100 миллиардов солнц. Рождение, жизнь и смерть звезд

Такова история жизни звезды с массой в 7 раз больше солнечной, которую мы узнали с помощью наших расчетов в 1963 г. Многие исследователи проводили аналогичные расчеты для звезд с другими массами. Путь развития таких звезд мало отличается от истории нашей звезды с массой в 7 солнечных. Подобные расчеты для множества различных звезд были проведены Пьером Демарком и Ико Ибеном в США, а также Богданом Пачинским в Польше. Они сравнили результаты своих расчетов с наблюдениями. В общем можно сказать, что звезды с массами в интервале примерно от двух до шестидесяти солнечных развиваются по схеме, которая очень похожа на развитие звезды с массой в 7 солнечных, о которой мы только что говорили. Звезды с массой меньше двух солнечных развиваются так же, как наше Солнце.

Пути развития звезд и диаграмма Г-Р для звездного скопления

Только что мы проследили историю развития звезды с массой в 7 раз больше солнечной до начала ядерного горения углерода в ее недрах. В настоящее время неясно, как протекает дальнейшая жизнь таких звезд. Однако изученная нами часть эволюции звезд уже позволяет сравнить эти результаты с данными астрономических наблюдений. Проведя такое сравнение, мы сможем узнать, насколько правильно наши машинные расчеты для процессов в недрах звезд позволяют предсказать картину, которую мы наблюдаем на звездном небе. Раньше мы уже говорили, что звезды развиваются слишком медленно, и поэтому мы не можем последовательно шаг за шагом проследить развитие каждой звезды и проверить, на самом ли деле ее светимость и температура поверхности меняются таким образом, что звезда перемещается по диаграмме Г-Р из точки на главной последовательности вдоль теоретической траектории в область красных гигантов. Поэтому для проверки теории существуют другие, косвенные способы сравнения с наблюдательными данными. Посмотрим еще раз на схемы развития звезд с одной и семью солнечными массами, показанные на рис. 6.2. Оба эти пути ведут из главной последовательности в область красных гигантов и сверхгигантов. Предположим, что горение водорода началось в недрах этих двух звезд одновременно. В этом случае более тяжелая звезда уже через несколько миллионов лет начнет перемещаться направо по диаграмме Г — Р, в то время как более легкая еще много миллиардов лет будет оставаться в пределах главной последовательности.

Если мы рассмотрим звездное скопление, то окажется, что оно состоит из звезд с разными массами. Если эти звезды возникли примерно в одно время, то тяжелые звезды скопления будут находиться на более поздней стадии развития, чем легкие звезды. Чтобы наблюдать этот эффект, мы с Альфредом Вайгертом в 60-е годы разработали метод, который позволяет наблюдать за различным ходом развития звезд в одном звездном скоплении. Мы рассмотрели искусственное звездное скопление, которое состояло из 190 звезд. Массы этих звезд лежали в интервале от 23 масс Солнца до половины солнечной массы. Распределение звезд по массам было выбрано таким образом, чтобы оно было похоже на распределение звезд по массам в одном из реальных звездных скоплений. Так, например, всего 6 звезд были тяжелее десяти масс Солнца, в то время как в интервале от одной до двух солнечных масс лежало 42 звезды. Для каждой из этих звезд мы построили историю развития.

Начнем наши расчеты в тот момент, когда все звезды лежат на главной последовательности, и изобразим это искусственное звездное скопление на диаграмме Г — Р. В этом случае мы получим нормальную главную последовательность (рис. 6.3, а). Уже через три миллиона лет мы заметим, что в наиболее ярких звездах главной последовательности (они, конечно же, и наиболее тяжелые) водород вблизи центра частично исчерпывается. Эти звезды покидают главную последовательность. Спустя 30 миллионов лет после начала горения водорода наиболее тяжелые звезды нашего искусственного звездного скопления уже заметно смещаются вправо (рис. 6.3, 6) и успевают пройти все фазы своего развития, которые в настоящее время удается моделировать с помощью компьютера. Они находятся в таком состоянии, которое теория не может описать. Эти звезды мы исключали из рассмотрения, поскольку наши расчеты не позволяли дальше следить за их развитием, и они не показаны на следующих диаграммах рис. 6.3.