моделі зірок
Перед тим як ми почнемо розбиратися в цьому на рідкість цікавому питанні, корисно ознайомитися з моделями зірок. Модель зірки в принципі повинна описувати температуру, тиск, щільність, хімічний склад, стан речовини в будь-якій точці зірки.
Ми не можемо спостерігати «нутрощі» зірки, і тому тільки розрахунки, засновані на використанні відомих фізичних законів, дозволяють зрозуміти «поведінку» зірки, її фізику. Ми ніколи не дізнаємося, з яким ступенем наближення відповідає модель справжньої структурі космічного об'єкта - зірки. Але зіставлення моделей з даними астрономічних спостережень допомагає зробити відповідні відбраковування.
Сьогодні для побудови моделей використовуються потужні ПК; робота ця складна і копітка, хоча в основі її лежить використання простих фізичних законів, про які ми вже говорили. Не будемо зупинятися на техніці рахунки моделей,
перейдемо відразу до найцікавішого і важливого питання про влаштування зірок різної маси і світності. Це буде, власне кажучи, «сухий залишок» величезної роботи, розпочатої ще в 1921 році Еддінгтоном.
Отже, верхня частина головної послідовності.
Там, як ми пам'ятаємо, розташовані гарячі масивні зірки. Візьмемо, наприклад, зірку з масою в 10 сонячних мас і світність в 3 тисячі разів більше, ніж у Сонця. Розрахунки дають наступні характеристики її структури.
У центрі такої зірки знаходиться конвективное ядро, радіус якого займає приблизно 0,2 від повного радіусу зірки. Причина появи конвективного ядра очевидна: променистий перенесення вже не справляється з відкачуванням енергії з центральних районів зірки, і тому повинен включитися механізм конвекції. У центрі зірки температура близько 27 мільйонів градусів, а щільність в 26 разів більше середньої. У зірці 90 відсотків водню, 9-гелію і 1 відсоток інших елементів. Погодьтеся, що така зірка влаштована досить просто, основне джерело її енергії С - N -О-цикл.
Подивимося тепер, що являють собою зірки, розташовані на нижній частині головної послідовності. Вони, зрозуміло, сильно відрізняються від випадку, який ми тільки що розглянули. По-перше, у цих зірок (і в тому числі у нашого Сонця) немає конвективного ядра, по-друге, основне джерело енергії - протон-протонний цикл. І нарешті, в цих зірках є зовнішня конвективная зона, в якій міститься приблизно 10 відсотків всієї маси зірки, якщо маса цієї зірки складає 60 відсотків від маси Сонця. Конвективная зона утворюється через підвищену непрозорості шару, який починається на відстані 0,65 від повного радіусу зірки і триває майже до поверхні.
У центрі зірки щільність вище середньої в 20 разів, а температура, природно, нижче, ніж у більш масивної зірки, - всього 8,9 мільйона градусів. Хімічні елементи в цій моделі рівномірно розподілені по всій зірці.
При побудові моделей Сонця була врахована нерівномірність розподілу водню по радіусу, і тоді вийшло, що температура в центрі Сонця становить 14,6 мільйона градусів, а щільність - 134 г / см3.
Отже, всі наші моделі зірок помітно відрізняються один від одного. Кожна зірка має свою структуру - наприклад ядро, або зовнішню конвективну зону. І вираз Еддінгтона: «Немає нічого простішого, ніж зірка», - здається вже не настільки очевидним. Але ж ми поки розглянули лише найпростіші моделі зірок. Складнощі далі будуть рости, як сніжний ком.
Розглянемо, наприклад, модель зірки гіганта, радіус якої в 21 разів більше радіуса Сонця. Нехай маса гіганта дорівнює 1,3 маси Сонця, а світність більше в 226 разів. При розрахунках структури такої зірки з'ясувалася дивовижна річ.
У центрі зірки водню немає, він весь вигорів. Там знаходиться маленьке ядро, що складається майже цілком з гелію. Радіус його - всього лише одна тисячна повного радіусу зірки. Оскільки водню там вже немає, термоядерні реакції в ядрі не йдуть, а температура ядра (40 мільйонів градусів) постійна. Тому ядро називається ізотермічним.
Однак навіть 40 мільйонів градусів недостатні, щоб «запалити» потрійний а-процес, і джерел енергії в ядрі немає.
Навколо ядра розташована тонка оболонка, в якій йдуть реакції С - N - О-циклу. Товщина оболонки - трохи менше радіуса ядра. Далі йде шар, в якому енергія переноситься випромінюванням. Товщина його складає приблизно одну п'яту радіусу зірки. А далі йдуть зовнішні шари гіганта, охоплені бурхливої конвекцією. Вони містять близько 70 відсотків маси всієї зірки.
Але тоді ми приходимо до дивного висновку. Невелике ядро гіганта важить майже одну третю його частину. І його щільність становить 3,5 • 105 г / см3. Іншими словами, чайна ложка речовини ядра важить близько тонни. Виникає резонне питання. Невже речовина ядра червоного гіганта теж можна вважати газом?
Відповідь на поставлене питання однозначна: «Так». Але газ цей особливий, і, щоб пояснити всі його властивості, ми повинні будемо поговорити про те, як влаштовані білі карлики - широко поширений тип зірок в нашій Галактиці. Які їх основні властивості?
Світність їх дуже мала: іноді в тисячі разів менше сонячної. У той же час маса їх приблизно дорівнює масі Сонця. Але при сонячної маси ці зірки мають розміри, порівнянні з розмірами планети.
Відразу ж виникає питання про температуру всередині такої зірки. Якщо ми спробуємо оцінити її за формулою мільйонів градусів, то отримаємо абсолютно безглуздий і суперечливий результат. Температура вийде рівною сотням мільйонів градусів. Це, в свою чергу, означає що повинні йти високотемпературні реакції, зокрема, потрійний а-процес. Крихітні зірки повинні виділяти величезну кількість енергії і світити, як маяки на нічному небі. Але насправді їх світність дуже мала. У чому тут справа?
До сих пір у всіх «зіркових» оцінках ми користувалися лише законом Клайперона і законом всесвітнього тяжіння. Останній винятків не знає. Тоді залишається зробити висновок про те, що речовина білого карлика не кращий газ, і закон Клайперона тут не працює. Але що ж це таке? Бути може, речовина білих карликів рідина або тверде тіло?
Ні. Щільність рідини або твердого тіла не може перевищувати 20 г / см3. При цій щільності атоми речовини вже гранично тісно розташовані один до одного. Відстань між ними близько 10
Отже, ядерні реакції в процесі старіння Сонця підуть навколо ядра. Але через його вирожденність, через його високу теплопровідність енергія тут не запасається, вона «накачується» в оболонку, і настане час, коли оболонка «розбухне» від надлишку енергії. У ній розвинуться дуже бурхливі конвективні процеси, набагато потужніші, ніж в сьогоднішньому Сонце. Цей процес займе трохи часу, якісь мільйони років.
Ні, не турбуйтеся, адже ми пам'ятаємо, що всі ці катаклізми почнуться швидше за все через кілька мільярдів років, так що поки розвитку нашої цивілізації з боку термоядерних реакцій на Сонці прямої загрози немає. Ну а загадувати, що буде з людством навіть через тисячу років, навіть при спокійному Сонце, справа набагато більш складне, ніж прогнозувати поведінку світила через пару мільярдів років. Адже поведінка людства не можна описати точними фізичними законами.
Отже, Сонце знову роздується, закипить, та так, що тут вже і від планет земної групи навряд чи що-небудь залишиться, крім оплавленого каменю. Світність Сонця зростає при цьому жахливому кипінні в тисячу з гаком разів, та ще на додачу до цього воно стане дуже великим. Коротше кажучи, наш жовтий карлик стане червоним гігантом.
Розміри цього гіганта величезні. Сонце може «роздутися» до орбіт Меркурія або навіть Землі. А потім червоний гігант скине з себе все, крім того, що знаходиться у нього в центрі. Це дуже цікавий процес, до кінця не зрозумілий сучасною астрофізикою. Чому зірка «хоче» позбутися зайвої маси? Чому вона з колосальною енергією викидає частину свого «тіла» в простір?
Ці процеси пов'язані з порушенням рівноваги. Тільки за один рік Сонце може втратити одну мільйонну частину своєї ваги. Гігант почне худнути. І за якісь десять-сто тисяч років від нього залишиться лише центральна частина - ядро, про який ми вже говорили. Гігант як би скине все, що виявилося непотрібним йому на цій стадії еволюції зірок.
Зоряна матерія утворює близько залишився ядра так звану планетарну туманність, яка поступово зникне, розвіється в космічний простір. Цей своєрідний зоряний стриптиз призведе до того, що рано чи пізно на місці Сонця залишиться тільки його гелиевое ядро - білий карлик.
Ми вже говорили про властивості ядра, яке представляє собою вироджений газ. Можливо, подальша доля білого карлика визначається його масою і температурою. У разі нашого Сонця є варіант, при якому білий карлик буде просто остигати протягом мільйонів років і перетвориться в, «чорний карлик» - холодну маленьку зірку розміром з земну кулю, яку з якої-небудь іншої планетної системи і спостерігати щось неможливо.
І білий і чорний карлик повністю виправдовує свою назву: це дійсно карликові зірки. Ми пам'ятаємо, що супутник однієї з найяскравіших зірок, Сіріуса, білий карлик. Діаметр його всього-на-всього 4200 км, менше, ніж діаметр Землі. Називається він Сіріус В. А приклад еволюції Сонця, який ми зараз (в сильно спрощеному вигляді) розглянули, приводить нас до більш загальної проблеми - проблеми еволюції зірок взагалі.