Декілька слів про міжзоряне середовище та зіркову еволюцію
Російська
На жаль, цей запис доступний тільки на
Російська.
К сожалению, эта запись доступна только на
Російська.
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—12m), 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—8т меньшей, чем у Солнца, он может обеспечить свечение в течение сотен миллионов лет.