комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии — наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению. Более того, вплоть до сравнительно недавнего времени усилия исследователей зачастую шли в совершенно ложном направлении. Так, например, само наличие главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела «вдохновило» многих наивных исследователей на представление, что звезды эволюционируют вдоль этой диаграммы от горячих голубых гигантов до красных карликов. Но так как существует соотношение «масса — светимость», согласно которому масса звезд, расположенных вдоль главной последовательности, должна непрерывно убывать, упомянутые исследователи упорно считали, что эволюция звезд в указанном направлении должна сопровождаться непрерывной и притом весьма значительной потерей их массы.
Все это оказалось неверным. Постепенно вопрос о путях эволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и прежде всего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе.
Ранний этап эволюции звезд, связанный с процессом их конденсации из межзвездной среды, был рассмотрен в конце первой части этой книги. Там, собственно говоря, речь шла даже не о звездах, а о протозвездах. Последние, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. Температура их недр при этом непрерывно растет (см. формулу (6.2)), пока не станет порядка нескольких миллионов кельвинов. При такой температуре в центральных областях протозвезд «включаются» первые термоядерные реакции на легких ядрах (дейтерий, литий, бериллий, бор), у которых «кулоновский барьер» сравнительно низок. Когда пойдут эти реакции, сжатие протозвезды замедлится. Однако довольно быстро легкие ядра «выгорят», так как их обилие невелико, и сжатие протозвезды будет продолжаться почти с прежней скоростью (см. уравнение (3.6) в первой части книги), протозвезда «стабилизуется», т. е. перестанет сжиматься, только после того как температура в ее центральной части поднимется настолько, что «включатся» протон-протонная или углеродно-азотная реакции. Она примет равновесную конфигурацию под действием сил собственной гравитации и перепада газового давления, которые практически точно скомпенсируют друг друга (см. § 6). Собственно говоря, с этого момента протозвезда и становится звездой. Молодая звезда «садится» на свое место где-то на главной последовательности. Точное ее место на главной последовательности определяется значением первоначальной массы протозвезды. Массивные протозвезды «садятся» на верхнюю часть этой последовательности, протозвезды со сравнительно небольшой массой (меньше солнечной) «садятся» на ее нижнюю часть. Таким образом, протозвезды непрерывно «входят» в главную последовательность на всем ее протяжении, так сказать, «широким фронтом».
«Протозвездная» стадия эволюции звезд довольно быстротечна. Самые массивные звезды проходят эту стадию всего лишь за несколько сотен тысяч лет. Неудивительно поэтому, что число таких звезд в Галактике невелико. Поэтому не так-то просто их наблюдать, особенно если учесть, что места, где происходит процесс звездообразования, как правило, погружены в поглощающие свет пылевые облака. Зато после того как они «пропишутся на своей постоянной площади» на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела, ситуация резко изменится. В течение весьма длительного времени они будут находиться на этой части диаграммы, почти не меняя своих свойств. Поэтому основная часть звезд наблюдается на указанной последовательности.
Структура моделей звезды, когда она еще сравнительно недавно «села» на главную последовательность, определяется моделью, вычисленной в предположении, что ее химический состав одинаков во всем объеме («однородная модель»; см. рис. 11.1, 11.2). По мере «выгорания» водорода состояние звезды будет очень медленно, но неуклонно меняться, вследствие чего изображающая звезду точка будет описывать некоторый «трек» на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Характер изменения состояния звезды существенным образом зависит от того, перемешивается ли вещество в ее недрах или нет. Во втором случае, как мы видели для некоторых моделей в предыдущем параграфе, в центральной области звезды обилие водорода становится из-за ядерных реакций заметно меньшим, чем на периферии. Такая звезда может описываться только неоднородной моделью. Но возможен и другой путь звездной эволюции: перемешивание происходит во всем объеме звезды, которая по этой причине всегда сохраняет «однородный» химический состав, хотя содержание водорода со временем будет непрерывно уменьшаться. Заранее сказать, какая из этих возможностей реализуется в природе, было невозможно. Конечно, в конвективных зонах звезд всегда идет интенсивный процесс перемешивания вещества и в пределах этих зон химический состав должен быть постоянен. Но и для тех областей звезд, где доминирует перенос энергии путем лучеиспускания, перемешивание вещества также вполне возможно. Ведь никогда нельзя исключить систематических довольно медленных движений больших масс вещества с небольшими скоростями, которые приведут к перемешиванию. Такие движения могут возникнуть из-за некоторых особенностей вращения звезды.
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 ]. 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 ].
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 X0 — 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 направлени