Очерки о Вселенной
Шрифт:
В. А. Амбарцумян предполагает, что видимое на небе окучивание гигантских горячих звезд отражает в точности их окучивание в пространстве. Эти группы горячих звезд, названные им О-ассоциациями, он считает системами по размерам своим промежуточными между звездными скоплениями и звездными облаками, причем системами неустойчивыми. Он предполагает, что образующие их горячие звезды возникли тут недавно из какого-то сверхплотного дозвездного вещества. После своего группового выброса они разлетаются в стороны и, расходясь в пространстве, уже через миллион лет превращаются в более холодные звезды.
В. А. Амбарцумян считает, что звезды более слабых светимостей возникают в виде неправильных переменных звезд типа Т Тельца, и места, где они скучиваются, назвал Т-ассоциациями, предполагая,
Автор этой книжки на основании своих исследований сомневается в существовании радиально разлетающихся групп горячих гигантов, имеющих размеры, указанные выше. Соглашаясь с тем, что эти звезды, вероятно, молодые, он считает, что они находятся лишь в составе обычных звездных скоплений и в составе огромных звездных облаков, образуя сравнительно немногочисленные группы, типа флуктуации. Видимое же скучивание таких звезд он объясняет тем, что в соседних с ним местах в зоне Млечного Пути подобные звезды, как и в^се другие далекие от нас звезды, скрыты облаками космической пыли.
В просветах же между облаками пыли возникают так называемые «коридоры видимости». В них мы видим горячие звезды и другие объекты, находящиеся на всевозможных расстояниях и проектирующиеся друг на друга, отчего и получается картина видимого скучивания их. Конечно, горячие звезды, как и все остальные, распределены в облаках неравномерно, но это уже другое дело.
Согласно исследованиям автора этой книги можно указать, как на преимущественные области зарождения горячих гигантов и других звезд в спиральных галактиках, на узкие и длинные гряды, расположенные часто в виде прямолинейных звеньев на ветвях спиральных рукавов в спиральных звездных системах. Здесь десятки и сотни тысяч гигантов, обволакиваемых порожденными ими же газовыми туманностями, своим расположением напоминают грозди винограда. Здесь же должно зарождаться и большинство рассеянных скоплений. Как все малыши, новорожденные гиганты и другие звезды стремятся расползтись по сторонам из отчего дома в силу различия скоростей, возникающих у них при рождении. В результате узкие и яркие спиральные ветви постепенно превращаются в обширные облака, состоящие, в частности, и из горячих гигантов, в облака, расположение которых по спирали становится менее отчетливым. За время этого процесса рождение гигантов и других звезд продолжается и в прежних местах и, в виде отдельных исключений, в обрывках от спиральных рукавов,
Жизнь и смерть звезд
Современная теория эволюции, т. е. жизненного пути звезд, опирается на теорию их внутреннего строения и источники звездной энергии. Она опирается на физические теории: термодинамику, гидродинамику, ядерную физику, теорию излучения и его переноса и т. д., а для получения числовых результатов требует обширных вычислений. С пятидесятых годов последние очень облегчились с введением в практику быстродействующих электронных счетных машин.
Возникнув как сгущение в газово-пылевой среде, звезда имеет своим единственным источником энергии гравитационное сжатие, пока температура в центре не достигнет значения, при котором начинается термоядерная реакция превращения водорода в гелий. Уже давно было подсчитано, что у массивных звезд эта стадия занимает сотни тысяч лет, а у звезд с массой, меньшей чем у Солнца, эта стадия тянется сотни миллионов лет.
Когда температура центральной области уже достаточна для того, чтобы выделение энергии ядерных реакций компенсировало охлаждение звезды с поверхности, сжатие ее прекращается. Это равновесие прихода и расхода тепла наступает при тем большей температуре, чем масса звезды больше. Выход энергии ядерных реакций, как уже говорилось, очень сильно зависит от температуры. Этим и объясняется наблюдаемый рост светимости с массой звезды (если говорить об основной массе звезд).
Для дальнейшего важно, сохраняется ли достаточно постоянной масса звезды и есть ли в ней перемешивание вещества (конвекция), при котором топливо (водород) все время поступает из внешних частей к ядру, где оно «сгорает».
В 1942 г. Чандрасекар и Шенберг сделали важный шаг дальше. Приняв, как делают и сейчас, с достаточным основанием, что масса звезды постоянна, а перемешивания нет, они заключили, что вместо «сгоревшего» в центре водорода возникает гелиевое ядро, все время растущее. Светимость звезды при этом должна возрасти в 2 1/2 раза к той эпохе, когда масса гелиевого ядра достигает 10% от полной массы. Водород выгорает долго: у массивных звезд сотни тысяч лет, у звезд с массой Солнца - несколько миллиардов лет. Ввиду этого большинство звезд на этой стадии мы и застаем.
Важным и неожиданным был результат расчетов М. Шварцшильда и Сандейджа в 1952 г. Они нашли, что гелиевое ядро, лишившееся источников энергии, станет сжиматься, а внешние слои будут расширяться. Энергия будет поступать только из тонкого водородного слоя вокруг ядра. При надлежащем подъеме температуры в ядре наступит реакция, при которой три ядра атома гелия превращаются в ядро атома углерода, и эта новая выделяющаяся энергия питает .звезду, превращающуюся в красного гиганта (или сверхгиганта!). Это превращение идет тем быстрее, чем больше масса звезды.
Для сравнения данных теории с наблюдениями надо обратиться к диаграмме Герцшпрунга - Рессела (сокращенно - диаграмме Г - Р), иначе говоря, к диаграмме спектр (или цвет, или температура поверхности) - светимость. Мы о ней говорили уже вскользь в разделе «Перепись звездного населения на диаграмме светимостей - спектров». Эта перепись вместе с кривой, связывающей массы и светимости звезд, является важнейшим обобщением наблюдений - картиной существующих сочетаний основных физических характеристик звезд. Теории звездной эволюции должны ей удовлетворять. На рис. 152 схематически полосами изображено расположение звезд основных последовательностей, которые выявлены в общей массе изученных звезд. При этом по горизонтальной оси вместо спектров или температур отложен показатель цвета - разность звездной величины звезды в синих и в визуальных лучах. Использование фотоэлектрических фотометров позволило очень точно измерять эти величины. Очень важно, что их этим способом можно измерять и у очень слабых и далеких звезд. Увеличение точности измерения цвета звезд сыграло огромную роль в развитии теории звездной эволюции. Положение звезды на диаграмме должно зависеть от ее массы, начального химического состава и возраста.
Мы видим, что диаграмма Г - Р стала гораздо сложнее, чем казалось сначала. На помощь теории эволюции звезд пришло изучение яркости и цвета звезд в разных рассеянных и шаровых скоплениях.
На рис. 194 представлена знаменитая, классическая сводная диаграмма, составленная Сандейджем в 1957 г. по наблюдениям ряда рассеянных и шарового скоплений. Названия их указаны.
Рис. 194. Диаграмма Сандейджа для звездных скоплений
Мы видим, что все скопления имеют в нижней части диаграммы Г - Р общую главную последовательность звезд (отмечено, где на ней находилось бы наше Солнце). Но верхние концы последовательности в каждом скоплении простираются неодинаково далекой все отклоняются вправо, причем ответвление вправо происходит при разной абсолютной величине (при разной светимости) и при разных значениях показателя цвета.
Обратим внимание, например, на то, что скопления и h (хи и аш) Персея, имеющие очень яркие голубые звезды (слева вверху), имеют еще и ветвь красных сверхгигантов (справа вверху), что ярчайшие голубые звезды Плеяд менее ярки, а в NGC 752 совсем слабы и не голубые, а желтоватые. Правая ветвь у М 67 сильно отличается от остальных и сходна больше с ветвью для шарового скопления М 3. Все это крайне важно потому, что звезды одного скопления занимают малый объем и возникли из единого облака газа, а поэтому должны были иметь одинаковый начальный химический состав. Возраст звезд скопления должен быть примерно одинаковым. Спасибо природе за существование звездных скоплений. Они заменили астрономам лаборатории, в которых физики создают известные им условия и не допускают воздействия на вещество слишком многих факторов сразу.