§3. Эволюция Солнца и звезд

По характеру спектра излучения, светимости и по возрасту (510⁹ лет) Солнце, как мы знаем, является зрелой звездой и на диаграмме Герцшпрунга-Рессела занимает положение, присущее звездам поздних эволюционных классов. Если исходить из принятой концепции полностью водородного состава Солнца, при наблюдаемой энергии излучения время его активной жизни как было показано составит:

лет. (XIV.25)

На наш взгляд, получаемое таким образом значение неприемлемо, так как оно сравнимо или даже превосходит время существования самой Метагалактики, т.е. видимой части Вселенной. Кроме того, полная расчетная мощность излучения водородного Солнца много выше наблюдаемой – 310²⁷ Вт против 410²⁶ Вт (см. гл. ). Это значит, что кроме водорода солнечное вещество содержит значительное количество других элементов, не участвующих напрямую в реакции термоядерного синтеза. Это вещество металлического ядра, различные катализаторы и силикаты, входившие в состав первичного газопылевого облака.

Если же исходить из представлений об универсальности строения протовещества Солнечной системы, то количество водорода в общей массе вещества протосолнца будет не больше 2% (Кесарев, 1976). Это следует из расчета содержания различных элементов исходя из их химико-эквивалентных соотношений в первичном составе протовещества в различных классах метеоритов, комет и Луны и продуктов их переработки, каковыми на Земле являются верхние горизонты коры, гидросфера и атмосфера планеты.

В этом случае масса водорода в общей солнечной массе будет равна = 410³¹ г и при наблюдаемой мощности излучения I₀ = 410²⁶ Вт его продолжительность составит:

лет. (XIV.26)

Время жизни Солнца сегодня оценивается в 4,7 – 5,010⁹ лет. Возникают вопросы: как соотнести эти цифры, и почему светило не погасло?

Дело в том, что возраст Солнечной системы оценивается исходя из возраста древнейших пород Земли, Луны, метеоритного вещества, а он не выходит за пределы 4,5 – 4,710⁹ лет. Расчеты для полностью водородного состава (Шкловский, 1984) позволяют оценить полное время конденсации пылегазового облака в протозвезду (до выхода ее на главную последовательность) величиной 8010⁶ лет. Расчетная формула получается следующим образом: путь, пройденный веществом в ходе аккреции R за время t, будет равен:

, (XIV.27)

где ускорение силы тяжести

. (XIV.28)

Отсюда находим t:

, (XIV.29)

где через обозначена средняя плотность облака

. (XIV.30)

Таким образом, время сжатия облака зависит от его начальной плотности. Перепишем формулу (XIV.29) с учетом выражения для гравитационной неустойчивости облака:

(пк). (XIV.31)

Если молекулярный вес вещества облака  = 2, Т = 20, то облако массой, равной солнечной, сожмется за миллион лет:

лет. (XIV.32)

Это первая стадия, получившая название стадии падения. Однако здесь много неопределенного. Процесс звездообразования не происходит в таких малых массах вещества, как солнечная. Молодые звезды обычно наблюдаются группами (скоплениями) и окутаны облаком туманности (рис. 111). Размеры таких глобул, например в туманности Лагуна, достигают десятков парсек, а масса в несколько раз больше солнечной. Солнце, по всей вероятности, формировалось совместно с группой звезд Центавра, имеющих, кстати, те же характеристики и располагающихся на диаграмме Герцшпрунга-Рессела рядом с нашим светилом. Облако большей, чем солнечная, массы имеет меньшую температуру. Поэтому в формуле (XIV.32) увеличение этих параметров на порядок на столько же увеличивает время стадии конденсации Солнца. С другой стороны, сохраняется неопределенность между временем существования самого облака до начала его конденсации. А мы, по существу, оцениваем возраст Солнечной системы с учетом возраста именно этого исходного материала. Если бы время формирования

Рис. 111. Глобулы в туманности Лагуна

протозвездных туманностей составляло всего несколько миллионов или даже десятков миллионов лет, то с учетом возраста нашей Метагалактики (1110⁹ лет) газопылевые туманности были крайне редким явлением в ней. Если же часть туманностей образуется при взрыве сверхновых и в ходе финальной стадии эволюции красных гигантов, то вследствие исключительной редкости этих явлений, особенно красных гигантов, следует признать время конденсации туманности до протозвездных кондиций достаточно большим, во всяком случае не менее сотен миллионов лет. С учетом сказанного, а также длительности второй стадии становления протозвезды до своего перехода на главную последовательность – 100 млн. лет – к приведенной выше оценке длительности эволюции Солнца (410⁹ лет) необходимо добавить не менее 5 – 710⁸ лет, которые ушли на дозвездную стадию. Эта стадия складывается из периода существования вещества в форме туманности и стадии падения (стадия Хаяши), когда термоядерный реактор расходования водорода еще не был запущен. С этими замечаниями полученная нами оценка продолжительности жизни звезды с солнечной массой в 510⁹ лет не кажется фантастической. Запасов водорода на Солнце осталось не более чем на несколько сот миллионов лет. На диаграмме Герцшпрунга-Рессела преобладают звезды с массой, близкой и меньше солнечной. Это значит, что сегодня, спустя 11 млрд. лет после возникновения Метагалактики, наиболее заселена нижняя часть главной последовательности. Иными словами, в окружающем нас мире преобладают старые звезды. Звездообразование идет в основном в центральной части, примыкающей к ядру Галактики. Если же следовать водородной концепции Солнца и всех без исключения звезд, то спектральных классов К и М, части звезд класса G, а также большей части красных гигантов и белых карликов, принадлежащих к старым, далеко проэволюционировавшим звездам, просто не существовало бы. Однако наблюдаемое многообразие классов звезд свидетельствует об обратном, и причина здесь не только в различиях исходных масс, но и в более краткой их жизни, чем это получается, если следовать преимущественно водородному составу протовещества дозвездных туманностей.

Начальную стадию образования Солнца мы рассмотрим в гл. XV. Здесь же остановимся на общих аспектах звездообразования, теория которых сегодня разработана в весьма высокой степени. В самом общем виде весь ход эволюции звезды можно представить следующим образом.

Первая стадия – стадия Хаяши, как мы уже знаем, заключается в гравитационной аккреции туманности, в ходе которой облако сжимается от радиуса орбиты Плутона до радиуса орбиты Меркурия. На это требуется, как мы видели, от одного до десяти миллионов лет. На запуск всеобъемлющей термоядерной реакции протон-протонного цикла требуется около 100 млн. лет. Вначале гравитационное сжатие запускает термохимический реактор. По достижении Т = 10⁶ К запускается термоядерный реактор на легких элементах D, Li, Be и В. Возникающее при этом газовое противодавление останавливает сжатие протозвезды. По мере выработки легких элементов температура повышается до нескольких миллионов градусов Кельвина, газовое противодавление уменьшается и протозвезда, возобновив сжатие, быстро схлопывается. Возникает вспышка протозвезды, а температура в зоне коллапса мгновенно возрастает до величин, больших 10⁷ К. Это позволяет запустить реакцию протон-протонного типа. По мере охватывания этой реакцией всего объема вещества протозвезда постепенно, пройдя стадии неустойчивости горения и тепломассопереноса (звезда переменного блеска типа Т-Тельца), выходит на третий этап стационарного режима излучения и садится на главную последовательность диаграммы Герцшпрунга-Рессела.

Это самый длительный этап в жизни звезды. Для звезд с массой, близкой солнечной, он охватывает период около 410⁹ лет.

С выработкой главного термоядерного горючего – водорода – звезда не сразу прекратит свое существование. Она будет стремиться использовать в качестве нового горючего элементы вещества, наработанные в предыдущей реакции. В упрощенном виде эту цепочку синтеза можно представить следующим образом:

Н  ³Не  ⁷Ве  ⁷Li.

Эти реакции могут идти с присоединением протона и испусканием нейтрино. Если же водород полностью выгорел, то происходит быстрое сжатие (с возможным коллапсом) звезды, температура на поверхности металлического ядра повышается до 10⁸ К, а внешняя оболочка, сбрасываясь в результате взрыва, расширяется до размеров орбиты Земли. Образуется красный гигант. В центре обнажается раскаленное ядро – металлическое или гелиевое, в зависимости от по преобладающего состава звезды. Это белый карлик. Ввиду сохранения момента количества вращательного движения со сбросом внешних оболочек скорость вращения ядра резко увеличивается.

На металлическом (как правило, железном) ядре реакции синтеза прекращаются. Поэтому оно будет в дальнейшем медленно остывать и, остыв, пополнит скрытую массу Вселенной.

Гелиевое же ядро продолжит свою эволюцию синтезом новых элементов, по выработке каждого из которых будет коллапсировать. Во время коллапса температуры будут возрастать до 10⁸ – 10⁹ К, давление и плотность вещества в остающемся теле звезды также возрастут. Синтез очередного более тяжелого элемента с участием ядер гелия требует все более высоких энергий. Это объясняется ростом заряда ядра в соответствии с периодической системой элементов таблицы Менделеева, что в свою очередь сопровождается возрастанием энергетического (кулоновского) барьера. Например, для реакции синтеза ¹²С и ¹⁶О уже требуется температура порядка 10⁹ К. Такую температуру остатки звезды с солнечной массой создать не могут. Поэтому дальнейшая эволюция ⁴Не  ⁸Ве  ¹²С  ¹⁶О возможна лишь на массивных звездах-гигантах, в которых реакции продолжаются (табл. XIV.1): ¹⁶О + ¹⁶О  ²⁸Si + ⁴He и др. Реакции заканчиваются на железе ⁵⁶Fe и близких ему элементах. Но таблица Менделеева содержит элементы тяжелее железа. Как же они образуются?

Таблица XIV.1