Звезды: их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное] Шкловский Иосиф Самуилович
Глава 7 Как излучают звезды?
Глава 7 Как излучают звезды?
При температуре порядка десяти миллионов кельвинов и достаточно высокой плотности вещества недра звезды должны быть «наполнены» огромным количеством излучения. Кванты этого излучения непрерывно взаимодействуют с веществом, поглощаясь и переизлучаясь им. В результате таких процессов поле излучения приобретает равновесный характер (строго говоря, почти равновесный характер - см. ниже), т. е. оно описывается известной формулой Планка с параметром T , равным температуре среды. Например, плотность излучения на частоте
в единичном интервале частот равна
Важной характеристикой поля излучения является его интенсивность , обычно обозначаемая символом I
Последняя определяется как количество энергии, протекающее через площадку в один квадратный сантиметр в единичном интервале частот за одну секунду внутри телесного угла в один стерадиан в некотором заданном направлении, причем площадка перпендикулярна к этому направлению. Если для всех направлений величина интенсивности одинакова, то она связана с плотностью излучения простым соотношением
Наконец, особое значение для проблемы внутреннего строения звезд имеет поток излучения , обозначаемый буквой H . Мы можем определить эту важную величину через полное количество энергии, протекающей наружу через некоторую воображаемую сферу, окружающую центр звезды:
| (7.5) |
Если энергия «производится» только в самых внутренних областях звезды, то величина L остается постоянной, т. е. не зависит от произвольно выбранного радиуса r . Полагая r = R , т. е. радиусу звезды, мы найдем смысл L : очевидно, это просто светимость звезды. Что же касается величины потока H , то она меняется с глубиной как r -2 .
Если бы интенсивность излучения по всем направлениям была строго одинакова (т. е., как говорят, поле излучения было бы изотропным ), то поток H был бы равен нулю[ 18 ]. Это легко понять, если представить, что в изотропном поле количество излучения, вытекающее через сферу произвольного радиуса наружу , равно количеству втекающей внутрь этой воображаемой сферы энергии. В условиях звездных недр поле излучения почти изотропно. Это означает, что величина I подавляюще превосходит H . В этом мы можем убедиться непосредственно. Согласно (7.2) и (7.4) при T = 10 7 К I = 10 23 эрг/см 2
стер, а количество излучения, протекающее в каком-нибудь одном направлении («вверх» или «вниз»), будет несколько больше: F = I = 3
10 23 эрг/см 2
с. Между тем величина потока излучения Солнца в его центральной части,. где-нибудь на расстоянии
100 000 км от его центра (это в семь раз меньше солнечного радиуса), будет равна H = L/ 4r 2 = 4
10 33 / 10 21 = 4
10 12 эрг/см 2
с, т.е. в тысячу миллиардов раз меньше. Это объясняется тем, что в солнечных недрах поток излучения наружу («вверх») почти в точности равен потоку внутрь («вниз»). Все дело в этом «почти». Ничтожная разница в интенсивности поля излучения и определяет всю картину излучения звезды. Именно по этой причине мы сделали выше оговорку, что поле излучения почти равновесно. При строго равновесном поле излучения никакого потока излучения не должно быть! Еще раз подчеркнем, что отклонения реального поля излучения в недрах звезд от планковского совершенно ничтожны, что видно из малости отношения H/F
При T
10 7 К максимум энергии в планковском спектре приходится на рентгеновский диапазон. Это следует из хорошо известного из элементарной теории излучения закона Вина:
| (7.6) |
10 -8 см или 3? - типичный рентгеновский диапазон. Количество лучистой энергии, заключенной в недрах Солнца (или какой-нибудь другой звезды), сильно зависит от распределения температуры с глубиной, так как u T 4 . Точная теория звездных недр позволяет получить такую зависимость, откуда следует, что у нашего светила запас лучистой энергии около 10 45 эрг. Если бы ничто не сдерживало кванты этого жесткого излучения, они за пару секунд покинули бы Солнце и эта чудовищная вспышка, несомненно, сожгла бы все живое на поверхности Земли. Это не происходит потому, что излучение буквально «заперто» внутри Солнца. Огромная толща вещества Солнца служит надежным «буфером». Кванты излучения, непрерывно и очень часто поглощаясь атомами, ионами и электронами плазмы солнечного вещества, лишь чрезвычайно медленно «просачиваются» наружу. В процессе такой «диффузии» они существенно меняют свое основное качество - энергию. Если в недрах звезд, как мы видели, их энергия соответствует рентгеновскому диапазону, то с поверхности звезды кванты выходят уже сильно «отощавшими» - их энергия уже соответствует преимущественно оптическому диапазону.
Возникает основной вопрос: чем определяется светимость звезды, т. е. мощность ее излучения? Почему звезда, имеющая огромные ресурсы энергии, так «экономно» расходует их, теряя из этого «запаса» на излучение лишь малую, хотя и вполне определенную часть? Выше мы оценили запас лучистой энергии в недрах звезд. Следует иметь в виду, что эта энергия, взаимодействуя с веществом, непрерывно поглощается и в таком же количестве возобновляется. «Резервуаром» для «наличной» лучистой энергии в недрах звезд служит тепловая энергия частиц вещества. Не представляет особого труда оценить величину тепловой энергии , запасенной в звезде. Для определенности рассмотрим Солнце. Считая, для простоты, что оно состоит только из водорода, и зная его массу, легко найти, что там имеется приблизительно 2
10 57 частиц - протонов и электронов. При температуре T
10 7 К средняя энергия, приходящаяся на одну частицу, будет равна kT = 2
10 -9 эрг, откуда следует, что запас тепловой энергии Солнца W T составляет весьма солидную величину
10 48 эрг. При наблюдаемой мощности солнечного излучения L
10 33 эрг/с этого запаса хватает на 10 15 секунд или
30 миллионов лет. Вопрос состоит в том, почему Солнце имеет именно ту светимость, которую мы наблюдаем? Или, другими словами, почему находящийся в состоянии гидростатического равновесия газовый шар с массой, равной массе Солнца, имеет совершенно определенный радиус и совершенно определенную температуру поверхности, с которой излучение выходит наружу? Ибо светимость любой звезды, в том числе и Солнца, можно представить простым выражением
|
(7.7) |
где T e - температура солнечной поверхности[ 19 ]. Ведь, в принципе, Солнце при тех же массе и радиусе могло бы иметь температуру, скажем, 20 000 К, и тогда его светимость была бы в сотни раз больше. Однако этого нет, что, конечно, не является случайностью.
Выше мы говорили о запасе тепловой энергии в звезде. Наряду с тепловой энергией звезда располагает также солидным запасом других видов энергии. Прежде всего рассмотрим гравитационную энергию. Последняя определяется как энергия гравитационного притяжения всех частиц звезды между собой. Она, конечно, является потенциальной энергией звезды и имеет знак минус. Численно она равна работе, которую нужно затратить, чтобы, преодолевая силу тяготения, «растащить» все части звезды на бесконечно большое расстояние от ее центра. Оценку величины этой энергии можно сделать, если найти энергию гравитационного взаимодействия звезды с самой собой:
Рассмотрим теперь звезду не в равновесном, стационарном состоянии, а в стадии медленного сжатия (как это имеет место для протозвезды; см. § 5). В процессе сжатия гравитационная энергия звезды медленно уменьшается (вспомним, что она отрицательна). Однако, как это видно из формулы (7.9), только половина выделившейся гравитационной энергии перейдет в тепло, т. е. будет затрачена на нагрев вещества. Другая половина выделившейся энергии обязательно должна покинуть звезду в виде излучения. Отсюда следует, что если источником энергии излучения звезды является ее сжатие, то количество излученной за время эволюции энергии равно запасу ее тепловой энергии.
Оставляя пока в стороне очень важный вопрос о причинах, по которым звезда имеет совершенно определенную светимость, сразу же подчеркнем, что если считать источником энергии звезды освобождение ее гравитационной энергии в процессе сжатия (как это полагали в конце XIX века), то мы столкнемся с очень серьезными трудностями. Дело не в том, что для обеспечения наблюдаемой светимости радиус Солнца ежегодно должен уменьшаться примерно на 20 метров - такое ничтожное изменение размеров Солнца современная техника наблюдательной астрономии обнаружить не в состоянии. Трудность в том, что запаса гравитационной энергии Солнца хватило бы лишь на 30 миллионов лет излучения нашего светила при условии, конечно, что оно излучало в прошлом примерно так же, как сейчас. Если в XIX веке, когда известный английский физик Томпсон (лорд Кельвин) выдвинул эту «гравитационную» гипотезу поддержания солнечного излучения, знания о возрасте Земли и Солнца были весьма туманными, то сейчас это уже не так. Геологические данные с большой надежностью позволяют утверждать, что возраст Солнца исчисляется по крайней мере в несколько миллиардов лет, что в сотню раз превышает «кельвинскую шкалу» для его жизни.
Отсюда следует очень важный вывод, что ни тепловая, ни гравитационная энергия не могут обеспечить столь длительное излучение Солнца, а также подавляющего большинства других звезд. Наш век уже давно указал на третий источник энергии излучения Солнца и звезд, имеющий решающее значение для всей нашей проблемы. Речь идет о ядерной энергии (см. § 3). В § 8 мы более подробно и конкретно будем говорить о тех ядерных реакциях, которые протекают в звездных недрах.
Величина запаса ядерной энергии W я = 0, 008Xc 2 M
10 52 эрг превышает сумму гравитационной и тепловой энергии Солнца более чем в 1000 раз. То же самое относится и к подавляющему большинству других звезд. Этого запаса хватит для поддержания излучения Солнца на сто миллиардов лет! Конечно, отсюда не следует, то Солнце будет излучать в течение столь огромного промежутка времени на современном уровне. Но во всяком случае ясно, что запасов ядерного горючего у Солнца и звезд более чем достаточно.
Важно подчеркнуть, что ядерные реакции, происходящие в недрах Солнца и звезд, являются термоядерными . Это означает, что реагируют хотя и быстрые (а поэтому достаточно энергичные) заряженные частицы, но все же тепловые . Дело в том, что частицы газа, нагретого до некоторой температуры, имеют максвеллово распределение скоростей . При температуре
10 7 К средняя энергия тепловых движений частиц близка к 1000 эВ. Эта энергия слишком мала для того, чтобы, преодолев кулоновские силы отталкивания при столкновении двух ядер, попасть в другое ядро и тем самым вызвать ядерное превращение. Необходимая энергия должна быть по крайней мере в десятки раз больше. Существенно, однако, что при максвелловом распределении скоростей всегда найдутся частицы, энергия которых будет значительно превышать среднюю. Их, правда, будет мало, но только они, сталкиваясь с другими ядрами, вызывают ядерные превращения и, следовательно, выделение энергии. Количество таких аномально быстрых, но все же «тепловых» ядер весьма чувствительным образом зависит от температуры вещества . Казалось бы, при такой ситуации ядерные реакции, сопровождающиеся выделением энергии, могут быстро повысить температуру вещества, отчего в свою очередь их скорость резко увеличивается, и звезда смогла бы за сравнительно короткое время израсходовать свой запас ядерного горючего путем увеличения своей светимости. Ведь энергия не может накапливаться в звезде - это привело бы к резкому увеличению давления газа и звезда просто взорвалась бы как перегретый паровой котел. Поэтому вся выделившаяся в недрах звезд ядерная энергия должна покидать звезду; этот процесс и определяет светимость звезды. Но в том-то и дело, что какие бы ни были термоядерные реакции, они не могут идти в звезде с произвольной скоростью. Как только, хотя бы в незначительной степени, произойдет локальный (т. е. местный) разогрев вещества звезды, последнее из-за возросшего давления расширится , отчего согласно формуле Клапейрона произойдет охлаждение . При этом скорость ядерных реакций сразу же упадет и вещество, таким образом, вернется к своему первоначальному состоянию. Этот процесс восстановления нарушенного вследствие локального разогрева гидростатического равновесия, как мы видели раньше, идет весьма быстро.
Таким образом, скорость ядерных реакций как бы «подстраивается» к распределению температуры внутри звезды. Как это ни звучит парадоксально, величина светимости звезды не зависит от ядерных реакций, происходящих в ее недрах! Значение ядерных реакций состоит в том, что они как бы поддерживают установившийся температурный режим на том уровне, который определяется структурой звезды, обеспечивая светимость звезд в течение «космогонических» интервалов времени. Таким образом, «нормальная» звезда (например, Солнце) является великолепно отрегулированной машиной, которая может в течение огромного времени работать в стабильном режиме.
Теперь мы должны подойти к ответу на тот основной вопрос, который был поставлен в начале этого параграфа: если светимость звезды не зависит от находящихся в ней источников энергии, то чем же она определяется? Чтобы ответить на этот вопрос, надо прежде всего понять, каким образом в недрах звезд осуществляется транспортировка (перенос) энергии от центральных частей к периферии. Известны три основных способа переноса энергии: а) теплопроводность, б) конвекция, в) лучеиспускание. У большинства звезд, в том числе и у Солнца, механизм переноса энергии путем теплопроводности оказывается совершенно не эффективным по сравнению с другими механизмами. Исключение составляют недра белых карликов , о которых речь будет идти в § 10. Конвекция имеет место тогда, когда тепловая энергия переносится вместе с веществом. Например, соприкасающийся с горячей поверхностью нагретый газ расширяется, от этого его плотность уменьшается и он удаляется от нагревающего тела - просто «всплывает». На его место опускается холодный газ, который опять нагревается и всплывает, и т. д. Такой процесс может при некоторых условиях происходить довольно бурно. Его роль в самых центральных областях сравнительно массивных звезд, а также в их наружных, «подфотосферных» слоях может быть весьма значительной, о чем речь пойдет ниже. Основным процессом переноса энергии в звездных недрах является все же лучеиспускание .
Мы уже говорили выше, что поле излучения в звездных недрах почти изотропно. Если мы вообразим себе малый объем звездного вещества где-нибудь в недрах звезды, то интенсивность излучения, идущего «снизу», т. е. по направлению от центра звезды, будет чуть-чуть больше, чем из противоположного направления. Именно по этой причине внутри звезды имеется поток излучения. От чего зависит разность интенсивностей излучения, идущего «сверху» и «снизу», т. е. поток излучения? Вообразим на минуту, что вещество звездных недр почти прозрачно. Тогда через наш объем «снизу» будет проходить излучение, которое возникло далеко от него, где-то в самой центральной области звезды. Так как температура там высока, то и интенсивность будет весьма значительной. Наоборот, интенсивность, идущая «сверху», будет соответствовать сравнительно низкой температуре наружных слоев звезды. В этом воображаемом случае разность интенсивностей излучения «снизу» и «сверху» будет весьма велика и ей будет соответствовать огромный поток излучения.
Теперь представим себе другую крайность: вещество звезды очень непрозрачно. Тогда из данного объема можно «видеть» только на расстояние порядка l/
Коэффициент поглощения, рассчитанный на единицу массы[ 20 ]. В недрах Солнца величина l/
Близка к одному миллиметру. Даже странно на первый взгляд, что газ может быть настолько непрозрачным. Ведь мы, находясь в земной атмосфере, видим предметы, удаленные на десятки километров! Такая огромная непрозрачность газообразного вещества звездных недр объясняется его высокой плотностью, а главное - высокой температурой, которая делает газ ионизованным. Ясно, что разница в температуре на протяжении одного миллиметра должна быть совершенно ничтожной. Ее можно грубо оценить, считая перепад температуры от центра Солнца к его поверхности равномерным. Тогда получается, что разность температур на расстоянии 1 мм близка к одной стотысячной градуса. Соответственно этому, ничтожной будет и разница между интенсивностью излучения, идущего «сверху» и «снизу». Следовательно, поток излучения будет ничтожно мал по сравнению с интенсивностью, о чем речь уже шла выше.
Таким образом, мы приходим к важному выводу, что непрозрачность звездного вещества определяет проходящий через него поток излучения, а следовательно, светимость звезды. Чем больше непрозрачность звездного вещества, тем меньше поток излучения. Кроме того, поток излучения должен, конечно, еще зависеть от того, как быстро меняется температура звезды с глубиной. Вообразим себе нагретый газовый шар, температура которого строго постоянна. Совершенно очевидно, что в этом случае поток излучения был бы равен нулю безотносительно к тому, велико или мало поглощение излучения. Ведь при любом
интенсивность излучения «сверху» будет равна интенсивности излучения «снизу», так как температуры строго равны.
Теперь мы вполне можем понять смысл точной формулы, связывающей светимость звезды с основными ее характеристиками:
|
(7.10) |
где символ
означает изменение температуры при продвижении на один сантиметр от центра звезды. Если бы температура была строго постоянной, то
было бы равно нулю. Формула (7.10) выражает то, о чем уже шла речь выше. Поток излучения от звезды (а следовательно, ее светимость) тем больше, чем меньше непрозрачность звездного вещества и сильнее перепад температуры в звездных недрах.
Формула (7.10) позволяет прежде всего получить, светимость звезды, если основные ее характеристики известны. Но прежде чем перейти к численным оценкам, мы эту формулу преобразуем. Выразим T через M , используя формулу (6.2), и примем, что
3M/ 4R 3 .
Тогда, полагая
Будем иметь
|
(7.11) |
Характерной особенностью полученной формулы является то, что из нее выпала зависимость светимости от радиуса звезды. Хотя зависимость от среднего молекулярного веса вещества звездных недр довольно сильная, сама величина
Для большинства звезд меняется в незначительных пределах. Непрозрачность звездного вещества
зависит в первую очередь от наличия в нем тяжелых элементов. Дело в том, что водород и гелий в условиях звездных недр полностью ионизованы и в таком состоянии поглощать излучение почти не могут. Ведь для того, чтобы квант излучения был поглощен, необходимо, чтобы его энергия была полностью израсходована на отрыв электрона от ядра, т. е. на ионизацию. Если же атомы водорода и гелия полностью ионизованы, то, выражаясь просто, и отрывать нечего[ 21 ]. Иное дело тяжелые элементы. Они, как мы видели выше, сохраняют еще часть своих электронов на своих самых внутренних оболочках и поэтому могут довольно эффективно поглощать излучение. Отсюда следует, что хотя относительное содержание тяжелых элементов в звездных недрах мало, их роль непропорционально велика, так как в основном именно они определяют непрозрачность звездного вещества.
Теория приводит к простой зависимости коэффициента поглощения от характеристик вещества (формула Крамерса):
| (7.12) |
Заметим, однако, что эта формула носит довольно приближенный характер. Все же из нее следует, что мы не сделаем очень большой ошибки, если положим величину
не очень сильно меняющейся от звезды к звезде. Точные расчеты показывают, что для горячих массивных звезд
1, между тем как для красных карликов значение
раз в 10 больше. Таким образом, из формулы (7.11) следует, что светимость «нормальной» (т. е. находящейся в равновесии на главной последовательности) звезды в первую очередь зависит от ее массы. Если подставить численное значение всех входящих в формулу коэффициентов, то ее можно переписать в виде
|
(7.13) |
Эта формула дает возможность определить абсолютное значение светимости звезды, если известна ее масса. Например, для Солнца можно принять, что коэффициент поглощения
20, а средняя молекулярная масса
0, 6 (см. выше). Тогда L/L
5, 6. Нас не должно смущать то обстоятельство, что L/L
Не получилось равным единице. Это объясняется чрезвычайной грубостью нашей модели. Точные расчеты, учитывающие распределение температуры Солнца с глубиной, дают значение L/L
Близкое к единице.
Основной смысл формулы (7.13) состоит в том, что она дает зависимость светимости звезды главной последовательности от ее массы . Поэтому формула (7.13) обычно называется «зависимость масса - светимость». Еще раз обратим внимание на то, что такая важнейшая характеристика звезды, как ее радиус , в эту формулу не входит. Нет и намека на зависимость светимости звезды от мощности источников энергии в ее недрах. Последнее обстоятельство имеет принципиальное значение. Как мы уже подчеркивали выше, звезда данной массы как бы сама регулирует мощность источников энергии, .которые «подстраиваются» под ее структуру и «непрозрачность».
Зависимость «масса - светимость» была выведена впервые выдающимся английским астрономом Эддингтоном, основоположником современных теорий внутреннего строения звезд. Эта зависимость была найдена им теоретически и только впоследствии была подтверждена на обширном наблюдательном материале. Согласие этой формулы, полученной, как мы видели выше, из самых простых предположений, с результатами наблюдений в основном хорошее. Некоторые расхождения имеют место для очень больших и очень малых звездных масс (т. е. для голубых гигантов и красных карликов). Однако дальнейшее усовершенствование теории позволило эти расхождения устранить...
Выше мы привели зависимость между потоком излучения и перепадом температуры, исходя из предположения, что энергия переносится из недр звезды наружу только путем лучеиспускания (см. формулу (7.10)). В недрах звезд при этом выполняется условие лучистого равновесия . Это означает, что каждый элемент объема звезды поглощает ровно столько энергии, сколько излучает. Однако такое равновесие не всегда является устойчивым . Поясним это на простом примере. Выделим небольшой элемент объема внутри звезды и мысленно перенесем его вверх (т. е. ближе к поверхности) на небольшое расстояние. Так как по мере удаления от центра звезды и температура и давление образующего его газа будут уменьшаться, наш объем при таком перемещении должен расшириться. Можно считать, что в процессе такого перемещения между нашим объемом и окружающей средой не происходит обмена энергии. Другими словами, расширение объема по мере его перемещения вверх можно считать адиабатическим . Это расширение будет происходить таким образом, что его внутреннее давление все время будет равно внешнему давлению окружающей среды. Если мы, после перемещения, представим наш объем газа «самому себе», то он либо вернется обратно в первоначальное положение, либо будет продолжать двигаться вверх. От чего же зависит направление движения объема?
и P обозначают плотность и давление. После того как объем переместился вверх (или, другими словами, «претерпел возмущение»), причем его внутреннее давление уравновешено давлением окружающей среды, плотность его должна отличаться от плотности указанной среды. Это объясняется тем, что в процессе подъема и расширения нашего объема его плотность менялась по особому, так называемому «адиабатическому» закону. В этом случае будем иметь
|
(7.15) |
В недрах звезд, как правило, перенос энергии осуществляется посредством лучеиспускания. Это объясняется устойчивостью среды по отношению к возмущениям ее «неподвижности» (см. выше). Но есть в недрах ряда звезд такие слои и даже целые большие области, где условие устойчивости, которое было получено выше, не выполняется. В этих случаях основная часть энергии переносится путем конвекции. Обычно это бывает тогда, когда перенос энергии путем лучеиспускания по каким-либо причинам оказывается ограниченным. Это может произойти, например» при слишком большой непрозрачности.
Выше было получено основное соотношение «масса - светимость» из предположения, что перенос энергии в звездах осуществляется только путем лучеиспускания. Возникает вопрос: если в звезде имеет место также перенос энергии путем конвекции, не нарушится ли эта зависимость? Оказывается, нет! Дело в том, что «полностью конвективных звезд», т. е. таких звезд, у которых повсеместно, от центра до поверхности, перенос энергии осуществлялся бы только путем конвекции, в природе не существует. У реальных звезд имеются либо лишь более или менее тонкие слои, либо большие области в центре, где конвекция играет доминирующую роль. Но достаточно иметь хотя бы даже один слой внутри звезды, где бы перенос энергии осуществлялся лучеиспусканием, чтобы его непрозрачность самым радикальным образом отразилась бы на «пропускной способности» звезды по отношению к выделяющейся в ее недрах энергии. Однако наличие конвективных областей в недрах звезд, конечно, изменит численное значение коэффициентов в формуле (7.13). Это обстоятельство, в частности, является одной из причин, почему вычисленная нами по этой формуле светимость Солнца почти в пять раз превышает наблюдаемую.
Итак, по причине описанной выше специфической неустойчивости, в конвективных слоях звезд происходят крупномасштабные движения газа. Более нагретые массы газа подымаются снизу вверх, в то время как более холодные опускаются. Происходит интенсивный процесс перемешивания вещества. Расчеты показывают, однако, что разница в температуре движущихся элементов газа и окружающей среды совершенно ничтожна, всего лишь около 1 К - и это при температуре вещества недр порядка десяти миллионов кельвинов! Это объясняется тем, что сама конвекция стремится выравнивать температуру слоев. Средняя скорость поднимающихся и опускающихся газовых масс также незначительна - всего лишь порядка нескольких десятков метров в секунду. Полезно сравнить эту скорость с тепловыми скоростями ионизованных атомов водорода в недрах звезд, которые порядка нескольких сотен километров в секунду. Так как скорость движения газов, участвующих в конвекции, в десятки тысяч раз меньше тепловых скоростей частиц звездного вещества, то давление, вызываемое конвективными потоками, почти в миллиард раз меньше обычного газового давления. Это означает, что конвекция совершенно не влияет на гидростатическое равновесие вещества звездных недр, определяемое равенством сил газового давления и гравитации.
Не следует представлять себе конвекцию как некий упорядоченный процесс, где области подъема газа регулярно чередуются с областями его опускания. Характер конвективного движения не «ламинарный», а «турбулентный»; т. е. носит крайне хаотический, беспорядочно меняющийся во времени и пространстве характер. Хаотический характер движения газовых масс приводит к полному перемешиванию вещества. Это означает, что химический состав области звезды, охваченной конвективными движениями, должен быть однородным. Последнее обстоятельство имеет весьма большое значение для многих проблем звездной эволюции. Например, если в результате ядерных реакций в самой горячей (центральной) части конвективной зоны химический состав изменился (например, стало меньше водорода, часть которого превратилась в гелий), то за короткое время это изменение распространится на всю конвективную зону. Таким образом, в «зону ядерных реакций» - центральную область звезды - непрерывно может поступать «свежее» ядерное горячее, что имеет конечно, решающее значение для эволюции звезды[ 22 ]. В то же время вполне могут быть и такие ситуации, когда в центральных, самых горячих областях звезды конвекции нет, что приводит в процессе эволюции к радикальному изменению химического состава этих областей. Об этом более подробно будет идти речь в § 12.
Из книги Теория относительности - мистификация ХХ века автора Секерин Владимир ИльичII Звезды излучают...Так продолжал я передвигаться по времени огромными шагами, каждый в тысячу лет и больше, увлекаемый тайной последних дней Земли и наблюдая в состоянии какого-то гипноза, как в западной части неба Солнце становится все огромнее и тусклее... Наконец,
Из книги Занимательно о космогонии автора Томилин Анатолий НиколаевичIII Звезды взрываются...В двадцать второй день седьмой Луны первого года периода Ши-Хо Янг Вейтэ сказал: «Простираю свою персону ниц: я наблюдал в созвездии Твен-Куан явление звезды-гостьи. Она была слегка радужного цвета. Согласно распоряжению императора я
Из книги автораГлава 19 Нейтронные звезды и открытие пульсаров Как уже говорилось во второй части этой книги, заключительная фаза эволюции звезды, наступающая после того, как будут в значительной степени исчерпаны ресурсы ее ядерного водородного горючего, существенно зависит от массы
Из книги автораГлава 23 Рентгеновские звезды Как уже указывалось во введении к этой книге, бурное развитие внеатмосферной астрономии, так же как и радиоастрономии, привело в послевоенные годы к революции в нашей науке. Пожалуй, наиболее впечатляющими достижениями внеатмосферной
Из книги автора Из книги автораЗвезды в ассортименте Ассортиментом в торговле называют набор различных видов и сортов товаров. Мы, конечно, торговать звездами не собираемся. Но в наши дни астрономических конкурсов в вузы торговли подобные термины особенно популярны. А мы с вами стремимся к
Из книги автораЗвезды 66. Что такое звезды? Звезды - это другие солнца, уменьшенные до размеров светящегося укола от булавки из-за их немыслимо огромного расстояния до Земли.В 1600 итальянский философ Джордано Бруно был сожжен на костре католической церковью из-за того, что заявлял, что
Из книги автора66. Что такое звезды? Звезды - это другие солнца, уменьшенные до размеров светящегося укола от булавки из-за их немыслимо огромного расстояния до Земли.В 1600 итальянский философ Джордано Бруно был сожжен на костре католической церковью из-за того, что заявлял, что звезды
Из книги автора71. Как звезды работают? Звезда - это гигантский газовый шар. Он формируется, когда межзвездное облако, в основном из водорода и гелия, начинает сжиматься под собственной тяжестью.Сжатие продолжается, пока ядро не становится настолько сжатым и горячим, что запускает
Из книги автора78. Искусственны ли звезды? Это совершенно глупый вопрос - не так ли? Но в действительности он имеет отношение к важнейшему научному вопросу: как мы сможем распознать инопланетян (ЕТ)?В поисках внеземного разума аппарат SETI (search extra-terrestrial intelligence) сканирует небо для
Каковы источники энергии звезд? Какие процессы поддерживают «жизнь» звезд? Дайте представления об эволюции обычных звезд и красных гигантов, поясните процессы, происходящие в их недрах. Какова перспектива эволюции Солнца?
Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и, наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают. Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из крупнейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно иного миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических представлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В результате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравнительно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.
Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В самом деле, откуда, например, берется огромное количество энергии, необходимой для поддержания излучения Солнца примерно на наблюдаемом уровне в течение нескольких миллиардов лет? Ежесекундно Солнце излучает 4*10 33 эрг, а за 3 млрд. лет оно излучило 4*10 50 эрг. Несомненно, что возраст Солнца около 5 млрд. лет. Это следует хотя бы из современных оценок возраста Земли различными радиоактивными методами. Вряд ли Солнце "моложе" Земли.
Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, происходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов). В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратился в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 10 52 эрг.
Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце "израсходовало" не свыше 10% своего первоначального запаса водорода. Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономическим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься.
Некоторые астрономы раньше считали, что такие "протозвезды" наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных компактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее образуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно превращаются в планеты.
При сжатии протозвезды температура ее повышается, и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (закон Стефана - Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме "спектр-светимость" такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.
В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее размеры становятся меньше, а поверхностная температура растет, вследствие чего спектр становится все более "ранним". Таким образом, двигаясь по диаграмме "спектр - светимость", протозвезда довольно быстро "сядет" на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для того, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение, и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.
Чтобы пройти эту самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше - несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.
Оказавшись на главной последовательности и перестав сжиматься, звезда длительно излучает практически не меняя своего положения на диаграмме "спектр - светимость". Ее излучение поддерживается термоядерными реакциями, идущими в центральных областях. Таким образом, главная последовательность представляет собой как бы геометрическое место точек на диаграмме "спектр - светимость", где звезда (в зависимости от ее массы) может длительно и устойчиво излучать благодаря термоядерным реакциям. Место звезды на главной последовательности определяется ее массой. Следует заметить, что имеется еще один параметр, определяющий положение равновесной излучающей звезды на диаграмме "спектр - светимость". Таким параметром является первоначальный химический состав звезды. Если относительное содержание тяжелых элементов уменьшится, звезда "ляжет" на диаграмме ниже. Именно этим обстоятельством объясняется наличие последовательности субкарликов.
Как уже говорилось выше, относительное содержание тяжелых элементов у этих звезд в десятки раз меньше, чем у звезд главной последовательности.
Время пребывания звезды на главной последовательности определяется ее первоначальной массой. Если масса велика, излучение звезды имеет огромную мощность, и она довольно быстро расходует запасы своего водородного "горючего". Так, например, звезды главной последовательности с массой, превышающей солнечную в несколько десятков раз (это горячие голубые гиганты спектрального класса О), могут устойчиво излучать, находясь на этой последовательности всего лишь несколько миллионов лет, в то время как звезды с массой, близкой к солнечной, находятся на главной последовательности 10-15 млрд. лет.
"Выгорание" водорода (т.е. превращение его в гелий при термоядерных реакциях) происходит только в центральных областях звезды. Это объясняется тем, что звездное вещество перемешивается лишь в центральных областях звезды, где идут ядерные реакции, в то время как наружные слои сохраняют относительное содержание водорода неизменным. Так как количество водорода в центральных областях звезды ограничено, рано или поздно (в зависимости от массы звезды) он там практически весь "выгорит".
Расчеты показывают, что масса и радиус центральной ее области, в которой идут ядерные реакции, постепенно уменьшаются, при этом звезда медленно перемещается на диаграмме "спектр - светимость" вправо. Этот процесс происходит значительно быстрее у сравнительно массивных звезд. Если представить себе группу одновременно образовавшихся эволюционирующих звезд, то с течением времени главная последовательность на диаграмме "спектр - светимость", построенная для этой группы, будет как бы загибаться вправо.
Что же произойдет со звездой, когда весь (или почти весь) водород в ее ядре "выгорит"? Так как выделение энергии в центральных областях звезды прекращается, температура и давление не могут поддерживаться там на уровне, необходимом для противодействия силе тяготения, сжимающей звезду. Ядро звезды начнет сжиматься, а температура его будет повышаться. Образуется очень плотная горячая область, состоящая из гелия (в который превратился водород) с небольшой примесью более тяжелых элементов. Газ в таком состоянии носит название "вырожденного". Он обладает рядом интересных свойств, на которых мы здесь останавливаться не можем. В этой плотной горячей области ядерные реакции происходить не будут, но они будут довольно интенсивно протекать на периферии ядра, в сравнительно тонком слое. Вычисления показывают, что светимость звезды и ее размеры начнут расти. Звезда как бы "разбухает", и начнет "сходить" с главной последовательности, переходя в области красных гигантов. Далее, оказывается, что звезды-гиганты с меньшим содержанием тяжелых элементов будут иметь при одинаковых размерах более высокую светимость. При переходе звезды в стадию красного гиганта скорость ее эволюции значительно увеличивается.
Следующий вопрос - что произойдет со звездой, когда реакция "гелий - углерод" в центральных областях исчерпает себя, так же как и водородная реакция в тонком слое, окружающем горячее плотное ядро? Какая стадия эволюции наступит вслед за стадией красного гиганта? Совокупность данных наблюдений, а также ряд теоретических соображений говорят о том, что на этом этапе эволюции звезды, масса которых меньше, чем 1,2 массы Солнца, существенную часть своей массы, образующую их наружную оболочку, "сбрасывают".
Звезды: их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное] Шкловский Иосиф Самуилович
Глава 8 Ядерные источники энергии излучения звезд
Глава 8 Ядерные источники энергии излучения звезд
В § 3 мы уже говорили о том, что источниками энергии Солнца и звезд, обеспечивающими их светимость в течение гигантских «космогонических» промежутков времени, исчисляемых для звезд не слишком большой массы миллиардами лет, являются термоядерные реакции. Сейчас мы остановимся на этом важном вопросе более подробно.
Основы теории внутреннего строения звезд были заложены Эддингтоном еще тогда, когда источники их энергии были не известны. Мы уже знаем, что ряд важных результатов, касающихся условия равновесия звезд, температуры и давления в их недрах и зависимости светимости от массы, химического состава (определяющего средний молекулярный вес) и непрозрачности вещества, мог быть получен и без знания природы источников звездной энергии. Тем не менее понимание сущности источников энергии совершенно необходимо для объяснения длительности существования звезд в почти неизменном состоянии. Еще более важно значение природы источников звездной энергии для проблемы эволюции звезд, т. е. закономерного изменения их основных характеристик (светимости, радиуса) с течением времени. Только после того как стала ясной природа источников звездной энергии, оказалось возможным понять диаграмму Герцшпрунга - Рессела,- основную закономерность звездной астрономии.
Вопрос об источниках звездной энергии был поставлен почти сразу же после открытия закона сохранения энергии, когда стало ясно, что излучение звезд обусловлено какими-то энергетическими превращениями и не может происходить вечно. Неслучайно первая гипотеза об источниках звездной энергии принадлежит Майеру - человеку, открывшему закон сохранения энергии. Он полагал, что источником излучения Солнца является непрерывное выпадение на его поверхность метеорных тел. Расчеты, однако, показали, что этого источника явно недостаточно для обеспечения наблюдаемой светимости Солнца. Гельмгольц и Кельвин пытались объяснить длительное излучение Солнца его медленным сжатием, сопровождающимся освобождением гравитационной энергии. Эта очень важная даже (и особенно!) для современной астрономии гипотеза оказалась, однако, несостоятельной для объяснения излучения Солнца в течение миллиардов лет. Заметим еще, что во времена Гельмгольца и Кельвина никаких разумных идей о возрасте Солнца еще не было. Лишь недавно стало ясно, что возраст Солнца и всей планетной системы около 5 миллиардов лет.
На рубеже XIX и XX вв. было сделано одно из величайших открытий в истории человечества - обнаружена радиоактивность. Тем самым открылся совершенно новый мир атомных ядер. Потребовалось, однако, не одно десятилетие, чтобы физика атомного ядра стала на прочную научную основу. Уже к 20-м годам нашего века стало ясно, что источник энергии Солнца и звезд следует искать в ядерных превращениях. Сам Эддингтон тоже так считал, однако указать конкретные ядерные процессы, происходящие в реальных звездных недрах и сопровождаемые выделением нужного количества энергии, тогда еще не было возможности. Насколько несовершенны были тогда знания природы источников звездной энергии, видно хотя бы из того, что Джинс - крупнейший английский физик и астроном начала нашего века,- полагал, что таким источником может быть... радиоактивность. Это, конечно, тоже ядерный процесс, но он, как легко показать, совершенно непригоден для объяснения излучения Солнца и звезд. Это видно хотя бы из того, что такой источник энергии совершенно не зависит от внешних условий - ведь радиоактивность, как хорошо известно, есть процесс спонтанный . По этой причине такой источник никак не мог бы «подстраиваться» под меняющуюся структуру звезды. Другими словами, отсутствовала бы «регулировка» излучения звезды. Вся картина звездного излучения резко противоречила бы наблюдениям. Первым, кто это понял, был замечательный эстонский астроном Э. Эпик, который незадолго до второй мировой войны пришел к выводу, что источником энергии Солнца и звезд могут быть только термоядерные реакции синтеза.
Только в 1939 г. известный американский физик Бете дал количественную теорию ядерных источников звездной энергии. Что же это за реакции? В § 7 мы уже упоминали, что в недрах звезд должны происходить термоядерные реакции. Остановимся на этом немного подробнее. Как известно, ядерные реакции, сопровождающиеся превращениями ядер и выделением энергии, происходят при столкновении частиц. Такими частицами могут быть прежде всего сами ядра. Кроме того, ядерные реакции могут происходить и при столкновениях ядер с нейтронами . Однако свободные (т. е. не связанные в ядрах) нейтроны являются неустойчивыми частицами. Поэтому их количество в недрах звезд должно быть ничтожно мало[ 23 ]. С другой стороны, так как водород является самым обильным элементом в звездных недрах и он полностью ионизован, особенно часто будут происходить столкновения ядер с протонами.
Для того чтобы протон мог при таком столкновении проникнуть в ядро, с которым он сталкивается, ему надо приблизиться к последнему на расстояние около 10 -13 см. Именно на таком расстоянии действуют специфические силы притяжения, «цементирующие» ядро и присоединяющие к нему «чужой», сталкивающийся протон. Но для того, чтобы приблизиться к ядру на столь малое расстояние, протону необходимо преодолеть весьма значительную силу электростатического отталкивания («кулоновский барьер»). Ведь ядро тоже заряжено положительно! Легко подсчитать, что для преодоления этой электростатической силы протону нужно иметь кинетическую энергию, превышающую потенциальную энергию электростатического взаимодействия
Между тем, как мы убедились в § 7, средняя кинетическая энергия тепловых протонов в солнечных недрах составляет всего лишь около 1 кэВ, т. е. в 1000 раз меньше. Протонов с нужной для ядерных реакций энергией в недрах звезд практически не будет. Казалось бы, при такой ситуации никаких ядерных реакций там происходить не может. Но это не так. Дело в том, что согласно законам квантовой механики протоны, энергия которых даже значительно меньше 1000 кэВ, все же, с некоторой небольшой вероятностью, могут преодолеть кулоновские силы отталкивания и попасть в ядро. Эта вероятность быстро уменьшается с уменьшением энергии протона, но она не равна нулю. В то же время число протонов по мере приближения их энергии к средней тепловой будет стремительно расти. Поэтому должна существовать такая «компромиссная» энергия протонов, при которой малая вероятность их проникновения в ядро «компенсируется» их большим количеством. Оказывается, что в условиях звездных недр эта энергия близка к 20 кэВ. Только приблизительно одна стомиллионная доля протонов имеет такую энергию. И все же этого оказывается как раз достаточно, чтобы ядерные реакции происходили с такой скоростью, что выделяющаяся энергия точно соответствовала бы светимости звезд.
Мы остановили свое внимание на реакциях с протонами не только потому, что они - самая обильная составляющая вещества звездных недр. Если сталкиваются более тяжелые ядра, у которых заряды значительно больше элементарного заряда протона, кулоновские силы отталкивания существенно увеличиваются, и ядра при T
10 7 К уже не имеют практически никакой возможности проникнуть друг в друга. Только при значительно более высоких температурах, которые в некоторых случаях реализуются внутри звезд, возможны ядерные реакции на тяжелых элементах.
Мы уже говорили в § 3, что сущность ядерных реакций внутри Солнца и звезд состоит в том, что через ряд промежуточных этапов четыре ядра водорода объединяются в одно ядро гелия (
Частицы), причем избыточная масса выделяется в виде энергии, нагревающей среду, в которой происходят реакции. В звездных недрах существуют два пути превращения водорода в гелий, отличающиеся разной последовательностью ядерных реакций. Первый путь обычно называется «протон-протонная реакция», второй - «углеродно-азотная реакция».
Опишем сначала протон-протонную реакцию.
Эта реакция начинается с таких столкновений между протонами, в результате которых получается ядро тяжелого водорода - дейтерия. Даже в условиях звездных недр это происходит очень редко. Как правило, столкновения между протонами являются упругими: после столкновения частицы просто разлетаются в разные стороны. Для того чтобы в результате столкновения два протона слились в одно ядро дейтерия, необходимо, чтобы при таком столкновении выполнялось два независимых условия. Во-первых, надо, чтобы у одного из сталкивающихся протонов кинетическая энергия раз в двадцать превосходила бы среднюю энергию тепловых движений при температуре звездных недр. Как уже говорилось выше, только одна стомиллионная часть протонов имеет такую относительно высокую энергию, необходимую для преодоления «кулоновского барьера». Во-вторых, необходимо, чтобы за время столкновения один из двух протонов успел бы превратиться в нейтрон, испустив позитрон и нейтрино. Ибо только протон с нейтроном могут образовать ядро дейтерия! Заметим, что длительность столкновения всего лишь около 10 -21 секунды (оно порядка классического радиуса протона, поделенного на его скорость). Если все это учесть, то получается, что каждый протон имеет реальные шансы превратиться таким способом в дейтерий только раз в несколько десятков миллиардов лет. Но так как протонов в недрах звезд достаточно много, такие реакции, и притом в нужном количестве, будут иметь место.
По-другому складывается судьба вновь образовавшихся ядер дейтерия. Они «жадно», всего лишь через несколько секунд, «заглатывают» какой-нибудь близкий протон, превращаясь в изотоп гелия 3 Не. После этого возможны три пути (ветви) ядерных реакций. Чаще всего изотоп гелия будет взаимодействовать с подобным себе ядром, в результате чего образуется ядро «обыкновенного» гелия и два протона. Так как концентрация изотопа 3 Не чрезвычайно мала, это произойдет через несколько миллионов лет. Напишем теперь последовательность этих реакций и выделяющуюся при них энергию.
Здесь буква
означает нейтрино, а
Гамма-квант.
Не вся освободившаяся в результате этой цепи реакций энергия передается звезде, так как часть энергии уносится нейтрино. С учетом этого обстоятельства энергия, выделяемая при образовании одного ядра гелия, равна 26, 2 МэВ или 4, 2
10 -5 эрг.
Вторая ветвь протон-протонной реакции начинается с соединения ядра 3 Не с ядром «обыкновенного» гелия 4 Не, после чего образуется ядро бериллия 7 Ве. Ядро бериллия в свою очередь может захватить протон, после чего образуется ядро бора 8 В, или захватить электрон и превратиться в ядро лития. В первом случае образовавшийся радиоактивный изотоп 8 В претерпевает бета-распад: 8 B
8 Be + e + +
Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз и обнаружили при помощи уникальной дорогостоящей установки. Об этом важном эксперименте подробно будет рассказано в следующем параграфе. Радиоактивный бериллий 8 Ве весьма неустойчив и быстро распадается на две альфа-частицы. Наконец, последняя, третья ветвь протон-протонной реакции включает в себя следующие звенья: 7 Ве после захвата электрона превращается в 7 Li, который, захватив протон, превращается в неустойчивый изотоп 8 Ве, распадающийся, как и во второй цепи, на две альфа-частицы.
Еще раз отметим, что подавляющее большинство реакций идет по первой цепи, но роль «побочных» цепей отнюдь не мала, что следует хотя бы из знаменитого нейтринного эксперимента, который будет описан в следующем параграфе.
Перейдем теперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот цикл состоит из шести реакций.
Квант. Изотоп 13 N, претерпевая
Распад с испусканием позитрона и нейтрино, превращается в изотоп углерода 13 С. Последний, сталкиваясь с протоном, превращается в обычное ядро азота 14 N. При этой реакции также испускается
Квант. Затем этот изотоп путем
Распада превращается в изотоп азота 15 N. Наконец, последний, присоединив к себе во время столкновения протон, распадается на обычный углерод и гелий. Вся цепь реакций представляет собой последовательное «утяжеление» ядра углерода путем присоединения протонов с последующими
Распадами. Последним звеном этой цепи является восстановление первоначального ядра углерода и образование нового ядра гелия за счет четырех протонов, которые в разное время один за другим присоединились к 12 С и образующимся из него изотопам. Как видно, никакого изменения числа ядер 12 С в веществе, в котором протекает эта реакция, не происходит. Углерод служит здесь «катализатором» реакции.
Во втором столбце приводится энергия, выделяющаяся на каждом этапе углеродно-азотной реакции. Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино, возникающих при распаде радиоактивных изотопов 13 N и 15 O. Нейтрино свободно выходят из звездных недр наружу, следовательно, их энергия не идет на нагрев вещества звезды. Например, при распаде 15 O энергия образующегося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательно при образовании одного ядра гелия путем углеродно-азотной реакции выделяется (без учета нейтрино) 25 МэВ энергии, а нейтрино уносят около 5% этой величины.
В третьем столбце таблицы II приведены значения скорости различных звеньев углеродно-азотной реакции. Для
Процессов это просто период полураспада. Значительно труднее определить скорость реакции, когда происходит утяжеление ядра путем присоединения протона. В этом случае надо знать вероятности проникновения протона через кулоновский барьер, а также вероятности соответствующих ядерных взаимодействий, так как само по себе проникновение протона в ядро еще не обеспечивает интересующего нас ядерного превращения. Вероятности ядерных реакций получаются из лабораторных экспериментов либо вычисляются теоретически. Для их надежного определения потребовались годы напряженной работы физиков-ядерщиков, как теоретиков, так и экспериментаторов. Числа в третьем столбце дают «время жизни» различных ядер для центральных областей звезды с температурой в 13 миллионов кельвинов и плотностью водорода 100 г/см 3 . Например, для того чтобы при таких условиях ядро 12 С, захватив протон, превратилось в радиоактивный изотоп углерода, надо «подождать» 13 миллионов лет! Следовательно, для каждого «активного» (т. е. участвующего в цикле) ядра реакции протекают чрезвычайно медленно , но все дело в том, что ядер достаточно много.
Как уже неоднократно подчеркивалось выше, скорость термоядерных реакций чувствительным образом зависит от температуры. Это и понятно - даже небольшие изменения температуры очень резко сказываются на концентрации необходимых для реакции сравнительно энергичных протонов, энергия которых раз в 20 превышает среднюю тепловую энергию. Для протон-протонной реакции приближенная формула для скорости энерговыделения, рассчитанного на грамм вещества, имеет вид
Основным источником энергии Солнца, температура центральных областей которого близка к 14 миллионам кельвинов, является протон-протонная реакция. Для более массивных, а следовательно, и более горячих звезд существенна углеродно-азотная реакция, зависимость которой от температуры значительно более сильная. Например, для интервала температур 24-36 миллионов кельвинов
| (8.3) |
Понятно, почему эта формула содержит множителем величину Z - относительную концентрацию тяжелых элементов: углерода и азота. Ведь ядра этих элементов являются катализаторами углеродно-азотной реакции. Обычно суммарная концентрация этих элементов приблизительно в семь раз меньше концентрации всех тяжелых элементов. Последнее обстоятельство учитывается в численном коэффициенте формулы (8.3).
Непрерывно идущие в центральных областях звезд ядерные реакции «медленно, но верно» меняют химический состав звездных недр. Главная тенденция этой химической эволюции - превращение водорода в гелий. Помимо этого в процессе углеродно-азотного цикла меняется относительная концентрация различных изотопов углерода и азота до тех пор, пока не установится некоторое определенное равновесие. При таком равновесии количество реакций за единицу времени, приводящих к образованию какого-нибудь изотопа, равно количеству реакций, которые его «разрушают». Однако время установления такого равновесия может быть очень большим. А пока равновесие не установится, относительные концентрации различных изотопов могут меняться в самых широких пределах. Приводим значения равновесных концентраций изотопов, полученные при температуре 13 миллионов кельвинов[ 24 ]:
| (8.4) |
Вычисленные равновесные концентрации изотопов не зависят от плотности вещества, ибо скорости всех реакций пропорциональны плотности. Первые два изотопных отношения не зависят также и от температуры. Ошибки в вычисленных равновесных концентрациях достигают нескольких десятков процентов, что объясняется неуверенностью в знании вероятности соответствующих реакции. В земной коре отношение
Для протон-протонной реакции равновесное состояние наступает по истечении огромного срока в 14 миллиардов лет. Вычисления, выполненные для T = 13 миллионам кельвинов, дают значения
|
(8.5) |
Заметим, что для более низкой температуры T = 8
10 -2 , т.е. почти в сто раз больше. Следовательно, образующийся в недрах сравнительно холодных карликовых звезд изотоп 3 He весьма обилен.
Кроме протон-протонной и углеродно-азотной реакции, при некоторых условиях могут иметь существенное значение и другие ядерные реакции. Представляют, например, интерес реакции протонов с ядрами легких элементов - дейтерия, лития, бериллия и бора: 6 Li + 1 H
3 He + 4 He; 7 Li + 1 H
2 4 He; 10 B + 2 1 H
3 4 He и некоторые другие. Так как заряд ядра - «мишени», с которой сталкивается протон, невелик, кулоновское отталкивание не так значительно, как в случае столкновений с ядрами углерода и азота. Поэтому скорость этих реакций сравнительно велика. Уже при температуре около миллиона кельвинов они идут достаточно быстро. Однако, в отличие от ядер углерода и азота, ядра легких элементов не восстанавливаются в процессе дальнейших реакций, а необратимо расходуются. Именно поэтому обилие легких элементов на Солнце и в звездах так ничтожно мало. Они уже давно «выгорели» на самых ранних стадиях существования звезд. Когда температура внутри сжимающейся под действием силы тяжести протозвезды достигнет
1 миллиона кельвинов, первые ядерные реакции, которые там будут протекать,- это реакции на легких ядрах. Тот факт, что в атмосфере Солнца и звезд наблюдаются слабые спектральные линии лития и бериллия, требует объяснения. Он может указывать на отсутствие перемешивания между самыми наружными слоями Солнца и «глубинными» слоями, где температура уже превышает 2 миллиона кельвинов - значение, при котором эти элементы «выгорели» бы. Следует, однако, иметь в виду и совершенно другую возможность. Дело в том, что, как сейчас доказано, в активных областях Солнца (там, где происходят вспышки) заряженные частицы ускоряются до весьма высоких энергий. Такие частицы, сталкиваясь с ядрами атомов, образующих солнечную атмосферу, могут давать (и дают!) различные ядерные реакции. Свыше 10 лет назад при помощи гамма-детектора, установленного на запущенном в США специализированном спутнике «OSO-7» («Седьмая орбитальная солнечная лаборатория»), были обнаружены во время яркой вспышки на Солнце 4 августа 1972 г. две спектральные линии в этом диапазоне. Одна линия, имеющая энергию квантов 0,511 МэВ, отождествляется с излучением, возникающим при аннигиляции электронов с позитронами, другая с энергией 2,22 МэВ излучается при образовании дейтерия из протонов и нейтронов. Эти важные эксперименты как раз и демонстрируют, что в активных областях Солнца и, конечно, звезд идут ядерные реакции. Только такими реакциями можно объяснить аномально высокое обилие лития в атмосферах некоторых звезд и наличие линий технеция у звезд редкого спектрального класса S. Ведь самый долгоживущий изотоп технеция имеет период полураспада около 200 000 лет. Именно по этой причине его нет на Земле. Только ядерные реакции в поверхностных слоях звезд могут объяснить наличие линий технеция в спектрах упомянутых выше звезд.
Если температура звездных недр по каким-либо причинам становится очень большой (порядка сотен миллионов кельвинов), что может случиться после того, как практически весь водород «выгорит», источником ядерной энергии становится совершенно новая реакция. Эта реакция получила название «тройной альфа-процесс». При столь высоких температурах сравнительно быстро идут реакции между альфа-частицами, так как «кулоновский барьер» уже легче преодолеть. В этом случае «высота» кулоновского барьера соответствует энергии в несколько миллионов электронвольт. При столкновениях эффективно просачиваться через барьер будут альфа-частицы с энергией порядка ста тысяч электронвольт. Заметим, что энергия тепловых движений частиц при такой температуре порядка десяти тысяч электронвольт. При таких условиях сталкивающиеся альфа-частицы могут образовывать радиоактивный изотоп бериллия 8 Be. Этот изотоп очень быстро опять распадается на две альфа-частицы. Но может так случиться, что не успевшее еще распасться ядро 8 Be столкнется с третьей альфа-частицей, конечно, при условии, что у последней достаточно высокая энергия, чтобы «просочиться» через кулоновский барьер. Тогда будет иметь место реакция 4 He + 8 Be
Ведущая к образованию устойчивого изотопа углерода с выделением значительного количества энергии. При каждой такой реакции выделяется 7,3 миллиона электронвольт.
Хотя равновесная концентрация изотопа 8 Ве совершенно ничтожна (например, при температуре сто миллионов кельвинов на десять миллиардов
Частиц приходится всего лишь один изотоп 8 Ве), все же скорость «тройной» реакции оказывается достаточной для выделения в недрах очень горячих звезд значительного количества энергии. Зависимость энерговыделения от температуры исключительно велика. Например, для температур порядка 100-200 миллионов кельвинов
На рис. 8.1 в логарифмическом масштабе приведена зависимость энерговыделения от температуры для трех важнейших реакций, которые могут проходить в недрах звезд: протон-протонной, углеродно-азотной и «тройного» столкновения альфа-частиц, которое только что обсуждалось. Стрелками указано положение различных звезд, для которых соответствующая ядерная реакция имеет наибольшее значение.
Резюмируя этот параграф, мы должны сказать, что успехи ядерной физики привели к полному объяснению природы источников звездной энергии.
Принято думать, что богатейший мир атомных ядер стал известен человечеству после выдающегося открытия Беккерелем радиоактивности. С этим фактором, конечно, трудно спорить. Но на протяжении всей своей истории человечество купалось в лучах Солнца. Давно уже стало банальным утверждение, что источником жизни на Земле является Солнце. Но ведь солнечные лучи - это переработанная ядерная энергия. Это означает, что не будь в природе ядерной энергии, не было бы жизни на Земле. Будучи всем обязаны атомному ядру, люди на протяжении долгих тысячелетий даже не подозревали о его существовании. Но, с другой стороны, смотреть - это еще не значит открыть . И мы не покушаемся на славу замечательного французского ученого...
Ядерные процессы играют, как мы видели в этом параграфе, фундаментальную роль в длительной, спокойной эволюции звезд, находящихся на главной последовательности. Но, кроме того, их роль является определяющей при быстро протекающих нестационарных процессах взрывного характера, являющихся поворотными этапами в эволюции звезд. Об этом будет идти речь в третьей части этой книги. Наконец, даже, казалось бы, для такой в высшей степени тривиальной и очень «спокойной» звезды, какой является наше Солнце, ядерные реакции открывают возможность объяснения явлений, которые представляются очень далекими от ядерной физики. Об этом речь пойдет в следующем параграфе.
Из книги Звезды: их рождение, жизнь и смерть [Издание третье, переработанное] автора Шкловский Иосиф СамуиловичГлава 3 Газово-пылевые комплексы межзвездной среды - колыбель звезд Характернейшей особенностью межзвездной среды является большое разнообразие имеющихся в ней физических условий. Там имеются, во-первых, зоны Н I и зоны Н II, кинетическая температура которых различается
Из книги Нейтрино - призрачная частица атома автора Азимов АйзекГлава 9 Проблемы нейтринного излучения Солнца До сравнительно недавнего времени одна из важнейших проблем астрономии - проблема внутреннего строения и эволюции звезд решалась совместными усилиями астрофизиков-теоретиков и астрономов-наблюдателей. Как уже
Из книги Атомная энергия для военных целей автора Смит Генри ДеволфГлава 11 Модели звезд В § 6 мы получили основные характеристики звездных недр (температура, плотность, давление), используя метод грубых оценок величин, входящих в уравнения, описывающие состояния равновесия звезд. Хотя эти оценки дают правильное представление о
Из книги Движение. Теплота автора Китайгородский Александр ИсааковичГлава 12 Эволюция звезд Как уже подчеркивалось в § 6, подавляющее большинство звезд меняет свои основные характеристики (светимость, радиус) очень медленно. В каждый данный момент их можно рассматривать как находящиеся в состоянии равновесия - обстоятельство, которым мы
Из книги НИКОЛА ТЕСЛА. ЛЕКЦИИ. СТАТЬИ. автора Тесла НиколаГлава 14 Эволюция звезд в тесных двойных системах В предыдущем параграфе довольно подробно рассматривалась эволюция звезд. Необходимо, однако, сделать важную оговорку: речь шла об эволюции одиночных, изолированных звезд. Как же будет протекать эволюция звезд, образующих
Из книги О чем рассказывает свет автора Суворов Сергей ГеоргиевичГлава 16 Остатки вспышек сверхновых - источники рентгеновского и радиоизлучения В результате взрыва звезды, который наблюдается как явление сверхновой, вокруг нее образуется туманность, расширяющаяся с огромной скоростью: как правило, порядка 10 000 км/с. Большая
Из книги Атомная проблема автора Рэн ФилиппГлава 20 Пульсары и туманности - остатки вспышек сверхновых звезд Собственно говоря, вывод о том, что пульсары - это быстро вращающиеся нейтронные звезды, отнюдь не явился неожиданностью. Можно сказать, что его подготовило все развитие астрофизики за предшествующее
Из книги Гравитация [От хрустальных сфер до кротовых нор] автора Петров Александр НиколаевичГлава 21 Пульсары как источники радиоизлучения Пожалуй, труднее всего для пульсаров определяются две основные характеристики всякого «нормального» источника радиоизлучения - поток и спектр. Эти трудности связаны прежде всего с самой природой пульсаров. Дело в том,
Из книги автораЯдерные реакции и электрический заряд Когда в 90-х годах прошлого века физики стали яснее представлять себе структуру атома, они обнаружили, что, по крайней мере, некоторые его части несут электрический заряд. Например, электроны, заполняющие внешние области атома,
Из книги автораЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ МЕТОДЫ БОМБАРДИРОВКИ ЯДЕР1.40. Кокрофт и Уолтон получали протоны с достаточно большой энергией путем ионизации газообразного водорода и последующего ускорения ионов высоковольтной установкой с трансформатором и выпрямителем. Подобный же метод можно
Из книги автораИсточники энергии на Земле Не все источники энергии равноценны. Одни представляют лишь принципиальный интерес, с другими связано существование цивилизации. Одни источники практически неисчерпаемы, другим придет конец в ближайшие столетия, а то и десятилетия.Уже
Из книги автораИСТОЧНИК ЧЕЛОВЕЧЕСКОЙ ЭНЕРГИИ - ТРИ ПУТИ ПОЛУЧЕНИЯ ЭНЕРГИИ ОТ СОЛНЦА Во-первых, позвольте спросить: Откуда появляется движущая энергия? Что является источником, который все движет? Мы видим океан, который вздымается и опадает, текущие реки, ветер, дождь, град и снег,
Из книги автораРентгеновские частоты и ядерные заряды Физики изучили частоты рентгеновских излучений у всех атомов, последовательно переходя от легких к более тяжелым. При этом переходе никаких периодических изменений в частотах не наблюдается. Зато наблюдается другая
Из книги автораМощные источники энергии в ядрах радиогалактик Не все явления, наблюдаемые астрофизиками, можно объяснить посредством ядерной реакции превращения водорода в гелий. Уже около полусотни лет ученые изучают космические лучи, приходящие к нам на Землю из далеких глубин
Из книги автораЧасть первая ЯДЕРНЫЕ БОМБЫ
Из книги автораИсточники гравитационного излучения – Возьмем две звезды, разгоним почти до скорости света и столкнем. Что произойдет? – Нехилый коллайдер получится… Из форума Слабость гравитационного излучения оставляет мало шансов для его регистрации. Где же искать подходящие
Итак, по причине описанной выше специфической неустойчивости, в конвективных слоях звезд происходят крупномасштабные движения газа. Более нагретые массы газа подымаются снизу вверх, в то время как более холодные опускаются. Происходит интенсивный процесс перемешивания вещества. Расчеты показывают, однако, что разница в температуре движущихся элементов газа и окружающей среды совершенно ничтожна, всего лишь около 1 К - и это при температуре вещества недр порядка десяти миллионов кельвинов! Это объясняется тем, что сама конвекция стремится выравнивать температуру слоев. Средняя скорость поднимающихся и опускающихся газовых масс также незначительна - всего лишь порядка нескольких десятков метров в секунду. Полезно сравнить эту скорость с тепловыми скоростями ионизованных атомов водорода в недрах звезд, которые порядка нескольких сотен километров в секунду. Так как скорость движения газов, участвующих в конвекции, в десятки тысяч раз меньше тепловых скоростей частиц звездного вещества, то давление, вызываемое конвективными потоками, почти в миллиард раз меньше обычного газового давления. Это означает, что конвекция совершенно не влияет на гидростатическое равновесие вещества звездных недр, определяемое равенством сил газового давления и гравитации.
Не следует представлять себе конвекцию как некий упорядоченный процесс, где области подъема газа регулярно чередуются с областями его опускания. Характер конвективного движения не «ламинарный», а «турбулентный»; т. е. носит крайне хаотический, беспорядочно меняющийся во времени и пространстве характер. Хаотический характер движения газовых масс приводит к полному перемешиванию вещества. Это означает, что химический состав области звезды, охваченной конвективными движениями, должен быть однородным. Последнее обстоятельство имеет весьма большое значение для многих проблем звездной эволюции. Например, если в результате ядерных реакций в самой горячей (центральной) части конвективной зоны химический состав изменился (например, стало меньше водорода, часть которого превратилась в гелий), то за короткое время это изменение распространится на всю конвективную зону. Таким образом, в «зону ядерных реакций» - центральную область звезды - непрерывно может поступать «свежее» ядерное горячее, что имеет конечно, решающее значение для эволюции звезды . В то же время вполне могут быть и такие ситуации, когда в центральных, самых горячих областях звезды конвекции нет, что приводит в процессе эволюции к радикальному изменению химического состава этих областей. Об этом более подробно будет идти речь в § 12.
В § 3 мы уже говорили о том, что источниками энергии Солнца и звезд, обеспечивающими их светимость в течение гигантских «космогонических» промежутков времени, исчисляемых для звезд не слишком большой массы миллиардами лет, являются термоядерные реакции. Сейчас мы остановимся на этом важном вопросе более подробно.
Основы теории внутреннего строения звезд были заложены Эддингтоном еще тогда, когда источники их энергии были не известны. Мы уже знаем, что ряд важных результатов, касающихся условия равновесия звезд, температуры и давления в их недрах и зависимости светимости от массы, химического состава (определяющего средний молекулярный вес) и непрозрачности вещества, мог быть получен и без знания природы источников звездной энергии. Тем не менее понимание сущности источников энергии совершенно необходимо для объяснения длительности существования звезд в почти неизменном состоянии. Еще более важно значение природы источников звездной энергии для проблемы эволюции звезд, т. е. закономерного изменения их основных характеристик (светимости, радиуса) с течением времени. Только после того как стала ясной природа источников звездной энергии, оказалось возможным понять диаграмму Герцшпрунга - Рессела,- основную закономерность звездной астрономии.
Вопрос об источниках звездной энергии был поставлен почти сразу же после открытия закона сохранения энергии, когда стало ясно, что излучение звезд обусловлено какими-то энергетическими превращениями и не может происходить вечно. Неслучайно первая гипотеза об источниках звездной энергии принадлежит Майеру - человеку, открывшему закон сохранения энергии. Он полагал, что источником излучения Солнца является непрерывное выпадение на его поверхность метеорных тел. Расчеты, однако, показали, что этого источника явно недостаточно для обеспечения наблюдаемой светимости Солнца. Гельмгольц и Кельвин пытались объяснить длительное излучение Солнца его медленным сжатием, сопровождающимся освобождением гравитационной энергии. Эта очень важная даже (и особенно!) для современной астрономии гипотеза оказалась, однако, несостоятельной для объяснения излучения Солнца в течение миллиардов лет. Заметим еще, что во времена Гельмгольца и Кельвина никаких разумных идей о возрасте Солнца еще не было. Лишь недавно стало ясно, что возраст Солнца и всей планетной системы около 5 миллиардов лет.
На рубеже XIX и XX вв. было сделано одно из величайших открытий в истории человечества - обнаружена радиоактивность. Тем самым открылся совершенно новый мир атомных ядер. Потребовалось, однако, не одно десятилетие, чтобы физика атомного ядра стала на прочную научную основу. Уже к 20-м годам нашего века стало ясно, что источник энергии Солнца и звезд следует искать в ядерных превращениях. Сам Эддингтон тоже так считал, однако указать конкретные ядерные процессы, происходящие в реальных звездных недрах и сопровождаемые выделением нужного количества энергии, тогда еще не было возможности. Насколько несовершенны были тогда знания природы источников звездной энергии, видно хотя бы из того, что Джинс - крупнейший английский физик и астроном начала нашего века,- полагал, что таким источником может быть... радиоактивность. Это, конечно, тоже ядерный процесс, но он, как легко показать, совершенно непригоден для объяснения излучения Солнца и звезд. Это видно хотя бы из того, что такой источник энергии совершенно не зависит от внешних условий - ведь радиоактивность, как хорошо известно, есть процесс спонтанный . По этой причине такой источник никак не мог бы «подстраиваться» под меняющуюся структуру звезды. Другими словами, отсутствовала бы «регулировка» излучения звезды. Вся картина звездного излучения резко противоречила бы наблюдениям. Первым, кто это понял, был замечательный эстонский астроном Э. Эпик, который незадолго до второй мировой войны пришел к выводу, что источником энергии Солнца и звезд могут быть только термоядерные реакции синтеза.
Только в 1939 г. известный американский физик Бете дал количественную теорию ядерных источников звездной энергии. Что же это за реакции? В § 7 мы уже упоминали, что в недрах звезд должны происходить термоядерные реакции. Остановимся на этом немного подробнее. Как известно, ядерные реакции, сопровождающиеся превращениями ядер и выделением энергии, происходят при столкновении частиц. Такими частицами могут быть прежде всего сами ядра. Кроме того, ядерные реакции могут происходить и при столкновениях ядер с нейтронами . Однако свободные (т. е. не связанные в ядрах) нейтроны являются неустойчивыми частицами. Поэтому их количество в недрах звезд должно быть ничтожно мало . С другой стороны, так как водород является самым обильным элементом в звездных недрах и он полностью ионизован, особенно часто будут происходить столкновения ядер с протонами.
Для того чтобы протон мог при таком столкновении проникнуть в ядро, с которым он сталкивается, ему надо приблизиться к последнему на расстояние около 10 -13 см. Именно на таком расстоянии действуют специфические силы притяжения, «цементирующие» ядро и присоединяющие к нему «чужой», сталкивающийся протон. Но для того, чтобы приблизиться к ядру на столь малое расстояние, протону необходимо преодолеть весьма значительную силу электростатического отталкивания («кулоновский барьер»). Ведь ядро тоже заряжено положительно! Легко подсчитать, что для преодоления этой электростатической силы протону нужно иметь кинетическую энергию, превышающую потенциальную энергию электростатического взаимодействия
Звезды – это, пожалуй, самое интересное, что есть в астрономии. Кроме того, их внутреннее строение и эволюцию мы понимаем лучше, чем что-либо в космосе (во всяком случае, нам так кажется). С планетами дело обстоит не очень хорошо, потому что их внутренности очень трудно исследовать – мы видим только то, что на поверхности. А что касается звезд, то большинство из нас уверено, что они устроены просто.
В начале прошлого века один молодой астрофизик высказался на семинаре у Эддингтона в том духе, что проще звезд ничего нет. На что более опытный астрофизик ответил: «Ну да, если Вас рассматривать с расстояния в миллиарды километров, то Вы тоже покажетесь простым».
На самом деле звезды не так просты, как кажутся. Но все-таки их свойства исследованы наиболее полно. Тому есть две причины. Во-первых, мы умеем численно моделировать звезды, потому что, как нам кажется, они сделаны из идеального газа. Точнее, из плазмы, которая ведет себя как идеальный газ, уравнение состояния которого довольно простое. С планетами так не получится. Во-вторых, иногда нам удается заглянуть в недра звезд, хотя пока это касается в основном Солнца.
К счастью, у нас в стране было и остается много хороших астрофизиков, специалистов по звездам. Связано это в основном с тем, что были хорошие физики, которые делали ядерное оружие, а звезды представляют собой природные ядерные реакторы. И когда оружие было сделано, многие физики, в том числе и сибирские, переключились на исследование звезд, потому что объекты в чем-то подобные. И они написали хорошие книги на эту тему.
Посоветую вам две книжки, которые до сих пор, на мой взгляд, остаются лучшими из тех, что на русском языке. «Физика звезд», автор которой – известный физик и талантливый преподаватель Самуил Аронович Каплан, написана почти сорок лет назад, но основы с тех пор не изменились. А современные сведения о физике звезд – в книге «Звезды» из серии «Астрономия и астрофизика», которую мы с коллегами сделали. Она пользуется таким интересом у читателей, что уже тремя изданиями вышла. Есть и другие книги, но в этих двух содержится практически исчерпывающая информация для тех, кто знакомится с предметом.
Такие разные звезды
Если мы посмотрим на звездное небо, то заметим, что звезды имеют разную яркость (видимый блеск) и разный цве. Понятно, что блеск может быть делом случая, поскольку одна звезда ближе, другая – дальше, по нему трудно сказать, какова звезда на самом деле. А вот цвет нам о многом рассказывает, потому что чем выше температура тела, тем дальше в голубую область сдвигается максимум в спектре излучения. Казалось бы, мы можем просто на глаз оценить температуру звезды: красная – холодная, голубая – горячая. Как правило, это действительно так и есть. Но иногда возникают и ошибки, связанные с тем, что между звездой и нами есть какая-то среда. Иногда она очень прозрачная, а иногда не очень. Всем известен пример с Солнцем: высоко над горизонтом оно белое (мы его называем желтым, но для глаза оно почти белое, потому что его свет нас ослепляет), но Солнце краснеет, когда восходит или заходит за горизонт. Очевидно, что не у самого Солнца меняется температура поверхности, а среда изменяет видимый цвет, и об этом надо помнить. К сожалению, для астрономов это большая проблема – угадать, насколько изменился цвет, т.е. видимая (цветовая) температура звезды, за счет того, что ее свет прошел сквозь межзвездный газ, атмосферу нашей планеты и прочие поглощающие среды.
Спектр звездного света – характеристика намного более надежная, потому что его трудно сильно исказить. Все, что мы знаем сегодня о звездах, мы прочитали в их спектрах. Исследование звездного спектра – это огромная, тщательно отработанная область астрофизики.
Интересно, что менее двухсот лет назад один известный философ, Огюст Конт, сказал: «мы уже многое узнали о природе, но есть такое, что мы не узнаем никогда – это химический состав звезд, потому как их вещество никогда не попадет к нам в руки». Действительно, в руки к нам вряд ли оно когда-нибудь попадет, но прошло буквально 15-20 лет и люди изобрели спектральный анализ, благодаря которому о химическом составе, как минимум, поверхности звезд мы узнали практически все. Так что никогда не говори «никогда». Напротив, всегда найдется способ сделать то, во что ты поначалу не веришь.
Но прежде чем говорить о спектре, посмотрим еще раз на цвет звезды. Мы уже знаем, что максимум интенсивности в спектре с увеличением температуры смещается в голубую область, и это надо использовать. И астрономы научились это использовать, потому что снять полный спектр – дело очень затратное. Нужен большой телескоп, длительное время наблюдения, чтобы накопить достаточно света на разных длинах волн – и при этом получить результат лишь для одной исследуемой звезды. А цвет можно очень просто измерять, причем делать это для многих звезд одновременно. И для массового статистического анализа мы просто фотографируем их два-три раза через разные светофильтры с широким окном пропускания.
Обычно двух фильтров – Blue (B) и Visual (V) – уже достаточно, чтобы в первом приближении определить температуру поверхности звезды. Например, есть у нас три звезды, у которых разные температуры поверхности, цвет у всех разный. Если одна из них будет типа Солнца (температура около 6 тыс. градусов), то на обоих снимках она будет примерно одинаковой яркости. Однако свет более холодной звезды будет сильнее гаситься B-фильтром, сквозь него будет мало длинноволнового света проходить, поэтому она будет казаться нам «слабенькой» звездочкой. А с более горячей звездой дело будет обстоять прямо противоположным образом.
Но бывает мало двух фильтров. Всегда можно ошибиться, как с Солнцем на горизонте. Астрономы обычно 3 окна пропускания используют: Visual, Blue, и третье – Ultraviolet, на границе прозрачности атмосферы. Три снимка уже вполне точно говорят нам о том, в какой мере межзвездная среда ослабляет свет каждой звезды, и какова собственная температура поверхности звезды. Для массовой классификации звезд такая 3-х полосная фотометрия – пока единственный способ, позволивший изучить более миллиарда звезд.
Вселенская паспортизация звезд
Но спектр, конечно, гораздо полнее характеризует звезду. Спектр представляет собой «паспорт» звезды, потому что спектральные линии говорят нам об очень многом. К словам «спектральные линии» мы все привыкли, представляем, что это такое (слайд 08 – спектры химических элементов в видимой области). По горизонтальной оси – длина волны, связанная с тем, на какой частоте излучается свет. Но каково происхождение формы линий, почему они выглядят как прямые вертикальные черточки, а не кружочки, треугольники или какие-нибудь загогулинки?
Спектральная линия – это монохроматическое изображение входной щели спектрографа. Если бы я сделал щель в виде крестика, то получился бы набор крестиков разного цвета. О таких простых вещах физик на третьем курсе, по-моему, должен задумываться. Или, как в армии, сказали «линия» – значит линия? Отнюдь не всегда это линия, потому что в спектрографе не обязательно используется входная щель, хотя, как правило, входное отверстие – это вертикальная прямоугольная щель, так удобнее.
В схеме любого спектрографа всегда есть диспергирующий элемент; в этом качестве может выступать призма или дифракционная решетка. Звезда – облачко горячего газа – испускает характерный набор квантов разных частот. Мы пропускаем их через входную щель и диспергирующий элемент и получаем изображения щели в разных цветах, упорядоченно расположенные по длине волны.
Если излучают свободные атомы химических элементов, то спектр получается линейчатый. А если взять в качестве источника излучения горячую спираль лампы накаливания, тогда получится спектр непрерывный. Почему так? В металлическом проводнике нет характерных уровней энергии, там электроны, бешено двигаясь, излучают на всех частотах. Поэтому спектральных линий так много, что они перекрываются друг с другом и получается континуум – непрерывный спектр.
А вот теперь берем источник непрерывного спектра и пропускаем его свет через облачко газа, но более холодного, чем спиралька. В этом случае облачко выхватывает из непрерывного спектра те фотоны, энергия которых соответствует переходам между энергетическими уровнями в атомах этого газа. И на этих частотах мы получаем в сплошном спектре вырезанные линии, «дырочки» – получается спектр поглощения. Но атомы, которые поглотили световые кванты, стали менее устойчивыми и рано или поздно их излучают. Почему же спектр продолжает оставаться «дырявым»?
Потому что атому все равно куда выбрасывать «лишнюю» энергию. Происходит спонтанное излучение в разных направлениях. Некоторая доля фотонов летит, конечно же, и вперед, но, в отличие от вынужденного излучения лазера, она мизерная.
Спектральные линии обычно весьма широкие и распределение яркости внутри них неравномерное. На это явление тоже надо обратить внимание и исследовать, с чем оно связано.
Есть много физических факторов, делающих спектральную линию широкой. На графике распределения яркости (или поглощения) можно, как правило, выделить два параметра: центральный максимум и характерную ширину. Ширину спектральной линии принято измерять на уровне половины интенсивности максимума. И ширина, и форма линии могут рассказать нам о каких-то физических особенностях источника света. Но о каких?
Предположим, мы подвесили одиночный атом в вакууме и никак не трогаем его, не мешаем ему излучать. Но даже в этом случае в спектре будет ненулевая ширина линий, ее называют естественной. Она возникает из-за того, что процесс излучения ограничен во времени, у разных атомов от 10⁻⁸ до 10⁻¹⁰ с. Если вы синусоиду электромагнитной волны «обрежете» на концах, то это уже будет не синусоида, а кривая, раскладывающаяся в набор синусоид с непрерывным спектром частот. И чем короче время излучения, тем шире спектральная линия.
В природных источниках света есть и другие эффекты, которые уширяют спектральную линию. Например, тепловое движение атомов. Поскольку излучающий объект имеет ненулевую абсолютную температуру, его атомы хаотически движутся: половина – к нам, половина – от нас, если смотреть лучевую проекцию скорости. В результате доплеровского эффекта излучение первых сдвигается в голубую сторону, других – в красную сторону. Это явление называется доплеровским тепловым уширением спектральной линии.
Доплеровское уширение может быть и по другим причинам. Например, в результате макроскопического движения вещества. Поверхность любой звезды кипит: конвективные потоки горячего газа поднимаются из глубин, остывшего – опускаются. Одни потоки в момент снятия спектра движутся к нам, другие - от нас. Конвективный эффект Доплера иногда бывает более сильным, чем тепловой.
Когда мы смотрим на фотографию звездного неба, нам трудно понять, какова величина звезд на самом деле. Например, есть красная и голубая. Если бы я ничего не знал о них, я бы мог подумать так: у красной звезды не очень высокая температура поверхности, но, если я вижу ее довольно яркой, следовательно, она близко ко мне расположена. Но тогда с определением относительной дальности до голубой звезды, которая светит слабее, у меня возникнет проблема. Я размышляю: так, голубая – значит горячая, но мне не понять, близко или далеко она от меня. Ведь она может быть большого размера и излучать большую мощность, но находиться столь далеко, что света оттуда приходит мало. Или же, напротив, она может светиться так слабо, потому что очень маленькая, хотя и близкая. Как же отличить звезду большую от звезды маленькой? Можно ли по спектру звезды определить ее линейный размер?
Казалось бы, нет. Но, тем не менее это возможно! Дело в том, что маленькие звезды плотные, а у больших атмосфера разрежена, поэтому газ в их атмосферах находится в разных условиях. Когда мы получаем спектры так называемых звезд-карликов и звезд-гигантов, то сразу же видим различия в характере спектральных линий (слайд 16 – Спектры звезд карликов и гигантов различаются шириной спектральных линий). В разреженной атмосфере гиганта каждый атом летает свободно, редко встречая соседей. Излучают все они практически одинаково, поскольку не мешают друг другу, так что спектральные линии гигантов имеют близкую к естественной ширину. А вот карлик – звезда массивная, но очень маленькая и, значит, с очень высокой плотностью газа. В ее атмосфере атомы постоянно взаимодействуют друг с другом, мешая излучать соседу на строго определенной частоте: потому что у каждого есть свое электрическое поле, которое влияет на поле соседа. Из-за того, что атомы находятся в разных условиях окружения, происходит так называемое штарковское уширение линии. Т.е. по форме, как говорят, «крыльев» спектральных линий мы сразу угадываем плотность газа на поверхности звезды и ее типичный размер.
Доплеровский эффект может проявляться и из-за вращения звезды в целом. Мы не можем различить края удаленной звезды, она для нас выглядит как точка. Но от приближающегося к нам края все линии спектра испытывают голубое смещение, от удаляющегося от нас – красное (слайд 18 – Вращение звезды приводит к уширению спектральных линий). Складываясь, это приводит к уширению спектральной линии. Оно выглядит не так, как эффект Штарка, по-другому меняет форму спектральной линии, поэтому можно угадать, в каком случае на ширину линии повлияло вращение звезды, а в каком – плотность газа в атмосфере звезды. Фактически это единственный способ измерения скорости вращения звезды, потому что звезд в виде шариков мы не видим, все они для нас – точки.
Движение звезды в пространстве тоже влияет на спектр из-за эффекта Доплера. Если две звезды движутся вокруг друг друга, оба спектра от этой пары смешиваются и ходят один на фоне другого. Т.е. периодическое смещение линий туда-сюда – признак орбитального движения звезд.
А что мы из серии меняющихся во времени спектров можем получить? Мы измеряем скорость (по амплитуде смещения), орбитальный период, а по этим двум параметрам, пользуясь третьим законом Кеплера, рассчитываем суммарную массу звезд. Иногда по косвенным признакам удается разделить эту массу между компонентами двойной системы. В большинстве случаев это единственный способ измерить массу звезд.
Кстати, диапазон масс звезд, которые мы изучили на сегодняшний день, не очень велик: разница составляет немногим больше 3 порядков величины. Наименее массивные звезды – порядка десятой доли массы Солнца. Еще меньшая масса не позволяет им запускать термоядерные реакции. Наиболее массивные звезды, которые мы недавно обнаружили – массой в 150 солнечных. Это уникумы, таких пока только 2 штуки известно из нескольких миллиардов.
Наблюдая редкие двойные системы, в орбитальной плоскости которых мы находимся, мы тоже можем многое узнать об этой паре звезд, используя только наблюдательные характеристики, т.е. которые мы можем непосредственно увидеть, а не рассчитать на основе каких-то законов. Поскольку мы не различаем их поодиночке, мы видим просто источник света, блеск которого время от времени меняется: происходят затмения, пока одна звезда проходит на фоне другой. Более глубокое затмение означает, что холодная звезда закрыла собой горячую, а менее глубокое – наоборот, горячая закрыла собой холодную (закрытые площади одинаковы, поэтому глубина затмения зависит только от их температуры). Помимо орбитального периода мы измеряем светимость звезд, из которой определяем их относительную температуру, а по длительности затмения рассчитываем размер.
Размер звезд, как мы знаем, огромен. По сравнению с планетами они просто гигантские. Солнце – самое типичное по размеру среди звезд, наравне с такими давно известными, как Альфа Кентавра и Сириус. Но размеры звезд (в отличие от их масс) укладываются в огромный диапазон – 7 порядков величины. Есть звезды заметно меньше них, одна из самых мелких (и одновременно одна из самых близких к нам) – Проксима, она чуть больше Юпитера. А есть звезды намного крупнее, причем на некоторых стадиях эволюции они раздуваются до невероятных размеров и становятся заметно больше всей нашей планетной системы.
Пожалуй, единственная звезда, диаметр которой мы измерили напрямую (благодаря тому, что она недалеко от нас), – это сверхгигант Бетельгейзе в созвездии Орион, на снимках телескопа «Хаббл» она не точка, а кружок (слайд 26 – Размер звезды Бетельгейзе в сравнении с диаметрами орбиты Земли и Юпитера. Фото космического телескопа "Хаббл"). Если эту звезду поставить на место Солнца, она «съест» не только Землю, но и Юпитер, полностью накроет его орбиту.
Но что мы вообще называем размером звезды? Между какими точками мы звезду измеряем? На оптических снимках звезда четко ограничена в пространстве, и кажется, что вокруг ничего нет. Значит, сфотографировали Бетельгейзе в видимом свете, приложили линейку к изображению – и готово? Но это, оказывается, еще не все. В дальнем инфракрасном диапазоне излучения видно, что атмосфера звезды тянется гораздо дальше, испускает из себя потоки. Надо полагать, что это и есть граница звезды? Но переходим в микроволновый диапазон – и видим, что атмосфера звезды протянулась почти на тысячу астрономических единиц, в несколько раз крупнее всей нашей Солнечной системы.
Звезда в общем случае – это газовое образование, которое не замкнуто в жестких стенках (в космосе их нет) и поэтому не имеющее границ. Формально, любая звезда простирается бесконечно (точнее, пока не достигнет соседней звезды), интенсивно испуская газ, который называют звездным ветром (по аналогии с солнечным ветром). Поэтому, говоря о размере звезды, всегда нужно уточнять, в каком диапазоне излучения мы его определяем, тогда будет более понятно, о чем речь.
Гарвардская классификация спектров
Настоящие спектры звезд, несомненно, очень сложны. Они совсем не похожи на спектры отдельных химических элементов, которые мы привыкли видеть в справочниках. Например, даже в узком в оптическом диапазоне солнечного спектра – от фиолетовой области до красной, который наш глаз как раз и видит, – линий очень много, и разобраться в них совсем не просто. Узнать даже на основе детального, высокодисперсного спектра, какие химические элементы и в каком количестве присутствуют в атмосфере звезды – большая проблема, которую астрономы до конца не могут решить.
Глядя на спектр, мы сразу увидим выделяющиеся бальмеровские линии водорода (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) и очень много линий железа. Иногда попадается гелий, кальций. Логично сделать вывод, что звезда состоит в основном из железа (Fe) и отчасти из водорода (H). В начале XX века была открыта радиоактивность, и когда люди задумались об источниках энергии звезд, они вспомнили, что в спектре Солнца много линий металлов, и предположили, что распад урана или радия греет внутренности нашего Солнца. Однако оказалось, что это не так.
Первая классификация звездных спектров была создана в Гарвардской обсерватории (США) руками примерно дюжины женщин. Кстати, почему именно женщин – вопрос интересный. Обработка спектров – это очень тонкая и кропотливая работа, для выполнения которой директору обсерватории Э. Пикерингу надо было взять помощников. Женский труд в науке тогда не очень приветствовался и оплачивался намного хуже мужского: на те деньги, которые были у этой небольшой обсерватории, можно было нанять либо двух мужчин, либо дюжину женщин. И тогда впервые в астрономию было призвано большое количество женщин, которые сформировали так называемый «гарем Пикеринга». Созданная ими спектральная классификация была первым вкладом в науку женского коллектива, который оказался гораздо более эффективным, чем ожидалось.
В то время люди вообще не представляли, на основе каких физических явлений формируется спектр, его просто фотографировали. Пытаясь построить классификацию, астрономы рассуждали так: в спектре любой звезды есть линии водорода, по убыванию их интенсивности можно упорядочить все спектры и сгруппировать их. Разложили, обозначив группы спектров латинскими буквами по алфавиту: с самыми сильными линиями – класс A, слабее – класс B и т.д.
Вроде бы все было сделано правильно. Но через несколько лет родилась квантовая механика, и мы поняли, что вовсе не обязательно обильный элемент представлен в спектре мощными линиями, а редкий элемент никак не проявляет себя в спектре. Многое зависит от температуры.
Давайте посмотрим на спектр поглощения атомарным водородом: в оптический диапазон попадают линии только бальмеровской серии. Но при каких условиях эти кванты поглощаются? При переходах только со второго уровня вверх. Но в нормальном-то (холодном) состоянии все электроны «сидят» на первом уровне, а на втором почти ничего нет. Значит, нам надо нагреть водород, чтобы какая-то доля электронов запрыгнула на второй уровень (потом они снова вернутся вниз, но перед этим какое-то время там проведут) – и тогда пролетающий оптический квант может быть поглощен электроном со второго уровня, что проявится в видимом спектре.
Итак, холодный водород не будет нам выдавать бальмеровскую серию, а теплый – будет. А если мы еще сильнее нагреем водород? Тогда много электронов запрыгнет на третий и более высокие уровни, а второй уровень снова обеднеет. Очень горячий водород тоже не даст нам спектральных линий, которые мы можем в оптическом диапазоне увидеть. Если пройтись от холодных звезд к самым горячим, то увидим, что линии любого элемента лишь в узком диапазоне температур могут быть достаточно хорошо представлены в спектре.
Когда астрофизики это поняли, им пришлось переставить спектральные классы в порядке роста температуры: от холодных звезд к горячим. Эта классификация по традиции тоже гарвардской называется, но она уже естественная, физическая. У звезд спектрального класса A температура поверхности около 10 тыс. градусов, водородные линии максимально яркие, а с ростом температуры они начинают исчезать, потому что атом водорода при температуре больше 20 тыс. градусов ионизуется. Аналогично дело обстоит с другими химическими элементами. Кстати, в спектрах звезд холоднее 4000 K присутствуют не только линии отдельных химических элементов, но и полосы, соответствующие устойчивым при таких температурах молекулам сложных веществ (например, оксидов титана и железа).
Получившуюся при упорядочивании классов по температуре последовательность букв OBAFGKM студентам-астрономам довольно просто запомнить, тем более что придуманы всякие мнемонические поговорки. Самая известная на английском – Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Диапазон температур поверхности таков: у самых горячих звезд – десятки тысяч градусов, у самых холодных – две с небольшим тысячи. Для более тонкой классификации каждый класс разделили на десять подклассов и к каждой букве справа приписали одну цифру от 0 до 9. Замечу, что оптические спектры в цвете фотографируют только для красоты, а для научных исследований это бессмысленно, поэтому обычно делают черно-белые изображения.
Редко, но бывает, что звезды демонстрируют линии не поглощения (темные на ярком фоне), а излучения (яркие на темном фоне). Их происхождение уже не так легко понять, хотя это тоже довольно элементарно. В начале лекции мы видели, что разреженное облачко горячего газа дает нам линии излучения. Когда мы смотрим на звезду с линиями излучения в спектре, мы понимаем, что источником этих линий служит разреженный, полупрозрачный газ, находящийся на периферии звезды, в ее атмосфере. То есть это звезды с протяженной горячей атмосферой, которая прозрачна в континууме (в промежутках между линиями), а значит, почти ничего в нем не излучает (закон Кирхгофа). Но она не прозрачна в отдельных спектральных линиях, а раз не прозрачна в них, то и сильно в них излучает.
На сегодняшний день гарвардская классификация звездных спектров расширена. В нее добавлены новые классы, соответствующие горячим звездам с протяженной атмосферой, ядрам планетарных туманностей и новых звезд, а также недавно открытым довольно холодным объектам занимающим промежуточное положение между нормальными звездами и крупнейшими планетами; их называют «коричневыми карликами» или «бурыми карликами» (англ. – brown dwarf).
Есть еще ответвления от некоторых классов для звезд с оригинальным химическим составом. Это, кстати, загадка для нас: до сих пор не ясно, почему у некоторых звезд вдруг наблюдается избыток какого-то редкого химического элемента. Ведь, несмотря на разнообразие звездных спектров, химический состав их атмосфер очень схожий: на 98 % по массе Солнце и подобные ему звезды состоят из первых двух химических элементов – водорода и гелия, а все остальные элементы представлены лишь двумя оставшимися процентами массы.
Солнце – самый яркий для нас источник света, его спектр мы можем растянуть очень сильно, различить в нем десятки тысяч спектральных линий и расшифровать их. Так, установлено, что на Солнце присутствуют все элементы таблица Менделеева. Однако, открою вам секрет, до сих пор примерно 20 линий солнечного спектра, очень слабых, остались не идентифицированными. Так что даже с Солнцем проблема распознавания химического состава еще не решена до конца.
Распределение химических элементов в атмосфере Солнца обладает рядом интересных закономерностей). Считается, что это типичный состав звездного вещества. И для большинства звезд это верно. Начиная с углерода и до самых тяжелых ядер (по крайней мере, до урана) идет довольно ровный спад распространенности элементов по мере увеличения их порядкового номера. Однако между гелием и углеродом имеется очень сильный провал – так происходит потому, что литий и бериллий легче всех участвуют в термоядерных реакциях, они активнее даже водорода и гелия. И как только температура поднимается выше миллиона градусов, они очень быстро выгорают.
Но и внутри этого ровного тренда есть особенности. Во-первых, резко выделяется пик железа. В природе, в том числе и в звездах, железа, никеля и близких к ним элементов по сравнению с их соседями необычайно много. Дело в том, что железо – необычный химический элемент: это самый конечный продукт термоядерных реакций, идущих в равновесных условиях, т.е. без всяких взрывов. В термоядерных реакциях звезда синтезируют из водорода все более и более тяжелые элементы, но доходит дело до железа – и все останавливается. Дальше, если мы попытаемся из железа что-то сделать новое в термоядерной реакции, добавляя к нему нейтроны, протоны, другие ядра, то никакого выделения тепла не будет: когда костер догорел, из золы уже ничего не получишь. Наоборот, на осуществление реакции пришлось бы подводить энергию извне, а сама по себе никакая реакция с железом в обычных условиях не пойдет. Поэтому железа в природе накопилось много.
Другой важный момент, на который стоит обратить внимание: линия, соединяющая на графике точки, имеет пилообразный вид. Так получается потому, что ядра с четным количеством нуклонов (протонов и нейтронов) гораздо более стабильны, чем с нечетным. Поскольку стабильные ядра легче создать, чем разрушить, этих ядер по сравнению с соседними элементами нарабатывается всегда больше на целый порядок, а то и на полтора.
В отличие от Солнца, в составе земного шара и землеподобных планет содержится очень мало водорода и гелия, но начиная с углерода «звездное» распределение химических элементов характерно и для них. Поэтому у каждой планеты, не только у Земли, есть крупное железное ядро.
К сожалению, спектры показывают нам состав только поверхности звезд. Наблюдая свет звезды, мы почти ничего не можем сказать о том, что у нее внутри, а внутренняя жизнь звезд разной массы различается. Перенос энергии в звезде происходить несколькими механизмами, преимущественно лучеиспусканием и конвекцией. Например, у звезд типа Солнца в центральной части, где идут термоядерные реакции, энергию в основном переносит излучение, и вещество ядра не перемешивается с вышележащими слоями. На периферии перемешивание идет, но оно не достигает тех внутренних областей, в которых постепенно меняется химический состав за счет термоядерных реакций. Т.е. продукты термоядерной реакции не выносятся на поверхность, тут циркулирует исходное вещество, из которого Солнце родилось когда-то. У более массивных звезд внутри идет конвективное перемешивание, но дальше не распространяется. Выпрыгнуть на поверхность звезды наработанные химические элементы тоже не могут.
Наконец, маломассивные – это самые правильные звезды: конвекция у них – главный механизм переноса тепла, внутри них происходит полное перемешивание вещества. Значит, казалось бы, на их поверхность должно всплывать то, что в центре в термоядерных реакциях наработалось. Однако в этих маленьких звездах очень медленно идут термоядерные реакции, они очень экономно расходуют свою энергию и медленно эволюционируют. Продолжительность их жизни в сотни и тысячи раз больше, чем у звезд типа Солнца, т.е. триллионы лет. А за те 14 млрд лет, что прошли с момента рождения Вселенной, в их составе практически ничего не изменилось. Они еще младенцы, многие из них еще недоформировались и не запустили нормальный термоядерный цикл.
Таким образом, о том, что находится внутри звезд, какой там химический состав вещества, мы не знаем до сих пор, натурных данных у нас нет. Только моделирование нам может что-то об этом сказать.
Диаграмма Герцшпрунга–Рассела
Видимый блеск звезд измеряют в обратной логарифмической шкале звездных величин (слайд 43), но для физика это неинтересно. Ему важна полная мощность излучения звезды, а ее мы не можем просто так по фотографии угадать.
Например, Альфа Кентавра среди других звезд имеет потрясающую яркость, но это вовсе не значит, что она самая мощная, ничего подобного. Это совершенно обычная звезда типа Солнца, просто по случаю она оказалась к нам намного ближе остальных и поэтому как фонарь заливает своим светом окрестный кусочек неба, хотя большинство соседних с ней на этом фото звезд представляют собой гораздо более мощные источники излучения, но они расположены дальше.
Итак, надо оценить мощность звезды как можно более точно. Для этого мы используем фотометрический закон обратных квадратов: измеряя видимую яркость звезды (плотность светового потока, достигающего Земли) и расстояние до нее, вычисляем полную мощность ее излучения в ваттах. Теперь можно представить общую физическую картину, изобразив все звезды на двумерной диаграмме (слайд 46), на осях которой откладывают две выведенные из наблюдений величины – температуру поверхности звезды и относительную мощность ее излучения (астрономы, принимая во внимание только оптический диапазон, называют эту мощность светимостью и измеряют в единицах мощности Солнца). В начале XX века такую картинку впервые построили два астронома, по именам которых она называется диаграммой Герцшпрунга–Рассела.
Солнце, звезда с температурой около 6000 K и с единичной мощностью, располагается почти посередине этой диаграммы. Вдоль диапазона изменения обоих параметров звезды распределены практически непрерывно, но по плоскости диаграммы они не как попало разбросаны, а группируются в компактные области.
Сегодня на диаграмме Герцшпрунга–Рассела выделяют несколько типичных групп, в которых сконцентрированы наблюдаемые в природе звезды (слайд 47). Подавляющее большинство звезд (90%) лежит в узкой полосе по диагонали диаграммы; эту группу называют главной последовательностью. Она распространяется от тусклых холодных звезд до горячих яркосветящихся: от миллионных долей до нескольких миллионов солнечных светимостей. Для физика это естественно: чем горячее поверхность, тем сильнее она излучает.
По обе стороны от главной последовательности находятся группы аномальных звезд. Некоторое количество звезд с высокой температурой обладают необычно низкой светимостью (в сотни и тысячи раз меньше солнечной) из-за своего мелкого размера – мы называем их белыми карликами, такие они по цвету. Другие исключительные звезды, в противоположном углу диаграммы, характеризуется более низкой температурой, но огромной светимостью – значит, они явно имеют больший физический размер, это гиганты.
В процессе своей эволюции звезда может менять положение на диаграмме. Об этом – в одной из следующих лекций.
