Откуда мы знаем, что происходит со звездами в течение их жизненного цикла?

Или все это было сделано исключительно с помощью математической дедукции, основанной на моделях, которые мы построили на основе наших знаний о ядерном синтезе и делении?

Это почти все. Как правило, звезды развиваются недостаточно быстро, чтобы мы могли увидеть, как это происходит*, поэтому у нас остается проблема, больше похожая на археологическую: мы видим звезды в различных состояниях, и от нас зависит создание модели того, как они все подходить друг другу. Наши «эксперименты» числовые.

Тем не менее, несмотря на все открытые проблемы в звездной физике, модель, которую мы имеем, довольно проста и очень хорошо работает для понимания различных классов звезд. Основные предположения заключаются в том, что звезды представляют собой самогравитирующие сферически-симметричные шары непрозрачной плазмы, находящиеся в гидростатическом и локальном тепловом равновесии. Это уже говорит вам о том, что центры достаточно горячие и плотные, чтобы инициировать ядерные реакции. Добавление их в уравнения дает основной источник долговременного баланса давления. Вы также обнаружите, что в некоторых местах плазма неустойчива к конвекции, поэтому для этого вам тоже придется использовать модель. Далее остается только позволить моделям эволюционировать (в основном потому, что реакции изменяют химический состав), и вы обнаружите, что можете воспроизвести большинство основных звездных типов, и поэтому сделаете вывод, скажем, что Солнце станет красным гигантом. Количественные прогнозы могут быть немного ошибочными, но качественно все сходится.

Однако есть некоторые звезды, которые путают эту картину. Самая серьезная сложность, на мой взгляд, заключается в том, что звезды часто находятся достаточно близко к другим звездам, чтобы взаимодействовать с ними, и это может ввести вас в заблуждение, заставив вас неправильно понять, что происходит. Например, вы можете прочитать о парадоксе Алголя или о голубых отставших , оба из которых бросают вызов выводам из картины с одной звездой.

Звездные ветры — еще одна вещь, усложняющая картину. Что мы в противном случае должны делать со звездами Вольфа-Райе и субкарликами B и субкарликами O звездами? Они не исходят из простой картины, если только мы не добавим в модель существенные ветры, а наши формулы в основном все еще эмпирические.

Многие другие детали остаются неопределенными, но простая картина одиночной звезды, основанная на разумных физических предположениях, объясняет большую часть того, что мы видим, из чего мы заключаем, что она должна быть, по крайней мере, в основном правильной.

* Интересным исключением являются сверхновые звезды. Мы не только видим, как развивается сверхновая, но теперь мы можем посмотреть на изображения, сделанные до сверхновой, чтобы определить, какая звезда была прародительницей.

Наши идеи о том, как развиваются звезды, во многом основаны на численном моделировании — решении довольно хорошо изученных уравнений звездной структуры .

Однако есть несколько взаимосвязанных тестов и ограничений для этих моделей, которые говорят нам, что у нас есть более или менее правильные идеи. Есть, конечно, «детали», которые еще предстоит разобрать (теории о смешивании внутри звезд, роли вращения, магнитных полей и т. д.), но общий охват того, как происходит звездная эволюция, является решенной проблемой. Первый тест — посмотреть, как наши модели сейчас предсказывают свойства Солнца.. Это важно, потому что (а) мы можем очень точно измерить эти свойства и (б) мы можем напрямую оценить возраст Солнца, используя радиоизотопное датирование материала Солнечной системы. Хотя есть некоторые настраиваемые параметры, мы в основном обнаруживаем, что можем объяснить структуру, радиус, светимость, выход нейтрино и гелиосейсмологические наблюдения Солнца, используя наши модели с массой, составом и возрастом Солнца в качестве входных данных.

Теперь эти модели можно с некоторой уверенностью использовать для предсказания свойств других звезд другого возраста. Второе важное ограничение моделей возникает из-за того, что мы рассматриваем группы звезд одного возраста , но с разным диапазоном масс. Они находятся в звездных скоплениях, где в первом порядке можно считать, что все звезды родились в одно и то же время с одинаковым химическим составом. Наши модели предсказывают, как светимость, радиус и эффективная температура таких звезд должны зависеть от их массы. Модели и данные можно сравнить на диаграмме Герцшпрунга-Рассела (светимость в зависимости от температуры) или, если мы не знаем расстояния до скопления, в диаграмме гравитации на поверхности (которую можно определить по спектрам) в зависимости от температуры. Единственным свободным параметром является возраст, который затем определяется путем подгонки моделей к данным.

Таким образом, скопления можно расположить в последовательности в соответствии с их возрастом, и мы можем увидеть, как звездная эволюция идет от одного возраста к другому. Мы видим, что в очень молодых скоплениях нет ни красных гигантов, ни белых карликов, что указывает на то, что это более поздние стадии звездной эволюции. Скопления, которые немного старше, не содержат звезд главной последовательности с большой массой (следовательно, у них должна быть короткая жизнь) исодержат красных гигантов. т.е. Звезды главной последовательности с большой массой превратились в красных гигантов. Скопления, которые намного старше, не содержат звезд главной последовательности более массивных, чем Солнце, несколько красных гигантов и множество белых карликов. Это говорит нам о том, что время жизни на главной последовательности обратно пропорционально массе, что фаза красных гигантов относительно недолговечна и что большинство звезд заканчивают свою жизнь как медленно остывающие белые карлики. И так далее...

Третьим важным испытанием являются затменные двойные звезды. В этих системах мы можем измерить массу и радиус обеих звезд, а также предположить, что они родились одновременно. Модели звездной эволюции должны соответствовать массам и радиусам обоих компонентов в одном возрасте и с использованием химического состава, который можно оценить с помощью спектроскопических наблюдений. Во многих случаях у нас могут быть двойные системы с разными массами компонентов, где две звезды находятся на разных стадиях эволюции.

Не существует единственного волшебного наблюдения, которое говорит нам, правильны ли модели. Они должны объяснить совокупность наблюдений за разнообразными популяциями. Только тогда мы можем быть уверены, что наше понимание звездной эволюции в основном правильное.