Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Иосиф Шкловский

В спектрах звезд типа Т Тельца часто наблюдаются линии излучения водорода, ионизованного кальция и некоторых других элементов. Анализ условий образования этих линий позволяет сделать вывод, что в наружных слоях атмосфер этих звезд температура растет с высотой. Это похоже на ситуацию в верхних слоях солнечной атмосферы, где температура растет с высотой из-за нагрева механической энергией движения солнечного вещества.

Все это указывает на то, что звезды типа Т Тельца охвачены быстрыми конвективными движениями, т. е. их наружные слои действительно «кипят». По-видимому, существенная часть поверхности этих звезд покрыта пятнами с сильными магнитными полями и характерными для них конвективными движениями.

Другой интересной особенностью спектров звезд типа Т Тельца является наличие там компонент линий поглощения, смещенных в синюю сторону. Это указывает на непрерывный выброс вещества с их поверхности, достигающий 10-7 солнечной массы в год. Отсюда следует, что пока такие звезды «сядут» на главную последовательность, они потеряют значительную часть своей первоначальной массы. Это опять-таки объясняется мощными турбулентными движениями, которыми охвачены такие звезды. Поток кинетической энергии облаков газа, выбрасываемых звездами типа Т Тельца, составляет значительную часть (10—20%) их потока излучения. Все эти факты дают серьезные основания считать звезды типа Т Тельца стадией Хаяши эволюции протозвезд.

Сказанное выше относится к эволюции протозвезд, масса которых меньше солнечной. Для более массивных протозвезд эволюция на заключительной стадии имеет свои особенности. Оказывается, что еще до того, как они «сядут» на главную последовательность, перенос энергии путем конвекции заменится «лучистым» переносом. Это объясняется более-быстрым ростом температуры в недрах таких звезд, что, в частности, приводит к уменьшению непрозрачности их вещества (см. часть II). Как следствие такой смены режима переноса энергии, эволюционный трек протозвезды довольно круто повернет налево, т. е. продолжая сжиматься, звезда будет сохранять почти неизменной свою светимость, следовательно, ее температура будет все время расти. На рис. 5.12 представлены теоретически рассчитанные эволюционные треки протозвезд разной массы, где этот эффект проявляется с большой наглядностью. Им, в частности, объясняется то обстоятельство, что среди звезд типа Т Тельца наблюдаются не только холодные объекты с температурой 3500 К, но и значительно более горячие.

Представляет очевидный интерес рассмотрение самых ранних стадий эволюции Солнца.

Такие расчеты были выполнены в 1980 г. Исходным пунктом этих вычислений является выделение из первичного газово-пылевого комплекса «протозвездного» облака с массой, близкой к массе Солнца, которое под действием гравитационного притяжения составляющих его частиц сжималось к центру со скоростью свободного падения. В процессе такого сжатия резко возрастала плотность в центральной части облака. Когда облако стало непрозрачно к собственному инфракрасному излучению, температура центральной его части («ядра») стала расти — сжимающееся облако стало протозвездой. По мере роста температуры ядра в нем начались процессы диссоциации и ионизации. Однако температура ядра еще не была достаточной для того, чтобы там пошли ядерные реакции.

На наружную поверхность ядра протозвезды с большой скоростью (свободное падение!) падает газ ее сжимающейся оболочки. В процессе торможения этого газа при его столкновении с наружной поверхностью ядра возникает ударная волна и выделяется тепло. Следует заметить, что размеры ядра ( 1011 см, т. е. радиус Солнца) в миллион раз меньше первоначальных размеров сжимающегося облака. По мере выпадения газа из облака на ядро масса последнего непрерывно растет. Согласно теоретическим оценкам ежегодный прирост массы ядра составляет 10-5M. С ростом массы ядра связан рост его температуры, которая через несколько тысяч лет достигает многих десятков тысяч градусов. Наконец, спустя 20 000 лет после образования ядра его температура превысит 106 К и в нем начнутся первые ядерные реакции превращения дейтерия в гелий. Энергия, выделяющаяся в процессе этой реакции, будет переноситься в наружные слои протозвезды путем конвекции.

 

Рис. 5.11: Схематическое изображение структуры сжимающегося протозвездного облака.  

На рис. 5.11 схематически приведена схема структуры сжимающегося протозвездного облака. Эта структура сохраняется в течение всего времени роста массы ядра облака. По мере выпадения газа на ядро размеры наружной протяженной оболочки уменьшаются, а ее температура держится более или менее постоянной. На расстоянии 1014 см от ядра падающие к центру пылинки нагреваются потоком идущего изнутри излучения. Так образуется поверхность, излучающая инфракрасные кванты. Эту поверхность можно назвать «пылевой фотосферой», излучение которой и наблюдается у инфракрасных звезд. Температура пылинок в этой своеобразной «фотосфере» достигает нескольких сотен кельвинов.

В более глубоких слоях протозвезды пылинки из-за высокой температуры разрушаются. Это происходит на расстоянии 1013 см от центра при температуре 2000 К. «Фронт разрушения» пылинок определяет внутреннюю границу пылевой фотосферы. Глубже этого фронта вещество протозвезды становится прозрачным. На еще больших глубинах в связи с ростом плотности прозрачность вещества протозвезды кончается, и можно говорить о «газовой фотосфере», которая, правда, не наблюдается, будучи заэкранированной пылевой фотосферой.

Через 105 лет процесс аккреции («оседания») оболочки на ядро, бывший все это время основным источником энергии излучения протозвезды, прекратится. Это произойдет либо из-за полного выпадения вещества оболочки на ядро, либо из-за фотонного и корпускулярного излучения последнего, которое вытолкнет наружу вещество оболочки. Как показывают расчеты, через 10 лет вся оболочка «ссыпется» на ядро, светимость протозвезды будет примерно в 70 раз, а радиус почти в 5 раз больше, чем у современного Солнца. В эту эпоху температура фотосферы достигает 7300 К.

Прекращение выпадения газа оболочки на поверхность «протосолнца» повлечет за собой, во-первых, «просветление» всей картины образования нашего светила, так как окружающий его «кокон» рассеется. Во-вторых, светимость его уменьшится в 10 раз в соответствии с понижением температуры до 4200 К. В последующие несколько тысяч лет излучение протосолнца, поддерживаемое ядерной реакцией на дейтерии, будет иметь постоянную мощность. Когда дейтерий «выгорит», центральные части протосолнца начнут медленно сжиматься, а светимость уменьшаться. Наконец, в центральной части протосолнца температура достигнет 15 миллионов кельвинов, а плотность станет достаточно большой для того, чтобы включились ядерные реакции превращения водорода в гелий (см. § 8). Окончательно протосолнце «стабилизируется» на соответствующей его массе точке главной последовательности через 30 миллионов лет. В этом состоянии Солнце будет излучать с почти постоянной мощностью много миллиардов лет.

Аналогичные расчеты были выполнены некоторыми авторами, в частности, И. Ибеном, для построения эволюционных треков протозвезд разной массы. Результаты вычислений приведены на рис. 5.12. Расчеты проводились от момента прекращения выпадения газа оболочки на формирующуюся протозвезду до момента вступления на главную последовательность. Цифры на главной последовательности (отмеченной пунктиром) дают время эволюции (от начала конденсации до вступления на главную последовательность), выраженное в миллионах лет. Это время сильно зависит от массы протозвезды. Если, например, в случае M = 15M оно равно 62 000 лет, то при M = 0,5M возрастает до 155 106 лет.

 

Рис. 5.12: Эволюционные треки протозвезд разной массы; цифры справа означают массы протозвезд в M. (Расчеты И. Ибена.)  

Как видно из рис. 5.12, массивные протозвезды на заключительной стадии своей эволюции, когда их светимость почти не меняется, обладают всеми характеристиками звезд-гигантов. Можно поэтому предполагать, что часть звезд-гигантов в молодых скоплениях звезд на самом деле являются протозвездами. Следует, однако, иметь в виду, что последнюю «горизонтальную» часть своего эволюционного трека протозвезды «проскакивают» очень быстро, всего лишь за несколько тысяч лет. Поэтому их должно быть довольно мало.