Rating@Mail.ru

Эволюция звезд: от красных гигантов до белых карликов

Эволюция звезд: от красных гигантов до белых карликов
физика
Физика
633 публикаций
27 Октября 2018
Астрофизик Дмитрий Вибе о жизни и смерти больших термоядерных печек

В 1835 году Огюст Конт написал в «Курсе позитивной философии», что звезды всегда будут оставаться для нас механическими объектами. Мы сможем определять их положение на небе, измерить расстояния до них, сможем узнать законы их движения, но вот что представляет собой та светящаяся точка, из чего она сделана и какая у нее температура — мы не узнаем никогда. Но именно в это время уже зарождался спектральный анализ, который позволяет определять состав и температуру небесных тел на расстоянии. Благодаря этому методу мы теперь знаем очень много о звездах. Астрофизика как наука выросла на наблюдательных данных, а не моделях.

Когда начали изучать спектры звезд?

Одним из первых исследователей спектральных линий был Йозеф Фраунгофер. Изучая спектр Солнца, он создал первую систему именования спектральных линий, обозначив их буквами латинского алфавита. Теперь мы знаем, что эти линии соответствуют разным химическим элементам, из-за чего возникает некоторая путаница. Например, фраунгоферовы линии K и H принадлежат не калию и водороду, как можно было бы подумать, а ионизованному кальцию, а линия C принадлежит водороду, а не углероду.

image
Фраунгоферовы линии на солнечном спектре // Wikipedia Commons //

В начале второй половины XIX века внимание астрономов переместилось с солнечного на звездные спектры. Оказалось, что спектры разных звезд могут довольно сильно различаться. Первые попытки спектральной классификации звезд основывались исключительно на наличии или отсутствии в спектре тех или иных спектральных линий. Потом оказалось, что можно выстроить спектральные классы в более логичную последовательность по температуре. Самые горячие звезды принадлежат к спектральным классам O и B. У них максимум энергии приходится на синюю и ультрафиолетовую области спектра. Самые холодные — K и M, и у них максимум энергии находится в красной области спектра. Это означает, что, просто глядя на звезду, можно по цвету прикинуть, насколько она горяча: поверхностные температуры синих звезд велики, а красных — существенно ниже. Последовательность спектральных классов звезд складывается в последовательность букв O, B, A, F, G, K, M, для которых придумали множество мнемонических методов запоминания: «Один бритый англичанин финики жевал как морковь». Или по-английски, например, «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me».

Что мы знаем о звездах?

К началу ХХ века физики научились определять температуру звезды по спектру излучения. Звезда излучает почти как абсолютно черное тело, и, значит, ее поверхностную температуру можно определить при помощи формулы Планка. Измерить подобным же образом внутреннюю температуру звезды мы не можем, но есть простой способ примерно ее оценить. Если предположить, что звезда находится в гидростатическом равновесии, а это весьма логичное предположение, ее внутреннее строение будет описываться довольно простыми формулами, которые позволяют посчитать центральную температуру. При этом не надо знать ничего ни про термоядерные реакции, ни про какие-либо другие особенности звезды. Просто считаем ее газовым шаром известной массы и радиуса, который находится в гидростатическом равновесии, — и все, этого достаточно, чтобы посчитать температуру в ее центре.

Вторым важным параметром звезды, который можно определить из наблюдений, является светимость, то есть полное количество энергии, излучаемой звездой в единицу времени. Чтобы оценить светимость, нужно узнать расстояние до звезды или сравнить ее с каким-нибудь эталоном, например со звездой того же спектрального класса, расстояние до которой известно.

Самый прямой метод определения расстояний — это метод тригонометрических параллаксов, использующий орбитальное движение Земли вокруг Солнца. Из этого метода появилась мера в один парсек — это расстояние, на котором объект смещается в течение полугода на одну угловую секунду. Он работает в ближайших окрестностях Солнечной системы, но, к счастью, в наших галактических окрестностях много звезд, до которых можно измерить расстояние напрямую. Затем мы можем транслировать это знание на далекие объекты. Как? При помощи так называемых стандартных свечей — объектов, истинная светимость которых нам известна. Таковы, например, переменные звезды особого вида — цефеиды (к ним относится, в частности, Полярная звезда), светимость которых связана простым соотношением с периодами их пульсаций, или сверхновые типа Ia, предположительно в максимуме блеска обладающие одной и той же светимостью. Определив расстояния до некоторых «стандартных свечей» методом тригонометрических параллаксов, мы затем можем определить расстояние до других объектов того же типа просто по видимому блеску, по тому, насколько ярко они светят для земного наблюдателя. Помня, что поток фотонов падает как квадрат расстояния, мы можем оценить расстояние до этих звезд.

Радиусы самых больших звезд удается измерить непосредственно. В других случаях приходится пользоваться формулой, которая прямо связывает светимость, температуру и радиус звезды:

L=4πR2σT4,

где σT4 — это поток с единицы площади, а 4πR2 — площадь поверхности звезды. Те немногие звезды, для которых мы можем измерить радиус непосредственно, подтверждают, что наши расчеты в целом верны.

Самый важный звездный параметр — масса звезды. Узнав массу звезды, вы узнали про нее все, что можно про нее узнать, — если это одиночная звезда. В астрономии существует теорема Рассела — Фогта, которая гласит, что эволюция звезды полностью определяется ее начальной массой и химическим составом. Химический состав везде примерно один и тот же, он не демонстрирует какого-то такого большого разнообразия: водород, гелий и немного всего остального. Масса же варьируется в очень широких пределах: от восьмидесяти Юпитеров, то есть 8% массы Солнца, и у нас в Галактике до 150 масс Солнца.

Как определить массу звезды? Это возможно, если звезда является членом двойной системы, достаточно широкой, чтобы ее компоненты не взаимодействовали друг с другом. Наблюдая за движением звезд в таких парах, можно, применяя законы Кеплера, определить массы компонентов. Если у нас есть дополнительная информация об угле наклона, мы получаем массу каждой звезды. Это единственный способ прямого измерения массы, другого нет. Все остальное — через теорию звездной эволюции. К счастью, основные параметры звезды связаны между собой простыми соотношениями, и наиболее известным из них является соотношение между температурой и светимостью — диаграмма Герцшпрунга — Рассела.

image
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела // Wikipedia Commons //

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Самая знаменитая астрофизическая диаграмма называется диаграммой Герцшпрунга — Рассела. По оси абсцисс у нее температура, которая увеличивается налево, а не направо, то есть идет от 50 000 до 3000 кельвинов — имеется в виду поверхностная температура: мы ничего другого не видим, поэтому, говоря о температуре звезды, всегда подразумеваем поверхностную температуру.

По оси ординат в диаграмме Герцшпрунга — Рассела отложена светимость, то есть мощность излучения. Она часто измеряется в солнечных светимостях, от порядка миллиона солнц вверх до одной десятитысячной вниз. Светимость Солнца — 4*1026 ватт. В 1912–1913 годах Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел независимо друг от друга обнаружили, что, если нарисовать такую диаграмму, звезды ее заполняют не беспорядочно: большинство находится на большой диагонали, идущей из верхнего левого угла в правый нижний. 

Эта диагональ называется главной последовательностью. На ней расположены практически все звезды, а за ее пределами — белые карлики, красные гиганты, красные сверхгиганты и гиганты асимптотической ветви. В 1912 году, когда появилась эта диаграмма, господствовала гравитационная картина звездообразования: считалось, что звезда светится за счет падающего на нее вещества. Сперва звезда холодна, но на нее падает и падает вещество, и звезда постепенно разогревается, приходя в верхнюю часть главной последовательности. Когда падение вещества заканчивается, далее звезда только остывает. Так возник сам термин — последовательность. Теперь мы знаем, что в этой линии нет никакой последовательности, а звезды в течение жизни проходят по диаграмме Герцшпрунга — Рассела другие, довольно сложные траектории. Но большую часть своей жизни все звезды проводят на главной последовательности.

Как проходит жизнь маленьких звезд?

Звезда, субзвездный объект или даже планета способны существовать очень длительное время, но это возможно только при условии, что они находятся в квазиравновесном состоянии. Такое состояние называют гидростатическим равновесием, и складывается оно из внутреннего давления, направленного наружу, и гравитации, направленной внутрь. Давление создается теплом, выделяемым в результате термоядерных реакций, и, когда реакции затихают, оно падает.

Гравитационное сжатие газа приводит к двум результатам. Во-первых, газ разогревается. Во-вторых, при очень большом давлении он вырождается, то есть приходит в такое квантово-механическое состояние, становится настолько плотным, что в нем начинает сказываться принцип Паули: два электрона не могут занимать одну и ту же ячейку. Так получается электронный вырожденный газ. В ядрах массивных звезд возможно вырождение нейтронного газа, который появляется в результате вдавливания электронов в протоны и их превращения в нейтроны. Вырождение газа очень важно для понимания эволюции звезд.

Как выглядит типичная биография самой маленькой звезды, то есть объекта, в котором идут термоядерные реакции? Чтобы термоядерные реакции начались, температура должна подняться до нескольких миллионов градусов. При этой температуре начинает гореть дейтерий, которого в звезде очень мало, тысячные доли процента. Сперва он горит и, значит, может обеспечить недолговечное поддержание давления за счет температуры. Затем дейтерий выгорает, начинается сжатие. Дальнейшее развитие событий зависит от того, что наступит раньше: загорание термоядерных реакций с водородом или вырождение газа.

У объектов, масса которых не превышает восьмидесяти Юпитеров, вырождение наступает раньше. Из-за небольшой массы температура не успевает подняться до такого состояния, чтобы загорелись термоядерные реакции, а газ уже вырожден. Вырожденному газу не нужно быть горячим, чтобы поддерживать гидростатическое равновесие. В результате получается объект, который спокойно существует тысячи миллиардов лет без термоядерных реакций. Он медленно остывает, удерживаясь от сжатия давлением вырожденного газа. Так получаются коричневые карлики.

Изображение: Эволюция звезд: от красных гигантов до белых карликов — parallax 10 //

Самые маленькие объекты, которые уже называются звездами, имеют массу больше восьмидесяти Юпитеров, или 0,08 массы Солнца, — красные карлики. Температура в их ядрах достаточна для того, чтобы загорелся водород. В период жизни звезды, когда в ее недрах водород постепенно переходит в гелий, звезда находится на главной последовательности. Гелию, чтобы вступить в следующий этап термоядерного горения, нужна температура порядка ста миллионов кельвинов. Небольшие звезды не могут разогреться до такой температуры: гелий в них просто не загорается, и внутри звезды образуется гелиевое ядро, которое остывает и вырождается. Образуется гелиевый белый карлик. Это гипотетическая картина, потому что ни один красный карлик в нашей Вселенной еще не закончил свою эволюцию. Даже моделировать этот процесс астрофизикам не слишком интересно, потому что предсказания модели невозможно будет сравнить с наблюдениями еще несколько триллионов лет.

Как проходит жизнь больших звезд?

Следующий порог массы — это звезды вроде нашей, которые начинаются от 0,6–0,8 солнечной массы. Они проходят в своей жизни через стадию гелиевой вспышки. Сначала все как обычно: водород в ядре выгорает и превращается в гелий. Ядро начинает остывать и сжиматься. Вместе с ним сжимаются и внешние слои водорода. Сжимаясь, они нагреваются до такой температуры, что в них тоже начинается термоядерная реакция. Начинает гореть так называемый слоевой источник. Он очень узкий, и в нем выделяется большая энергия и резко вырастает температура. А рядом с ним находится сравнительно холодное гелиевое ядро. Крутой градиент температур вызывает конвективную неустойчивость. Внешние слои звезды расширяются, и она становится красным гигантом.

Звезда не разлетается, но очень сильно расширяется и становится очень яркой, поскольку яркость пропорциональна радиусу в квадрате. Если радиус вырастает в сто раз, яркость возрастает на четыре порядка, а поверхностная температура падает. Через пять миллиардов лет, когда через эту стадию будет проходить Солнце, его радиус вырастет до орбиты Венеры, а с Земли, если ее орбита к тому времени не изменится, сдует атмосферу.

Изображение: Эволюция звезд: от красных гигантов до белых карликов — parallax 14 //

Пока звезда превращается в красный гигант, слоевой источник продолжает греть вырожденное гелиевое ядро. При превышении некоторой температуры вырождение снимается, и внезапно в центре звезды оказывается перегретое ядро гелия под очень большим давлением. Происходит практически взрыв — гелиевая вспышка. Правда, наружу ее следы не выходят: звезда большая, и, даже если внутри у нее случился огромный взрыв, снаружи ничего не видно.

После взрыва начинается следующий этап — горение гелия в ядре. Звезда снова медленно движется в сторону главной последовательности, опять становится почти нормальной в том смысле, что у нее в центре идет термоядерная реакция. Радиус уменьшается, поверхностная температура растет. И это продолжается до того момента, пока не заканчивается гелий, который все это время превращается в углерод и кислород. Получается углеродно-кислородный белый карлик — финальная стадия жизни звезды солнечного типа.

Если масса звезды больше двух-трех масс Солнца, гелий не успевает выродиться, а просто загорается. В остальном все идет точно так же: гелиевое ядро, слоевой источник, который его прогревает. Когда температура в ядре достигает ста миллионов градусов, начинается тройной альфа-процесс, и гелий превращается в углерод и кислород. После того как гелий в ядре выгорает, снова появляется слоевой источник, только теперь в нем горит уже гелий. А над ним находится еще один слой, в котором горит водород. Звезда снова начинает раздуваться и попадает на асимптотическую ветвь гигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела. После этого наступает финиш: белый карлик и планетарная туманность. Такая судьба ожидает Сириус и Вегу — из хорошо видимых звезд.

Это все касается звезд с массой меньше десяти масс Солнца. До этого порога звезды превращаются в белый карлик — гелиевый, углеродно-кислородный, кислородно-неоново-магниевый, но обязательно белый карлик с массой порядка массы Солнца и ядром порядка размеров Земли. За пределом в десять масс Солнца все происходит совсем по-другому. Там проходит полный цикл термоядерного синтеза, вплоть до железа. Если говорить очень упрощенно, на последних стадиях жизни таких больших звезд образуется «луковичная структура». В разных слоях происходят разные термоядерные реакции, в которых при движении к центру образуются все более тяжелые элементы.

Изображение: Эволюция звезд: от красных гигантов до белых карликов — parallax 18 //

В финале в центре звезды образуется железное ядро. В нем термоядерных реакций нет. Соответственно, оно не способно противостоять гравитационному сжатию до той поры, пока не наступит вырождение уже не электронного, а нейтронного газа. Так получается нейтронная звезда массой порядка одной-двух масс Солнца при размере 10–20 километров в диаметре. Если же ядро такой звезды превышает массу Солнца вдвое или больше, образуется черная дыра.

Как развиваются более сложные объекты?

Даже в одиночной звезде простая луковичная структура будет получаться только в том случае, если у нее сферическая симметрия, а это необязательно так. Звезды быстро вращаются. Массивные звезды вращаются очень быстро. Значит, в них, помимо конвекции, могут возникать меридиональные течения.

При моделировании таких звезд уже нельзя ограничиваться только тепловым давлением. В них важную роль играет давление излучения. Поток излучения, идущий из недр, настолько мощный, что он значительную часть своего импульса передает веществу, через которое распространяется. Это давление способно сорвать со звезды часть ее вещества. В результате могут появиться такие необычные объекты, как звезды Вольфа — Райе. Изначально такие звезды были выделены в отдельный класс, потому что в их спектрах нет признаков водорода. Предполагается, что это звезды с сорванными водородными оболочками: глядя на них, мы видим обнаженную внутреннюю часть звезды, в которой водород уже переработан. Есть работы, в которых наблюдаемые массы звезд Вольфа — Райе оценивались в несколько масс Солнца. То есть потеря вещества может быть очень большой даже в одиночной системе.

Еще сложнее происходит эволюция двойных систем с массивными звездами. Одна массивная звезда — это уже сложнейший объект, а тут их еще и две. И они друг с другом как-то взаимодействуют, не только гравитационно. Вот только один пример. Есть такое понятие, как полость Роша — это некая граница вокруг звезды, в которой царствует ее собственное тяготение. Если вещество звезды выходит за пределы ее полости Роша, оно попадает в зону действия компаньона. В тесных двойных системах бывает так. Одна звезда раздувается, превращается в красный гигант, ее вещество выходит за пределы полости Роша и начинает течь на компаньона. В результате две звезды меняются ролями: большая становится маленькой, а маленькая — большой.

В массивных звездах взаимодействие вещества может происходить, даже если они еще не расширились. Звездный ветер, мощный поток стекающего с них вещества, стекает с двух массивных звезд. Два звездных ветра сталкиваются между собой и начинают взаимодействовать. Иногда на этих звездах происходят очень мощные вспышки, природа которых вообще окончательно неясна. Это так называемые luminous blue variables — яркие голубые переменные. Самая известная из них — Эта Киля. Сейчас она совсем неяркая, а в XIX веке была некоторое время одной из ярчайших звезд на небосклоне. В двойных системах все очень сложно, и нам еще предстоит многое про них понять.

Дмитрий Вибе
Дмитрий Вибе
доктор физико-математических наук, заведующий отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН