Теория тяготения и эволюция звезд - Зельдович Я.Б.
Скачать (прямая ссылка):
Однако подчеркнем, что линейная теория дает определенный закон нарастания или затухания лишь малой амплитуды колебаний, т. е. число (и знак)Co0 в множителе
Если CO0 0 и колебания нарастают, то при определенной амплитуде включаются нелинейные эффекты, и от этих эффектов зависит окончательная судьба рассматриваемого тела. В одном случае рост колебаний останавливается при определенной амплитуде, в другом случае происходит взрыв и разрушение тела. В первом случае расчет предельной амплитуды труден, но период колебаний и сам факт колебательной неустойчивости хорошо описывается линейной теорией. В последнее время появились работы [см. Зиберт (1970), Алпенцеллер (1970)], в которых утверждается, что в звездах, даже 100 М© и более, нелинейные эффекты ограничивают амплитуду пульсаций и не приводят к разрушению звезды.
Отметим, наконец, что генерация колебаний за счет ядерных реакций в центральной части звезды и затухание колебаний в обо- § з] УСТОЙЧИВОСТЬ эволюции ЗВЕЗДЫ
349
лочке, характерные для звезд большой массы, получены в расчете и до сих пор не имеют прямого наблюдательного подтверждения. Хорошо известные пульсирующие переменные звезды, так называемые цефеиды, по современным взглядам представляют собой звезды не слишком большой массы (несколько M0) на определенной стадии эволюции между главной последовательностью и гигантами.
Как показал Жевакин (1963) 1см. также Кристи (1968)], в этом случае возбуждение колебаний зависит как раз от тепловых процессов в оболочке. При неполной ионизации гелия (или водорода) в достаточно толстом слое, зависимость теплопроводности от плотности и температуры такова, что колебания усиливаются.
§ 3. Устойчивость эволюции звезды
Астрономические наблюдения показывают наличие большого качественного разнообразия в мире звезд. Это разнообразие касается, например, химического и изотопного состава звезд: наблюдаются звезды, в которых содержание редких земель в 1000 раз больше среднего, звезды с отношением G13 : С12 ж 1 (вместо 0,01 на Земле); известна, наконец, одна звезда с He3 : He4 = 4 (вместо обычного отношения 10~7). Есть и другие аномалии. Некоторые звезды имеют аномально большие магнитные поля. Есть звезды, периодически меняющие свой блеск (цефеиды), звезды, регулярно вспыхивающие, наконец, звезды, испытывающие катастрофические взрывы (сверхновые). Известный пример вспышки сверхновой — это взрыв, давший начало Крабовидной туманности.
Очень грубо можно считать, что все недавно образовавшиеся молодые звезды, состоящие примерно из 70% водорода, 29% гелия и 1% более тяжелых элементов, похожи друг на друга. Все свойства таких звезд полностью определяютсямассой; эти звезды образуют однопараметрическое семейство. На диаграмме спектр — светимость они образуют «главцую последовательность» Герцшпрун-га — Рессела. Понятие молодости звезды в свою очередь зависит от скорости расходования горючего: звезда с M — M© достигает среднего возраста через 5« IO9 лет, звезда с массой 30 Mq исчерпывает водород и старится за 6-Ю6 лет. Следует заметить, что звезда, почти полностью исчерпавшая водород в центре, еще не сильно отличается по внешним параметрам от совсем молодой и лишь затем начинает сравнительно быстро меняться.
Именно для периода эволюции после исчерпания водорода характерно разнообразие наблюдаемых свойств и поведения звезды. Вопросы, возникающие в связи с| этой стадией эволюции, не полностью разъяснены и, по-видимому, не связаны специально с релятивистскими эффектами. Поэтому мы остановимся на них только очень кратко. Подробнее см. обзор Ибен (1967). 350
ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД
trrt. її
Какие параметры могут создавать разнообразие свойств звезд> если полагать, что все звезды первоначально конденсируются из газа примерно одинакового состава? Ведь все звезды проходят на главной последовательности летическую стадию *): звезда «забывает» об асимметрии, турбулентности и температуре облака исходного газа, из которого она конденсировалась.
Что же «запоминает» звезда, от чего может зависеть дальнейшее ее развитие? Выше упоминается основная характеристика звезды — масса. В период горения водорода, при положении звезды на главной последовательности, потеря массы пренебрежимо мала, масса сохраняется. Второй величиной, сохраняющейся во время образования звезды, является начальный химический состав. Третья сохраняющаяся величина — момент вращения звезды. По-видимому, магнитные свойства тоже следует рассматривать как врожденное свойство звезды, как инвариант. Впрочем, здесь положение отнюдь не очевидно, до сих пор не выяснено, в какой мере магнитное поле звезды является результатом усиления магнитного поля межзвездной среды при конденсации звезды. Другая возможность — появление магнитных полей как результат конвективных движений (динамоэффект) [С. И. Брагинский (1964)] (ср. теорему Бэтчелора о магнитном поле в турбулентной проводящей жидкости). Существенный прогресс в теории генерации магнитного поля достигнут в последние годы. См. работы Штеенбека (1963) и последующие работы Штеенбека, Краузе и Редлера (1966), Вайнштейна (1970). Наконец, на судьбу звезды может существенно влиять наличие близкой соседней звезды, с которой она образует тесную двойную систему [Мартынов (1965); Киппенхан, Вейгерт (1967 ; Пачинский (1966) ]. Об этом часто забывают теоретики, между гем среди определенных классов звезд двойные весьма распространены; есть предположение, что все «новые» являются двойными. Напомним в этой связи соображения о возрасте двух компонент Сириуса (см. далее § 7 гл. 12), напомним также ограничения, налагаемые на параметры двойных звезд излучением гравитационных волн (Брагинский, 1965).
