Лев Гиндилис – SETI: Поиск Внеземного Разума (страница 43)

Рис. 2.1.20. Эволюционные треки звезд на диаграмме Герцшпрунга-Рассела при переходе с главной последовательности к стадии красного гиганта

Процесс перехода в состояние красного гиганта у звезд разной массы протекает по-разному. У звезд малой массы температура поверхности (не путать с температурой внутри звезды!) при расширении оболочки практически не меняется. Значит, не меняется и поток энергии с единицы поверхности. А так как излучающая поверхность при расширении увеличивается, то светимость звезды возрастает. Эволюционный трек такой звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела изображается почти вертикальной линией (см. рис. 2.1.20). За счет чего увеличивается мощность излучения звезды? Очевидно, за счет возрастания энерговыделения в ее внутренних слоях. Такое кратковременное возрастание энергии, как мы видели, возможно, несмотря на истощение ядерного горючего, за счет повышения температуры в зоне, где идут ядерные реакции. У звезд большой массы температура поверхности с расширением быстро падает, излучательная способность единицы поверхности уменьшается, но это полностью компенсируется увеличением поверхности звезды, так что ее светимость не меняется. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела эволюционный трек такой звезды изображается горизонтальной линией. Каким бы путем звезда ни пришла в состояние красного гиганта, в этом состоянии она имеет температуру поверхности значительно ниже, чем звезда главной последовательности с той же светимостью (или светимость выше, чем звезда главной последовательности с той же температурой). Характерной особенностью звезд на этой стадии эволюции является то, что они становятся очень неоднородными: выделяется плотное компактное очень горячее ядро и холодная протяженная внешняя оболочка. У обычных звезд плотность и температура непрерывно изменяются от поверхности звезды к ее центру, здесь же возникает резкий скачок плотности между ядром и оболочкой. По своему строению красный гигант, в какой-то мере, похож на протозвезду в начальном состоянии сжатия.

Время перестройки звезды, время перехода ее в состояние красного гиганта в сто раз меньше срока жизни звезды на главной последовательности. В процессе перестройки звезда находится в неустойчивом состоянии, здесь возникают условия, при которых она может совершать регулярные пульсации. В это время звезда наблюдается в качестве цефеиды или переменной типа RR Лиры.

Как же протекает третья стадия звездной эволюции? Некоторое время после образования красного гиганта звезда остается стационарной: ее радиус, температура, светимость не меняются. В центре звезды находится гелиевое ядро. Еще на стадии образования красного гиганта оно начало сжиматься. Если масса ядра больше 0,4—0,5 M_⊙ , то температура при сжатии достигает 10⁸ К, начинается новый цикл ядерных реакций, при которых гелий превращается в углерод (три ядра гелия-4 образуют ядро углерода ¹²С). Выделяющаяся при этом энергия поддерживает излучение звезды. Таким образом, в отличие от звезд главной последовательности, красный гигант излучает не за счет водородного, а за счет гелиевого горючего. По мере выгорания гелия в центре звезды образуется углеродное ядро. Когда весь гелий выгорит, стадия красного гиганта заканчивается. Если масса ядра меньше 0,4—0,5 M_⊙ (масса такой звезды, вероятно, меньше одной M_⊙), то температура его при сжатии никогда не достигает величины, при которой «загорается» гелий; лишенное источников энергии такое ядро эволюционирует по уже известному нам сценарию, превращаясь в черного карлика. Но в отличие от несостоявшейся протозвезды, которая превращается в водородный черный карлик, в данном случае образуется черный карлик из гелия. Причем в данном случае это будет гелий-4, а не гелий-3, как для звезд с М < 0,3 M_⊙ .

Продолжительность каждой из рассмотренных стадий звездной эволюции зависит от массы звезды, но относительная длительность стадий для звезд разной массы сохраняется. Используя это обстоятельство Д. Голдсмит и Т. Оуэн в книге «Поиски жизни во Вселенной» применяют остроумный прием, сопоставляя время жизни звезды с человеческой жизнью. Если принять, что полное время жизни звезды соответствует 70 годам, то в этом масштабе времени первая стадия — сжатие протозвезды (детство) занимает 15-16 лет, стадия главной последовательности — приблизительно 50 лет, переходный период к стадии красного гиганта — около года, а сама стадия красного гиганта (старость звезды) — около трех лет. Отсюда видно, что большую часть своей жизни звезда проводит на главной последовательности.

Следующая заключительная стадия связана с гибелью звезды. В зависимости от массы звезда либо превращается в белый карлик и медленно угасает, либо взрывается как сверхновая.

На первый взгляд может показаться, что чем массивнее звезда, тем больше плотность вещества в ее центре. Но на самом деле это не так. Для равновесия звезды важна не плотность, а давление, которое сдерживает вес вышележащих слоев и препятствует гравитационному сжатию. Но давление зависит от температуры, а температура в центре массивных звезд выше, чем у звезд малой массы. Давление нагретого до высокой температуры газа уравновешивает вес вышележащих слоев при меньшей плотности, чем в недрах менее массивных звезд, где температура не так высока. В результате ядро менее массивных звезд более плотное. Это обстоятельство оказывает решающее влияние на судьбу звезд на конечной стадии их эволюции.

У звезд средней массы (вероятно, не превышающей 2,5 M_⊙) после выгорания гелия остается углеродное ядро, сжатое до уже знакомого нам вырожденного состояния, при котором дальнейшее сжатие невозможно. Если бы ядро могло сжиматься дальше, то температура его повысилась бы до значения, при котором начинаются термоядерные реакции следующего цикла. Но давление вырожденного электронного газа препятствует этому. Поэтому такое ядро обречено на медленное остывание и превращение в черный углеродный карлик. Но прежде чем это произойдет, звезда претерпевает существенные изменения. Наружные слои звезды (красного гиганта) благодаря интенсивному истечению вещества в межзвездное пространство (звездный ветер) постепенно рассасываются, обнажая горячее углеродное ядро. Это и есть белый карлик. У некоторых звезд с массой ~ M_⊙ сброс оболочки происходит на ранних стадиях образования красного гиганта, когда начинается горение гелия. У этих звезд возгорание гелия сопровождается резким выделением энергии. Звезда теряет устойчивость и сбрасывает с себя наружные водородные слои, они отделяются от звезды, образуя медленно расширяющуюся оболочку, которая наблюдается в виде планетарной туманности[109]. Оставшееся в центре ее ядро становится новой плотной и горячей звездой с температурой 50-100 тыс. К, которая, теряя энергию и охлаждаясь, постепенно превращается в белый карлик.

Рис. 2.1.21. Планетарная туманность в созвездии Водолея

Таким образом белые карлики «вызревают» в недрах звезды красного гиганта и «появляются на свет» после того, как звезда тем или иным способом сбросила свои наружные слои. Они представляют собой очень плотные остатки этих звезд, состоящие в основном из ядер углерода и электронов. Плотность вещества в них в миллион раз выше средней плотности Солнца. Белые карлики не имеют термоядерных источников энергии и светят за счет тепловой энергии, запасенной на предшествующих стадиях эволюции. Температура их поверхности довольно высока (от 5000 до 15000 К), но благодаря малой излучающей поверхности светимость их в тысячи раз меньше, чем у Солнца. Таким образом, экономно расходуя свою энергию, белый карлик может светить в течение миллиардов лет, прежде чем, медленно остывая, превратится в черный углеродный карлик. Подобная участь ожидает и наше Солнце. Возраст Солнца около 5 млрд лет. Через 6-8 млрд лет водородное горючее в недрах Солнца исчерпается, и оно превратится сначала в красный гигант, а затем, сбросив оболочку и пройда, вероятно, через стадию планетарной туманности, станет белым карликом, а потом черным карликом размером с Землю.

Масса белых карликов близка к массе Солнца и не превышает 1,4 M_⊙ . Масса родительской звезды, из которой он образовался, может быть значительно больше. Это зависит от того, какую долю вещества сбрасывает звезда, прежде чем из нее «вылупится» белый карлик. Звезды типа Солнца, вероятно, сбрасывают небольшую доли» своей массы. Более массивные звезды могут сбрасывать значительную часть массы. Хорошим примером является спутник Сириуса — Сириус В, исторически первый открытый белый карлик. Вместе со звездой Сириус А они образуют тесную двойную систему. Очевидно поэтому, что обе звезды образовались одновременно и имеют одинаковый возраст. Сириус А (та самая звезда, которая так ярко сияет на пашем небе) является звездой главной последовательности, а звезда, из которой образовался Сириус В, уже прошла через стадию главной последовательности и превратилась в белый карлик, следовательно, она эволюционировала быстрее А это значит, что она имела большую массу. Масса Сириуса А 2,3 M_⊙ , следовательно, звезда, из которой образовался Сириус В, могла иметь массу 2,5—3 M_⊙ Вероятно, это одна из наиболее массивных звезд, из которых образуются белые карлики. Так как масса белого карлика Сириус В равна 0,9 M_⊙ , это значит, что звезда, из которой он образовался, потеряла до 70 % своей первоначальной массы.