Лев Гиндилис – SETI: Поиск Внеземного Разума (страница 42)

Если сжимающаяся протозвезда вращается очень быстро, то на определенном этапе она разделяется на отдельные фрагменты — так образуются тесные двойные системы. Из более медленно вращающихся протозвезд образуются одиночные звезды. При определенных условиях оболочка протозвезды трансформируется в протяженный газопылевой диск, которому передается основная доля вращательного момента. Из такого диска затем формируются планеты. Известно, что в Солнечной системе 98 % вращательного момента приходится на долю планет и лишь 2 % на долю Солнца. Если бы весь момент количества движения принадлежал Солнцу, оно вращалось бы со скоростью 100 км/с на экваторе. С такой скоростью вращаются звезды главной последовательности ранних спектральных классов от O до F. Звезды более поздних спектральных классов от F5 до М имеют такую же, как у Солнца скорость вращения — порядка нескольких км/с. Важно отметить одно обстоятельство: у звезд главной последовательности при переходе от одного спектрального класса к другому все параметры звезды (масса, светимость, температура, радиус) меняются непрерывно, а вот скорость вращения ведет себя иначе. При переходе от звезд B0 к звездам F0 она медленно непрерывно уменьшается, но в районе спектрального класса F5 резко падает до значения нескольких км/с. Это может служить указанием на то, что у звезд спектральных классов от Р5 до М на определенном этапе эволюции сформировался протопланетный диск, которому была передана основная доля вращательного момента протозвезды. Если это так, то все звезды указанных спектральных классов должны иметь планетные системы. Поскольку протопланетный диск образуется на стадии формирования звезды, можно заключить, что образование планет происходит в едином процессе со звездообразованием. Наблюдения последних лет подтверждают этот вывод. Как уже отмечалось выше, планетные системы обнаружены у нескольких десятков звезд[105], причем все они имеют спектральные классы от F8 до М4.

Пока оболочка протозвезды непрозрачна, мы не видим находящуюся внутри ее формирующуюся звезду. Но по мере выпадения вещества оболочки на ядро и по мере формирования планет оболочка (или протопланетный диск) становятся прозрачными. В это время звезда наблюдается как звездообразный объект с нерегулярно изменяющейся светимостью. Считается, что к этой стадии относятся звезды типа Τ Тельца. Ядро протозвезды (будущая звезда) продолжает сжиматься, температура в центре его неуклонно возрастает. Когда она достигает нескольких миллионов градусов, в недрах ядра «загорается» водород: начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Выделяющаяся при этом энергия поддерживает высокую температуру 10⁷ К; давление горячего газа уравновешивает силу тяготения, сжатие останавливается — протозвезда превращается в звезду. Момент начала термоядерных реакций и есть момент рождения звезды. На этом заканчивается первая стадия звездной эволюции — стадия образования звезды.

Вторая стадия связана с термоядерными реакциями, в которых ядерным горючим является водород. К этой стадии принадлежат все звезды главной последовательности (включая Солнце), поэтому ее можно назвать стадией главной последовательности. Начинается она с началом ядерных реакций; астрономы говорят, что в этот момент звезда вступает на главную последовательность. Знаменательно, что ядерным горючим на этой стадии является самый распространенный элемент во Вселенной. Надо признать, что Природа распорядилась здесь весьма разумно, ибо запасы этого горючего наиболее велики.

При сгорании водорода в недрах звезд главной последовательности образуется гелий. В результате цепочки ядерных реакций четыре ядра атома водорода (протона), соединяясь, образуют ядро гелия (гелий-4), состоящее из двух протонов и двух нейтронов, при этом выделяется энергия 4•10^-5 эрг на одно образующееся ядро гелия[106]. У звезд с массой меньше 0,3 M_⊙ температура в центре звезды недостаточна для образования гелий-4, здесь процесс завершается на образовании изотопа гелия ³Не.

Пока идут термоядерные реакции, звезда находится в устойчивом состоянии; все ее параметры: радиус, масса, светимость, температура остаются постоянными. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она занимает строго определенное место на главной последовательности. Положение звезды определяется ее массой. Массивные звезды имеют высокую светимость, они занимают верхнюю часть главной последовательности. Звезды малой массы имеют низкую светимость, они находятся в нижней части главной последовательности. Это красные карлики. Их масса заключена в пределах от 0,08 M_⊙ до 0,3 M_⊙ .

Звезд с массой меньше, чем 0,08 M_⊙ не существует. Почему? Если масса протозвезды меньше 0,08 M_⊙ , то в процессе сжатия температура в ее центре никогда не достигает величины, необходимой для начала ядерных реакций с участием водорода. Такое тело (его уже нельзя назвать протозвездой) сжимается до тех пор, пока его вещество не перейдет в состояние вырожденного газа, давление которого остановит сжатие. Это достигается при огромных плотностях, порядка 10⁶ г/см³, радиус такого объекта будет порядка 3000 км. Вырожденный газ обладает рядом замечательных свойств. Прежде всего, в отличие от обычного газа, он практически несжимаем. У обычного газа давление зависит от температуры; когда температура падает — газ сжимается. У вырожденного газа давление не зависит от температуры. Поэтому по мере остывания звездообразный объект из вырожденного газа не будет сжиматься. Даже если объект потеряет все запасы тепла, сила давления вырожденного газа по-прежнему будет противостоять силе тяготения, которая не сможет сжать объект до меньших размеров[107]. Постепенно, высветив всю свою тепловую энергию, накопившуюся во время сжатия до вырожденного состояния, подобные звездообразные объекты превратятся в черные карлики — безжизненные несветящиеся тела, которые могут существовать в таком состоянии миллиарды миллиардов лет. Таким образом, нижний предел массы звезд определяется массой, при которой в центре сжимающейся звезды достигается температура, необходимая для «загорания» водорода. А чем определяется верхний предел массы? Вспомним, что при сжатии массивной протозвезды на ее ядро непрерывно выпадает вещество оболочки, в результате чего масса ядра (будущей звезды) растет. Чем больше масса ядра, тем выше его температура и интенсивнее излучение. При массе, равной приблизительно 100 M_⊙ , давление излучения достигает такой величины, при которой дальнейшее выпадение вещества из оболочки прекращается. Это и определяет верхний предел наблюдаемых масс звезд.

Вернемся к звездам главной последовательности. Чем больше энергии излучает звезда (т. е. чем выше ее светимость), чем быстрее она расходует ядерное горючее, тем короче стадия устойчивого состояния звезды (время жизни звезды на главной последовательности). Запасы ядерного горючего в звезде пропорциональны ее массе, а темп расходования пропорционален светимости. Поэтому время жизни звезды на главной последовательности t ∝ М/L. Но, как уже отмечалось выше, L ∝ M⁴, следовательно, t ∝ М³. Звезды с массой, равной массе Солнца, «живут» 11-13 млрд лет. Звезды с массой вдвое меньше M_⊙ живут на главной последовательности почти 100 млрд лет, а красные карлики — много дольше[108]. Самые массивные горячие звезды с массой больше 10 M_⊙ находятся на главной последовательности менее 10 млн лет. Если бы такая звезда образовалась вместе с нашим Солнцем 5 млрд лет тому назад, то к настоящему времени она давно бы исчерпала запасы водородного горючего и прекратила свое существование, вероятнее всего, взорвавшись как сверхновая (см. ниже). То, что мы наблюдаем подобные звезды, свидетельствует о том, что они очень молодые и сформировались не более 20 млн лет назад; по космогоническим (и даже геологическим!) масштабам, это совсем мало. Следовательно, процесс звездообразования в Галактике продолжается и в настоящее время.

Что же происходит со звездой по мере выгорания водородного горючего? Во внутренних слоях звезды энерговыделение уменьшается и давление газа уже не в состоянии противостоять силам тяготения. Внутренние слои звезды слегка сжимаются, температура в них повышается, давление останавливает сжатие; интенсивность ядерных реакций при повышенной температуре возрастает, восстанавливая прежний темп энерговыделения. Светимость звезды и температура ее поверхности не меняются. Так в недрах звезды осуществляется управляемый термоядерный синтез, который позволяет поддерживать равновесие звезды. В это время звезда находится на главной последовательности.

Но когда значительная доля водорода выгорит, в центре звезды образуется гелиевое ядро. В прилегающих к нему слоях звезды продолжаются термоядерные реакции с образованием гелия. Гелиевое ядро растет и, в конце концов, вокруг него остается только очень тонкий слой, где идут ядерные реакции. Лишенное источников энергии гелиевое ядро начинает сжиматься, температура его растет; одновременно повышается температура примыкающей к ядру тонкой оболочки, где идут термоядерные реакции. Скорость реакций очень сильно зависит от температуры. С повышением температуры скорость реакций возрастает, а это, в свою очередь, повышает температуру и увеличивает скорость ядерных реакций. Такое состояние является неустойчивым. Наружные слои звезды начинают расширяться, все параметры звезды (ее радиус, спектр, светимость, температура поверхности) изменяются. Период стационарного состояния звезды закончился. Начинается новая, третья стадия звездной эволюции — стадия красного гиганта.