Прежде всего, надо ясно представить себе, что в нагретом до нескольких тысяч градусов газе лучистый перенос тепла будет обязательно, а конвекция может возникнуть лишь при определенных условиях. Такие условия наступят, если градиент температуры (скорость ее изменения с высотой) окажется больше, чем при адиабатическом равновесии.
В этом случае нагретый объем газа, поднимаясь вверх, не успевает охладиться до температуры внешней среды и стремится подняться еще выше. Возникшие вертикальные токи газа не затухают, а, наоборот, непрерывно поддерживаются. Градиент температуры в ходе конвекции несколько снижается, но остается чуть выше адиабатического.
Немецкий астрофизик А. Унзольд в 1930г. отметил, что ионизация водорода уже на небольших глубинах (где температура достигает 10 000°) порождает мощную конвекцию. Действительно, с подъемом некоторого объема газа, содержащего ионизованный водород, в нем начинается рекомбинация ионов водорода с электронами -- процесс, сопровождающийся выделением тепла. Это тепло задерживает охлаждение газа до температуры внешней среды, и объем будет продолжать подниматься. В опускающемся объеме, наоборот, начнется ионизация водорода, требующая затраты тепла, объем не сможет разогреться до "наружной" температуры и будет продолжать опускаться.
В 1935г. другой немецкий астрофизик, Л. Бирман применив к анализу конвекции в звездных недрах метод, - развитый гидродинамиком Прандтлем, показал, что глубина Конвективной зоны может быть гораздо больше, чем принимал Унзольд, и измеряться десятками тысяч километров. Тремя годами ранее Бирман установил, что в звезде с сильной концентрацией источников энергии к центру должно образоваться конвективное ядро, потому что один лучистый перенос не будет успевать "откачивать" энергию‚ вырабатываемую в этом ядре чересчур мощными источниками. На основе идей Бирмана англичанин Т. Каулинг разработал ставшую хорошо известной модель звезды с конвективным ядром и оболочкой, находящейся в лучистом равновесии.
Источники звездной энергии были все еще неизвестны, но их мощность и распредёление по глубине использовались астрофизиками для расчета моделей звезд. Таково было положение на этом участке общего фронта наступления на проблему.
4. Жизненный путь звезды
Первые попытки проследить жизненный путь звезды были весьма робкими. Применение законов Лейна к гипотезе гравитационного сжатия Гельмгольца -- Кельвина уже принесло новый результат: сжимающаяся звезда должна разогреваться (температура изменяется обратно пропорционально радиусу!), пока увеличение плотности не замедлит сжатие настолько, что расход энергии превысит приход. Тогда звезда начнет остывать. Эволюционный путь звезды, таким образом, уже сто лет назад представлялся состоящим из двух ветвей: восходящей и нисходящей. А. Риттер в 1883г. прямо указывал на то, что красные гиганты находятся на восходящей, а красные карлики -- на нисходящей ветви эволюции.
Оригинальную гипотезу происхождения звезд путем конденсации из метеорной материи предложил Норман Локиер в своем выступлении 17 ноября 1887г. перед Лондонским королевским обществом. Развивая свою гипотезу дальше, Локиер опирался не только на теоретические выводы Лейна и Риттера, но и на результаты исследований спектров звезд. Схема эволюции звезд по Локиеру выглядит так. В начале жизненного пути находятся красные гиганты типа Антареса (класс М), затем звезда проходит стадии оранжевого гиганта, как Альдебаран (К5), желтого гиганта, как Полярная (Г8), белого гиганта, как, Ценеб (А2) и Ригель (В8). На вершине эволюции находятся самые горячие голубые звезды: ? Парусов и ? Кормы (класс О). На нисходящей ветви последовательно располагаются бело-голубые звезды, как Ахериар (В5), белые, как Сириус (АО), бело-желтые, как Процион (Е5), желтые, как Солнце (i) и Арктур (К), наконец, красные карлики, как 19 Рыб (N). Дальше звезда угасает и становится темной. Но Локиер, разрабатывая свою схему эволюции звезд, исходил из убеждения, что химические элементы состоят из еще более простых элементарных частиц, которые он называл "протоэлементами". Эти частицы не были едины для всех элементов, как известные ныне протон, нейтрон и электрон, а носили более индивидуализированный характер. Так, водород, по Локиеру, при высокой температуре распадается на "протоводород", который и дает усиленные линии в спектре - с-линии, по классификации мисс Мори. Железо превращается в "протожелезо" и дает линии искрового спектра, и т. д. В действительности "протоводород" оказался ионом гелия, другие усиленные линии оказались принадлежавшими нонам металлов. Но идеи Локкиера, окончательно сформулированные им в 1900 г., спустя 13 лет в несколько ином виде (без метеорной гипотезы и "протоэлементов" были развиты Генри Норрисом Ресселом в его гипотезе эволюции звезд, основанной на диаграмме.
13 июня 1913г. он доложил свою гипотезу на собрании Королевского астрономического общества в Лондоне. Спустя полгода, 30 декабря 1913г., он повторил свой доклад на съезде Американского астрономического общества "Если мы расположим звезды, которые мы изучаем, в порядке возрастания плотности, то мы должны начать с гигантских звезд класса М и затем проследить ряд гигантов в порядке, обратном тому, в каком обычно располагаются спектры, до звезд классов А и В и далее при все еще возрастающей, хотя уже и медленнее, плотности перейти вниз на последовательность карликов в обычном порядке изменения спектральных классов, встретив на пути Солнце, к тем красным звездам (снова в класс М), которые являются самыми слабыми из известных в настоящее время звезд", -- так описывал Рессел свою гипотезу.
Первая гипотеза звездной эволюции Рессела получила всеобщее признание. Но ненадолго. Спустя 12 лет сам автор гипотезы приступил к ее пересмотру. И для этого у него было немало оснований. В результате работ Дж. Джинса, А. Эддингтона и самого Г. Н. Рессела стало ясно, что основным источником энергии в звездах является не гравитационное сжатие, а какой то иной механизм, сопровождаемый переходом части вещества в поле излучения.
В 1924г. А. Эддингтон установил очень важное обстоятельство, состоявшее в том, что ионизованный газ в недрах звезды обладает практически неограниченной сжимаемостью. Таким образом, звездное вещество при любых плотностях ведет себя как идеальный газ. Кроме того, почти для всех элементов в недрах звезд, за исключением водорода и гелия, средний молекулярный вес оказался близким к двум. Большое значение имела также разработка в эти годы теории лучистого равновесия (в основном трудами А. Эддингтона) и вывод Г. Крамерсом формулы для коэффициента поглощения излучения звездной материей.
В свете этих открытий охлаждение красных карликов следовало объяснять уже не замедлением сжатия из-за уплотнения вещества в их недрах, а ростом непрозрачности звездной материи по мере этого уплотнения.
Перерабатывая свою гипотезу, Рессел исходил из следующих соображений. Главная последовательность на Г--Р-диаграмме -- не узкая линия, а довольно широкая полоса. Между тем, если бы все звезды имели одинаковый химический состав, выход энергии на единицу массы определялся бы только температурой и плотностью звезды. Диаграмму "спектр--светимость" можно преобразовать в другую диаграмму: "температура--плотность", и тогда все звезды главной последовательности легли бы на тонкую линию. Раз этого нет, значит, выход энергии зависит от состава вещества, очевидно, того самого вещества, за счет которого эта энергия вырабатывается. Рессел назвал эту "активную" материю "материей карликов" (поскольку значительную часть звезд главной последовательности составляли карлики).
Но на Г--Р-диаграмме была еще ветвь гигантов, кроме того, в левом нижнем углу диаграммы находилось несколько слабых белых звезд (спутник Сириуса, Эридана В, спутник Проциона), получивших название белых карликов и представлявших некоторое время загадку. При крайне малых размерах они имели массу порядка солнечной, а значит, чудовищную плотность: в десятки и сотни тысяч раз больше плотности воды. Сначала это казалось астрономам необъяснимым, но после открытия Эддингтоном факта неограниченной сжимаемости звездного газа белые карлики перестали быть загадкой.
Рессел предположил, что ветвь гигантов как бы через перекидной мост соединяется на Г--Р-диаграмме с областью белых карликов и так как звезды и здесь не ложатся на узкую линию, то, значит, все дело в том, что и у них выход энергии зависит от содержания некоей активной материи, но иного типа, чем у звезд главной последовательности, -- "материи гигантов".
Теперь оставалось задаться предположением о начальной массе звезды и о том, испытывает ли она малые или большие потери массы в ходе эволюции. Весь путь эволюции звезды определяется теперь тремя различными механизмами пополнения энергии:
1) гравитационное сжатие,
2) потребление (т. е. переход в излучение) материи карликов,
З) потребление материи гигантов.
Несмотря на всю сложность второй гипотезы Рессела и на наличие в ней множества белых пятен, оба ее варианта дают два основных истолкования Г--Р-диаграммы:
1) Если звезда почти не теряет массы в ходе эволюции, то густо населенные области на диаграмме соответствуют наиболее устойчивым и длительно существующим состоянием звезд;
2) Если звезда в ходе эволюции теряет массу, основные ветви диаграммы отражают последовательное перемещение звезд вдоль них.
Джемс Джинс подверг вторую гипотезу Рессела резкой критике. Согласно этой гипотезе, переработка активной материи в излучение начинается после достижения веществом звезды некоторой критической температуры (по оценке Рессела, 32 миллиона градусов). Но, указывал Джинс, достигнув этой температуры, звезда на этом не остановится, а будет разогреваться дальше (включится новый мощный источник энергии!). Зона сверхкритической температуры будет расширяться, захватывая все новые и новые порции активной материи. Поэтому интенсивность излучения такой звезды будет усиливаться спонтанно. Джинс сравнивал подобную звезду с бочонком пороха с искрой внутри него. Рессел и Эддингтон предприняли немало усилий для того, чтобы устранить противоречия этой гипотезы. Это им удалось ценой введения ряда совершенно искусственных предположений. Груз этих предположений не хуже, чем устраняемые ими противоречия, тянул гипотезу на дно. Тогда Джинс предпринял общее математическое исследование вопроса о звездной устойчивости и пришел к простому выводу: пустые области на Г--Р-диаграмме соответствуют неустойчивым состояниям звезды. Это был весьма логичный и, в общем, правильный вывод. Но существенно продвинуться дальше Джинсу не удалось. Он считал, что переработка "активной" материи звезды не может зависеть от температуры, как предполагается в гипотезе Рессела, поскольку это противоречило бы основным положениям физики. Основная идея Джинса состояла в том, что:
а) процесс переработки звездного вещества происходит самопроизвольно и не зависит от температуры звезды;
б) центральные области звезды не находятся в чисто газообразном состоянии, поскольку атомы, ядра и электроны сжаты здесь так тесно, что не могут двигаться свободно, и вещество в центральной области обладает свойствами жидкости.
5. Конец пути
Как же заканчивается жизненный путь звезды? Если вначале существовало наивное представление о том, что каждая звезда, исчерпав свои энергетические ресурсы, "просто остывает", то уже в 20-е годы у Рессела возникло представление, что конечный этап жизни звезды -- стадия белого карлика. Это представление прошло через полстолетия поисков, и каждый раз попытки как-то обосновать его встречали большие трудности. Даже машинные расчеты М. Шварцшильда, Киппенхана, Масевич, в каждом из которых рассчитывалось по 600--800 моделей, не доводили звезду до стадии белого карлика. Трудность состояла не столько в быстроте изменений состояния звезды, сколько в том, что с изменением этого состояния приходится принимать во внимание новые законы природы -- законы поведения вырожденного газа при сверхвысоких плотностях с учетом эффектов общей теории относительности. Уравнения, описывающие превращение звезды в белый карлик, усложняются настолько, что их решение не под силу даже электронно-вычислительным машинам. Но конечное состояние звезды рассчитать можно. И попытки это сделать предпринимались еще в конце двадцатых -- начале тридцатых годов.
В 1926г. английский астрофизик У. Фаулер обратил внимание на то, что в недрах звезды, состоящей из холодного вырожденного газа, давление такого газа способно уравновесить наружное давление, вызванное тяготением. Таким образом, звезда типа белого карлика может быть устойчивой. Спустя два года к аналогичному выводу пришел известный советский физик Я. И. Френкель. Но при всех ли значениях массы звезда будет устойчивой? Такой вопрос поставил и решил в 1932г. замечательный советский физик, впоследствии академик, Л. Д. Ландау, которому тогда было всего 25 лет. Анализ проблемы устойчивости большой массы холодного вырожденного газа привел его к выводу, что существует некоторая предельная, критическая масса. Пока масса холодной звезды не достигла этого предела, она будет сохранять устойчивость. Но если масса больше критической, давление электронного газа не сможет противостоять силам тяготения и звезда испытает катастрофическое сжатие -- коллапс. Критическая масса, по расчетам Ландау, примерно равна солнечной. В 1935г. индийский астрофизик С. Чандрасекар продолжил анализ Ландау и нашел, что критическая масса, предсказанная советским ученым, равна 1,44 МO. Это -- так называемый предел Чандрасекара. Однако в решении Чандрасекара не были учтены две очень важные поправки, связанные с эффектами общей теории относительности и с образованием нейтронов, которое неизбежно происходит при очень высоких плотностях, превышающих 10 (в десятой) г/см?. У Чандрасекара получалось, что звезда будет сжиматься беспредельно, так что плотность в центре будет стремиться к бесконечности. В 1949г. советский астрофизик С. А. Каплан указал, что введение этих поправок существенно меняет дело: при сжатии звезды с критической массой плотность в центре будет стремиться не к бесконечности, а к конечному пределу, равному З * 1010 г/см?. К сожалению, С. А. Каплан опубликовал свою работу в журнале, малоизвестном за рубежом -- в "Ученых записках Львовского университета". И вот уже спустя 15 лет, в 1964г., Чандрасекар независимо получил тот же результат.
Учет нейтронизации, т. е. "вдавливания" электронов в атомные ядра с превращением части содержащихся в них протонов в нейтроны, несколько снижает предел Чандрасекара -- до 1,2 МO. Большая заслуга в изучении влияния эффектов нейтронизации и общей теории относительности принадлежит астрономам Бюраканской астрофизической обсерватории Г. С. Саакяну, Ю. Л. Вартаняну и другим.
Таким образом, конечная судьба звезд, массы которых заключены в пределах от 0,2 до 1,2 МO, уже в начале 50-х годов представлялась довольно ясно: после исчерпания всех ресурсов термоядерных реакций звезда становится "холодной" и сжимается, превращаясь в белый карлик. При сжатии температура в недрах звезды снова повышается, но термоядерные реакции возобновиться не могут: нет "горючего". Звезда медленно остывает, расходуя энергию теплового движения атомных ядер и электронов. Недра звезды состоят преимущественно из гелия и тяжелых элементов. Сколько же времени может "прожить" звезда в состоянии белого карлика? Процесс охлаждения такой звезды был изучен в 1950г. С. А. Капланом и в 1952г. английским астрофизиком Л. Местелом. Срок жизни для спутника Сириуса получился у Местела 4*108 лет, для звезды Вольф 457 -- 1010 лет. Наименьший срок жизни, 107 лет, получился для сравнительно яркого и массивного белого карлика Вольф 1346. Как же складывается судьба самых маленьких звезд -- красных карликов с массами от 0,2 до 0,08 МO. Их эволюцию изучил американский астроном Ш. Кумар. Массы этих звезд слишком малы, чтобы после исчерпания источников энергии они могли испытать катастрофическое сжатие (коллапс). Поэтому белыми карликами они стать не могут. Для них остается тривиальный путь -- последняя стадия гравитационного сжатия до тех пор, пока в их недрах не наступит состояние вырождения, после чего температура будет падать, несмотря на рост плотности. Звезда будет оставаться красным карликом, все более охлаждаясь, пока не превратится, по выражению Ш. Кумара, в "черный карлик" и станет невидимой.
Использованная литература
1. Бронштэн В.А. "Гипотезы о звездах и вселенной", Издательство "Наука" Главная редакция физико-математической литературы, Москва, 1974
2. Гнатюк В. И. Концепции современного естествознания. Самостоятельное изучение курса. КВИ ФПС РФ, 1999
3. Грушевицкая Т. Г. Концепции современного естествознания. Высш. Школа, 1998,
4. Кузнецов В.И., Идлис Г.М., Гутина В.Н., "Естествознание", "Агар", Москва, 1996
5. Шкловский И.С. "Звезды их рождение жизнь и смерть", Издательство "Наука" Главная редакция физико-математической литературы, Москва, 1975
Страницы: 1, 2
