Глава XIV. Строение и эволюция звезд (стр. 3 )

Рис. 110. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

Если бы никакой зависимости между спектром и светимостью не было, то звезды располагались бы на диаграмме равномерно. На самом деле (см. рис. 110) они группируются на диаграмме в трех областях, образуя несколько последовательностей.

Наибольшее число звезд расположено вдоль узкой полосы, зигзагообразно пересекающей диаграмму с левого верхнего угла к правому нижнему. Эта полоса называется Главной последовательностью. Кроме этой последовательности в правом верхнем секторе имеется группа звезд, обладающих большой светимостью при сравнительно низкой температуре. Это звезды-гиганты и сверхгиганты. Их высокая светимость обеспечивается громадными размерами, в сотни и тысячи раз превышающими размеры Солнца.

В левом нижнем секторе диаграммы расположены звезды низкой светимости, но необычайно высокой температуры. Это белые карлики – их низкая светимость обусловлена исключительно малыми размерами – в тысячи раз меньше Солнца.

Таким образом, большинство звезд главной последовательности с умеренной и малой массой занимает как бы промежуточное положение между двумя рассмотренными крайними случаями. В Галактике эти звезды концентрируются в галактической плоскости и в секторах, при­мыкающих к центру галактического диска.

Субкарлики чаще всего наблюдаются в крупных шаровых скоплениях звезд, число которых достигает сотни тысяч. Шаровые скопления и субкарлики образуют в нашей Галактике подобие сферической «короны» с сильной концентрацией к галактическому центру. Их очень много в Галактике (около 100 миллиардов), и они поставляют большинство звезд. Массивные горячие звезды главной последовательности концентрируются к плоскости галактического экватора. Спектр этих звезд богат водородом и гелием; спектр субкарликов беден тяжелыми элементами, и в частности металлами. Таким образом, объекты, образующие «корону» Галактики, обеднены металлами в сравнении с объектами, образующими диск нашей Галактики (Шклов­ский, 1984). Это распределение связано с изменением возраста звезд, которые непрерывно образуются в Галактике путем конденсации пылегазовых облаков межзвездной среды. Наше Солнце находится на периферии Галактики, вблизи ее плоскости, т. е. в области, где преобладают звезды главной последовательности.

Большинство красных гигантов располагается в пределах диска Галактики, в области с характерным значением масс звезд в 1,1 – 1,5 солнечной. Их насчитывается значительно меньше, чем белых карликов, – не более миллиона.

Эволюционный путь звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рессела зависит от ее начальной массы. Молодая массивная звезда «садится» на верхнюю часть главной последовательности, протозвезды с небольшой массой (меньше солнечной) – на нижнюю ее часть.

Протозвездная стадия эволюции массивных звезд весьма быстротечна – всего несколько сот тысяч лет. Поэтому число их в Галактике невелико. Но после стабилизации ядерных процессов такие звезды прочно и надолго занимают свое место на главной последовательности. Таким образом, главная последовательность – это область стационарных звезд. По мере выгорания водорода и других элементов вещества масса и светимость звезды уменьшаются, и звезда смещается вниз, вправо по главной последовательности.

После окончания формирования твердого субъядра процесс сжатия вещества прекращается и внешние газовые оболочки атмосферы начинают расширяться, а старая звезда приобретает все признаки красного сверхгиганта. Таким образом, она сходит с главной последовательности и переходит в правую верхнюю область диаграммы. В дальнейшем атмосфера и внешние оболочки звезды могут быть сброшены в результате коллапса (взрыва «сверхновой») и обнажившееся субъядро перейдет в левую нижнюю область диаграммы, где располагаются белые карлики. Таким образом, эволюционный трек звезды на диаграмме довольно сложный. Вместе с данными о спектральном составе диаграмма дает представление о возрасте окружающих нас звезд.

Когда звезда садится на главную последовательность, в ее недрах начинаются ядерные водородные реакции. Следовательно, по содержанию водорода, определяемого по спектру излучения, можно оценить и возраст звезды:

, (XIV.19)

где X – среднее содержание водорода; a – количество энергии при ядерном превращении одного грамма вещества; L – светимость; М – масса звезды.

Проанализируем диаграмму (см. рис. 110). Звезды спектральных классов О – F называются звездами ранних спектральных классов, звезды классов F – М – поздних спектральных классов. В направлении сверху вниз массы звезд уменьшаются, и одновременно уменьшается их светимость. Так, звезды класса О имеют М = 35М0; класса В – 14М0; класса F – 1,8M0; класса К – 0,8М0; класса М – 0,5М0. В интервале масс 0,5М0 £ М £ 10М0 эмпирически установлено, что светимость звезды пропорциональна четвертой степени ее массы:

L ~ M4. (XIV.20)

Имеется также эмпирическая связь между светимостью и радиусом:

L ~ R5,2. (XIV.21)

Сопоставляя обе последние формулы, найдем:

R ~ M0,75, (XIV.22)

а с учетом формулы для определения полной светимости звезды

L = 4pR2sT4, (XIV.23)

где s – постоянная Стефана Больцмана, найдем зависимость температуры от массы:

. (XIV.24)

Отсюда видно, что звезды более поздних спектральных классов характеризуются более низкими температурами. Подсчеты показывают, что более всего заселена нижняя часть главной последовательности, т. е. преобладают старые звезды. В окрестностях Солнца преобладают звезды малой светимости – в 104 меньше светимости Солнца.

В целом изменение спектра звезд связано с их возрастом. В атмосферах молодых звезд преобладают линии легких элементов – водорода и гелия. По мере старения звезды эти линии исчезают и появляются линии металлов.

Рассмотрим более подробно это изменение спектральных характеристик звезд главной последовательности.

Класс О. Звезды этого класса характеризуются большой интенсивностью ультрафиолетового спектра. Это свидетельствует о высокой температуре звезд, около 25000 – 30000 К. Цвет таких горячих звезд – голубоватый. В спектре преобладают линии ионизированного гелия и многократно ионизированных атомов азота, углерода, кислорода и кремния.

Класс В – цвет голубовато-белый, температура 15000 – 25000 К. В спектре преобладают интенсивные линии нейтрального гелия и (в более низких степенях ионизации) линии азота, углерода, кислорода, кремния. Характерной звездой этого класса является альфа Девы.

Класс А. Звезды белого цвета, температура поверхности 11000 К. Наиболее интенсивны линии водорода, проявляются линии нейтрального кальция и железа (Сириус, Вега).

Класс F – цвет желтовато-белый, температура – 7500 К. В спектре по-прежнему интенсивны линии водорода и многочисленные линии металлов (Процион).

Класс G – желтый спектральный класс, температура 6000 К. Главными в спектре являются не водородные линии, а линии металлов – железа, натрия, марганца и др. Наиболее интенсивны линии ионизованного кальция. Наше Солнце относится к этому классу звезд. К нему относится также звезда Толиман – альфа Центавра, ближайшая к нам звезда. Ее характерные параметры подобны солнечным: Т = 5730 К, М = 1,02М0, L = 1,2L0, R = 1,2R0, r = 0,8 г/см3. Расстояние до нее 1,3 пк (1 пк = 206265 а. е. = 3,08×1018 см).

Класс К – оранжевые звезды, температура 5000 К. В спектре выделяется линия ионизованного кальция и много линий металлов, имеются полосы линий ионизованного титана и нейтрального железа (Арктур, Альдебаран).

Класс М – красноватые звезды, температура 3000 К. В спектре особенно выделяются линии поглощения молекул окиси титана TiO. Линии металлов ослабевают (Бетельгейзе, Антарес).

Анализ диаграммы и данные спектральных характеристик свидетельствуют, что наше Солнце относится к классу зрелых (почтенного возраста) звезд, находящихся в конце своей эволюции.

В классе гигантов интенсивны линии ионизуемых атомов стронция Sr и Са. Это означает, что у гигантов плотность атмосферы на несколько порядков меньше, чем у звезд главной последовательности. Значительно меньше у гигантов и ширина многих линий поглощения. Плотные атмосферы характеризуются более узкими линиями спектра. Класс белых карликов – эти звезды резко отличаются от звезд главной последовательности сильным уменьшением тяжелых элементов, в частности металлов.

§3. Эволюция Солнца и звезд

По характеру спектра излучения, светимости и по возрасту (5×109 лет) Солнце, как мы знаем, является зрелой звездой и на диаграмме Герцшпрунга-Рессела занимает положение, присущее звездам поздних эволюционных классов. Если исходить из принятой концепции полностью водородного состава Солнца, при наблюдаемой энергии излучения время его активной жизни как было показано составит:

лет. (XIV.25)

На наш взгляд, получаемое таким образом значение неприемлемо, так как оно сравнимо или даже превосходит время существования самой Метагалактики, т. е. видимой части Вселенной. Кроме того, полная расчетная мощность излучения водородного Солнца много выше наблюдаемой – 3×1027 Вт против 4×1026 Вт (см. гл. ). Это значит, что кроме водорода солнечное вещество содержит значительное количество других элементов, не участвующих напрямую в реакции термоядерного синтеза. Это вещество металлического ядра, различные катализаторы и силикаты, входившие в состав первичного газопылевого облака.

Если же исходить из представлений об универсальности строения протовещества Солнечной системы, то количество водорода в общей массе вещества протосолнца будет не больше 2% (Кесарев, 1976). Это следует из расчета содержания различных элементов исходя из их химико-эквивалентных соотношений в первичном составе протовещества в различных классах метеоритов, комет и Луны и продуктов их переработки, каковыми на Земле являются верхние горизонты коры, гидросфера и атмосфера планеты.