В горниле исследований

Ситуация усложнилась. Уже не было прежней согласованности теоретических разработок с результатами наблюдений. Гармоничность картины была нарушена, и со всей остротой вставал вопрос: а правильна ли старая, казавшаяся столь стройной теория звездной эволюции? Сомнения вызывал именно ключевой ее пункт.

Считалось, что мысль о переходе звезды из фазы нагревания в фазу охлаждения теоретически обоснована, поскольку плотность звездного вещества в процессе сжатия должна достигать такой величины, что его уже нельзя было считать идеальным газом; поэтому звезда должна охлаждаться как твердое тело или жидкость. Однако новые расчеты показывали, что во всех звездах основного ряда диаграммы Герцшпрунга - Рессела вещество ведет себя как идеальный газ.

Суть другого несоответствия со старой теорией состояла в следующем. Если принять, что остывание звезды действительно происходит так, как предполагалось, то весь этот процесс можно отнести только к состоянию поверхностных слоев звезды. Температура звездных недр, вычисленная на основании такого предположения, лишь несущественно отличалась от температуры поверхности. Но именно этот факт и не согласовывался с "теорией остывания".

Более того, как из данных наблюдений, так и теоретических разработок следовало, что существует определенная зависимость между массой и светимостью звезды: чем больше масса, тем больше светимость. Открытие этой зависимости породило новую проблему. Если прежде считалось, что звезды в процессе остывания "сползают" вниз по диаграмме Герцшпрунга - Рессела, то теперь от этого представления пришлось отказаться, потому что главная последовательность на диаграмме одновременно описью ала и расположение звезд по массе. Звезда, изображенная в правом нижнем углу диаграммы, должна была иметь меньшую массу, чем звезда, находящаяся вверху слева. Но звезда, остывающая просто как твердое тело или жидкость, естественно, не теряет своей массы.

Вследствие этого звезда, если она находится на главной последовательности, должна там и остаться. Однако, с другой стороны, остывающая звезда изменяет свой спектр. Сохраняя массу постоянной, звезда должна оставаться на прежнем месте на главной последовательности, но в таком случае не должны изменяться температура ее поверхности и, следовательно, цвет.

Таким образом, общепринятая теория звездной эволюции отныне никого не могла удовлетворить. Как метко заметил Эддингтон, она "проходила переплавку" и оставалось надеяться, что в конце концов из этого что-то выйдет.

Теперь же предполагалось следующее: звезды возникают вследствие гравитационного сжатия вещества и в первый период жизни вырабатывают энергию излучения таким образом. Находясь на главной последовательности, они обеспечивают себя энергией посредством "уничтожения" своей массы, т.е. источником энергии служат процессы, происходящие в атомах звездного вещества. При этом звезды медленно теряют массу, так что продолжительность их жизни достаточно велика.

Но коль скоро процесс превращения массы в энергию в звезде неизбежен, то-если подходить формально-он должен был протекать весьма быстро и тогда постепенная эволюция, казалось бы, невозможна.

И наконец, представлялось маловероятным, что между спектральным классом звезды и ее массой нет какой-то глубокой, генетической, связи; трудно было поверить, что звезды отличаются друг от друга лишь потому, что они изначально были различны.

Много вопросов-много сомнений. Тем не менее с того момента, когда Эддингтон сформулировал эти вопросы, до их принципиального решения прошло совсем немного времени. Решение проблемы пришло из ядерной физики.

Существенным толчком к этому послужила задача: ограничиваясь простоты ради только звездами, статистически преобладающими на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга - Рессела, обосновать тот факт, что все звезды независимо от их места на главной последовательности имеют в своих недрах примерно одну и ту же температуру.

Тогда можно предположить, что именно эта температура и ответственна за процесс производства звездной энергии, определяющий для всех звезд, расположенных на главной последовательности. С другой стороны, соотношение масса-светимость дает не менее важное указание на природу источника энергии: несмотря на то что температура увеличивается незначительно, количество энергии, вырабатываемой на единицу массы, растет весьма быстро. Отсюда можно заключить, что процесс высвобождения энергии очень сильно зависит от температуры.

Теория атомного ядра позволяет определить, какой кинетической энергией должны обладать частицы, чтобы в веществе могли происходить ядерные превращения, например синтез тяжелых ядер из легких. Для этого скорость движения частиц должна достигать такой величины, чтобы при столкновении они могли преодолеть силы электростатического отталкивания, действующие в ядре. Вероятность столкновения частиц возрастает с увеличением кинетической энергии частиц, т.е. с повышением температуры; кроме того, для легких ядер вероятность проникновения частиц в ядро выше, поскольку силы отталкивания (они пропорциональны заряду ядра) там слабее. Наконец, вероятность столкновения повышается с уменьшением массы соударяющихся частиц. Теоретически удалось показать, что энергия звезд образуется в результате процессов, при которых протоны проникают в ядра легких элементов. Следовательно, лишь относительно малое число реакций может претендовать на роль источника звездной энергии.

Анализируя температурные особенности энергетических процессов в звездах и наблюдаемые интенсивности звездного излучения, физики Ханс Альбрехт Бете (род. в 1906 г.) и Карл Фридрих Вайцзекер (род. в 1912 г.) в 1937 г. пришли к выводу, что основным механизмом производства энергии звезд следует считать процесс образования ядер гелия из ядер водорода - ядерный синтез.

Знание сути ядерных процессов послужило решающей предпосылкой для создания научно обоснованной теории эволюции звезд. Только эти знания позволили объяснить изменения их химического состава. Если теперь снова вернуться к звездам главной последовательности, то нетрудно понять, что в процессе жизни таких звезд количество водорода должно уменьшаться, а количество гелия соответственно возрастать. Но с изменением химического состава, согласно теореме Фогта и Рессела, изменяется также внутреннее строение звезды.

Таким образом, характеристика звезды, обусловленная ее положением на диаграмме Герцшпрунга - Рессела, пригодна не для всех этапов ее развития. Это положение в значительной степени отражает жизненный путь звезды. А путь этот тоже оказался не столь прост, как предполагалось прежде. На некоторых этапах эволюция звезды протекает так медленно, что можно говорить о некой "застывшей" точке на диаграмме: как заметил один шутник, между рождением астронома и его смертью не происходит никаких заметных изменений в положении звезды на главной последовательности.

Тем не менее на основе теории внутреннего строения звезд и механизма получения звездной энергии можно делать вполне обоснованные заключения о том, как долго может звезда удерживать это свое "положение". Зависимость масса-светимость показывает, что звезды большей массы производят больше энергии, чем звезды меньшей массы, точнее: светимость звезд главной последовательности примерно пропорциональна массе в третьей степени. Следовательно, если масса одной звезды превышает массу другой только в 10 раз, то ее светимость оказывается больше примерно в 1000 раз. Отсюда можно рассчитать, как надолго должно хватить запаса водорода у звезд, имеющих различные массы. Установлено, что массивные звезды, так сказать, живут сверх своих возможностей и вследствие этого их продолжительность жизни минимальна. Звезды же с малой массой более экономно расходуют водород и поэтому существуют много дольше. Время пребывания на главной последовательности звезд с массой, равной 10-15 солнечным массам, составляет примерно 1 млн. лет, а звезд с массой 0,5 массы Солнца достигает порядка 30 млрд. лет, т.е. в 30000 больше.

Пути эволюции звезд с различной начальной массой на диаграмме Герцшпрунга - Рессела (М0- масса Солнца, L/L0-светимость относительно светимости Солнца)

Исчерпав запасы водорода, звезда должна покинуть главную последовательность. Отсюда вытекает, что возраст звезд, расположенных на главной последовательности, т.е. продолжающих "сжигать" свой водород, должен быть меньше максимально возможного времени пребывания их на этой последовательности. Это означает, что возраст очень ярких голубых звезд всего лишь несколько больше миллиона лет. Это было, несомненно, ошеломляющее открытие, если вспомнить, что возраст земной коры исчисляется примерно 4 млрд. лет.

Шаровое звездное скопление М 13 в созвездии Геркулеса

Итак, наблюдаемые нами звезды весьма неодинаковы; среди них есть такие, которые с точки зрения земной истории возникли совсем недавно. Существует несколько "разновидностей" звезд, которые отличаются друг от друга как возрастом, так и другими свойствами. Подобные "разновидности" в 1944 г. открыл астроном Вальтер Бааде (1893-1960), который разместил звезды различных групп на диаграмме Герцшпрунга-Рессела, при этом звезды шаровых и рассеянных скоплений оказались в совершенно различных участках диаграммы. Это дало Бааде право говорить о двух типах "звездного населения".

Со временем выяснилось, что между "звездными населениями" I и II типа существуют плавные переходы. Ко II типу Бааде отнес, например, все объекты шаровых звездных скоплений. Это самые старые объекты звездных систем. Чем ближе мы будем подходить к объектам I типа, тем моложе оказываются звезды и в их спектрах обнаруживаются линии металлов. Последнее объясняется тем, что молодые звезды возникли из межзвездной материи, богатой тяжелыми элементами. Эти элементы образуются в недрах звезд II типа и в процессе звездных катастроф "выбрасываются" в космическое пространство. Объекты, принадлежащие к разным типам "звездного населения", отличаются и некоторыми другими характеристиками, в частности своим положением в системе Млечного Пути.