В годы второй мировой войны на американской обсерватории Маунт Вилсон, на тогда еще крупнейшем в мире 2,5-метровом рефлекторе, проводил фотографирование избранных участков неба астроном Вальтер Бааде. Уроженец Германии, он с 1929 г. работал в США, но сохранял германское подданство. Когда Соединенные Штаты в 1941 г. вступили в войну, Бааде был объявлен «союзником врага» и ему было запрещено выезжать за пределы обсерватории. Но он продолжал работать, используя исключительно темные ночи, так как в Лос-Анджелесе и других близлежащих городах было введено затемнение.

В 1944 г. Бааде сделал ряд очень важных открытий. Фотографируя эллиптические галактики, он впервые смог разложить их на звезды и доказать тем самым, что они состоят из звезд. Затем он разложил на звезды ядро галактики в Андромеде. Не удовольствовавшись этими чисто внешними результатами, Бааде построил для звезд этих галактик верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга—Рессела (изучать можно было только гиганты). Диаграмма получилась совсем не такая, как для таких же звезд нашей Галактики, но зато очень напоминала диаграммы «спектр— светимость», построенные еще в 1915 г. на той же обсерватории Харлоу Шепли — тогда еще молодым астрономом, учеником Г. Н. Рессела, впоследствии ставшим директором Гарвардской обсерватории.

Бааде решил сам заняться шаровыми звездными скоплениями. У него получился тот же результат, что и у Шепли: красные гиганты оказались в шаровых скоплениях гораздо ярче, чем голубые, а диаграмма «спектр — светимость» имела вид вилки, обращенной влево и вниз

Диаграмма «спектр — светимость» для населения I и для населения II (по Бааде).

Вскоре Бааде обнаружил, что звезды нашей Галактики можно разделить по этому признаку на два «населения»: «население» I, к которому относилось большинство звезд
плоской составляющей Галактики, а также звезды рассеянных звездных скоплений, и «население» II, к которому относились звезды шаровых звездных скоплений, а также звезды с большими скоростями, короткопериодические цефеиды типа RR Лиры и некоторые другие. К такому же типу относились звезды эллиптических галактик и ядер спиральных галактик.

В 1947—1949 гг. советский астроном Б. В. Кукаркин проделал громадную работу по изучению пространственного распределения звезд различных типов, главным образом переменных звезд: коротко-периодических цефеид (типа RR Лиры), долго-периодических цефеид, звезд типа Миры Кита, новых звезд и других. Одновременно П. П. Паренаго изучил их кинематические характеристики. Проведение этой работы облегчалось тем, что оба исследователя составляли в это время «Общий каталог переменных звезд», куда вошло свыше 10000 звезд. Данные по каждой звезде выписывались на специальную карточку со всеми необходимыми библиографическими ссылками. Это помогло проведению исследования распределения и движений этих звезд в Галактике.

Вот к каким выводам пришел Б. В. Кукаркин. Звезды в Галактике делятся по меньшей мере на три подсистемы: плоскую, совпадающую с населением I по Бааде, сферическую, совпадающую с населением II, и промежуточную. Долгопериодические цефеиды и новые звезды образуют резко выраженные плоские подсистемы. Напротив, звезды типа RR Лиры образуют сферическую подсистему, хотя вблизи плоскости Галактики наблюдается некоторая их концентрация к этой плоскости. Звезды типа Миры Кита принадлежат к промежуточной подсистеме.

Исследования П. П. Паренаго показали, что звезды сферической подсистемы обладают очень быстрыми движениями (относительно Солнца): 150—200 км/сек, тогда как средние относительные скорости звезд плоской подсистемы— порядка 10 км/сек. Таким образом, и по кинематическим характеристикам эти подсистемы резко отличались друг от друга.

Оставалось сделать вывод, что они отличаются и по возрасту. Еще в 1938 г. В. А. Амбарцумян показал, что рассеянные звездные скопления, такие, как Плеяды, Гиады и Ясли, должны быть сравнительно молодыми образованиями, так как под действием окружающих звезд (в том числе проходящих вблизи скопления) они распались бы за время, превосходящее 3 миллиарда лет. Девять лет спустя В. А. Амбарцумян привел другой важный довод в пользу молодости рассеянных скоплений: в них встречаются горячие звезды спектральных классов О и В, звезды типа Р Лебедя и Вольфа—Райе, которые не могут быть старше 10⁷ лет.

Напротив, шаровые звездные скопления благодаря многочисленности входящих в них звезд (десятки тысяч и более против сотен в рассеянных скоплениях) устойчивы по отношению к распаду (т. е. могут существовать очень долго), а главное — в них совершенно отсутствуют сверхгиганты классов О и В, звезды типов Вольфа—Райе и Р Лебедя. Значит, звезды шаровых скоплений гораздо старше, чем в рассеянных.

Все эти выводы Б. В. Кукаркин распространил на звезды плоской и сферической подсистем как в нашей, так и в других галактиках. Стало ясно, что звезды сферической подсистемы старше, чем звезды плоской подсистемы.

Между тем, начиная с 1951 г., Г. Джонсон и его сотрудники на обсерватории Маунт Вилсон начали обширную программу построения Г—Р-диаграмм для многих рассеянных звездных скоплений. Одновременно Г. Арп, А. Сэндидж и их сотрудники провели такую же работу в отношении шаровых звездных скоплений. Обе программы были завершены в 1956 г., а в 1957 г. А. Сэндидж опубликовал сводную диаграмму для рассеянных скоплений

Сводная Г — Р-диаграмма для рассеянных
скоплений (по Сэндиджу).

Анализ этой диаграммы говорил о многом. Во всех рассеянных скоплениях наблюдается поворот от главной последовательности вправо, но по мере увеличения возраста скопления это происходит при все более и более низких светимостях. Самым молодым является рассеянное скопление NGC 2264, звезды которого расположены почти все правее главной последовательности, параллельно ей. Исследовавший это скопление астроном М. Уокер показал, что звезды в нем еще находятся в состоянии гравитационного сжатия, которое приведет их на главную последовательность. Возраст звезд этого скопления — от 2 до 5 миллионов лет. Другим примером очень молодого скопления является звездное скопление в туманности Ориона, подробно изученное П. П. Паренаго. Между «отростком», отходящим от главной последовательности вправо, и отрезком ветви гигантов того же скопления наблюдается ясно заметный пробел — пробел Герцшпрунга. В этой области диаграммы звезд почти нет.

Самым старым среди рассеянных скоплений является М 67, имеющее довольно много красных гигантов, но совсем не имеющее звезд классов О и В. Его возраст оценивается в 5 миллиардов лет и приближается к возрасту шаровых звездных скоплений. Характерной особенностью диаграммы этого скопления является отсутствие у него пробела Герцшпрунга.

Между этими крайними, случаями на шкале возрастов располагаются известные скопления x и h Персея, Плеяды, Волосы Вероники, Гиады, Ясли и некоторые другие, показанные на диаграмме. Ширина пробела Герцшпрунга по мере перехода к более молодым скоплениям растет.

Совсем иной вид имеет диаграмма для шаровых звездных скоплений. Типичными среди них являются скопления М 3 (в Гончих Псах), М 13 (в Геркулесе) и М 92 (в Геркулесе). Главная последовательность у них представлена лишь коротким отрезком в нижней части. Ветвь красных гигантов соединяется с нею ветвью субгигантов

Г — Р-диаграмма для шаровых звездных скоплений (по Сэндиджу). Пунктиром показаны основные последовательности звезд Галактики, кружки — область звезд типа RR Лиры.

Кроме того, выделяется горизонтальная (голубая) полоса, содержащая характерный пробел, заполненный только короткопериодическими цефеидами типа RR Лиры. С обеих сторон этого четко выделенного пробела располагаются звезды постоянного блеска. Стало ясно, что состояние звезды, находящейся в этом месте диаграммы, не может быть устойчивым и что-то заставляет звезду быстро пульсировать (с периодом в несколько часов, а то и меньше).

Чтобы удобно было сравнить диаграммы «цвет—светимость» для шаровых и рассеянных звездных скоплений, на рис. (Сводная Г — Р־диаграмма для рассеянных
скоплений (по Сэндиджу).) показаны схематически ветви для старого рассеянного скопления М 67 и типичного шарового скопления М3.

Как установил в 1957 г. П. П. Паренаго, Г—P-диаграмма для звезд сферической подсистемы нашей Галактики очень похожа на диаграмму для шаровых скоплений.

Мы видим, что уже сопоставление Г—Р־диаграмм различных по возрасту звездных скоплений (а звезды одного скопления имеют примерно одинаковый возраст) давало богатую пищу для размышлений и требовало от теоретиков своего объяснения.

Но в те же годы, и даже несколько раньше, было сделано еще одно важное открытие из области звездной астрономии, касающееся не отдельных звездных скоплений и даже не определенных типов звездных систем, а строения самой главной последовательности. В 1949—1950 гг. П. П. Паренаго совместно с А. Г. Масевич установил, что главная последовательность примерно посередине, в районе спектрального класса G4, делится на две части. Собственно, сама последовательность на Г—Р-диаграмме идет гладко, не испытывая разрыва, но некоторые свойства звезд в этом месте резко меняются. Так, меняется характер зависимостей «масса—светимость» и «масса—радиус», меняются кинематические характеристики звезд. Резко уменьшается и скорость их вращения.

Этот факт, которому сперва не придавали особого значения и даже пытались оспаривать, впоследствии приобрел большое значение для построения теории эволюции звезд с различными массами.

Итак, период 1944—1957 гг. оказался для звездной астрономии необычайно плодотворным. А главное — полученные астрономами-звездниками результаты давали направляющую нить теоретикам, занимавшимся проблемой звездной эволюции. И те не замедлили этой нитью воспользоваться.

Картина звездной эволюции проясняется

Первый шаг для объяснения эволюции звезд шаровых скоплений сделали Мартин Шварцшильд и Фред Хойл в 1955 г. Они впервые произвели расчет модели звезды с массой чуть больше солнечной, со сжимающимся изотермическим ядром. Собственно говоря, это был расчет не одной модели, а целой серии моделей, отражающих путь эволюции звезды с того момента, когда ее ядро целиком состоит из водорода и только начинается протон-протонная реакция, и до состояния, когда уже 80% водорода в ходе этой реакции превращено в гелий.

С момента начала термоядерных реакций (которые, естественно, происходят во внутренних частях звезды, где создаются необходимые для них высокие температуры) в первоначально однородной звезде формируются конвективное ядро и лучистая оболочка. Почему ядро будет конвективным, мы уже пояснили. Дальше все происходит, как в расчете Сэндиджа и Шварцшильда: водород в ядре выгорает, образуется сжимающееся гелиевое изотермическое ядро и тонкий энергетический шаровой слой между ядром и оболочкой, где еще продолжается горение водорода; оболочка расширяется и становится непрозрачной, звезда смещается на Г—Р-диаграмме вправо и вверх от главной последовательности, вдоль ветви субгигантов, достигая области красных гигантов.

Между тем температура ядра продолжает расти, растет и его масса. В центральных частях ядра давление становится столь велико, что наступает состояние вырождения: начинает сказываться взаимное квантовомеханическое влияние частиц, особенно электронов, и газ из набора частиц превращается в единую систему, что-то вроде гигантского кристалла. С наступлением вырождения рост температуры ядра звезды слабо влияет на ее структуру.

Но вот температура в ядре достигает 100 миллионов градусов. При такой температуре может начаться новая термоядерная реакция, изученная американским астрофизиком Э. Салпетером в 1952 г., — выгорание гелия:

Не⁴ + Не⁴ = Ве⁸,

Ве⁸ + Не⁴ = С¹² + gamma.

Как только началось выгорание гелия, возникает новый источник энергии в недрах звезды. Эта энергия не успевает отводиться излучением и целиком идет на повышение тепловой энергии ядер гелия, что приводит к ускорению ядерных реакций. В результате температура, а значит, и выделение энергии повышаются еще больше. Происходит «гелиевая вспышка» звезды. Температура близ центра звезды достигает 400 миллионов градусов, плотность — 10⁵ г/см³, скорость выделения энергии — 10⁴ эрг/г-сек. Звезда в это время светит в 10000 раз сильнее, чем Солнце, и достигает верхней части своего пути на ветви гигантов.

Возможность «гелиевой вспышки» была предсказана Хойлом и Шварцшильдом еще в их работе 1955 г., но подробное исследование этой стадии было выполнено Шварцшильдом, Хермом и Зельбергом уже в 1962 г. Почти вся энергия, освобождающаяся от выгорания гелия, идет на снятие вырождения. Этот процесс постепенно распространяется от внешних слоев ядра к центру. Когда ядро становится невырожденным, оно расширяется и потому охлаждается. Температура в центре падает до 120 миллионов градусов, плотность уменьшается в 10 раз. Светимость звезды падает на 2—3 звездные величины, т. е. тоже примерно в 10 раз. «Гелиевая вспышка» заканчивается. Весь этот процесс происходит очень быстро — например, спад светимости после вспышки занимает около двух суток. За период вспышки только около 5% ядер гелия успевают превратиться в углерод.

Чтобы читатель не сомневался, что вся описанная выше последовательность процессов — это не просто плод рассуждений и логических построений, даже основанных на физических и астрономических соображениях, приведем такой факт. Для изучения только стадии «гелиевой вспышки» Шварцшильду и Зельбергу пришлось рассчитать 600 моделей различных состояний звезды. Разумеется, это было бы невозможно без электронно-вычислительных машин. Внедрение машинных методов расчета намного ускорило и облегчило расчет звездных моделей и хода их эволюции.

Работы М. Шварцшильда и его сотрудников позволили не только проследить ход эволюции звезд с массой, близкой к солнечной, но и объяснить вид Г — Р-диаграммы для шаровых скоплений, а также для звезд сферической подсистемы нашей Галактики.

Конечный этап эволюции звезды типа Солнца: прохождение пробела Герцшпрунга по горизонтальной части ветви гигантов, затем потеря некоторой доли массы и сжатие до состояния белого карлика. Но подробно рассчитать эту стадию эволюции Шварцшильду и его сотрудникам не удалось. Это было сделано гораздо позже советскими учеными.

Как же должна протекать эволюция звезд большой массы? Расчеты для звезд с М = (5 — 9) М_© были проделаны в 1964—1965 гг. астрономами Института физики и астрофизики имени Макса Планка в Мюнхене (ФРГ) под руководством Р. Киппенхана. Большая серия расчетов для звезд от 4 до 30 М_© была проведена в 1965—1967 гг. в Астрономическом совете АН СССР под руководством А. Г. Масевич.

Эволюционный путь звезды с M = 5М_© на Г — Р־диаграмме (по Киппенхану).

Рассмотрим в качестве примера эволюционный путь звезды с М = 5 М_©, рассчитанный группой Киппенхана. Выглядит он на первый взгляд довольно замысловато (график построен в координатах «температура—светимость»). Но проследим все по порядку. Перед нами звезда — голубой гигант спектрального класса В5. В начальный момент (точка А на графике) звезда находится на главной последовательности. Она состоит из конвективного ядра (21% массы звезды) и лучистой оболочки. В ядре происходит выгорание водорода от X = 0,6 в точке А до X = 0,05 и точке В. Путь звезды на диаграмме от А к В занимает «всего» 5,4•10⁷ лет. Дальше ядро становится изотермическим и появляется шаровой энергетический слой, где продолжается выгорание водорода (отрезок ВС). Центральные части звезды начинают сжиматься, а наружные — расширяться. Звезда проходит на диаграмме путь СD. В это время у нее два источника энергии: выгорание водорода в энергетическом слое и гравитационное сжатие изотермического гелиевого ядра.

Эти этапы весьма напоминают ход эволюции звезды малой массы. Но есть и отличия.

Во-первых, весь процесс эволюции и отдельные его этапы протекают в этом случае гораздо быстрее.
Во-вторых, звезды с большими массами проходят через пробел Герцшпрунга не после, а до достижения стадии красного гиганта.
В-третьих, приближаясь к точке D, звезда пересекает область, занимаемую па Г — Р-диаграмме классическими цефеидами — пульсирующими звездами. Правда, это первое прохождение через область цефеид продолжается весьма недолго — лишь несколько тысяч лет.

Но чем дальше, тем различий становится больше. Когда температура в гелиевом ядре достигает 100 миллионов градусов, начинается выгорание гелия, превращение его в углерод. Однако, поскольку центральная плотность у гигантских звезд сравнительно мала, вырождение вещества не наступает, вся энергия, вырабатываемая в ядре, излучается с поверхности звезды, «гелиевая вспышка» не происходит. Светимость звезды возрастает до некоторого момента, соответствующего началу расширения ядра (точка Е).

Между тем в наружных слоях звезды возникает конвективная зона, которая проникает все глубже, почти до середины радиуса. В центре гелиевого ядра также образуется конвективное ядрышко, масса которого в точке Е достигает почти 5% массы звезды.

Дальше ход событий во внутренних частях звезды до некоторой степени повторяется. В конвективном внутреннем ядре гелий выгорает, превращаясь в углерод. На границе углеродного ядра появляется гелиевый шаровой энергетический слой, где выгорание гелия продолжается. В углеродном ядре исчезает конвекция, оно становится изотермическим, начинает сжиматься и разогреваться. Звезда проходит на диаграмме участок ЕF.

Некоторое время энергию звезде поставляют два источника: внутренний шаровой слой, где выгорает гелий, и внешний шаровой слой, где еще продолжает выгорать водород. Но он дает все меньшую и меньшую долю энергии.

В ходе сжатия углеродного внутреннего ядра звезды ее наружная оболочка испытывает попеременно то фазу расширения, то фазу сжатия. Это зависит от того, возрастает или уменьшается глубина внешней конвективной зоны. В соответствии с этими изменениями путь звезды на диаграмме изображается треками FG, GH и HK.

В точке Н водородный слоевой источник выходит во внешние слои звезды, где температура слишком низка для того, чтобы могла проходить термоядерная реакция, поэтому он отмирает. Центральные части звезды продолжают сжиматься, а наружные — расширяться. Последняя фаза расширения, соответствующая участку НК кривой, проходит так быстро, что внешние слои поглощают более половины энергии, излучаемой ядром. Глубина внешней конвективной зоны возрастает еще больше, она занимает уже более 80% радиуса звезды, проникает в гелиевую лучистую оболочку, благодаря чему содержание гелия в наружных слоях увеличивается. В период выгорания гелия светимость звезды меняется сравнительно мало.

Но вот звезда достигает точки К. Тут в центре звезды температура поднимается настолько, что начинается новая термоядерная реакция — выгорание углерода. Атом углерода может захватить альфа-частицу (ядро атома гелия) и превратиться в атом кислорода:

С¹² + Не⁴ = O¹⁶ + gamma.

Светимость звезды начинает резко возрастать, и она переходит в стадию красного гиганта. К этому времени она излучает в 10000 раз мощнее, чем Солнце.

Чтобы проследить ход эволюции звезды, схематически показанный на рис. (Эволюционный путь звезды с M = 5М_© на Г — Р־диаграмме по Киппенхану), Киппенхану и его сотрудникам понадобилось рассчитать 800 моделей ее последовательных состояний!

Но насколько реальны полученные результаты? Особенно удивительны «качания» и «петли», описываемые массивными звездами в районе пробела Герцшпрунга. Такие зигзаги и петли получились не только в расчетах Киппенхана и его группы, но и в расчетах советских исследователей, работавших под руководством А. Г. Масевич, а также в расчетах других ученых из разных стран. Ясно видно, что в ходе «качаний» звезда пересекает область, занятую на диаграмме классическими цефеидами. Каждая звезда пересекает область цефеид пять раз. Первое и пятое прохождения совпадают со стадией быстрого сжатия ядра звезды и продолжаются очень недолго — около 2000 лет. Третье и четвертое прохождения длятся дольше — около 100000 лет. Дольше всех продолжается второе прохождение звезды через область неустойчивости (350000 лет). Чем больше масса звезды, тем больше и размах ее «качаний» на диаграмме.

Киппенхан изучил проблему устойчивости звезд в области «качаний» и нашел условия, при которых звезда становится неустойчивой и начинает пульсировать, как цефеида.

Периоды пульсаций цефеид

(черные кружки — по Киппенхану, белые — по данным наблюдений).

Например, для звезды с массой 7М_© неустойчивость наступает при температуре поверхности звезды 5300 °К. Путем теоретических расчетов Киппенхан определил периоды пульсаций модельных звезд и сравнил свои результаты с хорошо известной из наблюдений зависимостью «период — светимость» для цефеид. Согласие получилось удивительным (рис. Периоды пульсаций цефеид). Таким образом, удалось не только проследить ход эволюции звезд большой массы до стадии красного гиганта, но и связать полученную картину с вопросом о происхождении цефеид. Впрочем, о цефеидах мы подробнее расскажем в главе II.

Конечно, еще далеко не все выяснено в путях звездной эволюции. Как показала немецкая исследовательница Э. Хоффмейстер, характер «качаний» и «петель» на эволюционных треках звезд во многом зависит от их химического состава и от закона поглощения излучения веществом звезды. Существуют специфические трудности в расчете эволюции звезд средней массы (от 1,3 до ЗМ_©). Наконец, лишь совсем недавно удалось проследить последнюю стадию эволюции звезд с любыми массами: от состояния красного гиганта до белого карлика. Раньше, в 1955—1965 гг., этот переход рисовался лишь схематически. Как он рисуется теперь, мы узнаем немного дальше.

А пока оглянемся на путь, пройденный теорией эволюции звезд более чем за столетие.

Первые робкие попытки решить вопрос об источниках энергии Солнца: гипотезы Майера и Гельмгольца.
Полувековое (хотя и не совсем заслуженное) господство теории гравитационного сжатия Гельмгольца — Кельвина.
Одновременно с ним — накопление сведений о звездных спектрах и первые попытки подойти к проблеме звездной эволюции на основе их анализа.
Открытие радиоактивности и ядерных превращений и попытки объяснить этими явлениями пополнение энергии Солнца и звезд.
Спор двух титанов, Джинса и Эддингтона, об источниках энергии звезд и о шкале времени звездной эволюции.
Построение диаграммы Герцшпрунга — Рессела и первые попытки ее эволюционного истолкования.
Построение теории внутреннего строения звезд: работы Лейна, Риттера, Эмдена, наконец, Эддингтона.
Окрытие подлинного источника энергии звезд — термоядерных реакций.
Первые расчеты звездной эволюции для однородных моделей звезд. Цепь открытий в области звездной астрономии, значительно прояснивших картину для теоретиков.
Большая серия машинных расчетов хода эволюции звезд различной массы от периода гравитационного сжатия до прихода звезды на главную последовательность и затем от нее через пробел Герцшпрунга до стадии красного гиганта.
Наконец, расчеты последней стадии в жизни звезды — до состояния белого карлика и некоторых других состояний, о которых мы будем иметь возможность рассказать в других главах этой книги.

Что и говорить, — путь большой, трудный. И без гипотез на этом пути обойтись было невозможно — в этом академик В. А. Амбарцумян был совершенно прав. Но гипотезы всегда терпели поражение, когда не были подкреплены наблюдательными фактами и теоретическими расчетами, а иногда и данными экспериментов в лаборатории (вспомните термоядерные реакции). Лишь в союзе с этими могущественными путями познания гипотезы приносили пользу, помогали раскрывать истину.

Продолжение следует

Бронштэн В.А. Гипотезы о звездах и Вселенной