Теоретическая модель строения звезд предсказывает и другое свойство главной последовательности. О нем уже говорилось выше. Речь идет о наблюдаемой зависимости между массой звезды и ее светимостью. Если мы построим модель для звезды, масса которой в 10 раз превышает солнечную, то ее светимость будет существенно выше светимости модельной звезды с солнечной массой. Это возрастание светимости звезд с увеличением массы хорошо согласуется с наблюдаемой зависимостью светимости от массы (см. рис. 2.4).
Для всех модельных звезд разной массы, полученных с помощью расчетов на ЭВМ, справедливо одно обстоятельство, о котором мы уже говорили. Модель дает свойства этих звезд в начале их жизни, когда только началась реакция превращения водорода в гелий. Таким образом, речь идет о «молодых звездах». Поэтому построенная нами главная последовательность — это не та главная последовательность звезд, которую мы наблюдаем сейчас на небе, а главная последовательность молодых звезд, «молодая главная последовательность». Однако в большинстве звезд реальной главной последовательности запасы водорода еще не слишком истощены. Поэтому реальные звезды не слишком сильно отличаются по своим свойствам от «молодых».
Мы видим, что если вести речь о свойствах звезд, доступных для наблюдения с Земли, наша модель дает хорошее согласие теоретических предсказаний с наблюдаемыми свойствами. Поэтому мы можем надеяться, что и внутреннее строение звезд, предсказанное с помощью компьютерной модели, не слишком сильно отличается от внутреннего строения реальных небесных тел. Это означает, что теоретическая модель позволяет нам заглянуть в недра звезд. Такой возможности лишена наблюдательная астрономия. Мы уже обсудили внутреннее строение Солнца. Посмотрим теперь, как устроены другие звезды, масса которых больше или меньше солнечной.
Строение Спики (Альфы Девы)
Рассмотрим для примера звезду, масса которой в 10 раз превышает солнечную. Поскольку Спика (Альфа Девы) как раз имеет примерно такую массу, наша компьютерная модель должна описывать ее свойства. Действительно, температура поверхности и светимость, полученные с помощью расчета, хорошо согласуются с соответствующими величинами для Спики. Как устроена такая звезда внутри? Температура в центральной области составляет 28 миллионов градусов. Выделяющаяся в центральной части энергия возникает в реакциях углеродного цикла. Ядерная реакция протекает в пределах сферы, диаметр которой в 5 раз меньше внешнего диаметра звезды. Там выделяется такое количество энергии, что излучение не может справиться с ее переносом. Поэтому возникает конвекция. Примерно 22 % массы во внутренней части звезды находится в состоянии конвективного движения (см. рис. 4.2, б). За пределами этой области энергия переносится с помощью излучения. Кванты света на своем пути к поверхности поглощаются и переизлучаются атомами и электронами. Достигнув поверхности, эти кванты излучаются в космическое пространство. Плотность в центре такой звезды не превышает 8 граммов на кубический сантиметр. Таким образом, газообразное звездное вещество в центре Спики близко по плотности к железу. Давление в центре звезды составляет 35 миллиардов атмосфер. Таково внутреннее строение Спики, самой яркой звезды в созвездии Девы.
Во всех звездах, масса которых во много раз превышает массу Солнца, перенос энергии во внутренних областях происходит путем конвекции, как мы показали на примере Спики. Это хорошо видно из приведенной на рис. 4.2, в модели звезды, масса которой превышает солнечную в 72 раза. Отметим, что с возрастанием массы звезд главной последовательности увеличивается и их диаметр.
Выше мы уже обсуждали модель для молодого Солнца. Рассмотрим теперь звезду, масса которой существенно меньше солнечной.
Красный карлик в созвездии Лебедя
В созвездии Лебедя (по латыни Cygnus) есть звезда, хорошо знакомая всем астрономам: 61 Лебедя. Она стала известной, когда Фридрих-Вильгельм Бессель в 1837–1838 гг. впервые [11] опробовал на ней свой новый метод определения расстояний (см. приложение Б). Имя Фридриха-Вильгельма Бесселя уже известно нам из истории открытий спутника Сириуса.
Звезда 61 Лебедя в действительности представляет собой двойную систему: две звезды с массой 0,5 и 0,6 солнечной движутся с периодом 720 лет вокруг общего центра масс. Нас интересует более тяжелая из этих звезд, 61 Лебедя А. Эта звезда принадлежит к главной последовательности, температура ее поверхности составляет 4000 градусов. Она меньше и существенно холоднее Солнца, и поэтому принадлежит к числу красных звезд: представляет собой так называемый красный карлик.
Если построить с помощью вычислительной машины модель звезды с массой 0,6 солнечной, то мы получим для этой звезды примерно такие же свойства, как у звезды 61 Лебедя А. Наша модельная звезда будет расположена примерно в том же месте на диаграмме Г-Р. Как выглядит внутреннее строение красного карлика? Оно схематически изображено на рис. 4.2, г. Температура в центре составляет всего около 8 миллионов градусов. Все ядерные реакции принадлежат к протон-протонной цепочке. Плотность в центральной части звезды составляет 65 граммов на кубический сантиметр. Таким образом, плотность в центре красного карлика меньше плотности вещества в центре Солнца. Давление составляет около 75 миллиардов атмосфер и примерно равно давлению в центре Спики. Перенос энергии во внутреннем объеме звезды происходит путем излучения. Во внешних слоях наблюдается конвекция, как на Солнце, однако толщина конвективного слоя существенно больше. Толстый внешний конвективный слой характерен для красных звезд.
Чем ниже мы будем опускаться по главной последовательности, переходя ко все более холодным и красным карликам, тем толще будет внешняя конвективная зона звезд. Если масса звезды составляет всего одну десятую массы Солнца, то все ее вещество от поверхности до центра находится в конвективном движении.
Свойства «молодой» главной последовательности
Теперь мы в основных чертах понимаем свойства звезд главной последовательности. Нам известно, что к главной последовательности принадлежит более 90 % всех звезд. Мы уже установили, что все эти звезды существуют за счет превращения водорода в гелий. Свойства атомов водорода определяют количество выделяющейся энергии, а, следовательно, и наблюдаемые свойства звезд главной последовательности. Если говорить о цвете и яркости звезд, т. е. о свойствах, которые мы можем наблюдать невооруженным глазом, то можно с уверенностью сказать, что эти звезды наглядно демонстрируют нам на небе свойства атомов водорода. Если бы атомы водорода обладали другими свойствами, то и звезды выглядели бы иначе.
Где расположены границы главной последовательности? Можно ли, взяв любое количество богатого водородом вещества подходящего состава, построить из него звезду, которая будет светить за счет превращения водорода в гелий? Допускают ли это законы природы? Как далеко простирается главная последовательность в сторону малых масс? Будет ли функционировать звезда, масса которой не превышает массу человека?
Если мы будем с помощью компьютера, начав со звезды, близкой по размерам к Солнцу, переходить ко все более легким звездам, то температура центральных областей наших звезд будет постепенно понижаться. Реакции протон-протонной цепочки скоро не будут доходить до конца. Эта цепочка обрывается на слиянии двух ядер Не3. Таким образом, превращение водорода в Не4 становится невозможным. Если мы опустимся примерно до восьми сотых массы Солнца, то в таких звездах уже не может происходить превращение водорода в гелий. Температура в недрах столь малых звезд недостаточно велика, чтобы могли сливаться друг с другом ядра водорода. Таким образом, главная последовательность звезд, которые светят за счет превращения водорода в гелий, опускается немного ниже одной десятой массы Солнца. Здесь она заканчивается. Если потребовать от компьютера, чтобы он построил модель для звезды с меньшей массой, в которой сгорает водород, то он откажется это сделать. Если бы я захотел в гигантском эксперименте построить звезду с массой в одну тысячную массы Солнца, то в лучшем случае получилось бы небесное тело, напоминающее по свойствам планету. И никогда не удалось бы образовать мини-звезду, светящуюся за счет ядерных реакций с участием водорода.