10 раз меньше, чем у Солнца, а скорость расходования топлива меньше в тысячу раз — и это значит, что светить они будут намного дольше, чем Солнце. Такие звезды могут в сто раз дольше поддерживать свое излучение, и они за время существования Вселенной не то что не постарели — все они в эволюционном смысле еще младенцы. Они будут светить триллионы лет за счет медленно протекающих термоядерных реакций.
Как долго светит звезда
Интересно проследить жизнь звезды типа Солнца на диаграмме Герцшпрунга — Рассела от момента, когда оно было еще не звездой, а аморфным газовым облаком в космосе. Температура у него была сначала небольшая (за пределами диапазона диаграммы), а гравитация постепенно стягивала это облако, формируя из него звезду. За счет гравитационного сжатия оно нагревалось, а его размер уменьшался и наконец приблизился к нынешнему радиусу Солнца. Оно перестало уменьшать свой размер, но внутри продолжало сжиматься, и температура поверхности некоторое время продолжала расти, пока мощность теплового излучения не стала превышать тепловой поток изнутри звезды. Какое-то время снаружи звезда остывала, но термоядерный процесс в ядре набирал ход, и однажды его скорость стала настолько высокой, что он полностью уравновесил потери энергии с поверхности звезды. И тогда внешняя эволюция Солнца прекратилась, термоядерные реакции стали поддерживать его светимость на одном уровне — и звезда на диаграмме «зависла» в одной точке (A). Постепенно она меняется, но происходит это очень медленно. Водород в ядре превращается в гелий, который накапливается в ядре, т. е. у звезды увеличивается гелиевое ядро, в котором термоядерные реакции не происходят (из-за недостаточно высокой температуры), а водород «горит» на поверхности этого ядра. И последующие почти 10 млрд лет звезда понемногу движется к точке B.
Рис. 12.3. Изменение параметров Солнца на диаграмме Герцшпрунга — Рассела в ходе его эволюции: 1 — сжатие на стадии протозвезды; 2 — расширение на стадии красного гиганта. В точке А начинаются реакции горения водорода. В точке В горение перемещается в слой над ядром, а само гелиевое ядро начинает сжиматься.
Наконец наступает момент, когда гелиевое ядро становится настолько тяжелым, что уже не может само себя удержать от гравитационного сжатия, к тому же и сверху на него давят все остальные оболочки звезды. И ядро начинает стремительно сжиматься. А при адиабатическом сжатии, как мы знаем, газ нагревается, т. е. вновь включается гравитационный источник энергии. Но выделяющемуся теплу трудно пройти сквозь непрозрачные слои звезды, и оно заставляет ее разбухать. И точка на диаграмме опять поедет вверх: размер был равен одному радиусу Солнца, а при расширении приобретает значения 5, 20, 80 радиусов Солнца. Звезда «распухает», и, хотя ее поверхность немного охлаждается, в целом эволюция ведет к образованию гиганта.
Рис. 12.4. Относительное изменение внешних параметров Солнца во времени.
Точные расчеты всей жизни Солнца от зарождения до конца, а это 12 млрд лет, показывают, что с возрастом звезда «потолстеет», сначала понемногу, а потом начнет быстро увеличиваться и становиться гигантом (рис. 12.4). При этом всё быстрее и быстрее будет нарастать светимость (мощность излучения). А температура поверхности долго будет оставаться неизменной, но, когда радиус станет быстро увеличиваться, она немного снизится. И так получится относительно холодная звезда-гигант.
Рис. 12.5. Визуальная эволюция Солнца.
Элементный состав вещества всех звезд примерно одинаков: в основном они «сделаны» из водорода и гелия. Но точные расчеты показывают, что даже незначительные различия в соотношении элементов могут существенно повлиять на светимость и, соответственно, на время стабильной жизни звезды (рис. 12.6). Звезда первого поколения (возникшая сразу после создания Вселенной) практически не содержит элементов тяжелее гелия, а в нашем Солнце их 2 % — и жизнь складывается уже по-разному. Несмотря на одинаковую массу, светимость у них разная: звезда с меньшим количеством тяжелых элементов является более ярким источником света. А почему?
Рис. 12.6. Временной график светимости звезд с начальной массой 1 M☉, но с разным химическим составом. X, Y, Z — массовые доли соответственно водорода, гелия и всех остальных элементов, вместе взятых. X + Y + Z = 1.
Тяжелые элементы сложнее ионизовать полностью, т. е. труднее оторвать все электроны от их ядер. Поэтому даже при температуре звездных недр эти элементы ионизуются лишь частично. Если водородно-гелиевая плазма довольно прозрачна, то тяжелые атомы намного интенсивнее поглощают световые кванты, энергия которых расходуется на переходы внутренних электронов атома на внешние оболочки. Когда тяжелых элементов почти нет, звезда светит ярко и быстро сжигает свою массу в термоядерных реакциях, поэтому срок ее жизни невелик. А жизнь нашего Солнца благодаря изначально более разнообразному химическому составу продлится 12 млрд лет: оно экономичнее расходует свою массу, превращая ее в энергию.
Но в конце концов Солнце понемногу станет более мощным, а в течение последнего миллиарда лет его светимость возрастет в тысячи раз. Нас, правда, это уже не будет волновать, потому что через 2 млрд лет мощность Солнца станет примерно на 20 % больше, чем сейчас, при этом на Земле температура станет выше +100 °C, океаны выкипят — и на этом эволюция земной биосферы закончится. Солнце же будет и дальше наращивать свою мощность, и перед самым концом, когда гелиевое ядро не выдержит своей тяжести и сожмется, а сжимаясь, нагреется, в нем начнутся термоядерные реакции с участием гелия: он будет превращаться в углерод, кислород, азот — и выделяющаяся при этом энергия значительно добавит мощности в излучение Солнца. Этот прогноз сделан на основе очень детальных расчетов группы итальянских астрофизиков (Girardi L., Bressan A., Chiosi C., Bertelli G., Nasi E. Astronomy and Astrophysics Supplement. 1996, V. 117. P. 113–125).
Вот как с возрастом меняется химический состав ядра звезды: поначалу гелия было мало, а водорода много. Водород постепенно «сгорает», из него получается гелий. В конце жизни звезды в ее центре уже почти нет водорода, остался один гелий. И плотность там начинает стремительно расти: к концу эволюции вещество на 3–4 порядка плотнее изначального. Ядро сжимается, а оболочка расширяется, т. е. звезда становится все более неоднородной по плотности — это происходит в любой стареющей звезде, а когда
