Материал: Звезды

3. Внутреннее строение звёзд

Высокая светимость З., поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Совр. физика указывает два возможных источника энергии З.- гравитац. сжатие, приводящее к выделению гравитационной. энергии, и термоядерные реакции, в результате к-рых из ядер лёгких элементов синтезируются ядра более тяжёлых элементов и выделяется большое количество энергии.

Энергии гравитац. сжатия, как показывают расчёты, было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн. лет, в то время как из геологических и др. данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитац. сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых З. (напр., типа Т Тельца). С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при темп-рах, в тысячи раз превышающих темп-ру поверхности З. Так, для Солнца темп-ра, при к-рой термоядерные реакции могут выделять необходимое количество энергии, составляет по различным расчётам от 12 до 15 млн. К. В недрах З. при темп-рах > 10⁷ К и огромных плотностях газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях З. может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом её слое внутр. давление газа уравновешивается действием сил тяготения. Такое состояние наз. гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная З. представляет собой газовый (точнее, плазменный) шар, находящийся в состоянии гидростатич. равновесия. Если внутри З. темп-ра по к.-л. причине повысится, З. должна раздуться, т. к. возрастёт давление в её недрах. Силы тяготения не смогут предотвратить расширения З., т. к. у поверхности расширяющейся З. они не увеличатся, а наоборот, уменьшатся (сила тяготения убывает обратно пропорционально квадрату расстояния). Отсюда вытекает, что для сохранения гидростатич. равновесия З. с большей темп-рой при прочих равных условиях должны иметь меньшие размеры. Зависимость между размерами З. определённого хим. состава и темп-рой в её недрах можно сформулировать так: темп-ра Т в центре З. пропорциональна отношению массы З.  к её радиусу R, т. е. . Здесь следует сразу сделать оговорку: всё сказанное относится к химически однородным (гомогенным) звёздным моделям. В таких моделях плотность вещества плавно меняется по радиусу. Но эти модели не соответствуют, напр., строению т. н. красных гигантов, состоящих из плотного горячего ядра (гелиевого или углеродно-кислородного) и протяжённой сравнительно холодной разреженной оболочки. Для красных гигантов были предложены гетерогенные (химически неоднородные) модели, в к-рых плотность резко падает при переходе от ядра к оболочке. Но для громадного большинства З. вполне пригодны гомогенные модели. Такие З. наз. звёздами главной последовательности, к ним относится и наше Солнце.

Существует ещё одна особенность, связанная с гидростатич. равновесием З. Оказывается, что для нагрева З. от неё нужно отбирать энергию, а не подводить, как при нагреве тел в земных условиях. Действительно, если З. отдаёт свою энергию наружу, то темп-ра и давление в ней уменьшаются. Силы тяготения, не уравновешенные внутр. давлением, будут сжимать З. и совершать работу, превращающуюся в теплоту. Работа силы тяготения при сжатии оказывается вдвое больше, чем отвод энергии наружу, т. к. гравитац. энергия З. вдвое больше энергии теплового движения частиц газа (см. Вириала теорема), и З. нагревается, хотя и теряет энергию. Наоборот, при подводе энергии к находящейся в равновесии З. она расширится и, совершив работу против сил тяготения, охладится. Эти выводы иногда формулируют так: З., находящаяся в гидростатич. равновесии, обладает отрицательной теплоёмкостью.

Стационарное состояние З. характеризуется не только механическим, но и тепловым равновесием. Тепловое равновесие означает, что процессы выделения энергии в недрах З., процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Казалось бы, при тепловом равновесии количество энергии, излучаемой З. в единицу времени (светимость З.), должно зависеть только от интенсивности ядерных реакций, "вырабатывающих" эту энергию. Однако теория показывает, что светимость слабо зависит от скорости выделения энергии и определяется в основном законом теплоотвода. Здесь вновь проявляется один из парадоксов гидростатич. равновесия. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то З., как уже было сказано выше, начнёт сжиматься и разогреваться. Это приведёт к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Звезда оказывается в этом смысле устойчивой саморегулирующейся системой.

Перенос энергии из центральной зоны, где она выделяется, к поверхности З. у громадного большинства З. осуществляется излучением. При этом тепловое равновесие сводится к лучистому равновесию. В более внешних слоях жёлтых и красных З. перенос осуществляется конвекцией. Только в белых карликах существенную роль играет электронная теплопроводность (перенос энергии электронами). На своём пути излучение подвергается многократному рассеянию без изменения частоты, а также поглощению с последующим испусканием (переизлучению, см. Атмосферы звезд). Расчёт потока энергии в З. основывается на теории лучистого переноса. Поток оказывается пропорциональным перепаду темп-ры на единице длины (градиенту темп-ры), кроме того, поток сильно зависит от темп-ры. При низких плотностях и высоких темп-рах, когда осн. роль играет рассеяние излучения на свободных электронах, поток пропорционален кубу темп-ры (Т³) и обратно пропорционален плотности. С понижением темп-ры и повышением плотности, когда в игру вступают процессы переизлучения, зависимость потока от температуры и плотности становится ещё более сильной.

Для З., состоящих только из водорода и гелия, процессы лучистой теплопроводности рассчитываются сравнительно просто и надёжно. Положение усложняется при наличии тяжёлых атомов, поскольку лучистый перенос сильно зависит от хим. состава среды.

Итак, светимость химически однородной З. при данной массе определяется в основном законом теплоотвода. Если теплоотвод определяется только рассеянием на свободных электронах, а давление - радиацией (см. Давление излучения), то зависимость светимости от массы  имеет наипростейший вид: . Если же давление определяется горячей плазмой, то и совсем не зависит от радиуса R. В другом предельном случае, когда переизлучение гораздо существеннее рассеяния,. Чем больше масса З., тем существеннее роль рассеяния в сравнении с поглощением, т. е. с переизлучением. Но соотношение этих процессов зависит, как было отмечено, весьма сильно от хим. состава вещества З. Поэтому не существует единого соотношения масса - светимость для всех З. Имеется ряд таких соотношений для групп З., близких по хим. составу, а также для химически однородных и неоднородных З.

Важнейшее общее св-во соотношения масса - светимость заключается в том, что светимость З.(за исключением самых массивных) пропорциональна массе в степени, превышающей единицу. Запас же ядерной энергии в З. просто пропорционален массе. Следовательно, чем больше масса З., тем быстрее она должна израсходовать свои внутр. источники энергии. Сроки эволюции тем меньше, чем больше массы З. Для наиболее массивных З. . Время жизни таких З. по мере увеличения их массы перестаёт уменьшаться и стремится к определённой величине 3,5 млн. лет, очень малой по космич. масштабам.

Т. о., З. с большими светимостями - это либо молодые З. (голубые гиганты класса О), либо З., недавно вступившие в ту или иную стадию эволюции (красные сверхгиганты).

Рассмотренный выше механизм саморегулирования определяет радиус З. Радиус должен быть таким, чтобы близ центра З. были обеспечены температура и плотность, достаточные для выделения в ядерных реакциях энергии, требуемой зависимостью масса - светимость. Т. о., зависимость масса - радиус определяется законом тепловыделения. При очень сильной зависимости тепловыделения от темп-ры З. её радиус пропорционален массе, что отвечает постоянной темп-ре T_c в центре З. (в этом случае T_c зависит только от хим. состава З.).

Радиусы известны из прямых измерений только для немногих З. Сравнение радиусов химически однородных моделей З. главной последовательности с измеренными радиусами З. показывает хорошее согласие.

Радиусы большинства З. находят косвенным путём по светимости и эффективной темп-ре, к-рая однозначно связана со спектр, классом или показателем цвета. Массы известны только для Солнца и ряда двойных З. Поэтому удобно исключить массу из двух рассмотренных соотношений и перейти от радиуса к непосредственно наблюдаемым величинам: эффективной темп-ре или показателю цвета. Так получаются важнейшие зависимости: цвет - светимость, если за независимую переменную берётся показатель цвета, и диаграмма Герцшпрунга - Ресселла (д.Г. - Р.), если пользуются эффективной темп-рой Т_э. Обычно Т_эзаменяют спектр, классом З., т. к. каждому классу отвечает определённая Т_э, а светимость - абс. звёздной величиной, к-рая пропорциональна логарифму светимости. Построенную таким образом д. Г. - Р. (рис. 3, а) применяют для сравнения выводов теории эволюции З. с наблюдаемыми фактами.

От левого верхнего до правого нижнего угла д. Г.-Р. проходит главная последовательность, на к-рой находится большинство З. плоской составляющей Галактики, ниже её располагаются белые карлики. Выше главной последовательности лежат как молодые З., находящиеся в стадии гравитац. сжатия, так и З., далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути - красные и жёлтые гиганты, сверхгиганты.

Относительную распространённость З. разных типов в Галактике можно охарактеризовать так: на 10 млн. красных карликов приходится ок. 1 млн. белых карликов, примерно 1000 гигантов и только одна З.-сверхгигант. В сравнительно молодых звёздных системах главная последовательность выражена ещё ярче. У З. сферической составляющей Галактики верхняя часть главной последовательности отсутствует, зато резко выражены ветви красных и жёлтых гигантов (рис. 3, б). Эти особенности д. Г.-Р. рассмотрены в ст. Эволюция звёзд.

Рис. 3. Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла (по данным наблюдений): а) для звезд плоской подсистемы Галактики; 6) для звёзд шаровых скоплений, типичных представителей звёзд сферической подсистемы.

4. Ядерные реакции и эволюция звёзд

В плоских подсистемах галактик процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время. На это указывает, напр., существование З.-гигантов и сверхгигантов высокой светимости, у к-рых сроки истощения внутренних источников энергии с космологич. точки зрения очень малы (порядка 4-6 млн. лет).

К молодым З. относятся также З. типа Т Тельца, которые находятся ещё в стадии первоначального гравитац. сжатия. Темп-ра в центре таких З. недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счёт превращения гравитационной энергии в теплоту. З., рождающиеся в плоских подсистемах галактик, богатых межзвёздным газом и пылью, относятся ко второму поколению. Материалом для их образования послужили продукты взрывов З. первого поколения, к-рые входили в сферич. подсистемы галактик и образовались при формировании галактик. Т. о., разделение З. на населения плоской и сферич. подсистем галактик имеет глубокий эволюционный смысл.

Гравитац. сжатие - первый этап эволюции З.- приводит к разогреву центральной зоны З. до темп-ры "включения" термоядерной реакции превращения водорода в гелий (~10-15 млн. К). Превращение сопровождается большим выделением энергии. В недрах З. главной последовательности возможны два типа термоядерных реакции водорода, т. н. водородный цикл (протон - протонная цепочка) и углеродный цикл. В первом случае для протекания реакции требуется только водород, во втором необходимо ещё и наличие углерода, служащего катализатором. Вклад водородного и углеродного циклов в энергетику З. зависит как от темп-ры, так и от содержания углерода в её центральной зоне.

Сопоставление теоретич. моделей с наблюдаемыми параметрами З. позволяет сделать вывод, что у З. главной последовательности источниками энергии явл. водородные термоядерные реакции в центральной зоне. Водород - главная составная часть космич. вещества и важнейший вид ядерного горючего в З. Запасы его в З. очень велики, так что З.-карлики остаются на главной последовательности очень долгие сроки, измеряемые миллиардами лет. При этом, пока в центральной зоне весь водород не выгорел, св-ва З. и положение её на главной последовательности меняются мало.

После выгорания водорода в центральной зоне у З. образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но лишь в тонком слое близ поверхности этого ядра. Структура З. на этой стадии описывается моделями со слоевым источником энергии. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внеш. оболочка - расширяться. Для З. с массой  это происходит, когда масса гелиевого ядра достигает 0,4 . На границе между ядром и оболочкой возникает скачок плотности, т. е. З. принимает гетерогенную структуру. Оболочка разбухает до колоссальных размеров. Из-за громадной внеш. поверхности З. её эффективная темп-ра становится низкой, и З. переходит в стадию красного гиганта (рис. 4). 

С повышением внутр. темп-ры в термоядерные реакции включаются всё более тяжёлые ядра. Эти реакции имеют значение не только как источники энергии З., но и как пути синтеза хим. элементов. После водородных реакций следующей стадией явл. гелиевые реакции, они начинаются при темп-рах свыше 150 млн. К. Два ядра гелия могут образовать только неустойчивое ядро бериллия ⁸Be, к-рое очень быстро распадается (примерно за 10^-15 с). За столь малое время существования ядро ⁸Be всё же может захватить ещё одно ядро гелия и образовать в результате устойчивое ядро ¹²С. Этот процесс осуществим лишь благодаря тому, что ядро ¹²С имеет возбуждённый уровень с энергией »7,6 МэВ, близкой к энергии исходной системы ядер ⁸Be и ⁴Не. На следующем этапе в результате слияния ядер ¹²С и ⁴Не образуется ядро ¹⁶О. В свою очередь кислород, присоединяя ⁴Не, образует ядро ²⁰Ne и т. д. Следует отметить, что синтез очередного более тяжёлого ядра с участием ядер гелия (a-частиц) требует всё более и более высоких энергий, поскольку с увеличением порядкового номера элемента возрастает энергетич. барьер, к-рый должна преодолеть a-частица. Это снижает вероятность образования тяжёлых ядер. Кроме того, концентрация ядер, образовавшихся в результате реакций с участием a-частиц, зависит от концентрации ядер-предшественников. Поэтому распространённость ядер "гелиевого ряда" уменьшается с ростом массового числа.

Теоретич. исследование эволюции З. на стадиях образования атомных ядер, более тяжёлых, чем ²⁰Ne, ²⁴Mg, представляет очень сложную проблему не только в силу сложности и многообразия ядерных реакций, но и из-за последовательного усложнения структуры З.

Ход эволюции на этих стадиях известен не столько из теоретич. расчётов, сколько из анализа экспериментально полученных диаграмм цвет - светимость шаровых скоплений, З. к-рых далеко проэволюционировали. Однако для массивных З. расчёты возможных путей эволюции были выполнены вплоть до стадий, непосредственно предшествующих взрыву сверхновых звёзд. К этому моменту полностью истощаются внутр. термоядерные источники энергии, и дальнейшая судьба З. зависит от её массы. При массе <1,4  З. переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью (отметим, что речь идёт о конечной массе З., связь её с начальной массой не вполне определена из-за потерь вещества на предшествующих стадиях эволюции). Такие З. наз. белыми карликами. В них электроны образуют вырожденный газ, давление к-рого, независящее от температуры, уравновешивает силы тяготения. Малая светимость этих З. связана с расходом собственных тепловых запасов, которые постепенно истощаются, и З. медленно охлаждаются. Молодые белые карлики, окружённые остатками оболочки, наблюдаются как планетарные туманности. При массе, превосходящей 1,4 (предел Чандрасекара), стационарное состояние З. без внутр. источников энергии становится невозможным, т. к. давление не может уравновесить силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких З. должен быть гравитационный коллапс - неограниченное падение вещества к центру. В случае, когда отталкивание частиц и др. причины всё же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв - вспышка сверхновой с выбросом значит. части вещества З. в окружающее пространство. Это вещество от взрыва сверхновой может быть обнаружено как особая газовая туманность (см. Остатки вспышек сверхновых, Крабовидная туманность). Часть массы взорвавшейся З. может остаться в виде сверхплотного тела - нейтронной звезды или чёрной дыры. Открытые в 1967 г. новые объекты - пульсарыотождествляются с теоретически предсказанными нейтронными З.

Наконец, если конечная масса З. превышает 2-3 , то гравитационный коллапс ведёт к образованию чёрной дыры.

Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение для обмена веществом между З. и межзвёздной средой, для образования химических элементов (под воздействием мощных потоков нейтронов), а также для рождения первичных космических лучей.