Астронет > Звезды

Астронет: Д. А. Франк-Каменецкий, А. В. Тутуков, "Физика Космоса", 1986 Звезды
http://variable-stars.ru/db/msg/1179494

Звезды

Содержание:

1. Введение
2. Данные наблюдений
3. Внутреннее строение звёзд
4. Ядерные реакции и эволюция звёзд
5. Необычные (пекулярные) звёзды

1. Введение

З. даже в самый сильный телескоп видны лишь как светящиеся точки с различным блеском и цветом. Раскрыть природу З. помогли точные физ. методы исследования и знание общих законов природы, действующих как в земных, так и в космич. условиях. Осн. данные о св-вах З. получены из анализа звёздных спектров и путём сопоставления результатов наблюдений с теоретич. расчётами. Спектры дают сведения о состоянии внеш. слоев З. - их атмосфер (см. Атмосферы звёзд). Так, изучение спектров З. и сравнение их со спектром Солнца позволили сделать вывод, что Солнце - обычная З., только самая близкая к нам. О внутр. строении З. пока можно судить только по результатам теоретич. расчётов и их сопоставлению с данными наблюдений.

В З. сосредоточена осн. масса видимого вещества галактик. З. - мощные источники энергии. В частности, жизнь на Земле обязана своим существованием энергии излучения Солнца. Вещество З. находится в ином состоянии, чем вещество в привычных для нас земных условиях. Электроны у поверхности З. частично, а в недрах её полностью оторваны от атомов, т. е. вещество З. представляет собой плазму. В большинстве З. плазма отличается от обычного идеального газа только эл.-магн. св-вами. На поздних стадиях развития З. (напр., в белых карликах) звёздное вещество переходит в состояние вырожденного газа, а иногда и нейтронного вещества (см. Нейтронные звёзды).

З. в космич. пространстве не распределены равномерно, они образуют звёздные системы. К ним относятся кратные З., скопления и галактики. Самые малые системы - кратные З. (двойные звёзды, тройные и т. д.). Более крупные системы, содержащие от неск. десятков З. до миллионов, наз. звёздными скоплениями. Различают шаровые и рассеянные звёздные скопления. В шаровых звездных скоплениях пространственная концентрация З. резко увеличивается к центру скопления (общее число их в скоплении может достигать неск. миллионов). Рассеянные скопления содержат часто всего лишь неск. десятков или сотен З. Примером рассеянного скопления могут служить видимые невооружённым глазом Плеяды.

Осн. структурными единицами во Вселенной явл. грандиозные звёздные системы - галактики, к ним принадлежит и наша Галактика, в к-рой находится Солнце. Галактика содержит ~150-200 млрд. З. Осн. количество их заключено в объёме линзовидной формы поперечником ок. 30 кпк и толщиной центральной части ок. 4 кпк. Солнечная система находится в плоскости Галактики ближе к её краю, поэтому для земного наблюдателя большинство З. расположено на небе сравнительно узкой полосой (Млечный Путь, рис. 1). Для удобства ориентирования небесная сфера разделена на 88 частей - созвездий. Отдельные З. в созвездиях обозначают буквами греческого и латинского алфавитов или сочетанием букв и цифр согласно системам обозначений, принятым в различных звёздных каталогах (см. Каталоги астрономические). Большинство З. находится в стационарном состоянии, т. е. изменений их физ. характеристик не наблюдается. Это отвечает состоянию равновесия. Однако наблюдения показывают, что существуют и такие З., св-ва к-рых меняются видимым образом. Их наз. переменными З. и нестационарными З. С теоретич. точки зрения переменность и нестационарность - проявления неустойчивости состояния равновесия З. Переменные звёзды нек-рых типов изменяют своё состояние регулярным или нерегулярным образом. Следует отметить З., в к-рых непрерывно или время от времени происходят вспышки, в частности новые звёзды. При вспышках (взрывах) т. н. сверхновых звёзд вещество З. в нек-рых случаях может быть полностью рассеяно в пространстве.

Рис. 1. Распределение на небосводе звёзд до 8-й звёздной величины. Отчётливо выделяется Млечный Путь - концентрация звёзд к плоскости Галактики. Указаны галактические широты и долготы. Внизу слева - шкала звёздных величин.

2. Данные наблюдений

Основные понятия и определения. Необходимо различать кажущиеся, или видимые, характеристики З. и истинные, или абсолютные, их параметры. Видимые характеристики зависят как от св-в самой З., так и от расстояния до неё, а также от методов и приборов, к-рыми ведётся наблюдение. Важнейшей видимой характеристикой служит блеск З. Его принято выражать в логарифмич. шкале звёздных величин. По традиции звёздные величины определяются так, что чем ярче З., тем меньше её звёздная величина.

З. отличаются друг от друга по спектр, составу излучения, поэтому звёздная величина зависит от спектр. чувствительности метода измерения.

В совр. многоцветной астрофотометрии З. выделяют полосы в ультрафиолетовой (U), синей (В), визуальной (V), а иногда ещё в красной (R) и инфракрасной (I) областях спектра. Разность звёздных величин в соседних областях спектра наз. показателем цвета. Это количественная мера цвета звёзд. Чем краснее З., тем больше показатель цвета и тем ниже темп-ра поверхности З. Если одинаковые З. находятся на разных расстояниях от нас, то чем ближе З., тем она кажется ярче (тем больше создаваемая ею освещённость у поверхности Земли). Освещённости при этом обратно пропорциональны квадратам расстояний. Полную мощность излучения (светимость) З. можно узнать только в том случае, если кроме освещённости известно ещё и расстояние до З. Умножая освещённости на квадраты расстояний до З., получают значения, пропорциональные их светимостям.

Если расстояние до З. неизвестно, то её светимость оценивают по приближённым эмпирич. зависимостям. Так, разности интенсивностей нек-рых спектр. линий, а также периоды пульсации переменных З. типа цефеид зависят от светимости. Это также позволяет найти расстояние до З. по освещённости, создаваемой З., и её светимости. Если исходят из спектров, то такой косвенный метод определения расстояний до З. наз. методом спектр. параллаксов (см. Расстояния до космических объектов).

Эмпирическая классификация З. Важнейшую информацию о св-вах З. дают их спектры. Соответственно, важнейшее значение в астрофизике имеет спектр, классификация З. Спектральные классы установлены эмпирически по целому ряду характерных особенностей спектра З. В первую очередь спектр, классы характеризуют темп-ру поверхности З., от к-рой в основном зависят возбуждение и ионизация атомов, т. е. факторы, определяющие наличие тех или иных линий в звёздных спектрах. Классы обозначаются по традиции заглавными латинскими буквами, расположенными не в алфавитном порядке. Различают основные и побочные спектр, классы. Осн. классы О, В, A, F, G, К, М расположены в порядке понижения температуры поверхности З. Побочные классы В, N, S отличаются не темп-рой, а особенностями спектра, к-рые могут зависеть либо от хим. состава, либо от условий ионизации в атмосферах З. Подавляющее большинство З. относится к основным спектр, классам. Самые горячие З. (голубые по цвету) относятся к классу О, а самые холодные (красные) - к классу М.

Кроме спектр, классификации существует классификация З. по светимости. Простейший вид этой классификации заключается в разделении З. на гиганты и карлики. При более подробной классификации выделяют сверхгиганты, субгиганты, субкарлики и т. д. Эти подразделения образуют последовательности З. на Герцшпрунга - Ресселла диаграмме. Большинство З. на этой диаграмме образует т. н. главную последовательность, или ветвь карликов. На главной последовательности находится и наше Солнце.

Параметры звёзд. Осн. параметры З.- светимость L, масса ${\mathfrak M}$ , и радиус R. Их численные значения принято выражать соответственно в единицах солнечной светимости (L $_\odot$ = 3,8610³³ эрг/с), солнечной массы ( ${\mathfrak M}_\odot$ = 1,9910³³ г) и солнечного радиуса (R $_\odot$ = 6,9610¹⁰ см).

Если бы все З. имели одинаковый хим. состав, то их светимость и радиус были бы однозначными функциями массы З. (теорема Ресселла - Фогта). В действительности, по мере протекания ядерных реакций в недрах З., меняется не только общий хим. состав, но и распределение хим. элементов внутри З. На поздних стадиях эволюции З. имеют сложную (гетерогенную) структуру, они состоят из ядра и оболочек разного состава, на границе между к-рыми меняются плотность и темп-ра. Такова структура красных и жёлтых гигантов и сверхгигантов. Зависимости между параметрами состояния различны для З. разного состава и структуры. Для нахождения этих зависимостей значения соответствующих параметров откладывают на осях прямоугольной системы координат и строят т. о. диаграммы состояния З. На этих диаграммах подобные по составу и строению З. лежат вдоль определённых линий и образуют последовательности (см. ниже).

Рис. 2. Зависимость масса ( ${\mathfrak M}$ ) -
светимость (L) для звёзд (кривая построена
по усреднённым данным).

Массы З. непосредственно известны только для Солнца и для нек-рых двойных З. В обоих случаях для определения массы используются законы небесной механики (см. Кеплера законы), управляющие в первом случае движением планет, во втором - относительным движением З., образующих двойную систему. Косвенно массы З. можно оценить по соотношению масса - светимость (рис. 2) или спектру (см. Массы небесных тел).

Радиусы определяются непосредственно для затменных двойных З., т. е. систем, ориентированных по отношению к нам так, что одна З. периодически заслоняет другую. Кроме того, для небольшого числа близких к нам З. удалось определить радиусы методами обычной и спекл-интерферометрии (см. Размеры звёзд).

С осн. параметрами: массой, радиусом, светимостью - однозначно связаны такие характеристики, как ср. плотность З., поток излучения с единицы поверхности З., ускорение силы тяжести на поверхности З. Из-за того, что З. излучают не как абсолютно чёрное тело, распределение энергии в спектре З. нельзя описать единой для всех интервалов длин волн температурой. Поэтому определяемая по наблюдаемому излучению темп-ра поверхности (фотосферы) З. зависит от конкретного способа её нахождения. К осн. параметрам следует отнести эффективную температуру (Т_э) З., т. е. темп-ру, к-рую имела бы поверхность З., если бы она излучала как абсолютно чёрное тело той же светимости. Поток энергии $\varepsilon$ с единицы поверхности связан с Т_э Стефана - Больцмана законом излучения $\varepsilon = \sigma T_э^4$ .

Поэтому, зная светимость и радиус З., легко рассчитать Т_э, и наоборот. С другой стороны, Т_э может быть определена по спектр. классу. Поэтому можно считать, что спектр, классификация З. (для осн. классов) есть классификация по эффективным темп-рам.

Усреднённые характеристики З. осн. спектр, классов приведены в табл. 1. В табл. 2 указаны свойства отдельных, наиболее ярких или близких к нам З.

В табл. 1 и 2 использованы следующие обозначения: Sp - спектральный класс (римские цифры - светимости классы), M_b, - абс. болометрическая звёздная величина, Т_э - эффективная темп-ра; ${\mathfrak M}$ , L и R - соответственно масса, светимость и радиус З. в солнечных единицах, t_гп - время жизни З. на главной последовательности.

Табл. 1.- Усреднённые характеристики звёзд основных спектральных классов, находящихся на главной последовательности (арабские цифры - десятичные подразделения внутри класса)

Sp	M_b	${\mathfrak M}/{\mathfrak M}_\odot$	$L/L_\odot$	$R/R_\odot$	Т_э, К	t_гп, лет
O5	-10.1	60	790000	14	44000	3*10⁶
B0	-7.1	16	52000	7.4	30000	10⁷
B5	-2.7	7	830	3.9	15400	3*10⁷
A0	+0.3	3	54	2.4	12500	2*10⁸
A5	+1.7	2	14	1.7	8200	6*10⁸
F0	+2.6	1.8	6.5	1.5	7200	2*10⁹
F5	+3.4	1.5	3.2	1.4	6400	3*10⁹
G0	+4.2	1.05	1.5	1.1	6000	5*10⁹
G5	+4.9	0.92	0.8	0.92	5800	1.2*10¹⁰
K0	+5.6	0.78	0.4	0.85	5200	1.5*10¹⁰
K5	+6.7	0.69	0.15	0.72	4400	2*10¹⁰
M0	+7.4	0.51	0.08	0.60	3800	5*10¹⁰
M5	+9.6	0.2	0.01	0.27	3200	2*10¹¹
M8	+11.9	0.1	0.001	0.11	2600	10¹²

Табл. 2.- Характеристики наиболее ярких или близких к нам звёзд

Звезда	Sp	M_b	$\mathfrak M/{\mathfrak M}_\odot$	$L/L_\odot$	$R/R_\odot$
Сириус А	A1 V	+0.79	2.2	22.4	1.8
Процион А	F5 IV-V	+2.59	1.7	6.7	1.7
Солнце	G2 V	+4.72	1.00	1.00	1.0
a Кентавра А	G2 V	+4.39	1.02	1.3	1.23
a Кентавра В	K5 V	+6.16	0.89	0.27	0.87
Крюгер 60В	M6	+11.4	0.15	0.007	0.40

3. Внутреннее строение звёзд

Высокая светимость З., поддерживаемая в течение длительного времени, свидетельствует о выделении в них огромных количеств энергии. Совр. физика указывает два возможных источника энергии З.- гравитац. сжатие, приводящее к выделению гравитационной. энергии, и термоядерные реакции, в результате к-рых из ядер лёгких элементов синтезируются ядра более тяжёлых элементов и выделяется большое количество энергии.

Энергии гравитац. сжатия, как показывают расчёты, было бы достаточно для поддержания светимости Солнца в течение всего лишь 30 млн. лет, в то время как из геологических и др. данных следует, что светимость Солнца оставалась примерно постоянной в течение миллиардов лет. Гравитац. сжатие может служить источником энергии лишь для очень молодых З. (напр., типа Т Тельца). С другой стороны, термоядерные реакции протекают с достаточной скоростью лишь при темп-рах, в тысячи раз превышающих темп-ру поверхности З. Так, для Солнца темп-ра, при к-рой термоядерные реакции могут выделять необходимое количество энергии, составляет по различным расчётам от 12 до 15 млн. К. В недрах З. при темп-рах > 10⁷ К и огромных плотностях газ обладает давлением в миллиарды атмосфер. В этих условиях З. может находиться в стационарном состоянии лишь благодаря тому, что в каждом её слое внутр. давление газа уравновешивается действием сил тяготения. Такое состояние наз. гидростатическим равновесием. Следовательно, стационарная З. представляет собой газовый (точнее, плазменный) шар, находящийся в состоянии гидростатич. равновесия. Если внутри З. темп-ра по к.-л. причине повысится, З. должна раздуться, т. к. возрастёт давление в её недрах. Силы тяготения не смогут предотвратить расширения З., т. к. у поверхности расширяющейся З. они не увеличатся, а наоборот, уменьшатся (сила тяготения убывает обратно пропорционально квадрату расстояния). Отсюда вытекает, что для сохранения гидростатич. равновесия З. с большей темп-рой при прочих равных условиях должны иметь меньшие размеры. Зависимость между размерами З. определённого хим. состава и темп-рой в её недрах можно сформулировать так: темп-ра Т в центре З. пропорциональна отношению массы З. ${\mathfrak M}$ к её радиусу R, т. е. $T \sim {\mathfrak M}/R$ . Здесь следует сразу сделать оговорку: всё сказанное относится к химически однородным (гомогенным) звёздным моделям. В таких моделях плотность вещества плавно меняется по радиусу. Но эти модели не соответствуют, напр., строению т. н. красных гигантов, состоящих из плотного горячего ядра (гелиевого или углеродно-кислородного) и протяжённой сравнительно холодной разреженной оболочки. Для красных гигантов были предложены гетерогенные (химически неоднородные) модели, в к-рых плотность резко падает при переходе от ядра к оболочке. Но для громадного большинства З. вполне пригодны гомогенные модели. Такие З. наз. звёздами главной последовательности, к ним относится и наше Солнце.

Существует ещё одна особенность, связанная с гидростатич. равновесием З. Оказывается, что для нагрева З. от неё нужно отбирать энергию, а не подводить, как при нагреве тел в земных условиях. Действительно, если З. отдаёт свою энергию наружу, то темп-ра и давление в ней уменьшаются. Силы тяготения, не уравновешенные внутр. давлением, будут сжимать З. и совершать работу, превращающуюся в теплоту. Работа силы тяготения при сжатии оказывается вдвое больше, чем отвод энергии наружу, т. к. гравитац. энергия З. вдвое больше энергии теплового движения частиц газа (см. Вириала теорема), и З. нагревается, хотя и теряет энергию. Наоборот, при подводе энергии к находящейся в равновесии З. она расширится и, совершив работу против сил тяготения, охладится. Эти выводы иногда формулируют так: З., находящаяся в гидростатич. равновесии, обладает отрицательной теплоёмкостью.

Стационарное состояние З. характеризуется не только механическим, но и тепловым равновесием. Тепловое равновесие означает, что процессы выделения энергии в недрах З., процессы теплоотвода энергии из недр к поверхности и процессы излучения энергии с поверхности должны быть сбалансированы. Казалось бы, при тепловом равновесии количество энергии, излучаемой З. в единицу времени (светимость З.), должно зависеть только от интенсивности ядерных реакций, "вырабатывающих" эту энергию. Однако теория показывает, что светимость слабо зависит от скорости выделения энергии и определяется в основном законом теплоотвода. Здесь вновь проявляется один из парадоксов гидростатич. равновесия. Если теплоотвод превысит тепловыделение, то З., как уже было сказано выше, начнёт сжиматься и разогреваться. Это приведёт к ускорению ядерных реакций, и тепловой баланс будет вновь восстановлен. Звезда оказывается в этом смысле устойчивой саморегулирующейся системой.

Перенос энергии из центральной зоны, где она выделяется, к поверхности З. у громадного большинства З. осуществляется излучением. При этом тепловое равновесие сводится к лучистому равновесию. В более внешних слоях жёлтых и красных З. перенос осуществляется конвекцией. Только в белых карликах существенную роль играет электронная теплопроводность (перенос энергии электронами). На своём пути излучение подвергается многократному рассеянию без изменения частоты, а также поглощению с последующим испусканием (переизлучению, см. Атмосферы звезд). Расчёт потока энергии в З. основывается на теории лучистого переноса. Поток оказывается пропорциональным перепаду темп-ры на единице длины (градиенту темп-ры), кроме того, поток сильно зависит от темп-ры. При низких плотностях и высоких темп-рах, когда осн. роль играет рассеяние излучения на свободных электронах, поток пропорционален кубу темп-ры (Т³) и обратно пропорционален плотности. С понижением темп-ры и повышением плотности, когда в игру вступают процессы переизлучения, зависимость потока от температуры и плотности становится ещё более сильной.

Для З., состоящих только из водорода и гелия, процессы лучистой теплопроводности рассчитываются сравнительно просто и надёжно. Положение усложняется при наличии тяжёлых атомов, поскольку лучистый перенос сильно зависит от хим. состава среды.

Итак, светимость химически однородной З. при данной массе определяется в основном законом теплоотвода. Если теплоотвод определяется только рассеянием на свободных электронах, а давление - радиацией (см. Давление излучения), то зависимость светимости от массы $L({\mathfrak M})$ имеет наипростейший вид: $L \sim \ {\mathfrak M}$ . Если же давление определяется горячей плазмой, то $L \sim \ {\mathfrak M}^3$ и совсем не зависит от радиуса R. В другом предельном случае, когда переизлучение гораздо существеннее рассеяния, $L \sim \mathfrak M^{5.5}/\sqrt{R}$ . Чем больше масса З., тем существеннее роль рассеяния в сравнении с поглощением, т. е. с переизлучением. Но соотношение этих процессов зависит, как было отмечено, весьма сильно от хим. состава вещества З. Поэтому не существует единого соотношения масса - светимость для всех З. Имеется ряд таких соотношений для групп З., близких по хим. составу, а также для химически однородных и неоднородных З.

Важнейшее общее св-во соотношения масса - светимость заключается в том, что светимость З.(за исключением самых массивных) пропорциональна массе в степени, превышающей единицу. Запас же ядерной энергии в З. просто пропорционален массе. Следовательно, чем больше масса З., тем быстрее она должна израсходовать свои внутр. источники энергии. Сроки эволюции тем меньше, чем больше массы З. Для наиболее массивных З. $L \sim {\mathfrak M}$ . Время жизни таких З. по мере увеличения их массы перестаёт уменьшаться и стремится к определённой величине $\sim$ 3,5 млн. лет, очень малой по космич. масштабам.

Т. о., З. с большими светимостями - это либо молодые З. (голубые гиганты класса О), либо З., недавно вступившие в ту или иную стадию эволюции (красные сверхгиганты).

Рассмотренный выше механизм саморегулирования определяет радиус З. Радиус должен быть таким, чтобы близ центра З. были обеспечены температура и плотность, достаточные для выделения в ядерных реакциях энергии, требуемой зависимостью масса - светимость. Т. о., зависимость масса - радиус определяется законом тепловыделения. При очень сильной зависимости тепловыделения от темп-ры З. её радиус пропорционален массе, что отвечает постоянной темп-ре T_c в центре З. (в этом случае T_c зависит только от хим. состава З.).

Радиусы известны из прямых измерений только для немногих З. Сравнение радиусов химически однородных моделей З. главной последовательности с измеренными радиусами З. показывает хорошее согласие.

Радиусы большинства З. находят косвенным путём по светимости и эффективной темп-ре, к-рая однозначно связана со спектр, классом или показателем цвета. Массы известны только для Солнца и ряда двойных З. Поэтому удобно исключить массу из двух рассмотренных соотношений и перейти от радиуса к непосредственно наблюдаемым величинам: эффективной темп-ре или показателю цвета. Так получаются важнейшие зависимости: цвет - светимость, если за независимую переменную берётся показатель цвета, и диаграмма Герцшпрунга - Ресселла (д.Г. - Р.), если пользуются эффективной темп-рой Т_э. Обычно Т_э заменяют спектр, классом З., т. к. каждому классу отвечает определённая Т_э, а светимость - абс. звёздной величиной, к-рая пропорциональна логарифму светимости. Построенную таким образом д. Г. - Р. (рис. 3, а) применяют для сравнения выводов теории эволюции З. с наблюдаемыми фактами.

От левого верхнего до правого нижнего угла д. Г.-Р. проходит главная последовательность, на к-рой находится большинство З. плоской составляющей Галактики, ниже её располагаются белые карлики. Выше главной последовательности лежат как молодые З., находящиеся в стадии гравитац. сжатия, так и З., далеко продвинувшиеся по своему эволюционному пути - красные и жёлтые гиганты, сверхгиганты.

Относительную распространённость З. разных типов в Галактике можно охарактеризовать так: на 10 млн. красных карликов приходится ок. 1 млн. белых карликов, примерно 1000 гигантов и только одна З.-сверхгигант. В сравнительно молодых звёздных системах главная последовательность выражена ещё ярче. У З. сферической составляющей Галактики верхняя часть главной последовательности отсутствует, зато резко выражены ветви красных и жёлтых гигантов (рис. 3, б). Эти особенности д. Г.-Р. рассмотрены в ст. Эволюция звёзд.

Рис. 3. Диаграмма Герцшпрунга - Ресселла (по данным наблюдений): а) для звезд плоской подсистемы Галактики;
6) для звёзд шаровых скоплений, типичных представителей звёзд сферической подсистемы.

4. Ядерные реакции и эволюция звёзд

В плоских подсистемах галактик процесс звездообразования продолжается непрерывно, он происходит и в настоящее время. На это указывает, напр., существование З.-гигантов и сверхгигантов высокой светимости, у к-рых сроки истощения внутренних источников энергии с космологич. точки зрения очень малы (порядка 4-6 млн. лет).

К молодым З. относятся также З. типа Т Тельца, которые находятся ещё в стадии первоначального гравитац. сжатия. Темп-ра в центре таких З. недостаточна для протекания ядерных реакций, и свечение происходит только за счёт превращения гравитационной энергии в теплоту. З., рождающиеся в плоских подсистемах галактик, богатых межзвёздным газом и пылью, относятся ко второму поколению. Материалом для их образования послужили продукты взрывов З. первого поколения, к-рые входили в сферич. подсистемы галактик и образовались при формировании галактик. Т. о., разделение З. на населения плоской и сферич. подсистем галактик имеет глубокий эволюционный смысл.

Гравитац. сжатие - первый этап эволюции З.- приводит к разогреву центральной зоны З. до темп-ры "включения" термоядерной реакции превращения водорода в гелий (~10-15 млн. К). Превращение сопровождается большим выделением энергии. В недрах З. главной последовательности возможны два типа термоядерных реакции водорода, т. н. водородный цикл (протон - протонная цепочка) и углеродный цикл. В первом случае для протекания реакции требуется только водород, во втором необходимо ещё и наличие углерода, служащего катализатором. Вклад водородного и углеродного циклов в энергетику З. зависит как от темп-ры, так и от содержания углерода в её центральной зоне.

Сопоставление теоретич. моделей с наблюдаемыми параметрами З. позволяет сделать вывод, что у З. главной последовательности источниками энергии явл. водородные термоядерные реакции в центральной зоне. Водород - главная составная часть космич. вещества и важнейший вид ядерного горючего в З. Запасы его в З. очень велики, так что З.-карлики остаются на главной последовательности очень долгие сроки, измеряемые миллиардами лет. При этом, пока в центральной зоне весь водород не выгорел, св-ва З. и положение её на главной последовательности меняются мало.

После выгорания водорода в центральной зоне у З. образуется гелиевое ядро. Водородные термоядерные реакции продолжают протекать, но лишь в тонком слое близ поверхности этого ядра. Структура З. на этой стадии описывается моделями со слоевым источником энергии. Выгоревшее ядро начинает сжиматься, а внеш. оболочка - расширяться. Для З. с массой $\sim {\mathfrak M}_\odot$ это происходит, когда масса гелиевого ядра достигает 0,4 ${\mathfrak M}_\odot$ . На границе между ядром и оболочкой возникает скачок плотности, т. е. З. принимает гетерогенную структуру. Оболочка разбухает до колоссальных размеров. Из-за громадной внеш. поверхности З. её эффективная темп-ра становится низкой, и З. переходит в стадию красного гиганта (рис. 4).

Рис.4. Эволюционный путь звезды с массой
$1,2 {\mathfrak M}_\odot$

Сжатие гелиевого ядра З. приводит к повышению его температуры. Для гетерогенных З. характерна низкая внеш., но очень высокая внутр. температура.

С повышением внутр. темп-ры в термоядерные реакции включаются всё более тяжёлые ядра. Эти реакции имеют значение не только как источники энергии З., но и как пути синтеза хим. элементов. После водородных реакций следующей стадией явл. гелиевые реакции, они начинаются при темп-рах свыше 150 млн. К. Два ядра гелия могут образовать только неустойчивое ядро бериллия ⁸Be, к-рое очень быстро распадается (примерно за 10^-15 с). За столь малое время существования ядро ⁸Be всё же может захватить ещё одно ядро гелия и образовать в результате устойчивое ядро ¹²С. Этот процесс осуществим лишь благодаря тому, что ядро ¹²С имеет возбуждённый уровень с энергией »7,6 МэВ, близкой к энергии исходной системы ядер ⁸Be и ⁴Не. На следующем этапе в результате слияния ядер ¹²С и ⁴Не образуется ядро ¹⁶О. В свою очередь кислород, присоединяя ⁴Не, образует ядро ²⁰Ne и т. д. Следует отметить, что синтез очередного более тяжёлого ядра с участием ядер гелия (a-частиц) требует всё более и более высоких энергий, поскольку с увеличением порядкового номера элемента возрастает энергетич. барьер, к-рый должна преодолеть a-частица. Это снижает вероятность образования тяжёлых ядер. Кроме того, концентрация ядер, образовавшихся в результате реакций с участием a-частиц, зависит от концентрации ядер-предшественников. Поэтому распространённость ядер "гелиевого ряда" уменьшается с ростом массового числа.

Теоретич. исследование эволюции З. на стадиях образования атомных ядер, более тяжёлых, чем ²⁰Ne, ²⁴Mg, представляет очень сложную проблему не только в силу сложности и многообразия ядерных реакций, но и из-за последовательного усложнения структуры З.

Ход эволюции на этих стадиях известен не столько из теоретич. расчётов, сколько из анализа экспериментально полученных диаграмм цвет - светимость шаровых скоплений, З. к-рых далеко проэволюционировали. Однако для массивных З. расчёты возможных путей эволюции были выполнены вплоть до стадий, непосредственно предшествующих взрыву сверхновых звёзд. К этому моменту полностью истощаются внутр. термоядерные источники энергии, и дальнейшая судьба З. зависит от её массы. При массе <1,4 ${\mathfrak M}_\odot$ З. переходит в стационарное состояние с очень большой плотностью (отметим, что речь идёт о конечной массе З., связь её с начальной массой не вполне определена из-за потерь вещества на предшествующих стадиях эволюции). Такие З. наз. белыми карликами. В них электроны образуют вырожденный газ, давление к-рого, независящее от температуры, уравновешивает силы тяготения. Малая светимость этих З. связана с расходом собственных тепловых запасов, которые постепенно истощаются, и З. медленно охлаждаются. Молодые белые карлики, окружённые остатками оболочки, наблюдаются как планетарные туманности. При массе, превосходящей 1,4 ${\mathfrak M}_\odot$ (предел Чандрасекара), стационарное состояние З. без внутр. источников энергии становится невозможным, т. к. давление не может уравновесить силу тяготения. Теоретически конечным результатом эволюции таких З. должен быть гравитационный коллапс - неограниченное падение вещества к центру. В случае, когда отталкивание частиц и др. причины всё же останавливают коллапс, происходит мощный взрыв - вспышка сверхновой с выбросом значит. части вещества З. в окружающее пространство. Это вещество от взрыва сверхновой может быть обнаружено как особая газовая туманность (см. Остатки вспышек сверхновых, Крабовидная туманность). Часть массы взорвавшейся З. может остаться в виде сверхплотного тела - нейтронной звезды или чёрной дыры. Открытые в 1967 г. новые объекты - пульсары отождествляются с теоретически предсказанными нейтронными З.

Наконец, если конечная масса З. превышает 2-3 ${\mathfrak M}_\odot$ , то гравитационный коллапс ведёт к образованию чёрной дыры.

Вспышки сверхновых имеют фундаментальное значение для обмена веществом между З. и межзвёздной средой, для образования химических элементов (под воздействием мощных потоков нейтронов), а также для рождения первичных космических лучей.

5. Необычные (пекулярные) звёзды

Переменные и нестационарные З. Из З.с необычными св-вами наиболее изучены физ. переменные звёзды, блеск к-рых меняется регулярным или нерегулярным образом.

Для каждой галактической подсистемы характерны различные типы звёздной переменности. Так, коротко-периодические переменные типа RR Лиры встречаются только в сферич. подсистемах, их иногда и наз. переменными типа шаровых скоплений. У переменных З. типа цефеид существует зависимость между периодом и светимостью, к-рая имеет очень большое значение для определения расстояний до З. и галактик.

Механизм, обусловливающий нестационарность З., может быть различным. Для переменных З. типа цефеид - это пульсации, сопровождающиеся изменением размеров, плотности и температуры.

Для нек-рых типов переменных З. нестационарные явления связаны с выходом на поверхность З. ударных волн, возбуждаемых, по-видимому, турбулентными движениями в их конвектив-ных зонах. Для вспыхивающих З. важную роль может играть эл.-магн. активность в атмосфере З. (см. Вспышки на Солнце). Переменность З. типа Т Тельца может создаваться горячими конвективными элементами. Важную роль в объяснении переменности З. этого типа и особенно З. типа FU Ориона (фуоров) может играть неустойчивость аккреционного диска, вероятно существующего около этих молодых З.

Только для нек-рых типов З. удалось связать нестационарные явления с определёнными стадиями их эволюции. Так обстоит дело с пульсациями цефеид, RR Lyr, d Scu, возбуждение к-рых связано с существованием в них зоны неполной ионизации гелия (см. Пульсации). Та же причина, вероятно, вызывает пульсации "холодных" З. типа Миры Кита. З. этого типа быстро теряют вещество, превращаясь в белые карлики. Среди горячих З. также найдены З., спектры к-рых говорят о существовании плотных протяжённых оболочек и интенсивной потере вещества (см., напр., Вольфа - Райе звёзды.).

Однако не всегда нестационарность имеет внутренние причины. Изучение новых З. показало, что они принадлежат к тесным двойным системам и вспышки их связаны с перетекани-ем газа от одной из З. на её близкого соседа, в вырожденной водородной оболочке которого время от времени происходят термоядерные взрывы.

Нестационарность т. н. симбиотич. З. объясняется тепловыми вспышками в водородном слое аккрецирующего белого карлика - спутника красного гиганта, быстро теряющего вещество. Часть этого вещества захватывается карликом и вызывает вспышки.

Происхождение и нек-рые св-ва массивных З. с высокими пространственными скоростями, З. Вольфа - Райе в двойных системах, рентг. источников в двойных системах объясняются в рамках теории эволюции тесных двойных звёзд с большой массой.

Магнитные переменные. Очень важную и во многих отношениях ещё загадочную группу образуют пекулярные З. класса Ар. У них, как правило, существуют сильные переменные магн. поля, вследствие чего эти З. наз. магнитными переменными (см. Магнитные звёзды). В то же время для них характерны своеобразные и пока не объяснённые аномалии хим. состава. Объяснение св-в магн. переменных - одна из важнейших задач теоретической астрофизики.

Аномалии хим. и изотопного состава. Изучение спектров позволило накопить обширный материал о хим. составе звёздных атмосфер. Поскольку прямых данных о составе вещества в недрах З. нет, обычно принимают, что он близок к составу их атмосферы. Для громадного большинства З. химический состав оказывается примерно одинаковым и отвечает распространённости элементов в космосе.

Но в ряде случаев отмечаются разнообразные аномалии хим. состава. Помимо уже упоминавшихся магн. переменных аномальный хим. состав имеют прежде всего все З. побочных спектр. классов: к классам R, N относятся углеродные З., обозначаемые С, к классу S - З. с повышенным содержанием титана и циркония. В атмосферах ряда З. класса N обнаружены линии технеция, все изотопы к-рого неустойчивы и имеют период полураспада, не превышающий 2,6 млн. лет. Аномалии хим. состава З. побочных спектр, классов могут быть объяснены конвективным перемешиванием, приводящим к выносу на поверхность продуктов ядерных реакций из выгоревшего ядра З. Наличие Тc делает такое объяснение особенно правдоподобным. Таким же образом объясняют и повышенное содержание бария в нек-рых З. Отсюда следует, что все эти З. должны находиться на поздних стадиях эволюции и иметь гетерогенную структуру, что в общем согласуется с др. их св-вами. Однако З. с повышенным содержанием лития находятся ещё на ранних стадиях эволюции, что следует из принадлежности к ним З. типа Т Тельца. Уменьшение содержания лития в атмосферах З. в ходе их эволюции объясняют конвективным переносом его с поверхности в глубь З., где он разрушается при термоядерных реакциях.

Среди З. класса А встречаются т. н. металлич. З. (Am) с повышенным содержанием металлов. Большая часть З. этого типа входит в состав тесных двойных систем. З. типов Am в Ар можно объединить в группу З. с медленным вращением (см. Вращение звёзд).

Об изотопном составе вещества З. известно гораздо меньше. Наиболее обширные и надёжные данные об изотопном составе имеются для углерода в З. с низкой температурой поверхности, где он встречается в виде молекул.

В З. класса С обнаружено повышенное содержание тяжёлого изотопа углерода ¹³С. Его количество здесь составляет ок. ¹/₄ от общего содержания углерода (норм. значение $\approx$ ¹/₉₀). Аномальное значение ¹/₄ близко к тому, какого следует ожидать в зоне протекания углеродного цикла ядерных реакций. Т. о., и эта аномалия хорошо объясняется конвективным выносом продуктов ядерных реакций из центральной зоны на поверхность З.

Совершенно исключительные аномалии изотопного и хим. состава обнаружены в звезде 3 Кентавра А. Общее содержание гелия в ней необычайно мало: 2,3% от водорода, причём этот гелий состоит на 84% из ³Hе, к-рый на Земле присутствует лишь как ничтожная примесь. Содержание фосфора в этой З. в 100 раз, галлия в 8000 раз, а криптона в 1300 раз выше нормы, а кислорода в 6 раз ниже нормы. Эта З.- одна из величайших загадок для ядерной астрофизики. Исключительное значение для теории эволюции З. имеет ядро планетарной туманности FG Sge. С 1955 г. её спектр изменился от В4Iа до F6Ia при почти постоянной болометрич. звёздной величине. Нерегулярные до 1970-х гг. флуктуации её блеска сменились на полурегулярные в 1970-х гг., когда З. достигла полосы колебательной неустойчивости цефеидного типа. В 1965 г. в спектре обнаружены линии элементов - продуктов медленного захвата нейтронов ядрами: Ва, Рm, Zn. Их содержание со временем непрерывно увеличивается. Все эти особенности связывают с тепловой вспышкой гелиевого слоевого источника в остывающем ядре планетарной туманности.

Исследование ядра FG Sge крайне важно для изучения многих проблем: образования планетарных туманностей, синтеза хим. элементов в З., перемешивания вещества в З., нестационарных пульсации цефеидного типа.

Лит.:
Адлер Л., Атомы, звезды и туманности, пер. с англ., М., 1976;
Каплан С.А., Физика звезд, 3 изд., М., 1977;
Тейлер Р., Строение и эволюция звезд, пер. с англ., М., 1973;
Шкловский И. С. Звезды. Их рождение, жизнь и смерть, 3 изд. М., 1984.

Д. А. Франк-Каменецкий
А. В. Тутуков.