Иосиф Шкловский - Звезды - их рождение, жизнь и смерть

Рис. 5.2:Эволюционный трек протозвезды на диаграмме Герцшпрунга—Рессела.

На рис. 5.2 изображен эволюционный «трек» протозвезды на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Стадия свободного падения протозвезды, когда она холодна и прозрачна, изображена (схематически, конечно) штриховой кривой в правой части рисунка. Максимум этой кривой соответствует наступлению непрозрачности и связан с первой вспышкой длинноволнового инфракрасного излучения. После наступления непрозрачности болометрическая светимость протозвезды быстро уменьшается, после чего следует очень быстрый ее рост, связанный с «закипанием» протозвезды из-за выхода наружу конвективных потоков и превращения их энергии в энергию излучения. Наступает вторая вспышка, на этот раз в ближней инфракрасной области. Заметим, что на этой кривой светимость протозвезды в максимуме вспышки в несколько раз меньше, чем по нашей грубой формуле (5.2), что, конечно, нас не должно смущать. Этому кратковременному этапу эволюции протозвезды соответствует широкая штрихованная полоса. Последняя (сплошная) часть эволюционного трека показывает непрерывное уменьшение светимости сжимающейся протозвезды, температура поверхности которой поддерживается на почти постоянном уровне («стадия Хаяши»). Наконец, трек протозвезды доходит до главной последовательности, что означает, что она превратилась в «нормальную» звезду. Следует подчеркнуть еще раз, что длительность отдельных «кусков» эволюционного трека совершенно различна.

Западногерманские астрофизики теоретически рассмотрели задачу о конденсации сферического газово-пылевого облака большой массы в звезду. Численные расчеты были проведены для значений масс 150, 50 и 20 M . Как показывают эти расчеты, в конечном итоге эволюции на главную последовательность приходят звезды с массами 36, 17 и 12 M соответственно, т. е. существенная часть первоначальной массы облака не конденсируется, а образует «протозвездные оболочки». Именно такие оболочки, эволюция которых рассчитывается, могут быть объектами исследования методами наблюдательной астрономии. Следовательно, открывается новый подход к основной проблеме звездной космогонии. Первоначальный радиус сжимавшихся облаков был принят 10 18см, причем облака считались невращающимися и лишенными магнитного поля, что, конечно, является значительным упрощением задачи. Тем не менее, результаты расчетов, как показывают наблюдения, довольно верно описывают различные стадии эволюции сжимающегося облака. Резюмируем эти результаты:

1. Спустя несколько сотен тысяч лет после начала сжатия облака и вскоре после того, как внутри сжимающегося облака образуется звездообразное, довольно горячее ядро, вокруг последнего возникает плотный, непрозрачный для оптических лучей газово-пылевой «кокон», внутренний радиус которого (3—5) 10 13см, а внешний 10 15см. Температура наружных слоев «кокона» 500 К, и он, в принципе, мог бы наблюдаться как инфракрасный источник. Однако холодное вещество сжимающегося облака, находящееся снаружи от «кокона», непрозрачно к инфракрасным лучам. Наблюдатель никакого «кокона» внутри облака не увидит.

2. Мощное ( 1000 L ) инфракрасное излучение от «кокона» будет оказывать давление на газово-пылевую среду оболочки. По этой причине сжатие оболочки довольно быстро (через несколько десятков тысяч лет) остановит сжатие наружных слоев облака, которые после этого начнут расширяться . Таким образом, возникает наружная газово-пылевая оболочка или внешний «кокон», радиус которого 10 7см. В дальнейшем как внутренний, так и внешний «коконы» расширяются. Начиная с некоторого момента, толщина внешнего «кокона» настолько уменьшается, что через него видно инфракрасное излучение более компактного и горячего внутреннего «кокона». Поэтому внешний наблюдатель «увидит» в инфракрасных лучах компактный «горячий» источник ( T 500 К — 1000 К), окруженный более протяженным и холодным ( T 200 К) источником. Именно такая ситуация и наблюдается в некоторых случаях (например, в Орионе, см. выше).