100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд

Киппенхан Рудольф

В это время на рынке стали появляться все более мощные модели компьютеров, однако это мало помогло астрофизикам. Хойл со своими сотрудниками пытался с помощью численных методов проследить развитие тяжелых звездно без особых успехов. Шварцшильд тоже предпринял неудачную попытку «пробиться» через стадию горения гелия у звезд с массой, близкой к массе Солнца. В это время в Японии работала группа физика Дзусиро Хаяси, которой удалось с помощью очень упрощенной модели, используя арифмометры, практически вручную показать, какая судьба ожидает тяжелые звезды после того, как в их центре исчерпаются запасы водорода. Позже оказалось, что работа японских исследователей дала в общих чертах правильные результаты. Но это стало ясно только после открытия нового метода расчета.

На обратной стороне Луны есть кратер Хеней. Международный астрономический союз дал ему это имя в 1970 г. в честь умершего тогда Луи Хенея, который успешно работал в различных областях астрофизики. Но наибольшее

влияние на судьбу этой науки оказал открытый им новый метод расчета, который сегодня все называют методом Хенея. [14]

В августе 1961 г. состоялся конгресс Международного астрономического союза в Беркли (Калифорния). Это был первый из подобных конгрессов, на котором мне довелось присутствовать.

14

В нашей стране он называется методом прогонки. — Прим. ред.

На его заседаниях было сделано множество докладов по специальным разделам астрофизики. Один из них был прочитан Луи Хенеем, который в то время работал на астрономическом факультете Университета в Беркли. Доклад был посвящен новому методу расчета для моделей развития звезд. К тому моменту прошло уже некоторое время с тех пор, как Хеней создал свой новый метод. За несколько лет до конгресса его группа опубликовала статью, посвященную новому методу. Но тогда еще никому в том числе и, вероятно, самому Хенею не было ясно, чего можно добиться с его помощью. Однако за время, прошедшее до начала конгресса в Беркли, авторам удалось существенно упростить и улучшить свой метод.

Хеней не принадлежал к числу ученых, которые работают быстро и публикуют много статей. Поэтому в тот день все, кто интересовался теорией развития звезд, собрались послушать его доклад. Я ничего тогда не понял, но прилежно все записал. Затем после конгресса, в течение полугода работая у Мартина Шварцшильда в Принстоне, я был свидетелем того, как Шварцшильд по своим запискам полностью восстановил метод, изложенный в докладе Хенея. Я тоже разыскал свои записи и смог за несколько дней разобраться в методе Хенея. Шварцшильд применил этот метод к задаче, которая его особенно в то время занимала, о горении гелия в звездах типа Солнца. Спустя некоторое время ему удалось «преодолеть» этот быстрый, взрывной этап развития звезд. Метод Хенея помог ему исследовать стадию развития, которая до сих пор никак не поддавалась изучению! Осенью 1962 г. я возвратился в Мюнхен после пребывания в Пасадене. У меня в кармане были мои разработки по методу Хенея.

В это время в нашем Институте физики им. Макса Планка уже работал астроном Альфред Вайгерт. Он вместе с юной специалисткой по вычислительной математике Эмми Хофмейстер был готов начать расчеты с помощью метода Хенея. Вычислительные возможности бывшего астрофизического отделения Института физики, которое к тому времени превратилось в отдельный институт астрофизики, существенно расширились, и поэтому путь был открыт. Мы хотели довести тяжелую звезду из главной последовательности до стадии красного гиганта. Прежние методы расчета не позволяли при работе с большими звездами даже выйти за пределы главной последовательности.

В марте 1963 г. наша звезда мы выбрали для нее массу в 7 раз больше массы Солнца не только покинула главную последовательность, но и переместилась в область красных сверхгигантов, где в ее недрах началась ядерная реакция превращения гелия в углерод. Мы послали телеграмму в Беркли: «Метод Хенея начал работать в Мюнхене. Спасибо!»

С этого момента началась история звезды с массой в 7 раз больше солнечной.

История звезды с массой в 7 раз больше солнечной

Почему мы взяли такое значение массы? Мы выбрали для расчетов звезду такого размера, поскольку надеялись, что на одной из поздних стадий своего развития такая звезда пройдет через область, в которой существуют переменные звезды определенного типа: так называемые цефеиды. К тому времени еще никому не удавалось понять, как обычная звезда из главной последовательности в ходе своего развития превращается в переменную звезду типа Дельты Цефея. Теперь же, обладая мощным методом Хенея, мы получили надежду достичь этой цели. И действительно оказалось, что наша звезда во время своего развития даже несколько раз проходит через область существования переменных звезд. Однако мы немного забежали вперед. Прежде всего я должен по порядку рассказать, что происходит со звездой с массой в 7 раз больше солнечной.

Мы начали со стадии, когда наша звезда находилась в пределах главной последовательности. На этой стадии недра звезды состоят из вещества, богатого водородом, а все ее свойства совпадают со свойствами других звезд главной последовательности. Дальнейшая история такой звезды схематически показана на рис. 6.1 и 6.2. На рис. 6.1 представлено внутреннее строение на различных стадиях развития звезды. Первоначально химический состав этой звезды был одинаковым

во всем ее объеме (рис. 6.1, а). Путь развития показан также на диаграмме Г-Р (рис. 6.2). На этой же диаграмме изображены пути развития звезд с другой массой. Путь развития нашей звезды начинается на главной последовательности и идет, как и ожидалось, в область красных сверхгигантов. Мы уже видели, что запасов водорода тяжелым звездам хватает ненадолго. Данные, приведенные на рис. 2.11 , позволяют грубо оценить, что звезда с массой в 7 раз больше солнечной может существовать за счет своих запасов водорода многие десятки миллионов лет. На протяжении этого времени конвективное ядро такой звезды постоянно обогащается гелием. При этом общее внутреннее строение звезды изменяется незначительно. Ее радиус становится немного больше, температура поверхности сначала понижается, а затем снова увеличивается, в то время как светимость постоянно немного растет. В соответствии с этим звезда медленно перемещается по диаграмме Г-Р (см. рис. 6.2) вначале направо, а затем снова налево. Все это время звезда находится в пределах полосы, где расположены другие звезды главной последовательности. Только спустя примерно 26 миллионов лет после начала горения водорода в недрах звезды начинает исчерпываться запас «ядерного топлива». Тогда внутреннее строение такой звезды существенно изменяется. Приток энергии из центральных областей уже не позволяет поддерживать прежнюю светимость. Поэтому начинается ядерное горение водорода в слоях, которые расположены ближе к поверхности. Область, где теперь идет горение водорода, образует сферическую оболочку вокруг «выгоревшего» ядра. Эта стадия развития напоминает соответствующий этап в развитии Солнца (см. рис. 6.1, б). Над тонким сферическим слоем находится богатое водородом вещество исходного состава, а под ним-область, состоящая главным образом из гелия. Теперь звезда состоит из гелиевого ядра, на поверхности которого продолжается ядерная реакция превращения водорода в гелий.

Рис. 6.1. Внутреннее строение звезды с массой в 7 раз больше солнечной на разных стадиях ее развития. Звезды в левой части рисунка изображены в одинаковом масштабе. Правее показано строение внутренней части звезд. Эти рисунки увеличены. На рис. г и е внутренние области увеличены дважды. Обозначения такие же, как и на рис. 4.2 и 5.2. При ядерном горении гелия возникает углерод. Слой, обогащенный углеродом, показан малыми черными кружками, а — молодая звезда, находящаяся на главной последовательности. Внутренняя часть звезды занята конвективным слоем; б — та же звезда через 26 миллионов лет. Диаметр звезды практически не изменился, однако во внутренней области уже начался переход к горению в сферическом слое. Это показано на левой верхней плоскости схематического разреза; в — 26,5 миллионов лет спустя после начала горения водорода в центре звезды образуется область, обогащенная гелием. Горение водорода идет только в тонком сферическом слое. Радиус звезды резко возрос. В звезде возник толстый внешний конвективный слой, который хорошо виден на правой верхней плоскости разреза в левой части рисунка; г — внутреннее строение звезды через 100000 лет после начала ядерной реакции превращения гелия в углерод. Теперь в звезде идет горение гелия в центре и горение водорода во внешнем сферическом слое. Радиус звезды стал еще больше; д — через 34 миллиона лет после начала горения водорода в центре звезды исчерпывается запас гелия. Теперь ядерное горение происходит в двух сферических слоях: во внешнем водород превращается в гелий, а во внутреннем гелий превращается в углерод. Звезда стала существенно меньше и потеряла свою внешнюю конвективную зону; е — еще через 2 миллиона лет звезда вновь становится красным сверхгигантом. В ней больше нет слоя, где происходит горение водорода. Теперь звезда существует только за счет ядерной реакции превращения гелия в углерод. Ее химический состав сильно усложнился. Во внешнем слое по-прежнему существует исходное, богатое водородом вещество, ниже лежит толстый слой гелия, который окружает центральную область, состоящую из углерода.

Рис. 6.2. Пути развития звезд с различными массами (возле траекторий указаны величины их масс в единицах массы Солнца). Если путь развития звезды с массой, равной солнечной, ведет ее в область красных гигантов (см. также рис. 5.1 ), то более тяжелые звезды приходят в область красных сверхгигантов. Траектория развития звезды с массой в 7 раз больше солнечной показана красным цветом. На этой траектории буквами отмечены точки, для которых на рис. 6.1 показана внутренняя структура этой звезды. Параллельные штриховые линии ограничивают на диаграмме область существования цефеид.