Текст книги "Астрономия. Популярные лекции"

Автор книги: Владимир Сурдин

сообщить о нарушении

Текущая страница: 14 (всего у книги 16 страниц)

Самые маленькие в мире звезд – белые карлики и нейтронные звезды. Белые карлики сравнимы по размеру с Землей, но при этом их массы близки к солнечной. Поэтому средняя плотность вещества белого карлика превышает солнечную в десятки миллионов раз. Нейтронные звезды в несколько раз массивнее белых карликов и намного меньше их – всего несколько километров в диаметре, а значит, они еще в миллион раз плотнее (~10¹⁴ т/м³). Это самые плотные тела, известные человеку.

Точные данные о массах, радиусах и светимости звезд – это фундамент, на котором покоится теория строения и эволюции звезд. К сожалению, астрономы не могут похвастаться высокой точностью определения этих параметров. Для вычисления каждого из них необходимо знать расстояние до звезды, а измерить его с высокой точностью удается лишь для ближайших к Солнцу звезд, среди которых преобладают маломассивные карлики и почти нет гигантов и звезд большой массы. Кроме этого, определить массу звезды возможно лишь в том случае, если она является членом двойной или кратной системы, что еще сильнее сужает круг пригодных для измерения объектов. Но еще труднее измерить размер звезды. Сделать это удается, если в двойной системе звезды затмевают друг друга, сканируя своим диском оказавшегося за ним соседа, но при этом взаимная близость звезд может существенно исказить их эволюцию.

Гарвардская классификация спектров

Настоящие спектры звезд, несомненно, очень сложны. Они совсем не похожи на спектры отдельных химических элементов, которые мы привыкли видеть в справочниках. Например, даже в узком оптическом диапазоне солнечного спектра – от фиолетовой области до красной, – который наш глаз как раз и видит, линий очень много (рис. 11.16), и разобраться в них совсем не просто. Узнать даже на основе детального, высокодисперсного спектра, какие химические элементы и в каком количестве присутствуют в атмосфере звезды, – большая проблема, которую астрономы не могут решить до конца.

Рис. 11.16. В одном только оптическом диапазоне спектра солнечного света содержатся десятки тысяч линий, по которым можно расшифровать элементный состав солнечной атмосферы.

Глядя на спектр, мы сразу увидим выделяющиеся бальмеровские линии водорода (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) и очень много линий железа. Иногда попадаются гелий, кальций. Логично сделать вывод, что звезда состоит в основном из железа (Fe) и отчасти из водорода (H). В начале XX в. была открыта радиоактивность, и когда люди задумались об источниках энергии звезд, они вспомнили, что в спектре Солнца много линий металлов, и предположили, что распад урана или радия греет внутренности нашего Солнца. Однако оказалось, что это не так.

Первая классификация звездных спектров была создана в Гарвардской обсерватории (США) руками примерно дюжины женщин. Кстати, почему именно женщин – вопрос интересный. Обработка спектров – это очень тонкая и кропотливая работа, для выполнения которой директору обсерватории Э. Пикерингу надо было взять помощников. Женский труд в науке тогда не очень приветствовался и оплачивался намного хуже мужского: на те деньги, которые были у этой небольшой обсерватории, можно было нанять либо двух мужчин, либо дюжину женщин. И тогда впервые в астрономию было призвано большое количество женщин, которые сформировали так называемый «гарем Пикеринга». Созданная ими спектральная классификация была первым вкладом в науку женского коллектива, который оказался гораздо более эффективным, чем ожидалось.

Рис. 11.17. Схема электронных энергетических уровней атома водорода и переходов между ними.

В то время люди вообще не представляли, на основе каких физических явлений формируется спектр, его просто фотографировали. Пытаясь построить классификацию, астрономы рассуждали так: в спектре любой звезды есть линии водорода, по убыванию их интенсивности можно упорядочить все спектры и сгруппировать их. Группы спектров обозначили латинскими буквами по алфавиту: с самыми сильными линиями – класс A, слабее – класс B и т. д.

Вроде бы все было сделано правильно. Но через несколько лет родилась квантовая механика, и мы поняли, что вовсе не обязательно, чтобы обильный элемент был представлен в спектре мощными линиями, а редкий элемент никак себя не проявлял. Многое зависит от температуры.

Давайте посмотрим на спектр поглощения атомарного водорода: в оптический диапазон попадают линии только бальмеровской серии. Но как эти кванты поглощаются? При переходах только со второго уровня вверх. Но в нормальном (холодном) состоянии все электроны «сидят» на первом уровне, а на втором почти ничего нет. Значит, нам надо нагреть водород, чтобы какая-то доля электронов запрыгнула на второй уровень (потом они снова вернутся вниз, но перед этим какое-то время там проведут) – и тогда пролетающий оптический квант может быть поглощен электроном со второго уровня, что проявится в видимом спектре.

Рис. 11.18. Для каждой спектральной линии существует температура, при которой она имеет наибольшую интенсивность.

Итак, холодный водород не будет выдавать бальмеровскую серию, а теплый – будет. А если мы еще сильнее нагреем водород? Тогда много электронов «запрыгнет» на третий и более высокие уровни, а второй уровень снова обеднеет. Очень горячий водород тоже не даст спектральных линий, которые можно увидеть в оптическом диапазоне. Если пройтись от холодных звезд к самым горячим, то мы увидим, что линии любого элемента могут быть достаточно хорошо представлены в спектре лишь в узком диапазоне температур.

Когда астрофизики это поняли, им пришлось переставить спектральные классы в порядке роста температуры: от холодных звезд к горячим. Эта классификация по традиции тоже называется гарвардской, но она уже естественная, физическая. У звезд спектрального класса A температура поверхности около 10 000 K, водородные линии максимально яркие, а с ростом температуры они начинают исчезать, потому что атом водорода при температуре больше 20 000 K ионизуется. Аналогично обстоит дело с другими химическими элементами. Кстати, в спектрах звезд холоднее 4000 K присутствуют не только линии отдельных химических элементов, но и полосы, соответствующие устойчивым при таких температурах молекулам сложных веществ (например, оксидов титана и железа).

Получившуюся при упорядочивании классов по температуре последовательность букв OBAFGKM студентам-астрономам довольно просто запомнить, тем более что придуманы всякие мнемонические поговорки. Самая известная на английском – «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me!» Диапазон температур поверхности таков: у самых горячих звезд – десятки тысяч градусов, у самых холодных – две с небольшим тысячи (рис. 11.19). Для более тонкой классификации каждый класс разделили на десять подклассов и к каждой букве справа приписали одну цифру от 0 до 11.

Рис. 11.19. Типичные спектры звезд ряда спектральных подклассов, характеризующихся температурой поверхности.

Замечу, что оптические спектры фотографируют в цвете только для красоты, а для научных исследований это бессмысленно, поэтому обычно делают черно-белые изображения.

Редко, но бывает, что звезды демонстрируют линии не поглощения (темные на ярком фоне), а излучения (яркие на темном фоне). Их происхождение уже не так легко понять, хотя это тоже довольно элементарно. В начале лекции мы видели, что разреженное облачко горячего газа дает нам линии излучения. Когда мы смотрим на звезду с линиями излучения в спектре, мы понимаем, что источником этих линий служит разреженный, полупрозрачный газ, находящийся на периферии звезды, в ее атмосфере. То есть это звезды с протяженной горячей атмосферой, которая прозрачна в континууме (в промежутках между линиями), а значит, почти ничего в нем не излучает (закон Кирхгофа). Но она непрозрачна в отдельных спектральных линиях, а раз непрозрачна в них, то и сильно в них излучает.

Рис. 11.20. Схема Гарвардской классификации звезд.

На сегодняшний день гарвардская классификация звездных спектров расширена. В нее добавлены новые классы, соответствующие горячим звездам с протяженной атмосферой, ядрам планетарных туманностей и новых звезд, а также недавно открытым довольно холодным объектам, занимающим промежуточное положение между нормальными звездами и крупнейшими планетами; их называют «коричневыми карликами» или «бурыми карликами» (англ. brown dwarf).

Рис. 11.21. Химический состав Солнца по массе.

Есть еще ответвления от некоторых классов для звезд с оригинальным химическим составом. Это, кстати, загадка для нас: до сих пор неясно, почему у некоторых звезд вдруг наблюдается избыток какого-то редкого химического элемента. Ведь химический состав звездных атмосфер, несмотря на разнообразие спектров, очень схож: Солнце и подобные ему звезды на 98 % по массе состоят из первых двух химических элементов – водорода и гелия, а все остальные элементы представлены лишь двумя оставшимися процентами массы.

Солнце – самый яркий для нас источник света, его спектр мы можем растянуть очень сильно, различить в нем десятки тысяч спектральных линий и расшифровать их. Так, установлено, что на Солнце присутствуют все элементы таблицы Менделеева. Однако открою вам секрет: до сих пор примерно 20 линий солнечного спектра, очень слабых, остались неидентифицированными. Так что даже с Солнцем проблема распознавания химического состава еще не решена до конца.

Рис. 11.22. Распределение химических элементов в атмосфере Солнца.

Распределение химических элементов в атмосфере Солнца обладает рядом интересных закономерностей (рис. 11.22). Считается, что это типичный состав звездного вещества. И для большинства звезд это верно. Начиная с углерода и до самых тяжелых ядер (по крайней мере до урана) идет довольно ровный спад распространенности элементов по мере увеличения их порядкового номера. Однако между гелием и углеродом имеется очень большой «провал» – так происходит потому, что литий и бериллий легче всех участвуют в термоядерных реакциях, они активнее даже водорода и гелия. И как только температура поднимается выше миллиона градусов, они очень быстро выгорают.

Но и внутри этого ровного тренда есть особенности. Во-первых, резко выделяется пик железа. В природе, в том числе и в звездах, железа, никеля и близких к ним элементов по сравнению с их соседями необычайно много. Дело в том, что железо – необычный химический элемент: это самый конечный продукт термоядерных реакций, идущих в равновесных условиях, т. е. без всяких взрывов. В термоядерных реакциях звезды синтезируют из водорода все более и более тяжелые элементы, но доходит дело до железа – и всё останавливается. Дальше, если мы попытаемся сделать что-то новое из железа в термоядерной реакции, добавляя к нему нейтроны, протоны, другие ядра, то никакого выделения тепла не будет: когда костер догорел, из золы уже ничего не получишь. Наоборот, для осуществления реакции пришлось бы подводить энергию извне, а сама по себе никакая реакция с железом в обычных условиях не пойдет. Поэтому железа в природе накопилось много.

Другой важный момент, на который стоит обратить внимание: линия, соединяющая на графике точки, имеет пилообразный вид. Так получается потому, что ядра с четным количеством нуклонов (протонов и нейтронов) гораздо более стабильны, чем с нечетным. Поскольку стабильные ядра легче создать, чем разрушить, этих ядер по сравнению с соседними элементами нарабатывается всегда больше на целый порядок, а то и на полтора.

В отличие от Солнца, в составе земного шара и землеподобных планет содержится очень мало водорода и гелия, но начиная с углерода «звездное» распределение химических элементов характерно и для них. Поэтому у каждой планеты, не только у Земли, есть крупное железное ядро.

Рис. 11.23. Звезды неоднородны, и вещество в них перемешивается плохо, поэтому химический состав поверхности звезды не отражает состава ее недр и особенно ядра.

К сожалению, спектры показывают нам состав только поверхности звезд. Наблюдая свет звезды, мы почти ничего не можем сказать о том, что у нее внутри, а внутренняя жизнь звезд разной массы различается. Перенос энергии в звезде может происходить несколькими способами, преимущественно лучеиспусканием и конвекцией (рис. 11.23). Например, у звезд типа Солнца в центральной части, где идут термоядерные реакции, энергию переносит в основном излучение, и вещество ядра не перемешивается с вышележащими слоями. На периферии перемешивание идет, но оно не достигает тех внутренних областей, в которых постепенно меняется химический состав за счет термоядерных реакций. Поэтому продукты термоядерной реакции не выносятся на поверхность, где циркулирует исходное вещество, из которого Солнце когда-то родилось. У более массивных звезд внутри идет конвективное перемешивание, но дальше оно не распространяется. «Выпрыгнуть» на поверхность звезды наработанные химические элементы тоже не могут.

Наконец, маломассивные – это самые «правильные» звезды: конвекция у них – главный механизм переноса тепла, внутри них происходит полное перемешивание вещества. Значит, казалось бы, на их поверхность должно всплывать то, что наработалось в центре в термоядерных реакциях. Однако в этих маленьких звездах термоядерные реакции идут очень медленно, они очень экономно расходуют свою энергию и медленно эволюционируют. Продолжительность их жизни в сотни и тысячи раз больше, чем у звезд типа Солнца, т. е. триллионы лет. А за те 14 млрд лет, что прошли с момента рождения Вселенной, в их составе практически ничего не изменилось. Они еще «младенцы», многие из них еще недоформировались и не запустили нормальный термоядерный цикл.

Таким образом, о том, что находится внутри звезд, какой там химический состав вещества, мы не знаем до сих пор, натурных данных у нас нет. Только моделирование может нам что-то об этом сказать.

Диаграмма Герцшпрунга—Рассела

Видимый блеск звезд измеряют в обратной логарифмической шкале звездных величин, но для физика это неинтересно. Ему важна полная мощность излучения звезды, а ее мы не можем просто так угадать по фотографии. Например, Альфа Кентавра среди других звезд имеет потрясающую яркость (см. рис. 11.24), но это вовсе не значит, что она самая мощная, ничего подобного. Это совершенно обычная звезда типа Солнца, просто случайно она оказалась к нам намного ближе остальных и поэтому, как фонарь, заливает своим светом окрестный кусочек неба; хотя большинство соседних с ней на этом фото звезд – гораздо более мощные источники излучения, они расположены дальше.

Рис. 11.24. Видимый блеск звезд не отражает истинную мощность их излучения, т. е. светимость, а чаще определяется расстоянием до них. На фото α Кентавра. Фото: Marco Lorenzi.

Рис. 11.25. Схема эволюции звезд разной массы.

Итак, надо оценить мощность звезды как можно более точно. Для этого мы используем фотометрический закон обратных квадратов: измеряя видимую яркость звезды (плотность светового потока, достигающего Земли) и расстояние до нее, вычисляем полную мощность ее излучения в ваттах. Теперь можно представить общую физическую картину, изобразив все звезды на двумерной диаграмме, на осях которой откладывают две выведенные из наблюдений величины – температуру поверхности звезды и относительную мощность ее излучения (астрономы, принимая во внимание только оптический диапазон, называют эту мощность светимостью и измеряют в единицах мощности Солнца). В начале XX в. такую картинку впервые построили два астронома: датчанин Эйнар Герцшпрунг и американец Генри Норрис Рассел, по именам которых она называется диаграммой Герцшпрунга—Рассела.

Рис. 11.26. Диапазон видимых звездных величин и положение в нем некоторых наблюдаемых объектов.

Рис. 11.27. Генри Норрис Рассел (слева) и Эйнар Герцшпрунг.

Солнце, звезда с температурой около 6000 K и с единичной мощностью, располагается почти посередине этой диаграммы. Вдоль диапазона изменения обоих параметров звезды распределены практически непрерывно, но по плоскости диаграммы они не разбросаны как попало, а группируются в компактные области.

Рис. 11.28. Диаграмма Герцшпрунга—Рассела и положение на ней наиболее известных звезд.

Сегодня на диаграмме Герцшпрунга—Рассела выделяют несколько типичных групп, в которых сконцентрированы наблюдаемые в природе звезды (рис. 11.28). Подавляющее большинство звезд (90 %) лежит в узкой полосе по диагонали диаграммы; эту группу называют главной последовательностью. Она распространяется от тусклых холодных звезд до горячих ярко светящихся: от миллионных долей до нескольких миллионов солнечных светимостей. Для физика это естественно: чем горячéе поверхность, тем сильнее она излучает.

По обе стороны от главной последовательности находятся группы аномальных звезд. Некоторое количество звезд с высокой температурой обладает необычно низкой светимостью (в сотни и тысячи раз меньше солнечной) из-за своего мелкого размера – мы называем их белыми карликами, такие они по цвету. Другие исключительные звезды, в противоположном углу диаграммы, характеризуются более низкой температурой, но огромной светимостью, – значит, они явно имеют больший физический размер: это гиганты.

В процессе своей эволюции звезда может менять положение на диаграмме. Об этом – в следующей лекции.

12. Эволюция звезд

Ничто материальное в нашем мире не вечно, и звезды не являются исключением. Каждая звезда в течение своей жизни проходит определенные этапы развития, а к старости особенно сильно меняет свои свойства.

Такие разные звезды

В прошлой лекции я рассказывал, что по спектру звезды легко измерить ее внешние параметры: температуру поверхности и мощность излучения. И в начале XX в. два астронома, Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Рассел, нанесли все звезды, для которых были определены спектральные классы (а значит, температура поверхности) и измерены расстояния (а значит, вычислена мощность излучения, иначе называемая светимостью звезды), на диаграмму, отражающую эти два качества. Выяснилось, что большинство звезд расположилось вдоль диагонали диаграммы: от «холодных» звезд низкой светимости до горячих звезд высокой светимости. Это объясняется вполне естественно: чем выше температура звезды, тем больше должна быть мощность излучения с ее поверхности. Удивило другое: помимо звезд «нормальных», укладывающихся на главную последовательность, существуют звезды холодные, красноватые, но при этом мощно излучающие (а значит, имеющие большую площадь поверхности, т. е. большой размер), и звезды горячие, белые, но излучающие мало света (а значит, имеющие малый размер). Первые назвали красными гигантами, вторые – белыми карликами. Размеры звезд семейства главной последовательности различаются не очень сильно: от самых крупных и очень горячих (спектральный класс O, температура поверхности около 50 000 K) до самой «мелочи» (спектральный класс M, температура поверхности около 3000 K) диапазон составляет менее 3 порядков.

Рис. 12.1. На диаграмму Герцшпрунга–Рассела нанесены изолинии радиусов звезд

Если мы знаем температуру тела T и полную мощность излучения W с его поверхности, то из формулы для плотности потока энергии абсолютно черного тела W = 4πR²σT⁴ легко рассчитаем его размер R. На диаграмме Герцшпрунга—Рассела (в логарифмических координатах) линии равного радиуса тел будут параллельными прямыми (рис. 12.1), и линия, соответствующая радиусу Солнца, пересекает главную последовательность как раз там, где Солнце и находится. В то время как по размеру звезды на главной последовательности различаются не очень сильно (примерно в 200 раз), их массы разнятся чуть заметнее: от десятой доли до нескольких сотен масс Солнца.

Рис. 12.2. Классы светимости.

Но вне главной последовательности диапазон размеров и масс огромен, и для того, чтобы характеризовать эти звезды, спектральной классификации оказывается недостаточно. Например, к одному и тому же классу M могут относиться холодные белые карлики, нормальные звезды, субгиганты, гиганты, сверхгиганты, имеющие одинаковую температуру, и, чтобы их как-то разделить, используется второй параметр – мощность их излучения. Для этого профессиональные астрономы ввели классы светимости, обозначаемые римскими цифрами (рис. 12.2); например, VII – белые карлики, V – звезды главной последовательности, I – сверхгиганты. Иногда слово supergiant переводят с английского как «супергигант», но это неправильно, такого термина в русском языке нет. Семейство сверхгигантов пришлось еще подразделить на не очень и очень мощные, вплоть до недавно открытых гипергигантов, в миллион раз мощнее Солнца. Таких очень мало в природе: в нашей Галактике их буквально несколько штук. В соседних галактиках они тоже есть.

Давайте посмотрим внимательно на таблицу физических параметров звезд главной последовательности разных спектральных классов, а также красных гигантов и белых карликов. В ней даны масса, радиус, светимость (в отношении к соответствующей величине для Солнца), средняя плотность (ρ) и плотность вещества в центре (ρc) звезды нулевого возраста, т. е. только что родившейся (по мере эволюции значения этих параметров меняются).

Для главной последовательности звезд, если смотреть в направлении от самых массивных к самым мелким, радиус звезды, естественно, уменьшается, а ее средняя плотность (отношение массы к объему) увеличивается. У нашего Солнца средняя плотность – около 1,4 г/см³, как у крепкого раствора соли; у больших звезд она меньше, а у маленьких звезд – больше. Центральная плотность намного больше: у больших звезд она составляет около 2 г/см³, как в сахарном сиропе. Солнце в момент рождения имело плотность 90 г/cм³, а в нашу эпоху – около 160 г/см³. А в центре совсем крохотных звезд, которые в десять раз меньше Солнца, плотность огромная – 2 кг/см³; тел с такой плотностью на Земле мы не знаем. При таких больших плотностях вещество начинает вырождаться: элементарные частицы атомов оказываются настолько близко к друг другу, что начинают вести себя совсем не так, как частицы идеального газа.

Что касается температуры, то чем массивнее звезда, тем горячéе она в центре. У самых маленьких звезд – несколько миллионов градусов, при этом могут идти разве что самые «дохлые» термоядерные реакции – с участием лития, бериллия. Внутри Солнца уже больше 10 млн градусов, там в реакции участвует водород, а у массивных звезд при их высокой температуре, конечно, «горят» и гелий, и углерод, и кислород – в общем, все элементы до железа.

Светимость, естественно, повышается с ростом массы. Маленькие звездочки излучают в тысячи раз меньше, чем Солнце. Но их масса (т. е. запас топлива) всего лишь в 10 раз меньше, чем у Солнца, а скорость расходования топлива меньше в тысячу раз – и это значит, что светить они будут намного дольше, чем Солнце. Такие звезды могут в сто раз дольше поддерживать свое излучение, и они за время существования Вселенной не то что не постарели – все они в эволюционном смысле еще младенцы. Они будут светить триллионы лет за счет медленно протекающих термоядерных реакций.

Как долго светит звезда

Интересно проследить жизнь звезды типа Солнца на диаграмме Герцшпрунга—Рассела от момента, когда оно было еще не звездой, а аморфным газовым облаком в космосе. Температура у него была сначала небольшая (за пределами диапазона диаграммы), а гравитация постепенно стягивала это облако, формируя из него звезду. За счет гравитационного сжатия оно нагревалось, а его размер уменьшался и наконец приблизился к нынешнему радиусу Солнца. Оно перестало уменьшать свой размер, но внутри продолжало сжиматься, и температура поверхности некоторое время продолжала расти, пока мощность теплового излучения не стала превышать тепловой поток изнутри звезды. Какое-то время снаружи звезда остывала, но термоядерный процесс в ядре набирал ход, и однажды его скорость стала настолько высокой, что он полностью уравновесил потери энергии с поверхности звезды. И тогда внешняя эволюция Солнца прекратилась, термоядерные реакции стали поддерживать его светимость на одном уровне – и звезда на диаграмме «зависла» в одной точке (A). Постепенно она меняется, но происходит это очень медленно. Водород в ядре превращается в гелий, который накапливается в ядре, т. е. у звезды увеличивается гелиевое ядро, в котором термоядерные реакции не происходят (из-за недостаточно высокой температуры), а водород «горит» на поверхности этого ядра. И последующие почти 10 млрд лет звезда понемногу движется к точке B.

Рис. 12.3. Изменение параметров Солнца на диаграмме Герцшпрунга—Рассела в ходе его эволюции: 1 – сжатие на стадии протозвезды; 2 – расширение на стадии красного гиганта. В точке А начинаются реакции горения водорода. В точке В горение перемещается в слой над ядром, а само гелиевое ядро начинает сжиматься.

Наконец наступает момент, когда гелиевое ядро становится настолько тяжелым, что уже не может само себя удержать от гравитационного сжатия, к тому же и сверху на него давят все остальные оболочки звезды. И ядро начинает стремительно сжиматься. А при адиабатическом сжатии, как мы знаем, газ нагревается, т. е. вновь включается гравитационный источник энергии. Но выделяющемуся теплу трудно пройти сквозь непрозрачные слои звезды, и оно заставляет ее разбухать. И точка на диаграмме опять поедет вверх: размер был равен одному радиусу Солнца, а при расширении приобретает значения 5, 20, 80 радиусов Солнца. Звезда «распухает», и, хотя ее поверхность немного охлаждается, в целом эволюция ведет к образованию гиганта.

Рис. 12.4. Относительное изменение внешних параметров Солнца во времени.

Точные расчеты всей жизни Солнца от зарождения до конца, а это 12 млрд лет, показывают, что с возрастом звезда «потолстеет», сначала понемногу, а потом начнет быстро увеличиваться и становиться гигантом (рис. 12.4). При этом всё быстрее и быстрее будет нарастать светимость (мощность излучения). А температура поверхности долго будет оставаться неизменной, но, когда радиус станет быстро увеличиваться, она немного снизится. И так получится относительно холодная звезда-гигант.

Рис. 12.5. Визуальная эволюция Солнца.

Элементный состав вещества всех звезд примерно одинаков: в основном они «сделаны» из водорода и гелия. Но точные расчеты показывают, что даже незначительные различия в соотношении элементов могут существенно повлиять на светимость и, соответственно, на время стабильной жизни звезды (рис. 12.6). Звезда первого поколения (возникшая сразу после создания Вселенной) практически не содержит элементов тяжелее гелия, а в нашем Солнце их 2 % – и жизнь складывается уже по-разному. Несмотря на одинаковую массу, светимость у них разная: звезда с меньшим количеством тяжелых элементов является более ярким источником света. А почему?

Рис. 12.6. Временной график светимости звезд с начальной массой 1 M☉, но с разным химическим составом. X, Y, Z – массовые доли соответственно водорода, гелия и всех остальных элементов, вместе взятых. X + Y + Z = 1.

Тяжелые элементы сложнее ионизовать полностью, т. е. труднее оторвать все электроны от их ядер. Поэтому даже при температуре звездных недр эти элементы ионизуются лишь частично. Если водородно-гелиевая плазма довольно прозрачна, то тяжелые атомы намного интенсивнее поглощают световые кванты, энергия которых расходуется на переходы внутренних электронов атома на внешние оболочки. Когда тяжелых элементов почти нет, звезда светит ярко и быстро сжигает свою массу в термоядерных реакциях, поэтому срок ее жизни невелик. А жизнь нашего Солнца благодаря изначально более разнообразному химическому составу продлится 12 млрд лет: оно экономичнее расходует свою массу, превращая ее в энергию.

Но в конце концов Солнце понемногу станет более мощным, а в течение последнего миллиарда лет его светимость возрастет в тысячи раз. Нас, правда, это уже не будет волновать, потому что через 2 млрд лет мощность Солнца станет примерно на 20 % больше, чем сейчас, при этом на Земле температура станет выше +100 °C, океаны выкипят – и на этом эволюция земной биосферы закончится. Солнце же будет и дальше наращивать свою мощность, и перед самым концом, когда гелиевое ядро не выдержит своей тяжести и сожмется, а сжимаясь, нагреется, в нем начнутся термоядерные реакции с участием гелия: он будет превращаться в углерод, кислород, азот – и выделяющаяся при этом энергия значительно добавит мощности в излучение Солнца. Этот прогноз сделан на основе очень детальных расчетов группы итальянских астрофизиков (Girardi L., Bressan A., Chiosi C., Bertelli G., Nasi E. Astronomy and Astrophysics Supplement. 1996, V. 117. P. 113–125).

Вот как с возрастом меняется химический состав ядра звезды: поначалу гелия было мало, а водорода много. Водород постепенно «сгорает», из него получается гелий. В конце жизни звезды в ее центре уже почти нет водорода, остался один гелий. И плотность там начинает стремительно расти: к концу эволюции вещество на 3–4 порядка плотнее изначального. Ядро сжимается, а оболочка расширяется, т. е. звезда становится все более неоднородной по плотности – это происходит в любой стареющей звезде, а когда звезда уже погибает, в ее ядре начинаются взрывы, оно начинает пульсировать Но это уже другая история.

Таким образом, вся видимая жизнь Солнца укладывается в несколько этапов. Сначала оно родилось из облака разреженного газа и бóльшую часть жизни живет, почти не меняясь (сейчас мы находимся в середине жизненного пути Солнца). Потом светимость возрастает, и наконец происходят резкие изменения: оболочка начинает быстро распухать, ее гравитационная связь с ядром звезды становится незначительной, и под давлением излучения ядра оболочка сбрасывается и «растворяется» в окружающем пространстве – из звезды возникает так называемая планетарная туманность. Ядро остается, но термоядерных источников энергии у него уже нет, оно расходует свой запас тепла, постепенно охлаждаясь, сжимается и становится плотным объектом. В зависимости от массы из обычной звезды получается либо белый карлик, либо нейтронная звезда, либо черная дыра.

Пертурбации, происходящие со стареющей звездой типа Солнца, особенно сильно проявляются на диаграмме «светимость—температура поверхности». Если предыдущие 9 млрд лет Солнце едва-едва передвигалось в пределах главной последовательности (пока расходовался водород ядра), то, начав превращаться в красный гигант, оно будет стремительно увеличивать размер и светимость, пока водород продолжает «гореть» вокруг гелиевого ядра. Когда оно не выдерживает своего веса, вспыхивает гелий, температура возрастает, и звезда «зависает» на другой последовательности звезд, которые светят благодаря «горению» гелия. Но он быстро (примерно за 100 млн лет) выгорает, и звезда снова становится красным гигантом, уже более ярким. Наконец звезда сбрасывает оболочку и постепенно гаснет.