Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Если сравнить полученную теоретическую кривую равного возраста с диаграммой Герцшпрунга — Рессела для молодых звездных скоплений (см. рис. 12.5, а также 1.6), то невольно бросается в глаза ее поразительное сходство с основной линией этого скопления. В полном соответствии с главным положением теории эволюции, согласно которому более массивные звезды быстрее уходят с главной последовательности, диаграмма на рис. 12.5 ясно указывает, что верхняя часть этой последовательности звезд в скоплении загибается вправо. Место главной последовательности, где звезды начинают заметно от нее отклоняться, находится тем «ниже», чем больше возраст скопления. Уже одно это обстоятельство позволяет непосредственно сравнивать возраст различных звездных скоплений. У старых скоплений главная последовательность обрывается сверху где-то около спектрального класса А. У молодых скоплений пока еще «цела» вся главная последовательность, вплоть до горячих массивных звезд спектрального класса В. Например, такая ситуация видна на диаграмме для скопления NGC 2264 (рис. 1.6). И действительно, вычисленная для этого скопления линия одинакового возраста Дает срок его эволюции всего лишь в 10 миллионов лет. Таким образом, это скопление родилось «на памяти» древних предков человека — рамапитеков... Значительно более старое скопление звезд — Плеяды, диаграмма которого изображена на рис. 1.4, имеет вполне «средний» возраст около 100 миллионов лет. Там еще сохранились звезды спектрального класса В7. А вот скопление в Гиадах (см. рис. 1.5) довольно старенькое — его возраст около одного миллиарда лет, и поэтому главная последовательность начинается только со звезд класса А.

Теория эволюции звезд объясняет еще одну любопытную особенность диаграммы Герцшпрунга — Рессела для «молодых» скоплений. Дело в том, что сроки эволюции для маломассивных карликовых звезд очень велики. Например, многие из них за 10 миллионов лет (срок эволюции скопления NGC 2264) еще не прошли стадию гравитационного сжатия и, строго говоря, являются даже не звездами, а протозвездами. Такие объекты, как мы знаем, располагаются справа от диаграммы Герцшпрунга — Рессела (см. рис. 5.2, где эволюционные треки звезд начинаются на ранней стадии гравитационного сжатия). Если поэтому у молодого скопления карликовые звезды еще «не сели» на главную последовательность, нижняя часть последней будет у такого скопления смещена вправо, что и наблюдается (см. рис. 1.6). Наше Солнце, как мы уже говорили выше, несмотря на то, что оно уже «исчерпало» заметную часть своих «водородных ресурсов», еще не вышло из полосы главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Рессела, хотя оно и эволюционирует около 5 миллиардов лет. Расчеты показывают, что «молодое», недавно «севшее» на главную последовательность Солнце излучало на 40% меньше, чем сейчас, причем его радиус был всего лишь на 4% меньше современного, а температура поверхности равнялась 5200 К (сейчас 5700 К).

Рис. 12.6: Теоретические треки звезды с M = 1,2M с разным содержанием тяжелых элементов, 1 — главная последовательность, 2 — звездное население II типа, 3 — население I типа.

Рис. 12.7: Теоретические треки звезд малой массы с небольшим обилием тяжелых элементов.

Теория эволюции непринужденно объясняет особенности диаграммы Герцшпрунга — Рессела для шаровых скоплений. Прежде всего это очень старые объекты. Их возраст лишь ненамного меньше возраста Галактики. Это ясно следует из почти полного отсутствия на этих диаграммах звезд верхней части главной последовательности. Нижняя часть главной последовательности, как уже говорилось в § 1, состоит из субкарликов. Из спектроскопических наблюдений известно, что субкарлики очень бедны тяжелыми элементами — их там может быть в десятки раз меньше, чем у «обычных» карликов. Поэтому первоначальный химический состав шаровых скоплений существенно отличался от состава вещества, из которого образовались рассеянные скопления: там было слишком мало тяжелых элементов. На рис. 12.6 представлены теоретические эволюционные треки звезд с массой 1,2 солнечной (это близко к массе звезды, которая успела проэволюционировать за 6 миллиардов лет), но с разным первоначальным химическим составом. Отчетливо видно, что после того как звезда «сошла» с главной последовательности, светимость для одинаковых фаз эволюции при малом содержании металлов будет значительно выше. Одновременно эффективные температуры поверхности у таких звезд будут выше.