Лев Мухин - Мир астрономии

Мы уже говорили о свойствах ядра, которое представляет собой вырожденный газ. Возможно, дальнейшая судьба белого карлика определяется его массой и температурой. В случае нашего Солнца есть вариант, при котором белый карлик будет просто остывать в течение миллионов лет и превратится в «черный карлик» — холодную маленькую звезду размером с земной шар, которую из какой-нибудь другой планетной системы и наблюдать-то невозможно.

И белый и черный карлик полностью оправдывает свое название: это действительно карликовые звезды. Мы помним, что спутник одной из ярчайших звезд, Сириуса, — белый карлик. Диаметр его всего-навсего 4200 километров, меньше, чем диаметр Земли. Называется он Сириус В. А пример эволюции Солнца, который мы сейчас (в сильно упрощенном виде) рассмотрели, приводит нас к более общей проблеме — проблеме эволюции звезд вообще.

Мы уже рассмотрели достаточно подробно протозвездный этап эволюции. После фрагментации часть облака сжимается в протозвезду, и, когда включаются протон-протонные реакции (или C – N – О-цикл), протозвезда становится звездой, поскольку именно тогда гравитация и газовое давление в точности уравновешивают друг друга. Звезда «прописывается» на главной последовательности, но «место прописки» зависит от массы звезды. Звезды большой массы располагаются вверху диаграммы Герцшпрунга — Рессела, маломассивные звезды — в ее нижней части.

По сравнению с временем протозвездной стадии период пребывания на главной последовательности велик. Звезды медленно меняют свои характеристики, находясь на главной последовательности, но все таки меняют. Запасы ядерного горючего в них ограниченны. Кроме того, наблюдаются смены тепловых режимов. Так что изменения со звездами происходят. Наша задача — посмотреть, как они идут у звезд различной массы.

Перетекание вещества в двойной системе с образованием аккреционного диска.

Оценки показывают, что у звезды с массой в одну четвертую часть массы Солнца водород будет гореть в протон-протонном цикле около 70 миллиардов лет. Это означает, что даже самые старые из звезд малой массы за время существования Вселенной не успели выжечь свой водород и уйти с главной последовательности. Поэтому многие астрофизики считают вопрос об эволюции таких звезд малоинтересным и тривиальным.

Действительно, все изменения в звезде сводятся к тому, что немного увеличивается ее яркость, слегка уменьшается температура (за счет изменения радиуса). Вот, собственно говоря, и все. Структура звезды очень долгое время остается без изменений. Более того, в звездах с массой меньше 0,08 М термоядерные реакции вообще не зажигаются, так как температура в их недрах оказывается недостаточной для этого. Такие звезды сразу переходят в состояние вырожденных красных карликов.

Теперь о жизненном пути более массивных звезд. Возьмем, к примеру, звезду с массой, равной пяти солнечным. Как мы уже знаем, такие звезды всегда имеют конвективное ядро. В нем водород сгорает достаточно быстро — всего за 64 миллиона лет. После сгорания водорода, по мере затухания протон-протонного цикла звезда начинает сжиматься. Эта стадия занимает еще меньше времени — около двух миллионов лет.

Но по мере сжатия звезды увеличивается как температура ядра, так и температура прилегающих к нему областей. В ядре водород уже выгорел, оно состоит из гелия, а в околоядерном районе водорода вполне достаточно. И вот по прошествии двух миллионов лет загорается в термоядерных реакциях водород в тонком слое около ядра. Теперь внутренняя часть звезды имеет гелиевое изотермическое ядро, окруженное слоевым источником термоядерных реакций.

Пока это немного напоминает структуру центральных частей красного гиганта, внутри которого также находится изотермическое ядро. По мере горения водорода в околоядерной области сходство звезды с красным гигантом становится все больше и больше. Оценки показывают, что сжатие звезды должно смениться расширением, и внешние слои звезды становятся конвективными. Звезда переходит в стадию красного гиганта.

Весь этот процесс, начиная с момента возгорания водорода в околоядерной области и кончая стадией красного гиганта, занимает немногим более двух с половиной миллионов лет. Мы видим, что массивная звезда ведет очень бурную, богатую событиями жизнь. За ничтожный по космологическим масштабам срок (менее 70 миллионов лет) она успевает полностью изменить свой облик. Но это еще не все.

Фаза красного гиганта — финишная прямая для более легких звезд. Мы разбирали уже пример с Солнцем. Наша более массивная звезда будет продолжать свою жизнь дальше. Расчеты показывают, что после фазы красного гиганта снова начинается сжатие. Температура в центре звезды повышается, и когда она достигнет ста миллионов градусов, включается тройной α-процесс — синтез углерода из гелия. Мы видим в этот момент (еще через 6 миллионов лет) на небе яркую горячую звезду.

Далее история повторяется. Гелий выгорает в ядре, образуя углеродную центральную часть с гелиевой околоядерной областью — слоевым источником термоядерных реакций. Потом звезда снова расширяется, переходя в стадию сверхгиганта. Этот процесс занимает около десяти миллионов лет.

Таким образом, достаточно массивные звезды довольно быстро уходят с главной последовательности, образуя семейство гигантов. Красные гиганты, в свою очередь, превращаются со временем в карликовые звезды, о которых мы уже говорили. Эта общая тенденция хорошо согласуется с различными наблюдательными данными. Но тем не менее следует иметь в виду, что мы сейчас рассматривали эволюционный путь одиночной звезды.

Может возникнуть вопрос об эволюции звезд с массой большей, чем пять масс Солнца. Попробуем хотя бы качественно ответить на последний вопрос. Вспомним, что чем больше масса звезды, тем больше температура в ее центральных частях. Поэтому вполне возможны варианты, при которых образуется не только гелиевое ядро. В последующих циклах термоядерных реакций могут получиться углеродно-кислородный, магниевый, а быть может, и железный белый карлик.

Что касается эволюции звезд в двойных системах, то здесь, безусловно, есть свои интересные особенности.

Еще в 1951 году советские ученые заметили одно весьма необычное явление. В тесных двойных системах компонент с большей светимостью обладал заметно меньшей массой. Этот парадокс получил название «парадокса Алголя», мы уже упоминали об этой знаменитой звезде. Действительно, астрономы столкнулись здесь с необычной ситуацией. Массивный компаньон двойной системы вел себя «нормально», то есть находился на главной последовательности, а менее массивная звезда почему-то явно приближалась по своей светимости к «субгигантам».