Вокруг вырожденного изотермического ядра красного гиганта имеется очень тонкая оболочка, где происходят термоядерные реакции углеродно-азотного цикла. Толщина этой оболочки намного меньше радиуса изотермического ядра. В пределах этого тонкого слоя температура вещества резко падает от 40 до 25 миллионов кельвинов. Плотность вещества в оболочке уже в несколько тысяч раз меньше, чем в центре изотермического ядра. Оболочка, в которой происходят ядерные реакции, окружена в свою очередь сравнительно небольшой толщины (около 10% радиуса звезды) слоем, где выделяющаяся в описанном выше слое энергия переносится путем лучеиспускания. Основная же часть наружных слоев красного гиганта, содержащая почти 70% его массы и начинающаяся приблизительно на расстоянии 0,1 его радиуса от центра, находится в состоянии конвекции. Причина образования столь протяженной конвективной зоны — большая непрозрачность вещества — та же, что и у красных карликов. Таким образом, структура красных гигантов отличается крайней неоднородностью.
В противоположность очень сложной структуре красных гигантов структура белых карликов отличается большой простотой. Об этой структуре речь уже шла в § 10. В двух словах: белый карлик— это очень плотный газовый шар, электроны которого вырождены, окруженный сравнительно тонкой оболочкой, из «обычного» газа (рис. 11.5). Парадоксальность ситуации, однако, состоит в том, что, казалось бы столь различные объекты, как красные гиганты и белые карлики, генетически связаны между собой. Об этом речь будет идти в § 13.
Глава 12 Эволюция звезд
Как уже подчеркивалось в § 6, подавляющее большинство звезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия — обстоятельство, которым мы широко пользовались для выяснения природы звездных недр. Но медленность изменений — это еще не означает отсутствие их. Все дело в сроках эволюции, которая для звезд должна быть совершенно неизбежной. В самом общем виде задача об эволюции какой-нибудь звезды может быть поставлена следующим образом. Допустим, что имеется звезда с данной массой и радиусом. Кроме того, известен ее первоначальный химический состав, который будем считать постоянным по всему объему звезды. Тогда ее светимость следует из расчета модели звезды. В процессе эволюции химический состав звезды неизбежно должен меняться, так как из-за поддерживающих ее светимость термоядерных реакций содержание водорода необратимо уменьшается со временем. Кроме того, химический состав звезды перестанет быть однородным. Если в ее центральной части процентное содержание водорода заметно уменьшится, то на периферии оно останется практически неизменным. Но это означает, что по мере эволюции звезды, связанной с «выгоранием» ее ядерного горючего, должна меняться сама модель звезды, а следовательно, ее структура. Следует ожидать изменения светимости, радиуса, поверхностной температуры. Как следствие таких серьезных изменений, звезда постепенно будет менять свое место на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Следует себе представить, что она на данной диаграмме опишет некую траекторию или, как принято говорить, «трек».
Проблема эволюции звезд, несомненно, принадлежит к числу фундаментальнейших проблем астрономии. По существу, вопрос заключается в том, как рождаются, живут, «стареют» и умирают звезды. Именно этой проблеме посвящена настоящая книга. Эта проблема по самой своей сущности является комплексной. Она решается целеустремленными исследованиями представителей разных отраслей астрономии — наблюдателей и теоретиков. Ведь изучая звезды, никак нельзя сразу сказать, какие из них находятся в генетическом родстве. Вообще эта проблема оказалась очень трудной и несколько десятилетий совершенно не поддавалась решению. Более того, вплоть до сравнительно недавнего времени усилия исследователей зачастую шли в совершенно ложном направлении. Так, например, само наличие главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела «вдохновило» многих наивных исследователей на представление, что звезды эволюционируют вдоль этой диаграммы от горячих голубых гигантов до красных карликов. Но так как существует соотношение «масса — светимость», согласно которому масса звезд, расположенных вдоль главной последовательности, должна непрерывно убывать, упомянутые исследователи упорно считали, что эволюция звезд в указанном направлении должна сопровождаться непрерывной и притом весьма значительной потерей их массы.
Все это оказалось неверным. Постепенно вопрос о путях эволюции звезд прояснился, хотя отдельные детали проблемы все еще далеки от решения. Особая заслуга в понимании процесса эволюции звезд принадлежит астрофизикам-теоретикам, специалистам по внутреннему строению звезд и прежде всего американскому ученому М. Шварцшильду и его школе.
Ранний этап эволюции звезд, связанный с процессом их конденсации из межзвездной среды, был рассмотрен в конце первой части этой книги. Там, собственно говоря, речь шла даже не о звездах, а о протозвездах. Последние, непрерывно сжимаясь под действием силы тяжести, становятся все более компактными объектами. Температура их недр при этом непрерывно растет (см. формулу (6.2)), пока не станет порядка нескольких миллионов кельвинов. При такой температуре в центральных областях протозвезд «включаются» первые термоядерные реакции на легких ядрах (дейтерий, литий, бериллий, бор), у которых «кулоновский барьер» сравнительно низок. Когда пойдут эти реакции, сжатие протозвезды замедлится. Однако довольно быстро легкие ядра «выгорят», так как их обилие невелико, и сжатие протозвезды будет продолжаться почти с прежней скоростью (см. уравнение (3.6) в первой части книги), протозвезда «стабилизуется», т. е. перестанет сжиматься, только после того как температура в ее центральной части поднимется настолько, что «включатся» протон-протонная или углеродно-азотная реакции. Она примет равновесную конфигурацию под действием сил собственной гравитации и перепада газового давления, которые практически точно скомпенсируют друг друга (см. § 6). Собственно говоря, с этого момента протозвезда и становится звездой. Молодая звезда «садится» на свое место где-то на главной последовательности. Точное ее место на главной последовательности определяется значением первоначальной массы протозвезды. Массивные протозвезды «садятся» на верхнюю часть этой последовательности, протозвезды со сравнительно небольшой массой (меньше солнечной) «садятся» на ее нижнюю часть. Таким образом, протозвезды непрерывно «входят» в главную последовательность на всем ее протяжении, так сказать, «широким фронтом».
«Протозвездная» стадия эволюции звезд довольно быстротечна. Самые массивные звезды проходят эту стадию всего лишь за несколько сотен тысяч лет. Неудивительно поэтому, что число таких звезд в Галактике невелико. Поэтому не так-то просто их наблюдать, особенно если учесть, что места, где происходит процесс звездообразования, как правило, погружены в поглощающие свет пылевые облака. Зато после того как они «пропишутся на своей постоянной площади» на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела, ситуация резко изменится. В течение весьма длительного времени они будут находиться на этой части диаграммы, почти не меняя своих свойств. Поэтому основная часть звезд наблюдается на указанной последовательности.
Структура моделей звезды, когда она еще сравнительно недавно «села» на главную последовательность, определяется моделью, вычисленной в предположении, что ее химический состав одинаков во всем объеме («однородная модель»; см. рис. 11.1, 11.2). По мере «выгорания» водорода состояние звезды будет очень медленно, но неуклонно меняться, вследствие чего изображающая звезду точка будет описывать некоторый «трек» на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Характер изменения состояния звезды существенным образом зависит от того, перемешивается ли вещество в ее недрах или нет. Во втором случае, как мы видели для некоторых моделей в предыдущем параграфе, в центральной области звезды обилие водорода становится из-за ядерных реакций заметно меньшим, чем на периферии. Такая звезда может описываться только неоднородной моделью. Но возможен и другой путь звездной эволюции: перемешивание происходит во всем объеме звезды, которая по этой причине всегда сохраняет «однородный» химический состав, хотя содержание водорода со временем будет непрерывно уменьшаться. Заранее сказать, какая из этих возможностей реализуется в природе, было невозможно. Конечно, в конвективных зонах звезд всегда идет интенсивный процесс перемешивания вещества и в пределах этих зон химический состав должен быть постоянен. Но и для тех областей звезд, где доминирует перенос энергии путем лучеиспускания, перемешивание вещества также вполне возможно. Ведь никогда нельзя исключить систематических довольно медленных движений больших масс вещества с небольшими скоростями, которые приведут к перемешиванию. Такие движения могут возникнуть из-за некоторых особенностей вращения звезды.