Возникновение жизни и смерть звезд

Наиболее богатую звездами диагональ, идущую из верхнего левого угла в нижний правый, называют Главной последовательностью. Вдоль нее расположены звезды, начиная от самых горячих (в верхней части) до наиболее холодных (в нижней). Их называют еще карликами в отличие от ярких звезд в верхней правой части диагpаммы гигантов и сверхгигантов. Немногочисленная цепочка звезд классов от А до М, расположенная параллельно и ниже главной последовательности, называется субкарликами.

Как видно из рис. 1, в целом звезды распределяются на диаграмме Герцшпрунгa Рессела весьма неравномерно. Это свидетельствует о существовании определенной зависимости между их светимостями и температурами. Наиболее четко это выражено для звезд главной последовательности. Однако внимательное изучение диаграммы позволяет выделить на ней ряд других последовательностей, правда обладающих значительно большей дисперсией, чем главная. Эти последовательности изображают индивидуальные зависимости светимости от температуры для звезд некоторых выделенных групп. Они называются классами светимости и обозначаются римскими цифрами от I до VII, которые ставятся после наименования спектрального класса. Таким образом, полная классификация спектров звезд оказывается двухпараметрической. Один из параметров характеризует спектр (температуру), а другой – светимость.

Например, Солнце, относящееся к главной последовательности, попадает в V класс светимости. Его спектр обозначается как G2V. Эта классификация звезд называется йеркской или системой МК по имени разработавших ее сотрудников Йеркской обсерватории У. Mopгaнa и Ф. Кинана.

Средние положения звезд  различных классов светимости схематически изображены на рис. 1 штриховыми линиями.

Класс светимости I – сверхгиганты; эти звезды занимают на диаграмме спектр светимость верхнюю часть и разделяются на несколько подклассов.

Класс светимости II – яркие гиганты.

Класс светимости III – гиганты.

Класс светимости IV – субгиганты.

Последние три класса расположены на диаграмме между областью сверхгигантов и главной последовательностью.

Класс светимости V – звезды главной последовательности.

Класс светимости VI – субкарлики. Они образуют последовательность, проходящую ниже главной примерно на полторы звездные величины, начиная от класса А0 к М.

Класс светимости VII – белые карлики. Они обладают весьма малой светимостью и занимают нижнюю часть диаграммы.

Хотя химический состав звезд  в первом приближении одинаков, все  же имеются звезды, показывающие определенные особенности в этом отношении. Например, есть звезды с аномально высоким  содержанием углерода, или встречаются  удивительные объекты с аномально  высоким содержанием редких земель. Если у подавляющего большинства  звезд обилие лития ничтожно ( от водорода), то изредка попадаются уникумы, в которых этот элемент довольно обилен.

 

 

Рис. 1. Диаграмма спектр-светимость [9]

 

Укажем еще два редких феномена. Есть звезды, в спектрах которых  обнаружены линии несуществующего  на земле в естественном состоянии  элемента технеция. Этот элемент не имеет ни одного устойчивого изотопа. Самый долгоживущий изотоп живет всего около 200000 лет – срок по звездным масштабам ничтожно малый. Столь удивительная аномалия в химическом составе должна означать, что в наружных слоях этих звезд происходят ядерные реакции, приводящие к образованию технеция. Наконец, известна звезда, в которой гелий представлен в виде редчайшего на земле изотопа [10].

Происхождение звезд

 

Согласно современным  представлениям, звезды рождаются из газопылевой диффузной среды  в результате процесса гравитационного  сжатия отдельных газовых облаков  под действием собственного тяготения [9].

Гравитационное сжатие начинается в наиболее плотных областях межзвездного газа, в котором несколько процентов  вещества сосредоточено в твердых  частицах, называемых межзвездной пылью. Сжатие возникает как следствие  гравитационной неустойчивости, идея которой была высказана еще Ньютоном. Английский астроном Джинс Д. показал, что бесконечная однородная среда неустойчива: сжатие, начавшееся в достаточно больших масштабах, будет продолжаться за счет гравитации. Минимальный критический размер области, начиная с которого возможно самопроизвольное сжатие, называется длиной волны Джинса.

Рассмотрим задачу о сжатии облака конечного размера , занимающего объем . Пусть это облако однородно и всюду обладает плотностью , где – концентрация частиц со средней массой (порядка массы атома водорода). Тогда масса, соответствующая масштабу составит

 

Облако под воздействием собственной гравитации начнет сжиматься  при условии, что его полная энергия  отрицательна. Полная энергия  состоит из отрицательной энергии взаимодействия всех частиц, образующих облако, и положительной тепловой энергии этих частиц. Поэтому критерий Джинса можно записать так:

 

Это условие означает, что  силы гравитации, стремящиеся сжать  облако, превосходят силы газового давления, стремящиеся его рассеять. Для числовой оценки критических значений и примем, что тепловая энергия всех частиц составляет

 

В то время как гравитационная энергия равна

 

Подставив эти оценки в  критерий Джинса, получим оценки для  критических значений и :

 

 

 

В эти формулы входит температура  в К и концентрация частиц в . Если измерять в парсеках, а в массах Солнца, то оценки для критических значений и примут вид:

 

 

В молекулярных облаках межзвездной  среды , а , так что сжиматься могут лишь области с массами, превышающими 1000 масс Солнца. Однако звезд с такими массами нет, поскольку как только начинается гравитационное сжатие, и увеличиваются, тогда как температура почти не меняется. Разреженная и прозрачная среда быстро высвечивает гравитационную энергию, высвободившуюся при сжатии, главным образом в виде квантов в инфракрасной области спектра, испускаемых атомами и молекулами. Такое изотермическое сжатие приводит к уменьшению длины , а это означает, что должна возникать гравитационная неустойчивость в более мелких масштабах в самом сжимающемся облаке (фрагментация). То же самое может произойти и с вновь образовавшимися сгустками (каскадная фрагментация).

Гравитационное сжатие прекращается тогда, когда плотность возрастает настолько, что вещество становиться  непрозрачным к собственному излучению, которое накапливается и нагревает  газ. Так в недрах сжимающегося облака возникает устойчивое дозвездное тело – протозвезда.

Рассмотрев в общих  чертах начало процесса формирования протозвезд из межзвездной среды, мы получили два важных результата, доступных  проверке наблюдениями.

Во-первых, становится ясным, почему звезды преимущественно возникают  группами, в виде звездных скоплений. Число звезд в скоплении, также  в согласии с наблюдениями, должно быть порядка 1000, если принять полученную выше оценку и считать, что, в конечном счете, образуются звезды с массами  близкими к Солнечной.

Во-вторых, можно понять, почему массы звезд заключены  в узких пределах, неизбежно связанных  с критерием Джинса.

Когда разогрев центрального сгущения окажется достаточным, чтобы  возросшее газовое давление противостояло  гравитации, сжатие этого центрального сгущения прекращается, и основным процессом становится аккреция (т. е. падение) вещества из газовой оболочки на сформировавшееся ядро. В результате масса ядра постепенно увеличивается. С ростом массы растет светимость ядра.

На этом этапе протозвезда  становится изолированной от внешней  среды плотной и непрозрачной для видимого излучения оболочкой. Такие звезды получили название звезд-коконов. Они перерабатывают горячее излучение  находящейся внутри них протозвезды  в мощное инфракрасное излучение.

С дальнейшим ростом массы  и светимости быстро растущее давление излучения протозвезды останавливает  аккрецию, а затем начинает отталкивать  остатки оболочки, не успевшие упасть на рождающуюся звезду.

Это обстоятельство позволяет  оценить светимость молодой звезды методом, сходным с тем, который  был применен при анализе гравитационной неустойчивости. Именно в момент остановки  аккреции на границе между звездой  и оболочкой сила светового давления уравновешивается силой гравитации. Поэтому критическое значение светимости определяется условием:

 

Если светимость звезды , а ее радиус , то поток излучения через единицу площади поверхности . При коэффициенте поглощения на единицу массы пробный элемент единичного объема поглотит за единицу времени энергию . Чтобы определить импульс поглощенной радиации, это выражение надо поделить на скорость света , так как фотон с энергией имеет импульс в направлении распространения . Поэтому

 

С другой стороны

 

Сравнивая эти выражения, получим:

 

Откуда предельное значение , которое обозначим как равно

 

Значение  называют эддингтоновским пределом светимости. Для оценки максимально возможной светимости полагают и для получают в полном соответствии с наблюдаемыми максимальными светимостями стационарных звезд главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

Мощное излучение ядра, останавливающее своим световым давлением аккрецию, рассеивает оболочку и расчищает пространство вокруг новорожденной звезды, как-бы сдувая остатки оболочки в окружающую межзвездную  среду. При рождении очень массивной и яркой звезды этот процесс может породить ударную волну – резкое сжатие плазмы, распространяющееся в материнской газопылевой туманности, и привести к новым, дальнейшим процессам звездообразования.

Сама же новорожденная  звезда переходит в гидростатически  равновесное состояние за счет того, что при достаточно большой массе  в ее недрах включается новый, собственный  источник энергии. Этим источником являются термоядерные реакции. В это время  звезда окончательно переходит на главную  последовательность, на которой остается большую часть времени своей  жизни.

У промежуточных и малых  масс, пока не возникнут условия  для начала термоядерных реакций, в  течение некоторого времени имеет  место период кельвиновского сжатия, во время которого половина изменения  потенциальной энергии переходит  в тепловую и звезда быстро разогревается. В этот период звезда неустойчива и происходит интенсивное перемешивание ее вещества, так что выделяющаяся энергия быстро переносится в наружные слои [9].

К настоящему времени накопилось уже очень много свидетельств звездной эволюции и, в частности, самых ранних ее этапов. Звезды рождаются буквально на наших глазах. Мы рассмотрим лишь важнейшие из таких свидетельств ранних этапов эволюции.

Глобулы – небольшие плотные темные газопылевые туманности, в которых возможен или уже начался процесс гравитационного сжатия. На рис. 2 они видны вместе с узкими темными полосками «слоновыми хоботами». Часто это конусы, в вершинах которых располагаются. Возможно, через «слоновые хоботы» В глобулы поступает сжимающееся в ней вещество. Масса глобул может достигать при концентрации частиц и размерах порядка 1 пк. В некоторых глобулах наблюдаются объекты Хербигa-Аро (см. ниже).

Рис. 2. Глобулы и «слоновые хоботы в туманности NGC 6611 [9].

 

Объекты Хербигa-Аро – звездообразные сгущения с эмиссионным спектром были обнаружены в 1954 г. в туманности Ориона, хотя на фотографиях за несколько лет до того они отсутствовали. Это было одним из первых непосредственно наблюдавшихся следствий процесса звездообразования, совершающегося буквально

Звезды-коконы действительно были обнаружены, когда в радиоспектре некоторых газопылевых облаков вместо обычных для них линий поглощения гидроксила ОН совершенно неожиданно обнаружились линии излучения. Это излучение отличается рядом важных особенностей. Прежде всего, относительная интенсивность радиолиний излучения гидроксила оказалась аномальной, т. е. не соответствующей температуре газа, а излучение в них очень сильно поляризованным (иногда до 100 %). Сами линии чрезвычайно узки. С другой стороны, оказалось, что источники гидроксильной эмиссии обладают настолько малыми размерами (десятки астрономических единиц!), что для получения в этих линиях наблюдаемого потока излучения, соответствующего мощности источника до Вт, необходимо в частотах линий излучения приписать им чудовищную яркость такую, как у тела, нагретого до температуры К! Ясно, что о тепловом механизме излучения здесь не может быть и речи [9].

Строение  звезд

 

Звезды верхней  части главной последовательности. Это горячие звезды с массой больше солнечной. Из-за этого температура в их недрах выше, чем у звезд более поздних спектральных классов, и выделение термоядерной энергии происходит через углеродный цикл. Вследствие высокой температуры недр светимость у них также больше, а потому эволюционировать они должны быстрее.

Рис. 3. Модели звезд различных спектральных классов

 

Отсюда естественно заключить, что горячие звезды, наблюдаемые  в стадии главной последовательности, должны иметь сравнительно небольшой  возраст, поскольку выделение энергии при углеродном цикле пропорционально очень высокой степени температуры (), у массивных звезд вблизи центра энерговыделение происходит очень быстро. В таких условиях возникает активное перемешивание вещества (конвекция), так как лучистый перенос не может обеспечить вынос энергии из недр звезды. Поэтому в переносе энергии участвует само вещество, и в недрах массивных звезд возникают центральные конвективные зоны. Для звезды с массой в 10 масс Солнца радиус внутренней конвективной зоны составляет около четверти радиуса звезды, плотность в центре такой звезды раз в 40 превосходит среднюю. Слои звезды, окружающие конвективное ядро, находятся в лучистом равновесии, подобно тому, как это имеет место в зоне лучистою равновесия на Солнце.