ЭВОЛЮЦИЯ К КРАСНЫМ ГИГАНТАМ

Как видно из диаграммы Г — Р на рис. 73, многие звездные скопления, образовавшиеся раньше, уже успели отклониться вправо от нулевой линии главной последовательности в разной степени, в зависимости от возраста, и больше в верхней части, чем в нижней, так как эволюция массивных абсолютно ярких звезд протекает быстрее. Самый процесс такой эволюции детально изображен на диаграмме рис. 106, построенной для звезды В2 с массой и первоначальной светимостью около , причем в последнем, очень быстро протекающем этапе этой эволюции лучеиспускание звезды поддерживается ядер ными реакциями в тонком слое, примыкающем к ядру, и сжатием ядра, состоящего почти из чистого гелия . Это сжатие приводит к центральной температуре около 80 млн Кельвинов и плотности свыше 4000 г/см3, при которых начинается реакция (17.16) сгорания .

Но прежде чем это будет возможно, звезда существует только за счет слоевого источника у границы ядра и сжатия изотермического ядра. У звезд умеренной массы ядро в этой фазе вырождено (см. рис. 102) и большая подвижность электронов в нем способствует высокой теплопроводности, так что ядро отдает часть освобождающейся энергии, используя другую часть для разогревания. Несмотря на растущую температуру ядра, поверхность звезды не становится горячее, как это видно на горизонтальной ветви диаграммы рис. 106, так как непрозрачность вещества растет, лучистый градиент становится большим и неизбежно возникает конвекция, которая устанавливает «свой» адиабатический градиент. Разогревание вещества выше слоевого источника вызывает расширение оболочки, ставшей конвективной, быть может, до самой поверхности. Радиус звезды становится большим, и выход внутреннего тепла распределяется теперь по большой поверхности, и эффективная температура даже падает. На диаграмме Г — Р звезда перемещается вправо.

Рис. 106. Схема эволюции звезды с массой от спектрального класса В2. Вдоль эволюционной кривой проставлены числа, указывающие возраст соответствующего состояния звезды от момента оставления ею главной последовательности, выраженный в млн лет

Если первоначальная масса звезды велика , то переход вправо совершается в области сверхгигантов (рис. 107). Звезды с массой Солнца продвигаются в область субгигантов и нормальных гигантов — желтых и красных, приближаясь к модели, показанной в таблице 14, в последнем столбце. При этом существенную роль играет содержание тяжелых элементов в звезде. Если их мало, то фотоэлектрическое поглощение лучистой энергии электронами невелико и прозрачность вещества звезды высокая; мы как бы заглядываем в недра звезды, и такие звезды имеют несколько более высокую температуру на поверхности, чем звезды с богатым содержанием металлов. Но мы видели в главе II, что звезды II типа населения бедны металлами сравнительно со звездами I типа, и потому гиганты сферической составляющей (II типа) будут обладать более высокой температурой, т. е. располагаться на диаграмме Г — Р левее гигантов плоской составляющей. То же имеет место у субкарликов по отношению к главной последовательности.

Рис. 107. Схема эволюции массивной звезды , начерченная на диаграмме Герцшпрунга — Рессела для рассеянного звездного скопления h и Персея

Если мы обратимся к диаграмме Г — Р на рис. 73, то заметим, что ветви гигантов шаровых звездных скоплений (М3, М13, М92), принадлежащих сферической составляющей, смещены влево по отношению к гигантам рассеянных скоплений Гиад, Яслей, NGC 752 и особенно М 67, одному из самых старых среди известных рассеянных скоплений, имеющему много звезд, особенно продвинувшихся вправо в область холодных гигантов