|
Что происходит со звездой, когда топлива израсходовано слишком много, равновесие между тяготением и температурой поддерживаться уже не может и звезда не может поэтому дольше оставаться на главной последовательности?
Ответ опирается частично на теоретические рассуждения, а частично на наблюдения. Физики-ядерщики могут разработать подробные теоретические механизмы процессов, которые, возможно, происходят во внутренних областях звезд при определенной температуре, давлении и химическом составе, а затем их выводы можно проверить прямыми наблюдениями над небесными светилами.
Астрономы, например, могут вести наблюдения над звездными скоплениями вроде Плеяд, которые находятся так близко к нам, что можно отдельно изучать спектр каждой из составляющих их звезд. Расстояние до всех звезд такого скопления примерно одинаково, так что соотношение их видимых яркостей совпадает с соотношением их светимостей. Поэтому мы можем отложить их по вертикальной оси диаграммы Герцшпрунга — Рессела. Изучив спектры звезд, мы можем отложить их по горизонтальной оси. Короче говоря, мы можем построить небольшую диаграмму Герцшпрунга — Рессела только для звезд данного скопления.
Далее мы можем принять, что все звезды такого скопления имеют один и тот же хронологический возраст. Ведь вполне логично предположить, что большое количество газа, рассеянного по всему пространству, занимаемому скоплением, в далеком прошлом сгустилось в отдельные звезды этого скопления за очень короткий (в космических масштабах) срок и что все звезды скопления возникли более или менее одновременно. Если это не так, если звезды скопления возникали независимо одна от другой, трудно объяснить, почему они сейчас составляют такую тесную группу.
Если бы эволюция звезды определялась только ее хронологическим возрастом, все звезды данного скопления, будучи ровесницами, должны были бы находиться на одной стадии эволюции. Все они занимали бы одну какую то точку на главной последовательности, или одну какую-то точку до выхода на нее, или одну какую-то точку после ухода с нее.
Однако хронологический возраст звезды — не единственный фактор, определяющий ее эволюцию. Вторым фактором является ее масса. Звезды в скоплении обладают различными массами, а чем больше масса звезды, тем быстрее эта звезда развивается. Более массивная звезда, возникшая одновременно с менее массивной, должна была бы достичь более поздней стадии эволюции, чем менее массивная. Следовательно, в звездном скоплении звезды с наименьшей массой будут находиться на самой ранней стадии эволюционного цикла, а звезды с большей массой окажутся на более поздних стадиях. Если каждую звезду поместить в соответствующую точку диаграммы Герцшпрунга — Рессела, мы получим схему всею пути эволюции вплоть до наиболее поздней стадии, достигнутой членами данного скопления.
Трюмплер (ученый, доказавший существование межзвездной пыли) провел такое систематическое изучение звездных скоплений в 1925 г. и с тех пор непрерывно ведутся еще более подробные наблюдения. Сопоставляя их результаты с теорией, астрономы в настоящее время уверенно описывают весь ход эволюции отдельных звезд.
1. Облако пыли и газа сжимается и нагревается до тех пор, пока не достигает главной последовательности. Для значительного скопления газа, которое в конце концов окажется на верхнем, горячем конце главной последовательности, этот этап занимает примерно 100 000 лет, так как большое облако обладает мощным полем тяготения и потому сжимается быстрее, чем малое. Звезда, близкая по массе к нашему Солнцу, достигнет главной последовательности примерно за 2 миллиона лет.
2. Затем звезды остаются на главной последовательности в течение срока, составляющего для разных звезд от миллионов до десятков миллиардов лет в зависимости от их массы. Пока звезда находится на главной последовательности, в ее чрезвычайно раскаленных центральных областях протекают ядерные реакции, в результате которых там постепенно исчезает водород и накапливается гелий. Согласно расчетам, опубликованным в 1966 г., ядро Солнца содержит шесть атомов гелия на каждый атом водорода, в то время как на его поверхности картина почти прямо противоположна — семь атомов водорода на каждый атом гелия.
3. Когда в ядре достигается критически низкое содержание водорода и высокое содержание гелия, звезда начинает расширяться и, следовательно, охлаждаться. Тогда она покидает главную последовательность и смещается на диаграмме Герцшпрунга — Рессела вверх и вправо. Полагают, что в некоторых случаях такая звезда достигает стадии цефеиды и пульсирует с правильной периодичностью в течение нескольких миллионов лет. В других случаях расширение протекает более или менее непрерывно, пока звезда не достигнет гигантских размеров и ее вещество — во всяком случае, во внешних слоях — не окажется чрезвычайно разреженным. Она становится красным гигантом, который, таким образом, представляет одну из поздних стадий эволюции звезды (а не раннюю, как предполагалось в «теории скольжения»).
Наше Солнце когда-нибудь — через миллиарды лет— тоже начнет расширяться, чтобы затем достичь стадии красного гиганта, и если только к тому времени человечество не покинет Землю (или не уничтожит себя задолго до этого), на этом все для нас и кончится.
Естественно, чем больше и массивнее звезда, тем колоссальнее будет красный гигант, в которого она раздуется. Красный гигант, которым когда-нибудь станет Солнце, будет не слишком внушительным представителем своего класса. Красные гиганты вроде Бетельгеизе и Антареса развились из тех звезд главной последовательности, которые были значительно массивнее Солнца. Самые массивные звезды, возможно, расширяются и охлаждаются еще больше, становясь инфракрасными гигантами. 
Рис. Эволюция звезд
4. К тому времени, когда звезда окончательно достигает стадии красного гиганта, водород ее ядра уже полностью израсходован. Масса ядра непрерывно растет по мере того, как в нем накапливается все больше и больше гелия. Пока внешние слои звезды расширяются, само ядро сжимается и делается все горячее. В конце концов оно достигает температуры примерно 140 000 000°С (почти в десять раз выше, чем нынешняя температура внутренних областей Солнца), при которой начинается новая ядерная реакция — три атомных ядра гелия, соединяясь, образуют атомное ядро углерода. Такие «сжигающие гелий» звезды начинают вновь сжиматься и нагреваться.
Но развитие процесса соединения ядер гелия не означает, что звезда вступила в новый этап жизни, сопоставимый по длительности с ранней стадией — стадией водородного синтеза. Соединение ядер гелия дает гораздо меньше энергии, чем соединение ядер водорода.
Предположим, что 12 ядер водорода-1 соединятся в три ядра гелия-4, а затем эти три ядра гелия-4 —в одно ядро углерода-12. Двенадцать ядер водорода-1 обладают общей массой 12,0956; три ядра гелия-4 — общей массой 12,0078, а ядро углерода-12 имеет массу 12,0000. Потеря массы (при которой высвобождается энергия) на стадии соединения ядер водорода составляет 0,0878, а на стадии соединения ядер гелия — всего лишь 0,0078. Таким образом, соединение ядер гелия даст при той же массе только 9% того количества энергии, которое дает соединение ядер водорода.
Звезда способна еще продлить свое существование, синтезируя из ядер углерода более сложные ядра, но вечно это длиться не может. Конец наступает после синтезирования железа. Ядра железа — самые устойчивые из всех. Как только возникает атом железа, дальнейшие ядерные реакции, в которых он участвует, уже больше не дают энергии. Когда ядро атома железа превращается в более сложные или расщепляется на менее сложные ядра, происходит не выделение, а поглощение энергии.
Впрочем, даже если ядра проходят весь этот путь до тупика, энергии после прекращения водородного синтеза все равно выделяется очень мало. Представьте себе, что 56 ядер водорода-1 превратятся в 14 ядер гелия-4, а затем эти 14 ядер гелия-4 — в один атом железа 56. Их массы соответственно составят 56,4463; 56,0264 и 55,9349. Потеря массы при переходе водорода в гелий равна 0,4199, а гелия в железо — 0,0915. Энергия, полученная в течение всего процесса превращения гелия в железо, составит при той же массе лишь 22% энергии, получаемой при соединении ядер водорода в ядра гелия. Таким образом, мы можем сказать, что звезда, израсходовавшая весь свой водород, исчерпала четыре пятых того срока, который она живет как атомный реактор.
После стадии красного гиганта, по мере того как звезда сжимается и нагревается, внутри ее ядра начинает возникать новое ядро, а в нем — еще одно и т. д Каждое новое ядро содержит более сложные атомы, чем предыдущее, пока, наконец, процесс этот не завершается возникновением самого внутреннего ядра, богатого железом.
Этот процесс сжатия и нагревания можно изобразить на диаграмме Герцшпрунга — Рессела как быстрый переход налево и вниз. Звезда пересекает главную последовательность, направляясь к левому нижнему углу диаграммы, к области, где находятся горячие звезды с низкой светимостью.
Нижний левый угол, естественно, лежит напротив верхнего правого угла, где находятся холодные звезды с большой светимостью (красные гиганты). Как холодные звезды могут обладать большой светимостью, если они очень велики, так и горячие звезды могут быть необычайно слабыми, если они очень малы.
Для того чтобы понять, что происходит со звездами, когда их ядерные реакции подходят к концу, мы должны рассмотреть природу очень горячих и очень маленьких звезд, о которых я пока еще ничего не говорил.
|
