АСТРОНОМИЯ

Если для некоторой звезды известны масса и радиус, то можно получить

представление о физических условиях в ее недрах точно таким же путем, как это

было сделано для Солнца (см. ; 120). Из формулы (9.10) видно, что температура Т

в недрах звезды прямо пропорциональна ее массе M и обратно пропорциональна ее

радиусу R; в частности, для температуры Т0 в центре звезды можно записать

      (11.20)

где К - некоторый коэффициент пропорциональности. Примерное его значение,

справедливое, разумеется, только для звезд, сходных с Солнцем, можно оценить из

условия, что при R = RЅ  и M = MЅ температура T0 близка к 15 000 000ё. Отсюда

получаем, что температура в центре похожих на Солнце звезд главной

последовательности

      (11.21)

Для звезд главной последовательности отношение M/R, входящее в формулу (11.21),

можно выразить из формул (11.18) и (11.19), исключив светимости. Тогда

      (11.22)

Следовательно, для таких звезд

      (11.23)

Из 197 видно, что по мере продвижения вверх вдоль главной

последовательности радиусы звезд увеличиваются. Поэтому и температуры в недрах

звезд главной последовательности постепенно возрастают с увеличением светимости.

Так, например, для звезд подкласса B0V температура в центре составляет около 30

миллионов, а для звезд K0V она чуть меньше 10 миллионов градусов.

От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды.

На 199 показано, как зависит от температуры Т количество энергии Е,

выделяющейся в результате углеродного цикла и протон-протонной реакции, и

отмечены условия, соответствующие центру Солнца и двух звезд главной

последовательности - спектральных классов В0 и М0. Из положения Солнца на этом

графике видно, что в недрах звезд главной последовательности поздних

спектральных классов G, К и М, как и в Солнце, выделение ядерной энергии в

основном происходит в результате протон-протонной реакции. В горячих звездах

ранних спектральных классов, в недрах которых температура выше и составляет

десятки миллионов градусов, главную роль играет превращение водорода в гелий за

счет углеродного цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большая

энергия, чем при протон-протонной реакции, что и объясняет большую светимость

звезд ранних спектральных классов.

Таким образом, следует ожидать, что звезды, располагающиеся в разпичных участках

диаграммы спектр - светимость отличаются своим строением. Это подтверждается

теоретическими расчетами равновесных газовых конфигураций, выполненными для

определенных значений химического состава, массы, радиуса и светимости звезды

(так называемых моделей звезд).

Звезды верхней части главной последовательности. Это горячие звезды с массой

больше солнечной, из-за чего температура и давление в их недрах выше, чем у

звезд более поздних спектральных классов, и выделение термоядерной энергии

происходит ускоренным темпом через углеродный цикл. В результате светимость у

них также больше, а потому эволюционировать они должны быстрее. Отсюда

естественно заключить, что горячие звезды, находящиеся на главной

последовательности, должны быть молодыми.

Поскольку выделение энергии при углеродном цикле пропорционально очень высокой

степени температуры (~ T20), а поток излучения, согласно закону Стефана -

Больцмана, растет как T4 излучение оказывается неспособным вынести из недр

звезды энергию, возникающую там в углеродном цикле. Поэтому переносить энергию

должно само вещество, которое начинает перемешиваться, и в недрах массивных

звезд главной последовательности возникают центральные конвективные зоны. Для

звезды с массой в 10 масс Солнца радиус внутренней конвективной зоны составляет

около четверти радиуса звезды, а плотность в центре раз в 25 превосходит

среднюю. Окружающие конвективное ядро слои звезды находятся в лучистом

равновесии, подобно тому как это имеет место в зоне лучистого равновесия на

Солнце (; 120).

Звезды нижней части главной последовательности по своему строению подобны

Солнцу. При протон-протонной реакции мощность энерговыделения зависит от

температуры почти так же, как и поток излучения, в центре звезды конвекция не

возникает и ядро оказывается лучистым. Зато из-за сильной непрозрачности более

холодных наружных слоев у звезд нижней части главной последовательности

образуются протяженные наружные конвективные оболочки (зоны). Чем холоднее

звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. Если у Солнца только 2%

наружных подфотосферных слоев охвачены конвекцией, то у карлика KV с массой 0,6

MЅ в перемешивании участвует 10% всей массы.

Субкарлики, отличающиеся низким содержанием тяжелых элементов, - хороший пример

существенной зависимости строения звезды от химического ее состава.

Непрозрачность звездного вещества оказывается пропорциональной содержанию

тяжелых элементов, поскольку в сильно ионизованной плазме все легкие элементы

полностью лишены своих электронов и атомы их не могут поглощать кванты. В

основном поглощение производят ионизованные атомы тяжелых элементов, сохранившие

еще часть своих электронов. Субкарлики - старые звезды, возникшие на ранних

стадиях эволюции Галактики из вещества, не побывавшего еще в недрах звезд, а

потому бедного тяжелыми элементами. Поэтому вещество субкарликов отличается

большей прозрачностью по сравнению с звездами главной последовательности, что

облегчает лучистый перенос энергии из их недр, не требующий возникновения

конвективных зон.

Красные гиганты имеют крайне неоднородную структуру. К этому выводу легко

прийти, если рассмотреть, как должна меняться со временем структура звезд

главной последовательности. По мере выгорания водорода в центральных слоях

звезды область энерговыделения постепенно смещается в периферические слои. В

результате образуется тонкий слой энерговыделения, где только и  может

происходить водородная реакция. Он разделяет звезду на две существенно различные

части: внутреннюю - почти лишенное водорода "гелиевое" ядро, в котором ядерных

реакций нет по причине отсутствия водорода, и внешнюю, в которой, хотя и есть

водород, но температура и давление недостаточны для протекания реакции. На

первых порах давление в слое энерговыделения больше, чем в ядре, которое поэтому

начинает сжиматься, и, выделяя гравитационную энергию, разогревается. Это сжатие

происходит до тех пор, пока газ не станет вырожденным (у такого газа давление не

 зависит от температуры; см. ; 104). Тогда огромное давление, необходимое для

предотвращения дальнейшего сжатия, обеспечится неимоверным увеличением

плотности. У звезды с массой в 1,3 MЅ, как показывает расчет, возникает ядро,

состоящее в основном из гелия, в который превратился весь находившийся в нем

водород. Температура гелиевого ядра при этом недостаточно велика для того, чтобы

началась следующая возможная ядерная реакция превращения гелия в углерод.

Поэтому гелиевое ядро оказывается лишенным ядерных источников энергии и

изотермичным. Оно содержит около четверти массы всей звезды, но при этом

обладает размерами только в 1/1000 ее радиуса. Плотность в центре такого ядра

достигает 350 кг/см3! Оно окружено оболочкой почти такой же протяженности, где

происходит энерговыделение. Затем следует лучистая зона толщиной и 0,1 радиуса.

Примерно 70% (по массе) наружных слоев звезды, составляющих 0,9 ее радиуса,

образуют мощную конвективную зону красного гиганта.

Белые карлики. Важной особенностью только что рассмотренной структуры красного

гиганта является образование в его недрах изотермичного объекта с массой порядка

массы Солнца или меньше, состоящего из вырожденного газа, в основном гелия. На

диаграмме Герцшпрунга - Рессела этот объект должен располагаться в нижнем левом

углу, так как при значительной температуре он в силу малых своих размеров

(10-2-10-3RЅ) должен обладать малой светимостью. Как видно из 195 и 197,

это соответствует области белых карликов.

Таким образом, белые карлики оказываются сверхплотными вырожденными звездами,

по-видимому, исчерпавшими водородные источники термоядерной энергии. Плотность в

центре белых карликов может достигать сотен тонн в кубическом сантиметре!

Медленно остывая, они постепенно излучают огромный запас тепловой энергии

вырожденного газа. С увеличением массы белого карлика газовое давление в его

недрах должно противостоять еще большей силе гравитации, которая растет быстрее,

чем давление вырожденного: газа. Поэтому более массивные белые карлики сильнее

сжаты и для них имеет место четкая зависимость радиуса звезды от ее массы.

Однако начиная с некоторого значения массы, давление вырожденного газа не: может

уравновесить силу гравитации. Такая звезда может неограниченно сжиматься

(коллапсировать). Коллапс неизбежен при массах, привышающих, примерно, 2-3 MЅ.

Он был бы неизбежен при M > 1,2 MЅ, если бы не возможность превращения звезды в

нейтронную, когда силам гравитации способно противостоять давление вырожденного

нейтронного "газа". Правда, прежде чем это произойдет, звезда должна испытать

ядерный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды (см. ; 159), в

результате которого выделится вся возможная ядерная энергия и вещество, перейдет

в форму нейтронов. Однако при массах больше 2-3 солнечных даже давление

вырожденных нейтронов не в состоянии противостоять гравитации. Теперь уже ничто

не может предотвратить безудержное сжатие звезды. Особая ситуация должна

возникнуть, когда радиус коллапсирующей звезды станет меньше  где с - скорость

света. Как видно из формулы (2.20), в этом случае параболическая скорость

оказывается больше скорости света. Иными словами, ничто, даже световой квант из

звезды, не может уйти. Очевидно, что такой объект станет невидим. Правда, как мы

увидим в ; 160, в некоторых случаях, в принципе, можно наблюдать вещество вблизи

него. Такое, теоретически возможное, гипотетическое состояние звезды называют

черной дырой.