ГИПОТЕЗЫ О ЗВЕЗДАХ И ВСЕЛЕННОЙ. СОЛНЦЕ И ЗВЕЗДЫ. Часть 5

Источник найден!

Долог и труден был путь астрофизиков к открытию источников звездной энергии. Мы проследили все его этапы. Но самое удивительное — это то, что ученые не раз говорили о тех явлениях, которые, как мы теперь хорошо знаем, служат источниками энергии в звездах, и... проходили мимо.

В 1925 г. А. Эддингтон отстаивал возможность образования гелия из водорода в недрах звезд. Он спорил с физиками, считавшими звездные недра недостаточно горячими для ядерных реакций:

«Гелий, который мы имеем, должен был где-то и когда-то образоваться. Мы не спорим с критиком, который говорит, что звезды недостаточно горячи для этого процесса, мы говорим ему: найдите более горячее место!»

Эддингтон интуитивно понимал, что образование гелия из водорода может протекать в звездах и давать им энергию. Но он не мог доказать это. Не было еще ни теоретических, ни экспериментальных данных о скоростях ядерных реакций при разных температурах.

В 1929 г. американские физики Р. Аткинсон и Ф. Хоутермэнс доказл; и, что при температурах порядка 20 миллионов градусов протоны могут проникать в ядра легких элементов (от лития до азота). Прежде это считалось невозможным из-за потенциального барьера. Ядро и протон (или два ядра) оба имеют положительные заряды и по закону Кулона должны отталкиваться друг от друга. Кинетическая энергия протонов при температурах, царящих в недрах звезд, недостаточна для преодоления этого кулоновского барьера. Именно поэтому физики высмеивали идеи Эддингтона о ядерных реакциях.

Но так обстоит дело лишь с точки зрения классической физики. Развитие в середине 20-х годов новой, квантовой физики позволило открыть туннельный эффект: некоторую вероятность для налетающей частицы преодолеть потенциальный барьер даже с меньшей энергией, чем требуется, чтобы его «перепрыгнуть». Такая частица проходила как бы не над барьером, а под ним, сквозь своеобразный «туннель».

Аткинсон и Хоутермэнс оценили высоту потенциальных барьеров различных ядер и подсчитали вероятность освобождения энергии. Она оказалась пропорциональной двадцатой степени температуры! При звездных температурах выход энергии был достаточен для покрытия расходов звезды на излучение.

Но работа Аткинсона и Хоутермэнса не имела экспериментальной основы. Кроме того, они не могли указать, какие именно ядерные реакции происходят в звездах и дают энергию.

Тридцатые годы ознаменовались рядом крупных успехов экспериментаторов. В 1932 г. были открыты позитрон и нейтрон. В 1933 г. начали работать ускорители заряженных частиц, позволявшие осуществлять экспериментально ядерные реакции с легкими ядрами и протонами. Были открыты изотопы тяжелого водорода (дейтерий и тритий) и легкого гелия (Не³).

В начале 1938 г. Георгий Гамов и Эдвард Теллер пересмотрели теорию Аткинсона и Хоутермэнса с учетом экспериментальных данных и подсчитали скорости ядерных реакций, проходящих при высоких температурах (их стали вскоре называть термоядерными реакциями).

В апреле 1938 г. Георгий Гамов собрал в Вашингтоне небольшую конференцию, на которой астрофизики рассказали физикам все, что было тогда известно о внутреннем строении звезд. Астрофизики не знали источника звездной энергии, но предполагали, что он сосредоточен близ центра звезды.

Среди участников конференции были два немецких физика: Курт Вейцзеккер, который еще в 1937 г. высказал предположение о термоядерных реакциях, которые могут происходить в недрах звезд, и Ганс Бете. Обмен мнений на Вашингтонской конференции побудил их рассмотреть подробнее вопрос о термоядерных реакциях в звездах.

Вейцзеккер первый опубликовал в 1938 г. работу, в которой указывал на две возможные реакции, могущие служить источником энергии звезд: протон-протонную реакцию и углеродно-азотный цикл. Но Вейцзеккер не исследовал ни скорость реакций, ни их зависимость от температуры.

В 1939 г. вышло обстоятельное исследование Ганса Бете, в котором эти задачи были решены. Вот как подошел к их решению Бете. Из формул квантовой механики следовало, что вероятность ядерной реакции (любой), называемая обычно сечением реакции (так как она имеет размерность площади), тем больше, чем меньше заряды сталкивающихся частиц. Отсюда вытекало, что хотя бы одной из двух взаимодействующих частиц должен быть протон, ядро атома водорода, имеющее минимальный заряд.

Бете начал перебирать все реакции с участием протона. Самая простая из них — это столкновение протона с другим протоном:

Н + Н = D + е⁺ + nu .

В ходе этой реакции образуются: дейтерон (D, ядро дейтерия), позитрон (е⁺) и нейтрино (nu). Затем в образовавшийся дейтерон может попасть третий протон:

Н + D = Не³ + gamma.

При этом образуется ядро легкого гелия (Не³) и gamma-квант — первая порция энергии излучения. Если температура газа меньше 15 миллионов градусов, ядро Не³ может вступить в реакцию с другим точно таким же ядром, причем получается ядро обычного гелия Не⁴ и два протона: .

Не³ + Не³ = Не⁴ + Н + Н.

При больших температурах более вероятно столкновение ядер легкого и обычного гелия с образованием ядра бериллия и выходом второго gamma-кванта:

Не³ + Не⁴ = Ве⁷ + gamma.

Неустойчивый изотоп бериллия Ве⁷ захватывает электрон и превращается в изотоп лития Li⁷:

Ве⁷ + е^- = Li⁷.

Литий-7 — удобная мишень для протона, при ударе которого он распадается на два ядра Не⁴:

Li⁷ + Н = Не⁴ + Не⁴ + nu .

Наконец, при температурах свыше 20 миллионов градусов Ве⁷ с большей вероятностью подвергнется удару протона, чем захватит электрон. Он образует ядро атома бора В⁸, которое также распадется на два ядра Не⁴ с испусканием позитрона и нейтрино:

Ве⁷ + Н = В⁸  + gamma,

В⁸ = Не⁴ + Не⁴ + е⁺ + nu.

Таковы различные варианты протон-протонной реакции и быстро следующих за ней дополнительных реакций. Чтобы выяснить возможности этих реакций и их относительную вероятность, Бете пришлось проделать громадную работу. Для вычисления вероятности реакций он использовал теорию Гамова и Теллера. Эффективные сечения он вычислял, опираясь на опытные данные, а там, где их не было, пользовался формулами, дававшими наилучшее согласие с наблюдениями. После этого надо было установить, насколько устойчивы некоторые изотопы, неизвестные пока в природе и в лаборатории, но могущие возникнуть в ходе тех или иных ядерных реакций в звездах. Сперва Бете перебрал 11 изотопов легких элементов — от водорода до углерода, потом обратился к более тяжелым. Затем он рассчитал скорости реакций и их зависимость от температуры.

Во всех рассмотренных ранее реакциях конечным продуктом оказывались ядра гелия (Не⁴). А не могут ли таким же путем образовываться более тяжелые ядра?

Бете рассмотрел 6—7 способов образования тяжелых ядер до углерода включительно и пришел к выводу, что реальной возможности для этого в недрах звезд не существует. Все ядра изотопов тяжелого водорода (Н² и Н³), легкого гелия (Не³), лития, бериллия, бора существуют в звездах только в тех количествах, в которых они непрерывно воспроизводятся в ходе ядерных реакции. Воспроизводятся, но тут же разрушаются в результате новых реакций.

Ядра атомов углерода и азота ведут себя по-иному. Вступая в реакцию с протонами, они не исчезают бесследно, а восстанавливаются в ходе следующего цикла реакций (получившего название СN-цикла):

1.      С¹² + Н = N¹³ + gamma, 
2.      N¹³ = С¹³ + е⁺ + nu,   
3.      С¹³ + Н = N¹⁴ + gamma, 
4.      N¹⁴ + Н = O¹⁵ + gamma,   
5.      О¹⁵ = N¹⁵ + е⁺ + nu,                 
6.      N¹⁵ + Н = С¹² + Не⁴.

Разберемся в реакциях этого цикла. Они делятся на три типа. В первой, третьей и четвертой происходит радиационный захват протона ядрами углерода и азота: протон захватывается ядром, и испускается квант энергии в виде gamma-лучей, которые затем поглощаются газом и вновь пере-излучаются, постепенно передавая энергию из недр звезды на поверхность.

Вторая и пятая реакции — это спонтанный (самопроизвольный) бета-распад с испусканием позитрона и нейтрино. Они происходят очень быстро вслед за образованием неустойчивых ядер N¹³ и О¹⁵; время жизни последних не превышает нескольких минут.

Последняя реакция — это ядерная реакция самого общего вида, когда при столкновении двух ядер возникают два других. Ее роль очень важна: она замыкает весь цикл, восстанавливая ядро углерода С¹², с которого этот цикл начинается, и создавая ядро атома гелия Не⁴, на построение которого в первой, третьей, четвертой и шестой реакциях уходит четыре протона.

Таким образом, нет надобности одновременно сводить в одну точку пространства четыре протона: они собираются постепенно, по одному. Конечными продуктами углеродно-азотного цикла, кроме ядра атома гелия и трех гамма- квантов, являются два позитрона и два нейтрино. Позитроны тут же аннигилируют с электронами, в изобилии носящимися между ядрами, и добавляют свою энергию (в общей сложности около 3 Мэв) к энергии, выходящей сразу в виде гамма-квантов. (Мэв — мегаэлектрон-вольт 10⁶ электрон-вольт) — единица энергии в ядерной и атомной физике, равная 1,6•10^-6 эрг.)

Таким образом, каждый цикл дает на поддержание энергии Солнца около 25 Мэв. И только нейтрино, пронизывая практически беспрепятственно всю толщу Солнца, безвозвратно уносят энергию в 2 Мэв.

Сколько же времени продолжается один углеродно- азотный цикл? Расчеты Бете показывали, что обе реакции бета-распада происходят почти мгновенно, захват протона неустойчивыми ядрами С¹³ и О¹⁵ — через 50 тысяч и две тысячи лет соответственно. Ядро углерода С¹² захватывает протон раз в 2,5 миллиона лет, ядро азота N¹⁴ — один раз з 50 миллионов лет. Таким образом, именно эта последняя реакция определяет длительность цикла.

Теперь можно было подсчитать выход энергии в результате протон-протонпой реакции и углеродно-азотного щкла. Последний, как мы видели, дает 25 Мэв, или 4•10^-5 эрг, на одно ядро гелия за цикл. Почти столько же (27 Мэв) дает протон-протонная реакция. Но скорости реакций очень сильно зависят от температуры. Для протон - протонной реакции зависимость сравнительно слабая — скорость реакции пропорциональна Т⁴.  Для реакции С + Н скорость пропорциональна Т¹⁸, а для реакции N + Н —- уже Т²⁴. Поэтому при малых температурах (меньше 16 миллионов градусов) преобладает выход энергии от протон-протонной реакции, а при больших — от углеродно-азотного цикла.

Скорость протон-протонной реакции и углеродно-азотного цикла

в зависимости от температуры.

Итак, источник звездной энергии был найден. Проверив на всякий случай реакции протонов с еще более тяжелыми здрами, чем азот, и убедившись, что они не могут играть какой-либо роли в звездной энергетике, Бете решил сравнить свою теорию с наблюдениями.

При расчетах звездных моделей во второй половине 30-х годов продолжали брать стандартную модель Эддингтона, но с одной существенной поправкой. Эддингтон считал, что недра звезд состоят в основном из тяжелых элементов, и принимал средний молекулярный вес звездного газа µ = 2. Это приводило к слишком большому значению центральной температуры, в 40 миллионов радусов, которое противоречило уравнению переноса энергии излучением, если использовать теоретическое значение прозрачности звездной материи.

Датский астрофизик Бенгт Стремгрен указал в 1937 г., что противоречие можно устранить, если предположить, что звезды до самых недр состоят в основном из водорода, что хорошо согласовывалось и со звездными спектрами.

С тех пор при подсчете среднего молекулярного веса звездного газа все вещество звезды стали делить на три части: долю водорода X(µ_н=1/2), долю гелия Y(µ_не = 4/3) и долю тяжелых элементов Z(µ_Z=2). Тогда средний молекулярный вес µ можно было определить из уравнения

Но чему они равны, X, Y и Z? Бете полагал X = 0,35, Y = 0 и Z = 0,65 (очевидно, что X + Y + Z = 1). Это давало µ = 1, и температура в центре Солнца снижалась вдвое против эддингтоновского значения — до 20 миллионов градусов. Оценку содержания водорода Бете взял из работы Стремгрена. Что касается тяжелых элементов, то только одного азота для нужного выхода энергии требовалось 10% состава солнечного вещества.

Но вскоре все эти оценки пришлось пересмотреть. Большая серия экспериментальных работ, проводившихся под руководством английского физика У. Фаулера, позволила не только подтвердить теорию Бете, поставив ее на прочную экспериментальную основу, но и уточнить некоторые важные параметры. В частности, оказалось, что средний срок жизни атома N¹⁴ (до захвата им протона) не 50, а примерно 5 миллионов лет. Это означало сокращение общей длительности CN-цикла в 10 раз, а значит, и азота для наблюдаемого выхода энергии требовалось в 10 раз меньше, т. е. 1%. Количество углерода требовалось по тем же соображениям не более 0,5%. Из тяжелых элементов, кроме углерода, азота и почти равного им по концентрации кислорода, оставались металлы. Когда-то им отводилась главная роль в поглощении звездного излучения. Но как раз в 1939 г. Р. Вильдт доказал, что поглощение радиации в звездах создается не металлами, а отрицательными ионами водорода. Значит, и содержание металлов не могло быть большим. Величина Z получалась, таким образом, равной примерно 0,02 — 0,04, а вовсе не 0,65, как принимал первоначально Бете.

Спустя еще семь лет, в 1946 г., уже известный нам М. Шварцшильд доказал, что значительную долю массы Солнца и звезд главной последовательности должен составлять гелий. Сделал он это следующим образом. Требовалось найти две неизвестные величины X и Y. Для этого нужно было составить два уравнения, куда бы они входили. М. Шварцшильд взял в качестве одного из них уравнение, выражающее зависимость «масса—светимость» (X и Y входили туда через средний молекулярный вес и коэффициент прозрачности). Вторым было взято уравнение энергии, основанное на теории Бете, куда входила величина Z = 1— X — Y.  Шварцшильд построил графики обоих соотношений, отложив по осям неизвестные X и Y

График М. Шварцшильда для определения X и Y.

Кривые пересеклись при X = 0,47, Y = 0,41. Получалось, что доля гелия — около 40%, и даже с учетом возможных ошибок она заключена между 30 и 50%. Для Z автоматически получалось 0,12, что было все же слишком много.

Проблема согласования звездных моделей с теорией термоядерных реакций и с наблюдаемыми соотношениями между массой, радиусом и светимостью звезды захватила многих ученых. Начиная с 1946 г. в ее разработку включились советские ученые, прежде всего А. Б. Северный и А. Г. Масевич. Они рассчитали целую серию звездных моделей, в том числе звезд, не лежащих на главной последовательности, — красных гигантов.

Изменение представлений об относительном содержании водорода, гелия и тяжелых элементов повлекло за собой новое снижение оценки среднего молекулярного веса звездного газа. Уже в работе М. Шварцшильда µ = 0,78. Дальнейшие уточнения еще более повысили оценку содержания водорода за счет тяжелых элементов и гелия. В настоящее время для Солнца принимают X = 0,65, Y = 0,33, Z = 0,02, откуда µ = 0,65.

Эта, казалось бы, незначительная поправка к значению µ повлекла за собой кардинальное изменение представлений о роли двух основных циклов термоядерных реакций в выработке энергии Солнца и звезд. Согласно известной в физике теореме вириала, тепловая энергия в центре звезды в расчете на одну частицу (а значит, и температура) пропорциональна величине µ. Уменьшение µ с 1,0 до 0,65 снижало температуру в центре Солнца с 20 до 13 миллионов градусов. Но, как ясно из рис. (Скорость протон-протонной реакции и углеродно-азотного цикла в зависимости от температуры), при такой температуре основной вклад в энергию звезды будет давать уже не СN-цикл, а протон-протонная реакция, причем для более низких температур выход энергии сравнительно слабо зависит от температуры.

К началу 50־х годов общая картина генерации энергии в звездах и их внутреннего строения прояснилась. Теперь можно было, опираясь на уже полученные результаты, попытаться построить картину эволюции звезд, находящихся в различных частях Г—Р־диаграммы, и сравнить эту картину с данными наблюдений.

Эволюция вдоль или эволюция поперек?

С первых лет после построения диаграммы Герцшпрунга—Рессела в ее истолковании наметились две основные концепции:

• 1) Основные последовательности, или ветви, диаграммы отображают эволюционный путь звезд: каждая звезда в ходе своего жизненного пути проходит через всю последовательность (или даже две последовательности, включая ветвь гигантов). Такова была первая гипотеза Рессела и вариант второй его гипотезы с потерей массы.
• 2) Наиболее густо заселенные части диаграммы соответствуют наиболее устойчивым состояниям звезд различной массы, причем в ходе эволюции масса звезды почти не меняется. Такой взгляд лежал в основе варианта второй гипотезы Рессела без потери массы, близкие взгляды высказывал и ее критик Джинс.

Спустя четверть века спор о направлении звездной эволюции разгорелся с новой силой, но на более высоком уровне, поскольку источники энергии звезд были теперь известны и внутреннее строение звезд можно было рассчитывать.

Выбор между двумя концепциями зависел от решения вопроса: теряет ли звезда за время эволюции существенную долю своей массы или же нет? Выше мы уже приводили простой расчет, который показывал, что на излучение звезда типа Солнца за миллиард лет теряет около 0,01 процента своей массы. Значит, за 10 миллиардов лет — 0,1% массы. Но интенсивность излучения (а значит, и скорость потери массы) могла в прошлом быть больше.

А могла ли? Представим себе звезду с неизменной массой, постепенно сжигающую свой водород, который в ходе термоядерных реакций превращается в гелий. Так как X уменьшается, а Y растет, средний молекулярный вес и должен возрастать. Но из уравнения равновесия и уравнения энергии следует, что светимость звезды L пропорциональна примерно µ⁷. Получается парадокс: по мере выгорания водорода светимость звезды должна возрастать, т. е. звезда должна ползти по Г—Р־диаграмме не вниз, а вверх!

Эволюция звезд по Г. Гамову,

Именно так представлял себе эволюцию звезд еще в 1939 г. Георгий Гамов. Эволюционные пути звезд совпадали у него с линиями постоянной массы, пересекая главную последовательность наискосок: справа налево и снизу вверх. Гамов предполагал, что звезда проходит через серию равновесных состояний, подобных друг другу (гомологичных), причем ядерные реакции продолжаются до полного исчерпания водорода. После этого температура недр звезды понижается, и звезда начинает сжиматься, поскольку давление газа при пониженной температуре не может уравновесить давления вышележащих слоев. Наступает стадия гравитационного сжатия, описываемого теорией Кельвина—Гельмгольца, и звезда превращается в белый карлик.

Гамов попытался объяснить и эволюцию красных гигантов. Он считал, что в недрах этих звезд, как и на их поверхности, температура гораздо ниже, чем у звезд главной последовательности — не более 10 миллионов градусов. Углеродно-азотный цикл при таких температурах идти не мог, и Гамов полагал, что красные гиганты «живут» за счет реакций протонов с дейтерием, литием, бериллием и бором, продвигаясь по Г—Р-диаграмме справа налево. После выгорания дейтерия должна была включаться реакция с литием, затем с бериллием и т. д.

К красным гигантам мы вернемся позже, а пока отметим существенное противоречие теории Гамова, относящейся к эволюции звезд главной последовательности. Если звезда, сохраняя свою массу, перемещается вверх на Г—Р־диаграмме, то это значит, что у нее повышается светимость. Но светимость связана с массой эмпирически установленной зависимостью «масса—светимость» (которая получила затем и теоретическое объяснение). Такой путь эволюции привел бы к большому рассеянию точек на диаграмме «масса—светимость» (одной и той же массе соответствовали бы разные светимости), что не наблюдается.

Чтобы устранить это противоречие, Гамов предположил, что звезда большую часть своей жизни проводит в нижней части главной последовательности, поскольку скорость выгорания водорода (определяющая темп продвижения звезды по ее эволюционному пути вверх) пропорциональна светимости звезды и вначале довольно мала. Поэтому большинство звезд будет «сидеть» в нижних частях своего эволюционного трека, и зависимость «масса—светимость» определится в основном ими.

Совсем иное направление звездной эволюции было предложено советскими астрономами. В докладе «Современная астрофизика и космогония», прочитанном 27 октября 1947 г. на общем собрании Академии наук СССР, член-корреспондент АН СССР В. А. Амбарцумян сообщил об открытии звездных ассоциаций — групп звезд одного физического класса, имеющих общее происхождение. Подробнее о них мы расскажем в главе III, здесь же для нас важно то, что из факта наличия ассоциаций звезд разных типов, состоящих из гигантов и из карликов, В. А. Амбарцумян сделал вывод о том, что звезды вступают на главную последовательность в разных ее точках. Этот вывод впоследствии получил полное подтверждение.

Весной 1949 г. академик В. Г. Фесенков, ученый, известный своими исследованиями в самых различных областях астрофизики, предложил новую схему эволюции звезд, основанную на учете явления, которое не учитывалось прежними теориями. До тех пор астрофизики подсчитывали потерю массы звезд лишь за счет излучения и находили, что
она ничтожна. Но существует еще один механизм потери массы — путем прямого выброса частиц (корпускул).

Было хорошо известно, что Солнце выбрасывает потоки заряженных частиц, которые, достигая Земли, порождают полярные сияния и некоторые другие явления в ионосфере и магнитосфере Земли. Были измерены средняя скорость и концентрация корпускул на расстоянии орбиты Земли, откуда можно было рассчитать потерю массы Солнцем за счет корпускулярного излучения: 7•10¹⁷ г/год. Потеря массы за счет радиации составляет 1,5•10²⁰ г/год, т. е. в 200 раз больше. Но у других звезд картина могла быть иной.

Впрочем, В. Г. Фесенков исходил совсем не из оценки современной потери массы Солнцем за счет корпускулярного излучения, а из более общих соображений. Прежде всего, явление корпускулярного излучения свойственно не только Солнцу, но и всем звездам вообще. Об этом можно судить, например, по наблюдениям быстро вращающихся звезд, которые, как показывают их спектры, окружены протяженными газовыми оболочками, образующими в экваториальной плоскости расширение в форме диска.

В. Г. Фесенков предположил, что интенсивность корпускулярного излучения пропорциональна обычному излучению, т. е. светимости звезды. Через соотношение «масса— светимость» это связывало убыль массы с самой массой: получалось, что убыль массы пропорциональна кубу или даже четвертой степени массы. Значит, у наиболее массивных звезд скорость потери массы очень велика, а по мере убывания массы она быстро снижается и у звезд типа Солнца сравнительно невелика.

Действительно, среди массивных звезд известны такие типы, которые характеризуются интенсивным выбрасыванием материи. Таковы, например, звезды типа Р Лебедя — быстро вращающиеся яркие сверхгиганты с протяженными расширяющимися оболочками, иногда меняющие свой блеск и даже вспыхивающие, подобно новым. Другой, близкий к ним класс звезд — звезды типа Вольфа—Райе имеют широкие полосы излучения, говорящие о наличии быстро расширяющихся оболочек (со скоростями расширения до 1500 км/сек). Можно подсчитать, что звезда типа Вольфа— Райе, имеющая массу около 10 масс Солнца, выбрасывает в год 10⁵ солнечной массы, т. е. на 10 порядков больше, чем Солнце.

Зная возраст Солнца, В. Г. Фесенков составил соотношение между начальной массой Солнца и уменьшением содержания в нем водорода. Оказалось, что если содержание водорода уменьшилось за 5 миллиардов лет на 25%, то начальная масса Солнца была в 5 раз больше современной, а если на 35% — то в 10 раз. В. Г. Фесенкову удалось также доказать, что другим следствием потери массы звездой является уменьшение ее момента вращения. Это полностью соответствует наблюдениям: звезды, находящиеся в верхней левой части главной последовательности (гиганты классов В и А), имеют, как показывает расширение линий в их спектрах, наибольшую скорость вращения.

Работу В. Г. Фесенкова продолжила молодая исследовательница-теоретик А. Г. Масевич. Исходя из трех основных предположений:

• 1) о ядерных реакциях как источнике энергии Солнца,
• 2) о выполнении в ходе всей его эволюции соотношнеия «масса—светимость» и
• 3) об уменьшении массы звезды вследствие корпускулярного излучения,

она попыталась построить эволюционную кривую Солнца. В качестве модели Солнца она приняла уже известную нам модель М. Шварцшильда и мало отличающуюся от нее модель М. Хэрисои, в которой X = 0,53, Y = 0,37, Z = 0,10. В обеих моделях Солнце состоит из конвективного ядра радиусом (0,10—0,12)R_© и оболочки, находящейся в лучистом равновесии. Варьируя на основании предположения 3) массу Солнца М в прошлом и получая его светимость L по предположению 2), можно было определить радиус Солнца R_© и содержание водорода X и нанести эволюционный путь Солнца на диаграмму «радиус—светимость». Этот путь прошел недалеко от расположения звезд главной последовательности на этой диаграмме, хотя и выше большинства из них

Эволюционный путь Солнца (по А. Г. Масевич).

(Изображен линиями, соответствующими различным моделям;

кружки — положения опорных звезд по П. П. Паренаго.)

 Это означало, что Солнце должно было иметь в прошлом несколько большую светимость и массу при тех же значениях радиуса, чем большинство звезд.

Спустя два года, в 1951 г., А. Г. Масевич выполнила новое исследование эволюционного пути Солнца и нанесла его на Г—Р-диаграмму. Теоретическая кривая прошла на
этот раз в самой гуще звезд главной последовательности. А. Г. Масевич продолжила ее и в сторону меньших светимостей, к красным карликам. И здесь кривая шла прямо через середину полосы, занятой точками-звездами.

Эта кривая была построена для Z = 0,12 (модель М. Шварцшильда). А. Г. Масевич попробовала построить серию кривых для разных Z, и они разместились близко друг к другу по всей ширине главной последовательности

Эволюционные пути звезд с разными Z на Г— P-диаграмме (по Л. Г. Масевич).

Шкала спектральных классов вверху — для гигантов, внизу — для карликов.

Успех работы был полный — объяснился разброс точек поперек главной последовательности. Причиной его, как следовало из расчетов А. Г. Масевич, было различие в содержании тяжелых элементов: примерно от Z = 0,05 (п даже меньших значений) до Z= 0,50.

Концепция Фесенкова—Масевич об эволюции звезд вдоль главной последовательности сверху вниз, от красных гигантов к белым карликам, была поддержана рядом советских ученых (П. П. Паренаго, В. С. Сорокин, В. А. Амбарцумян). В то же время каждый ученый стремился внести в картину звездной эволюции что-то новое.

П. П. Паренаго, талантливый астроном-звездник, в течение многих лет возглавлявший московскую школу звездной астрономии, тщательно исследуя диаграмму Герцшпрунга— Рессела, открыл на ней новую последовательность — ветвь ярких субкарликов, идущую параллельно главной последовательности, ниже и левее ее. Он же показал, что предположение о пропорциональности потери массы звездами их светимости хорошо согласуется с наблюдаемым распределением звезд по светимостям (с «функцией светимости»).

Другой известный московский астроном, специалист по физике звезд, Б. А. Воронцов-Вельяминов обнаружил в 1947 г., что звезды Вольфа—Райе, новые звезды, ядра планетарных туманностей (яркие горячие звезды, находящиеся в центре этих туманностей) и, наконец, белые карлики лежат вдоль полосы, идущей по левому краю Г—Р-диаграммы сверху вниз, почти вертикально. Эта полоса получила название бело-голубой последовательности. Б. А. Воронцов-Вельяминов придал новой последовательности эволюционный смысл, высказав гипотезу, что голубые горячие звезды класса О проходят через стадию звезд Вольфа— Райе, затем повторных новых (вспыхивающих неоднократно), обычных новых, ядер планетарных туманностей и превращаются в белые карлики.

Пулковский астроном В. А. Крат (ныне член-корреспондент АН СССР, директор Пулковской обсерватории), опираясь на оценки возраста различных типов звезд и на открытый академиком Г. А. Шайном факт быстрого вращения гигантских звезд классов О и В, нарисовал такой путь звездной эволюции: от бело-голубых сверхновых классов О и В через стадию звезд Вольфа—Райе (быстрое вращение порождает интенсивный выброс частиц) к красным гигантам, а затем на главную последовательность. Два последних перехода В. А. Крат объяснял так. Звезда Вольфа—Райе, теряя массу, должна испытать уменьшение давления внешних слоев, что приведет к ее расширению и охлаждению. В недрах звезды прекратятся термоядерные реакции. Звезда станет красным гигантом. Но охлаждение недр звезды вызовет новое сжатие, сопровождающееся ее разогреванием и восстановлением термоядерных реакций. Оболочка звезды спадет, и звезда вступит на главную последовательность.

Еще более замысловатый путь эволюции звезд предположил советский астрофизик А. И. Лебединский. Согласно его гипотезе,

«звезды возникают где-то в области субгигантов или гигантов, затем, теряя массу, переходят на главную последовательность в области спектральных классов F — G, затем, захватывая пыль из туманностей (Согласно гипотезе А. И. Лебединского, звезды, пересекая газово-пылевые туманности, могут захватывать из них массу, сравнимую с их собственной, и превратиться в гиганты классов О и В. Такая точка зрения была навеяна идеями О. Ю. Шмидта о захвате Солнцем газово-пылевой туманности, давшей начало планетам.), перескакивают в стадию горячих гигантов и, вновь теряя массу, движутся вниз вдоль главной последовательности».

Вы заметили, читатель, что описание последней гипотезы мы взяли в кавычки. Да, это не наше изложение. Не принадлежит оно и автору гипотезы, А. И. Лебединскому. Так охарактеризовала эту гипотезу А. Г. Масевич в своем выступлении на Втором совещании по вопросам космогонии 22 мая 1952 г. Перед этим она кратко перечислила взгляды В. А. Амбарцумяна, В. А. Крата, Б. А. Воронцова-Вельяминова. В ее словах звучала горечь.

«Если мы обратимся к литературе по звездной эволюции, — продолжала она, —то найдем еще много других вариантов, согласно которым звезды совершают самые удивительные путешествия по диаграмме «спектр—светимость», с различными переходами от одного спектрального класса к другому.

Можем ли мы при настоящем уровне наших знаний сделать более или менее определенный вывод из всего этого многообразия, найти то направление эволюции, которое, хотя бы качественно, отражало действительное положение вещей? Я думаю, что безусловно можем и должны этого добиваться».

Можно было понять А. Г. Масевич. Ей, привыкшей получать результаты из кропотливых расчетов звездных моделей и эволюционных путей звезд, были совсем не по душе эмпирические и качественные подходы к такой сложной проблеме, как эволюция звезд.

Но и решения, полученные самой А. Г. Масевич, были несовершенными. Ведь любое решение хорошо только в том случае, если условия задачи сформулированы правильно и строго. Между тем в теории Масевич, развивавшей идеи В. Г. Фесенкова, делались следующие упрощающие предположения:

• а) что звезда является однородной и в ней происходит полное перемешивание вещества,
• б) что звезда теряет массу за счет корпускулярного излучения в ходе всей эволюции, причем скорость потери массы пропорциональна излучению,
• в) что основным механизмом генерации энергии в звездах типа Солнца и ярче является CN-цикл,
• г) что в начале эволюции доля водорода составляет X = 1 — Z, а доля гелия Y = 0.

Конечно, эти предположения сильно сужали постановку задачи. Дальнейшее развитие наших представлений о физике звезд показало, что предположение а) обычно не выполняется, предположение б) справедливо лишь для некоторых классов звезд, предположение в) верно только для горячих звезд ранних классов (в звездах типа Солнца преобладает протон-протонная реакция). Что касается предположения г), то, как отметила позже сама А. Г. Масевич, значения Z, использованные в ее расчетах, не следовало понимать буквально: они брались в диапазоне от 1/3 до 3 значений Z для Солнца, и, если бы для Z_© пришлось выбрать другое значение, изменились бы и все остальные Z.

Несмотря на все это, работы советских ученых по теории звездной эволюции, выполненные в период 1947—1952 гг., сразу привлекли внимание ученых других стран и заняли достойное место в мировой науке. Советские ученые выступили на международном симпозиуме по эволюции звезд в Риме в сентябре 1952 г., где вводный доклад сделал В. А. Амбарцумян, на международном коллоквиуме в Льеже в сентябре 1953 г., где прочитали доклады А. Г. Масевич, Э. Р. Мустель, В. А. Амбарцумян, Г. А. Шайн и И. С. Шкловский, и на других международных конференциях.

А как же развивалась в это время та же проблема за рубежом?

Интерес к ней всюду был громадный, и в разработку проблемы включились многие астрофизики разных стран. Повсюду рассчитывали звездные модели, прокладывали эволюционные пути звезд на диаграмме «спектр—светимость». К середине 50-х годов число опубликованных по этой проблеме работ перевалило за 500.

Развивая теорию начальной фазы эволюции двуслойных моделей звезд, состоявших из конвективного ядра и лучистой оболочки, С. Чандрасекар и М. Шенберг сделали еще в 1942 г. важное открытие. Они установили, что для каждой величины отношения средних молекулярных весов ядра и оболочки µ_я/µ_об относительная масса ядра имеет некоторое максимальное значение. Если оно будет превышено, между ядром и оболочкой не будет плавного перехода: они, как говорят ученые, не сшиваются. Такое критическое состояние звезды получило название предела Шенберга—Чандрасекара.

Спустя 10 лет, в 1952 г., американские астрофизики Л. Сэндидж и М. Шварцшильд рассмотрели состояния, которые проходит модель звезды (без перемешивания между ядром и оболочкой) после достижения предела Шенберга— Чандрасекара.

Пока в конвективном ядре не выгорел весь водород, звезда еще не достигает предела. Но вот источники энергии иссякают, выработка энергии в ядре прекращается, конвекция останавливается. Во всем ядре устанавливается одинаковая температура, оно становится изотермическим. За счет превращения водорода в гелий отношение µ_я/µ_об растает, а значение предельной массы ядра уменьшается (оно минимально при µ_я/µ_об = 2 и равно 0,1 массы звезды). Звезда достигает предела Шенберга—Чандрасекара, и с этого момента источники энергии концентрируются в довольно тонком слое, расположенном между изотермическим ядром и лучистой оболочкой

Последовательные стадии развития звезды

(по А. Сэндиджу и М. Шварцшильду).

По расчетам Сэндиджа и Шварцшильда, около 90% энергии в это время вырабатывается в слое толщиной 0,4% радиуса звезды. Остальная энергия поступает за счет гравитационного сжатия ядра, которое начинается тотчас же после истощения в нем ядерных источников энергии. Между тем оболочка, непрерывно подогреваемая промежуточным тонким слоем, наоборот, расширяется. Звезда сходит с главной последовательности и начинает быстро перемещаться вправо, поперек ее.

Сэидидж и Шварцшильд подошли совсем близко к объяснению происхождения красных гигантов, но не смогли решить эту задачу. К тому же как раз в эти годы появились новые важные факты в области звездной астрономии, и теоретикам нужно было осмыслить их, а затем согласовать с ними свою теорию.

Продолжение следует

Бронштэн В.А. Гипотезы о звездах и Вселенной