Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц - Рождение, жизнь и смерть звезд

И тут развитие нашей модельной звезды сильно усложняется. Наиболее глубокая область обогащается углеродом, и с течением времени запас гелия в этой области истощается. Через 6 миллионов лет после начала превращения гелий в центре звезды выгорает. Как и ранее, образуется сферическая оболочка, в которой продолжается превращение гелия в углерод. Теперь химический состав звезды становится очень неоднородным: снаружи по-прежнему наблюдается богатая водородом смесь исходного состава, сохранившаяся еще с «рождения» звезды, далее идет слой гелия, и, наконец, — центральная сфера, состоящая из углерода. На двух границах раздела там, где исходная смесь переходит в гелий, и там, где гелий граничит с углеродом, происходят ядерные реакции. Теперь у звезды есть два сферических слоя, где происходит ядерное горение вещества (см. рис. 6.1, д). Такая звезда многократно перемещается слева направо и обратно по диаграмме Г-Р, однако большую часть времени она проводит в области красных гигантов. Через некоторое время внешний слой, где горит водород, гаснет. Теперь звезда существует только за счет ядерного горения гелия (рис. 6.1, е). Процессы, протекающие в ее недрах, еще больше усложняются. Рано или поздно центральная часть звезды разогревается до таких высоких температур, когда углерод начинает превращаться в более тяжелые элементы, и ядерное горение звездного вещества продолжается.

Такова история жизни звезды с массой в 7 раз больше солнечной, которую мы узнали с помощью наших расчетов в 1963 г. Многие исследователи проводили аналогичные расчеты для звезд с другими массами. Путь развития таких звезд мало отличается от истории нашей звезды с массой в 7 солнечных. Подобные расчеты для множества различных звезд были проведены Пьером Демарком и Ико Ибеном в США, а также Богданом Пачинским в Польше. Они сравнили результаты своих расчетов с наблюдениями. В общем можно сказать, что звезды с массами в интервале примерно от двух до шестидесяти солнечных развиваются по схеме, которая очень похожа на развитие звезды с массой в 7 солнечных, о которой мы только что говорили. Звезды с массой меньше двух солнечных развиваются так же, как наше Солнце.

Только что мы проследили историю развития звезды с массой в 7 раз больше солнечной до начала ядерного горения углерода в ее недрах. В настоящее время неясно, как протекает дальнейшая жизнь таких звезд. Однако изученная нами часть эволюции звезд уже позволяет сравнить эти результаты с данными астрономических наблюдений. Проведя такое сравнение, мы сможем узнать, насколько правильно наши машинные расчеты для процессов в недрах звезд позволяют предсказать картину, которую мы наблюдаем на звездном небе. Раньше мы уже говорили, что звезды развиваются слишком медленно, и поэтому мы не можем последовательно шаг за шагом проследить развитие каждой звезды и проверить, на самом ли деле ее светимость и температура поверхности меняются таким образом, что звезда перемещается по диаграмме Г-Р из точки на главной последовательности вдоль теоретической траектории в область красных гигантов. Поэтому для проверки теории существуют другие, косвенные способы сравнения с наблюдательными данными. Посмотрим еще раз на схемы развития звезд с одной и семью солнечными массами, показанные на рис. 6.2. Оба эти пути ведут из главной последовательности в область красных гигантов и сверхгигантов. Предположим, что горение водорода началось в недрах этих двух звезд одновременно. В этом случае более тяжелая звезда уже через несколько миллионов лет начнет перемещаться направо по диаграмме Г — Р, в то время как более легкая еще много миллиардов лет будет оставаться в пределах главной последовательности.

Если мы рассмотрим звездное скопление, то окажется, что оно состоит из звезд с разными массами. Если эти звезды возникли примерно в одно время, то тяжелые звезды скопления будут находиться на более поздней стадии развития, чем легкие звезды. Чтобы наблюдать этот эффект, мы с Альфредом Вайгертом в 60-е годы разработали метод, который позволяет наблюдать за различным ходом развития звезд в одном звездном скоплении. Мы рассмотрели искусственное звездное скопление, которое состояло из 190 звезд. Массы этих звезд лежали в интервале от 23 масс Солнца до половины солнечной массы. Распределение звезд по массам было выбрано таким образом, чтобы оно было похоже на распределение звезд по массам в одном из реальных звездных скоплений. Так, например, всего 6 звезд были тяжелее десяти масс Солнца, в то время как в интервале от одной до двух солнечных масс лежало 42 звезды. Для каждой из этих звезд мы построили историю развития.