Про Вселенную, голубые карлики и красные гиганты

 

по статье 

F.C. Adams, P. Bodenheimer & G. Laughlin: M dwarfs: planet formation and long term evolution 

Эволюция красных карликов в долгосрочной перспективе. 

Длительность жизни звезд солнечного типа вполне себе сравнима с текущим возрастом Вселенной. Иные рекордсмены - звезды-старички-горцы - дожили до почтенного возраста в 13.7 гигалет (!). Но звезды меньшей массы живут еще дольше! Поэтому их никто еще не видел на смертном одре, да, откровенно говоря, и теоретических изысканий на эту тему было немного. 

Адамс и Лафлин поставили себе задачу понять, что же может произойти с красными карликами малой массы, и заодно, если получится, провести грань между звездами, которые в конце жизни пухнут в красные гиганты, и теми, кто влачит свое жалкое существование миллиарды лет «без смысла и продолженья». 

Вырисовалась вот такая картина. 

Отдельные треки соответствуют разным массам М-карликов – от 0.25 масс Солнца до 0.06 масс Солнца. По горизонтали – температура, по вертикали – логарифм отношения светимости карлика к светимости Солнца. Обратите внимание на врезку – это зависимость продолжительности жизни М-карлика от его массы – то есть карлик массой 0.25 солнечных живет около триллиона лет, 0.1 солнечной - почти 6 трлн лет, а еще меньшей массы – уму не постижимые 10.4 трлн лет! Как результат, у таких звезд достаточно времени, чтобы попытаться спалить весь свой водород. В то время как звезда массой Солнца выжигает всего 10% своего водорода за свою жизнь на главной последовательности, у такого карлика с запасом водорода всего лишь 10% от солнечного, впереди – почти целая вечность, чтобы попытаться спалить все. 

Один из самых интересных результатов этой работы – маленькие М-карлики не становятся красными гигантами на склоне своего жизненного пути. Вместо этого они сохраняют свой размер, но в конце жизни сильно увеличивают температуру поверхности, становясь... голубыми карликами! Конечно, со временем, они дожгут все, что у них есть, и станут постепенно остывающей головешкой – белым карликом, чтобы потом потухнуть уже навсегда. 

Как показывают треки, самые маленькие звезды, которые в конце жизни станут красными гигантами – массой в четверть массы Солнца! Но случится это еще через триллион лет, и значит, вся основная эволюция звезд в Галактике еще впереди. 

Еще один удивительный результат – посмотрите на трек звезды массой 0.16 масс Солнца. Незадолго до смерти, у таких звезд будет период сравнительно постоянной, повышенной светимости в треть солнечной. Эта эпоха длится порядка 5 млрд лет, в это время граница зоны обитаемости в таких системах должна отодвинуться дальше, и это значит, что у планет таких звезд будет шанс выбраться из холода и забвения, и, возможно, даже добраться до таких температур и такой стабильности, при которых на их поверхности может зародиться и зацвести жизнь. 

Если теперь посмотреть на эволюцию всей Галактики, рисуется такая картина. Постепенно, за 1-2 текущих возрастов Вселенной, Галактика должна выработать весь свой водород. К счастью, это время может продлиться за счет повторного использования водорода умерших звезд солнечного типа на главной последовательности (которые, как мы уже указали, выжигают за жизнь всего лишь 10% своих запасов), а также возможное уменьшение скорости, с которой Галактика рождает новые звезды. С учетом этих факторов, время, за которое Галактика исчерпает весь свой газ, увеличивается до 1 трлн лет. 

Звездное население неотвратимо будет стареть. Это значит, что первыми умрут самые массивные звезды. Доля, которую они вносили в общую светимость всей Галактики, должна, в принципе, постепенно компенсироваться увеличением светимости меньших звезд, и вычисления показывают, что с течением времени кривая интегральной светимости Галактики остается удивительно постоянной. 

Почему звезды становятся красными гигантами? 

Все астрономы – от мала до велика – знают, что Солнце в конце концов станет красным гигантом. В то же время хорошего обоснования, почему именно так, просто не было. Но изучение красных карликов может дать ключ и к этому замочку. 

Светимость, радиус и температура фотосферы звезд связаны простым законом 

С возрастом светимость звезды начинает расти. Это значит, что она может увеличить свой радиус, становясь красным гигантом, или, оставшись маленькой, увеличивать свою температуру – становясь «голубым карликом». Как именно звезда будет решать проблему своей светимости – зависит от многих параметров, среди которых – непрозрачность фотосферы, «металличность» звезды (количество элементов тяжелее гелия) и еще кое-какие. 

Для случая металличности таких звезд, как наше Солнце, влиянием прочих факторов можно пренебречь, поэтому решение сводится к определению критериев непрозрачности фотосферы. 

Около поверхности звезды, в ее фотосфере, вся конвекция хочешь не хочешь, кончается, и звезде не остается ничего другого, кроме излучения этой энергии в космос. Здесь астрономы заняты т.н. проблемой границы непрозрачности, которая увеличивается при достаточно высоких температурах вследствие ионизации водорода, или наоборот, достаточно низких температурах, когда начинают образовываться молекулы и целые зерна материи. Поэтому фотосфере звезды приходится держаться в определенном диапазоне температур, чтобы пропускать наружу излучение. И это значит, что температура фотосферы не может расти до бесконечности – рано или поздно фотосфера наткнется на «стену непрозрачности» для излучения, что накладывает серьезные ограничения на светимость звезды. Как результат, у звезды просто не остается выбора кроме как начать увеличиваться в размерах. 

У красных же карликов фотосферы не находятся близко к стене непрозрачности, поэтому они могут свободно увеличивать свою температуру, пока не станут голубыми карликами. 

Комментарий д-ра Майкла: трансформирование "взрослых" статей с arxiv.org или Astrophysical Journal и подобных им  в вид, понятный всем и каждому - трудное и рисковое дело. В то же время большой пласт интереснейших вещей остается просто за кадром. Моя цель здесь - передать всего лишь небольшой фрагмент науки "из первых рук", и не факт, что даже в таком упрощенном изложении он будет понятен всем.

Если вам какие-то куски покажутся не совсем логичными, обращайтесь к исходной статье по ссылке.