ДАЛЬНЕЙШАЯ ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗДЫ

Итак, звезда умеренной массы после исчерпания в области ядра водорода переходит по диаграмме Г — Р вправо (рис. 108), превращаясь в гигант с вырожденным ядром, модель которого показана в последней колонке таблицы 14. Далее происходит сжатие (и увеличение массы ) ядра, разогревание его и, так же как и в случае массивных звезд, возникновение реакции . В эту пору звезда достигает наибольшей светимости и, по-видимому, продвижение ее в области гигантов вправо и вверх на диаграмме Г — Р прекращается. При этом в структуре звезды происходят быстрые потрясения, когда ее центральная температура достигает 300 млн Кельвинов, скорость сгорания становится колоссальной, а выход энергии за пределы ядра практически закрыт непрозрачностью вещества ядра и инертностью конвекции. В такой обстановке прекращается вырождение вещества ядра, ядро расширяется и охлаждается. Бурная конвекция может выйти в область богатой водородом лучистой оболочки и далее соединиться с конвективной внешней оболочкой, а это радикально изменяет всю внутреннюю структуру звезды, превращая ее в химически однородную с богатым содержанием гелия.

В каком месте диаграммы Г — Р находится звезда, когда в ней происходит гелиевая вспышка? Возможно, что во время вспышек звезда очень быстро (за 3000 лет) спускается вдоль ветви гигантов влево вниз на горизонтальную ветгь диаграммы (см. рис. 73), представленную почти у всех шаровых звездных скоплений.

Рис. 108. Схема эволюции звезд умеренной массы на фоне диаграммы Герцшпрунга — Русела для ряда рассеянных (M 67 и NGC 188) и шаровых (все остальные) звездных скоплений. Для звезд, богатых металлами , эволюционный путь звезды показан штриховой кривой; для звезд, бедных металлами , эволюционный путь показан сплошной кривой. Продолжительность эволюции в первом случае около 7—8 млрд лет, во втором (до правого верхнего угла) — около 12—15 млрд лет. Нисходящая часть эволюционной кривой влево вниз основана на догадках и не базируется ни на каких расчетах. Возраст NGC 188 по этой диаграмме можно оценить в 10—12 млрд лет, т. е. немногим меньше возраста шарового звездного скоплениям M 3

Здесь есть этап неустойчивого состояния звезд в виде переменных звезд типа RR Лиры, занимающих на диаграмме резко очерченную область между значениями В — V от 0 до от 0 до Как увидим дальше (глава V), теоретически у звезд, богатых гелием, возможны устойчивые пульсации. Нормальные звезды не попадают на место диаграммы Г — Р, занимаемое звездами типа RR Лиры, так что это место диаграммы получило название «пробела Герцшпрунга». Проходят ли звезды этот пробел и связанную с ним пульсацию справа налево или слева направо — не ясно, так же как и не ясны причины присутствия на диаграммах Г — Р для шаровых скоплений белых звезд левее главной последовательности. Быть может, это звезды, живущие за счет последних остатков ядерной энергии и их дальнейшая судьба — спуститься по бело-голубой последовательности (глава II) в состояние белых карликов.

Конечно, в результате долгой эволюции и маломассивная звезда могла бы рийти к стадии белого карлика, но более интересен путь к белому карлику через фазу гиганта умеренной массы или такого же сверхгиганта, эволюционировавшего быстро. Так как у белых карликов существует верхний предел массы, то массивная звезда может стать белым карликом, лишь сбросив избыток массы.

Такой этап скорее могут переживать гиганты и сверхгиганты весьма больших размеров. Так, у звезды ), размеры которой огромны, спектроскопически (по смещению спектральных линий) наблюдается непрерывный выброс вещества в окружающую оболочку (а оттуда — в межзвездное пространство) с интенсивностью , что приводит к ощутимой убыли в млн лет.

В главе V мы вообще увидим примеры более энергичного выброса у некоторых горячих звезд, а у двойных звезд контактного типа это явление особенно бурное.

Но выброс оболочки может носить и дискретный характер в результате возникшей в ней неустойчивости, причина которой совсем не термоядерный взрыв, а, например, возникающие при мощных турбулентных движениях в атмосфере ударные волны или действие возросшего выше норм излучения, оказывающего лучистое давление на атомы — процесс, облегченный тем, что на поверхности рассматриваемых звезд напряжение силы тяжести мало. После такого «сброса» неустойчивости обнажаются внутренние горячие зоны звезды, которые продолжают разогреваться, а оболочка окружает звезду и по истечении некоторого времени, достаточно от нее удалившись и подвергнувшись интенсивному ультрафиолетовому облучению горячей звездой, станет видимой для нас как планетарная туманность (см. главу VI, § 28). В это время ядро бывшего сверхгиганта или гиганта — вырожденное углеродно-кислородное, окруженное двойным слоевым источником, в котором продолжается сгорание гелия, а ближе к поверхности догорают остатки водорода. К ним добавляется Н и Не из оболочки. Дальнейшая убыль массы прекращается. Оболочка начинает сжиматься, а ее Т, возрастает. Но когда выгорит и значительная часть Не и от его полной массы останутся десятые доли, процента, температура слоев, прилежащих к ядру, упадет, и в них, обладающих высокой плотностью, установится вырождение, сливающееся с еще более плотным вырожденным ядром. Вырождение распространяется мало-помалу на всю звезду, и она становится горячим белым карликом, который продолжает существовать за счет содержащейся в нем тепловой энергии,— стадия, которая может продолжаться сотни миллионов лет, между тем как стадия сосуществования с планетарной туманностью длится около 10 лет. За это время туманность удаляется и сама звезда, остыв, больше не в состоянии поддерживать свечение туманности.

Можно представить себе другой эволюционный путь, связанный с резкими нарушениями непрерывности развития, но об этом будет сказано в своем месте (см. § 24).

Наконец, следует отметить еще один эволюционный фактор в развитии звезд на поздних фазах, когда и температуры и плотности достигают высоких значений. Это — нейтринное излучение, которое мы отмечали уже в реакциях и CNO (в реакциях сгорания Не нейтрино не выделяется). Но оно было незначительно и составляло лишь небольшую часть выхода энергии.

На с. 205 мы указывали на образование пары нейтрино v и антинейтрино v из -кванта при участии электрона и рассматривали его как механизм поглощения. На самом деле это — самый непосредственный унос энергии за пределы звезды.

Другой процесс — нейтринная аннигиляция пар — эффективно действует в том же смысле, и, наконец, в области сравнительно низких температур, но высоких давлений очень активен плазменный процесс, возникающий от взаимодействия электромагнитных волн с ионизованным газом., В плазме некоторый комплекс имеет нормальную форму колебаний, частота которых превышает некоторую критическую . Это — так называемый плазмой, который ведет себя как частица с массой покоя, отличной от нуля, и может распасться на пару , так что энергия-импульс его сохраняется, а для звезды теряется.

Темпы потери в звездах энергии при нейтринном излучении могут быть очень значительны. Правда, количественно все они определены чисто теоретическим путем. Фактическая эволюция звезд может стать хорошим средством проверки теории.