SETI: Поиск Внеземного Разума

При сгорании водорода в недрах звезд главной последовательности образуется гелий. В результате цепочки ядерных реакций четыре ядра атома водорода (протона), соединяясь, образуют ядро гелия (гелий-4), состоящее из двух протонов и двух нейтронов, при этом выделяется энергия 4•10^-5 эрг на одно образующееся ядро гелия[106]. У звезд с массой меньше 0,3 M_⊙ температура в центре звезды недостаточна для образования гелий-4, здесь процесс завершается на образовании изотопа гелия ³Не.

Пока идут термоядерные реакции, звезда находится в устойчивом состоянии; все ее параметры: радиус, масса, светимость, температура остаются постоянными. На диаграмме Герцшпрунга-Рассела она занимает строго определенное место на главной последовательности. Положение звезды определяется ее массой. Массивные звезды имеют высокую светимость, они занимают верхнюю часть главной последовательности. Звезды малой массы имеют низкую светимость, они находятся в нижней части главной последовательности. Это красные карлики. Их масса заключена в пределах от 0,08 M_⊙ до 0,3 M_⊙ .

Звезд с массой меньше, чем 0,08 M_⊙ не существует. Почему? Если масса протозвезды меньше 0,08 M_⊙ , то в процессе сжатия температура в ее центре никогда не достигает величины, необходимой для начала ядерных реакций с участием водорода. Такое тело (его уже нельзя назвать протозвездой) сжимается до тех пор, пока его вещество не перейдет в состояние вырожденного газа, давление которого остановит сжатие. Это достигается при огромных плотностях, порядка 10⁶ г/см³, радиус такого объекта будет порядка 3000 км. Вырожденный газ обладает рядом замечательных свойств. Прежде всего, в отличие от обычного газа, он практически несжимаем. У обычного газа давление зависит от температуры; когда температура падает — газ сжимается. У вырожденного газа давление не зависит от температуры. Поэтому по мере остывания звездообразный объект из вырожденного газа не будет сжиматься. Даже если объект потеряет все запасы тепла, сила давления вырожденного газа по-прежнему будет противостоять силе тяготения, которая не сможет сжать объект до меньших размеров[107]. Постепенно, высветив всю свою тепловую энергию, накопившуюся во время сжатия до вырожденного состояния, подобные звездообразные объекты превратятся в черные карлики — безжизненные несветящиеся тела, которые могут существовать в таком состоянии миллиарды миллиардов лет. Таким образом, нижний предел массы звезд определяется массой, при которой в центре сжимающейся звезды достигается температура, необходимая для «загорания» водорода. А чем определяется верхний предел массы? Вспомним, что при сжатии массивной протозвезды на ее ядро непрерывно выпадает вещество оболочки, в результате чего масса ядра (будущей звезды) растет. Чем больше масса ядра, тем выше его температура и интенсивнее излучение. При массе, равной приблизительно 100 M_⊙ , давление излучения достигает такой величины, при которой дальнейшее выпадение вещества из оболочки прекращается. Это и определяет верхний предел наблюдаемых масс звезд.

Вернемся к звездам главной последовательности. Чем больше энергии излучает звезда (т. е. чем выше ее светимость), чем быстрее она расходует ядерное горючее, тем короче стадия устойчивого состояния звезды (время жизни звезды на главной последовательности). Запасы ядерного горючего в звезде пропорциональны ее массе, а темп расходования пропорционален светимости. Поэтому время жизни звезды на главной последовательности t ∝ М/L. Но, как уже отмечалось выше, L ∝ M⁴, следовательно, t ∝ М³. Звезды с массой, равной массе Солнца, «живут» 11-13 млрд лет. Звезды с массой вдвое меньше M_⊙ живут на главной последовательности почти 100 млрд лет, а красные карлики — много дольше[108]. Самые массивные горячие звезды с массой больше 10 M_⊙ находятся на главной последовательности менее 10 млн лет. Если бы такая звезда образовалась вместе с нашим Солнцем 5 млрд лет тому назад, то к настоящему времени она давно бы исчерпала запасы водородного горючего и прекратила свое существование, вероятнее всего, взорвавшись как сверхновая (см. ниже). То, что мы наблюдаем подобные звезды, свидетельствует о том, что они очень молодые и сформировались не более 20 млн лет назад; по космогоническим (и даже геологическим!) масштабам, это совсем мало. Следовательно, процесс звездообразования в Галактике продолжается и в настоящее время.

Что же происходит со звездой по мере выгорания водородного горючего? Во внутренних слоях звезды энерговыделение уменьшается и давление газа уже не в состоянии противостоять силам тяготения. Внутренние слои звезды слегка сжимаются, температура в них повышается, давление останавливает сжатие; интенсивность ядерных реакций при повышенной температуре возрастает, восстанавливая прежний темп энерговыделения. Светимость звезды и температура ее поверхности не меняются. Так в недрах звезды осуществляется управляемый термоядерный синтез, который позволяет поддерживать равновесие звезды. В это время звезда находится на главной последовательности.