100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд - [13]

Рис. 2.11. Главная последовательность на диаграмме Г-Р. Слева показано стрелками, в каких точках диаграммы расположены звезды определенной массы (в единицах массы Солнца М). Поскольку масса Солнца определяет запасы ядерного горючего; го, зная для каждой точки главной последовательности светимость звезд, можно определить время, в течение которого звезда, расположенная в определенном месте главной последовательности, сможет светить за счет превращения водорода в гелий. Эти отрезки времени отмечены стрелками справа. Звезды, которые более чем в 39 раз тяжелее Солнца, исчерпывают свой водород уже за 1 миллион лет. Звезды в 2 раза легче Солнца могут светить целых 100 миллиардов лет. Сравнение с рис. 2.10 позволяет определить возраст звездных скоплений.

Когда всю жизнь занимаешься звездами, начинаешь замечать, как велико сходство между ними и людьми. Вот и здесь мы видим, что чем больше масса, тем короче продолжительность жизни!

Возраст звездных скоплений

Если рассмотреть группу звезд в главной последовательности, которые существуют за счет сжигания водорода, причем звезды эти будут разной массы, но одинакового возраста, то прежде всего мы заметим исчерпание ядерного горючего у наиболее тяжелых звезд из верхней части главной последовательности. С течением времени запасы энергии будут заканчиваться у все более легких звезд. Спустя 7 миллиардов лет запасы водорода исчерпаются и у звезд с массой, равной массе Солнца.

Можно ли заметить этот эффект, наблюдая звездные скопления? Посмотрим еще раз на диаграмму Г-Р скопления Гиад (рис. 2.8). Основная последовательность этого звездного скопления заполнена вплоть до светимости в 20 раз больше визуальной светимости Солнца. Это соответствует массам, которые в 2,5 раза больше солнечной. Продолжительность горения водорода в таких звездах составляет около 800 миллионов лет (см. рис. 2.11). Если группа звезд одинакового возраста существует 800 миллионов лет с начала ядерной реакции превращения водорода в гелий, то у звезд с массой в 2,5 раза больше массы Солнца запасы водорода уже подойдут к концу, в то время как звезды меньшей массы все еще будут жить за счет сжигания водорода. Быть может, именно по этой причине верхняя часть главной последовательности в скоплении Гиад не занята?

В других звездных скоплениях главная последовательность обрывается при иных значениях светимости, а значит, и массы. Так, например, в скоплении Плеяд существуют звезды главной последовательности со светимостью в 140 раз больше солнечной. Это соответствует звездам примерно в 6 солнечных масс, продолжительность жизни которых при сжигании водорода составляет только 100 миллионов лет. Звезды с наиболее высокой яркостью лежат на диаграмме Г — Р Плеяд не совсем точно на главной последовательности. Они немного смещены вправо. Это говорит о первых признаках исчерпания водорода. Таким способом мы можем установить, какие из звездных скоплений старше, а какие моложе. Для этого надо посмотреть на их диаграммы Г-Р и определить, до какой массы заполнена главная последовательность. На рис. 2.10 схематически показано для нескольких звездных скоплений, где прерывается у каждой из них главная последовательность: звездное скопление в созвездии Персея оказалось самым молодым. В этом скоплении главная последовательность заполнена вплоть до светимостей в 1000 раз больше солнечной. Поэтому возраст этого скопления составляет всего 10 миллионов лет. Затем идут Плеяды, еще старше Гиады, и, наконец, самое старое из этих скоплений шаровое скопление МЗ в созвездии Гончих Псов. В этом скоплении главная последовательность заполнена всего лишь до звезд, светимость которых близка к 3 светимостям Солнца. Наиболее яркая звезда главной последовательности всего в 1,3 раза тяжелее Солнца. Если такие небольшие звезды уже готовятся покинуть главную последовательность, то это значит, что возраст скопления МЗ составляет примерно 6-10 миллиардов лет.

Как узнать, на самом ли деле уход звезд в скоплениях с главной последовательности на диаграмме Г-Р означает, что в них исчерпались запасы водорода? Если это так, то мы уже в значительной мере знаем, как развиваются звезды. А именно, звезда остается на главной последовательности до тех пор, пока не исчерпаются запасы водорода в ее недрах. Затем она перемещается направо, в область красных гигантов. Поэтому звезды, покинувшие главную последовательность, находятся справа от нее. Если все это верно, то возникает новый вопрос: каков возраст самых старых звездных скоплений и насколько молоды самые молодые? Что происходит со звездами, когда в их недрах еще не началось ядерное горение водорода? Какие процессы протекают, когда запасы водорода заканчиваются? Хотя мы уже знаем, что уйдя с главной последовательности, звезды становятся красными гигантами, однако они не могут оставаться в этой области очень долго, поскольку их ядерная энергия уже в значительной мере израсходована.

При этом все время следует помнить: пока мы всего лишь предположили, что свойства звезд в звездных скоплениях объясняются исчерпанием запасов ядерной энергии. Хотя эта гипотеза хорошо согласуется с результатами наблюдений, однако мы все еще не можем уверенно сказать, достаточно ли велики температуры и плотности вещества в недрах звезд, чтобы там могли протекать ядерные реакции. Температура на поверхности звезд далеко не достаточна для этого. Откуда мы можем узнать, какие температуры достигаются в звездных недрах? Свет, который поступает к нам от звезд, несет информацию о тонком поверхностном слое. Так, например, у Солнца свет исходит из «атмосферы», масса которой составляет всего одну сотую миллиардной доли общей массы Солнца. Глубже этого слоя мы ничего не видим. И тем не менее мы можем сказать о недрах Солнца больше, чем о недрах нашей Земли. Чем объясняется такой парадокс, мы узнаем в следующей главе.