Звезды: их рождение, жизнь и смерть - Шкловский Иосиф Самуилович

 

Рис. 5.11:  

На рис. 5.11 схематически приведена схема структуры сжимающегося протозвездного облака. Эта структура сохраняется в течение всего времени роста массы ядра облака. По мере выпадения газа на ядро размеры наружной протяженной оболочки уменьшаются, а ее температура держится более или менее постоянной. На расстоянии 1014 см от ядра падающие к центру пылинки нагреваются потоком идущего изнутри излучения. Так образуется поверхность, излучающая инфракрасные кванты. Эту поверхность можно назвать «пылевой фотосферой», излучение которой и наблюдается у инфракрасных звезд. Температура пылинок в этой своеобразной «фотосфере» достигает нескольких сотен кельвинов.

В более глубоких слоях протозвезды пылинки из-за высокой температуры разрушаются. Это происходит на расстоянии 1013 см от центра при температуре 2000 К. «Фронт разрушения» пылинок определяет внутреннюю границу пылевой фотосферы. Глубже этого фронта вещество протозвезды становится прозрачным. На еще больших глубинах в связи с ростом плотности прозрачность вещества протозвезды кончается, и можно говорить о «газовой фотосфере», которая, правда, не наблюдается, будучи заэкранированной пылевой фотосферой.

Через 105 лет процесс аккреции («оседания») оболочки на ядро, бывший все это время основным источником энергии излучения протозвезды, прекратится. Это произойдет либо из-за полного выпадения вещества оболочки на ядро, либо из-за фотонного и корпускулярного излучения последнего, которое вытолкнет наружу вещество оболочки. Как показывают расчеты, через 10 лет вся оболочка «ссыпется» на ядро, светимость протозвезды будет примерно в 70 раз, а радиус почти в 5 раз больше, чем у современного Солнца. В эту эпоху температура фотосферы достигает 7300 К.

Прекращение выпадения газа оболочки на поверхность «протосолнца» повлечет за собой, во-первых, «просветление» всей картины образования нашего светила, так как окружающий его «кокон» рассеется. Во-вторых, светимость его уменьшится в 10 раз в соответствии с понижением температуры до 4200 К. В последующие несколько тысяч лет излучение протосолнца, поддерживаемое ядерной реакцией на дейтерии, будет иметь постоянную мощность. Когда дейтерий «выгорит», центральные части протосолнца начнут медленно сжиматься, а светимость уменьшаться. Наконец, в центральной части протосолнца температура достигнет 15 миллионов кельвинов, а плотность станет достаточно большой для того, чтобы включились ядерные реакции превращения водорода в гелий (см. § 8). Окончательно протосолнце «стабилизируется» на соответствующей его массе точке главной последовательности через 30 миллионов лет. В этом состоянии Солнце будет излучать с почти постоянной мощностью много миллиардов лет.

Аналогичные расчеты были выполнены некоторыми авторами, в частности, И. Ибеном, для построения эволюционных треков протозвезд разной массы. Результаты вычислений приведены на рис. 5.12. Расчеты проводились от момента прекращения выпадения газа оболочки на формирующуюся протозвезду до момента вступления на главную последовательность. Цифры на главной последовательности (отмеченной пунктиром) дают время эволюции (от начала конденсации до вступления на главную последовательность), выраженное в миллионах лет. Это время сильно зависит от массы протозвезды. Если, например, в случае M = 15M оно равно 62 000 лет, то при M = 0,5M возрастает до 155 106 лет.

 

Рис. 5.12: M 

Как видно из рис. 5.12, массивные протозвезды на заключительной стадии своей эволюции, когда их светимость почти не меняется, обладают всеми характеристиками звезд-гигантов. Можно поэтому предполагать, что часть звезд-гигантов в молодых скоплениях звезд на самом деле являются протозвездами. Следует, однако, иметь в виду, что последнюю «горизонтальную» часть своего эволюционного трека протозвезды «проскакивают» очень быстро, всего лишь за несколько тысяч лет. Поэтому их должно быть довольно мало.

В заключение этого параграфа мы остановимся на интересном вопросе, касающемся возраста различных протозвезд в одной и той же ассоциации. Теория эволюции протозвезд, кратко изложенная выше, сейчас достигла такого уровня, что уже можно делать оценки их возраста по наблюдаемым характеристикам. И вот, оказывается, что возраст протозвезд сравнительно малой массы всегда заметно превышает возраст более массивных протозвезд, а также О—В звезд, находящихся в той же ассоциации. Как это объяснить? Ведь, казалось бы, в процессе гравитационной конденсации сначала должны были образоваться из газово-пылевой среды более массивные звезды. Дело в том, что в самом начале процесса «фрагментации» средняя плотность газово-пылевого комплекса была ниже, а из теории гравитационной неустойчивости следует, что меньшей средней плотности соответствуют большие массы «фрагментов», на которые распадается комплекс. В самом деле, формулу (3.4), приведенную в § 3, можно переписать в таком виде:

(5.3)

Отсюда следует, что при данной температуре масса фрагментов, эволюционирующих в протозвезды, будет тем больше, чем меньше средняя плотность. В действительности необходимо учитывать еще непрерывный рост кинетической температуры в газово-пылевом комплексе. Этот рост определяется постепенным уменьшением количества углерода в комплексе из-за его «прилипания» к пылинкам. Это очень медленный процесс, длящийся по крайней мере 10 миллионов лет. В § 3 мы видели, что углерод является основным «терморегулятором» в холодных плотных газово-пылевых комплексах. Поэтому, если его содержание уменьшается, температура газа должна неизбежно повышаться. Так как согласно формуле (5.3) масса образующихся фрагментов, превращающихся потом в протозвезды, довольно сильно зависит от температуры и слабо от плотности, то с течением времени масса протозвезд будет расти. Если, например, первоначальная температура холодного газа в плотном газово-пылевом комплексе была 6 кельвинов, то образовывались преимущественно звезды с массой меньшей, чем у Солнца. Для образования О—В звезд с массой, в десятки раз превышающей солнечную, температура газа должна подняться до 40—50 кельвинов, для чего содержание охлаждающего газ углерода должно уменьшиться примерно в 10 раз. Следует иметь в виду, что излучение вновь образующихся протозвезд также постепенно нагревает межзвездный газ. Таким образом, находит объяснение тот, казалось бы, парадоксальный факт, что в одном и том же комплексе массивные звезды образуются позже.

Когда существенная часть массы газа превратится в звезды, межзвездное магнитное поле, которое своим давлением поддерживало газово-пылевой комплекс, естественно, не будет оказывать воздействие на звезды и молодые протозвезды. Под влиянием гравитационного притяжения Галактики они начнут падать к галактической плоскости. Таким образом, молодые звездные ассоциации всегда должны приближаться к галактической плоскости. Этот теоретически предсказанный С. Б. Пикельнером эффект был подтвержден анализом результатов наблюдений, что наглядно демонстрирует происхождение звезд из межзвездной среды. Подчеркнем, что речь идет о молодых ассоциациях. Старые же ассоциации после пересечения галактической плоскости будут совершать около нее колебания с периодом 30—50 миллионов лет.