главной последовательности. Из (11.19) следует, что в верхней части главной последовательности находятся самые массивные звезды с массами в десятки раз большими, чем у Солнца (звезда Пласкетта имеет M > 60 M¤). По мере продвижения вниз вдоль главной последовательности массы звезд убывают. У карликов поздних спектральных классов массы меньше солнечной. При M < 0,02 M¤ вещество, по- видимому, не способно образовать звезду, а может сжаться только в планету. Массу, близкую к этому пределу, имеют вспыхивающие, звезды типа UV Кита (§ 159). Если счи тать, что соотношение (11.19) вместе с аналогичными зависимостями для звезд других классов светимости справедливы для всех нормальных звезд, то можно, нанеся все звезды с известными массами на диаграмму Герцшпрунга - Рессела, провести на ней линии одинаковых масс, подобно тому как только что были получены линии одинаковых радиусов.
Таким образом, диаграмму спектр - светимость можно рассматривать как диаграмму состояния звезд и решать с ее помощью важные задачи. Например, очевидно, что густо 'населенные' области диаграммы соответствуют наиболее длительным этапам эволюции звезд, скажем, стадии главной последовательности. Далее, предположим, что, эволюционируя, звезды изменяют свои характеристики и, в частности, светимость. Тогда они должны изменять с течением времени свое положение на диаграмме Герцшпрунга - Рессела. Если при этом они все время или хотя бы в течение некоторого периода сохраняют постоянной свою массу, то их эволюция на определенном этапе должна изображаться отрезками линий постоянных масс на рис. 197. Отсюда видно, насколько глубокий эволюционный смысл имеет расположение звезд на диаграмме Герцшпрунга - Рессела.
§ 152. Физические условия в недрах и строение звезд
Если для некоторой звезды известны масса и радиус, то можно получить представление о физических условиях в ее недрах точно таким же путем, как это было сделано для Солнца (см. § 120). Из формулы (9.10) видно, что температура Т в недрах звезды прямо пропорциональна ее массе M и обратно пропорциональна ее радиусу R; в частности, для температуры Т0 в центре звезды можно записать
(11.20)
где К - некоторый коэффициент пропорциональности. Примерное его значение, справедливое, разумеется, только для звезд, сходных с Солнцем, можно оценить из условия, что при R = R¤ и M = M¤ температура T0 близка к 15 000 000°. Отсюда получаем, что температура в центре похожих на Солнце звезд главной последовательности
(11.21)
Для звезд главной последовательности отношение M/R, входящее в формулу (11.21), можно выразить из формул (11.18) и (11.19), исключив светимости. Тогда
(11.22)
Следовательно, для таких звезд
(11.23)
Из рис. 197 видно, что по мере продвижения вверх вдоль главной последовательности радиусы звезд увеличиваются. Поэтому и температуры в недрах звезд главной последовательности постепенно возрастают с увеличением светимости. Так, например, для звезд подкласса B0V температура в центре составляет около 30 миллионов, а для звезд K0V она чуть меньше 10 миллионов градусов. От значения температуры сильно зависит характер ядерных реакций в недрах звезды. На рис. 199 показано, как зависит от температуры Т количество энергии Е, выделяющейся в результате углеродного цикла и протон-протонной реакции, и отмечены условия, соответствующие центру Солнца и двух звезд главной последовательности - спектральных классов В0 и М0. Из положения Солнца на этом графике видно, что в недрах звезд главной последовательности поздних спектральных классов G, К и М, как и в Солнце, выделение ядерной энергии в основном происходит в результате протон-протонной реакции. В горячих звездах ранних спектральных классов, в недрах которых температура выше и составляет десятки миллионов градусов, главную роль играет превращение водорода в гелий за счет углеродного цикла. В результате этой реакции выделяется значительно большая энергия, чем при протон-протонной реакции, что и объясняет большую светимость звезд ранних спектральных классов. Таким образом, следует ожидать, что звезды, располагающиеся в разпичных участках диаграммы спектр - светимость отличаются своим строением. Это подтверждается теоретическими расчетами равновесных газовых конфигураций, выполненными для определенных значений химического состава, массы, радиуса и светимости звезды (так называемых моделей звезд).
Звезды верхней части главной последовательности. Это горячие звезды с массой больше солнечной, из-за чего температура и давление в их недрах выше, чем у звезд более поздних спектральных классов, и выделение термоядерной энергии происходит ускоренным темпом через углеродный цикл. В результате светимость у них также больше, а потому эволюционировать они должны быстрее. Отсюда естественно заключить, что горячие звезды, находящиеся на главной последовательности, должны быть молодыми. Поскольку выделение энергии при углеродном цикле пропорционально очень высокой степени температуры (~ T20), а поток излучения, согласно закону Стефана Больцмана, растет как T4 излучение оказывается неспособным вынести из недр звезды энергию, возникающую там в углеродном цикле. Поэтому переносить энергию должно само вещество, которое начинает перемешиваться, и в недрах массивных звезд главной последовательности возникают центральные конвективные зоны. Для звезды с массой в 10 масс Солнца радиус внутренней конвективной зоны составляет около четверти радиуса звезды, а плотность в центре раз в 25 превосходит среднюю. Окружающие конвективное ядро слои звезды находятся в лучистом равновесии, подобно тому как это имеет место в зоне лучистого равновесия на Солнце (§ 120). Звезды нижней части главной последовательности по своему строению подобны Солнцу. При протон-протонной реакции мощность энерговыделения зависит от температуры почти так же, как и поток излучения, в центре звезды конвекция не возникает и ядро оказывается лучистым. Зато из-за сильной непрозрачности более холодных наружных слоев у звезд нижней части главной последовательности образуются протяженные наружные конвективные оболочки (зоны). Чем холоднее звезда, тем на большую глубину происходит перемешивание. Если у Солнца только 2% наружных подфотосферных слоев охвачены конвекцией, то у карлика KV с массой 0,6 M¤ в перемешивании участвует 10% всей массы. Субкарлики, отличающиеся низким содержанием тяжелых элементов, - хороший пример существенной зависимости строения звезды от химического ее состава. Непрозрачность звездного вещества оказывается пропорциональной содержанию тяжелых элементов, поскольку в сильно ионизованной плазме все легкие элементы полностью лишены своих электронов и атомы их не могут поглощать кванты. В основном поглощение производят ионизованные атомы тяжелых элементов, сохранившие еще часть своих электронов. Субкарлики - старые звезды, возникшие на ранних стадиях эволюции Галактики из вещества, не побывавшего еще в недрах звезд, а потому бедного тяжелыми элементами. Поэтому вещество субкарликов отличается большей прозрачностью по сравнению с звездами главной последовательности, что облегчает лучистый перенос энергии из их недр, не требующий возникновения конвективных зон. Красные гиганты имеют крайне неоднородную структуру. К этому выводу легко прийти, если рассмотреть, как должна меняться со временем структура звезд главной последовательности. По мере выгорания водорода в центральных слоях звезды область энерговыделения постепенно смещается в периферические слои. В результате образуется тонкий слой энерговыделения, где только и может происходить водородная реакция. Он разделяет звезду на две существенно различные части: внутреннюю - почти лишенное водорода 'гелиевое' ядро, в котором ядерных реакций нет по причине отсутствия водорода, и внешнюю, в которой, хотя и есть водород, но температура и давление недостаточны для протекания реакции. На первых порах давление в слое энерговыделения больше, чем в ядре, которое поэтому начинает сжиматься, и, выделяя гравитационную энергию, разогревается. Это сжатие происходит до тех пор, пока газ не станет вырожденным (у такого газа давление не зависит от температуры; см. § 104). Тогда огромное давление, необходимое для предотвращения дальнейшего сжатия, обеспечится неимоверным увеличением плотности. У звезды с массой в 1,3 M¤, как показывает расчет, возникает ядро, состоящее в основном из гелия, в который превратился весь находившийся в нем водород. Температура гелиевого ядра при этом недостаточно велика для того, чтобы началась следующая возможная ядерная реакция превращения гелия в углерод. Поэтому гелиевое ядро оказывается лишенным ядерных источников энергии и изотермичным. Оно содержит около четверти массы всей звезды, но при этом обладает размерами только в 1/1000 ее радиуса. Плотность в центре такого ядра достигает 350 кг/см3! Оно окружено оболочкой почти такой же протяженности, где происходит энерговыделение. Затем следует лучистая зона толщиной и 0,1 радиуса. Примерно 70% (по массе) наружных слоев звезды, составляющих 0,9
