В сущности говоря, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы (то есть не входящей в состав кратных систем) изолированной звезды. И это достаточно серьезный недостаток нашей науки о Вселенной. Если бы такой метод существовал, прогресс наших знаний был бы значительно более быстрым. Массы звезд изменяются в сравнительно узких пределах. Очень мало звезд, массы которых больше или меньше солнечной в 10 раз. В такой ситуации астрономы молчаливо принимают, что звезды с одинаковой светимостью и цветом имеют одинаковые массы. Они определяются только для двойных систем. Утверждение, что одиночная звезда с той же светимостью и цветом имеет такую же массу, как и ее "сестра", входящая в состав двойной системы, всегда следует принимать с некоторой осторожностью.

Считается, что объекты с массами меньшими 0,02 М уже не являются звездами. Они лишены внутренних источников энергии, и их светимость близка к нулю. Обычно эти объекты относят к планетам. Наибольшие непосредственно измеренные массы не превышают 60 М .

Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла.

Для понимания природы звезд важно выявить зависимости между их отдельными характеристиками. Такие связи находятся путем сопоставления соответствующих величин. Так, в начале XX в. датский астроном Э. Герцшпрунг и американ­ский астрофизик Г. Ресселл установили одну из таких зависимо­стей и представили ее в виде диаграммы, носящей теперь их имена.

На горизонтальной оси диаграммы Герцшпрунга — Ресселла (диаграммы Г. — Р) откладывают температуру звезды, а на вертикальной — ее светимость в относительных единицах (по отношению к светимости Солнца). Каждой звезде на диаграмме отвечает вполне определенная точка. Обычно говорят, что место на диаграмме занимает звезда, а не соответствующая ей точка, и при обсуждении эволюции звезд пишут: «звезда движется по диаграмме», подразумевая при этом, что в процессе эволюции звезды из-за изменения температуры и светимости звезды соответствующая ей точка на диаграмме Г. — Р. меняет свое положение.

Из этой диаграммы следует, что светимость звез­ды и ее спектральный класс связаны между собой опре­деленной, хотя и не однозначной зависимостью. Большин­ство звезд расположено вдоль линии, идущей от горячих и ярких звезд к холодным и слабым («тусклым») звездам. Это и есть известная главная последовательность , а принадлежащие ей звезды - звездами главной последовательности. К этой последовательности принадлежит подавляющее большинство звезд, в том числе и наше Солнце (спектральный класс G2). Главная последовательность в месте, отмеченном вертикальной чертой, делится на верхнюю и нижнюю части. Звезды нижней части главной последовательности называются желтыми или красными карликами (в зависимости от их температуры). Солнце — типичный желтый карлик.

Выше главной последовательности в области температур ниже 6000 К расположены звезды, образующие группу красных гигантов (их светимость порядка 10² —10³ и радиус порядка 10—60 R ) и группу красных сверхгигантов (L 10 L , R 200—300 R ). Звезды горячие (T ЗОООО К) и яркие (L 10⁴ — 10⁶ L , R 40 R ) называются белыми сверхгигантами. За­метьте, что холодных и слабых звезд гораздо больше, чем горячих и ярких.

В левом нижнем углу диаграммы находятся белые карлики (T 10000 К, L 10-⁴ L , RO,OlR ).

Итак, мы видим, что светимость звезды и спектраль­ный класс взаимосвязаны. Одна из первых задач теории — объяснить эту зависимость, найти физические явления, лежащие в ее основе. Как это сделала современная астро­физика, мы увидим позже. Здесь же только отметим, что сразу после построения этой диаграммы ей приписали эво­люционное значение: предполагалось, что звезды эволю­ционируют вдоль главной последовательности от горячих и ярких звезд к холодным и слабым. Потом выяснилось, что эволюция звезд имеет более сложный характер, и до сих пор звезды, изображения которых находятся в ле­вой верхней части диаграммы, называют "ранними", а звезды другого конца главной последовательности — "поздними".

Звезды - ядерные реакторы

В большинстве термоядерных реакций энергия освобождается при соединении четырех протонов в одно ядро гелия. Такое соединение протонов в ядро гелия может идти разными путями, но конечный результат будет один и тот же.

Опишем сначала протон-протонную реакцию.

Эта реакция начинается с таких столкновений между протона­ми, в результате которых получается ядро тяжелого водорода — дейтерия. Даже в условиях звездных недр это происходит очень редко. Как правило, столкновения между протонами являются упругими: после столкновения частицы просто разлетаются в разные стороны. Для того чтобы в результате столкновения два протона слились в одно ядро дейтерия, необходимо, чтобы при таком столкновении выполнялось два независимых условия. Во-первых, надо, чтобы у одного из сталкивающихся протонов кинети­ческая энергия раз в двадцать превосходила бы среднюю энергию тепловых движений при температуре звездных недр. Как уже говорилось выше, только одна стомиллионная часть протонов имеет такую относительно высокую энергию, необходимую для преодо­ления «кулоновского барьера». Во-вторых, необходимо, чтобы за время столкновения один из двух протонов успел бы превратиться в нейтрон, испустив позитрон и нейтрино. Ибо только протон с нейтроном могут образовать ядро дейтерия! Заметим, что длитель­ность столкновения всего лишь около 10^-21 секунды (оно порядка классического радиуса протона, поделенного на его скорость). Если все это учесть, то получается, что каждый протон имеет ре­альные шансы превратиться таким способом в дейтерий только раз в несколько десятков миллиардов лет. Но так как протонов в недрах звезд достаточно много, такие реакции, и притом в нужном коли­честве, будут иметь место.

По-другому складывается судьба вновь образовавшихся ядер дейтерия. Они "жадно", всего лишь через несколько секунд, "загла­тывают" какой-нибудь близкий протон, превращаясь в изотоп гелия ³ Не. После этого возможны три пути (ветви) ядерных реак­ций. Чаще всего изотоп гелия будет взаимодействовать с подоб­ным себе ядром, в результате чего образуется ядро "обыкновенно­го" гелия и два протона. Так как концентрация изотопа Не чрез­вычайно мала, это произойдет через несколько миллионов лет. Напишем теперь последовательность этих реакций и выделяющуюся при них энергию.

Здесь буква v означает нейтрино, а у — гамма-квант. Не вся освободившаяся в результате этой цепи реакций энергия передается звезде, так как часть энергии уносится нейтрино. С уче­том этого обстоятельства энергия, выделяемая при образовании одного ядра гелия, равна 26,2 МэВ или 4,2 •10^-5 эрг.

Вторая ветвь протон-протонной реакции начинается с соеди­нения ядра Не с ядром "обыкновенного" гелия ⁴ Не, после чего образуется ядро бериллия ⁷ Be. Ядро бериллия в свою очередь может захватить протон, после чего образуется ядро бора ⁸ В, или захватить электрон и превратиться в ядро лития. В первом случае образовавшийся радиоактивный изотоп ⁸ В претерпевает бета-рас­пад:

Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз и обнаружили при помощи уникальной, дорогостоящей установки. Радиоактивный берил­лий Ве весьма неустойчив и быстро распадается на две альфа-частицы. Наконец, последняя, третья ветвь протон-протонной реак­ции включает в себя следующие звенья: ⁷ Ве после захвата электрона превращается в ⁷ li, который, захватив протон, превращается в неустойчивый изотоп ⁸ Be, распадающийся, как и во второй цепи, на две альфа-частицы.

Еще раз отметим, что подавляющее большинство реакций идет по первой цепи, но роль "побочных" цепей отнюдь не мала.

Перейдем теперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот цикл состоит из шести реакций.

Поясним содержание этой таблицы. Протон, сталкиваясь с яд­ром углерода, превращается в радиоактивный изотоп азота ¹³ N. При этой реакции излучается -квант. Изотоп ¹³ N, претерпевая - распад с испусканием позитрона и нейтрино, превращается в изотоп углерода ¹³ С. Последний, сталкиваясь с протоном, превра­щается в обычное ядро азота ¹⁴ N. При этой реакции также испу­скается -квант. Далее, ядро азота сталкивается с протоном, после чего образуется радиоактивный изотоп кислорода ¹⁵ О и -квант. Затем этот изотоп путем -распада превращается в изотоп азота ¹⁵ N. Наконец, последний, присоединив к себе во время столкнове­ния протон, распадается на обычный углерод и гелий. Вся цепь реакций представляет собой последовательное "утяжеление" ядра углерода путем присоединения протонов с последующими -распадами. Последним звеном этой цепи является восстановление первоначального ядра углерода и образование нового ядра гелия за счет четырех протонов, которые в разное время один за другим присоединились к ¹² С и образующимся из него изотопам. Как вид­но, никакого изменения числа ядер ¹² С в веществе, в котором про­текает эта реакция, не происходит. Углерод служит здесь "ката­лизатором" реакции.

Во втором столбце приводится энергия, выделяющаяся на каждом этапе углеродно-азотной реакции. Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино, возникающих при распаде радиоак­тивных изотопов ¹³ N и ¹⁵ О. Нейтрино свободно выходят из звезд­ных недр наружу, следовательно, их энергия не идет на нагрев вещества звезды. Например, при распаде ¹⁵ Оэнергия образующе­гося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательно при образовании одного ядра гелия путем углеродно-азотной реакции выделяется (без учета нейтрино) 25 МэВ энергии, а нейтрино уносят около 5% этой величины.

В третьем столбце таблицы II приведены значения скоро­сти различных звеньев углеродно-азотной реакции. Для - процессов это просто период полураспада. Значительно труднее опре­делить скорость реакции, когда происходит утяжеление ядра пу­тем присоединения протона. В этом случае надо знать вероятно­сти проникновения протона через кулоновский барьер, а также вероятности соответствующих ядерных взаимодействий, так как само по себе проникновение протона в ядро еще не обеспечивает интересующего нас ядерного превращения. Вероятности ядерных реакций получаются из лабораторных экспериментов либо вычис­ляются теоретически. Для их надежного определения потребо­вались годы напряженной работы физиков-ядерщиков, как теоре­тиков, так и экспериментаторов. Числа в третьем столбце дают "время жизни" различных ядер для центральных областей звезды с температурой в 13 миллионов Кельвинов и плотностью водорода 100 г/см³ . Например, для того чтобы при таких условиях ядро ¹² С, захватив протон, превратилось в радиоактивный изотоп углерода, надо "подождать" 13 миллионов лет! Следовательно, для каждого "активного" (т. е. участвующего в цикле) ядра реакции проте­кают чрезвычайно медленно, но все дело в том, что ядер до­статочно.

Основным источником энергии Солнца, температура центральных областей которого близка к 14 миллионам кельвинов, является протон- протонная реакция. Для более массивных, а следовательно, и более горячих звезд существенна углеродно-азотная реакция, зависимость которой от температуры значительно более сильная.

Непрерывно идущие в центральных областях звезд ядерные реакции «медленно, но верно» меняют химический состав звезд­ных недр. Главная тенденция этой химической эволюции—пре­вращение водорода в гелий. Помимо этого в процессе углеродно-азотного цикла меняется относительная концентрация различных изотопов углерода и азота до тех пор, пока не установится неко­торое определенное равновесие. При таком равновесии количество реакций за единицу времени, приводящих к образованию какого-нибудь изотопа, равно количеству реакций, которые его "разру­шают". Однако время установления такого равновесия может быть очень большим. А пока равновесие не установится, относительные концентрации различных изотопов могут меняться в самых широ­ких пределах.

Ядерные процессы играют, как мы видели в этом параграфе, фундаментальную роль в длительной, спокойной эволюции звезд, находящихся на главной последовательности. Но, кроме того, их роль является определяющей при быстро протекающих нестацио­нарных процессах взрывного характера, являющихся поворот­ными этапами в эволюции звезд. Наконец, даже, казалось бы, для такой в выс­шей степени тривиальной и очень "спокойной" звезды, какой яв­ляется наше Солнце, ядерные реакции открывают возможность объяснения явлений, которые представляются очень далекими от ядерной физики.

Рождение звезд

Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из круп­нейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических пред­ставлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В резуль­тате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравни­тельно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды обра­зуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположе­ние групп заведомо молодых звезд (так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радио­астрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных «радио изображений» некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внут­ренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не будем. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии «зоны Н Н», т. е. облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд — объектов заведомо молодых.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобо­ждающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях» перейти в излучение. Как мы увидим, ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, про­исходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов).

В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратится в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10⁵² эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце "израсходовало" не свыше 10% своего первоначального запаса водорода.

Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономи­ческим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных ком­пактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, (что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее обра­зуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно пре­вращаются в планеты.