Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

На первую страницу << 5. От Джинса до наших дней | Оглавление | 7. Где рождаются звёзды >>

Какие звёзды рождаются

"В некотором смысле астроном-наблюдатель знает даже слишком много факторов, чтобы полностью удовлетвориться какой бы то ни было гипотезой: всегда находится несколько исключительных звезд, которые ей противоречат."

Отто Струве (1950)

Чтобы понять, как рождаются звезды, нужно знать каковы они: из чего состоят их поверхность и недра, и в каком состоянии находится это вещество. В 1879-84 гг. И. Стефан и Л. Больцман получили формулу для мощности излучения нагретой поверхности, причем одним из важнейших аргументов в ее пользу стало измерение потока солнечного излучения. В 1896 г. В. Вин вывел "закон смещения" максимума в спектре абсолютно черного тела. Этого было вполне достаточно для грубого измерения температуры звезд. Таким образом, еще в XIX веке астрофизики научились измерять температуру звезд по их непрерывному спектру. А вот определить химический состав звезд по их спектрам удалось далеко не сразу.

Поскольку в спектре Солнца доминируют линии тяжёлых элементов, то существовало мнение, что именно из них и состоит поверхность звезды. Лишь после 1921 г., когда Мегнад Саха (1893-1956) из Калькутты разработал теорию ионизации газов и получил знаменитую "формулу Саха", стало ясно, что основными компонентами солнечной атмосферы являются водород и гелий. Но и после этого оставались справедливые сомнения в том, что по спектру звезды можно определить состав ее недр. Достаточно естественным казалось предположение, что легкие элементы поднялись на поверхность звезды, а тяжелые опустились в ее недра.

Узнать же о химическом составе звездных недр можно, в принципе, двумя способами: строя теоретические модели звезд и сравнивая их с наблюдениями, а также изучая выходящий из ядра звезды поток нейтрино - единственного прямого источника информации о процессах внутри звезды. Последняя возможность до сих пор остается в перспективе, зато метод теоретического моделирования применяется уже около 100 лет.

Создавая теоретическую модель звезды, мы имеем возможность сравнивать с наблюдениями только несколько ее глобальных параметров: массу, радиус, светимость.

Этих "выходных" параметров оказывается явно недостаточно, чтобы разрешить систему уравнений, описывающую звезду, относительно множества неизвестных "входных параметров, важнейшим из которых является химически состав. В течение первой половины XX в. среди астрофизиков-теоретиков не прекращались споры относительно химического состава звезд. Так, в дискуссии между Дж. Джинсом и А. Эддингтоном одним из пунктов рас хождения было следующее: являются ли звезды жидким) железными телами или газообразными гелиево-водородными?

В 30-е годы подход Эддингтона восторжествовал с тех пор звезды считаются газовыми шарами, состоящими в основном из водорода. К тому же, трудами Г. Бете и К. Вейцзеккера была разработана теория ядерного горения в недрах звезд, в которой основным горючим является водород. При этом оказалось, что некоторые химические элементы группы кислорода (С, N, О) служат катализаторами ядерных реакций и от их содержания даже в мизерных долях существенно зависит выход энергии в термоядерных реакциях. А содержание элементов группы железа оказалось важным для расчета светимости звезды, ибо именно их присутствием регулируется степень прозрачности внешних слоев звезды.

Поскольку до начала 50-х годов не было возможности производить сложные эволюционные расчеты на ЭВМ (так как не было еще самих ЭВМ), теоретики ограничивались построением равновесных моделей звезд с однородным химическим составом, полагая, что в процессе эволюции вещество звезды постоянно перемешивается и его химический состав выравнивается. Согласно теории Эддингтона, светимость звезды (L) в основном зависит от ее массы (M) и среднего молекулярного веса (m): L µ M5.5m7.5. Поэтому соответствующим подбором химического состава, т. е. значения m, можно было довольно легко привести модель в соответствие с наблюдениями. Например, если из двух звезд одинаковой массы одна является нормальной звездой главной последовательности, а другая уже стала красным гигантом, то объяснить большое различие их светимостей можно, предположив, что нормальная звезда состоит почти из чистого водорода, а у гиганта его лишь 30 %, а в некоторых случаях, возможно, даже 3 %.

Можно представить себе, какие трудности ожидали астрономов, желавших в те годы разгадать процесс образования звезд с чрезвычайно различным химическим составом из одной и той же хорошо перемешанной межзвездной среды. Однако в середине 50-х астрономы получили возможность использовать для моделирования звезд ЭВМ. Первые же эволюционные расчеты показали, что в процессе термоядерных реакций меняется химический состав ядра звезды, после чего ее структура резко перестраивается и совершенно не соответствует однородным моделям конца 40-х годов.

После этого довольно быстро были поняты основные закономерности расположения звезд на диаграмме "температура поверхности - светимость" (диаграмма Герцшпрунга-Рессела). Недавно сформировавшиеся, но уже пришедшие в стационарное состояние звезды располагаются вдоль "главной последовательности" в соответствии со своей массой. Табл. 6.1 дает исчерпывающее представление о параметрах этих звезд.

Спектральный
класс
Температура,
К
Светимость,
L$_\odot$
Масса,
M$_\odot$
Радиус,
R$_\odot$
O738000140000278.5
В03200016000165.7
В31700025008.34.8
В5150007505.43.7
В8125001303.52.7
А09500632.62.3
А29000402.22.0
А58700241.91.8
А78100111.81.7
F0740091.61.5
F271006.31.51.3
F5640041.351.2
F861002.51.21.1
G059001.451.081.05
G258001.101.01.00
G556000.700.950.91
G853000.440.850.87
К051000.360.830.83
К248300.280.780.79
К543700.180.680.74
К839000.120.580.67
М036700.0750.470.63
М234000.030.330.36
М333000.0140.260.29
М432000.0050.20.21
Таблица 6.1. Спектр, температура поверхности, светимость, масса и радиус звезд главной последовательности.

После истощения в ядре запасов водорода звезда перемещается в сторону ветви гигантов, испытывая при этом серьезнейшие изменения внутренней структуры. Звезда становищ многослойной, ее ядро уплотняется, а оболочка расширяется, на разном расстоянии от ее центра появляется несколько слоев, в которых идут различные термоядерные реакции. На поздней стадии эволюции звезда теряя заметную долю массы в виде взрыва (сверхновая) или спокойно сброшенной оболочки (планетарная туманность), а ее ядро, сжимаясь, образует белый карлик, нейтронную звезду или черную дыру.

В 1950 г. О. Струве [27] заключил: "Мы установили, что атмосферы громадного большинства звезд всех видов - карликов, гигантов, сверхгигантов и даже белых карликов - имеют приблизительно одинаковый химический состав. Этот состав, в свою очередь, подобен составу межзвездного газа, ярких диффузных туманностей и планетарных туманностей. Существуют, однако, некоторые звезды с аномальными спектрами. Среди них много объектов, которые причисляются к населению II (сферической составляющей) Галактики". Тот факт, что эти последние объекты содержат меньше тяжелых элементов, чем "громадное большинство" остальных звезд, был понят в рамках теории звездного нуклеосинтеза: чем позже сформировалась звезда, тем больше входит в ее состав тяжелых элементов - остатков внутризвездных ядерных реакций. Это стало одним из аргументов в пользу многоэтапного звездообразования в Галактике.

Впрочем, еще в 40-х годах появились аргументы пользу современного звездообразования. Прежде всего было подсчитано, что массивные звезды класса О, светимость которых почти в миллион раз превосходит солнечную, исчерпывают свой ядерный источник энергии менее чем за 107 лет; а это означает, что они формируются нашу эпоху. Правда, Вейцзеккер предположил, что ОВ-звезды - это старые звезды, захватившие межзвездное вещество при пролете сквозь плотное облако и таким образом "омолодившиеся". Эта идея могла объяснить пространственную связь ОВ-звезд с облаками газа. Однако частое присутствие ОВ-звезд в рассеянных скоплениях и в очень короткоживущих кратных системах типа Трапеции Ориона она объяснить не могла.

Анализ динамики ОВ-ассоциаций и Т-ассоциаций позволил В. А. Амбарцумяну заключить, что эти группировки звезд не могут существовать более 107 лет. А поскольку в эти молодые группировки входят как быстроэволюционирующие ОВ-звезды, так и долгоживущие G- и М-звезды, то очевидным стало их одновременное появление в едином процессе звездообразования. Итак, какие же звезды и в каком количестве рождаются сейчас в Галактике?

Из наблюдений установлено с полной определенностью существование звезд в интервале масс от 80-90 M$_\odot$ до 0,1-0,05 M$_\odot$. Речь идет о звездах, входящих в двойные системы: их массы определяются очень надежно по характеру орбитального движения. Наиболее массивная среди двойных - это знаменитая "горячая звезда Пласкетта", известная астрономам с 1922 г. Ее суммарная масса близка к 150 M$_\odot$, а масса главного компонента составляет 80-90 M$_\odot$. Это значение близко к теоретическому пределу массы звезд. Дело в том, что с ростом массы звезды быстро возрастает ее температура и давление излучения на внешние слои. Когда это давление становится сравнимым с газовым давлением и силой тяжести, очень массивная звезда делается неустойчивой по отношению к радиальным колебаниям.

При быстрых изменениях радиуса такой звезды сила тяжести и противодействующая ей сила лучевого давления изменяются на одинаковую величину, а значит у такой звезды не существует определенного положения равновесия. Очень сильная зависимость интенсивности термоядерных реакций от температуры превращает массивную звезду в своеобразную "тепловую машину": случайно выйдя из равновесия, звезда начинает пульсировать все сильнее и сильнее, пока не сбросит наружные слои или не разрушится вовсе.

В 1959 г. теоретический предел массы (предел Леду - Шварцшильда - Харма) оценивался примерно в 60 M$_\odot$ К 1970 г. учет некоторых физических процессов, происходящих в пульсирующей звезде (рассеяние энергии колебаний в ударных волнах и т. п.), привел к тому, что теоретический порог поднялся до 100 M$_\odot$ и стал хорошо согласовываться с имеющимися тогда наблюдениями. Но со временем среди одиночных звезд были обнаружены очень любопытные объекты, массы которых могут быть весьма велики.

Например, хорошо изученная переменная звезда Р Лебедя (P Cyg), светимость которой в миллион раз больше солнечной. Под действием давления излучения с поверхности подобных звезд-сверхгигантов постоянно "дует" звездный ветер. Таким образом, Р Лебедя теряет в год около 10-4 M$_\odot$. Но если бы ее масса была меньше 80-100 M$_\odot$, звезда вообще разрушилась бы. Однако есть звезды еще более яркие и более горячие. У наиболее массивных звезд температура поверхности достигает 50 000 К. Для них специально пришлось ввести в спектральную .классификацию тип O3. Любопытно, что из десяти звезд этого типа, известных к началу 1983 г., шесть были обнаружены в одной сравнительно близкой к нам туманности NGC 3372 в созвездии Киля. Этот "заповедник" массивных звезд находится в спиральном рукаве Галактики на расстоянии 2,8 кпк от Солнца и является областью интенсивного звездообразования. У ярчайшей среди этих звезд светимость достигает 5 106 L$_\odot$, а ее масса, по-видимому, близка к 200 M$_\odot$. Это уже серьезный вызов теории: звезда с такой массой должна быть чрезвычайно неустойчивой.

Как видно из табл. 6.1, светимость звезд стремительно увеличивается с ростом их массы: для звезд типа Солнца эта зависимость примерно такова

\large$$L=L_\odot \left(\frac{M}{M_\odot}\right)^{4}.$$ (6.1)

А поскольку запас топлива в звезде, очевидно, пропорционален ее массе, то время жизни звезды tэв ~ M / L. Для солнцеподобных звезд полное время эволюции составляет

\large$$t_{\textrm{эв}}=10^{10}\mbox{\rm~лет} \left(\frac{M}{M_\odot}\right)^{3}.$$ (6.2)

Но у звезд в десятки раз более массивных, чем Солнце, рост светимости происходит не так круто: когда лучевое давление приближается к силе тяжести, светимость может возрастать лишь пропорционально массе звезды, иначе она будет разрушена лучевым давлением. Поэтому время эволюции очень массивных звезд не зависит от их массы и ограничено величиной 3 106 лет. Впрочем, их эволюция определяется не только излучением света.

Один из сверхгигантов в той же туманности NGC 3372 - переменная звезда "Эта Киля" (h Car) обладает столь интенсивным звездным ветром (10-3 - 10-1 M$_\odot$/год), что вряд ли она просуществует в нынешнем качестве более 10 тыс лет. Улетающее с поверхности звезды вещество сформировало вокруг нее столь плотную газо-пылевую оболочку, что оптическое излучение в ней почти полностью поглощается и перерабатывается в инфракрасное (ИК). Поэтому звезда h Car является вторым по яркости (после Солнца) ИК источником на нашем небе.

Астрономам известны и другие объекты, у которых. можно заподозрить очень большую массу. Среди них удивительный объект R 136а в эмиссионной туманности "Тарантул" (или 30 Doradus), принадлежащей соседней галактике - Большому Магелланову Облаку. Светимость этого объекта в 100 млн раз превышает солнечную. Чтобы обеспечить такую мощность излучения, необходимо не менее тридцати звезд класса O3. Поскольку объект находится в соседней галактике, то довольно трудно сказать с полной определенностью, одиночный ли это объект или компактное скопление звезд-сверхгигантов. Правда, специальная техника фотографирования - спектр-интерферометрия показала, что в действительности R 136а - это группа объектов, среди которых выделяется ярчайший - R 136а1. Его светимость не менее 50 млн солнечных, а размер не более 0,02", что соответствует 1000 а. е. в Большом Магеллановом Облаке. В такой объем невозможно "загнать" нормальное звездное скопление. Остается одно: либо это одиночная звезда с массой около 2000 M$_\odot$, либо кратная звездная система из 4 - 8 объектов с массами 200 - 400 M$_\odot$ у каждого. На необычную природу объекта указывает и его звездный ветер: скорость газа в нем составляет 3500 км/с, тогда как у O-звезд она не превышает 1000 км/с. Это еще один аргумент в пользу того, что перед нами "сверхзвезда". А пока продолжается изучение этого удивительного объекта, теоретики пытаются найти оправдание его существованию.

Впрочем, даже если в "космическом зоопарке" присутствует несколько суперзвезд, то не они играют в нем главную роль. Ведь такие звезды рождаются очень редко, Подсчет звезд различной массы показывает, что чем меньше масса, тем чаще соответствующие звезды формируются в нашей и других галактиках. Если расположить недавно родившиеся звезды в соответствии с их массой, то мы получим начальную функцию масс (иногда говорят "спектр масс"). При этом полученные из наблюдений данные обычно аппроксимируют степенной функцией:

\large$$\frac{dN}{dM} \propto M^{-\alpha},$$ (6.3)

где dN - количество звезд в интервале масс от M до М + dМ. Показатель степени a обычно заключен в интервале от 2 до 3. В окрестности Солнца для звезд умеренной массы a = 2,35. Это, так называемая, солпитеровская функция масс, по имени американского астрофизика, впервые определившего ее.

Очевидно, что зависимость (6.3) не может неограниченно продолжаться в область малых масс: слишком уж стремительно нарастает количество звезд-карликов. Где же граница возможностей природы при изготовлении маломассивных звезд? Достоверно установлено, что существуют красные карлики с массой около 0,06 M$_\odot$. Температура их поверхности около 2000 К, поэтому такие звезды правильнее было бы называть не красными, а инфракрасными карликами, поскольку максимум в спектре их излучения лежит за пределом красной границы человеческого зрения.

Самые легкие звезды с точно измеренной массой находятся в двойных системах. В системе Ross 614 компоненты имеют массы 0,11 и 0,07 M$_\odot$. В системе Wolf 424 массы компонентов составляют 0,059 и 0,051 M$_\odot$. А у звезды LHS 1047 менее массивный компаньон весит всего 0,055 M$_\odot$.

Впрочем, для таких объектов, вероятно, придется подбирать новое название. Ибо называть их звездами было бы не совсем справедливо. Расчеты показывают, что в телах с массой 0,08 M$_\odot$ (предел Кумара) температура так низка, что термоядерные реакции практически не происходят. Можем ли мы называть звездами тела, лишенные ядерного источника энергии? Время от времени появляются сообщения об обнаружении "коричневых карликов" с массами 0,04 - 0,02 M$_\odot$, но пока они надежного подтверждения не получили. Есть косвенные указания на существование еще меньших тел: волнообразное движение некоторых звезд свидетельствует о присутствии рядом с ними маломассивных спутников, заполняющих интервал масс между звездами и планетами (10-1 - 10-3 M$_\odot$). Наиболее надежным результатом в этой области можно считать недавно законченное изучение колебаний в движении звезды BD 68 946 . Без сомнения у нее обнаружен темный спутник с массой 0,009 M$_\odot$. Однако данных в этой области еще мало и о распространенности таких объектов судить пока невозможно.

Таким образом, сейчас можно утверждать достаточно обоснованно, что в основном природа изготавливает звезды с массами от 100 до 0,05 M$_\odot$, причем маломассивных звезд существенно больше, чем тяжеловесных, как по количеству, так и по общей доле заключенного в них вещества.



<< 5. От Джинса до наших дней | Оглавление | 7. Где рождаются звёзды >>

Публикации с ключевыми словами: Протозвезды - звездообразование
Публикации со словами: Протозвезды - звездообразование
См. также:
Все публикации на ту же тему >>

Мнения читателей [4]
Оценка: 3.1 [голосов: 96]
 
О рейтинге
Версия для печати Распечатать

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце


Астронет | Научная сеть | ГАИШ МГУ | Поиск по МГУ | О проекте | Авторам

Комментарии, вопросы? Пишите: info@astronet.ru или сюда

Rambler's Top100 Яндекс цитирования