II. Эволюция звезд

Значение неустойчивого состояния

Когда Бете опубликовал накануне второй мировой войны свою теорию, многие астрономы полагали, что превращение водорода в гелий позволит без труда объяснить эволюцию звезд. Излучение звезды сопровождается медленной потерей массы. С уменьшением массы звезды уменьшается также ее светимость (см. стр. 36), так что точки, изображающие положение звезды на диаграмме Рессела, должны в общем спускаться вниз по различным ветвям этой диаграммы (см. рис. 3, стр. 34).

Однако быстро обнаружилось, что все это не так просто. Мы уже видели в гл. II, что красные гиганты и белые карлики не укладываются в эту схему эволюции. Кроме того, некоторые астрономы обратили внимание на тот факт, что существуют не только "устойчивые" звезды, в которых процессы происходят медленно и регулярно, но также и такие, состояние которых очень быстро изменяется, как, например, новые звезды или особые очень горячие звезды - так называемые "звезды типа Вольф - Райе". Советские астрономы систематически изучают неустойчивые звезды. Один из них, акад. В. А. Амбарцумян, пояснил, почему в СССР проявляется особый интерес к изучению звезд в неустойчивых состояниях:

"Почему изучение неустойчивых состояний представляет особенно большой интерес для космогонии? Известно, что двигателем для всякого процесса развития в природе являются противоречия. Эти противоречия особенно ярко проявляются, когда система или тело находятся в неустойчивом состоянии, когда в них происходит борьба противоположных сил, когда они находятся на поворотных этапах своего развития. Поэтому как советские астрономы, так и многие астрономы других стран идут прежде всего в направлении изучения неустойчивых объектов. Это не значит вовсе, что следует заниматься только этими объектами. Но это означает, что объекты, находящиеся в неустойчивом состоянии, заслуживают особого внимания".^*

^* (В. А. Амбарцумян, Вводный доклад на симпозиуме по эволюции звезд (прочитан на VIII Международном астрономическом съезде в Риме, 1952 г.).)

Успешное изучение различных вопросов, касающихся звезд, показывает нам всю плодотворность решительной марксистской позиции, которую занимают в области космогонии советские ученые.

Одновременное рождение звезд в двойных системах и в рассеянных скоплениях

Проблема происхождения двойных звезд имеет для космогонии исключительное значение. Действительно, двойные звезды составляют, по крайней мере, одну треть от общего числа звезд. Вместе с тем известно, что многие двойные системы неустойчивы по той причине, что они должны распадаться под влиянием притяжения соседних звезд.

Как уже указывалось выше, в связи с критикой гипотезы Джинса, можно сейчас с уверенностью утверждать, что двойные звезды не могли образоваться путем деления одной звезды-"прародительницы". Можно, правда, рассматривать другой путь их происхождения, а именно - путь захвата. Вообще говоря, возможно, что при достаточном сближении трех или большего числа звезд одна из этих звезд может остаться в конце концов в сфере притяжения другой звезды.

Но В. А. Амбарцумян показал, что если бы двойные системы действительно образовались таким путем, их число должно было бы быть намного меньше, чем наблюдается фактически (в миллионы раз для таких пар, в которых звезды находятся на очень больших расстояниях друг от друга). Таким образом, представляется несомненным, что двойные системы состоят из звезд, которые сформировались, находясь рядом друг с другом, в скоплениях рассеянной материи, имеющихся в Галактике. Этот вывод можно без труда распространить на кратные системы и на рассеянные скопления.

Звездные ассоциации

Таким путем советские астрономы пришли к мысли, что звезды образуются группами, а изолированные звезды представляют собой результат распада этих первоначальных групп под влиянием возмущающих сил и, в частности, притяжения других звезд.

Это предположение было подтверждено открытиями В. А. Амбарцумяна и Б. Е. Маркаряна. Эти астрономы установили, что некоторые группы звезд представляют собой молодые образования, находящиеся в процессе распада. (Здесь мы также встречаемся с исследованиями неустойчивого состояния.) Такие группы были названы ассоциациями, в отличие от скоплений, являющихся гораздо более крупными системами, и от созвездий, которые состоят из звезд, часто очень далеких друг от друга, но видных с Земли в близких направлениях и образующих на небесном своде характерные конфигурации.

Структура этих ассоциаций (в которых звезды расположены цепочками или трапециями), а также тот факт, что они состоят из звезд, располагающихся, во-первых, близко друг к другу в пространстве, а во-вторых, примерно одинаковых по своим физическим особенностям, показывают, что в этом случае речь идет, конечно, о системах звезд, имеющих общее происхождение. Ассоциации можно разделить на два различных типа.

Одни, более многочисленные (несколько сот, наблюдаемых в Млечном Пути), так называемые "О-ассоциации", состоят из очень горячих звезд - голубых или белых гигантов. Эти ассоциации, как правило, имеют небольшую плотность и распадаются, следовательно, довольно быстро. Продолжительность их существования не должна превышать нескольких миллионов лет.

Ассоциации другого типа ("Т-ассоциации"), продолжительность жизни которых имеет тот же порядок - несколько миллионов лет - состоят из переменных звезд-карликов.

Открытие ассоциаций имеет большое значение. Оно приводит к фундаментальному с точки зрения космогонии выводу о том, что процесс образования звезд в Млечном Пути непрерывно продолжается. Вспомним, кстати, что теория Бете, как мы указывали в гл. II, позволила оценить возраст некоторых очень массивных и расходующих большое количество энергии белых" звезд не более чем в несколько десятков миллионов лет. Примером может служить звезда V созвездия Кормы, масса которой превышает массу Солнца в 20 раз и которая светит в 10 000 раз ярче Солнца.

Убывание массы звезды со временем

Мы должны теперь возвратиться к очень важному вопросу, о котором мы уже упоминали выше: как перемещается точка, изображающая положение звезды на диаграмме Рессела, в течение жизни звезды?

Мы уже видели, что в отношении устойчивых состояний предполагают, что масса и светимость звезды уменьшаются одновременно, а это должно вызывать перемещение звезды на ветвях диаграммы Рессела сверху вниз.

Однако потеря массы, вызываемая превращением водорода в гелий, которое поддерживает излучение звезды, относительно мала, и можно задать вопрос, не может ли она компенсироваться приростом массы звезде за счет пыли, имеющейся в межзвездном пространстве. Английские астрономы Хойл и Литтлтон недавно даже выдвинули идею о том, что звезды, перемещаясь в пространстве сквозь межзвездную материю, постоянно приобретают массу за счет поглощения этой материи. Этот захват массы намного превышает, согласно их точке зрения, потерю массы за счет цикла Бете. Таким образом, они пришли к удивительному заключению о том, что звезды рождаются карликами и становятся в конце своего жизненного пути гигантами со значительно возросшей светимостью.

В действительности же эта гипотеза, которую Хойл не так давно изложил без малейших оговорок по английскому радио, является чисто спекулятивной, не связанной с фактами. Она не учитывает, в частности, давления светового излучения, экспериментально обнаруженного еще русским физиком П. Н. Лебедовым.

Действительно, когда световой луч падает на какой либо объект, то он оказывает на него некоторое давление и как бы отталкивает его. Эффект этого давления ничтожен, если объект имеет сравнительно большие размеры, но может стать значительным в случае очень малых частиц.

Например, известно, что именно вследствие давления солнечных лучей кометные хвосты, состоящие из разреженного газа и появляющиеся, когда комета приближается к Солнцу, направлены в сторону, противоположную Солнцу. В. А. Амбарцумян вполне справедливо заметил, что уже одного светового давления достаточно, чтобы воспрепятствовать поглощению межзвездных частиц горячими звездами. С другой стороны, он указал на то, что теория Хойла не позволяет дать удовлетворительное объяснение существованию звездных ассоциаций.

Более того, другие советские ученые (как, например, В. Г. Фесенков, Б. А. Воронцов-Вельяминов) установили, изучая неустойчивые состояния звезд, что многие звезды, в частности звезды большой светимости, выбрасывают большие количества материи в виде газовых оболочек, которые затем рассеиваются в пространстве.

Если изобразить эти результаты с помощью диаграммы Рессела, то видно, что звезды главной последовательности в действительности перемещаются так, как это можно предвидеть, исходя из одновременного уменьшения массы и светимости, т. е. в том направлении, которое принималось первоначально. Это перемещение очень медленно в. случае таких звезд, как, например, Солнце, для которых основной механизм потери массы заключается в превращении водорода в гелий. Но оно должно совершаться гораздо быстрее для очень горячих звезд-гигантов, лежащих выше главной последовательности.

Опираясь на тот факт, что некоторые звезды, как, например, новые и звезды типа Вольф - Райе, теряют за короткое время очень значительное количество своего вещества, В. А. Амбарцумян усматривает возможность переходов звезд с одной ветви диаграммы Рессела на другую.

Два известных пути эволюции звезд

Открытие двух различных типов молодых звезд, входящих соответственно в состав О- и Т-ассоциаций, позволяет предположить наличие двух различных путей эволюции звезд. Действительно, советские астрономы П. П. Паренаго и А. Г. Масевич показали, что имеет место очень ясное различие между звездами, относящимися К верхней и нижней частям главной последовательности. Это различие касается как внутреннего строения звезд, так и их средних скоростей по отношению к соседним звездам. П. П. Паренаго и А. Г. Масевич пришли к выводу, что главная последовательность должна быть разделена на две части, причем место раздела находится немного выше места Солнца на диаграмме. При этом имеется соответствие между двумя частями главной последовательности, с одной стороны, и звездами, рождающимися в ассоциациях одного или другого типа, - с другой.

По предположению Б. В. Кукаркина звезды, которые формируются в О-ассоциациях, находятся сначала рядом с главной последовательностью на диаграмме Рессела. Там они остаются в течение нескольких миллионов лет - времени, которое примерно требуется для того, чтобы ассоциация рассеялась. После того, как они потеряют вследствие так называемого корпускулярного излучения часть своей массы,^* они попадают на главную последовательность и затем опускаются по ней довольно быстро, поскольку они продолжают терять значительное количество вещества.

^* (Корпускулярное излучение - это процесс, при котором происходит непосредственная потеря массы (грубо говоря, выбрасывание звездой в пространство частиц вещества); он принципиально отличается от процесса уменьшения массы за счет светового излучения, которое поддерживается превращением водорода в гелий. (Перев.))

Звезды Т-ассоциаций, напротив, рождаются карликами, аналогичными Солнцу и находящимися на главной последовательности, а затем медленно опускаются по ней вниз, поскольку потеря их массы за счет корпускулярного излучения очень мала. Эти звезды вначале являются желтыми карликами и постепенно превращаются в красных карликов.

Вопросы, требующие изучения

Таким образом, советскими астрономами установлено с большой степенью вероятности существование двух путей звездной эволюции. Однако наряду с положительными результатами остается еще большое количество неясных вопросов. Что касается самих звезд О- и Т-ассоциаций, то мы не можем еще с уверенностью сказать, например, во что они превратятся после того, как они исчерпают весь свой запас водорода. Возможно, что звезды Т-ассоциаций, став сначала красными карликами, в конце концов перейдут в состояние белых карликов.

С другой стороны, необходимо объяснить происхождение новых и сверхновых звезд и красных гигантов. Исследования новых и сверхновых звезд пока не позволяют придти к какому-либо определенному выводу. Относительно красных гигантов следует заметить, что часто наблюдают их присутствие в О-ассоциациях вместе с очень горячими (белыми) гигантскими звездами. Согласно В. В. Соболеву эти красные гиганты имеют то же внутреннее строение, что и наблюдающиеся рядом звезды с очень высокой температурой, но они окружены обширной и более холодной оболочкой небольшой массы.

Наконец, остаются нерешенными проблемы вращения звезд. Дело в том, что, как установил Г. А. Шайн, скорость вращения звезд зависит от их физического типа (карлики вращаются в общем медленнее, чем яркие гиганты), причем различие в скорости иногда весьма значительно. Научная космогония должна удовлетворительным образом объяснить этот факт.

Эволюция звезд в шаровых скоплениях

Все результаты, которые мы сейчас изложили, относятся к эволюции близких к нам звезд нашей Галактики, т. е. звезд, принадлежащих согласно терминологии Бааде к населению I типа. В 1952 г. Бааде детально изучил звездное население II типа в двух шаровых скоплениях. Пытаясь построить для этих звезд график, аналогичный диаграмме Рессела, он пришел к выводу, что точки, представляющие положения звезд, располагаются на диаграмме спектр - светимость по ломаной линии, резко отличающейся от положения главной последовательности и других ветвей диаграммы, приведенной на стр. 34.

Отсюда Бааде делает заключение, что звезды населения II типа имеют особый путь эволюции. Они рождаются как весьма небольшие, но яркие звезды, а когда запасы водорода в их центральном ядре приходят к концу, становятся неустойчивыми и их размеры резко возрастают. Такие звезды проходят через стадию красных гигантов, а затем уже окончательно сжимаются и кончают свое существование как белые карлики.

Еще слишком рано оценивать значение этого последнего открытия. В частности, действительно ли характер эволюции звезд населения II типа может объяснить, как это полагают многие астрономы, довольно странный вид диаграммы Рессела для звезд Млечного Пути, т. е. не вызван ли он тем, что население II типа, к которому можно было бы причислить субкарлики и некоторые короткопериодические переменные звезды, накладывается на население I типа? Но во всяком случае очевидно, что эволюция звезд идет не по единому, а по различным путям. Вполне возможно, что деление на звездное население I и II типов является, как полагают некоторые советские астрономы, слишком схематичным, и необходимо вводить более подробную дифференциацию.