Астрономия. Популярные лекции

Рис. 12.10. Эволюция звезд разной массы после покидания главной последовательности. Тонкие диагональные прямые — линии постоянного радиуса, пунктир — начальная главная последовательность. Для звезды с массой 1 M_☉ расчет доведен до момента возгорания гелия в центре звезды, для звезд с массой 2, 3 и 5 M_☉

— до начала горения углерода, а для еще более массивных звезд — до окончания горения углерода в центральной области. Указано нынешнее положение Солнца и некоторых ярких звезд, а также положение звезды Sk1-69° 202 незадолго до ее взрыва, породившего вспышку сверхновой SN 1987A в Большом Магеллановом Облаке.

Физика этого явления очень проста. Массивные звезды являются настолько мощными источниками излучения, что главную роль в поддержании их равновесия, т. е. в противодействии гравитационным силам, играет давление не газа, а излучения. И они не могут стать еще более мощными источниками излучения, иначе их просто разорвет давление света. Такая звезда находится уже на пределе, или, как говорят, в условиях критической светимости

, выше которой светимость быть не может. Возрастание мощности приводит к тому, что звезда начинает быстро расширяться, реакции в ней при этом замедляются, а тепловыделение и светимость остаются практически на том же уровне. Поэтому эволюция массивных звезд значительно сильнее отражается на температуре их поверхности, чем на светимости.

А от маломассивных звезд в правом нижнем углу на диаграмме никаких линий не нарисовано. Они светят настолько слабо, что еще многие миллиарды, а то и триллионы лет будут оставаться на главной последовательности, и ничего с ними происходить не будет. Потом они постепенно сожмутся и потухнут, но будет это отнюдь не скоро даже во вселенском масштабе времени.

Рис. 12.11. Будет ли новорожденная звезда светить долго или сразу же погаснет, существенно зависит от того, превысила ли ее масса критическую величину.

Обратите внимание, что от массы звезды на главной последовательности мощность ее излучения зависит очень сильно: звезда вдвое большей массы светит в 12–16 раз мощнее. Время жизни такой звезды, соответственно, меньше. Например, звезда в 100 раз массивнее Солнца живет лишь 2–3 миллиона лет. Несмотря на то, что запас топлива у нее в 100 раз больше, сжигает она его «моментально», потому что мощность излучения в миллион раз больше.

Длительность характерных этапов жизни звезд зависит также от массы. Массивная звезда быстро рождается: проходит около миллиона лет — и гравитация делает из нее нормальную звезду. Маломассивные звезды гравитация сжимает медленно, поэтому и живут они дольше. Этап главной последовательности, когда идет «горение» водорода, и заключительный этап красного гиганта, когда «горят» гелий и более тяжелые элементы, более массивные звезды также проходят быстрее. При этом 80–90 % своей жизни звезды проводят на главной последовательности, именно поэтому данная область диаграммы Г — Р «населена» столь большим количеством звезд. Красных гигантов примерно в 10 раз меньше, поскольку звезды проходят этот этап на порядок быстрее.

Интересный вариант получается, если масса исходного тела меньше 8 % массы нашего Солнца. Такие тела, у которых масса промежуточная между маленькими звездами и большими планетами, долго искали и лишь недавно, в 1995 г., открыли. Эти звездоподобные объекты называют коричневыми карликами или бурыми карликами (brown dwarf). Их особенность в том, что основная термоядерная реакция (между протонами) в них не пойдет, уж слишком холодна звезда; начнутся только ядерные реакции с литием и бериллием. Но этих элементов в природе мало, и «выгорают» они моментально. На какое-то время эти превращения поддержат температуру «звезды», а потом она начнет остывать, потому что никаких других источников тепла, кроме гравитационного, у нее не будет. Сейчас таких объектов мы знаем лишь несколько сотен. Они интересны, но их трудно исследовать. Диапазон их масс — от 13 до 78 масс Юпитера. Если начальная масса будет еще меньше, то получится не звезда, а планета, в которой термоядерные реакции вообще не начнутся.