Рождение звезд М.: Эдиториал урсс. 2001 (Фрагмент)
жүктеу/скачать 206 Kb.
|
|
К 1970 г. теоретики учли рассеяние энергии колебаний в ударных волнах и некоторые другие эффекты; это повысило ожидаемый предел устойчивых масс до 100 M¤, что до сих пор хорошо согласуется с наблюдениями двойных. Но изучение некоторых одиночных звезд указывало на то, что могут существовать значительно большие массы. Теоретики продолжают моделировать процессы в таких звездах в поиске механизмов их стабилизации. Источники энергии звезд Об источнике солнечного тепла серьезно задумывался еще Ньютон. В XIX в. вычисления показали, что если бы Солнце целиком состояло даже из такого калорийного топлива, как уголь, то его горение (при наличии кислорода) продолжалось бы не более 3000 лет. Первая по настоящему плодотворная идея о гравитационном сжатии как источнике энергии звезд была развита Майером, Гельмгольцем и лордом Кельвином в середине XIX в. Расчет показал, что сжатие Солнца могло поддерживать его нынешнюю светимость 20-30 млн лет. Как пишет Эддингтон (1928): Даже в то время такой срок был найден слишком малым, но Кельвин убеждал геологов и биологов, что они должны уложить земную историю в пределы этого срока. Поскольку других источников энергии не было видно, гипотезу гравитационного сжатия не оспаривали даже в начале ХХ в., хотя геологи без колебания указывали возраст Земли в миллиарды лет. При этом дата творения, предложенная лордом Кельвином, упоминалась не с большим уважением, чем библейская, - пишет Эддингтон. Теперь мы знаем, что выделение энергии гравитационного сжатия преобладает лишь на ранних и поздних этапах эволюции звезд; длительного излучения нормальной звезды оно обеспечить не может. В начале ХХ в. в качестве источника энергии обсуждался радиоактивный распад урана, имеющий довольно высокую калорийность (0,00025mc2), но требующий весьма редких химических элементов в качестве горючего. Дж.Джинс предполагал даже, что в недрах звезд могут быть неизвестные трансурановые элементы, испытывающие в результате распада "полное уничтожение и превращение в излучение". Эта идея также не оправдалась в отношении нормальных звезд, но как любая здравая идея она не была забыта и спустя много лет нашла свое место совсем в другом контексте: распад ядер умеренной массы (Ni, Co) служит для объяснения кривых блеска сверхновых I типа, а распад гипотетических сверхтяжелых ядер предлагался для объяснения таинственных гамма-вспышек. В 1927 г. Эддингтон в книге "Звезды и атомы" писал: "Мы не найдем никаких существенных запасов энергии, пока не начнем рассматривать электроны и атомные ядра; здесь необходимая энергия может освободиться при перегруппировке протонов и электронов в атомных ядрах (превращение элементов) и гораздо большая энергия - при их аннигиляции... Точка зрения, по которой энергия звезды возникает при построении других элементов из водорода, имеет большое преимущество, ибо не существует сомнений относительно возможности этого процесса, тогда как мы не имеем доказательств того, что в природе может происходить аннигиляция материи... С моей точки зрения существование гелия служит самым лучшим доказательством того, что гелий может образовываться. Протоны и электроны, образующие его атом, должны были быть собраны воедино в какое-то время в каком-то месте, и почему бы этим местом не могли быть звезды? ... Я отдаю себе отчет в том, что многие критики не считают условия в звездах достаточно подходящими для превращения элементов - звезды не достаточно горячи. Этим критикам мы советуем следующее: пусть пойдут и поищут местечко погорячее". Трудно было послать своих оппонентов еще дальше. Но проблема от этого не исчезала: даже при температуре в десятки миллионов кельвинов, которую предсказывают для недр Солнца политропные модели, соударения протонов друг с другом еще слишком слабы для протекания ядерных реакций: мешает кулоновское отталкивание. Только с рождением квантовой механики стала очевидной возможность подбарьерных переходов; идея туннельного эффекта принадлежит Георгию Гамову (1928 г.). И все же поразительно медленно "тлеет" термоядерное горение в недрах звезд: в среднем 100 млрд. лет ждет протон того мгновения, когда ему доведется вступить в реакцию. Перелом в проблеме источника звездной энергии наступил в 1932 г., когда были открыты нейтрон и позитрон. Довольно быстро К.Вейцзеккер указал возможные пути термоядерного синтеза (1938 г.): протон-протонную реакцию и углеродно-азотный цикл; Г.Гамов и Э.Теллер дали метод расчета скоростей реакций, а Г.Бете и К.Кричфилд проделали детальный расчет горения водорода (1939 г.), дающий энергетический выход 0,007mc2. Теоретически проблема источника энергии звезд при этом была решена. Но экспериментальная проверка затянулась на полстолетия: лишь в 1970-х удалось зарегистрировать прямой продукт термоядерных реакций в недрах Солнца - нейтрино, и только в 1998 г. прояснилась причина трехкратного дефицита потока нейтрино по сравнению с предсказанием теоретической модели Солнца - нейтрино имеет массу покоя, а значит, может испытывать превращения по пути от Солнца к Земле. Эволюция звезд О том, как изменялось представление о сложности процесса звездной эволюции, говорит ряд высказываний первопроходцев этой области:
Действительно, теория звездной эволюции развивалась весьма извилистым путем, испытывала драматические повороты, и она все еще далека от своего завершения. Напомним некоторые ее этапы. Сэр Норман Локьер, открывший на Солнце гелий и, как утверждают, единственный из астрономов, хорошо знакомый с современной ему физикой, первым высказал мысль (1899-1902), что звезда горячее всего в середине своей жизни. Начав эволюцию в виде разреженного облака, сжимающаяся звезда в соответствии с законом Джонатана Лейна (1819-1880) повышает свою температуру и светит за счет выделяющейся гравитационной энергии до тех пор, пока ее вещество ведет себя как идеальный газ. Достигнув высокой плотности, вещество звезды теряет свойства идеального газа и практически перестает сжиматься, лишаясь таким образом источника внутренней энергии. С этого момента начинается остывание звезды как жидкого или твердого тела. Э.Герцшпрунг и Г.Рассел, обнаружившие закономерность в распределении звезд на плоскости "температура - светимость" (которую мы теперь называем "диаграммой Герцшпрунга-Рассела") попытались интерпретировать ее с помощью идей Локьера. Рассел предположил (1913 г.), что красные гиганты находятся на ранней стадии эволюции: выделившись из межзвездной среды и сжимаясь, эти звезды становятся все горячее и достигают максимума температуры в области спектрального класса В, на верхнем конце главной последовательности. В этот момент средняя плотность звезды достигает значения ( 1 г/см3, законы идеального газа становятся неприменимы, и звезда начинает остывать, двигаясь вниз по главной последовательности и постепенно сжимаясь, подобно жидкому или твердому телу. В пользу этой теории говорили низкие плотности красных гигантов и рост плотностей звезд вдоль главной последовательности в сторону красных карликов. Поэтому "теория сжатия и остывания" (ее также называли "теорией гигантов и карликов") получила широкое признание. Однако к началу 1920-х годов у теории гигантов-карликов возникли трудности: прежде всего неясен был источник энергии; гравитационного сжатия не хватало. В 1919 г. Резерфорд произвел в лаборатории Кавендиша первое ядерное превращение; возникло подозрение, что именно этот процесс является источником энергии звезд. Уже в 1920 г. Эддингтон в публичном выступлении заявил: То, что возможно в лаборатории Кавендиша, не может оказаться слишком трудным для Солнца. В 1939 г. проблема источника энергии звезд была решена. Как видим, до начала 1920-х годов эволюция звезды рассматривалась прежде всего как изменение ее физических характеристик - плотности, температуры. В конце 1930-х уже было совершенно ясно, что термоядерные реакции поддерживают физические условия в центре звезды относительно стабильными (особенно температуру), но приводят к изменению ее химического состава. Это и должно служить причиной эволюции звезды. Первую теорию звездной эволюции, основанную на ядерной энергетике, разработали Г.Гамов и Э.Теллер в 1937-40 гг. Они полагали, что звезда сохраняет химическую однородность и эволюционирует до полного выгорания водорода. При этом монотонно возрастает ее средний молекулярный вес (() и звезда движется вверх по главной последовательности, или, как говорили в те годы, - вверх вдоль основного ряда звезд. Как видим, строгая зависимость между светимостью и спектральным классом у большинства звезд - главная последовательность - завораживала многих исследователей. Как будто бы сама природа указала эволюционный путь звезд. Вот только в каком направлении вдоль этой последовательности происходит эволюция? Гамов и Теллер считали, что вверх, поскольку меняется химический состав звезды. Вейцзеккер и Хойл тоже считали, что звезды движутся вверх, но из-за аккреции межзвездного вещества, вызывающей рост их массы. Однако была и другая точка зрения. Она восходит к 1920-м годам, когда измерения Ф.Сирса окончательно доказали, что наиболее массивные звезды движутся наиболее медленно. Казалось, что этим надежно обосновано равнораспределение звезд по кинетической энергии, для установления которого, как рассчитал Дж.Джинс, требуется не менее 1013 лет. Чтобы прожить такое время, звезда должна полностью превратить свое вещество в излучение; при этом ее эволюционный путь, естественно, представлялся как движение вниз по главной последовательности. Были и другие причины рассматривать потерю массы как главную причину эволюции звезд. Б.А.Воронцов-Вельяминов в 1931 г. указал, что потеря звездами вещества может иметь большую эволюционную роль не только для межзвездной среды, но и для самих звезд. Развивая эту идею, В.Г.Фесенков в 1949 предложил оригинальную теорию эволюции, разработанную А.Г.Масевич, В.С.Сорокиным и др. Они полагали, что звезды рождаются массивными, а затем теряют вещество в виде звездного ветра и движутся вниз по главной последовательности. Чтобы объяснить наблюдаемое распределение звезд по светимости, нужно было предположить темп потери массы пропорциональным светимости звезды, что выглядело вполне естественно. Однако эти модели основывались на предположении о полном перемешивании звезды, которое скоро было опровергнуто. Впрочем, первые указания на химическую неоднородность звезд появились довольно рано и были связаны с объектами вне главной последовательности. Речь идет о цефеидах. Еще в конце 1920-х стало ясно, что причина переменности блеска цефеид заключается в их пульсациях. Ранее эти звезды считали тесными двойными, окруженными газовой оболочкой: переменность лучевой скорости приписывали орбитальному движению, а переменность блеска - повышенной температуре лидирующего полушария звезды-спутника, нагретого набегающими потоками газа. Однако позже, сопоставив вычисленный радиус цефеид с периодом и диапазоном изменения скорости, убедились в противоречивости гипотезы двойной звезды и поняли, что цефеида - одиночная пульсирующая звезда, а ее период определяется средней плотностью вещества (как период собственных колебаний каждого самогравитирующего тела). После этого Эддингтон весьма изящно продемонстрировал, что источником энергии цефеид не может быть гравитационное сжатие: отсутствие заметного изменения периода пульсаций у цефеид с высокой точностью указывало, что их плотность не меняется, а значит, не происходит сжатия. Таким образом цефеида как звезда-гигант представляла в те годы крайне противоречивый объект: гравитационный источник энергии отвергался прямыми наблюдениями, а модели с однородным химическим составом имели слишком низкую температуру в центре, чтобы ядерный источник энергии смог обеспечить высокую светимость звезды. Так постепенно рождалась мысль о звездах с неоднородным химическим составом. Э.Эпик (1938 г.), а также К.Кричфилд и Г.Гамов (1939 г.) предположили, что звезда-гигант состоит из компактного гелиевого ядра и потяженной водородной оболочки. Химическая неоднородность оказалась плодотворной идеей. М.Шёнберг и С.Чандрасекар построили (1942 г.) модель звезды со скачком химического состава и показали, что вследствие выгорания водорода в ядре оно становится изотермическим и растет до тех пор, пока давление оболочки не заставит его сжаться; если ядро гелиевое, а оболочка водородная, то масса ядра не может превысить 10-12% от полной массы звезды (предел Шёнберга-Чандрасекара). При этом выделяется большая гравитационная энергия, отчего оболочка расширяется и снижает свою эффективную температуру. Теория красных гигантов развивалась трудами Гамова и Келлера (1945 г.), Хаяши (1949 г.), Сэндиджа, Хойла и М.Шварцшильда (1952-55 г.); последние, в частности, выполнили подробные расчеты моделей звезд с неоднородным химическим составом и обосновали быстрый уход звезды с главной последовательности в область красных гигантов в процессе сжатия изотермического ядра состарившейся звезды и возникновения у нее слоевого источника горения. Они показали, что сжатие гелиевого ядра останавливается в тот момент, когда его температура достигнет ( 108 K и начнется горение гелия в процессе 3(-реакции, в ходе которой три ядра гелия объединяются в ядро углерода. Мартин Шварцшильд (сын Карла Шварцшильда и племянник Роберта Эмдена) пришел к выводу, что красные гиганты имеют протяженную конвективную оболочку, в которой происходят мощные турбулентные движения, генерирующие сильный звездный ветер. Теперь мы знаем, что именно красные гиганты служат главными поставщиками вещества в межзвездную среду. В те же годы Сэндидж вместе с Х.Арпом и У.Баумом построил первую фотоэлектрическую диаграмму цвет-величина для звезд шарового скопления М92, на которой кроме ветви красных гигантов и асимптотической ветви гигантов ясно выделялась главная последовательность. В 1955 г. Ф.Хойл и М.Шварцшильд рассчитали эволюционный путь звезды от главной последовательности в область красных гигантов и объяснили диаграмму цвет-величина звездных скоплений. Дальнейшее развитие теории требовало учета слоевых источников энергии; модели усложнялись, и расчет становился очень громоздким. К счастью, гражданским ученым уже становились доступны электронные вычислительные машины. Последние четыре десятилетия ХХ века именно возможности компьютеров определяли развитие теории эволюции звезд. Стремительный компьютер позволяет сжать миллиарднолетнюю эволюцию звезды в несколько часов вычислительного времени. Но наблюдать воочию перемены в эволюционном статусе звезд астрономы долгое время и не мечтали. Единственным исключением были вспышки сверхновых. Это вполне естественно: особенно быстрые перемены звезда испытывает в начале и в конце своей жизни. В начале 1960-х, моделируя формирование звезд, Чуширо Хаяши предсказал их стремительное возгорание на заключительной стадии коллапса. Астрономам даже показалось, что они уже наблюдали этот процесс в 1937 г. у звезды FU Ориона. Но за прошедшие с тех пор годы эта звезда монотонно м еркнет, доказывая, что она и подобные ей молодые звезды неоднократно испытывают такие вспышки. Теоретики тоже согласны: модель Хаяши была слишком проста - в действительности процесс рождения звезды растянут на значительно большее время. Однако упорные наблюдения принесли плоды "с другого края" звездной эволюции: некоторые переменные звезды-цефеиды, пересекая полосу неустойчивости на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, демонстрируют медленное изменение периода пульсаций; обнаружено также несколько звезд на стадии окончания ядерного горения. Это переменные звезды FG Стрелы, V605 Орла, V886 Геркулеса и так называемая звезда Сакураи. Открытый японским астрономом Юкио Сакураи в 1996 г. быстро возгорающийся объект вначале был принят за вспышку новой, но оказался, как считают многие, маломассивной звездой в процессе гелиевой вспышки, у которой прямо на наших глазах формируется протяженная пылевая оболочка. В течение 1997 г. температура звезды понизилась с 7500 К до 4300 К и в спектре появились сильные полосы молекулярного углерода, т.е. звезда стала типичной углеродной. По-видимому, именно так происходит переход звезды в стадию переменной типа R Северной Короны; характерная особенность этих звезд - регулярный выброс в межзвездное пространство облаков графитовой или силикатной пыли, которая конденсируется в их протяженных атмосферах. Переменная FG Стрелы за 100 лет изменила свой спектральный класс от O до K, понизила эффективную температуру от 50 000 до 4600 К и сильно изменила химический состав атмосферы в результате развившегося в ее глубинах конвективного перемешивания вещества. Проходя в 1970-х годах через полосу неустойчивости она продемонстрировала усиливающиеся пульсации. Есть основания считать, что эта звезда, как и звезда Сакураи, претерпевает последнюю вспышку в слоевом гелиевом источнике, сопровождаемую расширением оболочки; это один из последних эпизодов в жизни ядра планетарной туманности. Как и звезда Сакураи, FG Стрелы систематически выбрасывает, начиная с 1992 г., облака углеродной пыли. Переменная звезда V886 Геркулеса за 150 лет прошла половину пути от стадии красного гиганта к ядру молодой планетарной туманности. Оболочка этой туманности уже сформировалась, началась ее ионизация; примерно через 100 лет звезда достигнет температуры 50 000 К. Обнаружены и новорожденные планетарные туманности, такие как Henize 1357 (туманность Скат), разогретая оголившейся центральной звездой за два последние десятилетия. Как видим, систематические наблюдения небесных объектов дают все больше доказательств их эволюции. Формирование звезд В начале этой главы мы уже обсуждали эволюцию взглядов на происхождение звезд. В следующих главах содержатся современные данные о процессе звездообразования. Поэтому здесь мы коснемся этой проблемы коротко. Итак, начало современному учению о формировании звезд дала переписка Бентли с Ньютоном (1692 г.). Догадка Ньютона, развитая Кантом и Лапласом, оказалась настолько привлекательной, что астрономы начали искать и находить "протозвездные объекты" - туманности на разных стадиях превращения в звезды. Разнообразные наблюдаемые формы туманностей В.Гершель пытался свести в единую эволюционную цепь. На протяжении всего XIX столетии яркие туманности считали предками звезд. Это было крупнейшее заблуждение в истории звездной космогонии. О нем стали догадываться только после работы Джинса "Устойчивость сферической туманности" (1902 г.), заложившей основу физической теории рождения звезд. Стало ясно, что гравитация не играет роли в динамике эмиссионных туманностей (т.е. ярких, горячих и разреженных облаков газа), а значит, не может приводить к их распаду на протозвезды. Спиральные туманности также не оправдали надежд космогонистов: спектральные наблюдения Слайфера показали, что это звездные острова - гигантские галактики, а вовсе не протозвездные диски. Не имея наблюдательных фактов о формировании звезд в нашу эпоху, теоретики нашли этому объяснение: наивные оценки длительности ядерной эволюции звезд (t ( M¤c2/L¤ = 2(1013 лет) позволили предположить, что все звезды родились в раннюю космологическую эпоху и живут до сих пор. Но постепенно накапливались факты против этой примитивной картины: выяснилась относительно невысокая эффективность ядерных реакций (<1% от mc2); обнаружились звезды высокой светимости, сжигающие свое топливо за сотню миллионов лет; наконец, изучение динамической эволюции ОВ-ассоциаций и кратных звезд позволило В.А.Амбарцумяну заключить, что возраст массивных О и В звезд не превышает нескольких десятков миллионов лет. Стало очевидно, что звезды рождаются в нашу эпоху, хотя оставалось неясным, где именно, а также из чего они формируются. В первой половине ХХ века о межзвездной среде было известно очень мало, но даже после обнаружения в межзвездном пространстве по линии излучения 21 см облаков нейтрального водорода (1950 г.) вопрос о протозвездном веществе все еще был открыт. Только в 1970 г. были открыты молекулы СО и Н2, а к 1975 г. окончательно выяснилось, что холодный молекулярный газ собран в массивные облака, которые и служат "родильными домами" звезд. Первые эволюционные треки протозвезд, приближающихся на диаграмме Герцшпрунга-Рассела к главной последовательности, были рассчитаны Хенье и др. (1955 г.). Оказалось, что при сжатии протозвезды ее светимость медленно увеличивается, а после того, как становится существенным выделение термоядерной энергии, светимость немного уменьшается. В предсказанных местах диаграммы действительно обнаружились звезды типа Т Тельца в рассеянных скоплениях. В 1960-70-е годы усилиями Ч.Хаяши, Р.Ларсона, П.Боденхаймера и др. была создана первая, еще очень грубая теория формирования звезд, начиная со стадии разреженного и прозрачного (для инфракрасного излучения) облака. Развившаяся вслед за этим новая наблюдательная техника, - телескопы инфракрасного и миллиметрового диапазонов, - значительно расширила знания о зарождении и формировании звезд. Оказалось, что рождение звезды сопровождается удивительными процессами: формированием околозвездных дисков и струйными выбросами "лишнего" вещества. Механизмы этих явлений еще предстоит понять. Двойные звезды До середины ХХ в. по поводу формирования двойных звезд астрономы придерживались теории деления вращающихся тел при их сжатии, созданной трудами А.Пуанкаре, Дж.Дарвина и Дж.Джинса. Согласно простейшему варианту этой теории, форму сжимающейся протозвезды описывает последовательность фигур равновесия самогравитирующих вращающихся однородных (жидких) тел. В ходе сжатия такое тело принимает форму все более сплюснутого эллипсоида. При сжатии больше критического и при наличии внешних возмущений сплюснутый эллипсоид может превратиться в кольцо или в эллипсоид, вытянутый перпендикулярно оси вращения. Продолжая сжиматься, вытянутый эллипсоид может принять гантелеобразную форму и разделиться пополам.
жүктеу/скачать 206 Kb. Достарыңызбен бөлісу:
|