Декілька слів про міжзоряне середовище та зіркову еволюцію

Исключительной мировоззренческой важности вопрос о происхождении и эволюции Солнца и звезд волнует любознательное человечество многие сотни лет. Отсылая читателя за историей этой проблемы и интересными по­дробностями к книгам рекомендуемой литературы, отме­тим здесь лишь самые основные моменты.

1. По современным представлениям процесс звездо­образования идет в Галактике непрерывно с момента ее возникновения и до наших дней (возраст Галактики оце­нивается в 15—20 млрд. лет).

2. Звезды образуются группами из гигантских, пер­воначально весьма холодных облаков межзвездного диф­фузного вещества. Основную часть его (приблизительно 99% по массе) составляет газ в атомарном, молекуляр­ном, а местами — в ионизованном состоянии (1% мас­сы приходится на межзвездную пыль). Полная масса газа в Галактике оценивается в 4•10⁹ солнечных масс, что составляет приблизительно 2% от всей массы Га­лактики. Из этого количества примерно половина, т. е. около 2•10⁹ Мс (где Мс — масса Солнца), приходится на атомарный водород. Другая половина газа — это во­дород в молекулярном состоянии, гелий (около 30%) и другие элементы (химический состав межзвездной среды близок к солнечному). Кроме водородной молекулы Н₂, в межзвездной среде открыто более полусотни других молекул, в том числе воды Н₂О, гидроксила ОН, окиси углерода СО и т. д., а также довольно сложных, со­стоящих из восьми, девяти и более атомов, причем мно­гие из них в нескольких изотопных комбинациях.

3. Свойства межзвездной среды таковы, что она вы­нуждена под действием так называемых гравитационной и тепловой неустойчивостей приобретать облачную структуру: вещество собирается в облака с характерны­ми размерами от одного до нескольких парсеков и мас­сой в несколько солнечных. Концентрация вещества со­ставляет около 10 атомов водорода в 1 см³ облаков, а в межоблачном пространстве значительно меньше — 0,2— 0,02 см^-3.

4. Если поблизости от такого облака находится звезда, то освещенное ею облако становится видимым. В телескоп и на фотографиях такие облака видны как светлые протяженные образования неправильной формы (называются они туманностями).

5. Туманности известны давно, с прошлого столетия, но лишь совсем недавно выяснилось, что многие из ту­манностей входят в состав гигантских холодных газопы­левых комплексов, не наблюдаемых в видимых лучах. Галактическое магнитное поле способствует тому, что некоторые из облаков, образовавшихся в межзвездной среде вследствие ее гравитационной и тепловой неустой­чивостей, продолжают свой рост, к ним «притекает» ве­щество из больших объемов, а сами они превращаются в упомянутые гигантские газопылевые комплексы раз­мером до 100 пк и массой в десятки, а иногда и сотни тысяч солнечных масс. Газ в этих комплексах находится большей частью в молекулярном состоянии, температура их низка, составляя по порядку величины десяток кельвинов.

6. Под действием самогравитации комплекс сжимает­ся, плотность его растет, и концентрация достигает 10³— 10⁴ атомов и молекул водорода в 1 см³. В дальнейшем комплекс распадается на отдельные сгустки, которые продолжают сжиматься, концентрация атомов и моле­кул все более возрастает.

7. Потенциальная энергия гравитирующей сжимаю­щейся массы превращается в тепло. В начальный период, сжатия оно свободно уходит в виде излучения в дале­кой инфракрасной области. Но наступает момент, когда облако уплотняется настолько, что становится непро­зрачным к собственному излучению. Начинается разо­грев его центральной части. В ней сначала частично ис­паряется пыль, потом начинается диссоциация молекул на атомы, потом ионизация атомов, в результате чего вещество в центре сжимающегося облака переходит в плазменное состояние. Облако диффузной материи пре­вращается в протозвезду. Протозвезды могут наблю­даться в виде источников инфракрасного излучения и относительно холодных красных звезд. Отметим, что наблюдения последнего десятилетия, сделанные в радио- и инфракрасном диапазонах, подвели солидную наблю­дательную базу под излагаемую схему образования звезд.

8. Можно оценить время, которое необходимо для сжатия облака в протозвезду. В зависимости от массы сжимающейся протозвезды оно сказывается в пределах от сотни тысяч лет у наиболее массивных до несколь­ких сотен миллионов лет у протозвезд с массой меньше солнечной. Выделяющаяся гравитационная энергия мо­жет быть оценена по формуле в сноске 2. Половина ее излучается в пространство, а половина идет на нагрева­ние протозвезды (в том числе на изменение состояния вещества в ней: диссоциацию молекул, ионизацию ато­мов и т. д.).

9. Сжатие протозвезды и разогрев ее ядра продол­жаются, и когда температура в центральной зоне до­стигнет ~ 1 млн. К, в ней начинаются ядерные реакции. Первые из них — это ядерное горение легких элемен­тов: лития, бериллия и бора. Природный литий состоит из смеси двух изотопов ₃Li⁶ и ₃Li⁷, которые, сталкиваясь с протонами, могут участвовать в реакции деления:

Бериллий может участвовать в двух реакциях

Бор участвует в реакции

Потенциальные кулоновские барьеры у ядер Li, Be и В относительно невелики, а главное — у названных реакций большие сечения. Они заключены в пределах от 10^-3 барна⁵ у первой реакции до 6•10^-1 барна у по­следней, что на много порядков превышает сечение, на­пример, первого звена протон-протонной реакции, состав­ляющее 10^-23 барна. Большое сечение реакций компен­сирует то обстоятельство, что при температурах около 1 —1,5 млн. К лишь очень небольшая доля про­тонов имеет кинетическую энергию, достаточную для проникновения через потенциальный барьер.

Реакции с Li, Be и В начинаются первыми и идут достаточно интенсивно в начальный период образования звезды (вернее, в период превращения протозвезды в звезду). Но распространенность легких элементов неве­лика, и в отличие от углерода и азота в углеродно-азот­ном цикле они безвозвратно расходуются в перечислен­ных реакциях (довольно быстро выгорая за время по­рядка немногих тысяч лет).

Ядерные реакции с участием легких элементов не приостанавливают гравитационное сжатие протозвезды, хотя вместе с ее уплотнением и увеличением ее непро­зрачности и замедляют его. Наконец, когда температу­ра протозвездного ядра достигает примерно 9—10 млн. К, «включаются» водородные реакции. Около этого момен­та протозвезда приходит в равновесное состояние. Тем­пература и плотность внутренних слоев становятся та­кими, что сила их упругости может противодействовать весу наружных слоев. Гравитационное сжатие прекра­щается, устанавливается равновесие. Температура ядра в течение длительного времени будет поддерживаться водородными реакциями, причем будет иметь место са­мостабилизация параметров, о которой говорилось при описании солнечных недр.

Объекты, представляющие собой последнюю стадию жизни протозвезды и самую начальную эпоху жизни звезды, когда в них идут реакции с участием легких элементов и не установилось еще гидростатическое рав­новесие, изображаются на диаграмме Г—Р точками правее главной последовательности (на диаграммах Г— Р, обычно приводимых в популярных книгах, таких то­чек практически пет, так как названные объекты до­вольно трудно наблюдать.)

После начала водородных реакций и установления равновесного состояния звезда попадает на главную последовательность, причем появление новорожденных звезд происходит по всей длине главной последователь­ности в зависимости от их массы. От массы в первую-очередь зависит, какую конкретно температуру будет иметь звездное ядро в момент установления равновесия. Чем больше масса сжимающегося облака, протозвезды и затем звезды, тем большее гравитационное давление возникает в ее центральных областях и тем большая температура нужна, чтобы газовое давление могло про­тиводействовать весу внешних слоев.

Если светимости звезд различаются в очень широких пределах, то массы звезд хотя тоже различаются, на значительно меньше. Отношение масс наиболее и наи­менее массивных представителей звездного населения не достигает и трех порядков. Существует для звезд фундаментальное соотношение масса—светимость. Оно находится из наблюдений, а также выводится теорети­чески в теории внутреннего строения звезд. Оказывает­ся, светимость звезды пропорциональна массе в четвер­той степени (в отдельных интервалах светимостей — в третьей). Качественно эта зависимость объясняется так. Масса в значительной мере определяет температуру яд­ра: в общем случае при большей массе звезды ее ядру приходится выдерживать больший вес вышележащих слоев, поэтому нужна более высокая температура, чтобы упругость газа могла противостоять этому большему весу.

Дальше можно рассуждать так. Излучение звезды тепловое, и его генерация согласно закону Стефана— Больцмана пропорциональна четвертой степени темпе­ратуры. Но в уже сформировавшихся звездах, за исклю­чением «переломных моментов» их жизни, имеет место равенство генерируемой энергии и испускаемой; лучи­стая энергия не накапливается в звезде, и ее испуска­ется не больше, чем генерируется (об этом свидетельст­вует высокое постоянство блеска звезд на протяжении весьма длительных промежутков времени). И хотя, как мы уже видели при рассмотрении процессов на Солнце, лучистая энергия, выделившаяся в недрах звезды, лишь очень медленно диффундирует к ее поверхности, в при­веденном рассуждении можно усмотреть объяснение за­висимости светимости звезды от массы в четвертой сте­пени.

Таким образом, от температуры недр зависит и тем­пература поверхностных слоев, откуда выходит наблю­даемое излучение (но эта зависимость различна у звезд разных последовательностей на диаграмме Г—Р, т. с. на разных этапах эволюции звезды).

Другой подход для объяснения зависимости свети­мости от массы может быть таким. Более высокая тем­пература недр приводит к большей прозрачности звезд­ного вещества, так как атомы тяжелых элементов ока­зываются ионизованными в большей степени. Излучение свободнее выходит из «тела» звезды и для поддержания равновесия (вспомним уравнение Клапейрока) необхо­дима и более эффективная выработка энергии. Малей­шее понижение температуры из-за оттока лучистой энергии приводит к немедленному сжатию, разогреву и усилению энерговыделения.

Массивные протозвезды, у которых М~10—15 Мс, становятся весьма горячими звездами класса В. Самые массивные, М — 30—50 Мс, порождают наиболее горячие звезды (класса О). У тех и других основное энерговы­деление обеспечивает углеродно-азотный цикл. Темпе­ратура их ядер составляет 30—35 млн. К. У звезд сол­нечной массы энерговыделение обеспечивается протон-протонной реакцией, вклад от углеродно-азотного цикла составляет несколько процентов. У звезд меньшей мас­сы идет только протон-протонная реакция, энерговыде­ление, а значит, и светимость, малы. А у звезд с самой малой массой (менее 0,3 Мс) температура недр недостаточна даже для осуществления полного объема про­тон-протонной реакции. Образования ₂Не⁴ не происхо­дит, реакция заканчивается образованием ₂Не³, дальше у частиц не хватает энергии, чтобы преодолеть кулонов­ские барьеры ₂Не³ и ₂Не⁴.

Водорода в молодой звезде много. Его ядерное го­рение энергетически очень выгодно. Оно дает наиболь­ший удельный выход энергии. Поэтому стадия горения водорода весьма длительна.

Вернемся к соотношению масса—светимость. Запас водорода пропорционален массе, а темп его расхода на горение, определяющий светимость, пропорционален массе в четвертой степени. Поэтому периоды, на кото­рые хватает водорода (иначе, времена жизни звезды на главной последовательности), различны у звезд разных масс: у массивных они существенно меньше. Эти перио­ды (табл. 5) рассчитаны методами теории внутреннего строения и эволюции для звезд, имеющих солнечный химический состав: тяжелых элементов — 2%, гелия — 30% по массе, остальное — водород. В случае другого химического состава значения t изменятся, но не будут слишком сильно отличаться от приведенных. Общая картина сохранится: например, при содержании тяже­лых элементов в 1% и гелия в 10% указанные в табл. 5 периоды увеличатся в 1,5—3 раза.

Постепенно содержание водорода в ядре звезды уменьшается, и. наконец, водород выгорает совсем. Ли­шенное источников энергии ядро сжимается, температу­ра его значительно повышается. А водород продолжает гореть вокруг ядра в тонком шаровом слое. Слой этот медленно продвигается к поверхности звезды, а «мерт­вее» с точки зрения энерговыделения гелиевое ядро растет. Температура его постепенно повышается в силу действия газовых законов: по мере увеличения разме­ров ядра с большим молекулярным весом (гелий) воз­растает центральное давление, а значит, температура и плотность.

В конце концов, когда температура ядра становит­ся по порядку величины равной 100 млн. К, начинается тройная гелиевая реакция (или тройной альфа-процесс), при которой сначала сталкиваются две а-частицы и об­разуют ядро изотопа бериллия: ₂Не⁴+₂Не⁴—>₄Ве⁸. Этот изотоп неустойчив, большинство ядер ₄Ве⁸ тут же (за время порядка 10—15 с) снова распадаются на две а-частицы. Но при высоких температурах за время жиз­ни ядра ₄Ве⁸ к нему может подлететь третья а-частица с энергией, достаточной для преодоления кулоновского барьера, в результате чего образуется ядро углерода: B⁸+₂Не⁴—>₆С¹².

Еще до начала гелиевой реакции, после возникнове­ния слоистого водородного источника, внешние слои звезды сильно расширяются, радиус звездной фотосфе­ры увеличивается в десятки раз, а поверхностная тем­пература падает. Звезда становится красным гигантом, а соответствующая ей точка на диаграмме Г—Р с глав­ной последовательности перемещается вверх. Само пе­ремещение, точнее — перестройка звезды, происходит довольно быстро, поэтому на диаграмме Г—Р между главной последовательностью и областью гигантов име­ется «пустота».

Слоистый водородный источник и гелиевая реакция характерны для энергетики красных гигантов. Это до­статочно длительный период жизни звезды, но мень­ший, чем пребывание ее на главной последовательности. По удельному энерговыделению гелиевая реакция при­мерно в 10 раз менее выгодна, чем водородные В табл. 5 были приведены рассчитанные времена жизни звезд разной массы в стадии красного гиганта. Видно, что для всех значений массы стадия красного гиганта короче времени пребывания звезды на главной последо­вательности, причем различие увеличивается для боль­ших масс.

Выгорание гелия в ядре приводит к очередному эта­пу его сжатия и к повышению температуры. Это «вклю­чает» некоторые другие реакции, при которых синтези­руются элементы, более тяжелые, чем углерод. Напри­мер, при температуре 100 млн. К, т. е. практически од­новременно с тройной гелиевой реакцией, может проис­ходить образование кислорода: ₆С¹³+₂Не⁴—>₈О¹⁶+n. Эта реакция порождает свободные нейтроны, которые могут быть легко захвачены любым ядром. Ведь кулоновский барьер на нейтрон не действует, и захват может про­изойти до того, как нейтрон распадается на протон и электрон.

Захватив нейтрон, ядро какого-либо элемента пре­вращается в более тяжелый изотоп того же элемента. Но может произойти в-распад — превращение одного из нейтронов этого изотопа в протон (и испускание элек­трона). Тем самым образуется ядро соседнего с перво­начальным элемента в таблице Менделеева, атомный номер его на единицу больше.

Последовательный захват нейтронов, а также после­довательное присоединение а-частиц, скажем, по схеме

приводит к образованию всех элементов начала табли­цы Менделеева до железа включительно. В ядре желе­за имеет место наиболее плотная «упаковка» частиц (нейтронов и протонов). Считается поэтому, что железо является конечным продуктом длинной цепочки ядерных превращений, происходящих в звезде на протяжении ее эволюции. Синтез элементов тяжелее железа путем по­добных присоединений является реакцией эндотермиче­ской, т. е. требует большей энергии, чем ее выделяется при синтезе. (Проблема их образования не выяснена. Предполагают, что они синтезируются при взрывах Сверхновых, но детали процесса не ясны.)

Интересно оценить дефект массы и энерговыделение при образовании ядра железа из 56 протонов путем це­почки последовательных ядерных реакций синтеза. Мас­са атома железа составляет 55,847 а. е. м., масса 26 элек­тронов — 26X0,000548 = 0,014 а. е. м., масса ядра желе­за — 55,833 а. е. м. и, наконец, масса 56 протонов — 56X1,00728 = 56,408 а. е. м. Таким образом, дефект мас­сы равен 0,575 а. е. м., что обеспечивает энергетический выход около 523 МэВ. Более 67% этой энергии (351 МэВ) выделяется в самом первом звене: образо­вание из 56 протонов 14 а-частиц (это еще одна иллю­страция энергетической выгодности реакции превраще­ния водорода в гелий).

Необходимо сказать несколько слов о белых карли­ках. Это звезды, относящиеся к спектральным классам В—F, но имеющие светимость в тысячи и даже в десят­ки тысяч раз меньшую (па 8—12^m), чем звезды главной последовательности тех же классов. По наблюдениям белых карликов, входящих в состав двойных и притом близких систем, их массы определяются достаточно уве­ренно. Они оказываются одного порядка с массой Солн­ца. Например, у спутника Сириуса (Сириуса В) масса 1,06 Мс, у спутника Проциона (Проциона В)—0,63 Мс, у спутника звезды 40 Эридана (40 Эридана В) — 0,44 Мс

Их абсолютная звездная величина устанавливается также надежно: звезды близкие, параллакс относительно-большой. Из наблюдаемых высокой температуры и низ­кой светимости с необходимостью следуют небольшие размеры этих звезд — порядка размеров земного шара. В свою очередь, при упомянутых массах это приводит к выводу об исключительно высокой плотности вещества в них. Средние параметры белых карликов имеют сле­дующие значения: масса 0,6 Мс, радиус 0,013 Rc, сред­няя плотность 4•10⁵ г/см³ (центральная плотность еще в 5—10 раз выше).

Низкая светимость этих звезд указывает на то, что в них не происходит термоядерных реакций. Иначе при большой плотности вещества интенсивность их проте­кания и происходящее при этом энерговыделение были бы чрезвычайно большими и светимость этих звезд во много раз превосходила бы наблюдаемую. Отсюда следует, что водород да, по-видимому, и гелий уже выго­рели в их центральных областях. Белые карлики пред­ставляют собой конечную стадию эволюции звезд не слишком большой массы.

Отсылая интересующихся к рекомендуемой литера­туре, отметим два момента.

1. Число белых карликов в Галактике оценивается в 10¹⁰, что составляет примерно 10% числа всех вхо­дящих в нее звезд.

2. Ядерные реакции в белых карликах если и про­исходят, то играют незначительную роль. Свечение же белых карликов обусловлено расходованием запаса теп­ловой энергии. Этот запас по порядку величины оцени­вается в 10⁴⁸ эрг. При светимости, на 7—8^т меньшей, чем у Солнца, он может обеспечить свечение в течение сотен миллионов лет.

• ← Світ зірок
• Нейтронні зірки та пульсари. Спалахи наднових →