Астрономия. Популярные лекции - Владимир Георгиевич Сурдин
Рис. 12.11. Будет ли новорожденная звезда светить долго или сразу же погаснет, существенно зависит от того, превысила ли ее масса критическую величину.
Обратите внимание, что от массы звезды на главной последовательности мощность ее излучения зависит очень сильно: звезда вдвое большей массы светит в 12–16 раз мощнее. Время жизни такой звезды, соответственно, меньше. Например, звезда в 100 раз массивнее Солнца живет лишь 2–3 миллиона лет. Несмотря на то, что запас топлива у нее в 100 раз больше, сжигает она его «моментально», потому что мощность излучения в миллион раз больше.
Длительность характерных этапов жизни звезд зависит также от массы. Массивная звезда быстро рождается: проходит около миллиона лет — и гравитация делает из нее нормальную звезду. Маломассивные звезды гравитация сжимает медленно, поэтому и живут они дольше. Этап главной последовательности, когда идет «горение» водорода, и заключительный этап красного гиганта, когда «горят» гелий и более тяжелые элементы, более массивные звезды также проходят быстрее. При этом 80–90 % своей жизни звезды проводят на главной последовательности, именно поэтому данная область диаграммы Г — Р «населена» столь большим количеством звезд. Красных гигантов примерно в 10 раз меньше, поскольку звезды проходят этот этап на порядок быстрее.
Интересный вариант получается, если масса исходного тела меньше 8 % массы нашего Солнца. Такие тела, у которых масса промежуточная между маленькими звездами и большими планетами, долго искали и лишь недавно, в 1995 г., открыли. Эти звездоподобные объекты называют коричневыми карликами или бурыми карликами (brown dwarf). Их особенность в том, что основная термоядерная реакция (между протонами) в них не пойдет, уж слишком холодна звезда; начнутся только ядерные реакции с литием и бериллием. Но этих элементов в природе мало, и «выгорают» они моментально. На какое-то время эти превращения поддержат температуру «звезды», а потом она начнет остывать, потому что никаких других источников тепла, кроме гравитационного, у нее не будет. Сейчас таких объектов мы знаем лишь несколько сотен. Они интересны, но их трудно исследовать. Диапазон их масс — от 13 до 78 масс Юпитера. Если начальная масса будет еще меньше, то получится не звезда, а планета, в которой термоядерные реакции вообще не начнутся.
Рис. 12.12. Эволюция светимости двух протозвезд, массы которых чуть больше и чуть меньше нижнего предела, необходимого для протекания водородного термоядерного синтеза. Одна станет нормальной звездой, долгоживущим красным карликом, а другая — коричневым карликом с очень коротким этапом свечения.
Красивая смерть
Когда у звезды заканчивается водород и начинается термоядерный синтез с участием накопившегося гелия, ее «термоядерный котел» многократно наращивает свою мощь, и она разбухает под давлением излучения, стабилизируясь при некотором (очень большом) размере. Но почему звезда раздувается не до бесконечности, что останавливает этот процесс? В качестве модели красного гиганта можно взять воздушный шарик: пока он не надут, он непрозрачен. А когда мы его надуваем, то же самое количество вещества распределяется по большей площади поверхности, и шарик становится прозрачным. Так и лучевое давление распирает звезду до тех пор, пока она не становится достаточно прозрачной, чтобы оно могло выйти наружу.
Рис. 12.13. Зависимость «масса — светимость» для звезд главной последовательности. Для звезд типа Солнца L ~ M 4. Для звезд в широком диапазоне масс (0,2–20 M☉) L ~ M 3,5.
Результаты численных расчетов показывают, что поверхность красного гиганта вовсе не однородна: на ней выделяются какие-то большие «блямбочки». Они похожи на конвективные ячейки, но у Солнца эти ячейки маленькие, а здесь почему-то сравнимы с размером звезды. Единственная пока звезда этого типа, у которой мы детально можем их сфотографировать, — это Бетельгейзе. И действительно, мы все время видим на ее поверхности темные и светлые пятна. Один из лучших портретов звезды Бетельгейзе, полученный с помощью интерферометра ближнего ИК-диапазона с базой 40 м на основе трех телескопов обсерватории Маунт-Хопкинс (Аризона), приведен на рис. 11.15. Чтобы проверить, связаны ли эти детали поверхности с конвекцией, сделали более совершенную 3D-модель (рис. 12.14). Гидростатически равновесный шар эволюционировать не будет, его состояние не будет меняться. Поэтому на его поверхность искусственно наложили малые возмущения, дали как бы исходный толчок. Визуально в самом начале это выглядит как мелкая рябь на поверхности шарика. Далее она развивается в конвективные ячейки, которые начинают расти, и вскоре каждая из них приобретает размер, сравнимый с радиусом звезды. Известно, что размер конвективных ячеек всегда сопоставим с глубиной слоя однородного флюида (жидкости или газа). Значит, полученный результат свидетельствует о том, что в атмосфере красного гиганта свойства (плотность, температура) почти не меняются с глубиной, она почти вся однородная.
Рис. 12.14. Результат цифрового моделирования конвективных процессов на Бетельгейзе.
На портретах Бетельгейзе в длинноволновых диапазонах излучения (см. рис. 11.15) видно, что звезда теряет вещество с поверхности, как всегда происходит на заключительных этапах жизни. При удалении от центра гравитация ослабевает, и получается, что звезда сбрасывает оболочку.
Рис. 12.15. С. А. Жевакин.
На нескольких последовательных фотографиях звездного неба бывает видно, что некоторые звездочки мигают, т. е. меняют свою яркость. Дело в том, что в ходе превращения в красный гигант некоторые звезды становятся неустойчивыми: то, сжимаясь, разогреваются, то, расширяясь, остывают, т. е. пульсируют, блеск их регулярно меняется (рис. 12.16). Не по синусоиде, конечно, но колебания вполне регулярные. Такие звезды называют цефеидами.
Рис. 12.16. Кривая блеска цефеиды.
Человек, который первым понял физическую причину этого явления и описал механизм пульсации звезд, — отечественный радиофизик Сергей Жевакин, он работал в Нижнем Новгороде. Генерация энергии в ядре идет непрерывно, и излучение, доходя до слоя слабоионизованного вещества (в основном гелия), возбуждает его атомы. Они теряют электроны, и среда становится прозрачной. Фотоны быстро «выпрыгивают», вещество охлаждается, электроны постепенно возвращаются на свои места, среда снова становится непрозрачной и запирает излучение. Тогда оно опять начинает
