Эволюция звезд

      На  рис. 5 приведен эволюционный трек звезды с массой, равной 5M согласно наиболее детальным расчетам, выполненным с помощью ЭВМ.

Рис. 5. Эволюционный трек звезды с массой  5M . (1-2) горение водорода в конвективном ядре, лет; (2-3) – общее сжатие звезды, лет; (3-4) – возгорание водорода в слоистом источнике, лет; (4-5) - горение водорода в толстом слое, лет; (5-6) - расширение конвективной оболочки, лет; (6-7) - фаза красного гиганта, лет; (7-8) - возгорание гелия в ядре, лет;  (8-9) – исчезновение конвективной оболочки, лет; (9-10) - горение гелия в ядре, лет; (10-11) - вторичное расширение конвективной оболочки, лет; (11-12) - сжатие ядра по мере выгорания гелия; (12-13-14) - слоистый гелиевый источник; (14 -?) - нейтринные потери, красный сверхгигант. 

На этом треке цифрами отмечены характерные  этапы эволюции звезды. В пояснениях к рисунку указаны сроки прохождения каждого этапа эволюции. Укажем здесь только, что участку эволюционного трека 1-2 соответствует главная последовательность, участку 6-7 – стадия  красного гиганта. Интересно уменьшение светимости на участке 5-6, связанное с затратой энергии на «разбухание» звезды. На рис. 6 аналогичные теоретически рассчитанные треки приведены для звезд разной массы. Цифры, отмечающие различные фазы эволюции, имеют тот же смысл, что и на рис. 7.

Рис. 6. Эволюционные треки звезд разной массы. Числа означают те же фазы эволюции, что и на рис. 5. 
 

Рис. 7. Эволюционные треки звезд, «привязанные» ко времени. 

      Из  простого рассмотрения эволюционных треков, изображенных на рис. 6, следует, что более или менее массивные звезды довольно «извилистым» путем уходят с главной последовательности, образуя ветвь гигантов на диаграмме Герцшпрунга – Рессела. Так как такой период происходит довольно быстро, звезд между главной последовательностью и ветвью гигантов должно быть мало, о чем речь уже шла выше. Характерен очень быстрый рост светимости звезд с меньшей массой по мере их эволюции в направлении красных гигантов. Разница в эволюции таких звезд по сравнению с более массивными состоит в том, что у первых образуется очень плотное, вырожденное ядро. Такое ядро, из-за большого давления вырожденного газа, способно «удерживать» вес лежащих выше слоев звезды. Оно почти не будет сжиматься, а, следовательно, сильно нагреваться. Поэтому «тройная» гелиевая реакция если и включится, то гораздо позже. За исключением физических условий, в области около центра структура таких звезд будет похожа на структуру более массивных. Следовательно, их эволюция после выгорания водорода в центральной области также будет сопровождаться «разбуханием» наружной оболочки, что приведет их треки в область красных гигантов. Однако в отличие от более массивных сверхгигантов, их ядра будут состоять из весьма плотного вырожденного газа.

      Пожалуй, наиболее выдающимся достижением теории звездной эволюции является объяснение ею всех особенностей диаграммы Герцшпрунга - Рессела для скоплений звезд. Как уже говорилось, возраст всех звезд в данном скоплении следует считать одинаковым. Так же одинаковым должен быть первоначальный химический состав этих звезд. Ведь все они образовались из одного и того же (правда, достаточно крупного) агрегата межзвездной среды – газово-пылевого комплекса. Различные звездные скопления должны отличаться друг от друга прежде всего возрастом и, кроме того, первоначальный химический состав шаровых скоплений должен резко отличаться от состава «открытых» скоплений.

      Линии, вдоль которых на диаграмме Герцшпрунга – Рессела располагаются звезды скоплений, никоим образом не означают их эволюционные треки. Эти линии суть геометрическое место точек на указанной диаграмме, где звезды с различными массами имеют одинаковый возраст. Если мы хотим сравнить теорию звездной эволюции с результатами наблюдений, прежде всего следует построить теоретически «линии одинакового возраста» для звезд с различными массами и одинаковым химическим составом. Возраст звезды на различных этапах ее эволюции можно определить, воспользовавшись формулой (3). При этом необходимо пользоваться теоретическими треками звездной эволюции типа тех, которые изображены на рис. 6. На рис. 7 приведены результаты вычислений для восьми звезд, массы которых меняются в пределах от 5,6 до 2,5 солнечной массы. На эволюционных треках каждой из этих звезд отмечены точками положения, которые соответствующие звезды займут через сто, двести, четыреста и восемьсот миллионов лет своей эволюции от первоначального состояния на нижней кромке главной последовательности. Кривые, проходящие через соответствующие точки для различных звезд, и есть «кривые одинакового возраста». В нашем случае расчеты велись для достаточно массивных звезд. Рассчитанные промежутки времени их эволюции охватывают, по крайней мере, 75% срока их «активной жизни», когда они излучают вырабатываемую в их недрах термоядерную энергию. Для самых массивных звезд эволюция доходит до стадии вторичного сжатия, наступающего после полного выгорания водорода в их центральных частях.

      Если  сравнить полученную теоретическую  кривую равного возраста с диаграммой

Герцшпрунга – Рессела для молодых звездных скоплений (см. рис. 8, а также 1), то невольно бросается в глаза ее поразительное сходство с основной линией этого скопления.

Рис. 8. Теоретическая диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звездных скоплений.

В полном соответствии с главным положением теории эволюции, согласно которому более массивные звезды быстрее уходят с главной последовательности, диаграмма на рис.8 ясно указывает, что верхняя часть этой последовательности звезд в скоплении загибается вправо. Место главной последовательности, где звезды начинают заметно от нее отклоняться, находится тем «ниже», чем больше возраст скопления. Уже одно это обстоятельство позволяет непосредственно сравнивать возраст различных звездных скоплений. У старых скоплений главная последовательность обрывается сверху где-то около спектрального класса А. У молодых скоплений пока еще «цела» вся главная последовательность, вплоть до горячих массивных звезд спектрального класса В. Например, такая ситуация видна на диаграмме для скопления NGC 2264 (рис. 1). И действительно, вычисленная для этого скопления линия одинакового возраста дает срок его эволюции всего лишь в 10 миллионов лет. Таким образом, это скопление родилось «на памяти» древних предков человека – рамапитеков… Значительно более старое скопление звезд — Плеяды (рис. 9),  имеет вполне «средний» возраст около 100 миллионов лет. Там еще сохранились звезды спектрального класса В7. А вот скопление в Гиадах (рис. 10) довольно старенькое – его возраст около одного миллиарда лет, и поэтому главная последовательность начинается только со звезд спектрального класса А.

Рис.9. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звездного скопления Плеяды.

Рис.10. Диаграмма Герцшпрунга — Рессела для звездного скопления Гиады. 
 

      Теория  эволюции звезд объясняет еще  одну любопытную особенность диаграммы Герцшпрунга – Рессела для «молодых» скоплений. Дело в том, что сроки эволюции для маломассивных карликовых звезд очень велики. Например, многие из них за 10 миллионов лет (срок эволюции скопления NGC 2264) еще не прошли стадию гравитационного сжатия и, строго говоря, являются даже не звездами, а протозвездами. Такие объекты, как мы знаем, располагаются справа от диаграммы Герцшпрунга – Рессела. Если поэтому у молодого скопления карликовые звезды еще «не сели» на главную последовательность, нижняя часть последней будет у такого скопления смещена вправо, что и наблюдается (рис. 1). Наше Солнце, как мы уже говорили выше, несмотря на то, что оно уже «исчерпало» заметную часть своих «водородных ресурсов», еще не вышло из полосы главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела, хотя оно и эволюционирует около 5 миллиардов лет. Расчеты показывают, что «молодое», недавно «севшее» на главную последовательность Солнце излучало на 40% меньше, чем сейчас, причем его радиус был всего лишь на 4% меньше современного, а температура поверхности равнялась 5200º (сейчас 5700º).

      Теория  эволюции непринужденно объясняет  особенности диаграммы Герцшпрунга  – Рессела для шаровых скоплений. Прежде всего это очень старые объекты. Их возраст лишь ненамного  меньше возраста Галактики. Это ясно следует из почти полного отсутствия на этих диаграммах звезд верхней части главной последовательности. Нижняя часть главной последовательности состоит из субкарликов. Из спектроскопических наблюдений известно, что субкарлики очень бедны тяжелыми элементами – их там может быть в десятки раз меньше, чем у «обычных» карликов. Поэтому первоначальный химический состав шаровых скоплений существенно отличался от состава вещества, из которого образовались рассеянные скопления: там было слишком мало тяжелых элементов. На рис. 11 представлены теоретические эволюционные треки звезд с массой 1,2 солнечной (это близко к массе звезды, которая успела проэволюционировать за 6 миллиардов лет), но с разным первоначальным химическим составом.

Рис. 11. Теоретические треки звезды с M = 1,2 M

элементов, 1 - главная последовательность, 2 - звездное население II типа, 3 - население

I типа. 

Отчетливо видно, что после того как звезда «сошла» с главной последовательности, светимость для одинаковых фаз эволюции при малом содержании металлов будет значительно выше. Одновременно эффективные температуры поверхности у таких звезд будут выше.

     На  рис. 12 показаны эволюционные треки  маломассивных звезд с малым  содержанием тяжелых элементов.  

Рис.12. Теоретические треки звезд малой массы с небольшим обилием тяжелых элементов. 

На этих кривых точками указаны положения  звезд после шести миллиардов лет эволюции. Соединяющая эти точки более жирная линия, очевидно, есть линия одинакового возраста. Если сравнить эту линию с диаграммой Герцшпрунга-Рессела для шарового скопления М3 (см. рис. 3), то сразу же бросается в глаза полное совпадение этой линии с линией, по которой «уходят» с главной последовательности звезды этого скопления.

      На  приведенной на рис. 3 диаграмме видна  также горизонтальная ветвь, отклоняющаяся  от последовательности гигантов налево. По-видимому, она соответствует звездам, в недрах которых идет «тройная»  гелиевая реакция. Таким образом, теория эволюции звезд объясняет все особенности диаграммы Герцшпрунга-Рессела для шаровых скоплений их «древним возрастам» и малым обилием тяжелых элементов.

     Очень любопытно, что у скопления в  Гиадах наблюдается несколько белых  карликов, а в Плеядах – нет. Оба скопления сравнительно близки к нам, поэтому различными «условиями видимости» это интересное различие между двумя скоплениями объяснить нельзя. Белые карлики образуются на заключительной стадии красных гигантов, массы которых сравнительно невелики. Поэтому для полной эволюции такого гиганта необходимо немалое время – по крайней мере миллиард лет. Это время «прошло» у скопления в Гиадах, но «еще не наступило» в Плеядах. Именно поэтому в первом скоплении есть уже некоторое количество белых карликов, а во втором – нет.

     На  рис. 13 представлена сводная схематическая  диаграмма Герцшпрунга-Рессела для  ряда скоплений, рассеянных и шаровых.

     Рис.13. Сводная диаграмма Герцшпрунга-Рессела для различных звездных скоплений. 

На этой диаграмме эффект различия возрастов  у разных скоплений виден вполне отчетливо. Таким образом, имеются  все основания утверждать, что  современная теория строения звезд  и основанная на ней теория звездной эволюции смогли непринужденно объяснить основные результаты астрономических наблюдений. Несомненно, это является одним из наиболее выдающихся достижений астрономии XX столетия.  
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

Диалектика  «борьбы» между гравитацией  и температурой

в течение жизни  звезд.

     Прежде  всего надо понять, что звезды, за редчайшими исключениями, наблюдаются как «точечные» источники излучения. Это означает, что их угловые размеры ничтожно малы. Даже в самые большие телескопы нельзя увидеть звезды в виде «реальных» дисков. Мы подчеркиваем слово «реальных», так как благодаря чисто инструментальным эффектам, а главным образом неспокойствию атмосферы, в фокальной плоскости телескопов получается «ложное» изображение звезды в виде некоторого диска. Угловые размеры этого диска редко бывают меньше одной секунды дуги, между тем как даже для ближайших звезд они должны были быть меньше сотой доли секунды дуги.