Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд
Рис. 3.4. Превращение гелия в углерод. Два ядра гелия сливаются с образованием чрезвычайно радиоактивного ядра бериллия, которое очень скоро снова распадется на два ядра гелия. Ядро изотопа бериллия превращается в ядро углерода (с испусканием кванта света) только в том случае, если за короткое время жизни изотопа Be8 произойдет его столкновение с еще одним ядром гелия.
Но откуда, собственно, мы знаем про свойства звездных недр? Как нам стала известна температура в центре звезд — там, куда никто не может заглянуть и откуда к нам не поступает непосредственно никакой информации? В следующей главе мы расскажем, почему о звездных недрах мы знаем больше, чем о земных. Будет сказано и о том, какую роль сыграли в этом современные вычислительные машины.
Глава 4
Звезды и модели их строения
К счастью, существует возможность заглянуть в недра звезд, узнать их внутреннее строение. Ведь звезды — это не чудо, на которое можно лишь взирать с благоговением. Они, как и все реальные объекты нашего мира, подчиняются законам физики и могут быть объектом научного исследования. Выше мы уже увидели, как был, без лишних слов, поставлен и решен вопрос о том, откуда берется энергия звезд, и как долго может существовать звезда за счет этой энергии ядерных реакций. Однако звезды подчиняются не только закону сохранения энергии, но и всем другим физическим законам, как любой другой объект во Вселенной.
Ниже мы коротко остановимся на том, как, опираясь на физические законы и некоторые известные свойства звездного вещества, можно получить представление о внутренней структуре звезд, как можно с помощью компьютера заглянуть в их недра. В случае простых звезд достаточно знать массу и химический состав звездного газа. Затем можно, даже не видя этой звезды на небе, решить за письменным столом уравнения, описывающие ее свойства, и полностью определить ее структуру. Таким способом можно узнать не только температуру поверхности звезды и ее светимость, а, следовательно, и положение звезды на диаграмме Г — Р, но и вычислить ее диаметр, а также, что интереснее всего, определить давление, температуру и плотность в любой точке звезды: не только на поверхности, но и в объеме. Читатель, который не слишком интересуется подробностями таких расчетов, может перейти сразу к разделу «Модель „молодого“ Солнца». В этом разделе мы исходим из того, что физические законы и свойства солнечного вещества, уже описанные нами раньше, заложены в большой программе для вычислительной машины. Затем мы будем только экспериментировать с этой программой.
Сила тяжести и давление газа
Все звезды должны (за исключением коротких переходных периодов) находиться в равновесии. Вес звездного вещества, который давит на внутренние слои звезды, и давление звездного газа должны взаимно уравновешиваться. Не будь давления газа, все звездное вещество сжалось бы в точку в центре звезды. Не будь силы тяжести, давление газа распылило бы все звездное вещество в пространстве. Параметры звездного вещества — давление, температура и плотность — должны быть такими, чтобы в каждой точке звезды сила тяжести и давление уравновешивали друг друга. Это условие равновесия помогает определить давление газа в каждой точке объема звезды. Мы уже видели, как Эддингтон использовал это условие, чтобы найти давление в центре Солнца. Определив это давление, он пришел к выводу, что температура в центре Солнца составляет около 40 миллионов градусов. Чтобы определить величины давления и температуры, необходимо знать свойства газа, из которого состоят звезды.
Вещество, из которого построены звезды, не является чем-то необычным и удивительным. Звезды образованы из элементов, которые мы встречаем и на Земле. Свойства водорода и гелия, основных компонентов солнечного вещества, так же, как и свойства других химических элементов, уже давно изучены. Однако в земных условиях не удается довести вещество до таких высоких давлений и температур, какие существуют в недрах звезд. Тем не менее знание физических законов позволяет нам определить свойства вещества в таких экстремальных условиях. Этому способствует одно чрезвычайно счастливое обстоятельство. На Земле мы привыкли к тому, что газы имеют малую плотность. Если бы мы сжали воздух земной атмосферы или любой газ до плотности воды или еще сильнее, то давление газа в этом случае зависело бы от плотности достаточно сложным образом. Газ может перейти в жидкое или даже в твердое состояние. Законы, описывающие свойства конденсированных тел, сложнее физических законов для газа. Поэтому так плохо изучены свойства вещества в центре Земли и мы так мало знаем о земных недрах. Трудность состоит в том, что при больших давлениях атомы сильно сближаются и их электронные оболочки начинают перекрываться. Как описать такое взаимодействие электронных оболочек разных атомов, точно до сих пор неизвестно.
Другое дело звезды. В их недрах возникают чрезвычайно высокие температуры. В звездах вещество сжато до очень высоких давлений. Одновременно оно разогрето так сильно, что атомы полностью лишены своих электронных оболочек. Электроны уже не связаны с атомными ядрами. Ядра и электроны движутся независимо друг от друга. В таком виде частицы (электроны и ядра) занимают существенно меньше места, чем электрически нейтральный атом водорода. Поэтому горячее звездное вещество ведет себя как разреженный газ, хотя плотность этого вещества так велика, что один его кубический сантиметр может весить более ста граммов. Только этому обстоятельству мы обязаны тем, что о недрах Солнца нам известно больше, чем о земных. Даже если плотность звездного вещества будет еще больше, то и в этом случае-из-за еще более высоких температур — параметры звездного газа будут хорошо известны. Свойства звездного вещества усложняются только тогда, когда температура звезды понижается и ее вещество переходит в твердое кристаллическое состояние. Однако такие процессы важны лишь для небольшого числа звезд, прежде всего — для низкотемпературных белых карликов.
Выделение и перенос энергии
В центральных областях звезд развиваются настолько высокие температуры, что там могут протекать ядерные реакции и выделяется ядерная энергия. Если Аткинсон и Хоутерманс, Бете и фон Вайцзеккер показали в 20-30-е годы, что в недрах звезд ядра атомов могут взаимодействовать друг с другом, то в последующие годы другие ученые-физики получили всю необходимую информацию, которая позволяет нам вычислить, какое количество энергии выделяется в одном грамме звездного вещества при определенных давлении и температуре путем ядерных реакций.
В горячих внутренних областях звезд происходит выделение энергии. Эта энергия постепенно достигает внешних слоев звезды. Ее перенос происходит в основном за счет излучения. Важным свойством звездного вещества является его прозрачность для светового и теплового излучения. Прежде всего следует отметить, что во внешних слоях звезды, где атомы не полностью лишены своих электронных оболочек, кванты электромагнитного излучения из центра звезды могут поглощаться оставшимися электронными оболочками атомов. Спустя некоторое время возбужденные электроны переходят в основное состояние, и поглощенные кванты света вновь излучаются. Кванты электромагнитного излучения на своем пути из внутренних областей звезды к ее поверхности «переходят» от атома к атому. И наконец, на поверхности звезды кванты электромагнитного излучения покидают ее и устремляются в межзвездное пространство. Поэтому для расчетов внутреннего строения звезд чрезвычайно важна величина прозрачности звездного вещества. Для ее определения были выполнены сложные расчеты. Счастливым обстоятельством для астрофизиков было то, что эту работу за них уже проделали специалисты в области атомной физики. Им тоже очень нужно было знать коэффициенты поглощения излучения атомами.
После второй мировой войны данные о коэффициентах поглощения света неожиданно понадобились. При взрыве атомной бомбы возникает чрезвычайно интенсивное световое и тепловое излучение. Это излучение поглощается и затем переизлучается атомами окружающих воздушных масс. Чтобы предсказать эффект от взрыва атомной бомбы, специалистам в области атомной физики потребовалось точно знать коэффициенты прозрачности газов для светового и теплового излучения.
Несмотря на режим секретности, часть данных, необходимых для расчетов коэффициентов поглощения, можно было опубликовать. Этими данными воспользовались астрофизики. В центре атомных исследований США в Лос-Аламосе работала целая группа исследователей, которые занимались астрофизическими проблемами. Ученые как Востока, так и Запада дружно и успешно пользовались таблицами, рассчитанными в Лос-Аламосе. В этих таблицах были приведены значения прозрачности звездного вещества при различных давлениях и температурах. Успешное взаимодействие ученых Востока и Запада уже тогда проявилось в том, что часть своих таблиц исследователи из Лос-Аламоса опубликовали в журнале Академии наук СССР.
