Соотношение масса — светимость - Вселенная - От плоской Земли до квазаров

Вселенная

От плоской Земли до квазаров
Главная


Земля


Солнечная система


Звезды


Галактика


Размеры Галактики


Другие галактики


Возраст Земли


Энергия Солнца


Типы звезд


Эволюция звезд


Взрывы звезд


Эволюция галактик


Удаляющиеся галактики


Наблюдаемая Вселенная


Начало Вселенной


Бомбардировка частицами


Фотоны большой энергии


Радиоастрономия


Окраины Вселенной



Соотношение масса — светимость

Однако теория, по которой эволюция звезды представляет собой просто ее скольжение вниз по главной последовательности, просуществовала недолго. Она была опровергнута уже через десять лет.
Согласно «теории скольжения», Солнце должно было бы находиться на поздней стадии эволюции, давно пережив дни своего пылающего великолепия. Согласно этой теории, оно уже остыло и превратилось из голубовато-белой звезды в желтою карлика и приближалось (в космических масштабах времени) к стадии красного карлика, за которой следует полное угасание. Однако, когда было установлено, что наиболее вероятным звездным топливом является водород и что Солнце содержит его несравнимо больше, чем любых других элементов, стало ясно, что Солнцу предстоит еще долгая жизнь и что в этом смысле оно — относительно молодая звезда. Никакая теория эволюции, согласно которой Солнце оказывается старой звездой, не может быть верна.
Кроме того, все большую важность начал приобретать вопрос о массах звезд. Правда, гигантской разницы в массе между большими яркими и маленькими слабыми звездами не существует, но все же массы звезд с большой светимостью заметно превосходят массы слабых звезд. Это не очень значительное, но постоянное различие необходимо было как-то объяснить.
«Теория скольжения», казалось, объясняла и это. Можно было рассуждать следующим образом: у большей звезды запаса топлива больше, а потому она существует дольше. У маленькой звезды топливо кончается быстро, и она достигает стадии красного карлика, когда большая звезда находится еще в стадии голубовато-белой звезды.

Однако это объяснение оказалось несостоятельным в свете исследований Эддингтона, касавшихся строения внутренних областей звезд.
Эддингтон исходил из того, что расширение газа под действием температуры должно уравновешиваться силой тяготения. Чем больше масса звезды, тем мощнее тяготение и тем выше должна быть уравновешивающая его температура, а следовательно, и светимость звезды. Эта взаимосвязь, впервые сформулированная в 1924 г., называется соотношением масса — светимость.
Это значит, что нельзя считать, будто все звезды, начав свой путь в правом верхнем углу диаграммы Герцшпрунга — Рессела, сдвигаются влево (при этом сжимаясь и нагреваясь) в верхнюю часть главной последовательности. Такое предположение могло быть верным только для исключительно массивных звезд. Звездам же с меньшей массой для сопротивления сжатию под
действием силы тяготения не требовались температуры звезд класса О. Они обошлись бы меньшими температурами и достигли бы главной последовательности ниже класса О. Звезда с такой же массой, как у нашего Солнца, достигла бы ее именно в том месте, где сейчас располагается Солнце.
Красные карлики с самого начала имели бы еще меньшую массу и выходили бы на главную последовательность еще ниже Солнца. Что же касается особенно маленьких тел, с массой в 100 раз меньшей, чем у Солнца, то, возможно, температура в их центре вообще не может подняться до точки, необходимой для начала процесса превращения водорода в гелий. Такие тела сгущались бы в холодные плотные объекты и становились бы черными карликами — не после того, как они отпылали горячей звездой, а так никогда звездой и не став. Если такой черный карлик случайно образовался бы вблизи светящейся звезды, он стал бы планетой. Сколько может быть во Вселенной черных карликов, находящихся так далеко от светящихся звезд, что их нельзя обнаружить, сказать невозможно. Шепли считал, что их должно быть очень много.
Вряд ли существует четкая граница между горячими звездами и холодными черными карликами. Возможно, в центре некоторых самых больших черных карликов превращение водорода в гелий происходит все же в достаточных масштабах для того, чтобы слегка нагревать их поверхность.
Даже в недрах Юпитера, чья масса составляет лишь одну тысячную массы Солнца, теплится жизнь. Измерения инфракрасного излучения Юпитера, произведенные в 1965 г. на станции Каталина близ Таксона (штат Аризона), показали, что он излучает примерно в 2,5 раза больше тепла, чем получает от Солнца. Если бы Солнце было единственным источником тепла для Юпитера, его поверхность, согласно сделанным в Каталине вычислениям, должна была бы иметь температуру —170°С. Однако эта температура на 25° выше и составляет —145°С. Источником дополнительной теплоты могут быть нагревающиеся от сжатия недра Юпитера, а в этом случае Юпитер можно считать в некотором роде очень маленькой и очень холодной звездой.
Однако давайте вернемся к обычным звездам, которые настолько горячи, что ярко светятся.
В начальной стадии эволюции звезды, когда рассеянное скопление газа и пыли сжимается и движется по направлению к какой-либо точке главной последовательности, энергия производится в основном за счет тяготения — процесса, который, по мнению Гельмгольца, продолжался на протяжении всей жизни звезды. Однако для каждой отдельной звезды тяготение — не слишком богатый источник энергии и эта стадия завершается относительно быстро. Почти мгновенно (в космических масштабах времени) звезда достигает главной последовательности, и температура ее центра повышается настолько, что начинается реакция превращения водорода в гелии, которая и служит затем главным источником энергии.
Этот источник энергии неисчерпаем и надежен. У большинства звезд реакции превращения водорода в гелий хватает для выработки практически постоянного количества энергии на протяжении очень долгого времени. И пока она продолжается, звезда почти не смещается по главной последовательности. Любое значительное перемещение вверх или вниз привело бы к нарушению неустойчивого равновесия между тяготением и температурой.
Если бы, например, наше Солнце по какой-то причине вдруг разогрелось настолько, что температура его поверхности достигла 30 000 С, и внезапно переместилось бы в верхний левый конец главной последовательности, то направленное наружу давление настолько превысило бы направленную внутрь силу тяготения, что Солнце взорвалось бы. Только у звезд с очень большой массой сила тяготения достаточно велика для того, чтобы противостоять стремящейся взорвать звезду силе направленною наружу давления, порождаемого высокой температурой. Солнце не обладает для этого достаточной массой и, по всей вероятности, никогда ею не обладало и не будет обладать. Поэтому предположение, что оно было некогда звездой класса О и соскользнуло по главной последовательности через классы В, А и F к своему нынешнему месту в класс G, не выдерживает критики. Его нынешнее место на главной последовательности — единственное, которое оно может занимать в соответствии со своей массой.

Рис. Приближение к главной последовательности
М — масса звезды, выраженная через массу Солнца, принятую за единицу


Звезды остаются на главной последовательности (практически не сдвигаясь с того места, которое определяется их массой) столь значительную часть своей жизни, что на ней находится более 99% всех видимых звезд. Другими словами, у нас меньше одного шанса из ста наблюдать какую-либо звезду в то относительно короткое время, когда она еще не достигла главной последовательности или уже покинула ее.
Однако некоторые звезды остаются на главной последовательности дольше, чем другие. Большая звезда обладает большим запасом топлива, чем маленькая, но ей приходится поддерживать более высокую температуру, а потому потреблять свое топливо быстрее.
Из соотношения масса — светимость следует, что с увеличением массы скорость потребления топлива растет гораздо быстрее, чем запас топлива. Таким образом, чем больше и горячее звезда, тем быстрее кончится ее топливо, а значит, тем короче срок ее пребывания на главной последовательности.
Например, наше Солнце, принадлежащее к спектральному классу G, останется на главной последовательности в общей сложности около 13 миллиардов лет. Из них миновало пока 5 миллиардов лет и остается около 8 миллиардов, из чего следует, что Солнце еще не достигло даже среднею возраста. Звезда класса F, которая немного больше и горячее Солнца, может вначале располагать более значительным запасом водорода, но поглощает она его гораздо быстрее и поэтому пробудет на главной последовательности заметно меньше 8 миллиардов лет. В общем, чем больше и горячее звезда, тем короче ее пребывание на главной последовательности. Если бы Солнце принадлежало к классу А и пробыло на главной последовательности те же 5 миллиардов лет, оно было бы уже накануне следующего передвижения.
Самые горячие звезды сжигают свой относительно очень большой запас топлива с такой невообразимой скоростью, что их пребывание на главной последовательности измеряется не миллиардами, а всего лишь сотнями и десятками миллионов лет. Звезда с наибольшей известной светимостью, S Золотой Рыбы сможет пробыть на главной последовательности еще только два-три миллиона лет.
Если считать промежуток времени до выхода звезды на главную последовательность таким коротким, что его не стоит принимать во внимание, то мнение Эддингтона можно выразить следующим образом: чем ярче звезда, тем короче должен быть срок ее жизни (вывод, противоположный тому, к которому приводит «теория скольжения»). Красные карлики отнюдь не близки к угасанию и, возможно, будут все так же светить, скупо расходуя свой скудный запас водорода, через много миллиардов лет после того, как Солнце погаснет. С другой стороны, огромные яркие звезды вовсе не находятся в начале своей жизни и тратят свое топливо так щедро, что погаснут раньше, чем наше Солнце успеет хоть немного измениться.
Эддингтоновское соотношение масса — светимость позволило сделать и довольно неожиданный побочный вывод, который также оказал влияние на представления об эволюции звезд. Эддингтон разработал свою теорию, исходя из предположения, что все вещество звезды обладает свойствами газа. Сперва он принял господствовавшее в начале 20-х годов мнение, что целиком газообразны только красные гиганты, а ядра звезд главной последовательности и особенно красных карликов состоят не из газа. Поэтому он полагал, что его выводы окажутся неприменимыми к звездам главной последовательности.
Однако, к удивлению Эддингтона, во всех случаях, когда его расчеты удавалось проверить наблюдениями, они оказывались верными для всех звезд — не только для гигантов, но и для карликов. Он не мог не прийти к заключению, что все звезды, включая и карлики, целиком газообразны — это положение в наши дни стало общепринятым.
Это открытие нанесло смертельный удар «теории скольжения», ибо теперь невозможно было объяснить, каким образом может звезда скользить по главной последовательности вниз, сжимаясь и одновременно остывая. Согласно законам поведения газа, сжатие может сопровождаться только нагреванием, а отнюдь не охлаждением.
Таким образом, к середине 20-х годов «теория скольжения» окончательно испустила дух и была разработана та теория звездной эволюции, которую можно назвать современной.

 
< Пред.