Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Шкловский Иосиф Самуилович

(5.2)

Длительность вспышки можно оценить, разделив величину освободившейся при сжатии протозвезды гравитационной энергии GM/R₁ на L. Она оказывается порядка нескольких лет, т, е. действительно небольшой.

В § 3 было показано, что в конце «стадии свободного падения» у сжимающейся протозвезды также должна быть яркая сравнительно кратковременная вспышка инфракрасного излучения, когда светимость в тысячи раз превосходит болометрическую светимость Солнца. Вторая вспышка, о которой только что шла речь, должна произойти довольно скоро после первой. Обе вспышки будут сильно отличаться по спектральному составу своего излучения. Во время первой вспышки излучение должно быть сосредоточено в длинноволновой (

20—30 мкм) инфракрасной части спектра, в то время как основная часть излучения

во время второй вспышки падает на ближнюю инфракрасную часть спектра (

1—2 мкм). При современном состоянии теории и достигнутом сейчас уровне наблюдательной астрономии нельзя также исключить возможность того, что обе вспышки у протозвезд не разделены во времени, а практически сливаются.

После вспышки, сопутствующей окончанию установления конвекции во всем объеме протозвезды, последняя, как уже говорилось, продолжает сжиматься, причем температура ее поверхности поддерживается на почти постоянном уровне (см. выше). Поэтому светимость протозвезды будет убывать обратно пропорционально квадрату ее радиуса. В то же время температура ее недр непрерывно повышается. И вот наступает момент, когда температура там поднимается до нескольких миллионов градусов и «включаются» первые термоядерные реакции на легких элементах (литий, бериллий, бор) с низким «кулоновским барьером» (см. § 8). Протозвезда при этом будет продолжать сжиматься, так как «продукция» термоядерной энергии все еще недостаточна для того, чтобы разогреть ее недра до такой температуры, при которой давление газа уравновесит силу гравитации. Только после того как продолжающийся рост температуры в недрах протозвезды сделает возможным протон-протонную или углеродно-азотную реакцию (см. § 8), давление газа наконец ее «застабилизирует». Протозвезда станет звездой и, в зависимости от своей массы, займет совершенно определенное место на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Теория строения образующихся таким образом равновесных звезд будет рассматриваться во второй части этой книги.

Мы рассмотрели сейчас процесс эволюции протозвезд в звезды. Само собою разумеется, что наше рассмотрение не является строгим. Оно, по необходимости, носит «полукачественный» характер. Строгое решение проблемы образования звезд из межзвездной среды сейчас вряд ли вообще возможно. Можно только строить отдельные куски теории, постоянно контролируя ее наблюдениями.

 

Рис. 5.1: Теоретическая зависимость радиуса протозвезды от времени.

На рис. 5.1 схематически представлена зависимость радиуса протозвезды, первоначальная масса которой была равна массе Солнца, от времени. Для масштаба горизонтальные прерывистые линии соответствуют радиусам орбит планет Солнечной системы. Мы видим, что в начале «стадии свободного падения» сжимающейся под воздействием собственной гравитации протозвезды, еще недавно бывшей плотным, холодным «молекулярным» облаком, ее радиус близок к радиусу орбиты Плутона. При этом средняя концентрация частиц (преимущественно молекул водорода) была

10¹² см^{– 3}. Стадия свободного падения (начатая от такой плотности) имеет длительность немногим больше 10 лет (см. формулу (3.7)). За это короткое время протозвезда сжимается до размеров орбиты Меркурия, т. е. примерно в сто раз. Конечно, этому этапу предшествовал существенно более длительный этап сжатия облака с первоначальной плотностью 10⁵—10⁶ см^{– 3} до размеров орбиты Плутона. Далее, сжатие протозвезды резко замедляется, так как она становится непрозрачной к собственному излучению. Наступает «стадия Хаяши» в жизни охваченной конвекцией протозвезды. В самом начале этой стадии должна быть «вспышка» (см. выше). Через несколько десятков миллионов лет сжатие протозвезды почти прекращается и она «садится» на главную последовательность.

 

Рис. 5.2: Эволюционный трек протозвезды на диаграмме Герцшпрунга—Рессела.

На рис. 5.2 изображен эволюционный «трек» протозвезды на диаграмме Герцшпрунга — Рессела. Стадия свободного падения протозвезды, когда она холодна и прозрачна, изображена (схематически, конечно) штриховой кривой в правой части рисунка. Максимум этой кривой соответствует наступлению непрозрачности и связан с первой вспышкой длинноволнового инфракрасного излучения. После наступления непрозрачности болометрическая светимость протозвезды быстро уменьшается, после чего следует очень быстрый ее рост, связанный с «закипанием» протозвезды из-за выхода наружу конвективных потоков и превращения их энергии в энергию излучения. Наступает вторая вспышка, на этот раз в ближней инфракрасной области. Заметим, что на этой кривой светимость протозвезды в максимуме вспышки в несколько раз меньше, чем по нашей грубой формуле (5.2), что, конечно, нас не должно смущать. Этому кратковременному этапу эволюции протозвезды соответствует широкая штрихованная полоса. Последняя (сплошная) часть эволюционного трека показывает непрерывное уменьшение светимости сжимающейся протозвезды, температура поверхности которой поддерживается на почти постоянном уровне («стадия Хаяши»). Наконец, трек протозвезды доходит до главной последовательности, что означает, что она превратилась в «нормальную» звезду. Следует подчеркнуть еще раз, что длительность отдельных «кусков» эволюционного трека совершенно различна.

Западногерманские астрофизики

теоретически рассмотрели задачу о конденсации сферического газово-пылевого облака большой массы в звезду. Численные расчеты были проведены для значений масс 150, 50 и 20 M

. Как показывают эти расчеты, в конечном итоге эволюции на главную последовательность приходят звезды с массами 36, 17 и 12 M

соответственно, т. е. существенная часть первоначальной массы облака не конденсируется, а образует «протозвездные оболочки». Именно такие оболочки, эволюция которых рассчитывается, могут быть объектами исследования методами наблюдательной астрономии. Следовательно, открывается новый подход к основной проблеме звездной космогонии. Первоначальный радиус сжимавшихся облаков был принят

10¹⁸ см, причем облака считались невращающимися и лишенными магнитного поля, что, конечно, является значительным упрощением задачи. Тем не менее, результаты расчетов, как показывают наблюдения, довольно верно описывают различные стадии эволюции сжимающегося облака. Резюмируем эти результаты:

1. Спустя несколько сотен тысяч лет после начала сжатия облака и вскоре после того, как внутри сжимающегося облака образуется звездообразное, довольно горячее ядро, вокруг последнего возникает плотный, непрозрачный для оптических лучей газово-пылевой «кокон», внутренний радиус которого

(3—5)

10¹³ см, а внешний

10¹⁵ см. Температура наружных слоев «кокона»

500 К, и он, в принципе, мог бы наблюдаться как инфракрасный источник. Однако холодное вещество сжимающегося облака, находящееся снаружи от «кокона», непрозрачно к инфракрасным лучам. Наблюдатель никакого «кокона» внутри облака не увидит.

2. Мощное (

1000L

) инфракрасное излучение от «кокона» будет оказывать давление на газово-пылевую среду оболочки. По этой причине сжатие оболочки довольно быстро (через несколько десятков тысяч лет) остановит сжатие наружных слоев облака, которые после этого начнут расширяться. Таким образом, возникает наружная газово-пылевая оболочка или внешний «кокон», радиус которого

10⁷ см. В дальнейшем как внутренний, так и внешний «коконы» расширяются. Начиная с некоторого момента, толщина внешнего «кокона» настолько уменьшается, что через него видно инфракрасное излучение более компактного и горячего внутреннего «кокона». Поэтому внешний наблюдатель «увидит» в инфракрасных лучах компактный «горячий» источник (T

500 К — 1000 К), окруженный более протяженным и холодным (T

200 К) источником. Именно такая ситуация и наблюдается в некоторых случаях (например, в Орионе, см. выше).

3. До сих пор ионизованный газ находился только в малой области внутри внутреннего «кокона». Связанный с этим газом поток теплового радиоизлучения очень мал и не может быть наблюдаем. Однако по мере расширения толщина внутреннего кокона становится настолько малой, что через него начнет проходить ионизующее ультрафиолетовое излучение протозвезды. Таким образом, всего лишь за несколько тысяч лет внутри внешнего «кокона» образуется очень компактная H II область, окруженная холодным неионизованным газом. На этой фазе наблюдатель будет видеть весьма компактную Н II область, окруженную более протяженным инфракрасным источником. Такая комбинация источников также довольно часто наблюдается.

4. Образовавшаяся таким образом компактная Н II область быстро расширяется и довольно скоро достигнет внутренней границы внешнего «кокона». Наблюдатель увидит Н II область и инфракрасный источник с одинаковыми размерами.

 

Рис. 5.3: Различные фазы сжатия протопланетного облака.

 

5. После того как весь наружный «кокон» станет ионизованным, образуется компактная H II область нового типа, масса которой остается постоянной, а яркость радиоизлучения быстро уменьшается (см. более подробно об этом в § 13). Ионизационный фронт будет распространяться через окружающую протозвездное облако разреженную среду, образуя при этом обычную протяженную Н II область. Среднее время жизни таких H II областей (т. е. среднее время жизни обычных облаков Н II) по оценке проф. Мецгера (Бонн, ФРГ), много сделавшего в области радиоастрономических исследований процесса звездообразования, составляет примерно 5

10⁵ лет.