, а ядро продолжает существовать в виде белого карлика. Когда-нибудь нам, очевидно, удастся «засечь» звезду на завершающей стадии ее перехода от гиганта или сверхгиганта к белому карлику. Известно несколько «комбинированных» переменных звезд, которые пока ставят астрономов в тупик, но объяснение которых может иметь ключевое значение. У этих звезд на спектры поглощения класса М наложены яркие линии водорода, гелия, а иногда и ионизованного железа. У некоторых из этих звезд видны яркие линии, характерные для газовых туманностей, и голубоватый непрерывный спектр в ультрафиолете. Многократно высказывалось предположение, что звезды этого типа, например Z Андромеды, CI Лебедя и BF Лебедя, двойные, но некоторые из них, возможно, гиганты или сверхгиганты, находящиеся на последней стадии разрушения. Яркие линий водорода и гелия и синеватый непрерывный спектр может, по-видимому, давать ядро; спектр класса М исходит от распадающейся оболочки, а небулярный спектр возбуждается в протяженном облаке скопившихся остатков оболочки под действием высокотемпературного излучения ядра. В любом случае эти звезды заслуживают самого пристального внимания.

Очень часто конденсация, из которой со временем формируется звезда, медленно вращается. Подобные тела в результате сжатия образуют быстро вращающиеся вокруг своих осей звезды, или же они могут разделиться на два тела, в результате чего создается двойная система. Нетрудно понять, почему подавляющее большинство более ярких объектов главной последовательности— быстро вращающиеся звезды. Но чем вызвано внезапное исчезновение быстро вращающихся звезд близ спектрального класса F5 и медленное вращение звезд более поздних спектральных классов вдоль главной последовательности?

Рис.

Рис. 99. Зависимость между абсолютной величиной, спектральным классом и скоростью вращения для звезд главной последовательности.

Быстро вращающиеся звезды лежат выше пунктирной линии; вращающиеся медленно или певращающиеся звезды лежат между пунктирной ливней и линией начальной главной Последовательности.

довательности, находящиеся выше этой линии, могут вращаться быстро вплоть до спектральных классов GO — G 5.

Уилсон высказал предположение, что эти звезды появились в результате эволюции звезд, первоначально находившихся поблизости от F4. Другая любопытная особенность состоит в том, что все звезды с яркими линиями II н К (т. е., очевидно, обладающие протяженными хромосферами) расположены поблизости от линии, соответствующей начальной главной последовательности. Вращение и хромосферная активность, по-видимому, взаимно исключаются. Солнце относится к группе медленно вращающихся звезд.

Переход к быстрому вращению, скорее всего, происходит в той точке, когда внешний конвективный слой становится очень неглубоким или исчезает совсем. Было высказано предположение, что звезды с конвективными слоями имеют, подобно Солнцу, хромосферы и короны. Солнце непрерывно выбрасывает вещество; в результате этого явления, называемого солнечным ветром, вещества уносится немного, но зато происходит замедление вращения Солнца. Следовательно, если эта гипотеза справедлива, то звезды, находящиеся в «невращающсйся зоне», должны замедлять свое вращение за счет истечения вещества.

Согласно одной из гипотез, хотя внешние слои этих звезд вращаются медленно, их ядра продолжают вращаться быстро. Эта гипотеза обладает целым рядом привлекательных моментов. Так, например, приняв ее, можно пренебречь зависимостью скорости солнечного вращения от широты. Однако в рамках этой гипотезы трудно объяснить, за счет чего поддерживается столь большое различие между вращением ядра и наружного слоя.

Очевидно, часто должны образовываться двойные звезды. Если компоненты звезды находятся по соседству, на развитие каждой из них окажет свое влияние наличие близкого компаньона. Именно этим эффектом объясняют существование звезд тех необычных типов, которые иногда обнаруживаются в зат- менных двойных системах и которые не имеют себе подобных среди изолированных звезд. Мы рассмотрим эту проблему ниже при обсуждении новых звезд (см. гл. И).