Астрономия. Популярные лекции

Что касается температуры, то чем массивнее звезда, тем горячéе она в центре. У самых маленьких звезд — несколько миллионов градусов, при этом могут идти разве что самые «дохлые» термоядерные реакции — с участием лития, бериллия. Внутри Солнца уже больше 10 млн градусов, там в реакции участвует водород, а у массивных звезд при их высокой температуре, конечно, «горят» и гелий, и углерод, и кислород — в общем, все элементы до железа.

Светимость, естественно, повышается с ростом массы. Маленькие звездочки излучают в тысячи раз меньше, чем Солнце. Но их масса (т. е. запас топлива) всего лишь в 10 раз меньше, чем у Солнца, а скорость расходования топлива меньше в тысячу раз — и это значит, что светить они будут намного дольше, чем Солнце. Такие звезды могут в сто раз дольше поддерживать свое излучение, и они за время существования Вселенной не то что не постарели — все они в эволюционном смысле еще младенцы. Они будут светить триллионы лет за счет медленно протекающих термоядерных реакций.

Как долго светит звезда

Интересно проследить жизнь звезды типа Солнца на диаграмме Герцшпрунга — Рассела от момента, когда оно было еще не звездой, а аморфным газовым облаком в космосе. Температура у него была сначала небольшая (за пределами диапазона диаграммы), а гравитация постепенно стягивала это облако, формируя из него звезду. За счет гравитационного сжатия оно нагревалось, а его размер уменьшался и наконец приблизился к нынешнему радиусу Солнца. Оно перестало уменьшать свой размер, но внутри продолжало сжиматься, и температура поверхности некоторое время продолжала расти, пока мощность теплового излучения не стала превышать тепловой поток изнутри звезды. Какое-то время снаружи звезда остывала, но термоядерный процесс в ядре набирал ход, и однажды его скорость стала настолько высокой, что он полностью уравновесил потери энергии с поверхности звезды. И тогда внешняя эволюция Солнца прекратилась, термоядерные реакции стали поддерживать его светимость на одном уровне — и звезда на диаграмме «зависла» в одной точке (A). Постепенно она меняется, но происходит это очень медленно. Водород в ядре превращается в гелий, который накапливается в ядре, т. е. у звезды увеличивается гелиевое ядро, в котором термоядерные реакции не происходят (из-за недостаточно высокой температуры), а водород «горит» на поверхности этого ядра. И последующие почти 10 млрд лет звезда понемногу движется к точке B.

Рис. 12.3. Изменение параметров Солнца на диаграмме Герцшпрунга — Рассела в ходе его эволюции: 1 — сжатие на стадии протозвезды; 2 — расширение на стадии красного гиганта. В точке А начинаются реакции горения водорода. В точке В горение перемещается в слой над ядром, а само гелиевое ядро начинает сжиматься.

Наконец наступает момент, когда гелиевое ядро становится настолько тяжелым, что уже не может само себя удержать от гравитационного сжатия, к тому же и сверху на него давят все остальные оболочки звезды. И ядро начинает стремительно сжиматься. А при адиабатическом сжатии, как мы знаем, газ нагревается, т. е. вновь включается гравитационный источник энергии. Но выделяющемуся теплу трудно пройти сквозь непрозрачные слои звезды, и оно заставляет ее разбухать. И точка на диаграмме опять поедет вверх: размер был равен одному радиусу Солнца, а при расширении приобретает значения 5, 20, 80 радиусов Солнца. Звезда «распухает», и, хотя ее поверхность немного охлаждается, в целом эволюция ведет к образованию гиганта.

Рис. 12.4. Относительное изменение внешних параметров Солнца во времени.

Точные расчеты всей жизни Солнца от зарождения до конца, а это 12 млрд лет, показывают, что с возрастом звезда «потолстеет», сначала понемногу, а потом начнет быстро увеличиваться и становиться гигантом (рис. 12.4). При этом всё быстрее и быстрее будет нарастать светимость (мощность излучения). А температура поверхности долго будет оставаться неизменной, но, когда радиус станет быстро увеличиваться, она немного снизится. И так получится относительно холодная звезда-гигант.

Рис. 12.5. Визуальная эволюция Солнца.