Происхождение Звезд-Гигантов
Два выдающихся английских физика: Джеймс Джинс и Артур Эддингтон, в 1920-е годы своими усилиями создали базовую теорию формирования и эволюцию звезд. Ими были заполучены изумительные уравнения, в которых описывались все самые основные параметры самосветящихся газовых шаров.
Джинс был чрезмерно одухотворен результатами от своих исследований, в первую очередь их наглядностью и простотой, он писал так: «…для нас понятно, почему у всех звезд имеется аналогичный вес; это из-за того, что они все образованы одинаковым процессом. Очевидно, они похожи на фабричные изделия, которые были сделаны одной и той же машиной».
А Эддингтон, который был более осторожным, с Джинсом практически соглашался: «Благоразумно надеяться на то, что уже в очень скором будущем мы станем понимать, что такое звезда». Но один из старших товарищей Эддингтону на это ответил: «Если посмотреть на вас с расстояния – несколько световых лет, вы бы тоже показались бы слишком простым».
Справедливость этой реплики доказала жизнь. Американский астроном, известный исследователь звезд, Мартин Шварцшильд в 1960 году писал: «Чем мы больше познаем действительное состояние звезд, тем больше оно представляется нам запутанным».
Жизнь баобаба трудно изучать биологу, ему для этого надо тысячи лет прожить. Муху-дрозофилу изучить гораздо проще: сначала родилась, потом через неделю потомство дала, а через две уже умерла. Со звездами происходит тоже самое. Звездымаломассивные миллиарды лет существуют, и практически не изменяются, а звезды, имеющие большую массу, формируются быстро, недолго живут и умирают ярко.
Астрономам нравится изучать массивные звезды. А насколько же массивной может оказаться звезда? Астрономам этот вопрос не дает покоя уже на протяжении долгих десятилетий. Звезды не могут быть слишком массивными, если конечно мы понимаем правильно физику рождения и жизни звезды . Хотя по правде, уже на протяжении полстолетия история астрономии доказывает, что эту физику мы понимаем как раз не совсем правильно.
Температура недр звезды быстро возрастает с ростом массы самой звезды и на внешние слои давление излучения тоже увеличивается. А это должно приводить в свою очередь к потере устойчивости, сбросу оболочки звезды и к возникновению растущих колебаний в ней.
Мартин Шварцшильд, а также и его коллеги в 1959 году оценили теоретически предельную массу звезды в 60 масс Солнца, тогда это уже противоречило наблюдениям, так как известная двойная звезда Пласкетта, с 1922 года уже, полную массу имеет около 150 солнечных, следовательно, главный компонент ее в 75 раз как минимум массивнее Солнца.
Теорию начали улучшать: был учтен ряд деталей, и уже повысился теоретический порог массы до 100 солнечных. Но и астрономы-наблюдатели без дела не сидели. Ими было определено, что по светимости звезда P Лебедя превосходит Солнце почти в миллион раз. А давление собственного света такую звезду разорвало бы на части, только если бы масса ее была меньше 80 – 100 солнечных. Тогда теоретики напряглись.
А между тем, наблюдателями было обнаружено, что имеются звезды, у которых светимость еще больше. К примеру у эты Киля (η Carinae), которая находится в туманности NGC 3372, мощность излучения превосходит солнечную в 5 миллионов раз. У такого «прожектора»масса меньше 200 масс Солнца просто не может быть. А вот теоретики ну никак не могли «сделать» звезду, у которой масса более 150 солнечных.
В то же время наблюдатели не унимались: ими было обнаружено в ядре незначительного звездного скопления Пишмиш 24 (Pismis 24), которое от нас было удалено где-то на 8000 световых лет, если судить по мощности его излучения, по массе превосходящее Солнце раз в 200, а может и 300! И теоретики уже тут не выдержали: «Не верим!» говорят они, и наблюдателей заставили более тщательно присмотреться к звезде-тяжеловесу.
Под руководством Апелланиса Х.М. международная группа астрономов (Институт астрофизики Андалусии, J.M. Apellaniz, Испания) при использовании телескопа «Магеллан» (6,5 метров) и космического телескопа «Хаббл», обнаружили, что звезда-то оказывается двойная! Обращаясь вокруг общего центра масс, рядышком друг с другом живут две солидные звезды, каждая массивнее Солнца где-то в 100 раз.
Еще одна довольно массивная звезда нашлась в этом же скоплении. Это само по себе уже довольно любопытно: в одной берлоге три медведя! Во всей Галактике таких массивных звезд всего насчитывается не более дюжины, а тут вот сразу три, и все в одном месте. Получается, что проверку теория внутреннего строения звезд выдержала , т.е. 150 масс Солнца массы звезд не превосходят (массу эты Киля изначально чуточку преувеличили, и 150 масс Солнца она не превышает ).
Итак, все вроде бы в порядке и астрономы уже могут успокоиться. Но нет, оказывается, что по мере увеличения массы протозвезда быстро наращивает мощность излучения и тогда она начинает активно от себя отталкивать новые порции вещества.
По расчетам можно видеть, что звезды, у которых масса более 15—20 масс Солнца не могут вообще рождаться. Но ведь они есть! Возможно, эти звезды тяжеловесы образуются немного позже, например, когда слипаются несколько молодых звезд? Это пока еще неясно. И еще предстоит поработать над этой проблемой.
