Иосиф Шкловский - Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Вычисленные модели какой-нибудь звезды, у которой при постоянной массе систематически меняется как химический состав, так и мера неоднородности, образуют так называемую «эволюционную последовательность». Нанося на диаграмму Герцшпрунга — Рессела точки, соответствующие разным моделям эволюционной последовательности звезды, можно получить ее теоретический трек на этой диаграмме. Оказывается, что если бы эволюция звезды сопровождалась полным перемешиванием ее вещества, треки были бы направлены от главной последовательности влево . Наоборот, теоретические эволюционные треки для неоднородных моделей (т. е. при отсутствии полного перемешивания) всегда уводят звезду направо от главной последовательности. Какой же из двух теоретически вычисленных путей звездной эволюции правильный? Как известно, критерий истины есть практика. В астрономии практика,— это результаты наблюдений. Посмотрим на диаграмму Герцшпрунга — Рессела для звездных скоплений, изображенную на рис. 1.6, 1.7 и 1.8. Мы там не найдем звезд, расположенных вверху и слева от главной последовательности. Зато имеется очень много звезд справа от нее — это красные гиганты и субгиганты. Следовательно, такие звезды мы можем рассматривать как покидающие главную последовательность в процессе своей эволюции, не сопровождающейся полным перемешиванием вещества в их недрах. Объяснение природы красных гигантов — одно из крупнейших достижений теории эволюции звезд [ 30 ] Некоторая часть красных гигантов у молодых звездных скоплений может быть протозвездами, находящимися в стадии сжатия и движущимися к главной последовательности. Однако, в принципе, их можно отличить от «настоящих» красных гигантов, являющихся более или менее «старыми» звездами (см. § 5). . Сам по себе факт существования красных гигантов означает, что эволюция звезд, как правило, не сопровождается перемешиванием вещества во всем их объеме. Расчеты показывают, что по мере эволюции звезды размеры и масса ее конвективного ядра непрерывно уменьшаются [ 31 ] Мысль о том, что красные гиганты образуются из звезд главной последовательности после выгорания ядерного горючего в недрах последних, впервые была высказана Э. Эпиком еще в 1938 г. .

Очевидно, что сама по себе эволюционная последовательность моделей звезды еще ничего не говорит о темпах звездной эволюции. Временная шкала эволюции может быть получена из анализа изменения химического состава у разных членов эволюционной последовательности моделей звезды. Можно определить некоторое среднее содержание водорода в звезде, «взвешенное» по ее объему. Обозначим это среднее содержание через X . Тогда, очевидно, изменение со временем величины X определяет светимость звезды, так как она пропорциональна количеству термоядерной энергии, выделившейся в звезде за одну секунду. Поэтому можно написать:

(12.1)

где — количество энергии, выделяющейся при ядерном превращении одного грамма вещества, символ означает изменение величины X за одну секунду. Мы можем определить возраст звезды как промежуток времени, прошедший с того момента, когда она «села» на главную последовательность, т. е. в ее недрах начались ядерные водородные реакции. Если для разных членов эволюционной последовательности известны величина светимости и среднее содержание водорода X , то не представляет труда из уравнения (12.1) найти возраст какой-нибудь определенной модели звезды на ее эволюционной последовательности. Тот, кто знает основы высшей математики, поймет, что из уравнения (12.1), являющегося простым дифференциальным уравнением, возраст звезды определяется как интеграл

(12.2)

где X 0 — начальное обилие водорода в звезде, когда она только «села» на главную последовательность. Для незнакомых с высшей математикой читателей можно написать упрощенное выражение для промежутка времени, прошедшего между двумя состояниями . звезды с разными, хотя и мало отличающимися значениями X :

(12.3)

Суммируя промежутки времени 12, мы, очевидно, получим интервал времени , прошедший от начала эволюции звезды. Именно это обстоятельство и выражает формула (12.2).

Рис. 12.1:Теоретические эволюционные треки массивных звезд.

На рис. 12.1 приведены теоретически рассчитанные эволюционные треки для сравнительно массивных звезд. Начинают они свою эволюцию на нижней кромке главной последовательности. По мере выгорания водорода такие звезды перемещаются по своим трекам в общем направлении поперек главной последовательности, не выходя за ее пределы (т. е. оставаясь в пределах ее ширины). Этот этап эволюции, связанный с пребыванием звезд на главной последовательности, является самым длительным. Когда содержание водорода в ядре такой звезды станет близким к 1%, темпы эволюции ускорятся. Для поддержания энерговыделения на необходимом уровне при резко уменьшившемся содержании водородного «топлива» необходимо в качестве «компенсации» увеличение температуры ядра. И здесь, как и во многих других случаях, звезда сама регулирует свою структуру (см. § 6). Увеличение температуры ядра достигается путем сжатия звезды как целого. По этой причине эволюционные треки круто поворачивают налево, т. е. температура поверхности звезды возрастает. Очень скоро, однако, сжатие звезды прекращается, так как весь водород в ядре выгорает. Зато «включается» новая область ядерных реакций — тонкая оболочка вокруг уже «мертвого» (хотя и очень горячего) ядра. По мере дальнейшей эволюции звезды эта оболочка все дальше и дальше отходит от центра звезды, тем самым увеличивая массу «выгоревшего» гелиевого ядра. Одновременно будет происходить процесс сжатия этого ядра и его разогрев. Однако при этом наружные слои такой звезды начинают быстро и очень сильно «разбухать». Это означает, что при мало изменяющемся потоке поверхностная температура значительно уменьшается. Ее эволюционный трек круто поворачивает направо и звезда приобретает все признаки красного сверхгиганта. Так как к такому состоянию звезда после прекращения сжатия приближается довольно быстро, почти нет звезд, заполняющих на диаграмме Герцшпрунга — Рессела разрыв между главной последовательностью и ветвью гигантов и сверхгигантов. Это хорошо видно на таких диаграммах, построенных для открытых скоплений (см. рис. 1.8). Дальнейшая судьба красных сверхгигантов еще недостаточно хорошо изучена. К этому важному вопросу мы вернемся в следующем параграфе. Разогрев ядра может происходить вплоть до очень высоких температур, порядка сотни миллионов кельвинов. При таких температурах «включается» тройная гелиевая реакция (см. § 8). Выделяющаяся при этой реакции энергия останавливает дальнейшее сжатие ядра. После этого ядро слегка расширится, а радиус звезды уменьшится. Звезда станет горячее и сдвинется влево на диаграмме Герцшпрунга — Рессела.