Вселенная. Вопросов больше, чем ответов

Во втором, среднем, слое температура вещества уже мала для ядерных реакций, но еще достаточна для лучистого переноса. Из этого не следует, что там, как и в центральной зоне, нет переме­шивания вещества, — очень может быть, что перемешивание в какой-то мере происходит, однако не оно ответственно за транс­портировку энергии.

Наконец, внешний слой, составляющий треть солнечного радиуса, — конвективный. Наружные слои Солнца буквально бурлят, что наблюдается телескопически в виде грануляции. Гранулы на поверхности Солнца есть не что иное, как конвектив­ные ячейки. Выйдя на поверхность, нагретый газ наконец-то из­бавляется от излишков энергии, излучая кванты в пространство, после чего вновь «ныряет» в глубину.

В менее ярких и более холодных звездах главной последо­вательности внешняя конвективная зона занимает гораздо больший (относительно) объем. Это и понятно: чем менег на­греты недра звезды, тем уже область лучистого переноса и шире конвективная зона. Зато в массивных и горячих О- и В-звездах

146

— Мир звезд —

главной последовательности картина в точности обратная. Энерговыделение там столь огромно, что лучистый перенос уже не справляется с транспортировкой энергии в глубинных слоях звезды, что приводит к образованию конвективного ядра. Зато внешние области такой звезды достаточно горячи, чтобы обе­спечить перенос энергии преимущественно излучением.

Итак, не только светимость, но и строение звезды главной по­следовательности зависят от ее массы. Ниже мы увидим, что сце­нарий жизни и особенно смерти звезды также зависит в первую очередь от ее массы. Какие же вообще массы бывают у звезд?

Верхний теоретический предел — около юо масс Солнца. Звезды столь большой массы находятся на пределе устойчиво­сти, их колоссальное собственное излучение готово разорвать их. Характерный пример — звезда Эта Киля, погруженная в туман­ность, состоящую из бывшего звездного вещества, выброшенно­го звездой при вспышке. Переменная-сверхгигант Р Лебедя, име­ющая светимость, в миллион раз превышающую солнечную, тео­ретически должна иметь массу не менее 80-100 масс Солнца. Эта звезда ежегодно теряет в виде звездного ветра ю⁴ масс Солнца.

Некоторое время астрофизиков чрезвычайно интриговал объект Ri36a, находящийся в Туманности Тарантул в Большом Магеллановом Облаке. Выглядя звездой, он имел светимость в юо млн солнц, а его масса оценивалась в 4000 солнечных, что резко противоречило теории. Но теория устояла. Метод спекл- интерферометрии, а также снимки, сделанные орбитальным теле­скопом «Хаббл», позволили выяснить природу объекта — это ока­залась не одиночная звезда и даже не кратная система, а тесное скопление минимум из 70 звезд. Похоже, что юо масс Солнца — это практический предел массы звезды, превышать который звез­де «не рекомендуется», если она хочет остаться звездой.

А что на другом полюсе — наименьших звездных масс? Мы знаем, что температура в центре звезды главной последователь­ности определяется ее массой. Если масса звезды мала, то мала и температура. Ее может не хватить для протон-протонной ре­акции, скорость которой, как мы помним, зависит от темпера­

147

—. Часть III —

туры в 5-й степени. Если масса звезды менее 0,075 солнечной (предел Кумара), то температура в ней недостаточна для протон- протонной реакции. Но откуда же сжимающееся протозвездное облако может «знать», что его масса недостаточна для формиро­вания полноценной звезды?

И действительно, такие звезды существуют. Они очень крас­ны, очень тусклы и называются коричневыми карликами. Их светимость обеспечивается очень медленным сжатием — как ви­дим, теория Гельмгольца, оказавшаяся непригодной для Солнца, вполне применима к коричневым карликам. Кроме того, в не­драх коричневых карликов на раннем этапе их существования могут идти реакции на легких ядрах (прежде всего дейтерия) с низким кулоновским барьером, но этих ядер мало, и они быстро «выгорают». Основной источник светимости коричневых карли­ков — все же сжатие.

Теоретически предсказанные довольно давно, коричневые карлики были открыты лишь в 1989 году после уточнения орби­тального движения компонент двойной звезды Вольф 424, одной из ближайших к Солнцу звезд. Выяснилось, что карликовые компоненты этой двойной звездной системы имеют массы 0,059 и 0,051 солнечной, что меньше предела Кумара. Сейчас астроно­мам известно множество коричневых карликов; в качестве по­следних отождествлены некоторые невидимые спутники звезд, а что до экзопланет (юпитероподобных объектов, обращающихся вокруг близких и не очень близких звезд), то за ними идет насто­ящая — и успешная — охота. В созвездии Ориона открыты также большие газовые планеты, не являющиеся спутниками звезд.