Удивительная Солнечная система. Александр Громов
Читать онлайн книгу.
Типичный состав межзвездной среды, идущей на образование звезд, в нашу эпоху примерно таков: на 1000 атомов приходятся 900 атомов водорода, 90 атомов гелия и лишь 10 атомов других элементов. Где уж малочисленным атомам дейтерия и лития обеспечить энерговыделение, способное остановить сжатие протозвезды! Заметим в скобках, что лития в межзвездной среде в нашу эпоху гораздо меньше, чем было в догалактическую (но уже «вещественную») эру существования Вселенной. Мы помним, что вещество, из которого возникло Солнце (и, конечно, все звезды, формирующееся в наше время), имеет «вторичное происхождение», то есть в прошлом побывало (и не раз) в недрах звезд более ранних поколений. По этой причине лития в межзвездной среде в нашу эпоху очень мало. Дейтерия несколько больше, и именно он горит в ядре протозвезды, все равно, впрочем, не конкурируя по энерговыделению с процессом сжатия!
Между прочим, в середине XIX века великий Гельмгольц, не имевший, понятное дело, никакого представления о ядерных реакциях, предложил медленное сжатие как причину светимости Солнца. Гипотеза не прошла, так как предполагала чрезмерно большой (просто-напросто превышающий радиус орбиты Земли) радиус Солнца во вполне уже исследованные геологами эпохи, конкретно – в миоцене 18 млн лет назад. Понятно, что это не лезло ни в какие ворота. Однако для протозвезд теория Гельмгольца оказалась верной.
На рис. 16 показаны теоретические эволюционные треки для протозвезд разной массы. Звезды солнечной массы дрейфуют влево-вниз, пока не «наткнутся» на главную последовательность; массивные протозвезды дрейфуют влево, практически не меняя своей высокой светимости, а маломассивные протозвезды резко «ныряют» вниз, пока опять-таки не упрутся в главную последовательность и не займут на ней свое, определяемое прежде всего массой место.
Слово «резко» в отношении маломассивных протозвезд употреблено в том смысле, что их трек крутой, а не в том, что процесс превращения маломассивной протозвезды в красный карлик главной последовательности проходит быстро. Как раз наоборот: чем массивнее протозвезда, тем скорее она «садится» на главную последовательность, причем зависимость здесь резко нелинейная. Например, для протозвезды солнечной массы это время составляет около 50 млн лет, для протозвезды вдвое меньшей массы – уже 155 млн лет, а протозвезда с массой в 15 солнечных масс станет нормальной звездой всего-навсего за 60 тысяч лет.
Рис. 16. Эволюционные треки протозвезд разной массы
Маломассивные протозвезды остаются полностью конвективными вплоть до главной последовательности; у звезд солнечной массы еще до достижения главной последовательности развивается лучистое ядро, причем это происходит тем раньше, чем протозвезда массивнее. Газ в лучистом ядре очень горяч, полностью ионизован и практически беспрепятственно пропускает излучение. Ядро Солнца остается лучистым и поныне.
Расчеты показывают, что протозвезда солнечной массы, недавно «севшая» на главную последовательность,