Глава XIV. Строение и эволюция звезд (стр. 2 )

, (XIV.14)

где mр – масса протона.

Подсчитаем количество актов реакции Р + Р ® D на Солнце в одну секунду:

актов/с, (XIV.15)

где 12×107 – число нуклонов в одном цикле.

Теперь рассчитаем полную мощность солнечного излучения, помня, что один цикл дает 28,5 МэВ энергии:

I0 ~ 28,5 МэВ×1039 актов/с ~ 28,5×1,6×10-13×1039 Вт ~ 3×1027 Вт. (XIV.16)

Измеренная же светимость Солнца равна ~4×1026 Вт/с. Возникающая разница объясняется тем, что наши расчеты выполнены из предположения о Солнце как чисто водородной звезде. Однако это не так. Солнце как центр масс системы формировалось из того же газопылевого облака, что и планеты. Следовательно, оно должно состоять из твердого тела железо-силикатного состава, содержание водорода в котором, по оценкам Кесарева, не 98%, как это считалось из оценки состава звездных атмосфер, а 2%, как следует из оценки твердого вещества планет, астероидов, комет и пыли в Солнечной системе. Это замечание, как увидим, существенно уточняет наши представления о длительности процесса звездной эволюции протовещества и согласуется с общей логической цепью построений, в которых между звездой и планетой до определенного момента их истории лежит не пропасть, а всего лишь разница в исходных массах вещества.

Процессы, наблюдаемые на Солнце, находятся в полном соответствии с его массой. Вначале гравитационное сжатие запустило термохимический реактор (см. гл. XIII), когда же температура в недрах достигла миллиона Кельвина, запустились первые ядерные реакции протонов с ядрами легких элементов – дейтерия, лития, бериллия и бора (Шкловский, 1984). После выгорания легких элементов температура поднимается до атомного порога 2×107 К и запускается реакция протон-протонного цикла.

Вывод избытков тепла на Солнце производится в твердом теле звезды лучеиспусканием, а в атмосфере – конвективным путем. Это очень важные процессы, и мы их рассмотрим несколько подробней.

Звездный газ непрозрачен из-за высокой плотности и ионизации. Уже 1 мм его слоя непрозрачен. Характеристика прозрачности звездного вещества определяется параметром 1/cr, где c – коэффициент поглощения, r – плотность.

Непрозрачность определяет светимость звезды. Чем больше непрозрачность, тем меньше поток излучения. Кроме того, поток зависит от вертикального перепада (градиента) температур. Например, в случае газового шара, имеющего одинаковую температуру по всему объему, поток излучения из него будет равен нулю, так как интенсивность излучения снизу вверх будет равна интенсивности излучения сверху вниз. Проанализируем формулу, определяющую светимость звезды:

, (XIV.17)

где производная dТ/dr и есть вертикальный градиент температур на расстоянии 1 см. Если Т = const, то производная равна нулю и светимость L=0. Светимость звезды тем больше, чем меньше непрозрачность звездного вещества cr и больше перепад температур. Поскольку плотность r = 3М/4pR3 и dT/dR ~ T/R, то можно получить выражение для светимости в функции массы звезды, что для нас очень важно:

, (XIV.18)

где m – молекулярная масса водорода, равная 0,6; c – 5 м3/кг; R – универсальная газовая постоянная, равная 8,3 Дж×моль-1×К-1, s = = 5,67×10‑8 Вт×м-2×K-4 – постоянная Стефана Больцмана.

Зависимость светимость – масса была выведена впервые английским астрономом Эддингтоном. Непрозрачность звезды зависит от наличия в ее веществе кроме водорода тяжелых элементов – металлов и силикатов. Дело в том, что и гелий и водород являются полностью ионизированными, т. е. ни поглощать излучение, ни переизлучать его они не могут. Чтобы квант излучения был поглощен, необходимо, чтобы его энергия была полностью израсходована на отрыв электронов от ядра. У ионизованных Н и Не уже нечего «отдирать», поэтому единственным эффективным источником передачи лучевой энергии из недр звезды становятся тяжелые элементы. Они еще сохраняют часть своих электронов и поэтому сохраняют способность поглощать кванты излучения и переизлучать из вдоль радиуса вверх. Этот факт служит еще одним важным подтверждением того, что состав звезды, и в частности Солнца, не может быть полностью водородным. Оно должно состоять из силикатов, металлов и их соединений. Передавая энергию, тяжелые ядра не расходуются, выгорает только водород. Температура около 107 К для таких ядер недостаточна для преодоления кулоновского барьера. Реализация ядерных реакций на тяжелых элементах возможна лишь при повышении давления и температуры на несколько порядков, что возможны при взрыве звезд. Таким образом, в случае признания гипотезы полностью водородного состава Солнца ядерные реакции синтеза водорода оказались бы невозможны!

В связи с этим возникает вопрос об устойчивости солнечного излучения, столь важный для Земли.

Как мы знаем, при синтезе одного ядра гелия образуется нейтрино. Будучи электрически нейтрально и обладая нулевой массой покоя, нейтрино обладает способностью проникать через любую толщу вещества. Выходя из своих недр, энергетический спектр Солнца может нести неискаженную информацию о температуре, плотности и их химическом составе. Ожидаемое количество потока нейтрино на Земле составляет 1015 м2×с-1. Однако на Земле регистрируется в три раза меньше ожидаемого теоретического уровня.

Американский физик Фаулер разработал гипотезу, объясняющую дефицит нейтрино. По его мнению, в результате скачкообразного перемешивания внутризвездного вещества, например в ходе конвекции, перестройки оболочек по мере выгорания водорода, температура недр падает, что вызывает резкое падение потока нейтрино. Однако светимость Солнца так быстро не изменится, потому что фотонам для преодоления расстояния из недр звезды к поверхности требуются миллионы лет.

Такой процесс вполне возможен, полагают американские физики Эзер и Камерон. Например, как только произойдет локальный разогрев вещества в зоне ядерных реакций Солнца (внешнее ядро) из-за роста газового давления, вещество будет расширяться. Но, согласно формуле Клайперона-Менделеева (см. уравнение XIV.3), начнется его охлаждение и скорость реакций сразу же начнет падать. Вещество вернется в исходное гидростатическое равновесие. После этого поток нейтрино повысится, достигнув своего расчетного значения. Вот почему звезда не может произвольно вспыхнуть и мгновенно сгореть в огне ядерного синтеза. Это, как видим, строго саморегулирующаяся система. Поэтому Солнце – стационарная звезда, и ее излучение сотни миллионов лет поддерживается в стабильном режиме. Однако небольшие флуктуации светимости все же имеют место!

Дефицит нейтрино в настоящую эпоху отражает как раз начавшееся несколько миллионов лет назад понижение скорости ядерных реакций в недрах Солнца. Мы, следовательно, живем в эпоху минимума солнечной активности. Температура на планете на 30 К ниже нормальной, когда ядерная активность максимальна. Время между полуамплитудами максимумов светимости составляет около 4 – 5 млн. лет. В настоящее время Земля еще пребывает в области минимума светимости, т. е. находится в ледниковом периоде по Солнцу!

Не исключено, что известная из геологических данных повторяемость ледниковых периодов с древнейших времен и до последней эпохи плейстоценового оледенения – повторяемость не строго периодическая, отражает периоды внутрисолнечной неустойчивости и перестройки режимов светимости. Как мы знаем, последний ледниковый период начался около 2 млн. лет назад. Следовательно, он будет продолжаться еще около 2 млн. лет, но уже в более сглаженном режиме – благодаря происшедшей перестройке вследствие океанизации и изменения баланса суши и моря (Орлёнок, 1985, 1990).

§2. Диаграмма Герцшпрунга-Рессела

Какое место в окружающем звездном мире занимает наше Солнце, а с ним и планетная система? Вопрос этот неизбежно возникает после того, как мы познакомились с природой окружающего нас мира планет.

Звезды – наиболее распространенные объекты Вселенной. Основная масса космического вещества, вероятно, сосредоточена в них. На долю межзвездной космической пыли приходится около 2%, и лишь ничтожные доли процента выпадают на планеты и другие мелкие объекты.

Наблюдения показывают, что звезды имеют различный цвет, светимость, различный химический спектр излучения. А поскольку все эти параметры связаны с массой и радиусом звезды, то это значит, что существует большое разнообразие не только внешних параметров, но и состава звезд.

Исследованиями уже давно была установлена зависимость между светимостью и спектральным классом звезд. Впервые это обнаружил в 1905 г. датский астроном Э. Герцшпрунг (1873 – 1967). В 1910 г. независимо от него к такому же выводу при построении диаграммы спектра-светимости пришел американский астрофизик Г. Рессел (1877 – 1957). Рессел сразу же дал эволюционную интерпретацию найденной зависимости между химическим составом звезд, устанавливаемым по их спектрам, светимостью, цветом, массой и радиусом звезды. График зависимости получил название «диаграмма Герцшпрунга-Рессела» и ныне является одним из самых мощных средств исследований звездного мира (рис. 110).

Спектральная классификация звезд была разработана еще в конце прошлого века в Гарвардской обсерватории (США) под руководством Э. Пикеринга. К настоящему времени изучены спектры почти 500000 звезд. Все они подразделяются на семь спектральных классов, обозначаемых буквами О, В, А, F, G, K, M, которые располагаются в последовательности убывания температур – от 30000 до 3000 К. Для более удобного запоминания порядка спектральных классов Рессел предложил своим студентам фразу, по первым буквам которой они легко воспроизводили всю таблицу классов: Oh Be A Fine Girl, Kiss Me! – «Будь славной девочкой, поцелуй меня!» -Вельяминов, наш известный астроном, автор знаменитого учебника астрономии для 11 класса средней школы, придумал такую фразу: «Один бритый англичанин финики жевал, как морковь».