Текст книги "100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд"
Автор книги: Рудольф Киппенхан
сообщить о нарушении
Текущая страница: 9 (всего у книги 21 страниц)
История звезды с массой в 7 раз больше солнечной
Почему мы взяли такое значение массы? Мы выбрали для расчетов звезду такого размера, поскольку надеялись, что на одной из поздних стадий своего развития такая звезда пройдет через область, в которой существуют переменные звезды определенного типа: так называемые цефеиды. К тому времени еще никому не удавалось понять, как обычная звезда из главной последовательности в ходе своего развития превращается в переменную звезду типа Дельты Цефея. Теперь же, обладая мощным методом Хенея, мы получили надежду достичь этой цели. И действительно оказалось, что наша звезда во время своего развития даже несколько раз проходит через область существования переменных звезд. Однако мы немного забежали вперед. Прежде всего я должен по порядку рассказать, что происходит со звездой с массой в 7 раз больше солнечной.
Мы начали со стадии, когда наша звезда находилась в пределах главной последовательности. На этой стадии недра звезды состоят из вещества, богатого водородом, а все ее свойства совпадают со свойствами других звезд главной последовательности. Дальнейшая история такой звезды схематически показана на рис. 6.1 и 6.2. На рис. 6.1 представлено внутреннее строение на различных стадиях развития звезды. Первоначально химический состав этой звезды был одинаковым во всем ее объеме (рис. 6.1, а). Путь развития показан также на диаграмме Г-Р (рис. 6.2). На этой же диаграмме изображены пути развития звезд с другой массой. Путь развития нашей звезды начинается на главной последовательности и идет, как и ожидалось, в область красных сверхгигантов. Мы уже видели, что запасов водорода тяжелым звездам хватает ненадолго. Данные, приведенные на рис. 2.11, позволяют грубо оценить, что звезда с массой в 7 раз больше солнечной может существовать за счет своих запасов водорода многие десятки миллионов лет. На протяжении этого времени конвективное ядро такой звезды постоянно обогащается гелием. При этом общее внутреннее строение звезды изменяется незначительно. Ее радиус становится немного больше, температура поверхности сначала понижается, а затем снова увеличивается, в то время как светимость постоянно немного растет. В соответствии с этим звезда медленно перемещается по диаграмме Г-Р (см. рис. 6.2) вначале направо, а затем снова налево. Все это время звезда находится в пределах полосы, где расположены другие звезды главной последовательности. Только спустя примерно 26 миллионов лет после начала горения водорода в недрах звезды начинает исчерпываться запас «ядерного топлива». Тогда внутреннее строение такой звезды существенно изменяется. Приток энергии из центральных областей уже не позволяет поддерживать прежнюю светимость. Поэтому начинается ядерное горение водорода в слоях, которые расположены ближе к поверхности. Область, где теперь идет горение водорода, образует сферическую оболочку вокруг «выгоревшего» ядра. Эта стадия развития напоминает соответствующий этап в развитии Солнца (см. рис. 6.1, б). Над тонким сферическим слоем находится богатое водородом вещество исходного состава, а под ним-область, состоящая главным образом из гелия. Теперь звезда состоит из гелиевого ядра, на поверхности которого продолжается ядерная реакция превращения водорода в гелий.
Рис. 6.1. Внутреннее строение звезды с массой в 7 раз больше солнечной на разных стадиях ее развития. Звезды в левой части рисунка изображены в одинаковом масштабе. Правее показано строение внутренней части звезд. Эти рисунки увеличены. На рис. г и е внутренние области увеличены дважды. Обозначения такие же, как и на рис. 4.2 и 5.2. При ядерном горении гелия возникает углерод. Слой, обогащенный углеродом, показан малыми черными кружками, а – молодая звезда, находящаяся на главной последовательности. Внутренняя часть звезды занята конвективным слоем; б – та же звезда через 26 миллионов лет. Диаметр звезды практически не изменился, однако во внутренней области уже начался переход к горению в сферическом слое. Это показано на левой верхней плоскости схематического разреза; в – 26,5 миллионов лет спустя после начала горения водорода в центре звезды образуется область, обогащенная гелием. Горение водорода идет только в тонком сферическом слое. Радиус звезды резко возрос. В звезде возник толстый внешний конвективный слой, который хорошо виден на правой верхней плоскости разреза в левой части рисунка; г – внутреннее строение звезды через 100000 лет после начала ядерной реакции превращения гелия в углерод. Теперь в звезде идет горение гелия в центре и горение водорода во внешнем сферическом слое. Радиус звезды стал еще больше; д – через 34 миллиона лет после начала горения водорода в центре звезды исчерпывается запас гелия. Теперь ядерное горение происходит в двух сферических слоях: во внешнем водород превращается в гелий, а во внутреннем гелий превращается в углерод. Звезда стала существенно меньше и потеряла свою внешнюю конвективную зону; е – еще через 2 миллиона лет звезда вновь становится красным сверхгигантом. В ней больше нет слоя, где происходит горение водорода. Теперь звезда существует только за счет ядерной реакции превращения гелия в углерод. Ее химический состав сильно усложнился. Во внешнем слое по-прежнему существует исходное, богатое водородом вещество, ниже лежит толстый слой гелия, который окружает центральную область, состоящую из углерода.
Рис. 6.2. Пути развития звезд с различными массами (возле траекторий указаны величины их масс в единицах массы Солнца). Если путь развития звезды с массой, равной солнечной, ведет ее в область красных гигантов (см. также рис. 5.1), то более тяжелые звезды приходят в область красных сверхгигантов. Траектория развития звезды с массой в 7 раз больше солнечной показана красным цветом. На этой траектории буквами отмечены точки, для которых на рис. 6.1 показана внутренняя структура этой звезды. Параллельные штриховые линии ограничивают на диаграмме область существования цефеид.
Дальнейшее развитие идет очень быстро. Гелиевое ядро под сферическим слоем, в котором идет ядерная реакция, сжимается и разогревается, в то время как внешние слои звезды разрежаются и становятся все холоднее. Температура поверхности резко падает, тогда как светимость остается практически прежней. При этом звезда перемещается на диаграмме Г-Р по горизонтали направо. Она становится красным сверхгигантом (см. рис. 6.1, в и 6.2). Этот переход происходит всего за 500 000 лет. За это относительно короткое время звезда пересекает слева направо всю диаграмму Г-Р.
В области красных сверхгигантов начинается еще один новый процесс. При охлаждении внешних слоев звезды они становятся менее прозрачными для излучения. Поэтому роль основного механизма переноса энергии переходит здесь от излучения к конвекции. Теперь в структуре звезды возникает очень толстая конвективная зона, которая простирается от поверхности почти до центра звезды. В ней оказывается заключено примерно 70 % всей массы звезды. Однако эта зона, в которой звездное вещество постоянно перемещается вверх и вниз, не проникает до самого центра звезды, и вновь возникший гелий не перемешивается с внешними слоями. Конвективное движение «не тревожит» гелиевое ядро. Но и для этой части звезды наступает новая фаза развития. В то время как внешние слои разрежаются, «прогоревшее» гелиевое ядро сильно сжимается. При этом плотность в центре повышается настолько, что один кубический сантиметр вещества весит теперь более 6 килограммов. При сильном сжатии температура повышается и, наконец, достигает 100 миллионов градусов. Мы уже знаем, что при такой температуре гелий может превращаться в углерод. Следовательно, через 26,5 миллионов лет после того как в недрах нашей звезды началось горение водорода, появляется новый источник энергии: ядерное превращение гелия в углерод (см. рис. 3.4). Эта ядерная реакция происходит, как когда-то горение водорода, во внутреннем объеме звезды, около ее центра. Здесь вновь возникает конвективное ядро, однако его размеры относительно малы. Теперь светимость звезды поддерживается двумя источниками энергии: сферическим слоем, в котором горит водород, и ядерными реакциями в центре, где гелий превращается в углерод (см. рис. 6.1, г).
И тут развитие нашей модельной звезды сильно усложняется. Наиболее глубокая область обогащается углеродом, и с течением времени запас гелия в этой области истощается. Через 6 миллионов лет после начала превращения гелий в центре звезды выгорает. Как и ранее, образуется сферическая оболочка, в которой продолжается превращение гелия в углерод. Теперь химический состав звезды становится очень неоднородным: снаружи по-прежнему наблюдается богатая водородом смесь исходного состава, сохранившаяся еще с «рождения» звезды, далее идет слой гелия, и, наконец, – центральная сфера, состоящая из углерода. На двух границах раздела там, где исходная смесь переходит в гелий, и там, где гелий граничит с углеродом, происходят ядерные реакции. Теперь у звезды есть два сферических слоя, где происходит ядерное горение вещества (см. рис. 6.1, д). Такая звезда многократно перемещается слева направо и обратно по диаграмме Г-Р, однако большую часть времени она проводит в области красных гигантов. Через некоторое время внешний слой, где горит водород, гаснет. Теперь звезда существует только за счет ядерного горения гелия (рис. 6.1, е). Процессы, протекающие в ее недрах, еще больше усложняются. Рано или поздно центральная часть звезды разогревается до таких высоких температур, когда углерод начинает превращаться в более тяжелые элементы, и ядерное горение звездного вещества продолжается.
Такова история жизни звезды с массой в 7 раз больше солнечной, которую мы узнали с помощью наших расчетов в 1963 г. Многие исследователи проводили аналогичные расчеты для звезд с другими массами. Путь развития таких звезд мало отличается от истории нашей звезды с массой в 7 солнечных. Подобные расчеты для множества различных звезд были проведены Пьером Демарком и Ико Ибеном в США, а также Богданом Пачинским в Польше. Они сравнили результаты своих расчетов с наблюдениями. В общем можно сказать, что звезды с массами в интервале примерно от двух до шестидесяти солнечных развиваются по схеме, которая очень похожа на развитие звезды с массой в 7 солнечных, о которой мы только что говорили. Звезды с массой меньше двух солнечных развиваются так же, как наше Солнце.
Пути развития звезд и диаграмма Г-Р для звездного скопления
Только что мы проследили историю развития звезды с массой в 7 раз больше солнечной до начала ядерного горения углерода в ее недрах. В настоящее время неясно, как протекает дальнейшая жизнь таких звезд. Однако изученная нами часть эволюции звезд уже позволяет сравнить эти результаты с данными астрономических наблюдений. Проведя такое сравнение, мы сможем узнать, насколько правильно наши машинные расчеты для процессов в недрах звезд позволяют предсказать картину, которую мы наблюдаем на звездном небе. Раньше мы уже говорили, что звезды развиваются слишком медленно, и поэтому мы не можем последовательно шаг за шагом проследить развитие каждой звезды и проверить, на самом ли деле ее светимость и температура поверхности меняются таким образом, что звезда перемещается по диаграмме Г-Р из точки на главной последовательности вдоль теоретической траектории в область красных гигантов. Поэтому для проверки теории существуют другие, косвенные способы сравнения с наблюдательными данными. Посмотрим еще раз на схемы развития звезд с одной и семью солнечными массами, показанные на рис. 6.2. Оба эти пути ведут из главной последовательности в область красных гигантов и сверхгигантов. Предположим, что горение водорода началось в недрах этих двух звезд одновременно. В этом случае более тяжелая звезда уже через несколько миллионов лет начнет перемещаться направо по диаграмме Г – Р, в то время как более легкая еще много миллиардов лет будет оставаться в пределах главной последовательности.
Если мы рассмотрим звездное скопление, то окажется, что оно состоит из звезд с разными массами. Если эти звезды возникли примерно в одно время, то тяжелые звезды скопления будут находиться на более поздней стадии развития, чем легкие звезды. Чтобы наблюдать этот эффект, мы с Альфредом Вайгертом в 60-е годы разработали метод, который позволяет наблюдать за различным ходом развития звезд в одном звездном скоплении. Мы рассмотрели искусственное звездное скопление, которое состояло из 190 звезд. Массы этих звезд лежали в интервале от 23 масс Солнца до половины солнечной массы. Распределение звезд по массам было выбрано таким образом, чтобы оно было похоже на распределение звезд по массам в одном из реальных звездных скоплений. Так, например, всего 6 звезд были тяжелее десяти масс Солнца, в то время как в интервале от одной до двух солнечных масс лежало 42 звезды. Для каждой из этих звезд мы построили историю развития.
Начнем наши расчеты в тот момент, когда все звезды лежат на главной последовательности, и изобразим это искусственное звездное скопление на диаграмме Г – Р. В этом случае мы получим нормальную главную последовательность (рис. 6.3, а). Уже через три миллиона лет мы заметим, что в наиболее ярких звездах главной последовательности (они, конечно же, и наиболее тяжелые) водород вблизи центра частично исчерпывается. Эти звезды покидают главную последовательность. Спустя 30 миллионов лет после начала горения водорода наиболее тяжелые звезды нашего искусственного звездного скопления уже заметно смещаются вправо (рис. 6.3, 6) и успевают пройти все фазы своего развития, которые в настоящее время удается моделировать с помощью компьютера. Они находятся в таком состоянии, которое теория не может описать. Эти звезды мы исключали из рассмотрения, поскольку наши расчеты не позволяли дальше следить за их развитием, и они не показаны на следующих диаграммах рис. 6.3.
Рис. 6.3. Четыре диаграммы Г-Р для воображаемого звездного скопления на разных стадиях его развития. Каждая точка на диаграммах соответствует звезде с определенной массой. Эти точки перемещаются с течением времени по диаграмме. Траектория этого перемещения определяется компьютерной моделью развития звезд. На каждом из рисунков показано расположение таких точек для соответствующих моментов времени.
Диаграмма Г-Р для искусственного звездного скопления в возрасте 30 миллионов лет уже имеет черты сходства с диаграммой Г-Р наблюдаемого звездного скопления. Теперь главная последовательность заполнена звездами только до определенной светимости, в то время как справа от нее расположены красные сверхгиганты. На рис. 6.3, в показано искусственное звездное скопление через 66 миллионов лет после начала горения водорода. Теперь главная последовательность опустела еще больше. Ее покинули звезды с меньшей массой, они переместились в область красных гигантов.
На рис. 6.3, г приведена диаграмма Г-Р нашего искусственного звездного скопления в возрасте 4,2 миллиарда лет. Ее вид существенно отличается от исходной диаграммы. Теперь только самая нижняя часть главной последовательности заполнена звездами. Видно, как более тяжелые звезды образуют изгиб вправо, после которого звезды размещаются вдоль ветви, круто идущей вверх. Эта диаграмма заметно отличается от предыдущих, поскольку легкие звезды развиваются не так, как тяжелые. На рис. 6.3, г показаны звезды типа нашего Солнца, которые перемещаются в область красных гигантов. Если сравнить нашу диаграмму для искусственного звездного скопления с диаграммой Г-Р шарового звездного скопления на рис. 2.9, то мы увидим, что ее характерная структура напоминает диаграмму для очень старого звездного скопления. Здесь мы подошли к границам возможностей современной теории развития звезд. Астроном, изучающий реальное звездное скопление, увидит, как и теоретик, что нижняя часть главной последовательности заполнена звездами и что более тяжелые звезды расположены вдоль кривой, которая вначале изгибается направо, а затем резко идет вверх. Однако наблюдатель увидит еще и множество звезд, светимость которых в видимой области спектра в сотни раз превышает светимость нашего Солнца и которые расположены вдоль горизонтальной линии на диаграмме Г-Р. Эта так называемая горизонтальная ветвь на диаграмме Г-Р шарового звездного скопления отсутствует на диаграмме Г-Р нашего искусственного, вымышленного скопления. Значит, в реальном скоплении имеются звезды, находящиеся на таких стадиях развития, которые современная теория еще не может описать. Вспомним, что когда в наших расчетах звезды проходили все известные стадии развития, мы удаляли их из нашего скопления и больше не рассматривали. Поэтому они отсутствуют на последней картинке.
Таким образом, наши расчеты смогли объяснить важные особенности диаграммы Г-Р наблюдаемого звездного скопления. Теперь мы уже точно знаем, почему заполнена звездами только нижняя часть главной последовательности и почему более тяжелые звезды перемещаются направо, в область красных гигантов. Мы надеемся, что наши компьютерные модели описывают реальные процессы в недрах звезд. Такое мнение подтверждается и другими результатами.
Пульсирующие звезды
Вернемся к развитию звезды, масса которой в 1 раз больше солнечной. Мы пока еще не обращали внимания на то, что наша звезда во время своего развития несколько раз пересекает примечательную полосу на диаграмме Г-Р, которая на рис. 6.2 ограничена двумя параллельными штриховыми линиями. В этой полосе расположены переменные звезды типа Дельты Цефея, так называемые цефеиды.
Звезда Дельта Цефея является одной из наиболее ярких в этом созвездии. В 1784 г. Джон Гудрайк заметил, что яркость этой звезды меняется. Позже мы еще вернемся к другому важному открытию этого рано умершего глухонемого английского астронома. Вскоре было обнаружено, что яркость этой звезды изменяется с периодом в 5 дней (рис. 6.4). Максимальная яркость этой звезды примерно в 2,5 раза превышает минимальную. Впоследствии было обнаружено много таких звезд. Периоды изменения их яркости различны, в интервале от одного до 40 дней. Температура их поверхности составляет примерно 5300 градусов. Величина их светимости показывает, что они не принадлежат к главной последовательности. Все цефеиды достигли в своем развитии области красных гигантов.
Рис. 6.4. Зависимость яркости звезды 5 Цефея от времени. Яркость этой звезды возрастает и убывает с периодом 5,4 дня.
Мы уже видели, что путь развития звезды с массой в 7 раз больше солнечной много раз проходит через эту стадию. Первый раз наша звезда пересекает полосу цефеид слева направо. Чтобы миновать эту полосу, такой звезде нужно около тысячи лет. Второй раз она проходит ее справа налево и для этого нужно уже 350000 лет. В это время в недрах звезды уже началось ядерное превращение гелия в углерод, поэтому звезда перемещается по диаграмме Г-Р медленно, ее движением «управляет» горение гелия. Что происходит со звездой, которая достигает на своем пути область, где расположены цефеиды? Почему изменяется ее светимость, когда она находится в полосе, показанной на рис. 6.2 пунктирными линиями? Чем определяется период изменения яркости? Сегодня мы знаем, что меняется не только светимость: звезда периодически увеличивается и уменьшается в размерах в такт с изменением яркости. Такая звезда пульсирует. Почему же пульсируют звезды, когда они находятся в определенной полосе на диаграмме Г-Р?
Строго говоря, ответ на этот вопрос можно найти уже в книге Эддингтона о внутреннем строении звезд, которая вышла в 1926 г. Однако сэр Артур С. Эддингтон, умерший в 1944 г., так и не узнал, насколько близко он подошел к разгадке поведения пульсирующих звезд почти за двадцать лет до того. Следующий большой шаг в решении этой проблемы вслед за Эддингтоном сделал в 1952 г. советский математик Сергей Жевакин. Но вначале его работа была мало кому известна. Только в 1961–1961 годах Джон Кокс из Боулдера (Колорадо) и Норман Бейкер (Нью-Йорк) вместе со мной провели в Мюнхене более точные расчеты, которые подтвердили теорию Эддингтона – Жевакина для пульсации цефеид. Еще и сегодня мы не можем детально объяснить все свойства таких звезд, однако в основном понимаем, почему они пульсируют. Я покажу это на примере простой модели. Конечно же, такая модель позволяет объяснить только главные эффекты.
