Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Эти исследования привели Герцшпрунга и Рассела к выводу, что существует два типа звезд: звезды главной последовательности и красные гиганты. Можно построить так называемую диаграмму Герцшпрунга-Рассела (ГР-диаграмму), где по горизонтальной оси отложен спектральный класс или температура поверхности звезды, а по вертикальной оси — ее светимость (то есть полная мощность излучения). Чем голубее (горячее) звезда главной последовательности, тем мощнее ее излучение. На ГР-диаграмме эти звезды четко отделены от звезд-гигантов. На рис. 19.2 представлена ГР-диаграмма с некоторыми широко известными звездами. Мы видим, что Бетельгейзе находится среди звезд-гигантов, а Сириус — на главной последовательности, среди звезд, более горячих, чем Солнце. В нижней части ГР-диаграммы видны белые карлики, о которых мы расскажем позднее.

Почему на ГР-диаграмме существует узкая полоса звезд? Быть может, звезды эволюционируют вдоль главной последовательности: остывают и смещаются слева направо? Но при этом они должны были бы терять огромную массу, так как горячие звезды главной последовательности намного массивнее холодных. Поэтому выглядит невероятным, что одна и та же звезда в процессе своей эволюции может пройти вдоль всей главной последовательности. Артур Эддингтон, ставший профессором астрономии Кембриджского университета в 1913 году, был одним из пионеров исследования звезд в эпоху квантовой механики (рис. 19.3). Он вычислил, что светимость звезды в первую очередь зависит от ее массы: чем массивнее газовый шар, тем ярче он светит. Но главная последовательность как раз и является последовательностью масс. Светимость, масса и температура поверхности возрастают справа налево — от маломассивных звезд главной последовательности к более массивным ее звездам.

Рис. 19.2. На диаграмме Герцгипрунга-Рассела звезды разделены на группы: звезды главной последовательности, красные гиганты и белые карлики занимают отдельные места на диаграмме. Горизонтальная ось указывает температуру поверхности (и спектральный класс), а вертикальная — светимость звезды в единицах светимости Солнца. Разгадка смысла этой диаграммы стала одним из достижений астрономии XX века.

Отметим, что в то время все это было не так уж и очевидно, и работа Эддингтона вызвала жаркие дебаты на собрании Королевского астрономического общества между самим Эддингтоном и ведущим английским астрономом-теоретиком того времени Джеймсом Джинсом (1877–1946). В итоге прав оказался Эддингтон, хотя многие детали звездной эволюции и для него остались непонятными.

Рис. 19.3. Артур Эддингтон (1882–1944).

Примерно 4,6 млрд лет назад Солнце родилось из газа, содержащего 73 % (по массе) водорода, 25 % гелия и небольшое количество более тяжелых элементов. Радиус Солнца сейчас составляет 694 000 км, мощность излучаемой им энергии равна 3,90 х 10 26Вт. Этот «светящийся шар», по-видимому, сохраняет свою светимость и размер на протяжении истории человечества, а судя по ископаемым остаткам — и на протяжении большей части геологической истории Земли.

Мы не можем заглянуть в недра Солнца, но царящие там условия можно вывести из того факта, что Солнце не расширяется и не сжимается. Чтобы удержать Солнце от коллапса, в его центре должна быть высокая температура и большая плотность вещества. Внутренние характеристики Солнца, вычисленные в модели газового шара, приведены в табл. 19.1. Изучив эту таблицу, мы видим, что температура и плотность очень круто падают от центра к поверхности, тогда как доля водорода остается неизменной во внешних двух третях солнечного радиуса и уменьшается только в самых глубоких слоях солнечного ядра (результат «сгорания» водорода).

У Солнца нет твердой поверхности. Его свет излучается с различных глубин слоя толщиной около 300 км, называемого фотосферой. Когда говорят о температуре Солнца, обычно называют цифру 5500 °C, но это средняя температура разных слоев фотосферы.

Самая холодная часть Солнца находится в верхней части фотосферы, температура там около 4300 °C. Над фотосферой лежит хромосфера, слой толщиной 2000 км. Там газ разрежен, а температура в верхней ее части достигает 100 000 °C. Над хромосферой простирается корона с температурой в миллионы градусов. Формирующий обширную корону газ очень разрежен. Он излучает мало видимого света, и увидеть его можно во время солнечного затмения, когда Луна закрывает фотосферу (см. рис. 19.10).

Мощность излучения Солнца 3,90 x 10 26Вт. Если бы эта энергия не возмещалась, Солнце не оставалось бы в равновесии. Теперь мы знаем, что энергия звезд главной последовательности вырабатывается в ядерных реакциях, в ходе которых ядра водорода объединяются в ядра гелия. В маломассивных звездах главной последовательности, включая Солнце, основной реакцией служит протон-протонная цепочка, а в более массивных звездах происходит цепь более сложных реакций.

Эти разные пути превращения водорода в гелий впервые обнаружил немецко-американский физик Ханс Бете (1906–2005) в своих теоретических работах конца 1930-х годов. Эти процессы кратко называют горением водорода (здесь «горение» в смысле ядерного процесса выделения энергии). Бете был одним из тех ученых с еврейскими корнями, кого вынудили покинуть родину. В 1967 году он получил Нобелевскую премию по физике за работы по ядерному синтезу в звездах.

Таблица 19.1. Современные внутренние характеристики Солнца.

Большую часть жизни звезда проводит на главной последовательности, превращая и превращая водород в гелий. Изучая табл. 19.1 с характеристиками недр Солнца, мы видим, что солнечная фотосфера сохраняет свои исходные 73 % массы водорода. Но чтобы построить равновесную модель ядра, нужно взять только 36 % водорода и 62 % гелия. Это согласуется с теоретической картиной, в которой водород в ядре превращается в гелий на протяжении всей жизни Солнца, а в фотосфере слишком холодно для реакций термоядерного синтеза.

Достаточно спокойная жизнь звезд на главной последовательности заканчивается, когда водородное топливо истощается в горячем ядре звезды.

Массивные звезды сжигают свое топливо гораздо быстрее, чем маломассивные, несмотря на то что вначале запас топлива у них был больше. Это означает, что массивные звезды проводят на главной последовательности намного меньше времени, чем, например, Солнце, которое в этой фазе находится 10 млрд лет своей жизни. Причина в том, что запас топлива в звезде пропорционален ее массе, а скорость сгорания топлива (то есть светимость звезды) пропорциональна массе в четвертой степени. Поэтому время жизни звезды главной последовательности с массой, равной 10 массам Солнца, составляет всего 1/1000 от времени жизни Солнца. Звезды с массой в 30 масс Солнца светят ярче Солнца в 140 000 раз и остаются на главной последовательности около 5 млн лет. Маленькие звезды с массой вдвое меньше, чем у Солнца, имеют светимость всего 4 % от солнечной, зато на главной последовательности они остаются очень долго, около 30 млрд лет.