Строение звёзд
Строение звёзд, как это установлено в последнее время, зависит в первую очередь от положения звезды на диаграмме спектр- светимость. Это связано с тем, что положение звезды в той или иной точке диаграммы, а соответственно её принадлежность к одному из 7 спектральных классов, представленных на диаграмме, определяет ход основных термоядерных реакций в её недрах, а соответственно и внутреннее строение.
Ядерные реакции в недрах звезд, в свою очередь, зависят от температуры звезды. Температура Т в недрах звезды прямо пропорциональна её массе M и обратно пропорциональна её радиусу R. Из диаграммы спектр- светимость видно, что по мере продвижения вверх вдоль главной последовательности радиусы звёзд увеличиваются. Увеличиваются также их светимости и массы. Поэтому и температуры в недрах звёзд главной последовательности постепенно возрастают. Так, например, для звёзд подкласса B0V температура в центре составляет около 30 миллионов, а для звёзд K0V она чуть меньше 10 миллионов градусов.
В недрах звёзд главной последовательности ( наиболее богатая звёздами диагональ на диаграмме спектр- светимость) поздних спектральных классов G, К и М, как и в Солнце, выделение ядерной энергии в основном происходит в результате протон- протонной реакции.
В горячих звёздах главной последовательности, ранних спектральных классов, в недрах которых температура выше и составляет десятки миллионов градусов, главную роль играет превращение водорода в гелий за счёт ускоренного углеродного цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большая энергия, чем при протон- протонной реакции, что и объясняет большую светимость звёзд ранних спектральных классов. А так как светимость звезды тесно связана с её возрастом, горячие звёзды, находящиеся на главной последовательности, должны быть молодыми.
Поскольку выделение энергии при углеродном цикле пропорционально очень высокой степени температуры (~T20), а поток излучения, согласно закону Стефана-Больцмана, растёт как T4, излучение оказывается неспособным вынести из недр звезды энергию, возникающую там в углеродном цикле. Поэтому переносить энергию должно само вещество, которое начинает перемешиваться, и в недрах массивных звёзд главной последовательности возникают центральные конвективные зоны. Для звезды с массой в 10 масс Солнца радиус внутренней конвективной зоны составляет около четверти радиуса звезды, а плотность в центре раз в 25 превосходит среднюю. Окружающие конвективное ядро слои звезды находятся в лучистом равновесии, подобно тому как это имеет место в зоне лучистого равновесия на Солнце.
Звёзды нижней части главной последовательности по своему строению подобны Солнцу. При протон-протонной реакции мощность энерговыделения зависит от температуры почти так же, как и поток излучения, в центре звезды конвекция не возникает и ядро оказывается лучистым. Зато из- за сильной непрозрачности более холодных наружных слоев у звёзд нижней части главной последовательности образуются протяжённые наружные конвективные оболочки (зоны). Чем холоднее звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. Если у Солнца только 2% наружных подфотосферных слоев охвачены конвекцией, то у карлика KV с массой 0,6 M¤ в перемешивании участвует 10% всей массы.
Субкарлики, образующие последовательность, проходящую ниже главной примерно на одну звёздную величину, начиная от класса А0 вправо, представляют собой старые звёзды, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики из вещества, не побывавшего ещё в недрах звёзд, а потому бедного тяжелыми элементами. Поэтому вещество субкарликов отличается большей прозрачностью по сравнению со звёздами главной последовательности, что облегчает лучистый перенос энергии из их недр, не требующий возникновения конвективных зон, переносящих энергию из глубин звезды к её поверхности.
Красные гиганты (звёзды с низкими эффективными температурами (3000-4000 К) и очень большими радиусами (в 10- 100 раз превосходящими радиус Солнца)) имеют крайне неоднородную структуру. К этому выводу легко прийти, если рассмотреть, как должна меняться со временем структура звёзд главной последовательности.
По мере выгорания водорода в центральных слоях звезды область энерговыделения постепенно смещается в периферические слои. В результате образуется тонкий слой энерговыделения, где только и может происходить водородная реакция. Он разделяет звезду на две существенно различные части: внутреннюю — почти лишенное водорода гелиевое ядро, в котором ядерных реакций нет по причине отсутствия водорода, и внешнюю, в которой, хотя и есть водород, но температура и давление недостаточны для протекания реакции. На первых порах давление в слое энерговыделения больше, чем в ядре, которое поэтому начинает сжиматься, и, выделяя гравитационную энергию, разогревается. Это сжатие происходит до тех пор, пока газ не станет вырожденным (у такого газа давление не зависит от температуры). Тогда огромное давление, необходимое для предотвращения дальнейшего сжатия, обеспечится неимоверным увеличением плотности.
Важной особенностью только что рассмотренной структуры красного гиганта является образование в его недрах изотермичного объекта с массой порядка массы Солнца или меньше, состоящего из вырожденного газа, в основном гелия. На диаграмме Герцшпрунга- Рессела этот объект должен располагаться в нижнем левом углу, так как при значительной температуре он в силу малых своих размеров (10-2-10-3 R¤) должен обладать малой светимостью. Это соответствует области белых карликов. Таким образом, белые карлики оказываются сверхплотными вырожденными звёздами, по- видимому, исчерпавшими водородные источники термоядерной энергии. Плотность в центре белых карликов может достигать сотен тонн в кубическом сантиметре! Медленно остывая, они постепенно излучают огромный запас тепловой энергии вырожденного газа. С увеличением массы белого карлика газовое давление в его недрах должно противостоять ещё большей силе гравитации, которая растёт быстрее, чем давление вырожденного: газа. Поэтому более массивные белые карлики сильнее сжаты и для них имеет место чёткая зависимость радиуса звезды от её массы.
Однако начиная с некоторого значения массы, давление вырожденного газа не: может уравновесить силу гравитации. Такая звезда может неограниченно сжиматься (коллапсировать). Правда, прежде чем это произойдет, звезда должна испытать ядерный взрыв, наблюдаемый как вспышка сверхновой звезды, в результате которого выделится вся возможная ядерная энергия и вещество, перейдет в форму нейтронов. Однако при массах больше 30- 40 солнечных даже давление вырожденных нейтронов не в состоянии противостоять гравитации. Теперь уже ничто не может предотвратить безудержное сжатие звезды. Особая ситуация должна возникнуть, когда радиус коллапсирующей звезды станет меньше rg = 2GM/c2, где с — скорость света, rg — «гравитационный радиус», т. е. радиус горизонта событий, M — масса, а G — гравитационная постоянная (G = 6,67•10-11 Нм.2/кг.2). В этом случае параболическая скорость оказывается больше скорости света. Иными словами, ничто, даже световой квант из звезды, не может уйти. Очевидно, что такой объект станет невидим. Правда, в некоторых случаях, в принципе, можно наблюдать вещество вблизи него. Такое, теоретически возможное, гипотетическое состояние звезды называют чёрной дырой.
У звезды главной последовательности с массой в 1,3 M¤, как показывает расчёт, возникает ядро, состоящее в основном из гелия, в который превратился весь находившийся в нём водород. Температура гелиевого ядра при этом недостаточно велика для того, чтобы началась следующая возможная ядерная реакция превращения гелия в углерод. Поэтому гелиевое ядро оказывается лишённым ядерных источников энергии и изотермичным. Оно содержит около четверти массы всей звезды, но при этом обладает размерами только в 1/1000 ее радиуса. Плотность в центре такого ядра достигает 350 кг./см3! Оно окружено оболочкой почти такой же протяжённости, где происходит энерговыделение. Затем следует лучистая зона толщиной и 0,1 радиуса. Примерно 70% (по массе) наружных слоев звезды, составляющих 0,9 её радиуса, образуют мощную конвективную зону красного гиганта.
Далее мы рассмотрим строение и протяжённость атмосфер различных звёзд.
Если бы температуры и массы всех звёзд были одинаковы, протяжённость их атмосфер была бы пропорциональна квадрату радиуса. В действительности, благодаря наличию зависимости «масса- светимость- радиус» она оказывается пропорциональной R¤ в степени несколько выше первой.
Отсюда следует, что звёзды верхней части диаграммы спектр- светимость с наибольшими радиусами обладают самыми протяжёнными атмосферами. У гигантов поздних спектральных классов протяжённость фотосфер больше, чем у Солнца, в сотни раз, а у сверхгигантов — в тысячи и десятки тысяч раз. Поэтому если протяженность солнечной фотосферы всего лишь несколько сотен километров, то у звёзд главной последовательности ранних спектральных классов она достигает тысячи километров, у гигантов — десятков тысяч, а у сверхгигантов — миллионов километров. С другой стороны, белые карлики, масса которых чуть меньше солнечной, по своим размерам примерно в сто раз меньше Солнца и протяжённость их атмосфер в десять тысяч раз меньше солнечной и составляет около десяти метров (одна миллионная доля радиуса!)
С протяжённостями атмосфер тесно связан вопрос о наличии конвективных оболочек у звёзд. Например у Солнца имеется подфотосферная конвективная зона. При не слишком высоких температурах одно лучеиспускание без конвекции не может перенести всей той энергии, которая должна выйти из недр звезды и попасть в атмосферу, чтобы высветиться в пространство. Кроме того, в «холодной» атмосфере возникновение конвекции облегчается тем, что она способна эффективнее переносить энергию: поднимающийся из глубоких слоёв элемент конвекции содержит ионизованный водород, который в верхних, холодных слоях отдаёт не только тепловую, но и, становясь нейтральным, ионизационную энергию. Поэтому у звёзд более холодных, чем Солнце, водородные конвективные оболочки ещё протяженнее, а сама конвекция сильнее. С другой стороны, у звёзд горячее Солнца, у которых водород ионизован всюду в атмосфере, возникновение конвекции затруднено и конвективные зоны не возникают, поскольку лучеиспускание обеспечивает необходимый перенос энергии.
Теперь рассмотрим плотности атмосфер различных звёзд. Для определения плотности r солнечной фотосферы мы воспользуемся тем соображением, что количество вещества, содержащееся в слое атмосферы толщиной Н, должно обладать заметной непрозрачностью. Иными словами, если бы непрозрачность вещества во внешних слоях у всех звёзд была одинакова, то плотности были бы обратно пропорциональны протяженностям Н. Но непрозрачность вещества сильно зависит от температуры и, что особенно важно, от давления, определяемого силой тяжести. Чем больше сила тяжести, а следовательно, и давление, тем сильнее непрозрачность. Однако как было доказано различными наблюдениями, протяжённость как раз обратно пропорциональна силе тяжести. Это объясняет, почему плотности звёздных фотосфер различаются между собой значительно меньше, чем их протяжённости. Действительно, фотосферы гигантов и сверхгигантов всего лишь раз в 10 разреженнее солнечной, в то время как наружные слои белых карликов только в 10 раз плотнее. Наиболее разреженными являются атмосферы гигантов и «холодных» сверхгигантов. Их фотосферы в сотни тысяч раз разреженнее солнечной, что соответствует условиям в верхних слоях солнечной хромосферы.
Таким образом, в этом разделе мы рассмотрели важнейшие особенности и строение нормальных звёзд, занимающих различное положение на диаграмме Герцшпрунга- Рессела.
