32. Эволюция звезд

Проблема звездной эволюции принадлежит к числу фундаментальных проблем. Решалось она в течение нескольких десятилетий. Были и неправильные пути. Так, наличие ГП на диаграмме ГР наталкивало на мысль о том, что звезды эволюционируют вдоль нее слева направо. Оказалось, что это не так.

Рассмотрим качественно эволюцию звезд. Оставляя пока в стороне вопрос о том. как они рождаются (см. § 48), считаем, что звезда уже зажглась, то есть она находится в равновесии. Предположим, что в начальный момент времени химический состав ее по радиусу однородный. Следовательно, рассматривается звезда на ГП. Поставим вопрос: как эволюционирует такой газовый шар? Какой трек опишет он на диаграмме спектр-светимость?

По мере выгорания водорода структура звезда со временем меняется. При этом принципиально важным оказывается следующее: будет ли происходить полное перемешивание вещества в звезде или нет? При полном перемешивании химический состав звезда все время остается однородным по радиусу. Разумеется, относительное количество водорода в каждой точке уменьшается, но оно меняется одинаковым образом в разных точках. Расчеты показывают, что такая звезда в процессе эволюции на диаграмме ГР сместилась бы влево от ГП.

Совершенно иная ситуация реализуется в том случае, если полного перемешивания в звезде не происходит. Со временем такая звезда становится неоднородной. В самом деле, условия для протекания ТЯР реализуются лишь в центральных частях звезды. Именно здесь водород, выгорая, превращается в гелий. Во внешних частях, где температура недостаточно высокая, ТЯР не идут, и химический состав здесь остается первоначальный. Неизменность химического состава внешних слоев звезды  крайне важное обстоятельство. К нему мы вернемся позже. Расчеты показали, что эволюция звезды без полного перемешивания радикально отличается от эволюции звезды с перемешиванием: на диаграмме ГР такая звезда описывает трек вправо от ГП (рис. 42).

Какой вариант реализуется в природе: с полным перемешиванием или без полного перемешивания? Ответ на этот вопрос дают наблюдения (см. ниже).

Итак, каков сценарий звездной эволюции? Что будет происходить со звездой после того, как водород в ядерной области выгорит и превратится в гелий? Очевидно, ТЯР прекратятся, так как температура недостаточная для возгорания гелия. В отсутствие источников энергии гидростатическое равновесие нарушится, и звезда сожмется. До каких пор? До тех пор, пока температура в некотором слое над гелиевым ядром не повысится до значения, при котором снова зажигается водород. Подчеркнем еще раз, что в гелиевом ядре реакции не идут, так как для этого требуется температура порядка или выше I0⁸ K. Раньше будут достигнуты условия, при которых в слое над гелиевым ядром загорится водород. Таким образом, энерговыделение обеспечивает слоистый источник. Со временем, по мере выгорания водорода в этой оболочке, она удаляется от центра, увеличивая тем самым массу гелиевого ядра. Когда слой, в котором происходит энерговыделение, подойдет достаточно близко к поверхности, верхние слои уже не смогут уравновесить давление изнутри, и они станут расширяться. Звезда "разбухнет". Светимость ее при этом практически не изменится, ведь энерговыделение не меняется. Но из-за увеличения радиуса падает поверхностная температура T_e звезды, т.е. Sp ее становится более красным. Таким образом звезда переходит в фазу гиганта (см. рис. 42).

Если скорость расширения внешних слоев больше параболической скорости, то звезда сбросит оболочку. На ее месте останется гелиевый шар. Расчеты показывают, что вещество в нем вырождено (в квантовом смысле, см. § 27).

Здесь стоит обратить внимание на следующее обстоятельство. Как только что было сказано, в процессе эволюции звезда теряет заметную часть своей массы, сбрасывая оболочку. Однако, как показали исследования, основная масса теряется звездой в результате стационарного (или квазистационарного) истечения вещества с поверхности звезды  так называемого звездного ветра (см. Задачу № 20). При этом в пространство рассеивается большое количество газа, богатого водородом, который мог бы послужить горючим для звезды.

После того, как водород в звездном остатке выгорит полностью, реакции прекратятся. Что произойдет со звездой дальше? Возможны два варианта. Если сброс массы на стадии горения водорода был значительным, так что масса гелиевого остатка оказывается меньше (это может случиться, если начальная масса звезды не превышала примерно ), то равновесие такого остатка обеспечивается давлением вырожденного электронного газа, при этом ТЯР в нем не идут. В противном случае, звезда начинает сжиматься. До каких пор? Очевидно, до тех пор, пока температура в ее недрах не превысит 10⁸ K, и не загорится гелий. Это так называемая гелиевая вспышка звезды. Далее картина повторяется. Выгорание гелия в ядре приводит к образованию здесь углерода (3процесс: ). Последующий захват -частицы углеродом трансформирует его в кислород ( ). В результате реакций горения гелия в ядре образуется углеродно-кислородное ядро. Если начальная масса звезды не превышает , то углеродно-кислородное ядро, образующееся после выгорания гелия, будет вырожденным. После этого гелий загорается в слоевом источнике.^ Как и в предыдущем случае этот этап эволюции заканчивается сбросом оболочки. В результате остается вырожденный углеродно-кислородный остаток,

Наконец, если начальная масса звезды превышает примерно , то после выгорания гелия загорается следующий тип горючего: углерод и кислород. Реакции горения углерода и кислорода имеют взрывной характер и приводят к взрыву звезды (о деталях этого процесса см. ниже § 38).

На рис. 42 приведены эволюционные треки звезд различных масс на диаграмме ГР. Обратим внимание на то, что перескок на ветвь гигантов происходит достаточно быстро, за время, существенно меньшее времени, которое звезда проводит в стадии ГП или в стадии красного гиганта. Этим объясняется провал в численности звезд между главной последовательностью и ветвью гигантов. В самом деле, из-за быстрого перескока звезды из одной фазы в другую в переходной области их должно наблюдаться мало.

Рассматривать эволюцию звезд с не имеет смысла. Так как время выгорания водорода у них больше возраста Галактики. То есть, они практически не проэволюционировали.

В заключение этого параграфа оговоримся, что пока не существует завершенной в деталях картины эволюции звезд. Однако несомненно, что общая схема звездной эволюции (а в ряде случаев даже детали этого процесса) известны с достаточной степенью уверенности, что подкрепляется многочисленными наблюдательными данными.