5.2 Эволюция звёзд

Глава 1. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

5.2 Эволюция звёзд

Строение диаграммы Герцшпрунга-Рессела объясняет теория звёздной эволюции. Теория эволюции звёзд к настоящему времени добилась больших успехов в объяснении качественной, а в некоторых случаях и количественной связи между наблюдаемыми параметрами звёзд, такими как температура поверхности, масса, радиус, время жизни на различных эволюционных стадиях и др. В настоящее время общепринятой является точка зрения, что звёзды рождаются при сжатии фрагментов плотных облаков холодного межзвёздного газа, причем чаще всего звёздообразование проходит в определенных областях диска Галактики - газово-пылевых комплексах, занимающих области с характерными размерами 100 - 500 пк. Сгустки материи сжимаются под действием собственного тяготения и превращаются в звёзды. Эти процессы мы рассмотрим подробнее ниже.

Эволюция звёзд до главной последовательности происходит в условиях не очень высоких температур в объеме звезды, когда неполная ионизация и большая непрозрачность приводит к почти полной конвективности таких звёзд, поэтому к главной последовательности звёзды подходят практически однородными по химическому составу. При этом на диаграмме цвет-светимость эволюция происходит вдоль так называемого трека Хаяши, когда звезда, первоначально имеющая высокую светимость вследствие большого радиуса и красный цвет из-за низкой температуры поверхности, постепенно сжимаясь, становится менее яркой и более голубой. Отметим, что в качестве светимости в рамках этого параграфа рассматривается болометрическая светимость, так что в оптическом диапазоне самые молодые звёзды почти не видны - максимум энергии в спектре у таких звёзд приходится на далекую инфракрасную область спектра. Энергия при этом выделяется в основном за счёт сжатия звезды. На стадии до главной последовательности идут некоторые ядерные реакции, в которых выгорают присутствующие в веществе звезды дейтерий, литий и бериллий, но вклад этих реакций в общее энерговыделение невелик. Темп эволюции зависит от массы звезды. Время продолжительности стадии эволюции до главной последовательности (Tpms) в зависимости от массы звезды приведено в таблице 5-1, где значения масс звёзд М даны, как это принято, в единицах солнечной массы M_¤ .

< Tpms, годы 2.5· 106 1.8· 107 5.0· 107 1.6· 108 M/M¤ 3.0 1.5 1.0 0.5

Звёзды, находящиеся на этой стадии эволюции в большом числе наблюдаются в областях звёздообразования и молодых звёздных скоплениях и ассоциациях, часто проявляя себя как вспыхивающие переменные. Расчёты показывают, что звёзды с массами больше 0.07-0.08 M_¤ (масса зависит от химического состава протозвёздного облака) достигают главной последовательности, где начинаются ядерные реакции превращения водорода в гелий, а звёзды с меньшими массами остывают, превращаясь в вырожденные водородные карлики. Это так называемые коричневые карлики, которые по свойствам близки к крупным газовым планетам типа Юпитера.

Для звёзд с массами менее 8 масс Солнца выделяются следующие основные фазы эволюции:

1. горение водорода в ядре (стадия главной последовательности);
2. гравитационное сжатие всей звезды (эта фаза отсутствует у звёзд с массами менее полутора солнечных масс);
3. загорание водородного слоевого источника (ядро уже полностью гелиевое);
4. горение водорода в слое с постепенным удалением его от ядра (стадия красного гиганта);
5. горение гелия в ядре (стадия гиганта горизонтальной ветви);
6. горение слоевых источников водорода и гелия (стадия гиганта асимптотической ветви);
7. последовательное горение в ядре легких альфа-элементов и образование соответствующих слоевых источников (для звёзд с массами M > 4 M_¤);
8. заключительная стадия - превращение звезды в вырожденный белый карлик.

У более массивных звёзд при их уходе с главной последовательности в ядре последовательно горят гелий, углерод и т.д. с образованием железоникелевого ядра, и звезда описывает на диаграмме цвет-светимость широкие петли. При этом петли заходят даже в голубую область ГР-диаграммы, так что некоторые такие звёзды можно принять за звёзды главной последовательности. Эволюция очень массивных звёзд заканчивается катастрофически - как взрыв сверхновой звезды, после которого остается экзотический звёздный объект - нейтронная звезда, иногда проявляющая себя как пульсар, или черная дыра. Множество точек, которое звезда данной массы проходит на ГР-диаграмме, называется эволюционным треком. Такие треки для звёзд с массами от 0.8 до 25 солнечных масс, рассчитанные группой швейцарских теоретиков под руководством Маедера, показаны на рис. 5-3. По осям на рисунке, как обычно принято в теоретических исследованиях звёздной эволюции, отложены логарифмы болометрической светимости в единицах болометрической светимости Солнца и логарифмы эффективной температуры. Цифрами указаны массы звёзд в массах Солнца. Чтобы не загромождать рисунок, на нем не показаны петли треков звёзд больших масс. Кривая, соединяющая начальные точки всех треков, называется начальной главной последовательностью (иногда - главной последовательностью нулевого возраста). Часто в научной литературе используют аббревиатуры этих словосочетаний - НГП и ГПНВ (английская аббревиатура - ZAMS). Важность определения правильного положения НГП на ГР-диаграмме будет показана в лекции о звёздных скоплениях. Пока же отметим, что положение НГП зависит от химического состава звёзд - как от содержания тяжелых элементов, так и содержания гелия. При этом с увеличением содержания гелия или с уменьшением содержания тяжелых элементов НГП на ГР-диаграмме (на рис. 5-3 и 5-4) смещается влево и вниз. Положение НГП немного зависит и от вращения звёзд.

>

Эволюционные треки показывают не всю информацию о зависимости свойств звёзд от времени. В частности, на рис. 5-3 нет информации о продолжительности тех или иных эволюционных стадий. Особенно важной для звёздной астрономии является несколько иное представление результатов расчётов звёздной эволюции. Если мы отметим на эволюционных треках звёзд разных масс точки, соответствующие определенному моменту времени и соединим их плавной кривой, мы получим так называемую теоретическую изохрону. Теоретическая изохрона показывает, как располагаются на ГР-диаграмме звёзды разных масс, но одного возраста. Набор теоретических изохрон для звёзд разного возраста, полученный по расчётам итальянских теоретиков под руководством Киози, показан на рис. 5-4 (цифры - возрасты в логарифмической шкале в годах). При этом для удобства практического использования изохроны обычно строятся так, что по осям располагаются величины, которые можно получить непосредственно из наблюдений - здесь это абсолютная звёздная величина и показатель цвета.

Cамой длительной фазой эволюции всех звёзд является стадия главной последовательности, когда в центральной области звезды водород превращается в гелий. Именно поэтому среди всех наблюдаемых звёзд большинство являются звездами главной последовательности. Длительность этой стадии составляет около 90% от всего времени эволюции звезды до стадии нейтронной звезды или белого карлика. Продолжительность жизни звёзд на главной последовательности существенно зависит от их массы. На рис. 5-5 показана зависимость логарифма времени жизни на главной последовательности от массы звезды. (Приблизительно можно считать, что отношение времени жизни звезды на главной последовательности к времени жизни Солнца на главной последовательности обратно пропорционально кубу ее массы, выраженной в единицах массы Солнца.) Как можно видеть на этом рисунке, массивные звёзды эволюционируют очень быстро, тогда как звёзды малых масс остаются на главной последовательности многие миллиарды лет. В частности, продолжительность стадии главной последовательности у нашего Солнца - около 10 миллиардов лет, тогда как массивные звёзды (с массами 25М_¤ и более) покидают главную последовательность всего через несколько миллионов лет.

Результаты теории звёздной эволюции, показанные на последних трех рисунках, относятся к звездам, имеющим приблизительно солнечное содержание тяжелых элементов. У малометалличных звёзд имеется стадия так называемой горизонтальной ветви, характерная для ГР-диаграмм шаровых скоплений. Вопросы, связанные с интерпретацией структуры ГР-диаграмм шаровых скоплений, будут рассмотрены в одной из следующих лекций.

Для интерпретации ГР-диаграмм молодых звёзд важен следующий факт. Вокруг рождающейся звезды долгое время сохраняется газопылевая оболочка, делающая звёзду невидимой в оптическом диапазоне. Такие коконы вокруг молодых звёзд до стадии главной последовательности исчезают (рассеиваются) только у звёзд с массами менее 3 масс Солнца. Более массивные звёзды какое-то время не видны в оптическом диапазоне даже после начала стадии главной последовательности. Еще более осложняет анализ ГР-диаграмм звёзд, не дошедших до главной последовательности, существование вокруг них мощных протопланетных дисков.

Публикации с ключевыми словами: звездная астрономия Публикации со словами: звездная астрономия
См. также: Елене Вячеславовне Глушковой - 50 ! Конференция «Современная звездная астрономия - 2014» Конференция "Современная звездная астрономия" К 100-летию со дня рождения Петра Григорьевича Куликовского Лекции по Галактической Астрономии. 5–8 Лекции по Галактической Астрономии. 3–4 Лекции по Галактической Астрономии. 1–2 Все публикации на ту же тему >>