Rambler's Top100Astronet    
  po tekstam   po klyuchevym slovam   v glossarii   po saitam   perevod   po katalogu 		 

Na pervuyu stranicu << 5. Ot Dzhinsa do nashih dnei | Oglavlenie | 7. Gde rozhdayutsya zvezdy >>

Kakie zvezdy rozhdayutsya

"V nekotorom smysle astronom-nablyudatel' znaet dazhe slishkom mnogo faktorov, chtoby polnost'yu udovletvorit'sya kakoi by to ni bylo gipotezoi: vsegda nahoditsya neskol'ko isklyuchitel'nyh zvezd, kotorye ei protivorechat."

Otto Struve (1950)

Chtoby ponyat', kak rozhdayutsya zvezdy, nuzhno znat' kakovy oni: iz chego sostoyat ih poverhnost' i nedra, i v kakom sostoyanii nahoditsya eto veshestvo. V 1879-84 gg. I. Stefan i L. Bol'cman poluchili formulu dlya moshnosti izlucheniya nagretoi poverhnosti, prichem odnim iz vazhneishih argumentov v ee pol'zu stalo izmerenie potoka solnechnogo izlucheniya. V 1896 g. V. Vin vyvel "zakon smesheniya" maksimuma v spektre absolyutno chernogo tela. Etogo bylo vpolne dostatochno dlya grubogo izmereniya temperatury zvezd. Takim obrazom, eshe v XIX veke astrofiziki nauchilis' izmeryat' temperaturu zvezd po ih nepreryvnomu spektru. A vot opredelit' himicheskii sostav zvezd po ih spektram udalos' daleko ne srazu.

Poskol'ku v spektre Solnca dominiruyut linii tyazhelyh elementov, to sushestvovalo mnenie, chto imenno iz nih i sostoit poverhnost' zvezdy. Lish' posle 1921 g., kogda Megnad Saha (1893-1956) iz Kal'kutty razrabotal teoriyu ionizacii gazov i poluchil znamenituyu "formulu Saha", stalo yasno, chto osnovnymi komponentami solnechnoi atmosfery yavlyayutsya vodorod i gelii. No i posle etogo ostavalis' spravedlivye somneniya v tom, chto po spektru zvezdy mozhno opredelit' sostav ee nedr. Dostatochno estestvennym kazalos' predpolozhenie, chto legkie elementy podnyalis' na poverhnost' zvezdy, a tyazhelye opustilis' v ee nedra.

Uznat' zhe o himicheskom sostave zvezdnyh nedr mozhno, v principe, dvumya sposobami: stroya teoreticheskie modeli zvezd i sravnivaya ih s nablyudeniyami, a takzhe izuchaya vyhodyashii iz yadra zvezdy potok neitrino - edinstvennogo pryamogo istochnika informacii o processah vnutri zvezdy. Poslednyaya vozmozhnost' do sih por ostaetsya v perspektive, zato metod teoreticheskogo modelirovaniya primenyaetsya uzhe okolo 100 let.

Sozdavaya teoreticheskuyu model' zvezdy, my imeem vozmozhnost' sravnivat' s nablyudeniyami tol'ko neskol'ko ee global'nyh parametrov: massu, radius, svetimost'.

Etih "vyhodnyh" parametrov okazyvaetsya yavno nedostatochno, chtoby razreshit' sistemu uravnenii, opisyvayushuyu zvezdu, otnositel'no mnozhestva neizvestnyh "vhodnyh parametrov, vazhneishim iz kotoryh yavlyaetsya himicheski sostav. V techenie pervoi poloviny XX v. sredi astrofizikov-teoretikov ne prekrashalis' spory otnositel'no himicheskogo sostava zvezd. Tak, v diskussii mezhdu Dzh. Dzhinsom i A. Eddingtonom odnim iz punktov ras hozhdeniya bylo sleduyushee: yavlyayutsya li zvezdy zhidkim) zheleznymi telami ili gazoobraznymi gelievo-vodorodnymi?

V 30-e gody podhod Eddingtona vostorzhestvoval s teh por zvezdy schitayutsya gazovymi sharami, sostoyashimi v osnovnom iz vodoroda. K tomu zhe, trudami G. Bete i K. Veiczekkera byla razrabotana teoriya yadernogo goreniya v nedrah zvezd, v kotoroi osnovnym goryuchim yavlyaetsya vodorod. Pri etom okazalos', chto nekotorye himicheskie elementy gruppy kisloroda (S, N, O) sluzhat katalizatorami yadernyh reakcii i ot ih soderzhaniya dazhe v mizernyh dolyah sushestvenno zavisit vyhod energii v termoyadernyh reakciyah. A soderzhanie elementov gruppy zheleza okazalos' vazhnym dlya rascheta svetimosti zvezdy, ibo imenno ih prisutstviem reguliruetsya stepen' prozrachnosti vneshnih sloev zvezdy.

Poskol'ku do nachala 50-h godov ne bylo vozmozhnosti proizvodit' slozhnye evolyucionnye raschety na EVM (tak kak ne bylo eshe samih EVM), teoretiki ogranichivalis' postroeniem ravnovesnyh modelei zvezd s odnorodnym himicheskim sostavom, polagaya, chto v processe evolyucii veshestvo zvezdy postoyanno peremeshivaetsya i ego himicheskii sostav vyravnivaetsya. Soglasno teorii Eddingtona, svetimost' zvezdy (L) v osnovnom zavisit ot ee massy (M) i srednego molekulyarnogo vesa (m): L µ M5.5m7.5. Poetomu sootvetstvuyushim podborom himicheskogo sostava, t. e. znacheniya m, mozhno bylo dovol'no legko privesti model' v sootvetstvie s nablyudeniyami. Naprimer, esli iz dvuh zvezd odinakovoi massy odna yavlyaetsya normal'noi zvezdoi glavnoi posledovatel'nosti, a drugaya uzhe stala krasnym gigantom, to ob'yasnit' bol'shoe razlichie ih svetimostei mozhno, predpolozhiv, chto normal'naya zvezda sostoit pochti iz chistogo vodoroda, a u giganta ego lish' 30 %, a v nekotoryh sluchayah, vozmozhno, dazhe 3 %.

Mozhno predstavit' sebe, kakie trudnosti ozhidali astronomov, zhelavshih v te gody razgadat' process obrazovaniya zvezd s chrezvychaino razlichnym himicheskim sostavom iz odnoi i toi zhe horosho peremeshannoi mezhzvezdnoi sredy. Odnako v seredine 50-h astronomy poluchili vozmozhnost' ispol'zovat' dlya modelirovaniya zvezd EVM. Pervye zhe evolyucionnye raschety pokazali, chto v processe termoyadernyh reakcii menyaetsya himicheskii sostav yadra zvezdy, posle chego ee struktura rezko perestraivaetsya i sovershenno ne sootvetstvuet odnorodnym modelyam konca 40-h godov.

Posle etogo dovol'no bystro byli ponyaty osnovnye zakonomernosti raspolozheniya zvezd na diagramme "temperatura poverhnosti - svetimost'" (diagramma Gercshprunga-Ressela). Nedavno sformirovavshiesya, no uzhe prishedshie v stacionarnoe sostoyanie zvezdy raspolagayutsya vdol' "glavnoi posledovatel'nosti" v sootvetstvii so svoei massoi. Tabl. 6.1 daet ischerpyvayushee predstavlenie o parametrah etih zvezd.

Spektral'nyi
klass		 Temperatura,
K		 Svetimost',
L$_\odot$		 Massa,
M$_\odot$		 Radius,
R$_\odot$
O738000140000278.5
V03200016000165.7
V31700025008.34.8
V5150007505.43.7
V8125001303.52.7
A09500632.62.3
A29000402.22.0
A58700241.91.8
A78100111.81.7
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
K051000.360.830.83
K248300.280.780.79
K543700.180.680.74
K839000.120.580.67
M036700.0750.470.63
M234000.030.330.36
M333000.0140.260.29
M432000.0050.20.21
Tablica 6.1. Spektr, temperatura poverhnosti, svetimost', massa i radius zvezd glavnoi posledovatel'nosti.

Posle istosheniya v yadre zapasov vodoroda zvezda peremeshaetsya v storonu vetvi gigantov, ispytyvaya pri etom ser'ezneishie izmeneniya vnutrennei struktury. Zvezda stanovish mnogosloinoi, ee yadro uplotnyaetsya, a obolochka rasshiryaetsya, na raznom rasstoyanii ot ee centra poyavlyaetsya neskol'ko sloev, v kotoryh idut razlichnye termoyadernye reakcii. Na pozdnei stadii evolyucii zvezda teryaya zametnuyu dolyu massy v vide vzryva (sverhnovaya) ili spokoino sbroshennoi obolochki (planetarnaya tumannost'), a ee yadro, szhimayas', obrazuet belyi karlik, neitronnuyu zvezdu ili chernuyu dyru.

V 1950 g. O. Struve [27] zaklyuchil: "My ustanovili, chto atmosfery gromadnogo bol'shinstva zvezd vseh vidov - karlikov, gigantov, sverhgigantov i dazhe belyh karlikov - imeyut priblizitel'no odinakovyi himicheskii sostav. Etot sostav, v svoyu ochered', podoben sostavu mezhzvezdnogo gaza, yarkih diffuznyh tumannostei i planetarnyh tumannostei. Sushestvuyut, odnako, nekotorye zvezdy s anomal'nymi spektrami. Sredi nih mnogo ob'ektov, kotorye prichislyayutsya k naseleniyu II (sfericheskoi sostavlyayushei) Galaktiki". Tot fakt, chto eti poslednie ob'ekty soderzhat men'she tyazhelyh elementov, chem "gromadnoe bol'shinstvo" ostal'nyh zvezd, byl ponyat v ramkah teorii zvezdnogo nukleosinteza: chem pozzhe sformirovalas' zvezda, tem bol'she vhodit v ee sostav tyazhelyh elementov - ostatkov vnutrizvezdnyh yadernyh reakcii. Eto stalo odnim iz argumentov v pol'zu mnogoetapnogo zvezdoobrazovaniya v Galaktike.

Vprochem, eshe v 40-h godah poyavilis' argumenty pol'zu sovremennogo zvezdoobrazovaniya. Prezhde vsego bylo podschitano, chto massivnye zvezdy klassa O, svetimost' kotoryh pochti v million raz prevoshodit solnechnuyu, ischerpyvayut svoi yadernyi istochnik energii menee chem za 107 let; a eto oznachaet, chto oni formiruyutsya nashu epohu. Pravda, Veiczekker predpolozhil, chto OV-zvezdy - eto starye zvezdy, zahvativshie mezhzvezdnoe veshestvo pri prolete skvoz' plotnoe oblako i takim obrazom "omolodivshiesya". Eta ideya mogla ob'yasnit' prostranstvennuyu svyaz' OV-zvezd s oblakami gaza. Odnako chastoe prisutstvie OV-zvezd v rasseyannyh skopleniyah i v ochen' korotkozhivushih kratnyh sistemah tipa Trapecii Oriona ona ob'yasnit' ne mogla.

Analiz dinamiki OV-associacii i T-associacii pozvolil V. A. Ambarcumyanu zaklyuchit', chto eti gruppirovki zvezd ne mogut sushestvovat' bolee 107 let. A poskol'ku v eti molodye gruppirovki vhodyat kak bystroevolyucioniruyushie OV-zvezdy, tak i dolgozhivushie G- i M-zvezdy, to ochevidnym stalo ih odnovremennoe poyavlenie v edinom processe zvezdoobrazovaniya. Itak, kakie zhe zvezdy i v kakom kolichestve rozhdayutsya seichas v Galaktike?

Iz nablyudenii ustanovleno s polnoi opredelennost'yu sushestvovanie zvezd v intervale mass ot 80-90 M$_\odot$ do 0,1-0,05 M$_\odot$. Rech' idet o zvezdah, vhodyashih v dvoinye sistemy: ih massy opredelyayutsya ochen' nadezhno po harakteru orbital'nogo dvizheniya. Naibolee massivnaya sredi dvoinyh - eto znamenitaya "goryachaya zvezda Plasketta", izvestnaya astronomam s 1922 g. Ee summarnaya massa blizka k 150 M$_\odot$, a massa glavnogo komponenta sostavlyaet 80-90 M$_\odot$. Eto znachenie blizko k teoreticheskomu predelu massy zvezd. Delo v tom, chto s rostom massy zvezdy bystro vozrastaet ee temperatura i davlenie izlucheniya na vneshnie sloi. Kogda eto davlenie stanovitsya sravnimym s gazovym davleniem i siloi tyazhesti, ochen' massivnaya zvezda delaetsya neustoichivoi po otnosheniyu k radial'nym kolebaniyam.

Pri bystryh izmeneniyah radiusa takoi zvezdy sila tyazhesti i protivodeistvuyushaya ei sila luchevogo davleniya izmenyayutsya na odinakovuyu velichinu, a znachit u takoi zvezdy ne sushestvuet opredelennogo polozheniya ravnovesiya. Ochen' sil'naya zavisimost' intensivnosti termoyadernyh reakcii ot temperatury prevrashaet massivnuyu zvezdu v svoeobraznuyu "teplovuyu mashinu": sluchaino vyidya iz ravnovesiya, zvezda nachinaet pul'sirovat' vse sil'nee i sil'nee, poka ne sbrosit naruzhnye sloi ili ne razrushitsya vovse.

V 1959 g. teoreticheskii predel massy (predel Ledu - Shvarcshil'da - Harma) ocenivalsya primerno v 60 M$_\odot$ K 1970 g. uchet nekotoryh fizicheskih processov, proishodyashih v pul'siruyushei zvezde (rasseyanie energii kolebanii v udarnyh volnah i t. p.), privel k tomu, chto teoreticheskii porog podnyalsya do 100 M$_\odot$ i stal horosho soglasovyvat'sya s imeyushimisya togda nablyudeniyami. No so vremenem sredi odinochnyh zvezd byli obnaruzheny ochen' lyubopytnye ob'ekty, massy kotoryh mogut byt' ves'ma veliki.

Naprimer, horosho izuchennaya peremennaya zvezda R Lebedya (P Cyg), svetimost' kotoroi v million raz bol'she solnechnoi. Pod deistviem davleniya izlucheniya s poverhnosti podobnyh zvezd-sverhgigantov postoyanno "duet" zvezdnyi veter. Takim obrazom, R Lebedya teryaet v god okolo 10-4 M$_\odot$. No esli by ee massa byla men'she 80-100 M$_\odot$, zvezda voobshe razrushilas' by. Odnako est' zvezdy eshe bolee yarkie i bolee goryachie. U naibolee massivnyh zvezd temperatura poverhnosti dostigaet 50 000 K. Dlya nih special'no prishlos' vvesti v spektral'nuyu .klassifikaciyu tip O3. Lyubopytno, chto iz desyati zvezd etogo tipa, izvestnyh k nachalu 1983 g., shest' byli obnaruzheny v odnoi sravnitel'no blizkoi k nam tumannosti NGC 3372 v sozvezdii Kilya. Etot "zapovednik" massivnyh zvezd nahoditsya v spiral'nom rukave Galaktiki na rasstoyanii 2,8 kpk ot Solnca i yavlyaetsya oblast'yu intensivnogo zvezdoobrazovaniya. U yarchaishei sredi etih zvezd svetimost' dostigaet 5 106 L$_\odot$, a ee massa, po-vidimomu, blizka k 200 M$_\odot$. Eto uzhe ser'eznyi vyzov teorii: zvezda s takoi massoi dolzhna byt' chrezvychaino neustoichivoi.

Kak vidno iz tabl. 6.1, svetimost' zvezd stremitel'no uvelichivaetsya s rostom ih massy: dlya zvezd tipa Solnca eta zavisimost' primerno takova

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

A poskol'ku zapas topliva v zvezde, ochevidno, proporcionalen ee masse, to vremya zhizni zvezdy tev ~ M / L. Dlya solncepodobnyh zvezd polnoe vremya evolyucii sostavlyaet

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

No u zvezd v desyatki raz bolee massivnyh, chem Solnce, rost svetimosti proishodit ne tak kruto: kogda luchevoe davlenie priblizhaetsya k sile tyazhesti, svetimost' mozhet vozrastat' lish' proporcional'no masse zvezdy, inache ona budet razrushena luchevym davleniem. Poetomu vremya evolyucii ochen' massivnyh zvezd ne zavisit ot ih massy i ogranicheno velichinoi 3 106 let. Vprochem, ih evolyuciya opredelyaetsya ne tol'ko izlucheniem sveta.

Odin iz sverhgigantov v toi zhe tumannosti NGC 3372 - peremennaya zvezda "Eta Kilya" (h Car) obladaet stol' intensivnym zvezdnym vetrom (10-3 - 10-1 M$_\odot$/god), chto vryad li ona prosushestvuet v nyneshnem kachestve bolee 10 tys let. Uletayushee s poverhnosti zvezdy veshestvo sformirovalo vokrug nee stol' plotnuyu gazo-pylevuyu obolochku, chto opticheskoe izluchenie v nei pochti polnost'yu pogloshaetsya i pererabatyvaetsya v infrakrasnoe (IK). Poetomu zvezda h Car yavlyaetsya vtorym po yarkosti (posle Solnca) IK istochnikom na nashem nebe.

Astronomam izvestny i drugie ob'ekty, u kotoryh. mozhno zapodozrit' ochen' bol'shuyu massu. Sredi nih udivitel'nyi ob'ekt R 136a v emissionnoi tumannosti "Tarantul" (ili 30 Doradus), prinadlezhashei sosednei galaktike - Bol'shomu Magellanovu Oblaku. Svetimost' etogo ob'ekta v 100 mln raz prevyshaet solnechnuyu. Chtoby obespechit' takuyu moshnost' izlucheniya, neobhodimo ne menee tridcati zvezd klassa O3. Poskol'ku ob'ekt nahoditsya v sosednei galaktike, to dovol'no trudno skazat' s polnoi opredelennost'yu, odinochnyi li eto ob'ekt ili kompaktnoe skoplenie zvezd-sverhgigantov. Pravda, special'naya tehnika fotografirovaniya - spektr-interferometriya pokazala, chto v deistvitel'nosti R 136a - eto gruppa ob'ektov, sredi kotoryh vydelyaetsya yarchaishii - R 136a1. Ego svetimost' ne menee 50 mln solnechnyh, a razmer ne bolee 0,02", chto sootvetstvuet 1000 a. e. v Bol'shom Magellanovom Oblake. V takoi ob'em nevozmozhno "zagnat'" normal'noe zvezdnoe skoplenie. Ostaetsya odno: libo eto odinochnaya zvezda s massoi okolo 2000 M$_\odot$, libo kratnaya zvezdnaya sistema iz 4 - 8 ob'ektov s massami 200 - 400 M$_\odot$ u kazhdogo. Na neobychnuyu prirodu ob'ekta ukazyvaet i ego zvezdnyi veter: skorost' gaza v nem sostavlyaet 3500 km/s, togda kak u O-zvezd ona ne prevyshaet 1000 km/s. Eto eshe odin argument v pol'zu togo, chto pered nami "sverhzvezda". A poka prodolzhaetsya izuchenie etogo udivitel'nogo ob'ekta, teoretiki pytayutsya naiti opravdanie ego sushestvovaniyu.

Vprochem, dazhe esli v "kosmicheskom zooparke" prisutstvuet neskol'ko superzvezd, to ne oni igrayut v nem glavnuyu rol'. Ved' takie zvezdy rozhdayutsya ochen' redko, Podschet zvezd razlichnoi massy pokazyvaet, chto chem men'she massa, tem chashe sootvetstvuyushie zvezdy formiruyutsya v nashei i drugih galaktikah. Esli raspolozhit' nedavno rodivshiesya zvezdy v sootvetstvii s ih massoi, to my poluchim nachal'nuyu funkciyu mass (inogda govoryat "spektr mass"). Pri etom poluchennye iz nablyudenii dannye obychno approksimiruyut stepennoi funkciei:

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

gde dN - kolichestvo zvezd v intervale mass ot M do M + dM. Pokazatel' stepeni a obychno zaklyuchen v intervale ot 2 do 3. V okrestnosti Solnca dlya zvezd umerennoi massy a = 2,35. Eto, tak nazyvaemaya, solpiterovskaya funkciya mass, po imeni amerikanskogo astrofizika, vpervye opredelivshego ee.

Ochevidno, chto zavisimost' (6.3) ne mozhet neogranichenno prodolzhat'sya v oblast' malyh mass: slishkom uzh stremitel'no narastaet kolichestvo zvezd-karlikov. Gde zhe granica vozmozhnostei prirody pri izgotovlenii malomassivnyh zvezd? Dostoverno ustanovleno, chto sushestvuyut krasnye karliki s massoi okolo 0,06 M$_\odot$. Temperatura ih poverhnosti okolo 2000 K, poetomu takie zvezdy pravil'nee bylo by nazyvat' ne krasnymi, a infrakrasnymi karlikami, poskol'ku maksimum v spektre ih izlucheniya lezhit za predelom krasnoi granicy chelovecheskogo zreniya.

Samye legkie zvezdy s tochno izmerennoi massoi nahodyatsya v dvoinyh sistemah. V sisteme Ross 614 komponenty imeyut massy 0,11 i 0,07 M$_\odot$. V sisteme Wolf 424 massy komponentov sostavlyayut 0,059 i 0,051 M$_\odot$. A u zvezdy LHS 1047 menee massivnyi kompan'on vesit vsego 0,055 M$_\odot$.

Vprochem, dlya takih ob'ektov, veroyatno, pridetsya podbirat' novoe nazvanie. Ibo nazyvat' ih zvezdami bylo by ne sovsem spravedlivo. Raschety pokazyvayut, chto v telah s massoi 0,08 M$_\odot$ (predel Kumara) temperatura tak nizka, chto termoyadernye reakcii prakticheski ne proishodyat. Mozhem li my nazyvat' zvezdami tela, lishennye yadernogo istochnika energii? Vremya ot vremeni poyavlyayutsya soobsheniya ob obnaruzhenii "korichnevyh karlikov" s massami 0,04 - 0,02 M$_\odot$, no poka oni nadezhnogo podtverzhdeniya ne poluchili. Est' kosvennye ukazaniya na sushestvovanie eshe men'shih tel: volnoobraznoe dvizhenie nekotoryh zvezd svidetel'stvuet o prisutstvii ryadom s nimi malomassivnyh sputnikov, zapolnyayushih interval mass mezhdu zvezdami i planetami (10-1 - 10-3 M$_\odot$). Naibolee nadezhnym rezul'tatom v etoi oblasti mozhno schitat' nedavno zakonchennoe izuchenie kolebanii v dvizhenii zvezdy BD 68 946 . Bez somneniya u nee obnaruzhen temnyi sputnik s massoi 0,009 M$_\odot$. Odnako dannyh v etoi oblasti eshe malo i o rasprostranennosti takih ob'ektov sudit' poka nevozmozhno.

Takim obrazom, seichas mozhno utverzhdat' dostatochno obosnovanno, chto v osnovnom priroda izgotavlivaet zvezdy s massami ot 100 do 0,05 M$_\odot$, prichem malomassivnyh zvezd sushestvenno bol'she, chem tyazhelovesnyh, kak po kolichestvu, tak i po obshei dole zaklyuchennogo v nih veshestva.


<< 5. Ot Dzhinsa do nashih dnei | Oglavlenie | 7. Gde rozhdayutsya zvezdy >>

Publikacii s klyuchevymi slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie
Publikacii so slovami: Protozvezdy - zvezdoobrazovanie
Sm. takzhe:
Vse publikacii na tu zhe temu >>

Mneniya chitatelei [4]
Ocenka: 3.1 [golosov: 98]
 
O reitinge
Versiya dlya pechati Raspechatat'

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce

Astronet | Nauchnaya set' | GAISh MGU | Poisk po MGU | O proekte | Avtoram

Kommentarii, voprosy? Pishite: info@astronet.ru ili syuda

Rambler's Top100 Yandeks citirovaniya