и 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.
Несколько иначе протекает эволюция у звезд с меньшей массой, например, M1,1 1,5M. Заметим, что эволюцию звезд, масса которых меньше массы Солнца, вообще нецелесообразно рассматривать, так как время пребывания их в пределах главной последовательности превышает возраст Галактики. Это обстоятельство делает проблему эволюции звезд с малой массой «неинтересной» или, лучше сказать, «не актуальной». Заметим только, что звезды с малой массой (меньше чем 0,3 солнечной) остаются полностью «конвективными» даже тогда, когда они находятся на главной последовательности. «Лучистое» ядро у них так никогда и не образуется. Эта тенденция хорошо видна в случае эволюции протозвезд (см. § 5). Если масса последних сравнительно велика, лучистое ядро образуется еще до того, как протозвезда «сядет» на главную последовательность. А маломассивные объекты как на протозвездной, так и на звездной стадии остаются полностью конвективными. У таких звезд температура в центре недостаточно велика для того, чтобы протон-протонный цикл полностью работал. Он обрывается на образовании изотопа 3Не, а «нормальный» 4Не уже не синтезируется. За 10 миллиардов лет (что близко к возрасту старейших звезд этого типа) в 3Не превратится около 1% водорода. Следовательно, можно ожидать, что обилие 3Не по отношению к 1Н будет аномально велико — около 3%. К сожалению, пока нет возможности проверить это предсказание теории наблюдениями. Звезды с такой малой массой — это красные карлики, температура поверхности которых совершенно недостаточна для возбуждения линий гелия в оптической области. В принципе, однако, в далекой ультрафиолетовой части спектра резонансные линии поглощения могли бы наблюдаться методами ракетной астрономии. Однако чрезвычайная слабость непрерывного спектра исключает даже эту проблематичную возможность. Следует, однако, заметить, что существенная, если не большая часть красных карликов представляет собой вспыхивающие звезды типа UV Кита (см. § 1). Сам феномен быстро повторяющихся вспышек у таких карликовых холодных звезд несомненно связан с конвекцией, которой охвачен весь их объем. Во время вспышек наблюдаются линии излучения. Может быть, удастся наблюдать и линии 3Не у таких звезд? Если масса протозвезды меньше чем 0,08M, то температура в ее недрах настолько мала, что никакие термоядерные реакции уже не могут остановить сжатие на стадии главной последовательности. Такие звезды будут непрерывно сжиматься, пока не станут белыми карликами (точнее, вырожденными красными карликами). Вернемся, однако, к эволюции более массивных звезд.
На рис. 12.2 приведен эволюционный трек звезды с массой, равной 5M согласно наиболее детальным расчетам, выполненным с помощью ЭВМ. На этом треке цифрами отмечены характерные этапы эволюции звезды. В пояснениях к рисунку указаны сроки прохождения каждого этапа эволюции. Укажем здесь только, что участку эволюционного трека 1—2 соответствует главная последовательность, участку 6—7 — стадия красного гиганта. Интересно уменьшение светимости на участке 5—6, связанное с затратой энергии на «разбухание» звезды. На рис. 12.3 аналогичные теоретически рассчитанные треки приведены для звезд разной массы. Цифры, отмечающие различные фазы эволюции, имеют тот же смысл, что и на рис. 12.2.
| Рис. 12.2: Эволюционный трек звезды с массой 5M, (1—2) — горение водорода в конвективном ядре, 6,44 107 лет; (2—3) — общее сжатие звезды, 2,2 106 лет; (3—4) — возгорание водорода в слоистом источнике, 1,4 105 лет; (4—5) — горение водорода в толстом слое, 1,2 106 лет; (5—6) — расширение конвективной оболочки, 8 105 лет; (6—7) — фаза красного гиганта, 5 105 лет; (7—8) — возгорание гелия в ядре, 6 106 лет; (8—9) — исчезновение конвективной оболочки, 106 лет; (9—10) — горение гелия в ядре, 9 106 лет; (10—11) — вторичное расширение конвективной оболочки, 106 лет; (11—12) — сжатие ядра по мере выгорания гелия; (12—13—14) — слоистый гелиевый источник; (14—?) — нейтринные потери, красный сверхгигант. |
Из простого рассмотрения эволюционных треков, изображенных на рис. 12.3, следует, что более или менее массивные звезды довольно «извилистым» путем уходят с главной последовательности, образуя ветвь гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Характерен очень быстрый рост светимости звезд с меньшей массой по мере их эволюции в направлении красных гигантов. Разница в эволюции таких звезд по сравнению с более массивными состоит в том, что у первых образуется очень плотное, вырожденное ядро. Такое ядро, из-за большого давления вырожденного газа (см. § 10), способно «удерживать» вес лежащих выше слоев звезды. Оно почти не будет сжиматься, а следовательно, сильно нагреваться. Поэтому «тройная» гелиевая реакция если и включится, то гораздо позже. За исключением физических условий, в области около центра структура таких звезд будет похожа на структуру более массивных. Следовательно, их эволюция после выгорания водорода в центральной области также будет сопровождаться «разбуханием» наружной оболочки, что приведет их треки в область красных гигантов. Однако в отличие от более массивных сверхгигантов, их ядра будут состоять из весьма плотного вырожденного газа (см. схему на рис. 11.4).
| Рис. 12.3: Эволюционные треки звезд разной массы. Числа означают те же фазы эволюции, что и на рис. 12.2. |
Пожалуй, наиболее выдающимся достижением развитой в этом параграфе теории звездной эволюции является объяснение ею всех особенностей диаграммы Герцшпрунга — Рессела для скоплений звезд. Описание этих диаграмм было уже дано в § 1. Как уже говорилось в указанном параграфе, возраст всех звезд в данном скоплении следует считать одинаковым. Так же одинаковым должен быть первоначальный химический состав этих звезд. Ведь все они образовались из одного и того же (правда, достаточно крупного) агрегата межзвездной среды — газово-пылевого комплекса. Различные звездные скопления должны отличаться друг от друга прежде всего возрастом и, кроме того, первоначальный химический состав шаровых скоплений должен резко отличаться от состава рассеянных скоплений.
| Рис. 12.4: Эволюционные треки звезд, «привязанные» ко времени. |
| Рис. 12.5: Теоретическая диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звездных скоплений. |
Линии, вдоль которых на диаграмме Герцшпрунга — Рессела располагаются звезды скоплений, никоим образом не означают их эволюционные треки. Эти линии суть геометрическое место точек на указанной диаграмме, где звезды с различными массами имеют одинаковый возраст. Если мы хотим сравнить теорию звездной эволюции с результатами наблюдений, прежде всего следует построить теоретически «линии одинакового возраста» для звезд с различными массами и одинаковым химическим составом. Возраст звезды на различных этапах ее эволюции можно определить, воспользовавшись формулой (12.3). При этом необходимо пользоваться теоретическими треками звездной эволюции типа тех, которые изображены на рис. 12.3. На рис. 12.4 приведены результаты вычислений для восьми звезд, массы которых меняются в пределах от 5,6 до 2,5 солнечной массы. На эволюционных треках каждой из этих звезд отмечены точками положения, которые соответствующие звезды займут через сто, двести, четыреста и восемьсот миллионов лет своей эволюции от первоначального состояния на нижней кромке главной последовательности. Кривые, проходящие через соответствующие точки для различных звезд, и есть «кривые одинакового возраста». В нашем случае расчеты велись для достаточно массивных звезд. Рассчитанные промежутки времени их эволюции охватывают по крайней мере 75% срока их «активной жизни», когда они излучают вырабатываемую в их недрах термоядерную энергию. Для самых массивных звезд эволюция доходит до стадии вторичного сжатия, наступающего после полного выгорания водорода в их центральных частях.