Распределение звезд по массе и возрасту

 

Рис 8.4

Звёзды разной массы встречаются не одинаково часто: доля формирующихся звезд увеличивается по мере уменьшения их массы, вплоть до предельной массы в 0,08 М_¤, ниже которой лежат коричневые карлики. Астрономические наблюдения и теоретические оценки дают следующую зависимость между количеством сформировавшихся в галактическом диске звезд и их массой:

 

d n = k 0,035 M ^{– 1,3} d M при 0,08 < M < 0,05 М_¤

 

= k 0,019 M ^{– 2,2} d M 0,05 < M < 1,0 М_¤ (8.3)

 

= k 0,019 M ^{– 2,7} d M 1,0 < M < 100 М_¤,

 

где d n – число звезд в узком интервале масс M + d M (в единицах массы Солнца, М_¤), а конкретные значения постоянной k зависят от рассматриваемого объема пространства. Это соотношение между d n и d M называют начальной функцией масс (НФМ), которая представлена на рис. 8.4 в виде непрерывной кривой при произвольном масштабе по оси ординат. Буквы на оси абсцисс указывают спектральный класс звезд, из чего легко заключить, что наиболее распространенными являются звезды небольшой массы, особенно карлики класса M, в то время, как звезды класса O встречаются крайне редко. На рис. 8.4 точками представлены данные по ближайшим к Солнцу звездам, удалённым не более чем на 30 св. лет. Почти все они относятся к главной последовательности, что позволяет сравнивать их количество с соответствующими значениями НФМ. Как видим, совпадение вполне удовлетворительное, а небольшое расхождение в области малых масс легко объясняется тем, что эти звезды имеют очень низкую светимость, поэтому не все их удается заметить на расстояниях от 15 до 30 св. лет.

 

8.2. Звезды, пригодные для жизни

 

В разделе 7.2 мы уже говорили о стерилизации, ожидающей Солнечную систему после того, как Солнце станет гигантом. Подобная судьба уготована каждой планетной системе, когда её центральное светило станет гигантом или сверхгигантом. Поэтому, рассуждая о звёздах, пригодных для существования рядом с ними населённых планет, мы сосредоточим внимание лишь на тех из них, которые находятся на главной последовательности.

 

Таблица 8.2. Время жизни звезд на главной последовательности (ГП) в зависимости от их начальной массы (химический состав предполагается солнечный)

 

Начальная масса звезды, М¤			3,0	1,5	1,0	0,75	0,50
Время жизни на ГП, млн. лет	3,0			3 000	11 000	25 000	100 000
Спектральный класс (прибл.)	О8	B1	A0	F2	G2	K2	M0

 

 

Время жизни звёзд на главной последовательности и возможность обнаружения жизни на больших расстояниях

 

Время эволюции звезды на главной последовательности имеет большое значение – оно должно быть достаточно продолжительным. Только в этом случае жизнь успеет видоизменить атмосферу или поверхность планеты

настолько, что мы сможем заметить это с большого расстояния. В разд. 3.2.3 отмечалось, что возраст Земли (а значит, и Солнца) был уже не менее 2 млрд. лет к тому моменту, когда на нашей планете произошли столь заметные изменения, в частности, резко возросло содержание кислорода в атмосфере. С того момента, или чуть позже, перемены в свойствах атмосферы и поверхности Земли уже мог отметить далекий космический наблюдатель. Так что, за минимальное время пребывания звезды на главной последовательности, позволяющее жизни достигнуть заметных издалека проявлений, мы примем 2 млрд. лет, отдавая себе отчёт в неопределенности этого срока.

Итак, мы исключаем из рассмотрения звезды, срок пребывания которых на главной последовательности составляет менее 2 млрд. лет. Разумеется, это не означает, что все остальные звезды имеют обитаемые планеты, наличие жизни на которых можно зафиксировать издалека. Продолжительность жизни звезды на главной последовательности – это лишь одно из множества ограничений, которые мы накладываем на звезды и планетные системы, способные стать прибежищем жизни, обнаружимой издалека.

В таблице 8.2 для звёзд различной начальной массы приведена продолжительность их жизни на главной последовательности; приблизительно указан и их спектральный класс. Легко заметить, что с ростом массы резко уменьшается предельный возраст звезды. Масса "сгорающего" в звезде водорода приблизительно пропорциональна полной массе звезды; так что, если бы и скорость горения водорода была пропорциональна массе звезды, то время жизни у всех звёзд было бы примерно одинаковым. Но, как видим, скорость расхода водородного топлива существенно возрастает с ростом массы звезды, что можно объяснить более высокой температурой в ядрах массивных звёзд и вызванным этим ростом скорости реакций водородного синтеза. Приняв в качестве нижнего предела возраст 2 млрд. лет, мы должны сразу исключить из рассмотрения все звезды спектральных классов O, B и A, поскольку сроки их жизни явно недостаточны для возникновения каких-либо форм жизни, признаки которых могут быть замечены издалека. К счастью, как показывает рис. 8.4, число таких звёзд очень мало.

Но, кроме этого, мы должны вычеркнуть из списка претендентов те молодые звезды спектральных классов F, G, K и M, возраст которых составляет менее 2 млрд. лет. На этом мы теряем ещё примерно 10% звёзд.

 

Металличность

 

Хотя данные таблицы 8.2 относятся только к звездам, по металличности подобным нашему Солнцу, приведенные выше соображения в основном верны и для звезд, имеющих иной химический состав. Но мы, очевидно, должны исключить из рассмотрения звезды с очень низкой металличностью, даже если они способны долго жить на главной последовательности. Причина в том, что в их околозвездных дисках содержалось так мало элементов типа железа, силикатов и воды, что формирование в этих дисках сколько-нибудь массивных планет каменистого или каменно-ледяного состава представляется маловероятным. При металличности вдвое меньше, чем у Солнца (2%), могут рождаться лишь очень небольшие каменистые планеты, с массой около 10% массы Земли (т.е. такие, как Марс). В разделе 4.2 уже отмечалось, что подобные планеты примерно за миллиард лет теряют свою атмосферу, которая частично улетучивается в космос, частично связывается веществом коры. Так что зарождение жизни на них маловероятно, не говоря уже об обнаружении её признаков издалека.

Кроме того, требуется не просто наличие тяжёлых элементов, а вполне определенных, необходимых для активизации геологических процессов, которые воспроизводят атмосферу. К тому же, в ядре планеты должны содержаться некоторые долгоживущие радиоизотопы (особенно ⁴⁰K, ²³⁵U, ²³⁸U и ²³²Th), распад которых длительное время поддерживает высокую температуру недр планеты, хотя в настоящее время трудно оценить, насколько существенными являются эти требования.

Звезды с низкой металличностью возникли более 10 млрд. лет назад, когда Галактика была ещё юной. В те далекие времена состав межзвёздного вещества (из которого формировались звёзды) был близок к первичному, имевшему низкое обилие тяжёлых элементов. Доля G-, K- и M-карликов с возрастом не менее 10 млрд. лет (табл. 8.2) по некоторым оценкам составляет около 20% от общего числа звезд, и все они, по-видимому, не имеют пригодных для жизни планет. Впоследствии короткоживущие массивные звёзды, в недрах которых термоядерные реакции увеличили содержание тяжелых элементов, обогатили этими элементами межзвездную среду, когда на стадии гиганта, сверхгиганта и ещё позже активно выбрасывали своё вещество. Формирующиеся в межзвёздных облаках звёзды следующих поколений оказались уже богаче тяжёлыми элементами, что позволяет ожидать рядом с ними наличия планет, пригодных для жизни; хотя некоторые из этих звёзд могут оказаться слишком юными для развития жизни в их планетной системе.

Таким образом, к оставшимся в нашем списке звездам, рядом с которыми не исключено наличие планет с развитой жизнью, признаки которой могут быть обнаружены с большого расстояния, следует отнести звёзды спектральных классов F, G, K и M главной последовательности, имеющие высокую металличность. Это звёзды с массами меньше 2 M_¤ и временем жизни на главной последовательности не менее 2 млрд. лет, но с возрастом более 2 млрд. лет. Из этого списка мы должны исключить те двойные звезды, у которых расстояние между компонентами слишком мало (см. разд. 8.1.1). Ещё некоторые ограничения мы обсудим ниже, в разделе 8.3.

Существует мнение, что из списка также следует исключить все M-карлики, т.е. звёзды спектрального класса M главной последовательности. Но если мы это сделаем, то исключим наиболее распространенные звёзды (рис. 8.4), после чего количество звёзд в Галактике, удовлетворяющих нашим требованиям, сократится раз в пять. Однако в следующем разделе мы попробуем выявить случаи, когда исключение M-карликов не является обязательным.

 

М-карлики

 

Возможность звёзд-карликов спектрального класса M иметь пригодные для жизни планеты сталкивается с четырьмя проблемами: ширина зоны жизни, синхронное вращение планет, слабости излучения в видимом диапазоне, а также сильная переменность излучения М-карликов.

 

Ширина зоны жизни

 

Рис 8.5

На рис. 8.5 показана ширина зон жизни вокруг двух звезд-карликов: спектрального класса М0 с массой 0,5 М_¤ и класса G2 с массой 1,0 М_¤ (металличность – как у Солнца). Мы использовали те же два критерия, которые ранее (разд. 4.2) применяли к Солнцу, хотя, конечно, не стоит переоценивать точность критериев при сравнении двух разных звезд. Зона жизни вокруг M-карлика располагается намного ближе к звезде из-за её низкой светимости. Впрочем, эта зона была бы ещё ближе, если бы спектр излучения М-карлика был таким же, как у G-карлика. Но распределение энергии в спектре М-карлика смещено в сторону более длинных волн из-за его более низкой температуры (см. табл. 8.1). Поэтому меньшая доля излучения отражается от планеты, и на том же расстоянии от звезды она нагревается сильнее.

Зона жизни M-карлика не только ближе к звезде, но и уже. У молодой звезды с массой 0,5 М_¤ её ширина составляет около 0,2 а.е., тогда как у звезды с массой 1,0 М_¤ – примерно 0,7 а.е. А спустя 5 млрд. лет у M-карлика ширина ЗЖ по прежнему равна 0,2 а.е., тогда как у более массивной звезды увеличивается до 0,9 а.е. Именно поэтому некоторые считают маловероятным попадание планеты в зону жизни М-карлика. Однако, это не сильно снижает шанс обнаружить такую планету, а если масштаб планетной уменьшается пропорционально ширине ЗЖ, то не снижает его вовсе.

 

Синхронное вращение

 

Рис 8.6

Рассмотрим быстро вращающуюся планету. Если бы она была жидкой, приливный эффект постоянно держал бы её вытянутой в направлении на звезду. Реальные планеты не вполне жидкие. Поэтому, вследствие вращения планеты относительно звезды, приливные выступы отклоняются от этого направления (рис. 8.6). Звезда своим притяжением старается развернуть приливные "горбы" A и B так, чтобы линия AB была точно нацелена на звезду. Возникающий при этом момент сил противоположен по направлению вращению планеты и поэтому тормозит вращение (или наоборот – ускоряет, если вращение с самого начала было слишком медленным). После достаточного числа оборотов планеты её орбитальный период начнёт совпадать с суточным периодом – это и есть синхронное вращение (мы уже встречались с ним в разд. 4.3.2). Такое движение принято называть приливным захватом, поскольку при этом приливные выступы постоянно ориентированы вдоль направления на звезду. При таком синхронном вращении к звезде постоянно обращено одно и то же полушарие

планеты (если эксцентриситет её орбиты невелик). Синхронное вращение должно быть характерно для планет в зоне жизни М-карликов из-за близости планеты к звезде и вытекающего отсюда мощного приливного эффекта.

Синхронное вращение считается неблагоприятным для жизни, поскольку при этом тёмная сторона планеты действует как холодная ловушка, способная конденсировать многие составляющие атмосферы. Однако было показано, что при уровне облучения, характерном для внутренней части ЗЖ вокруг М-карлика,

даже у синхронно вращающейся планеты атмосфера из СО₂ с давлением 10⁴ Па способна создать парниковый эффект, который предотвратит коллапс атмосферы и, более того, обеспечит существование водного слоя на поверхности планеты или, по крайней мере, в глубинах океана под слоем льда. Атмосферное давление у поверхности Земли 10⁵ Па, и хотя парциальное давление СО₂ при этом всего лишь 35 Па (табл. 2.1), в прошлом оно было намного больше: в разделе 3.2.3 отмечалось, что снижение содержания СО₂ было обусловлено ростом светимости Солнца от 70% современного уровня за 4,6 млрд. лет. Светимость же М-карликов за такое время практически не меняется, поэтому уровень содержания СО₂ на планетах их систем вполне может сохраняться. В любом случае, водяной пар создаёт собственный парниковый эффект и может снизить требуемый уровень содержания СО₂. Так что синхронное вращение планеты не обязательно должно считаться препятствием для возникновения жизни.