Гайд по астрономии. Путешествие к границам безграничного космоса

Уоллер Уильям

Рис. 6.3. Для соотношения массы и светимости, установленного для звезд главной последовательности, характерна резкая зависимость, при этом небольшое увеличение массы ведет к огромному увеличению светимости. (Материалы любезно предоставлены O. Y. Malkov, со ссылкой на O. Y. Malkov, “Mass-Luminosity Relation of Intermediate-mass Stars”, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 2007, vol. 382, pp. 1073–1086.)

Определение давления, температуры и светимости внутри звездного ядра, где проходят термоядерные реакции, выходит за рамки данного путеводителя для начинающих. Достаточно сказать, что добавление массы создает соразмерно большее давление в ядре, вызванное тяжестью вышележащих

слоев. Уравнение состояния идеального газа гласит, что температура напрямую связана с давлением и поэтому будет повышаться с любым увеличением массы звезды. Мы уже видели, что светимость зависит от четвертой степени температуры, и поэтому нетрудно представить, что она будет зависеть от чего-то близкого к четвертой степени звездной массы. И этот правдоподобный аргумент ведет к вопросу: «Как долго звезда может излучать энергию при подобной светимости?»

Можно подойти к этой проблеме, сравнив доступное «топливо» (которое составляет некоторую долю массы звезды [m]) с уровнем его расхода или «горением» (которое можно отождествить со светимостью звезды [L]). Оценить, как долго будет светить звезда, мы сумеем, разделив доступное «топливо» на «горение». При привязке к Солнцу приблизительное время жизни звезды (?) составляет: ? / ?Sun = (m / MSun) / (L / LSun).

Если светимость (L) заменить на ее эквивалент по массе, то в со ответствии с зависимостью «масса — светимость» это соотношение, призванное установить время жизни звезды, сведется к формуле: ? / ?_Sun = (m / M_Sun)^–3,0.

Здесь перед нами еще один экстремальный степенной закон. На этот раз он ясно показывает, что возрастание массы приводит к значительному сокращению времени жизни звезды. Общую продолжительность термоядерных реакций в недрах Солнца можно рассчитать исходя из его массы (M_Sun = 2 ^ 10³⁰ кг), массы солнечного ядра (примерно 10 % от общей массы), доли этой массы, которая подвергается термоядерному синтезу (около 0,007 массы ядра), соответствующей энергии, которая высвобождается за время жизни Солнца и определяется согласно знаменитому уравнению Альберта Эйнштейна Е = mc² и измеренной светимости Солнца (L_Sun = 4 • 10²⁶ Вт). Все это сводится к общей продолжительности термоядерных реакций в ядре Солнца, выражаемой в виде следующей формулы: ?Sun = ESun / LSun = (0,007 • 0,1 • mSun) c² / LSun.

Подставив значения для m_Sun и L_Sun, мы получим ожидаемую продолжительность термоядерных реакций в ядре Солнца примерно в 10 млрд лет (10¹⁰ лет), так что сейчас мы находимся примерно на полпути. Если подставить эту приблизительную цифру в предыдущее соотношение, по которому мы высчитывали относительное время жизни звезды, то расчетная продолжительность жизни звезды главной последовательности выразится так: ? = 10¹⁰ (m / M_Sun)^–3,0 лет, и это оказывается достаточным приближением к тому, что показывают более сложно устроенные звездные модели (табл. 6.2). Например, расчетное время жизни звезды главной последовательности класса В3 массой 10 M_? составляет всего 10 млн лет, в то время как звезда класса К5 массой 0,7 M_? должна просуществовать около 30 млрд лет — это намного дольше, чем нынешний возраст самой Вселенной в 13,8 млрд лет.

Таблица 6.2

Физические свойства ближайших звезд главной последовательности

Спектральный класс

Масса (солнечная масса, m

_Sun

)

Светимость (солнечная светимость, L

_Sun

)

Время жизни, лет

Относительная распространенность, %

O

> 16 m Sun

> 30,000 L Sun

< 5 млн

0,00003

B

16–2,1 m Sun

30 000–25 L

5–840 млн

0,13

Sun

A

2,1–1,4 m Sun

25–5 L

0,84–2,8 млрд

0,6

Sun

F

1,4–1,0 m Sun

5–1,5 L

2,8–6,9 млрд

3,0

Sun

G

1,0–0,8 m Sun

1,5–0,6 L

6,9–13 млрд лет

7,6 %

Sun

K

0,8–0,5 m Sun

0,6–0,1 L

13–56 млрд лет

12,1 %

Sun

M

0,5–0,1 m Sun

< 0,1 L

> 56 млрд лет

76,5 %

Sun

(Массы, светимости и относительные величины даются согласно значениям, приведенным по адресу: en.wikipedia.org/ wiki/Stellar_classification. Время жизни в миллионах и миллиардах лет рассчитывается исходя из формулы: ? = 10¹⁰ (m / M_Sun) / (L / L_Sun); результат выражается в годах. В радиусе 100 световых лет от Солнца находятся четыре звезды класса В. Ближайшая звезда класса О — ? Змееносца — находится примерно в 400 световых годах от нас, далеко за пределами рассматриваемых здесь окрестностей Солнца.)

Что же тогда станет с окрестностями Солнца? Еще через миллиард лет или около того исчезнет Сириус. Через 5 млрд лет погибнет Солнце. Между тем каждая красная тусклая звезда класса М, когда бы она ни возникла, — даже если это произошло примерно 12 млрд лет назад, при рождении Млечного Пути, — продолжит свое существование и будет отличительным признаком наших небольших галактических владений. Звездообразующие газопылевые облака могут появляться и исчезать, но преобладать будут крошечные карлики спектрального класса М.

Экзопланеты, ваш выход!

Новости о планетах, найденных за пределами Солнечной системы, становятся все более удивительными. Недавно «Энциклопедия внесолнечных планет» перечислила более 4500 подтвержденных экзопланет в более чем 3200 систем. К тому времени, когда вы прочтете этот раздел, список может ощутимо пополниться. Все эти научные открытия происходят с 1992 года, когда за пределами Солнца удалось обнаружить первую планету, и, представьте себе, она вращалась вокруг нейтронной звезды. До этого были десятилетия ложных тревог и несбывшихся надежд. Я прекрасно помню, как преподавал астрономию в 1980-х годах и с энтузиазмом объявил об открытии первой экзопланеты только для того, чтобы опровергнуть эту новость на следующем уроке. Познакомьтесь с историей открытия экзопланет, и вы, возможно, проникнетесь волнением и восторгом, связанными с этой стремительно развивающейся областью астрономии.

До 2010 года подавляющее большинство открытий совершалось благодаря пристальному наблюдению за спектрами звезд-хозяек. Астрономы получали спектры с высоким разрешением, измеряли мельчайшие доплеровские смещения в длинах волн спектральных линий звезд и начали обнаруживать случаи периодического неравномерного движения звезд. Доплеровские смещения составляли менее 1/10 миллиона от номинальных длин волн, но этого хватало, чтобы сделать вывод о колебаниях звезды в несколько метров в секунду (скорость ходьбы). Подобные вращения звезд вокруг неподвижного центра указывали на гравитационное присутствие одной или нескольких ближайших планет. Преимущество такого метода для поиска экзопланет заключается в том, что астрономы могут определить как период обращения планеты, так и ее орбитальную скорость (с учетом наклона орбиты), что позволяет впоследствии вычислить гравитационную массу любой планеты, а также расстояние до планеты от ее звезды-хозяйки.