Žvaigždės: jų gimimas, gyvenimas ir mirtis [Trečias leidimas, pataisytas] Shklovsky Joseph Samuilovich
7 skyrius Kaip spinduliuoja žvaigždės?
7 skyrius Kaip spinduliuoja žvaigždės?
Esant maždaug dešimties milijonų kelvinų temperatūrai ir pakankamai dideliam medžiagos tankiui, žvaigždės vidus turėtų būti „užpildytas“ didžiuliu spinduliuotės kiekiu. Šios spinduliuotės kvantai nuolat sąveikauja su medžiaga, ją sugeria ir vėl išspinduliuoja. Dėl tokių procesų spinduliuotės laukas įgyja pusiausvyra charakteris (griežtai kalbant, beveik pusiausvyros požymis – žr. toliau), t.y. jis aprašytas gerai žinoma formulė Juosta su parametru T, lygus aplinkos temperatūrai. Pavyzdžiui, spinduliuotės tankis pagal dažnį
vieneto dažnio intervale yra lygus
Svarbi spinduliuotės lauko savybė yra jo intensyvumo, paprastai žymimas simboliu aš
Pastarasis apibrėžiamas kaip energijos kiekis, tekantis per vieno kvadratinio centimetro plotą vienetiniu dažnio intervalu per vieną sekundę vieno steradiano erdviniu kampu tam tikra kryptimi, o plotas yra statmenas šiai krypčiai. Jei intensyvumo vertė yra vienoda visomis kryptimis, tada ji yra susieta su spinduliuotės tankiu paprastu ryšiu
Galiausiai, ypač svarbi vidinės žvaigždžių struktūros problema spinduliuotės srautas, žymimas raide H. Šį svarbų dydį galime apibrėžti pagal bendrą energijos kiekį, tekantį į išorę per įsivaizduojamą sferą, supančią žvaigždės centrą:
| (7.5) |
Jei energija „gaminama“ tik vidiniuose žvaigždės regionuose, tada dydis L išlieka pastovus, t.y. nepriklauso nuo savavališkai pasirinkto spindulio r. Tikėdamas r = R, t.y., žvaigždės spindulį, rasime prasmę L: aišku, tai lengva šviesumožvaigždės. Kalbant apie srauto kiekį H, tada jis keičiasi su gyliu kaip r -2 .
Jei spinduliavimo intensyvumas visomis kryptimis būtų griežtai tas pats(t. y., kaip sakoma, radiacijos laukas būtų izotropinis), tada srautas H būtų lygus nuliui[18]. Tai lengva suprasti, jei įsivaizduosime, kad izotropiniame lauke spinduliuotės kiekis, tekantis per savavališko spindulio sferą į išorę, lygus skaičiui įtekantisšios įsivaizduojamos energijos sferos viduje. Žvaigždžių interjero sąlygomis radiacinis laukas beveik izotropinis. Tai reiškia, kad vertė aš nepaprastai pranašesnis H. Galime tai patikrinti tiesiogiai. Pagal (7.2) ir (7.4) at T= 107 K aš= 10 23 erg/cm2
ištrinama, o spinduliuotės kiekis, tekantis bet kuria kryptimi („aukštyn“ arba „žemyn“), bus šiek tiek didesnis: F = aš = 3
10 23 erg/cm2
Su. Tuo tarpu saulės spinduliuotės srauto dydis jo centrinėje dalyje. kažkur tolumoje
100 000 km nuo jo centro (tai septynis kartus mažiau nei saulės spindulys), bus lygus H = L/ 4r 2 = 4
10 33 / 10 21 = 4
10 12 erg/cm2
s, t.y. tūkstantį milijardų kartų mažiau. Tai paaiškinama tuo, kad saulės viduje spinduliuotės srautas į išorę („aukštyn“) yra beveik tikslus lygus srautuiį vidų („žemyn“). Viskas apie tai „beveik“. Nežymus spinduliuotės lauko intensyvumo skirtumas lemia visą žvaigždės spinduliavimo modelį. Dėl šios priežasties aukščiau padarėme išlygą, kad spinduliuotės laukas yra beveik pusiausvyros. Esant griežtai pusiausvyros radiacijos laukui, spinduliuotės srauto neturėtų būti! Dar kartą pabrėžkime, kad realaus spinduliavimo lauko nukrypimai žvaigždžių viduje nuo Planko lauko yra visiškai nereikšmingi, kaip matyti iš santykio mažumo. H/F
At T
10 7 K maksimali energija Planko spektre yra rentgeno spindulių diapazone. Tai išplaukia iš Wien dėsnio, gerai žinomo iš elementarios radiacijos teorijos:
| (7.6) |
10-8 cm ar 3? - tipiškas rentgeno spindulių diapazonas. Spinduliavimo energijos kiekis, esantis Saulės (ar bet kurios kitos žvaigždės) viduje, labai priklauso nuo temperatūros pasiskirstymo su gyliu, nes u T 4 . Tiksli teorijažvaigždžių interjeras leidžia mums gauti tokią priklausomybę, iš kurios išplaukia, kad mūsų šviestuvas turi apie 10 45 erg spinduliuotės energijos rezervą. Jei niekas nesulaikytų šios kietos spinduliuotės kvantų, jie būtų palikę Saulę per porą sekundžių ir šis siaubingas pliūpsnis neabejotinai būtų sudeginęs visą gyvybę Žemės paviršiuje. Tai neįvyksta, nes spinduliuotė tiesiogine prasme yra „užrakinta“ Saulės viduje. Didelis Saulės materijos storis tarnauja kaip patikimas „buferis“. Radiacijos kvantai, nuolat ir labai dažnai sugeriami saulės medžiagos plazmos atomų, jonų ir elektronų, „išteka“ tik itin lėtai. Tokios „difuzijos“ procese jie žymiai pakeičia savo pagrindinę kokybę - energiją. Jei žvaigždžių gelmėse, kaip matėme, jų energija atitinka rentgeno spindulių diapazoną, tai iš žvaigždės paviršiaus kvantai išeina jau labai „ploni“ - jų energija jau daugiausia atitinka optinį diapazoną.
Kyla pagrindinis klausimas: kas lemia žvaigždės šviesumą, t.y., jos spinduliavimo galią? Kodėl žvaigždė, turinti milžiniškus energijos išteklius, juos išleidžia taip „ekonomiškai“, radiacijai prarasdama tik nedidelę, nors ir gana apibrėžtą, šio „rezervo“ dalį? Aukščiau įvertinome spinduliavimo energijos rezervą žvaigždžių viduje. Reikėtų nepamiršti, kad ši energija, sąveikaudama su medžiaga, yra nuolat absorbuojama ir atnaujinama tokiu pat kiekiu. „Turimos“ spinduliavimo energijos „rezervuaras“ žvaigždžių žarnyne yra terminis medžiagos dalelių energija. Įvertinti vertę nėra sunku šiluminė energija, saugomas žvaigždutėje. Norėdami būti konkretesni, panagrinėkime Saulę. Paprastumo dėlei darant prielaidą, kad jį sudaro tik vandenilis, ir žinant jo masę, nesunku nustatyti, kad yra maždaug 2
10 57 dalelės – protonai ir elektronai. Esant temperatūrai T
10 7 K vidutinė dalelės energija bus lygi kT = 2
10 -9 erg, o tai reiškia, kad saulės šiluminės energijos rezervas W T yra labai reikšminga suma
10 48 erg. Esant stebimai galiai saulės radiacija L
10 33 erg/s šio rezervo pakanka 10 15 sekundžių arba
30 milijonų metų. Kyla klausimas: kodėl Saulės šviesumas yra būtent toks, kokį mes stebime? Arba, kitaip tariant, kodėl dujų rutulys, kurio masė yra hidrostatinės pusiausvyros būsenoje, vienoda masė Ar saulė turi visiškai apibrėžtą spindulį ir visiškai apibrėžtą paviršiaus temperatūrą, iš kurios sklinda spinduliuotė? Bet kurios žvaigždės, įskaitant Saulę, šviesumą galima pavaizduoti paprasta išraiška
|
(7.7) |
Kur T e- temperatūra saulės paviršius[19]. Juk iš esmės tokios pačios masės ir spindulio Saulės temperatūra galėtų būti, tarkime, 20 000 K, o tada jos šviesumas būtų šimtus kartų didesnis. Tačiau taip nėra, o tai, žinoma, nėra atsitiktinumas.
Aukščiau mes kalbėjome apie šiluminės energijos rezervą žvaigždėje. Be šiluminės energijos, žvaigždė taip pat turi nemažą kitų energijos rūšių atsargą. Visų pirma, pasvarstykime gravitacinis energijos. Pastaroji apibrėžiama kaip energija gravitacinė trauka visos žvaigždės dalelės tarpusavyje. Ji tikrai yra potencialusžvaigždės energijos ir turi minuso ženklą. Skaitmeniškai jis lygus darbui, kurį reikia atlikti, kad, įveikdamas gravitacijos jėgą, „ištrauktų“ visas žvaigždės dalis iki be galo didelio atstumo nuo jos centro. Šios energijos dydį galima apskaičiuoti radus žvaigždės gravitacinės sąveikos su savimi energiją:
Dabar panagrinėkime žvaigždę, kuri nėra pusiausvyroje, stacionari būsena, bet lėto suspaudimo stadijoje (kaip ir protožvaigždės atveju; žr. § 5). Suspaudimo proceso metu žvaigždės gravitacinė energija lėtai mažėja(atminkite, kad tai neigiama). Tačiau, kaip matyti iš (7.9) formulės, tik pusė Išsiskyrusi gravitacinė energija pavirs šiluma, t.y. bus panaudota medžiagai šildyti. Kita pusė išsiskiriančios energijos turi paliktižvaigždė spinduliuotės pavidalu. Iš to išplaukia, kad jei žvaigždės spinduliavimo energijos šaltinis yra jos suspaudimas, tai jos evoliucijos metu išskiriamos energijos kiekis yra lygus jos šiluminės energijos rezervui.
Kol kas paliekame nuošalyje labai svarbų klausimą dėl priežasčių, kodėl žvaigždė turi visiškai neabejotinaišviesumą, iš karto pabrėžiame, kad jei žvaigždės energijos šaltiniu laikysime jos gravitacinės energijos išsiskyrimą suspaudimo procese (kaip buvo tikima pabaigos XIX amžiuje), susidursime su labai rimtais sunkumais. Esmė ne ta, kad norint užtikrinti stebimą šviesumą, Saulės spindulys kasmet turi mažėti apie 20 metrų – toks nežymus Saulės dydžio pokytis. moderni technologija stebėjimo astronomija negali aptikti. Sunkumas yra tas, kad Saulės gravitacinės energijos rezervo pakaktų tik 30 milijonų metų mūsų žvaigždės spinduliuotei, žinoma, jei ji praeityje spinduliavo maždaug taip pat, kaip ir dabar. Jei XIX amžiuje, kai garsus anglų fizikas Thompsonas (lordas Kelvinas) iškėlė šią „gravitacinę“ saulės spinduliuotės palaikymo hipotezę, žinios apie Žemės ir Saulės amžių buvo labai miglotos, tai dabar taip nebėra. Geologiniai duomenys labai patikimai rodo, kad Saulės amžius yra mažiausiai keli milijardai metų, o tai šimtą kartų viršija jos gyvavimo „Kelvino skalę“.
Tai leidžia daryti labai svarbią išvadą, kad nei šiluminė, nei gravitacinė energija negali užtikrinti tokios ilgalaikės Saulės spinduliuotės, kaip ir didžioji dauguma kitų žvaigždžių. Mūsų šimtmetis jau seniai nurodė trečiąjį saulės ir žvaigždžių spinduliuotės energijos šaltinį, kuris yra lemiamas visos mūsų problemos atžvilgiu. Tai yra apie atominė energija(žr. § 3). § 8 pakalbėsime plačiau ir konkrečiai apie tas branduolines reakcijas, kurios vyksta žvaigždžių viduje.
Branduolinės energijos rezervo kiekis W i = 0 , 008Xc 2 M
10 52 erg viršija Saulės gravitacinės ir šiluminės energijos sumą daugiau nei 1000 kartų. Tas pats pasakytina ir apie didžiąją dalį kitų žvaigždžių. Šio rezervo pakanka palaikyti Saulės spinduliuotę šimtą milijardų metų! Žinoma, iš to nereiškia, kad Saulė spinduliuos tokį didžiulį laiko tarpą modernaus lygio. Tačiau bet kuriuo atveju akivaizdu, kad Saulė ir žvaigždės turi daugiau nei pakankamai branduolinio kuro atsargų.
Svarbu pabrėžti, kad Saulės ir žvaigždžių viduje vykstančios branduolinės reakcijos yra termobranduolinės. Tai reiškia, kad nors greitai (taigi ir gana energingai) įkrautos dalelės reaguoja, jos vis tiek terminis. Faktas yra tas, kad dujų dalelės, įkaitintos iki tam tikros temperatūros, turi Maksvelo greičio pasiskirstymas. Esant temperatūrai
10 7 K vidutinė dalelių šiluminių judesių energija yra artima 1000 eV. Ši energija yra per maža, kad dviejų branduolių susidūrimo metu įveiktų Kulono atstumiančias jėgas ir atsitrenktų į kitą branduolį ir taip sukeltų branduolinę transformaciją. Reikalinga energija turi būti bent dešimtis kartų didesnė. Tačiau svarbu, kad esant Maksvelo greičio pasiskirstymui, visada bus dalelių, kurių energija gerokai viršys vidurkį. Tiesa, jų bus nedaug, bet tik jie, susidūrę su kitais branduoliais, sukelia branduolines transformacijas ir atitinkamai energijos išsiskyrimą. Tokių anomaliai greitų, bet vis tiek „terminių“ branduolių skaičius labai jautriai priklauso nuo medžiagos temperatūros. Atrodytų, kad tokioje situacijoje branduolinės reakcijos, lydimos energijos išsiskyrimo, gali greitai padidinti medžiagos temperatūrą, o tai savo ruožtu smarkiai padidina jų greitį, o žvaigždė gali išnaudoti savo branduolinio kuro atsargas. palyginti trumpą laiką, padidinant jo šviesumą. Juk energija negali kauptižvaigždėje – dėl to smarkiai padidėtų dujų slėgis ir žvaigždė tiesiog sprogtų kaip perkaitęs garo katilas. Todėl visa branduolinė energija, išsiskirianti žvaigždžių gelmėse, turi palikti žvaigždę; Šis procesas lemia žvaigždės šviesumą. Tačiau faktas yra tas, kad nesvarbu, kokios termobranduolinės reakcijos vyksta, žvaigždėje jos negali vykti savavališku greičiu. Kai tik, bent jau nedideliu mastu, įvyksta vietinis (t. y. vietinis) žvaigždės medžiagos įkaitimas, pastarasis dėl padidėjusio slėgio plėsis, todėl pagal Clapeyrono formulę taip ir atsitiks aušinimas. Tokiu atveju branduolinių reakcijų greitis iš karto sumažės ir medžiaga grįš į pradinę būseną. Šis hidrostatinės pusiausvyros, sutrikusios dėl vietinio šildymo, atkūrimo procesas, kaip matėme anksčiau, vyksta labai greitai.
Taigi branduolinių reakcijų greitis tarsi „prisiderina“ prie temperatūros pasiskirstymo žvaigždės viduje. Kad ir kaip paradoksaliai tai skambėtų, žvaigždės šviesumo dydis nepriklauso nuo jo gelmėse vykstančių branduolinių reakcijų! Branduolinių reakcijų reikšmė yra ta, kad jos yra tarsi parama pastovus temperatūros režimasžvaigždės struktūros nulemtame lygyje, užtikrinant žvaigždžių šviesumą „kosmogoniniais“ laiko intervalais. Taigi „įprasta“ žvaigždė (pavyzdžiui, Saulė) yra puikiai reguliuojama mašina, kuri ilgą laiką gali veikti stabiliu režimu.
Dabar turime atsakyti į pagrindinį klausimą, kuris buvo užduotas šio skyriaus pradžioje: jei žvaigždės šviesumas nepriklauso nuo joje esančių energijos šaltinių, tai kas tai lemia? Norėdami atsakyti į šį klausimą, pirmiausia turime suprasti, kaip energija pernešama (perkeliama) iš centrinių dalių į periferiją žvaigždžių viduje. Yra trys pagrindiniai energijos perdavimo būdai: a) šilumos laidumas, b) konvekcija, c) spinduliavimas. Daugeliui žvaigždžių, įskaitant Saulę, energijos perdavimo šilumos laidumo būdu mechanizmas pasirodo visiškai neveiksmingas, palyginti su kitais mechanizmais. Išimtis yra podirvis baltieji nykštukai, apie kurį bus kalbama § 10. Konvekcija atsiranda tada, kai kartu su medžiaga perduodama šiluminė energija. Pavyzdžiui, įkaitusios dujos, besiliečiančios su karštu paviršiumi, plečiasi, o tai daro jų tankį mažėja ir jis tolsta nuo šildymo korpuso - jis tiesiog „plaukia“. Į jo vietą nusileidžia šaltos dujos, kurios vėl įkaista ir išplaukia ir tt Toks procesas tam tikromis sąlygomis gali vykti gana smarkiai. Jo vaidmuo centriniuose santykinai masyvių žvaigždžių regionuose, taip pat jų išoriniuose, „sufotosferiniuose“ sluoksniuose, gali būti labai reikšmingas, ir tai bus aptarta toliau. Pagrindinis energijos perdavimo procesas žvaigždžių interjeruose vis dar vyksta radiacija.
Jau minėjome aukščiau, kad spinduliuotės laukas yra žvaigždžių interjere beveik izotropinis. Jei įsivaizduosime nedidelį žvaigždžių materijos tūrį kažkur žvaigždės žarnyne, tada spinduliuotės, ateinančios „iš apačios“, tai yra kryptimi nuo žvaigždės centro, intensyvumas bus šiek tiek didesnis nei iš priešingos pusės. kryptis. Būtent dėl šios priežasties žvaigždės viduje yra srautas radiacija. Kas lemia spinduliuotės, sklindančios iš „viršaus“ ir „iš apačios“, intensyvumo skirtumą, ty spinduliavimo srautą? Trumpam įsivaizduokime, kad žvaigždžių vidaus medžiaga yra beveik skaidri. Tada spinduliuotė, kilusi toli nuo jos, kažkur pačiame žvaigždės centre, praeis pro mūsų tūrį „iš apačios“. Kadangi ten aukšta temperatūra, intensyvumas bus labai didelis. Priešingai, „iš viršaus“ ateinantis intensyvumas atitiks palyginti žemą išorinių žvaigždės sluoksnių temperatūrą. Šiuo įsivaizduojamu atveju spinduliuotės intensyvumo skirtumas „iš apačios“ ir „iš viršaus“ bus labai didelis ir atitiks didžiulį srautas radiacija.
Dabar įsivaizduokime kitą kraštutinumą: žvaigždės materija yra labai neskaidri. Tada iš šio tūrio galima „matyti“ tik eilės atstumu l/
Sugerties koeficientas, apskaičiuotas masės vienetui[20]. Saulės gelmėse dydis l/
Arti vieno milimetro. Iš pirmo žvilgsnio net keista, kad dujos gali būti tokios neskaidrios. Juk mes, būdami viduje žemės atmosfera, matome objektus už dešimčių kilometrų! Toks didžiulis žvaigždžių vidaus dujinės medžiagos neskaidrumas paaiškinamas dideliu jos tankiu, o svarbiausia – aukšta temperatūra, dėl kurios dujos jonizuojasi. Akivaizdu, kad temperatūros skirtumas virš vieno milimetro turėtų būti visiškai nereikšmingas. Jis gali būti apytiksliai įvertintas, jei temperatūros skirtumas nuo Saulės centro iki jos paviršiaus yra vienodas. Tada paaiškėja, kad temperatūros skirtumas 1 mm atstumu yra artimas šimtatūkstantajai laipsnio daliai. Atitinkamai, skirtumas tarp spinduliuotės, sklindančios iš „viršaus“ ir „iš apačios“, intensyvumo bus nereikšmingas. Todėl spinduliuotės srautas bus nereikšmingas, palyginti su intensyvumu, kaip aptarta aukščiau.
Taigi darome svarbią išvadą, kad žvaigždžių medžiagos neskaidrumas lemia srautas spinduliuotę, taigi ir žvaigždės šviesumą. Kuo didesnis žvaigždžių medžiagos neskaidrumas, tuo mažesnis spinduliuotės srautas. Be to, spinduliuotės srautas, žinoma, taip pat turi priklausyti nuo to, kaip greitai keičiasi žvaigždės temperatūra atsižvelgiant į gylį. Įsivaizduokime įkaitintą dujų rutulį, kurio temperatūra yra griežtai pastovi. Visiškai akivaizdu, kad šiuo atveju spinduliuotės srautas būtų lygus nuliui, nepriklausomai nuo to, ar spinduliuotės sugertis yra didelė, ar maža. Juk nesvarbu
spinduliuotės intensyvumas „iš viršaus“ bus lygus spinduliuotės „iš apačios“ intensyvumui, nes temperatūros yra griežtai vienodos.
Dabar galime visiškai suprasti tikslios formulės, jungiančios žvaigždės šviesumą su pagrindinėmis savybėmis, prasmę:
|
(7.10) |
kur yra simbolis
reiškia temperatūros pokytį judant vienu centimetru nuo žvaigždės centro. Jei temperatūra būtų griežtai pastovi, tada
būtų lygus nuliui. Formulė (7.10) išreiškia tai, kas jau buvo aptarta aukščiau. Žvaigždės spinduliuotės srautas (taigi ir jos šviesumas) yra didesnis, tuo mažesnis žvaigždžių medžiagos neskaidrumas ir didesnis temperatūrų skirtumas žvaigždės viduje.
Formulė (7.10) leidžia mums, visų pirma, gauti žvaigždės šviesumą, jei žinomos pagrindinės jos charakteristikos. Tačiau prieš pereidami prie skaitinių įverčių, pakeisime šią formulę. Išreikškime T per M, naudodami (6.2) formulę, ir sutikite su tuo
3M/ 4R 3 .
Tada, darant prielaidą
Turėsiu
|
(7.11) |
Būdingas gautos formulės bruožas yra tai, kad nuo jos buvo atsisakyta šviesumo priklausomybės nuo žvaigždės spindulio. Nors priklausomybė nuo vidutinės žvaigždžių interjero molekulinės masės yra gana stipri, tačiau pati vertė
Daugeliui žvaigždžių jis kinta nereikšmingose ribose. Žvaigždžių materijos neskaidrumas
visų pirma priklauso nuo sunkiųjų elementų buvimo joje. Faktas yra tas, kad vandenilis ir helis žvaigždžių interjero sąlygomis pilnai Jie yra jonizuoti ir tokioje būsenoje beveik negali sugerti spinduliuotės. Iš tiesų, kad spinduliuotės kvantas būtų sugertas, jo energija turi būti visiškai sunaudota elektronui iš branduolio pašalinti, ty jonizacijai. Jei vandenilio ir helio atomai yra visiškai jonizuoti, tada, paprasčiau tariant, nėra ko atplėšti [21]. Sunkieji elementai yra kitas reikalas. Jie, kaip matėme aukščiau, vis dar išlaiko dalį savo elektronų savo vidiniame apvalkale ir todėl gali gana efektyviai sugerti spinduliuotę. Iš to išplaukia, kad nors santykinė sunkiųjų elementų gausa žvaigždžių interjeruose yra nedidelė, jų vaidmuo yra neproporcingai didelis, nes jie daugiausia lemia žvaigždžių medžiagos neskaidrumą.
Teorija veda prie paprastos absorbcijos koeficiento priklausomybės nuo medžiagos savybių (Kramers formulė):
| (7.12) |
Tačiau atminkite, kad ši formulė yra gana apytikslė. Nepaisant to, iš to išplaukia, kad labai nepadarysime didelė klaida, jei nustatysime reikšmę
labai nesikeičia iš žvaigždės į žvaigždę. Tikslūs skaičiavimai rodo, kad karštoms masyvioms žvaigždėms
1, o raudonųjų nykštukų vertė
10 kartų daugiau. Taigi iš (7.11) formulės matyti, kad šviesumas yra „normalus“ (t. y. pusiausvyroje esant pagrindinė seka) žvaigždė pirmiausia priklauso nuo jos masės. Jei pakeisime visų į formulę įtrauktų koeficientų skaitinę reikšmę, tada ją galima perrašyti į formą
|
(7.13) |
Ši formulė leidžia nustatyti absoliutusžvaigždės šviesumo vertė, jei žinoma jos masė. Pavyzdžiui, Saulės atveju galima daryti prielaidą, kad absorbcijos koeficientas
20 ir vidutinė molekulinė masė
0, 6 (žr. aukščiau). Tada L/L
5, 6. Mums neturėtų būti gėda dėl to, kad L/L
Tai nepasirodė lygus vienam. Tai paaiškinama ypatingu mūsų modelio grubumu. Tikslūs skaičiavimai, atsižvelgiant į Saulės temperatūros pasiskirstymą su gyliu, suteikia vertę L/L
Arti vienybės.
Pagrindinė formulės (7.13) reikšmė yra ta, kad ji pateikia pagrindinės sekos žvaigždės šviesumo priklausomybę nuo jos masės. Todėl formulė (7.13) paprastai vadinama „masės ir šviesumo santykiu“. Dar kartą atkreipkime dėmesį į tai, kad toks svarbiausia savybėžvaigždės, koks jos vardas spindulys, neįtrauktas į šią formulę. Nėra užuominos apie žvaigždės šviesumo priklausomybę nuo jos gelmėse esančių energijos šaltinių galios. Paskutinė aplinkybė yra esminė. Kaip jau pabrėžėme aukščiau, tam tikros masės žvaigždė tarsi pati reguliuoja energijos šaltinių, kurie „prisiderina“ prie jos struktūros ir „nepermatomumo“, galią.
Masės ir šviesumo santykį pirmasis iškėlė puikus anglų astronomas Eddingtonas, įkūrėjas šiuolaikinės teorijos vidinė žvaigždžių struktūra. Šią priklausomybę jis nustatė teoriškai ir tik vėliau buvo patvirtinta plačia stebėjimų medžiaga. Šios formulės, gautos, kaip matėme aukščiau, iš paprasčiausių prielaidų, sutapimas su stebėjimų rezultatais paprastai yra geras. Kai kurie neatitikimai atsiranda labai didelėms ir labai mažoms žvaigždžių masėms (t. y. mėlyniesiems milžinams ir raudonosioms nykštukėms). Tačiau tolesnis teorijos tobulinimas leido pašalinti šiuos neatitikimus...
Aukščiau pateikėme ryšį tarp spinduliuotės srauto ir temperatūrų skirtumo, remiantis prielaida, kad energija iš žvaigždės vidaus į išorę perduodama tik spinduliuote (žr. (7.10) formulę). Žvaigždžių viduje sąlyga įvykdyta spinduliavimo pusiausvyra. Tai reiškia, kad kiekvienas žvaigždės tūrio elementas sugeria lygiai tiek energijos, kiek išskiria. Tačiau ši pusiausvyra ne visada tvarus. Paaiškinkime tai paprastu pavyzdžiu. Pasirinkime nedidelį tūrio elementą žvaigždės viduje ir mintyse perkelkime jį aukštyn (t. y. arčiau paviršiaus) nedideliu atstumu. Kadangi tolstant nuo žvaigždės centro mažės ją formuojančių dujų temperatūra ir slėgis, tokiu judėjimu mūsų tūris turėtų plėstis. Galima daryti prielaidą, kad tokio judėjimo procese nevyksta energijos mainai tarp mūsų tūrio ir aplinkos. Kitaip tariant, galima svarstyti tūrio padidėjimą, kai jis juda aukštyn adiabatinis. Šis išsiplėtimas įvyks taip, kad jo vidinis slėgis visada bus lygus išoriniam aplinkos slėgiui. Jei pajudėję įsivaizduosime savo dujų tūrį „savaime“, tada jos arba grįš į pradinę padėtį, arba toliau judės aukštyn. Kas lemia tūrio judėjimo kryptį?
Ir P reiškia tankį ir slėgį. Tūriui pajudėjus aukštyn (arba, kitaip tariant, „patyrus sutrikimą“) ir jo vidinį slėgį subalansavus aplinkos slėgiui, jo tankis turi skirtis nuo nurodytos aplinkos tankio. Tai paaiškinama tuo, kad didėjant ir plečiantis mūsų tūriui, jo tankis keitėsi pagal specialų, vadinamąjį „adiabatinį“ dėsnį. Šiuo atveju turėsime
|
(7.15) |
Žvaigždžių viduje, kaip taisyklė, energijos perdavimas vyksta per spinduliuotę. Tai paaiškinama stabilumas aplinka, susijusi su jos „nejudrumo“ sutrikimais (žr. aukščiau). Tačiau daugelio žvaigždžių viduje yra tokių sluoksnių ir net ištisų didelių regionų, kuriuose aukščiau gauta stabilumo sąlyga netenkinama. Tokiais atvejais didžioji energijos dalis perduodama konvekcijos būdu. Paprastai tai atsitinka, kai energijos perdavimas spinduliuote dėl kokių nors priežasčių yra apribotas. Taip gali nutikti, pavyzdžiui, kai neskaidrumas yra per didelis.
Aukščiau pagrindinis masės ir šviesumo santykis buvo gautas darant prielaidą, kad energijos perdavimas žvaigždėse vyksta tik spinduliuojant. Kyla klausimas: jei energijos perdavimas konvekcijos būdu vyksta ir žvaigždėje, ar ši priklausomybė nebus pažeista? Pasirodo, ne! Faktas yra tai, kad „visiškai konvekcinių žvaigždžių“, ty žvaigždžių, kuriose energijos perdavimas visur, nuo centro iki paviršiaus, būtų vykdomas tik konvekcijos būdu, gamtoje neegzistuoja. Tikros žvaigždės turi tik daugiau ar mažiau plonus sluoksnius arba didelius regionus centre, kur konvekcija atlieka dominuojantį vaidmenį. Bet užtenka žvaigždės viduje turėti bent vieną sluoksnį, kuriame energijos perdavimas vyksta spinduliuote, kad jos neskaidrumas radikaliausiai paveiktų žvaigždės „pralaidumą“ jos gelmėse išsiskiriančios energijos atžvilgiu. Tačiau konvekcinių sričių buvimas žvaigždžių viduje, žinoma, pakeis (7.13) formulės koeficientų skaitinę reikšmę. Būtent ši aplinkybė yra viena iš priežasčių, kodėl pagal šią formulę mūsų apskaičiuotas Saulės šviesumas yra beveik penkis kartus didesnis nei stebimasis.
Taigi dėl aukščiau aprašyto specifinio nestabilumo konvekciniuose žvaigždžių sluoksniuose vyksta didelio masto dujų judėjimas. Karštesnės dujų masės kyla iš apačios į viršų, o šaltesnės – krenta. Vyksta intensyvus medžiagos maišymo procesas. Tačiau skaičiavimai rodo, kad judančių dujų elementų ir aplinkos temperatūros skirtumas yra visiškai nereikšmingas, tik apie 1 K - ir tai yra dešimties milijonų kelvinų požeminės medžiagos temperatūroje! Tai paaiškinama tuo, kad pati konvekcija linkusi suvienodinti sluoksnių temperatūrą. Vidutinis kylančių ir krintančių dujų masių greitis taip pat nežymus – tik kelių dešimčių metrų per sekundę eilės. Naudinga palyginti šį greitį su jonizuotų vandenilio atomų šiluminiais greičiais žvaigždžių viduje, kurie yra keli šimtai kilometrų per sekundę. Kadangi konvekcijoje dalyvaujančių dujų judėjimo greitis yra dešimtis tūkstančių kartų mažesnis už žvaigždžių medžiagos dalelių šiluminį greitį, konvekcinių srautų sukeltas slėgis yra beveik milijardą kartų mažesnis už įprastą dujų slėgį. Tai reiškia, kad konvekcija visiškai neturi įtakos žvaigždžių vidaus hidrostatinei pusiausvyrai, kurią lemia dujų slėgio ir gravitacijos jėgų lygybė.
Nereikėtų įsivaizduoti konvekcijos kaip kažkokio tvarkingo proceso, kai kylančių dujų sritys reguliariai keičiasi su jų kritimo sritimis. Konvekcinio judėjimo pobūdis yra ne „laminarinis“, o „turbulentinis“; tai yra itin chaotiška, atsitiktinai besikeičianti laike ir erdvėje. Chaotiškas dujų masių judėjimo pobūdis lemia visišką medžiagos susimaišymą. Tai reiškia kad cheminė sudėtisžvaigždės sritis, kurią dengia konvekciniai judesiai, turi būti vienalytė. Paskutinė aplinkybė yra labai svarbi daugeliui problemų. žvaigždžių evoliucija. Pavyzdžiui, jei dėl branduolinių reakcijų karščiausioje (centrinėje) konvekcinės zonos dalyje pasikeitė cheminė sudėtis (pavyzdžiui, mažiau vandenilio, kurio dalis virto heliu), tai per trumpą laiką pokytis pasklis visoje konvekcinė zona. Taigi „šviežias“ branduolinis karštis gali nuolat patekti į „branduolinės reakcijos zoną“ - centrinę žvaigždės sritį, o tai, žinoma, turi lemiamą reikšmę žvaigždės evoliucijai [22]. Tuo pačiu metu gali būti situacijų, kai centriniuose, karščiausiuose žvaigždės regionuose nėra konvekcijos, o tai evoliucijos procese lemia radikalius šių regionų cheminės sudėties pokyčius. Tai bus išsamiau aptarta 12 straipsnyje.
Iš knygos Reliatyvumo teorija – XX amžiaus apgaulė autorius Sekerinas Vladimiras IljičiusII Žvaigždės spinduliuoja... Taigi aš ir toliau judėjau laiku didžiuliais žingsniais, kiekvienas tūkstantį ar daugiau metų, sužavėtas paskutinių Žemės dienų paslapties ir kažkokioje hipnozės būsenoje stebėdamas, kaip vakarinėje dangaus dalyje Saulė tapo didesnė ir blankesnė... Galiausiai,
Iš knygos Įdomu apie kosmogoniją autorius Tomilinas Anatolijus NikolajevičiusIII Žvaigždės sprogsta... Dvidešimt antrąją septintojo Mėnulio dieną pirmaisiais Shi-Ho periodo metais Yang Weite pasakė: „Aš nusilenkiu: stebėjau kviestinės žvaigždės pasirodymą Tveno-Kuano žvaigždyne. . Jis buvo šiek tiek vaivorykštės spalvos. Pagal imperatoriaus įsakymą I
Iš autorės knygos19 skyrius Neutroninės žvaigždės ir pulsarų atradimas Kaip aptarta antroje šios knygos dalyje, paskutinė žvaigždės evoliucijos fazė, kuri įvyksta išnaudojus jos branduolinio vandenilio kuro išteklius, labai priklauso nuo masės.
Iš autorės knygos23 skyrius Rentgeno žvaigždės Kaip jau buvo nurodyta šios knygos įžangoje, sparti už atmosferos astronomijos, taip pat radijo astronomijos raida pokario metais lėmė mūsų mokslo revoliuciją. Bene įspūdingiausi ekstraatmosferos pasiekimai
Iš knygos autorius Iš autorės knygosŽvaigždės asortimente Prekyboje esantis asortimentas vadinamas rinkiniu įvairių tipų ir prekių rūšys. Žinoma, mes nesiruošiame prekiauti žvaigždėmis. Tačiau šiais laikais, kai prekybos universitetuose vyksta astronomijos konkursai, tokie terminai ypač populiarūs. Ir mes siekiame
Iš autorės knygosŽvaigždės 66. Kas yra žvaigždės? Žvaigždės yra kitos saulės, sumažintos iki švytinčio smeigtuko dydžio, nes jos neįsivaizduojamos didelis atstumasį Žemę 1600 m. Katalikų bažnyčia sudegino italų filosofą Giordano Bruno, nes jis pareiškė, kad.
Iš autorės knygos66. Kas yra žvaigždės? Žvaigždės yra kitos saulės, sumažintos iki švytinčios smeigtuko dydžio dėl neįsivaizduojamai didelio atstumo nuo Žemės. 1600 m. Katalikų bažnyčia sudegino italų filosofą Giordano Bruno už tvirtinimą, kad žvaigždės.
Iš autorės knygos71. Kaip veikia žvaigždės? Žvaigždė yra milžiniškas dujų kamuolys. Jis susidaro, kai tarpžvaigždinis debesis, daugiausia sudarytas iš vandenilio ir helio, pradeda griūti pagal savo svorį. Suspaudimas tęsiasi tol, kol šerdis tampa tiek suspausta ir įkaista, kad paleidžiama
Iš autorės knygos78. Ar žvaigždės yra dirbtinės? Tai visiškai kvailas klausimas – ar ne? Tačiau iš tikrųjų tai susiję su svarbiausiais mokslinis klausimas: Kaip galime atpažinti nežemiškus žmones (ET) Ieškodami nežemiško intelekto, SETI (search extraterrestrial Intelligence) aparatas skenuoja dangų?
Kokie yra energijos šaltiniai iš žvaigždžių? Kokie procesai palaiko žvaigždžių „gyvybę“? Suteikite idėją apie paprastų žvaigždžių ir raudonųjų milžinų evoliuciją, paaiškinkite procesus, vykstančius jų interjeruose. Kokia yra Saulės evoliucijos perspektyva?
Kaip ir visi gamtos kūnai, žvaigždės nelieka nepakitusios, jos gimsta, vystosi ir galiausiai „miršta“. Norėdami sekti gyvenimo keliasžvaigždės ir norėdami suprasti, kaip jos sensta, turite žinoti, kaip jos atsiranda. Šiuolaikinė astronomija turi daugybę argumentų, palaikančių teiginį, kad žvaigždės susidaro kondensuojantis dujų ir dulkių debesims tarpžvaigždinėje terpėje. Žvaigždžių formavimosi procesas iš šios aplinkos tęsiasi iki šiol. Šios aplinkybės išaiškinimas yra vienas didžiausių šiuolaikinės astronomijos laimėjimų. Dar palyginti neseniai buvo manoma, kad visos žvaigždės susiformavo beveik vienu metu, prieš milijardus metų. Šioms metafizinėms idėjoms žlugti pirmiausia prisidėjo stebėjimo astronomijos pažanga ir žvaigždžių sandaros ir evoliucijos teorijos raida. Dėl to paaiškėjo, kad daugelis stebėtų žvaigždžių yra palyginti jauni objektai, o dalis jų atsirado žmogui jau esant Žemėje.
Svarbiausia žvaigždžių evoliucijos problema yra jų energijos šaltinių klausimas. Tiesą sakant, iš kur tai, pavyzdžiui,? puiki suma energijos, reikalingos saulės spinduliuotei palaikyti maždaug stebimu lygiu kelis milijardus metų? Kiekvieną sekundę Saulė išspinduliuoja 4*10 33 ergų, o per 3 milijardus metų – 4*10 50 ergų. Nėra jokių abejonių, kad Saulės amžius yra apie 5 milijardus metų. Tai išplaukia bent jau iš šiuolaikinių Žemės amžiaus skaičiavimų, naudojant įvairius radioaktyvius metodus. Mažai tikėtina, kad Saulė yra „jaunesnė“ už Žemę.
Sėkmė branduolinė fizika leido išspręsti žvaigždžių energijos šaltinių problemą dar mūsų amžiaus trečiojo dešimtmečio pabaigoje. Toks šaltinis yra termobranduolinės sintezės reakcijos, vykstančios žvaigždžių gelmėse esant labai aukštai ten vyraujančiai temperatūrai (maždaug dešimties milijonų laipsnių). Dėl šių reakcijų, kurių greitis stipriai priklauso nuo temperatūros, protonai virsta helio branduoliais, o išsiskirianti energija pamažu „nuteka“ per žvaigždžių gelmes ir, galiausiai, gerokai transformuota, išspinduliuojama į kosmosą. Tai nepaprastai galingas šaltinis. Jei darysime prielaidą, kad iš pradžių Saulė susidėjo tik iš vandenilio, kuris dėl termobranduolinių reakcijų buvo visiškai paverstas heliu, tada išsiskiriančios energijos kiekis bus maždaug 10 52 erg.
Taigi, norint išlaikyti stebimą spinduliuotę milijardus metų, Saulei pakanka „išnaudoti“ ne daugiau kaip 10% pradinio vandenilio atsargų. Dabar žvaigždės evoliuciją galime įsivaizduoti taip. Dėl tam tikrų priežasčių (galima nurodyti kelias iš jų) pradėjo kondensuotis tarpžvaigždinės dujų-dulkių terpės debesis. Gana greitai (žinoma, astronominiu mastu!) jėgų įtakoje universalioji gravitacija iš šio debesies susidaro gana tankus nepermatomas dujų rutulys. Griežtai kalbant, šio kamuoliuko dar negalima vadinti žvaigžde, nes jo centriniuose regionuose temperatūros nepakanka termobranduolinėms reakcijoms prasidėti. Dujų slėgis rutulio viduje dar nepajėgia subalansuoti atskirų jo dalių traukos jėgų, todėl jis nuolat susispaus.
Kai kurie astronomai anksčiau manė, kad tokie „protžvaigždžiai“ buvo pastebėti atskiruose ūkuose labai tamsių kompaktiškų darinių, vadinamųjų rutuliukų, pavidalu. Tačiau radijo astronomijos sėkmė privertė mus atsisakyti šio gana naivaus požiūrio. Dažniausiai vienu metu susidaro ne viena protožvaigždė, o daugiau ar mažiau gausi jų grupė. Vėliau šios grupės tampa žvaigždžių asociacijomis ir klasteriais, gerai žinomomis astronomams. Labai tikėtina, kad šiame labai ankstyvame žvaigždės evoliucijos etape aplink ją susidaro mažesnės masės gumulėliai, kurie vėliau pamažu virsta planetomis.
Kai protožvaigždė susitraukia, jos temperatūra pakyla, o nemaža dalis išsilaisvinusios potencialios energijos išspinduliuojama į aplinkinę erdvę. Kadangi griūvančio dujų rutulio matmenys yra labai dideli, jo paviršiaus vieneto spinduliuotė bus nereikšminga. Kadangi spinduliuotės srautas paviršiaus vienetui yra proporcingas ketvirtajai temperatūros laipsniai (Stefano-Boltzmanno dėsnis), žvaigždės paviršiaus sluoksnių temperatūra yra santykinai žema, o jos šviesumas yra beveik toks pat kaip paprastos žvaigždės su ta pati masė. Todėl spektro ir šviesumo diagramoje tokios žvaigždės bus pagrindinės sekos dešinėje, t.
Vėliau protožvaigždė ir toliau traukiasi. Jo dydis tampa mažesnis ir paviršiaus temperatūra didėja, dėl to spektras tampa vis „ankstyvesnis“. Taigi, judėdamas spektro-šviesumo diagrama, protožvaigždė gana greitai „atsės“ prie pagrindinės sekos. Šiuo laikotarpiu žvaigždžių vidaus temperatūra jau yra pakankama, kad ten prasidėtų termobranduolinės reakcijos. Tokiu atveju dujų slėgis būsimos žvaigždės viduje subalansuoja trauką, o dujų rutulys nustoja trauktis. Protožvaigždė tampa žvaigžde.
Prireikia palyginti nedaug laiko, kol protožvaigždės išgyvena šį ankstyviausią savo evoliucijos etapą. Jei, pavyzdžiui, protožvaigždės masė didesnė už Saulės, tai užtrunka vos kelis milijonus metų, jei mažiau – kelių šimtų milijonų metų. Kadangi protožvaigždžių evoliucijos laikas yra palyginti trumpas, šį ankstyviausią žvaigždžių vystymosi etapą sunku aptikti. Nepaisant to, tokioje stadijoje esančios žvaigždės, matyt, stebimos. Kalbame apie labai įdomias T Tauri žvaigždes, dažniausiai įterptas į tamsius ūkus.
Patekusi į pagrindinę seką ir nustojusi trauktis, žvaigždė spinduliuoja ilgą laiką, praktiškai nekeisdama savo padėties spektro-šviesumo diagramoje. Jo spinduliuotę palaiko termobranduolinės reakcijos, vykstančios centriniuose regionuose. Taigi pagrindinė seka yra tarsi geometrinė taškų vieta spektro-šviesumo diagramoje, kur žvaigždė (priklausomai nuo jos masės) dėl termobranduolinių reakcijų gali skleistis ilgą laiką ir tolygiai. Žvaigždės vietą pagrindinėje sekoje lemia jos masė. Pažymėtina, kad yra dar vienas parametras, nulemiantis pusiausvyrą spinduliuojančios žvaigždės padėtį spektro-šviesumo diagramoje. Šis parametras yra pradinė žvaigždės cheminė sudėtis. Jei sunkiųjų elementų santykinė gausa sumažės, žemiau esančioje diagramoje žvaigždė „nukris“. Būtent ši aplinkybė paaiškina subnykštukų sekos buvimą.
Kaip minėta aukščiau, santykinis sunkiųjų elementų gausa šiose žvaigždėse yra dešimtis kartų mažesnė nei pagrindinės sekos žvaigždėse.
Laikas, kurį žvaigždė lieka pagrindinėje sekoje, nustatomas pagal jos pradinę masę. Jei masė didelė, žvaigždės spinduliuotė turi milžinišką galią, ji greitai išnaudoja vandenilio „kuro“ atsargas. Pavyzdžiui, pagrindinės sekos žvaigždės, kurių masė keliasdešimt kartų didesnė už Saulės masę (tai karšti mėlyni milžinai spektrinė klasė O) gali skleisti pastoviai, būdamas šioje sekoje tik kelis milijonus metų, o žvaigždės, kurių masė artima Saulei, pagrindinėje sekoje yra 10–15 milijardų metų.
Vandenilio „išdegimas“ (t. y. jo pavertimas heliu termobranduolinių reakcijų metu) vyksta tik centriniuose žvaigždės regionuose. Tai paaiškinama tuo, kad žvaigždžių medžiaga maišosi tik centriniuose žvaigždės regionuose, kur vyksta branduolinės reakcijos, o išoriniuose sluoksniuose santykinis vandenilio kiekis išlieka nepakitęs. Kadangi vandenilio kiekis centriniuose žvaigždės regionuose yra ribotas, anksčiau ar vėliau (priklausomai nuo žvaigždės masės) beveik visas jis ten „sudegs“.
Skaičiavimai rodo, kad jos centrinės srities, kurioje vyksta branduolinės reakcijos, masė ir spindulys palaipsniui mažėja, o žvaigždė spektro ir šviesumo diagramoje lėtai juda į dešinę. Šis procesas vyksta daug greičiau santykinai masyviose žvaigždėse. Jei įsivaizduosime grupę vienu metu besiformuojančių besivystančių žvaigždžių, tai laikui bėgant pagrindinė seka spektro-šviesumo diagramoje, sudarytoje šiai grupei, kryps į dešinę.
Kas atsitiks su žvaigžde, kai visas (arba beveik visas) jos šerdyje esantis vandenilis „sudegs“? Kadangi energijos išsiskyrimas centriniuose žvaigždės regionuose nutrūksta, temperatūra ir slėgis ten negali būti palaikomi tokio lygio, kuris būtinas, kad būtų neutralizuota žvaigždę suspaudžianti gravitacinė jėga. Žvaigždės šerdis pradės trauktis, o jos temperatūra pakils. Susidaro labai tankus karštas regionas, susidedantis iš helio (į kurį pavirto vandenilis) su nedideliu sunkesnių elementų mišiniu. Tokios būsenos dujos vadinamos „išsigimusiomis“. Jis turi numerį įdomių savybių, prie kurių čia negalime pasilikti. Šiame tankiame karštame regione branduolinės reakcijos neįvyks, tačiau gana intensyviai vyks branduolio periferijoje, palyginti plonu sluoksniu. Skaičiavimai rodo, kad žvaigždės šviesumas ir dydis ims didėti. Žvaigždė tarsi „išsipučia“ ir pradeda „nukrypti“ nuo pagrindinės sekos, pereidama į raudonųjų milžinų sritį. Be to, paaiškėja, kad milžiniškos žvaigždės, turinčios mažesnį sunkiųjų elementų kiekį, turės didesnį šviesumą tokio paties dydžio. Kai žvaigždė pereina į raudonojo milžino stadiją, jos evoliucijos greitis žymiai padidėja.
Kitas klausimas – kas atsitiks su žvaigžde, kai helio ir anglies reakcija centriniuose regionuose išsiskirs, taip pat vandenilio reakcija ploname sluoksnyje, supančiame karštą tankią šerdį? Koks evoliucijos etapas ateis po raudonojo milžino etapo? Stebėjimo duomenų visuma, taip pat daugybė teorinių samprotavimų rodo, kad šiame evoliucijos etape žvaigždės, kurių masė yra mažesnė nei 1,2 Saulės masės, „išmeta“ didelę savo masės dalį, sudarydamos išorinį apvalkalą.
Žvaigždės: jų gimimas, gyvenimas ir mirtis [Trečias leidimas, pataisytas] Shklovsky Joseph Samuilovich
8 skyrius Žvaigždžių spinduliuotės branduolinės energijos šaltiniai
8 skyrius Žvaigždžių spinduliuotės branduolinės energijos šaltiniai
3 dalyje jau sakėme, kad Saulės ir žvaigždžių energijos šaltiniai, užtikrinantys jų šviesumą milžiniškais „kosmogoniniais“ laikotarpiais, žvaigždėms skaičiuojami nelabai. didelė masė milijardus metų yra termobranduolinės reakcijos. Dabar mes išsamiau aptarsime šį svarbų klausimą.
Žvaigždžių vidinės sandaros teorijos pagrindus Eddingtonas padėjo net tada, kai nebuvo žinomi jų energijos šaltiniai. Mes jau žinome, kad serialas svarbius rezultatus, apie žvaigždžių pusiausvyros sąlygas, temperatūrą ir slėgį jų viduje bei šviesumo priklausomybę nuo masės, cheminės sudėties (nustatant vidutinę molekulinę masę) ir medžiagos neskaidrumą, galima gauti nežinant apie žvaigždžių energijos šaltinių prigimtį. Nepaisant to, norint paaiškinti beveik nepakitusios būsenos žvaigždžių egzistavimo trukmę, būtina suprasti energijos šaltinių esmę. Dar svarbiau yra žvaigždžių energijos šaltinių prigimties svarba žvaigždžių evoliucijos problemai, t.y. reguliarus jų pagrindinių charakteristikų (šviesumo, spindulio) kitimas laikui bėgant. Tik išaiškėjus žvaigždžių energijos šaltinių pobūdžiui, tapo įmanoma suprasti Hertzsprung-Russell diagramą – pagrindinį žvaigždžių astronomijos modelį.
Žvaigždžių energijos šaltinių klausimas buvo iškeltas beveik iš karto po energijos tvermės dėsnio atradimo, kai paaiškėjo, kad žvaigždžių spinduliavimą sukelia kažkokios energijos transformacijos ir ji negali tęstis amžinai. Neatsitiktinai pirmoji hipotezė apie žvaigždžių energijos šaltinius priklauso Mayeriui, žmogui, atradusiam energijos tvermės dėsnį. Jis manė, kad saulės spinduliuotės šaltinis yra nuolatinis meteoroidų kritimas ant jos paviršiaus. Tačiau skaičiavimai parodė, kad šio šaltinio aiškiai nepakanka stebimam Saulės šviesumui užtikrinti. Helmholtzas ir Kelvinas bandė paaiškinti ilgalaikę Saulės spinduliuotę lėtu jos suspaudimu, kartu su gravitacinės energijos išsiskyrimu. Tačiau ši hipotezė, kuri yra labai svarbi (ir ypač!) šiuolaikinei astronomijai, pasirodė esanti nepagrįsta paaiškinant Saulės spinduliavimą per milijardus metų. Taip pat atkreipkime dėmesį, kad Helmholco ir Kelvino laikais nebuvo pagrįstų minčių apie Saulės amžių. Tik neseniai paaiškėjo, kad Saulės amžius ir viskas planetų sistema apie 5 milijardus metų.
19–20 amžių sandūroje. buvo padarytas vienas didžiausių atradimų žmonijos istorijoje – aptiktas radioaktyvumas. Taip jis visiškai atsidarė naujas pasaulis atomų branduoliai. Tačiau prireikė daugiau nei dešimtmečio, kol atomo branduolio fizika tvirtai įsitvirtino. mokslinis pagrindas. Jau mūsų amžiaus 20-aisiais tapo aišku, kad Saulės ir žvaigždžių energijos šaltinio reikia ieškoti branduolinėse transformacijose. Pats Eddingtonas taip pat manė, tačiau dar nebuvo įmanoma nurodyti konkrečių branduolinių procesų, vykstančių tikruose žvaigždžių interjeruose ir lydinčių reikiamo energijos kiekio išsiskyrimą. Kokios netobulos tuomet buvo žinios apie žvaigždžių energijos šaltinių prigimtį, matyti iš to, kad Jeansas, didžiausias mūsų amžiaus pradžios anglų fizikas ir astronomas, tikėjo, kad toks šaltinis gali būti... radioaktyvumas. Žinoma, tai taip pat yra branduolinis procesas, tačiau, kaip galima lengvai parodyti, jis visiškai netinkamas paaiškinti Saulės ir žvaigždžių spinduliuotę. Tai matyti bent jau iš to, kad toks energijos šaltinis yra visiškai nepriklausomas nuo išorinių sąlygų – juk radioaktyvumas, kaip žinoma, yra procesas spontaniškas. Dėl šios priežasties toks šaltinis negalėjo „prisitaikyti“ prie besikeičiančios žvaigždės struktūros. Kitaip tariant, žvaigždės spinduliuotės „tiuningo“ nebūtų. Visas žvaigždžių spinduliuotės vaizdas smarkiai prieštarautų stebėjimams. Pirmasis tai suprato žymus estų astronomas E. Epicas, kuris prieš pat Antrąjį pasaulinį karą padarė išvadą, kad Saulės ir žvaigždžių energijos šaltiniu gali būti tik termobranduolinės sintezės reakcijos.
Žinomas tik 1939 m Amerikos fizikas Bethe pateikė kiekybinę žvaigždžių energijos branduolinių šaltinių teoriją. Kokios tai reakcijos? 7 § jau minėjome, kad žvaigždžių viduje turėtų būti termobranduolinės reakcijos. Pažvelkime į tai šiek tiek išsamiau. Kaip žinoma, dalelėms susidūrus, vyksta branduolinės reakcijos, kurias lydi branduolinės transformacijos ir energijos išsiskyrimas. Tokios dalelės gali būti, visų pirma, patys branduoliai. Be to, branduolinės reakcijos gali įvykti ir branduoliams susidūrus neutronų. Tačiau laisvieji (t. y. nesurišti branduoliuose) neutronai yra nestabilios dalelės. Todėl jų skaičius žvaigždžių viduje turėtų būti nereikšmingas [23]. Kita vertus, kadangi vandenilis yra gausiausias elementas žvaigždžių viduje ir yra visiškai jonizuotas, branduolių susidūrimai su protonais įvyks ypač dažnai.
Kad protonas tokio susidūrimo metu galėtų prasiskverbti į branduolį, su kuriuo jis susiduria, jis turi priartėti prie pastarojo maždaug 10–13 cm atstumu. Būtent tokiu atstumu veikia specifinės traukos jėgos. sucementuoti“ branduolį ir prijungti prie jo „ateivį“, susidūręs protonas. Tačiau, kad priartėtų prie branduolio tokiu trumpu atstumu, protonas turi įveikti labai didelę elektrostatinės atstūmimo jėgą („Kulono barjeras“). Juk branduolys taip pat yra teigiamai įkrautas! Nesunku apskaičiuoti, kad norint įveikti šią elektrostatinę jėgą, protonas turi turėti kinetinę energiją, viršijančią potencialią elektrostatinės sąveikos energiją
Tuo tarpu, kaip matėme § 7, vidutinė šiluminių protonų kinetinė energija saulės viduje yra tik apie 1 keV, ty 1000 kartų mažesnė. Žvaigždžių gelmėse praktiškai nebus protonų, turinčių branduolinėms reakcijoms reikalingos energijos. Atrodytų, kad tokioje situacijoje branduolinės reakcijos ten negalėtų įvykti. Bet tai netiesa. Faktas yra tas, kad pagal kvantinės mechanikos dėsnius protonai, kurių energija yra net žymiai mažesnė nei 1000 keV, vis tiek su maža tikimybe gali įveikti Kulono atstumiančias jėgas ir patekti į branduolį. Ši tikimybė greitai mažėja mažėjant protonų energijai, tačiau ji nėra lygi nuliui. Tuo pačiu metu protonų skaičius sparčiai didės, nes jų energija artėja prie vidutinės šiluminės energijos. Todėl turi būti tokia „kompromisinė“ protonų energija, kuriai esant mažą jų prasiskverbimo į branduolį tikimybę „kompensuoja“ didelis jų skaičius. Pasirodo, žvaigždžių vidaus sąlygomis ši energija yra artima 20 keV. Tik apie šimtą milijonų protono dalių turi tokią energiją. Ir vis dėlto pasirodo, kad to pakanka, kad branduolinės reakcijos vyktų tokiu greičiu, kad išsiskirianti energija tiksliai atitiktų žvaigždžių šviesumą.
Mes sutelkėme dėmesį į reakcijas su protonais ne tik todėl, kad jie yra gausiausia žvaigždžių interjero sudedamoji dalis. Jei susiduria sunkesni branduoliai, kurių krūviai yra žymiai didesni elementarus krūvis protonų, Kulono atbaidymo jėgos žymiai padidėja, o branduoliai T
10 7 K praktiškai nebeturi galimybės prasiskverbti vienas į kitą. Tik esant žymiai aukštesnei temperatūrai, kuri kai kuriais atvejais vyksta žvaigždžių viduje, įmanomos branduolinės reakcijos į sunkiuosius elementus.
3 dalyje jau sakėme, kad branduolinių reakcijų Saulės ir žvaigždžių viduje esmė yra ta, kad per keletą tarpinių etapų keturi vandenilio branduoliai susijungia į vieną helio branduolį.
Dalelės), o masės perteklius išsiskiria energijos pavidalu, kuri šildo aplinką, kurioje vyksta reakcijos. Žvaigždžių viduje vandenilį paverčia heliu dviem būdais, kurie skiriasi skirtingomis branduolinių reakcijų sekomis. Pirmasis kelias dažniausiai vadinamas „protono-protono reakcija“, antrasis – „anglies-azoto reakcija“.
Pirmiausia apibūdinkime protonų ir protonų reakciją.
Ši reakcija prasideda protonų susidūrimais, dėl kurių susidaro sunkusis vandenilio branduolys – deuteris. Net ir žvaigždžių interjero sąlygomis tai atsitinka labai retai. Paprastai protonų susidūrimai yra elastingi: po susidūrimo dalelės tiesiog skrenda skirtingomis kryptimis. Kad dėl susidūrimo du protonai susijungtų į vieną deuterio branduolį, būtina, kad tokio susidūrimo metu būtų įvykdytos dvi nepriklausomos sąlygos. Pirma, būtina, kad vieno iš susidūrusių protonų kinetinė energija būtų dvidešimt kartų didesnė už vidutinę šiluminio judėjimo energiją žvaigždžių vidaus temperatūroje. Kaip minėta aukščiau, tik šimtas milijonų protonų turi tokią santykinai didelę energiją, reikalingą „Kulono barjerui“ įveikti. Antra, būtina, kad susidūrimo metu vienas iš dviejų protonų spėtų virsti neutronu, išspinduliuojančiu pozitroną ir neutriną. Nes tik protonas ir neutronas gali sudaryti deuterio branduolį! Atkreipkite dėmesį, kad susidūrimo trukmė yra tik apie 10–21 sekundę (ji yra tokia, kaip klasikinis protono spindulys, padalytas iš jo greičio). Jei į visa tai atsižvelgsime, paaiškėtų, kad kiekvienas protonas turi realią galimybę tokiu būdu virsti deuteriu tik kartą per kelias dešimtis milijardų metų. Bet kadangi žvaigždžių viduje protonų yra gana daug, tokios reakcijos ir įvyks reikiamu kiekiu.
Naujai susidariusių deuterio branduolių likimas kitoks. Jie „godžiai“, vos po kelių sekundžių, „praryja“ kai kuriuos netoliese esančius protonus, virsdami helio izotopu 3 He. Po to galimi trys branduolinių reakcijų keliai (atšakos). Dažniausiai helio izotopas sąveikauja su panašiu branduoliu, todėl susidaro „paprastas“ helio branduolys ir du protonai. Kadangi 3 He izotopo koncentracija yra labai maža, tai įvyks per kelis milijonus metų. Dabar parašykime šių reakcijų seką ir jų metu išsiskiriančią energiją.
Čia laiškas
reiškia neutriną ir
Gama kvantas.
Ne visa energija, išsiskirianti dėl šios reakcijų grandinės, perduodama žvaigždei, nes dalį energijos išneša neutrinai. Atsižvelgiant į šią aplinkybę, energija, išsiskirianti susidarant vienam helio branduoliui, yra lygi 26 , 2 MeV arba 4 , 2
10 -5 erg.
Antroji protonų ir protonų reakcijos šaka prasideda nuo 3 He branduolio derinio su „paprastu“ helio branduoliu 4 He, po kurio susidaro berilio branduolys 7 Be. Savo ruožtu berilio branduolys gali užfiksuoti protoną, kuris vėliau sudaro 8B boro branduolį, arba užfiksuoti elektroną ir tapti ličio branduoliu. Pirmuoju atveju gaunamas radioaktyvusis izotopas 8 V patiria beta skilimą: 8 B
8 Be + e + +
Atkreipkite dėmesį, kad šios reakcijos metu susidarę neutrinai buvo aptikti naudojant unikalų, brangų įrenginį. Šis svarbus eksperimentas bus išsamiai aptartas kitoje pastraipoje. Radioaktyvusis berilis 8Be yra labai nestabilus ir greitai skyla į dvi alfa daleles. Galiausiai paskutinė, trečioji protonų-protono reakcijos šaka apima tokias grandis: 7 Be, užfiksavęs elektroną, virsta 7 Li, kuris, pagavęs protoną, virsta nestabiliu izotopu 8 Be, kuris suyra, kaip antroje grandinėje į dvi alfa daleles.
Dar kartą atkreipkime dėmesį, kad didžioji dauguma reakcijos ateina palei pirmąją grandinę, tačiau „šoninių“ grandinių vaidmuo jokiu būdu nėra mažas, kaip matyti bent jau iš garsiojo neutrinų eksperimento, kuris bus aprašytas kitoje pastraipoje.
Dabar pereikime prie anglies-azoto ciklo. Šis ciklas susideda iš šešių reakcijų.
Kvantinė. Izotopas 13 N, vyksta
Skilimas su pozitrono ir neutrino emisija virsta anglies izotopu 13 C. Pastarasis, susidūręs su protonu, virsta įprastu azoto branduoliu 14 N. Šios reakcijos metu
Kvantinė. Šis izotopas yra tada
Skilimas virsta azoto izotopu 15 N. Galiausiai pastarasis, susidūrimo metu prie savęs prijungęs protoną, suyra į paprastą anglį ir helią. Visa reakcijų grandinė yra nuoseklus anglies branduolio „svoris“ pridedant protonų, po kurių
Suyra. Paskutinė šios grandinės grandis – pirminio anglies branduolio atkūrimas ir naujo helio branduolio susidarymas dėl keturių protonų, kurie skirtingu metu vienas po kito susijungė 12 C ir iš jo susiformavo izotopai. Kaip matyti, 12 C branduolių skaičius medžiagoje, kurioje vyksta ši reakcija, nepasikeičia. Anglis čia tarnauja kaip reakcijos „katalizatorius“.
Antrajame stulpelyje pateikiama energija, išsiskirianti kiekviename anglies-azoto reakcijos etape. Dalis šios energijos išsiskiria neutrinų pavidalu, kurie atsiranda irstant radioaktyviesiems izotopams 13 N ir 15 O. Neutrinai laisvai išeina iš žvaigždžių vidaus, todėl jų energija neskiriama žvaigždės medžiagai šildyti. Pavyzdžiui, 15 O skilimo metu susidariusio neutrino energija yra vidutiniškai apie 1 MeV. Galiausiai, anglies-azoto reakcijos metu susiformuojant vienam helio branduoliui, išsiskiria 25 MeV energijos (neatsižvelgiant į neutrinus), o neutrinai nuneša apie 5% šios vertės.
Trečiajame II lentelės stulpelyje pateikiamos reikšmės greitisįvairios anglies-azoto reakcijos dalys. Dėl
Procesai yra tiesiog pusinės eliminacijos laikas. Daug sunkiau nustatyti reakcijos greitį, kai branduolys sunkėja pridedant protoną. Šiuo atveju būtina žinoti protonų prasiskverbimo per Kulono barjerą tikimybes, taip pat atitinkamos tikimybes branduolinės sąveikos, kadangi pats protono prasiskverbimas į branduolį dar neužtikrina mus dominančios branduolinės transformacijos. Branduolinių reakcijų tikimybės gaunamos iš laboratoriniai eksperimentai arba apskaičiuotas teoriškai. Norint juos patikimai nustatyti, prireikė daugelio metų sunkaus branduolinių fizikų – tiek teoretikų, tiek eksperimentatorių – darbo. Trečiajame stulpelyje esantys skaičiai nurodo žvaigždės, kurios temperatūra yra 13 milijonų kelvinų, o vandenilio tankis 100 g/cm 3 , centrinių regionų įvairių branduolių "gyvenimo trukmę". Pavyzdžiui, kad 12 C branduolys, užfiksavęs protoną, tokiomis sąlygomis virstų radioaktyviu anglies izotopu, reikia „laukti“ 13 milijonų metų! Vadinasi, kiekvienam „aktyviam“ (t. y. dalyvaujančiam cikle) branduoliui reakcijos vyksta nepaprastai lėtai, bet esmė ta, kad branduolių yra gana daug.
Kaip jau ne kartą buvo pabrėžta aukščiau, termobranduolinių reakcijų greitis jautriai priklauso nuo temperatūros. Tai suprantama – netgi nedideli pakeitimai temperatūra labai smarkiai paveikia reakcijai reikalingų santykinai energingų protonų koncentraciją, kurių energija 20 kartų didesnė už vidutinę šiluminę energiją. Protonų ir protonų reakcijos atveju apytikslė energijos išsiskyrimo greičio formulė, apskaičiuota vienam gramui medžiagos, yra tokia:
Pagrindinis energijos šaltinis iš Saulės, kurios centrinių regionų temperatūra yra arti 14 milijonų kelvinų, yra protonų ir protonų reakcija. Masyvesnėms, taigi ir karštesnėms žvaigždėms reikšminga anglies-azoto reakcija, kurios priklausomybė nuo temperatūros yra daug stipresnė. Pavyzdžiui, 24–36 milijonų kelvinų temperatūros diapazonui
| (8.3) |
Aišku, kodėl šioje formulėje kaip veiksnys yra kiekis Z- santykinė sunkiųjų elementų koncentracija: anglis ir azotas. Juk šių elementų branduoliai yra anglies-azoto reakcijos katalizatoriai. Paprastai bendra šių elementų koncentracija yra maždaug septynis kartus mažesnė už visų sunkiųjų elementų koncentraciją. Į pastarąją aplinkybę atsižvelgiama nustatant (8.3) formulės skaitinį koeficientą.
Centriniuose žvaigždžių regionuose nuolat vykstančios branduolinės reakcijos „lėtai, bet užtikrintai“ keičia žvaigždžių vidaus cheminę sudėtį. Pagrindinė šios cheminės evoliucijos tendencija yra vandenilio pavertimas heliu. Be to, anglies-azoto ciklo metu santykinė įvairių anglies ir azoto izotopų koncentracija kinta tol, kol nusistovi tam tikra pusiausvyra. Esant tokiai pusiausvyrai, reakcijų skaičius per laiko vienetą, dėl kurio susidaro izotopas, yra lygus reakcijų, kurios jį „sunaikina“, skaičiui. Tačiau laikas, reikalingas tokiai pusiausvyrai nustatyti, gali būti labai ilgas. Kol nebus nustatyta pusiausvyra, santykinės įvairių izotopų koncentracijos gali skirtis plačiose ribose. Pateikiame pusiausvyros izotopų koncentracijų vertes, gautas 13 milijonų kelvinų temperatūroje[24]:
| (8.4) |
Apskaičiuotos izotopų pusiausvyros koncentracijos nepriklauso nuo medžiagos tankio, nes visų reakcijų greičiai yra proporcingi tankiui. Pirmieji du izotopų santykiai taip pat nepriklauso nuo temperatūros. Skaičiuojamų pusiausvyros koncentracijų klaidos siekia keliasdešimt procentų, o tai paaiškinama neapibrėžtumu žinant atitinkamų reakcijų tikimybę. IN Žemės pluta požiūris
Protonų ir protonų reakcijai pusiausvyros būsena atsiranda po didžiulio 14 milijardų metų laikotarpio. Skaičiavimai atlikti už T= 13 milijonų kelvinų, nurodykite vertes
|
(8.5) |
Atkreipkite dėmesį, kad esant žemesnei temperatūrai T = 8
10 -2, t.y. beveik šimtą kartų daugiau. Vadinasi, susiformavo santykinai šalto gelmėse nykštukinės žvaigždės Izotopas 3 Jis yra labai gausus.
Be protonų-protonų ir anglies-azoto reakcijų, tam tikromis sąlygomis reikšmingos gali būti ir kitos branduolinės reakcijos. Pavyzdžiui, įdomios protonų reakcijos su lengvųjų elementų – deuterio, ličio, berilio ir boro – branduoliais: 6 Li + 1 H
3 Jis + 4 Jis; 7 Li + 1 H
2 4 Jis; 10 B + 2 1 H
3 4 Jis ir kai kurie kiti. Kadangi „taikinio“ branduolio, su kuriuo susiduria protonas, krūvis yra mažas, Kulono atstūmimas nėra toks reikšmingas kaip susidūrimo su anglies ir azoto branduoliais atveju. Todėl šių reakcijų greitis yra gana didelis. Jau esant maždaug milijono kelvinų temperatūrai, jie eina gana greitai. Tačiau, skirtingai nei anglies ir azoto branduoliai, lengvųjų elementų branduoliai tolimesnių reakcijų metu neatkuriami, o negrįžtamai sunaudojami. Štai kodėl šviesos elementų gausa Saulėje ir žvaigždėse yra tokia nereikšminga. Jie jau seniai „perdegė“ labai ankstyvose žvaigždžių egzistavimo stadijose. Kai temperatūra protožvaigždės viduje žlunga veikiant gravitacijai pasiekia
1 milijonas kelvinų, pirmosios branduolinės reakcijos, kurios įvyks ten, yra reakcijos ant lengvųjų branduolių. Faktas, kad Saulės ir žvaigždžių atmosferoje stebimos silpnos ličio ir berilio spektrinės linijos, reikalauja paaiškinimo. Tai gali reikšti, kad trūksta maišymosi tarp atokiausių Saulės sluoksnių ir „giliųjų“ sluoksnių, kur temperatūra jau viršija 2 milijonus kelvinų – vertę, kuriai esant šie elementai „perdegtų“. Tačiau reikėtų nepamiršti ir visiškai kitokios galimybės. Faktas yra tas, kad, kaip dabar buvo įrodyta, aktyviuose Saulės regionuose (kur vyksta pliūpsniai) įkrautos dalelės pagreitėja iki labai didelės energijos. Tokios dalelės, susidūrusios su atomų branduoliais, susidaro saulės atmosfera, gali duoti (ir daryti!) įvairias branduolines reakcijas. Daugiau nei prieš 10 metų, naudojant gama detektorių, sumontuotą specializuotame palydove OSO-7 (Seventh Orbital Solar Laboratory), paleistas JAV, dvi šio diapazono spektrinės linijos buvo aptiktos per ryškų saulės blyksnį 1972 m. rugpjūčio 4 d. Viena linija, kurios kvantinė energija yra 0,511 MeV, identifikuojama su spinduliuote, kylančia naikinant elektronus pozitronais, kita, kurios energija yra 2,22 MeV, išspinduliuojama formuojantis deuteriui iš protonų ir neutronų. Šie svarbūs eksperimentai rodo, kad branduolinės reakcijos vyksta aktyviose Saulės ir, žinoma, žvaigždžių srityse. Tik tokiomis reakcijomis galima paaiškinti anomaliai didelį ličio kiekį kai kurių žvaigždžių atmosferoje ir technecio linijų buvimą retos spektrinės klasės S žvaigždėse. Juk ilgiausiai gyvenančio technecio izotopo pusinės eliminacijos laikas yra apie 200 tūkst. metų. Būtent dėl šios priežasties jo nėra Žemėje. Tik branduolinės reakcijos žvaigždžių paviršiniuose sluoksniuose gali paaiškinti technecio linijų buvimą aukščiau paminėtų žvaigždžių spektruose.
Jei dėl kokių nors priežasčių žvaigždžių vidaus temperatūra tampa labai aukšta (šimtai milijonų kelvinų), o tai gali įvykti „išdegus“ beveik visam vandeniliui, branduolinės energijos šaltiniu tampa visiškai nauja reakcija. Ši reakcija vadinama „trigubu alfa procesu“. Esant tokioms aukštoms temperatūroms, reakcijos tarp alfa dalelių vyksta gana greitai, nes „Kulono barjerą“ jau lengviau įveikti. Šiuo atveju Kulono barjero „aukštis“ atitinka kelių milijonų elektronų voltų energiją. Susidūrimų metu alfa dalelės, kurių energija siekia apie šimtą tūkstančių elektronų voltų, efektyviai prasiskverbs pro barjerą. Atkreipkite dėmesį, kad dalelių šiluminio judėjimo energija tokioje temperatūroje yra apie dešimt tūkstančių elektronų voltų. Tokiomis sąlygomis susidūrusios alfa dalelės gali sudaryti radioaktyvų berilio izotopą 8Be. Šis izotopas labai greitai vėl suyra į dvi alfa daleles. Bet gali atsitikti taip, kad 8 Be branduolys, kuris dar nespėjo suirti, susidurs su trečiąja alfa dalele, žinoma, jei pastarajai užteks aukšta energija„nutekėti“ per Kulono barjerą. Tada įvyks reakcija 4 He + 8 Be
Dėl to susidaro stabilus anglies izotopas, išsiskiriantis daug energijos. Kiekviena tokia reakcija išskiria 7,3 milijono elektronų voltų.
Nors 8 Be izotopo pusiausvyros koncentracija yra visiškai nereikšminga (pavyzdžiui, esant šimto milijonų kelvinų dešimčiai mlrd.
Yra tik vienas dalelių izotopas, 8 Be), tačiau pasirodo, kad „trigubos“ reakcijos greitis yra pakankamas, kad labai karštų žvaigždžių gelmėse išsiskirtų didelis energijos kiekis. Energijos išsiskyrimo priklausomybė nuo temperatūros yra itin didelė. Pavyzdžiui, 100–200 milijonų kelvinų temperatūrai
Fig. 8,1 colio logaritminė skalė Energijos išsiskyrimo priklausomybė nuo temperatūros pateikta trims svarbiausioms reakcijoms, kurios gali vykti žvaigždžių viduje: protonas-protonas, anglis-azotas ir ką tik aptartas alfa dalelių „trigubas“ susidūrimas. Rodyklės rodo padėtį įvairios žvaigždės, kuriai atitinkama branduolinė reakcija turi didžiausią reikšmę.
Apibendrinant šią pastraipą, turime pasakyti, kad branduolinės fizikos sėkmė lėmė pilnas paaiškinimasŽvaigždžių energijos šaltinių prigimtis.
Visuotinai pripažįstama, kad turtingiausias atomų branduolių pasaulis žmonijai tapo žinomas po to, kai Becquerel atrado puikų radioaktyvumą. Žinoma, su šiuo veiksniu ginčytis sunku. Tačiau per visą savo istoriją žmonija maudėsi Saulės spinduliuose. Jau seniai banalus teiginys, kad gyvybės šaltinis Žemėje yra Saulė. Bet saulės spinduliai yra perdirbta branduolinė energija. Tai reiškia, kad jei gamtoje nebūtų branduolinės energijos, Žemėje nebūtų gyvybės. Esamas Visi Dėl atomo branduolio žmonės daugelį tūkstantmečių net neįtarė jo egzistavimo. Bet kitu būdu, žiūrėk- tai dar nereiškia atviras. Ir mes nesikėsiname į nuostabaus prancūzų mokslininko šlovę...
Branduoliniai procesai, kaip matėme šiame skyriuje, atlieka pagrindinį vaidmenį ilgoje ir tylioje pagrindinėje sekoje esančių žvaigždžių evoliucijoje. Tačiau, be to, jų vaidmuo yra lemiamas sparčiai vykstančiuose nestacionariuose sprogstamojo pobūdžio procesuose, kurie yra žvaigždžių evoliucijos lūžis. Tai bus aptarta trečioje šios knygos dalyje. Pagaliau net, atrodytų, tokiam aukščiausias laipsnis Trivialiai ir labai „tyliai“ žvaigždei, tokiai kaip mūsų Saulė, branduolinės reakcijos atveria galimybę paaiškinti reiškinius, kurie atrodo labai toli nuo branduolinės fizikos. Tai bus aptarta kitoje pastraipoje.
Iš knygos „Žvaigždės: jų gimimas, gyvenimas ir mirtis“ [trečias leidimas, pataisytas] autorius Šklovskis Juozapas Samuilovičius3 skyrius Tarpžvaigždinės terpės dujų ir dulkių kompleksai – žvaigždžių lopšys Būdingiausias tarpžvaigždinės terpės bruožas yra didžiulė joje esančių medžiagų įvairovė. fizines sąlygas. Visų pirma, yra zonos H I ir zonos H II, kurių kinetinės temperatūros skiriasi
Iš knygos Neutrino – vaiduokliška atomo dalelė pateikė Isaacas Asimovas9 skyrius Saulės neutrinų spinduliuotės problemos Dar palyginti neseniai viena iš svarbiausias problemas astronomija – bendromis teorinių astrofizikų ir stebėjimo astronomų pastangomis buvo išspręsta žvaigždžių vidinės sandaros ir evoliucijos problema. Ką jau
Iš knygos Atominė energija kariniams tikslams autorius Smithas Henris Dewolfas11 skyrius Žvaigždžių modeliai 6 dalyje mes gavome pagrindines žvaigždžių vidaus charakteristikas (temperatūrą, tankį, slėgį), taikydami apytikslių dydžių, įtrauktų į žvaigždžių pusiausvyros būsenas apibūdinančias lygtis, įvertinimo metodą. Nors šie skaičiavimai suteikia teisingą supratimą apie
Iš knygos Judėjimas. Šiluma autorius Kitaygorodskis Aleksandras Isaakovičius12 skyrius Žvaigždžių evoliucija Kaip jau buvo pabrėžta § 6, didžioji dauguma žvaigždžių savo pagrindines charakteristikas (šviesumą, spindulį) keičia labai lėtai. Kiekviename Šis momentas jie gali būti laikomi esantys pusiausvyros būsenoje – aplinkybė, dėl kurios mes
Iš knygos NIKOLA TESLA. PASKAITOS. STRAIPSNIAI. pateikė Tesla Nikola14 skyrius Žvaigždžių evoliucija artimose dvejetainėse sistemose Ankstesnėje pastraipoje žvaigždžių evoliucija buvo nagrinėjama gana išsamiai. Tačiau būtina padaryti svarbų įspėjimą: mes kalbėjome apie pavienių, izoliuotų žvaigždžių evoliuciją. Kaip susiformuos žvaigždžių evoliucija
Iš knygos Apie ką pasakoja šviesa autorius Suvorovas Sergejus Georgijevičius16 skyrius Supernovos sprogimų liekanos – rentgeno spindulių ir radijo spinduliuotės šaltiniai Dėl žvaigždės sprogimo, kuris stebimas kaip supernovos reiškinys, aplink ją susidaro ūkas, besiplečiantis milžinišku greičiu: paprastai apie 10 000 km/ s. Didelis
Iš knygos „Atominė problema“. pateikė Ran Philip20 skyrius Pulsarai ir ūkai – supernovų sprogimų liekanos Griežtai kalbant, daroma išvada, kad pulsarai greitai sukasi neutroninių žvaigždžių, visai nenustebino. Galima sakyti, kad jį paruošė visa astrofizikos raida, palyginti su ankstesne
Iš knygos Gravitacija [Nuo kristalų sferų iki kirmgraužos] autorius Petrovas Aleksandras Nikolajevičius21 skyrius Pulsarai kaip radijo spinduliuotės šaltiniai Turbūt sunkiausia pulsarams yra nustatyti dvi pagrindines bet kurio „normalaus“ radijo spinduliuotės šaltinio charakteristikas – srautą ir spektrą. Šie sunkumai pirmiausia yra susiję su pačia pulsarų prigimtimi. Dalykas yra,
Iš autorės knygosBranduolinės reakcijos ir elektros krūvis Kai 1990-aisiais fizikai pradėjo aiškiau suprasti atomo struktūrą, jie atrado, kad bent kai kurios jo dalys turi elektros krūvį. Pavyzdžiui, elektronai, užpildantys išorines atomo sritis
Iš autorės knygosBRANDUOLINĖS REAKCIJOS BRANDUOLINIO BOMBARDAVIMO METODAI1.40. Cockroft ir Walton gavo pakankamai protonų puiki energija jonizuojant vandenilio dujas ir po to jonus pagreitinant aukštos įtampos įrenginiu su transformatoriumi ir lygintuvu. Panašus metodas gali būti
Iš autorės knygosEnergijos šaltiniai Žemėje Ne visi energijos šaltiniai yra vienodi. Vieni yra svarbūs tik iš esmės, o kiti yra susiję su civilizacijos egzistavimu. Kai kurie šaltiniai yra praktiškai neišsenkantys, kiti baigsis per ateinančius šimtmečius ar net dešimtmečius.
Iš autorės knygosŽMOGAUS ENERGIJOS ŠALTINIS – TRYS BŪDAI GAUTI ENERGIJOS IŠ SAULĖS Pirmiausia leiskite paklausti: iš kur ji atsiranda? varomoji energija? Kas yra šaltinis, kuris viską perkelia? Mes matome vandenyną, kuris kyla ir krinta, teka upės, vėjas, lietus, kruša ir sniegas,
Iš autorės knygosRentgeno spindulių dažniai ir branduoliniai krūviai Fizikai ištyrė rentgeno spinduliuotės dažnius visuose atomuose, paeiliui pereinant nuo lengvo iki sunkesnio. Šio perėjimo metu periodinių dažnių pokyčių nepastebima. Bet yra ir kitas
Iš autorės knygosGalingi energijos šaltiniai radijo galaktikų branduoliuose Ne visus astrofizikų pastebėtus reiškinius galima paaiškinti branduoline vandenilio pavertimo heliu reakcija. Maždaug penkiasdešimt metų mokslininkai studijavo kosminiai spinduliai, atkeliauja pas mus į Žemę iš tolimų gelmių
Iš autorės knygosPirma dalis BRANDUOLINĖS BOMBOS
Iš autorės knygosGravitacinės spinduliuotės šaltiniai – Paimkime dvi žvaigždes, pagreitinkime jas beveik iki šviesos greičio ir susidurkime. Kas nutiks? – Pasirodys visai neblogas kolaideris... Iš forumo Gravitacinės spinduliuotės silpnumas palieka mažai šansų ją užregistruoti. Kur ieškoti tinkamų
Taigi dėl aukščiau aprašyto specifinio nestabilumo konvekciniuose žvaigždžių sluoksniuose vyksta didelio masto dujų judėjimas. Karštesnės dujų masės kyla iš apačios į viršų, o šaltesnės – krenta. Vyksta intensyvus medžiagos maišymo procesas. Tačiau skaičiavimai rodo, kad judančių dujų elementų ir aplinkos temperatūros skirtumas yra visiškai nereikšmingas, tik apie 1 K - ir tai yra dešimties milijonų kelvinų požeminės medžiagos temperatūroje! Tai paaiškinama tuo, kad pati konvekcija linkusi suvienodinti sluoksnių temperatūrą. Vidutinis kylančių ir krintančių dujų masių greitis taip pat nežymus – tik kelių dešimčių metrų per sekundę eilės. Naudinga palyginti šį greitį su jonizuotų vandenilio atomų šiluminiais greičiais žvaigždžių viduje, kurie yra keli šimtai kilometrų per sekundę. Kadangi konvekcijoje dalyvaujančių dujų judėjimo greitis yra dešimtis tūkstančių kartų mažesnis už žvaigždžių medžiagos dalelių šiluminį greitį, konvekcinių srautų sukeltas slėgis yra beveik milijardą kartų mažesnis už įprastą dujų slėgį. Tai reiškia, kad konvekcija visiškai neturi įtakos žvaigždžių vidaus hidrostatinei pusiausvyrai, kurią lemia dujų slėgio ir gravitacijos jėgų lygybė.
Nereikėtų įsivaizduoti konvekcijos kaip kažkokio tvarkingo proceso, kai kylančių dujų sritys reguliariai keičiasi su jų kritimo sritimis. Konvekcinio judėjimo pobūdis yra ne „laminarinis“, o „turbulentinis“; tai yra itin chaotiška, atsitiktinai besikeičianti laike ir erdvėje. Chaotiškas dujų masių judėjimo pobūdis lemia visišką medžiagos susimaišymą. Tai reiškia, kad žvaigždės srities, kurią dengia konvekciniai judesiai, cheminė sudėtis turi būti vienalytė. Pastaroji aplinkybė turi labai didelę reikšmę daugeliui žvaigždžių evoliucijos problemų. Pavyzdžiui, jei dėl branduolinių reakcijų karščiausioje (centrinėje) konvekcinės zonos dalyje pasikeitė cheminė sudėtis (pavyzdžiui, yra mažiau vandenilio, kurio dalis virto heliu), tai per trumpą laiką. Šis pokytis išplis visoje konvekcinėje zonoje. Taigi „šviežias“ branduolinis karštis gali nuolat patekti į „branduolinės reakcijos zoną“ - centrinę žvaigždės sritį, o tai, be abejo, turi lemiamą reikšmę žvaigždės evoliucijai. Tuo pačiu metu gali būti situacijų, kai centriniuose, karščiausiuose žvaigždės regionuose nėra konvekcijos, o tai evoliucijos procese lemia radikalius šių regionų cheminės sudėties pokyčius. Tai bus išsamiau aptarta 12 straipsnyje.
3 dalyje jau sakėme, kad Saulės ir žvaigždžių energijos šaltiniai, užtikrinantys jų šviesumą milžiniškais „kosmogoniniais“ laikotarpiais, skaičiuojant ne per didelės masės žvaigždėms milijardais metų, yra termobranduolinės reakcijos. Dabar mes išsamiau aptarsime šį svarbų klausimą.
Žvaigždžių vidinės sandaros teorijos pagrindus Eddingtonas padėjo net tada, kai nebuvo žinomi jų energijos šaltiniai. Jau žinome, kad daug svarbių rezultatų, susijusių su žvaigždžių pusiausvyros sąlygomis, temperatūra ir slėgiu jų viduje bei šviesumo priklausomybe nuo masės, cheminės sudėties (nustatant vidutinę molekulinę masę) ir medžiagos neskaidrumą, galima gauti nežinant apie Žvaigždžių energijos šaltinių prigimtis. Nepaisant to, norint paaiškinti beveik nepakitusios būsenos žvaigždžių egzistavimo trukmę, būtina suprasti energijos šaltinių esmę. Dar svarbiau yra žvaigždžių energijos šaltinių prigimties svarba žvaigždžių evoliucijos problemai, t.y. reguliarus jų pagrindinių charakteristikų (šviesumo, spindulio) kitimas laikui bėgant. Tik išaiškėjus žvaigždžių energijos šaltinių pobūdžiui, tapo įmanoma suprasti Hertzsprung-Russell diagramą – pagrindinį žvaigždžių astronomijos modelį.
Žvaigždžių energijos šaltinių klausimas buvo iškeltas beveik iš karto po energijos tvermės dėsnio atradimo, kai paaiškėjo, kad žvaigždžių spinduliavimą sukelia kažkokios energijos transformacijos ir ji negali tęstis amžinai. Neatsitiktinai pirmoji hipotezė apie žvaigždžių energijos šaltinius priklauso Mayeriui, žmogui, atradusiam energijos tvermės dėsnį. Jis manė, kad saulės spinduliuotės šaltinis yra nuolatinis meteoroidų kritimas ant jos paviršiaus. Tačiau skaičiavimai parodė, kad šio šaltinio aiškiai nepakanka stebimam Saulės šviesumui užtikrinti. Helmholtzas ir Kelvinas bandė paaiškinti ilgalaikę Saulės spinduliuotę lėtu jos suspaudimu, kartu su gravitacinės energijos išsiskyrimu. Tačiau ši hipotezė, kuri yra labai svarbi (ir ypač!) šiuolaikinei astronomijai, pasirodė esanti nepagrįsta paaiškinant Saulės spinduliavimą per milijardus metų. Taip pat atkreipkime dėmesį, kad Helmholco ir Kelvino laikais nebuvo pagrįstų minčių apie Saulės amžių. Tik neseniai paaiškėjo, kad Saulės ir visos planetų sistemos amžius yra apie 5 milijardus metų.
19–20 amžių sandūroje. buvo padarytas vienas didžiausių atradimų žmonijos istorijoje – aptiktas radioaktyvumas. Tai atvėrė visiškai naują atominių branduolių pasaulį. Tačiau prireikė daugiau nei dešimtmečio, kol atomo branduolio fizika sukūrė tvirtą mokslinį pagrindą. Jau mūsų amžiaus 20-aisiais tapo aišku, kad Saulės ir žvaigždžių energijos šaltinio reikia ieškoti branduolinėse transformacijose. Pats Eddingtonas taip pat manė, tačiau dar nebuvo įmanoma nurodyti konkrečių branduolinių procesų, vykstančių tikruose žvaigždžių interjeruose ir lydinčių reikiamo energijos kiekio išsiskyrimą. Kokios netobulos tuomet buvo žinios apie žvaigždžių energijos šaltinių prigimtį, matyti iš to, kad Jeansas, didžiausias mūsų amžiaus pradžios anglų fizikas ir astronomas, tikėjo, kad toks šaltinis gali būti... radioaktyvumas. Žinoma, tai taip pat yra branduolinis procesas, tačiau, kaip galima lengvai parodyti, jis visiškai netinkamas paaiškinti Saulės ir žvaigždžių spinduliuotę. Tai matyti bent jau iš to, kad toks energijos šaltinis yra visiškai nepriklausomas nuo išorinių sąlygų – juk radioaktyvumas, kaip žinoma, yra procesas spontaniškas. Dėl šios priežasties toks šaltinis negalėjo „prisitaikyti“ prie besikeičiančios žvaigždės struktūros. Kitaip tariant, žvaigždės spinduliuotės „tiuningo“ nebūtų. Visas žvaigždžių spinduliuotės vaizdas smarkiai prieštarautų stebėjimams. Pirmasis tai suprato žymus estų astronomas E. Epicas, kuris prieš pat Antrąjį pasaulinį karą padarė išvadą, kad Saulės ir žvaigždžių energijos šaltiniu gali būti tik termobranduolinės sintezės reakcijos.
Tik 1939 metais garsus amerikiečių fizikas Betė pateikė kiekybinę žvaigždžių energijos branduolinių šaltinių teoriją. Kokios tai reakcijos? 7 § jau minėjome, kad žvaigždžių viduje turėtų būti termobranduolinės reakcijos. Pažvelkime į tai šiek tiek išsamiau. Kaip žinoma, dalelėms susidūrus, vyksta branduolinės reakcijos, kurias lydi branduolinės transformacijos ir energijos išsiskyrimas. Tokios dalelės gali būti, visų pirma, patys branduoliai. Be to, branduolinės reakcijos gali įvykti ir branduoliams susidūrus neutronų. Tačiau laisvieji (t. y. nesurišti branduoliuose) neutronai yra nestabilios dalelės. Todėl jų skaičius žvaigždžių viduje turėtų būti nereikšmingas. Kita vertus, kadangi vandenilis yra gausiausias elementas žvaigždžių viduje ir yra visiškai jonizuotas, branduolių susidūrimai su protonais įvyks ypač dažnai.
Kad protonas tokio susidūrimo metu galėtų prasiskverbti į branduolį, su kuriuo jis susiduria, jis turi priartėti prie pastarojo maždaug 10–13 cm atstumu. Būtent tokiu atstumu veikia specifinės traukos jėgos. sucementuoti“ branduolį ir prijungti prie jo „ateivį“, susidūręs protonas. Tačiau, kad priartėtų prie branduolio tokiu trumpu atstumu, protonas turi įveikti labai didelę elektrostatinės atstūmimo jėgą („Kulono barjeras“). Juk branduolys taip pat yra teigiamai įkrautas! Nesunku apskaičiuoti, kad norint įveikti šią elektrostatinę jėgą, protonas turi turėti kinetinę energiją, viršijančią potencialią elektrostatinės sąveikos energiją
Žvaigždės yra turbūt įdomiausias dalykas astronomijoje. Be to, jų vidinė struktūra ir mes suprantame evoliuciją geriau nei bet kas kosmose (arba taip manome). Situacija su planetomis nėra labai gera, nes jų vidus labai sunkiai tyrinėjamas – matome tik tai, kas yra paviršiuje. Kalbant apie žvaigždes, dauguma mūsų esame tikri, kad jų struktūra yra paprasta.
Praėjusio amžiaus pradžioje vienas jaunas astrofizikas Eddingtono seminare kalbėjo ta dvasia paprastesnis už žvaigždes nieko nėra. Į ką labiau patyręs astrofizikas atsakė: „Na, taip, jei į tave žiūri iš milijardų kilometrų atstumo, tu taip pat atrodysi paprastas“.
Tiesą sakant, žvaigždės nėra tokios paprastos, kaip atrodo. Tačiau jų savybės buvo ištirtos iki galo. Tam yra dvi priežastys. Pirma, galime skaitiniu būdu modeliuoti žvaigždes, nes manome, kad jos pagamintos iš idealių dujų. Tiksliau, iš plazmos, kuri elgiasi kaip idealios dujos, kurių būsenos lygtis gana paprasta. Tai neveiks su planetomis. Antra, kartais pavyksta pažvelgti į žvaigždžių gelmes, nors kol kas tai daugiausia susiję su Saule.
Laimei, mūsų šalyje buvo ir tebėra daug gerų astrofizikų ir žvaigždžių specialistų. Taip yra daugiausia dėl to, kad buvo geri fizikai kurie pagamino branduolinius ginklus, o žvaigždės yra natūralios branduoliniai reaktoriai. O kai buvo pagamintas ginklas, daugelis fizikų, tarp jų ir Sibiro, perėjo prie žvaigždžių tyrinėjimo, nes objektai kažkuo panašūs. Ir jie yra parašę gerų knygų šia tema.
Rekomenduosiu dvi knygas, kurios iki šiol, mano nuomone, išlieka geriausios iš rusiškų. „Žvaigždžių fizika“, kurios autorius yra garsus fizikas ir talentingas mokytojas Samuil Aronovich Kaplan, buvo parašyta beveik prieš keturiasdešimt metų, tačiau pagrindai nuo to laiko nepasikeitė. O šiuolaikinės informacijos apie žvaigždžių fiziką yra knygoje „Žvaigždės“ iš serijos „Astronomija ir astrofizika“, kurią su kolegomis sukūrėme. Ji sulaukia tokio skaitytojų susidomėjimo, kad jau išleista trimis leidimais. Yra ir kitų knygų, tačiau šiose dviejose yra beveik visapusiškos informacijos tiems, kurie susipažįsta su šia tema.
Tokios skirtingos žvaigždės
Jei pažvelgtume į žvaigždėtą dangų, pastebėtume, kad žvaigždės turi skirtingą ryškumą (matomą ryškumą) ir skirtingas spalvas. Aišku, kad ryškumas gali būti atsitiktinumo reikalas, kadangi viena žvaigždė arčiau, kita – toliau, iš jos sunku pasakyti, kokia ta žvaigždė iš tikrųjų. Tačiau spalva mums daug pasako, nes kuo aukštesnė kūno temperatūra, tuo toliau į mėlynąją sritį pasislenka spinduliuotės spektro maksimumas. Atrodytų, kad žvaigždės temperatūrą galime tiesiog įvertinti iš akies: raudona – šalta, mėlyna – karšta. Paprastai taip tikrai yra. Tačiau kartais klaidų kyla dėl to, kad tarp žvaigždės ir mūsų yra kažkokia terpė. Kartais jis būna labai skaidrus, o kartais nelabai. Visi žino Saulės pavyzdį: aukštai virš horizonto ji balta (vadiname geltona, bet akiai ji beveik balta, nes jos šviesa mus apakina), bet Saulė pakyla ar leidžiasi žemiau horizonto raudonuoja. . Akivaizdu, kad ne pati Saulė keičia savo paviršiaus temperatūrą, o aplinka keičia matomą spalvą, ir tai reikia atsiminti. Deja, astronomams tai didelė problema– atspėkite, kiek pasikeitė spalva, t.y. žvaigždės matoma (spalvos) temperatūra dėl to, kad jos šviesa praėjo per tarpžvaigždines dujas, mūsų planetos atmosferą ir kitas sugeriančias terpes.
Žvaigždžių šviesos spektras yra daug patikimesnė charakteristika, nes ją sunku labai iškraipyti. Viską, ką šiandien žinome apie žvaigždes, skaitome jų spektruose. Žvaigždžių spektro tyrimas yra didžiulė, kruopščiai išvystyta astrofizikos sritis.
Įdomu tai, kad mažiau nei prieš du šimtus metų vienas garsus filosofas, Auguste'as Comte'as, sakė: „Mes jau daug sužinojome apie gamtą, bet yra kažkas, ko niekada nesužinosime – tokia yra žvaigždžių cheminė sudėtis, nes jų materija niekada nepateks į mūsų rankas“. Tiesą sakant, mažai tikėtina, kad jis kada nors pateks į mūsų rankas, bet praėjo 15-20 metų ir žmonės išrado spektrinė analizė, kurio dėka mes sužinojome beveik viską apie cheminę, bent jau žvaigždžių paviršiaus sudėtį. Taigi niekada nesakyk niekada. Priešingai, visada atsiras būdas padaryti tai, kuo iš pradžių netikite.
Tačiau prieš kalbėdami apie spektrą, dar kartą pažvelkime į žvaigždės spalvą. Jau žinome, kad didėjant temperatūrai didžiausias spektro intensyvumas pasislenka į mėlyną sritį, ir tai turi būti naudojama. Ir astronomai išmoko tuo naudotis, nes paimti visą spektrą yra labai brangu. Reikia didelis teleskopas, ilgas laikas stebėjimų, kad būtų galima sukaupti pakankamai šviesos esant skirtingam bangos ilgiui – ir tuo pačiu gauti rezultatus tik vienai tiriamai žvaigždei. O spalvą galima išmatuoti labai paprastai, ir tai galima padaryti daugeliui žvaigždžių vienu metu. O masinei statistinei analizei mes tiesiog nufotografuojame du ar tris kartus per skirtingus filtrus su plačiu perdavimo langu.
Paprastai pakanka dviejų filtrų – Mėlynos (B) ir Visual (V) – norint nustatyti žvaigždės paviršiaus temperatūrą iki pirmos apytikslės. Pavyzdžiui, mes turime tris žvaigždes skirtingos temperatūros paviršių, spalva kiekvienam skirtinga. Jei vienas iš jų yra kaip Saulė (temperatūra apie 6 tūkst. laipsnių), tai abiejuose vaizduose jis bus maždaug vienodo ryškumo. Tačiau vėsesnės žvaigždės šviesą stipriau slopins B filtras, pro jį prasiskverbs mažai ilgos bangos šviesos, todėl ji mums atrodys kaip „silpna“ žvaigždė. Tačiau su karštesne žvaigžde situacija bus visiškai priešinga.
Tačiau kartais dviejų filtrų neužtenka. Visada galite padaryti klaidą, pavyzdžiui, su Saule horizonte. Astronomai dažniausiai naudoja 3 perdavimo langus: vizualinį, mėlyną ir trečiąjį – ultravioletinį, ties atmosferos skaidrumo riba. Trys nuotraukos jau gana tiksliai parodo, kiek tarpžvaigždinė terpė susilpnina kiekvienos žvaigždės šviesą ir kokia yra pačios žvaigždės paviršiaus temperatūra. Masinei žvaigždžių klasifikacijai tokia 3 juostų fotometrija kol kas yra vienintelis metodas, leidęs ištirti daugiau nei milijardą žvaigždžių.
Universalus žvaigždžių sertifikavimas
Tačiau spektras, žinoma, apibūdina žvaigždę daug išsamiau. Spektras yra žvaigždės „pasas“, nes spektro linijos mums pasako tiek daug. Visi esame įpratę prie žodžių „spektrinės linijos“ – galime įsivaizduoti, kas tai yra (08 skaidrė – cheminių elementų spektrai matomoje srityje). Horizontalioji ašis yra bangos ilgis, kuris yra susijęs su dažniu, kuriuo skleidžiama šviesa. Bet kokia yra linijų formos kilmė, kodėl jos atrodo kaip tiesios vertikalios linijos, o ne apskritimai, trikampiai ar kažkokie raibuliai?
Spektrinė linija yra monochromatinis spektrografo įėjimo plyšio vaizdas. Jei padaryčiau kryžiaus formos plyšį, gaučiau įvairių spalvų kryžių rinkinį. Mano nuomone, trečio kurso fizikas turėtų pagalvoti apie tokius paprastus dalykus. Arba, kaip armijoje, jie sakė „linija“ - ar tai reiškia eilutę? Tai jokiu būdu ne visada yra linija, nes spektrografas nebūtinai naudoja įėjimo plyšį, nors, kaip taisyklė, įėjimo anga yra vertikalus stačiakampis plyšys, kuris yra patogesnis.
Bet kurio spektrografo grandinėje visada yra dispersinis elementas; prizmė arba difrakcinė gardelė. Žvaigždė – karštų dujų debesis – skleidžia būdingą skirtingų dažnių kvantų rinkinį. Praleidžiame juos pro įėjimo plyšį ir išsklaidymo elementą ir gauname plyšio vaizdus skirtingos spalvos, išdėstyti pagal bangos ilgį.
Jei išskiria laisvieji cheminių elementų atomai, spektras yra išklotas. Ir jei kaip spinduliuotės šaltinį imsime karštą kaitinamosios lempos siūlą, gausime ištisinį spektrą. Kodėl taip? Metaliniame laidininke nėra būdingų energijos lygių, įnirtingai judantys elektronai spinduliuoja visais dažniais. Todėl spektro linijų yra tiek daug, kad jos persidengia viena su kita ir gaunamas kontinuumas – ištisinis spektras.
Bet dabar paimame ištisinio spektro šaltinį ir jo šviesą leidžiame per dujų debesį, bet šaltesnį už spiralę. Šiuo atveju debesis iš ištisinio spektro išplėšia tuos fotonus, kurių energija atitinka perėjimus tarp energijos lygių šių dujų atomuose. Ir šiais dažniais mes gauname iškirptas linijas, „skyles“ ištisiniame spektre - gauname absorbcijos spektrą. Tačiau šviesos kvantus sugėrę atomai tapo mažiau stabilūs ir anksčiau ar vėliau juos išspinduo. Kodėl spektras ir toliau lieka „nesandarus“?
Nes atomui nerūpi, kur išmesti „papildomą“ energiją. Spontaniška emisija vyksta įvairiomis kryptimis. Žinoma, tam tikra fotonų dalis skrenda į priekį, tačiau, skirtingai nei stimuliuojama lazerio emisija, ji yra maža.
Spektro linijos paprastai yra labai plačios, o ryškumo pasiskirstymas jose yra netolygus. Taip pat turime atkreipti dėmesį į šį reiškinį ir ištirti, su kuo jis susijęs.
Yra daug fizinių veiksnių, dėl kurių spektrinė linija yra plati. Ryškumo (arba sugerties) pasiskirstymo grafike paprastai galima išskirti du parametrus: centrinį maksimumą ir būdingą plotį. Spektrinės linijos plotis paprastai matuojamas pusės maksimumo intensyvumo lygyje. Tiek linijos plotis, tiek forma gali pasakyti apie kai kuriuos dalykus Fizinės savybėsšviesos šaltinis. Bet kokius?
Tarkime, pakabinome vieną atomą vakuume ir jokiu būdu jo nelietėme, netrukdėme jam skleistis. Tačiau net ir šiuo atveju spektro linijos plotis bus lygus nuliui, jis vadinamas natūraliu. Tai atsiranda dėl to, kad spinduliavimo procesas yra ribotas laike, skirtingiems atomams nuo 10⁻⁸ iki 10⁻¹⁰ s. Jei „nukirpsite“ elektromagnetinės bangos sinusoidę galuose, tai jau bus ne sinusoidas, o kreivė, kuri išsiplečia į sinusoidų rinkinį su nuolatiniu dažnių spektru. Ir kuo trumpesnis spinduliavimo laikas, tuo platesnė spektro linija.
Natūraliuose šviesos šaltiniuose yra ir kitų efektų, kurie praplečia spektrinę liniją. Pavyzdžiui, šiluminis atomų judėjimas. Kadangi spinduliuojančio objekto absoliuti temperatūra yra ne nulinė, jo atomai juda chaotiškai: pusė link mūsų, pusė nuo mūsų, jei pažvelgsite į radialinio greičio projekciją. Dėl Doplerio efekto pirmųjų spinduliuotė pasislenka į mėlynąją, o kitų – į raudonąją. Šis reiškinys vadinamas Doplerio terminiu spektrinės linijos išplėtimu.
Doplerio išplėtimas gali atsirasti ir dėl kitų priežasčių. Pavyzdžiui, dėl makroskopinio materijos judėjimo. Bet kurios žvaigždės paviršius užverda: iš gelmių kyla konvekciniai karštų dujų srautai, o atšalusios dujos leidžiasi žemyn. Šiuo metu spektras paimtas, vieni srautai juda link mūsų, kiti – toliau nuo mūsų. Konvekcinis Doplerio efektas kartais yra stipresnis nei terminis.
Kai žiūrime į žvaigždėto dangaus nuotrauką, mums sunku suprasti, koks iš tikrųjų yra žvaigždžių dydis. Pavyzdžiui, yra raudona ir mėlyna. Jei nieko apie juos nežinočiau, galvočiau taip: raudonos žvaigždės paviršiaus temperatūra nėra labai aukšta, bet jei matau gana ryškiai, vadinasi, ji man artima. Bet tada turėsiu problemų nustatydamas santykinį atstumą iki mėlynos žvaigždės, kuri šviečia silpniau. Galvoju: taip, mėlyna reiškia karšta, bet nesuprantu, ar ji arti, ar toli nuo manęs. Juk ji gali būti didelis dydis ir skleidžia didelę galią, bet būk taip toli, kad iš ten sklinda mažai šviesos. Arba, priešingai, gali taip silpnai švytėti, nes yra labai maža, nors ir artima. Kaip atskirti didelę žvaigždę nuo mažos? Ar galima nustatyti jos linijinį dydį pagal žvaigždės spektrą?
Atrodytų, kad ne. Bet vis dėlto tai įmanoma! Faktas yra tas, kad mažos žvaigždės yra tankios, o didelės žvaigždės turi retą atmosferą, todėl jų atmosferoje esančios dujos yra skirtingomis sąlygomis. Kai gauname vadinamųjų nykštukų ir milžiniškų žvaigždžių spektrus, iš karto matome spektro linijų prigimties skirtumus (16 skaidrė – Nykštukinių ir milžiniškų žvaigždžių spektrai skiriasi spektrinių linijų pločiu). Išretėjusioje milžino atmosferoje kiekvienas atomas skrenda laisvai, retai susitinka su savo kaimynais. Jie visi skleidžia beveik vienodai, nes netrukdo vienas kitam, todėl milžinų spektrinės linijos yra artimos natūraliam. Tačiau nykštukas yra didžiulė žvaigždė, tačiau labai maža, todėl jos dujų tankis yra labai didelis. Jo atmosferoje atomai nuolat sąveikauja tarpusavyje, neleisdami kaimynams spinduliuoti griežtai apibrėžtu dažniu: nes kiekvienas turi savo elektrinį lauką, kuris veikia kaimyno lauką. Dėl to, kad atomai yra skirtingose aplinkos sąlygose, atsiranda vadinamasis Starko linijos išplėtimas. Tie. Pagal spektrinių linijų „sparnų“ formą, kaip sakoma, iškart atspėjame žvaigždės paviršiuje esančių dujų tankį ir tipinį jos dydį.
Doplerio efektas taip pat gali pasireikšti dėl visos žvaigždės sukimosi. Negalime atskirti tolimos žvaigždės kraštų, ji mums atrodo kaip taškas. Tačiau nuo krašto, artėjančio prie mūsų, visos spektro linijos patiria mėlyną poslinkį, o nuo krašto tolstant nuo mūsų – raudoną poslinkį (18 skaidrė – Žvaigždės sukimasis veda į spektro linijų išplėtimą). Sudėjus tai, plečiasi spektrinė linija. Jis atrodo kitaip nei Starko efektas ir skirtingai keičia spektrinės linijos formą, todėl galite atspėti, kuriuo atveju linijos plotį paveikė žvaigždės sukimasis, o kuriuo – dujų tankis žvaigždės atmosferoje. Tiesą sakant, tai vienintelis būdas išmatuoti žvaigždės sukimosi greitį, nes žvaigždžių mes nematome rutuliukų pavidalu, jie visi mums yra taškai.
Žvaigždės judėjimas erdvėje taip pat turi įtakos spektrui dėl Doplerio efekto. Jei dvi žvaigždės juda viena aplink kitą, abu šios poros spektrai susimaišo ir atsiranda vienas prieš kitą. Tie. Periodiškas linijų poslinkis pirmyn ir atgal yra žvaigždžių judėjimo orbitoje ženklas.
Ką galime gauti iš laike kintančių spektrų? Išmatuojame greitį (pagal poslinkio amplitudę), orbitos periodą ir iš šių dviejų parametrų, naudodamiesi trečiuoju Keplerio dėsniu, apskaičiuojame bendrą žvaigždžių masę. Kartais, remiantis netiesioginiais įrodymais, šią masę galima padalyti tarp dvejetainės sistemos komponentų. Daugeliu atvejų tai yra vienintelis būdas išmatuoti žvaigždžių masę.
Beje, žvaigždžių masių diapazonas, kurį iki šiol ištyrėme, nėra labai didelis: skirtumas yra šiek tiek daugiau nei 3 eilės. Mažiausios masės žvaigždės sudaro maždaug dešimtadalį Saulės masės. Dar mažesnė jų masė neleidžia jiems sukelti termobranduolinių reakcijų. Masyviausios žvaigždės, kurias neseniai atradome, yra 150 Saulės masių. Tai unikalūs, iš kelių milijardų kol kas žinomi tik 2.
Stebėdami retas dvinares sistemas, kurių orbitinėje plokštumoje esame įsikūrę, apie šią žvaigždžių porą taip pat galime daug sužinoti naudodami tik stebėjimo charakteristikas, t.y. kurią galime matyti tiesiogiai, o ne apskaičiuoti remiantis kai kuriais dėsniais. Kadangi atskirai jų neskiriame, tiesiog matome šviesos šaltinį, kurio ryškumas karts nuo karto kinta: užtemimai įvyksta vienai žvaigždei prasilenkiant prieš kitą. Gilesnis užtemimas reiškia, kad šalta žvaigždė dengė karštą, o seklesnė – atvirkščiai, karšta – šaltą (uždengtos sritys vienodos, todėl užtemimo gylis priklauso tik nuo jų temperatūros) . Be orbitinio periodo, matuojame žvaigždžių šviesumą, pagal kurį nustatome jų santykinę temperatūrą, o iš užtemimo trukmės apskaičiuojame jų dydį.
Žvaigždžių dydis, kaip žinome, yra didžiulis. Palyginti su planetomis, jos yra tiesiog milžiniškos. Saulė yra tipiškiausia tarp žvaigždžių, prilygstanti tokioms seniai žinomoms, kaip Alfa Kentauro ir Sirijus. Tačiau žvaigždžių dydžiai (priešingai nei jų masė) patenka į didžiulį diapazoną - 7 dydžio eiles. Yra už jas pastebimai mažesnių žvaigždžių, viena mažiausių (o kartu ir viena artimiausių mums) yra Proksima, ji kiek didesnė už Jupiterį. Ir yra daug didesnių žvaigždžių, o kai kuriais evoliucijos etapais jos išsipučia iki neįtikėtinų dydžių ir tampa pastebimai didesnės nei visa mūsų planetų sistema.
Galbūt vienintelė žvaigždė, kurios skersmenį išmatavome tiesiogiai (dėl to, kad ji nėra toli nuo mūsų), yra supermilžinė Betelgeuse, esanti Oriono žvaigždyne, Hablo teleskopo nuotraukose ji yra ne taškas, o apskritimas (26 skaidrė – The žvaigždės Betelgeuse dydis, palyginti su Žemės ir Jupiterio orbitų skersmenimis. Nuotrauka iš Hablo kosminio teleskopo). Jei ši žvaigždė bus pastatyta Saulės vietoje, ji „suvalgys“ ne tik Žemę, bet ir Jupiterį, visiškai uždengdama savo orbitą.
Bet ką mes netgi vadiname žvaigždės dydžiu? Tarp kurių taškų mes matuojame žvaigždę? Optiniuose vaizduose žvaigždė aiškiai apribota erdvėje ir atrodo, kad aplinkui nieko nėra. Taigi, nufotografavote Betelgeuse matomoje šviesoje, pritaikėte liniuotę prie vaizdo ir viskas? Bet tai, pasirodo, dar ne viskas. Tolimajame infraraudonųjų spindulių diapazone akivaizdu, kad žvaigždės atmosfera tęsiasi daug toliau ir skleidžia srautus. Turime manyti, kad tai yra žvaigždės riba? Bet mes pereiname prie mikrobangų diapazono ir matome, kad žvaigždės atmosfera tęsiasi beveik tūkstančiu astronominių vienetų, kelis kartus daugiau nei visa mūsų saulės sistema.
Bendru atveju žvaigždė yra dujinis darinys, kuris nėra uždaras standžiose sienose (erdvėje jų nėra), todėl neturi ribų. Formaliai bet kuri žvaigždė tęsiasi neribotą laiką (tiksliau, kol pasiekia gretimą žvaigždę), intensyviai išskirdama dujas, kurios vadinamos žvaigždžių vėju (pagal analogiją saulės vėjas). Todėl kalbant apie žvaigždės dydį visada reikia pasiaiškinti, kokiame spinduliuotės diapazone ją apibrėžiame, tada bus aiškiau, apie ką kalbame.
Harvardo spektro klasifikacija
Tikrieji žvaigždžių spektrai neabejotinai yra labai sudėtingi. Jie visai nepanašūs į atskirų cheminių elementų spektrus, kuriuos esame įpratę matyti žinynuose. Pavyzdžiui, net ir siaurame optiniame saulės spektro diapazone – nuo violetinės srities iki raudonos, kurią tik mato mūsų akis – linijų yra labai daug, ir jas suprasti visai nelengva. Sužinokite, net remdamiesi detaliu, labai išsklaidytu spektru, kuris cheminiai elementai ir kiek žvaigždžių yra atmosferoje, yra didelė problema, kurios astronomai negali iki galo išspręsti.
Žvelgdami į spektrą, iš karto pamatysime iškilias Balmerio vandenilio linijas (Hα, Hβ, Hγ, Hδ) ir daugybę geležies linijų. Kartais susiduriama su heliu ir kalciu. Logiška daryti išvadą, kad žvaigždė daugiausia susideda iš geležies (Fe) ir iš dalies vandenilio (H). XX amžiaus pradžioje buvo atrastas radioaktyvumas, o galvodami apie žvaigždžių energijos šaltinius prisiminė, kad Saulės spektre yra daug metalų linijų, ir manė, kad skilus uranui ar radžiui, sušyla. mūsų saulės vidų. Tačiau paaiškėjo, kad taip nėra.
Pirmoji žvaigždžių spektrų klasifikacija buvo sukurta Harvardo observatorijoje (JAV) maždaug keliolikos moterų rankomis. Beje, kodėl būtent moterys – įdomus klausimas. Spektrų apdorojimas – labai subtilus ir kruopštus darbas, kuriam observatorijos direktorius E. Pickeringas turėjo samdyti asistentus. Moterų darbas moksle tuo metu nebuvo labai laukiamas ir buvo apmokamas daug prasčiau nei vyrų: už pinigus, kuriuos turėjo ši nedidelė observatorija, buvo galima įdarbinti arba du vyrus, arba keliolika moterų. Ir tada pirmą kartą buvau pakviestas į astronomiją didelis skaičius moterų, sukūrusių vadinamąjį „Pikeringo haremą“. Jų sukurta spektrinė klasifikacija buvo pirmasis moterų komandos indėlis į mokslą, kuris pasirodė esąs daug efektyvesnis nei tikėtasi.
Tuo metu žmonės net neįsivaizdavo, kokių fizikinių reiškinių pagrindu susidaro spektras, jie jį tiesiog nufotografavo. Bandydami sudaryti klasifikaciją, astronomai samprotavo taip: bet kurios žvaigždės spektre yra vandenilio linijų jų intensyvumo mažėjimo tvarka, visi spektrai gali būti išdėstyti ir sugrupuoti. Jie suskaidė, žymėdami spektrų grupes lotyniškomis raidėmis abėcėlės tvarka: su stipriausiomis linijomis - A klasė, silpnesnėmis linijomis - B klasė ir kt.
Atrodo, kad viskas buvo padaryta teisingai. Tačiau po kelerių metų gimė kvantinė mechanika, ir mes supratome, kad gausus elementas spektre nebūtinai vaizduojamas galingomis linijomis, o retas elementas spektre niekaip nepasireiškia. Daug kas priklauso nuo temperatūros.
Pažvelkime į sugerties spektrą atominis vandenilis: tik Balmer serijos linijos patenka į optinį diapazoną. Bet kokiomis sąlygomis šie kvantai yra absorbuojami? Judant tik iš antrojo lygio aukštyn. Tačiau normalioje (šaltoje) būsenoje visi elektronai „sėdi“ pirmame lygyje, o antrajame beveik nieko nėra. Tai reiškia, kad reikia pašildyti vandenilį, kad dalis elektronų peršoktų į antrą lygmenį (paskui jie vėl grįš žemyn, bet prieš tai ten praleis šiek tiek laiko) – tada skraidantį optinį kvantą gali sugerti elektronas. iš antrojo lygmens, kuris pasireikš regimajame spektre.
Taigi, šaltas vandenilis mums neduos Balmer serijos, o šiltas vandenilis. O jei dar labiau pašildytume vandenilį? Tada daugelis elektronų peršoks į trečią ir aukštesnį lygį, o antrasis lygis vėl bus išeikvotas. Labai karštas vandenilis taip pat nesuteiks mums spektro linijų, kurias galime matyti optiniame diapazone. Jei pereisime nuo šalčiausių žvaigždžių prie karščiausių, pamatysime, kad bet kurio elemento linijos gali būti gana gerai atvaizduojamos spektre tik siaurame temperatūrų diapazone.
Kai astrofizikai tai suprato, jie turėjo pertvarkyti spektrinius tipus didėjančios temperatūros tvarka: nuo šaltų žvaigždžių iki karštų. Ši klasifikacija pagal tradiciją dar vadinama Harvardu, bet ji jau natūrali, fizinė. A spektrinės klasės žvaigždžių paviršiaus temperatūra siekia apie 10 tūkstančių laipsnių, vandenilio linijos yra kuo ryškesnės, o kylant temperatūrai pradeda nykti, nes vandenilio atomas jonizuojasi aukštesnėje nei 20 tūkstančių laipsnių temperatūroje. Panaši situacija ir su kitais cheminiais elementais. Beje, šaltesnių nei 4000 K žvaigždžių spektruose yra ne tik atskirų cheminių elementų linijos, bet ir juostos, atitinkančios molekules, kurios yra stabilios tokioje temperatūroje. sudėtingos medžiagos(pavyzdžiui, titano ir geležies oksidai).
Gautą raidžių seką OBAFGKM, rūšiuojant pamokas pagal temperatūrą, astronomijos studentams gana lengva įsiminti, juolab, kad buvo sugalvoti visokie mnemoniniai posakiai. Garsiausias anglų kalba yra Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me! Paviršiaus temperatūrų diapazonas yra toks: karščiausios žvaigždės turi keliasdešimt tūkstančių laipsnių, šalčiausios – šiek tiek daugiau nei du tūkstančiai. Subtilesniam klasifikavimui kiekviena klasė buvo suskirstyta į dešimt poklasių ir kiekvienai raidei dešinėje buvo priskirtas vienas skaičius nuo 0 iki 9 Atkreipkite dėmesį, kad spalvoti optiniai spektrai fotografuojami tik dėl grožio, tačiau moksliniams tyrimams tai yra beprasmiška dažniausiai daromi nespalvoti vaizdai.
Retai, bet pasitaiko, kad žvaigždės rodo ne sugerties linijas (tamsus šviesiame fone), o emisijos linijas (šviesias tamsiame fone). Jų kilmę nebėra taip lengva suprasti, nors tai irgi gana elementaru. Paskaitos pradžioje pamatėme, kad išretėjęs karštų dujų debesis suteikia mums emisijos linijas. Kai žiūrime į žvaigždę, kurios spektre yra emisijos linijos, suprantame, kad šių linijų šaltinis yra retos, permatomos dujos, esančios žvaigždės periferijoje, jos atmosferoje. Tai yra žvaigždės su išplėsta karšta atmosfera, kuri kontinuume (tarpuose tarp eilučių) yra skaidri, vadinasi, joje beveik nieko neišskiria (Kirchhoffo dėsnis). Bet jis nėra skaidrus atskirose spektro linijose, o kadangi jose nėra skaidrus, tai jose stipriai spinduliuoja.
Šiandien Harvardo žvaigždžių spektrų klasifikacija buvo išplėsta. Į jį įtrauktos naujos klasės, atitinkančios karštas žvaigždes su išplėsta atmosfera, planetinių ūkų ir novų branduolius, taip pat neseniai atrastus gana šaltus objektus. tarpinė padėtis tarp įprastų žvaigždžių ir didžiausios planetos; jie vadinami „rudaisiais nykštukais“ arba „rudaisiais nykštukais“.
Taip pat yra šakų iš kai kurių klasių žvaigždėms su originalia chemine sudėtimi. Tai, beje, mums paslaptis: iki šiol neaišku, kodėl kai kuriose žvaigždėse staiga atsiranda kokio nors reto cheminio elemento perteklius. Iš tiesų, nepaisant žvaigždžių spektrų įvairovės, jų atmosferų cheminė sudėtis yra labai panaši: 98% Saulės ir panašių žvaigždžių masės sudaro pirmieji du cheminiai elementai - vandenilis ir helis, o visus kitus elementus atstovauja tik likusieji du procentai masės.
Saulė mums yra ryškiausias šviesos šaltinis, galime labai ištempti jos spektrą, atskirti joje dešimtis tūkstančių spektro linijų ir jas iššifruoti. Taigi buvo nustatyta, kad visi periodinės lentelės elementai yra Saulėje. Tačiau išduosiu jums paslaptį, kol kas apie 20 saulės spektro linijų, labai silpnų, liko neatpažintos. Taigi net ir su Saule cheminės sudėties atpažinimo problema dar nėra visiškai išspręsta.
Cheminių elementų pasiskirstymas saulės atmosferoje turi daug įdomių modelių). Manoma, kad tai yra tipiška žvaigždžių medžiagos sudėtis. Ir daugumai žvaigždžių tai tiesa. Pradedant nuo anglies ir iki sunkiausių branduolių (bent jau iki urano), gana sklandžiai mažėja elementų gausa, nes didėja jų atominis skaičius. Tačiau tarp helio ir anglies yra labai didelis atotrūkis – taip nutinka todėl, kad termobranduolinėse reakcijose lengviausiai dalyvauja litis ir berilis, jie aktyvesni net už vandenilį ir helią. O kai tik temperatūra pakyla virš milijono laipsnių, jie labai greitai perdega.
Tačiau šioje net tendencijoje yra ypatumų. Pirma, geležies smailė ryškiai išsiskiria. Gamtoje, įskaitant žvaigždes, geležies, nikelio ir šalia jų esančių elementų yra neįprastai daug, palyginti su jų kaimynais. Faktas yra tas, kad geležis yra neįprastas cheminis elementas: tai galutinis termobranduolinių reakcijų produktas, vykstantis pusiausvyros sąlygomis, t.y. be jokių sprogimų. Termobranduolinėse reakcijose žvaigždė iš vandenilio sintetina vis sunkesnius elementus, tačiau kalbant apie geležį viskas sustoja. Be to, jei termobranduolinėje reakcijoje bandysime iš geležies padaryti ką nors naujo, į ją pridėdami neutronų, protonų ir kitų branduolių, tada šilumos neišsiskirs: kai ugnis išdegs, nieko negausite. iš pelenų. Atvirkščiai, reakcijai vykdyti reikėtų tiekti energiją iš išorės, o jokia reakcija su geležimi normaliomis sąlygomis nevyktų savaime. Todėl gamtoje susikaupė daug geležies.
Kitas svarbus dalykas, į kurį reikia atkreipti dėmesį, yra tai, kad linija, jungianti grafiko taškus, yra pjūklo formos. Taip nutinka todėl, kad branduoliai su lyginiu skaičiumi nukleonų (protonų ir neutronų) yra daug stabilesni nei turintys nelyginį skaičių. Kadangi stabilius branduolius lengviau sukurti nei sunaikinti, šių branduolių visada yra daugiau, palyginti su kaimyniniais elementais. visa tvarka, ar net pusantro.
Skirtingai nuo Saulės, joje yra gaublys ir į Žemę panašiose planetose vandenilio ir helio yra labai mažai, bet pradedant nuo anglies, joms būdingas ir „žvaigždinis“ cheminių elementų pasiskirstymas. Todėl kiekviena planeta, ne tik Žemė, turi didelę geležinę šerdį.
Deja, spektrai mums parodo tik žvaigždžių paviršiaus sudėtį. Stebėdami žvaigždės šviesą, beveik nieko negalime pasakyti apie tai, kas yra jos viduje, o skirtingos masės žvaigždžių vidinis gyvenimas skiriasi. Energijos perdavimas žvaigždėje vyksta keliais mechanizmais, daugiausia spinduliuote ir konvekcija. Pavyzdžiui, tokiose žvaigždėse kaip Saulė centrinėje dalyje, kur vyksta termobranduolinės reakcijos, energija daugiausia perduodama spinduliuote, o šerdies medžiaga nesimaišo su viršutiniais sluoksniais. Maišymas vyksta periferijoje, bet nepasiekia tų vidinių sričių, kuriose dėl termobranduolinių reakcijų palaipsniui keičiasi cheminė sudėtis. Tie. termobranduolinės reakcijos produktai į paviršių neišnešami, čia cirkuliuoja pradinė medžiaga, iš kurios kadaise gimė Saulė. Masyvesnėse žvaigždėse konvekcinis maišymasis vyksta viduje, bet toliau neplinta. Susikaupę cheminiai elementai taip pat negali iššokti į žvaigždės paviršių.
Galiausiai mažos masės žvaigždės yra pačios teisingiausios žvaigždės: konvekcija yra pagrindinis šilumos perdavimo mechanizmas, o jų viduje vyksta visiškas medžiagų susimaišymas. Tai reiškia, kad, atrodo, tai, kas buvo pagaminta termobranduolinėse reakcijose centre, turėtų išplaukti į jų paviršių. Tačiau termobranduolinės reakcijos šiose mažose žvaigždėse vyksta labai lėtai, jos išleidžia energiją labai ekonomiškai ir vystosi lėtai. Jų gyvenimo trukmė šimtus ir tūkstančius kartų ilgesnė nei tokių žvaigždžių kaip Saulė, t.y. trilijonus metų. Ir per 14 milijardų metų, kurie praėjo nuo Visatos gimimo, jų sudėtis praktiškai nepasikeitė. Jie dar kūdikiai, daugelis jų dar nesubrendę ir nepradėjo normalaus termobranduolinio ciklo.
Taigi, mes vis dar nežinome, kas yra žvaigždžių viduje, kokia ten medžiagos cheminė sudėtis, neturime lauko duomenų. Tik modeliavimas gali mums ką nors pasakyti apie tai.
Hertzsprung-Russell diagrama
Tariamasis žvaigždžių ryškumas matuojamas atvirkštine logaritmine skale. dydžių(43 skaidrė), bet fizikui tai neįdomu. Jam svarbi visa žvaigždės spinduliuotės galia, ir mes negalime jos tiesiog atspėti iš nuotraukos.
Pavyzdžiui, „Alpha Centauri“ turi nuostabų ryškumą tarp kitų žvaigždžių, tačiau tai nereiškia, kad jis yra galingiausias, nieko panašaus. Tai visiškai eilinė žvaigždė kaip Saulė, tik atsitiktinai ji pasirodė esanti daug arčiau mūsų nei kitos ir todėl tarsi žibintas savo šviesa užlieja aplinkinį dangaus gabalą, nors dauguma žvaigždžių greta šioje nuotraukoje yra daug galingesnių spinduliuotės šaltinių, tačiau jie yra toliau.
Taigi, turime kuo tiksliau įvertinti žvaigždės galią. Tam naudojame fotometrinį atvirkštinio kvadrato dėsnį: išmatuodami žvaigždės tariamąjį ryškumą (Žemę pasiekiančio šviesos srauto tankį) ir atstumą, apskaičiuojame bendrą jos spinduliavimo galią vatais. Dabar galime pateikti bendrą fizinį vaizdą pavaizduodami visas žvaigždes dvimatėje diagramoje (46 skaidrė), kurios ašyse nubraižytos dvi iš stebėjimų gautos reikšmės - žvaigždės paviršiaus temperatūra ir santykinė. jo spinduliuotės galia (astronomai, atsižvelgdami tik į optinį diapazoną, šią galią vadina šviesumu ir matuojama saulės energijos vienetais). XX amžiaus pradžioje tokį paveikslą pirmieji sukonstravo du astronomai, kurių vardais jis pavadintas Hertzsprung-Russell diagrama.
Saulė, maždaug 6000 K temperatūros ir vienetinės galios žvaigždė, yra beveik šios diagramos viduryje. Abiejų parametrų pokyčių diapazone žvaigždės pasiskirsto beveik nepertraukiamai, tačiau išilgai diagramos plokštumos jos nėra atsitiktinai išsibarsčiusios, o sugrupuotos į kompaktiškas sritis.
Šiandien Hertzsprung-Russell diagramoje išskiriamos kelios tipinės grupės, kuriose telkiasi gamtoje stebimos žvaigždės (47 skaidrė). Didžioji dauguma žvaigždžių (90%) yra siauroje juostoje išilgai diagramos įstrižainės; ši grupė vadinama pagrindine seka. Jis svyruoja nuo blankių, vėsių žvaigždžių iki karštų, ryškių: nuo milijoninių dalių iki kelių milijonų saulės šviesų. Fizikui tai natūralu: kuo karštesnis paviršius, tuo stipriau jis spinduliuoja.
Abiejose pagrindinės sekos pusėse yra anomalių žvaigždžių grupės. Nemažai aukštos temperatūros žvaigždžių dėl mažo dydžio pasižymi neįprastai mažu šviesumu (šimtus ir tūkstančius kartų mažiau nei Saulės) – dėl spalvos jas vadiname baltosiomis nykštukėmis. Kitos išskirtinės žvaigždės priešingas kampas diagramos, pasižymi žemesne temperatūra, bet didžiuliu šviesumu – tai reiškia, kad jie aiškiai turi didesnį fizinį dydį, tai yra milžinai.
Evoliucijos metu žvaigždė gali pakeisti savo padėtį diagramoje. Daugiau apie tai vienoje iš sekančių paskaitų.
