<< 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 M^5.5m^7.5. 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	Масса, M	Радиус, R
O7	38000	140000	27	8.5
В0	32000	16000	16	5.7
В3	17000	2500	8.3	4.8
В5	15000	750	5.4	3.7
В8	12500	130	3.5	2.7
А0	9500	63	2.6	2.3
А2	9000	40	2.2	2.0
А5	8700	24	1.9	1.8
А7	8100	11	1.8	1.7
F0	7400	9	1.6	1.5
F2	7100	6.3	1.5	1.3
F5	6400	4	1.35	1.2
F8	6100	2.5	1.2	1.1
G0	5900	1.45	1.08	1.05
G2	5800	1.10	1.0	1.00
G5	5600	0.70	0.95	0.91
G8	5300	0.44	0.85	0.87
К0	5100	0.36	0.83	0.83
К2	4830	0.28	0.78	0.79
К5	4370	0.18	0.68	0.74
К8	3900	0.12	0.58	0.67
М0	3670	0.075	0.47	0.63
М2	3400	0.03	0.33	0.36
М3	3300	0.014	0.26	0.29
М4	3200	0.005	0.2	0.21

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 до 0,1-0,05 M. 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, а масса главного компонента составляет 80-90 M. 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 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 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. Но если бы ее масса была меньше 80-100 M, 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, а ее масса, по-видимому, близка к 200 M. 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

(6.1)

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

(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/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, либо кратная звездная система из 4 - 8 объектов с массами 200 - 400 M 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:

(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. 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. В системе Wolf 424 массы компонентов составляют 0,059 и 0,051 M. А у звезды LHS 1047 менее массивный компаньон весит всего 0,055 M.

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 (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, 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). 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. 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, 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: NGC 604: гигантские звездные ясли NGC 7714: вспышка звездообразования после столкновения галактик Туманность Конус от телескопа имени Хаббла NGC 1893 и Головастики в IC 410 Звездообразование в туманности Пакман Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 NGC 1333: звездные ясли в Персее Все публикации на ту же тему >>