Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович (список книг txt) 📗

Следует также иметь в виду, что химический состав звезды, определяемый параметрами X, Y , Z (см. § 7), не останется постоянным для всей звезды, а может систематически и притом радикально отличаться в ее разных частях. Например, в центральной области звезды, из-за «выгорания» водорода у сравнительно старых звезд, X может быть значительно меньше, чем на периферии. Модели звезд, учитывающие это обстоятельство, носят название «неоднородных». Такие модели представляют значительный интерес, так как хорошо отражают действительность.

Приводя пример, как строится модель звезды, мы рассматривали такое построение идущим от центра к периферии. Можно и даже часто более удобно рассчитывать модель от поверхности к центру. В этом случае задаются радиус и светимость (или температура) звезды. Естественно, что по окончании расчета суммарная масса сферических слоев должна быть равна массе звезды. Неверные методы расчета могут привести к «исчерпанию» массы модели звезды задолго до того, как расчеты дойдут до центра. Автор когда-то наблюдал такой любопытный феномен в работах некоторых начинающих специалистов в области внутреннего строения звезд...

Рис. 11.1:

В результате большой работы, проделанной астрофизиками-теоретиками, специалистами по внутреннему строению звезд, в настоящее время имеется много моделей звезд. Эти модели охватывают звезды, занимающие различные места на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Мы сейчас обсудим основные особенности моделей, соответствующие звездному населению нашей Галактики. Прежде всего представляют интерес модели звезд главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Оказывается, что структура звезд верхней части этой последовательности (горячие массивные объекты высокой светимости) значительно отличается от структуры красных карликов, заполняющих ее нижнюю правую часть. На рис. 11.1 наглядно представлена структура массивной горячей звезды. Эта модель была рассчитана для звезды, масса которой в 10 раз больше солнечной, радиус в 3,6 раза больше, а светимость (болометрическая) в 3000 раз превосходит светимость Солнца. Это означает, что моделируемая звезда имеет спектральный класс В0, причем температура ее поверхности около 25 000 К. Как показывают расчеты, в центральной части звезды перенос энергии осуществляется путем конвекции. Радиус конвективной зоны составляет около 25% радиуса звезды. Эта зона содержит в себе также около 25% полной массы звезды. Характерна довольно большая концентрация плотности вещества по направлению к центру. В самом центре плотность примерно в 25 раз превосходит среднюю плотность звезды и близка к 7 г/см³. Центральная температура довольно высока — около 27 миллионов кельвинов, т. е. примерно в два раза больше, чем у Солнца. Качественно этого и следовало ожидать согласно простой формуле (6.2), хотя температура оказалась несколько ниже, чем рассчитанная по этой формуле. Модель не очень сильно зависит от принятого химического состава звезды (X = 0,90, Y = 0,09, Z = 0,01). Любопытно, в каком направлении будет меняться структура звезд такого типа, если уменьшать массу? Расчеты показывают, что при этом, во-первых, в соответствии с формулой (6.2) будет уменьшаться центральная температура, во-вторых, будут уменьшаться относительные размеры конвективного ядра. У таких звезд основным источником энергии является углеродно-азотная реакция. Как мы видели, скорость этой реакции очень сильно растет с ростом температуры (см. формулу (8.3)). Поэтому для «отвода» выделяющегося при этой реакции огромного количества энергии уже недостаточно одного лишь лучистого ее переноса. В этом случае транспортировку энергии берет на себя конвекция. Это и объясняет существование у таких звезд более или менее протяженных конвективных ядер в центральных областях. Схема на рис. 11.1 представляет структуру типичных звезд верхней части главной последовательности. На рис. 11.2 схематически представлена модель красного карлика с массой 0,6, светимостью 0,56 и радиусом 0,64 солнечного. Следовательно, речь идет о модели карликовой звезды спектрального класса К — М. Обращает на себя внимание то обстоятельство, что структура такой звезды значительно отличается от структуры массивных, горячих звезд верхней части главной последовательности. Прежде всего, в центральных частях карликовых звезд уже совсем нет конвективной зоны. Наоборот, в наружных слоях таких звезд перенос энергии осуществляется преимущественно путем конвекции. В приведенной на рис. 11.2 модели конвективная зона занимает наружную часть звезды, причем там сосредоточено примерно 10% ее массы. Причина отличия в структуре звезд нижней части главной последовательности от структуры массивных горячих звезд кроется в сравнительно низкой температуре недр карликовых звезд. Из-за этого растет непрозрачность звездного вещества и перенос вырабатываемой в центре звезды энергии путем излучения становится затруднительным. На помощь приходит конвекция. Концентрация вещества к центру у карликовых звезд не так велика, как у горячих гигантов. Центральная плотность уже только в 20 раз превосходит среднюю, хотя абсолютное значение центральной плотности гораздо выше, около 60 г/см³. В согласии с формулой (6.2) центральная температура в рассматриваемой модели карликовой звезды сравнительно низка — около 9 миллионов кельвинов. При такой температуре энергетика карликовых звезд обеспечивается только протон-протонной реакцией.

Рис. 11.2:

Солнце является довольно типичной звездой средней части главной последовательности. Вместе с тем модель внутреннего строения Солнца по понятным причинам представляет для нас особый интерес.

Рис. 11.3:

В последние годы было рассчитано несколько моделей Солнца, отличающихся численными значениями некоторых параметров расчета (прежде всего химического состава). Имеется еще одна важная особенность расчета моделей Солнца. Особенностью моделей звезд верхней и нижней частей главной последовательности, которые приведены на рис. 11.1 и 11.2, является их однородность. Это означает, что химический состав звезды предполагается постоянным во всем объеме звезды. Последнее предположение вполне естественно для карликовых звезд малой массы и сравнительно низкой светимости, время пребывания которых на главной последовательности превышает возраст Галактики. Поэтому в центральных частях этих звезд израсходована только малая часть первоначального «запаса» водородного «горючего». Что касается массивных звезд верхней части главной последовательности, то приведенная на рис. 11.1 модель относится к сравнительно молодым звездам этого типа. Иное дело Солнце. Возраст Солнца известен — около 5 миллиардов лет. За такой огромный срок уже можно ожидать некоторого уменьшения содержания водорода в центральной части нашего светила, так как заметная часть первоначального запаса водородного горючего Солнца уже израсходована— все-таки Солнце светит очень долго... Тут-то и кроется известная неопределенность в расчете модели Солнца, которая должна быть неоднородной. Какой процент солнечного водорода «выгорел» и в каком объеме? Ведь можно варьировать и объем, и процент «выгоревшего» водорода, что и делается в различных моделях. Любопытно, что центральная температура Солнца получается почти не зависящей от конкретных особенностей различных моделей. Она близка к 14 миллионам кельвинов — значению, которым мы пользовались в § 9. Это означает, что основной термоядерной реакцией в недрах Солнца является протон-протонная реакция, хотя небольшой вклад дает также углеродно-азотный цикл. Для модели, изображенной на рис. 11.3, принято, что в центральной области X = 0,50 и плавно растет до тех пор, пока на расстоянии от центра, равном 0,25 радиуса, становится равным около 75%, после чего, вплоть до самой поверхности, остается постоянным. Так же как и у красных карликов, у этой модели Солнца нет конвективного ядра, однако размеры наружной конвективной зоны значительно меньше. Заметим, что эта зона содержит всего около 2% массы Солнца. Центральная плотность Солнца довольно велика — она больше, чем у моделей звезд как верхней, так и нижней частей главной последовательности и равна 135 г/см³, что почти в 100 раз превосходит среднюю плотность. Такая большая концентрация массы к центру естественно объясняется частичным «выгоранием» водорода в центральных областях нашего светила. В сильнейшей степени этот эффект, как мы увидим, проявляется у красных гигантов. Развитие науки в нашу эпоху открыло совершенно неожиданную возможность уточнения модели Солнца, о чем уже шла речь в § 9.