Студопедия

Главная страница Случайная страница

КАТЕГОРИИ:

АвтомобилиАстрономияБиологияГеографияДом и садДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеталлургияМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРелигияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияТуризмФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника






ЗВЕЗДЫ, ИХ РОЖДЕНИЕ, ЖИЗНЬ И СМЕРТЬ




(М., с.113-116)

§ 6. ЗВЕЗДА — ГАЗОВЫЙ ШАР, НАХОДЯЩИЙСЯ В СОСТОЯНИИ РАВНОВЕСИЯ

Представляется почти очевидным тот факт, что подавляющее большинство звезд не меняет своих свойств в течение огромных промежутков времени. Это утверждение совершенно очевидно для интервала времени по крайней мере в 60 лет, в течение которых астрономы разных стран выполнили очень большую работу, по измерению блеска, цвета и спектра множества звезд. Заметим что хотя некоторые звезды меняют свои характеристики (такие звезды называются переменными), изменения носят либо строго периодический либо более или менее периодический характер. Систематические изменения блеска, спектра или цвета у звезд наблюдаются в очень редких случаях. Например, изменения периодов пульсирующих звезд - цефеид хотя и обнаружены, но они настолько малы, что требуется по крайней мере несколько миллио­нов лет для того, чтобы изменения периода пульсаций стали зна­чительными. Светимость цефеид меняется с изменением периода. Можно, следовательно, сделать вывод, что в течение по крайней мере нескольких миллио­нов лет у таких звезд их важнейшая характеристика — мощность излучаемой энергии — меняется мало. На этом примере мы видим, что хотя длительность наблюдений составляет всего лишь несколько десятков лет (срок совершенно ничтожный по космическим мас­штабам!), можно сделать вывод о постоянстве свойств цефеид в те­чение неизмеримо больших интервалов времени.

Но в нашем распоряжении есть еще одна возможность оценить время, в течение которого мощность излучения звезд почти не ме­няется. Из геологических данных следует, что на протяжении по крайней мере последних двух-трех миллиардов лет температура Земли если и менялась, то не больше, чем на несколько десятков градусов. Это следует из непрерывности эволюции жизни на Земле. А если так, то Солнце за этот огромный промежуток времени никогда не излучало ни в три раза сильнее, ни в три раза слабее, чем сей­час. Похоже на то, что в столь длительной истории нашего светила были периоды, когда его излучение значительно (но не очень сильно) отличалось от нынешнего уровня, но такие эпохи были сравнительно кратковременными. Мы имеем в виду ледниковые периоды. Но в среднем мощность излуче­ния Солнца за последние несколько миллиардов лет отличалась удивительным постоянством.

С другой стороны, Солнце — довольно типичная звезда. Оно представляет собой желтый карлик спек­трального класса G2. Таких звезд в нашей Галактике насчитыва­ется по крайней мере несколько миллиардов. Вполне логично также сделать вывод, что и большинство других звезд главной последовательности, у которых спектральные классы отличны от солнечного, также должны быть весьма «долгоживущими» объектами.



Итак, подавляющее большинство звезд очень мало меняется со временем. Это, конечно, не означает, что они в «неизменном виде» могут существовать сколь угодно долго. Наоборот, ниже мы пока­жем, что возраст звезд хотя и очень велик, но конечен. Более того, этот возраст весьма различен для разных звезд и определяется в первую очередь их массой. Но даже самые «короткоживущие» звезды все-таки почти не меняют своих характеристик в течение миллиона лет. Какие же выводы отсюда следуют?

Уже из простейшего анализа спектров звезд вытекает, что их наружные слои должны находиться в газообразном со­стоянии. В противном случае, очевидно, в этих спектрах никогда не наблюдались бы резкие линии поглощения, характерные для вещества, находящегося в газообразном состоянии. Дальнейший анализ звездных спектров позволяет существенно уточнить свойства вещества наружных слоев звезд (т. е. «звездных атмосфер»), откуда к нам приходит их излучение.

Изучение спектров звезд позволяет с полной достоверностью сделать вывод, что звездные атмосферы представляют собой нагре­тый до температуры в тысячи и десятки тысяч градусов ионизован­ный газ, т. е. плазму. Спектральный анализ позволяет определить химический состав звездных атмосфер, который в большинстве случаев примерно такой же, как и у Солнца. Наконец, изучая звездные спектры, можно определить и плотность звездных атмосфер, которая для различных звезд меняется в очень широких пределах. Итак, наружные слои звезд — это газ.

Но в этих слоях заключена ничтожно малая доля массы всей звезды. Хотя непосредственно оптическими методами недра звезд из-за их огромной непрозрачности, наблюдать нельзя, мы можем сейчас со всей определенностью утверждать, что и внутренние слои звезд также находятся в газообразном состоянии. Это утверждение отнюдь не является очевидным. Например, поделив массу Солнца, равную 2-1033 граммам, на его объем, равный ~1,4-1033 см3, легко найти среднюю плотность (или удельный вес) солнечного вещества, которая будет около 1,4 г/см3, т. е. больше плотности воды. Ясно, что в центральных областях Солнца плотность должна быть значительно выше средней. У боль­шинства карликовых звезд средняя плотность превосходит солнеч­ную. Естественно возникает вопрос: как согласовать наше утверж­дение, что недра Солнца и звезд находятся в газообразном состоя­нии со столь высокими плотностями вещества? Ответ на этот вопрос состоит в том, что температура звездных недр, как мы скоро убедимся, очень высока (значительно выше, чем в поверхностных слоях), что исключает возможность существования там твердой или жидкой фазы вещества.



Итак, звезды — это огромные газовые шары. Весьма сущест­венно, что такой газовый шар «цементируется» силой всемирного тяготения, т. е. гравитацией. На каждый элемент объема звезды действует сила гравитационного притяжения от всех остальных элементов звезды. Именно эта сила препятствует разлету различных частей газа, образующего звезду, в окружающее про­странство. Если бы не было этой силы, газ, образующий звезду, вначале расплылся бы, образовав нечто вроде плотной туманно­сти, а потом окончательно рассеялся бы в огромном, окружающем звезду межзвездном пространстве. Сделаем очень грубую оценку, сколько бы. потребовалось времени, чтобы при таком «расплывании» размер звезды увеличился бы, скажем, в 10 раз. Примем, что «расплывание» происходит с тепловой скоростью атомов водорода (из которого в основном состоит звезда) при температуре наруж­ных слоев звезды, т. е. около 10 000°. Эта скорость близка к 10 км/сек, т.е. 106 см/сек. Так как радиус звезды можно принять близким к миллиону километров (т. е. 1011 см), то для интересующего нас «расплывания» с десятикратным увеличением размеров звезды потребуется совершенно ничтожное время t = 10-1011/106 = = 106 сек ~ 10 суток!

Это означает, что если бы не сила гравитационного притяжения, звезды рассеялись бы в окружающем пространстве за ничтожно
малое (по астрономическим понятиям) время, исчисляемое сутками
для звезд-карликов или годами для гигантов. Значит, без силы
всемирного тяготения не было бы звезд. Действуя непрерывно,
эта сила стремится сблизить между собой различные элементы звезды. Очень важно подчеркнуть, что сила гравитации по самой своей природе стремится неограниченно сблизить между собой все частицы звезды, т. е. в пределе как бы «собрать всю звезду в точку». Но если бы на частицы, образующие звезду, действовала только сила всемирного тяготения, то звезда
стала бы катастрофически быстро сжиматься. Оценим сейчас время,
в течение которого это сжатие станет существенным. Если бы
никакая сила не противодействовала гравитации, вещество звезды
падало бы по направлению к ее центру по законам свободного падения тел. Рассмотрим элемент вещества внутри звезды где-нибудь
между ее поверхностью и центром на расстоянии R от последнего.
На этот элемент действует ускорение силы тяготения g=GM/R2,

где G = 6,68-10-8 — гравитационная постоянная, М — масса, лежащая внутри сферы радиуса R. По мере падения к центру как М, так и R будут меняться, следовательно, будет меняться и . g однако, не сделаем большой ошибки в нашей оценке, если предпо­ложим, что М и R остаются постоянными. Применив к решению нашей задачи элементарную формулу механики, связывающую пройденный при свободном падении путь R с величиной ускорения g получим формулу :

t= 103 секунд 20 минут,

где t — время падения, причем мы положили R ~ R , а М ~M. Таким образом, если бы никакая сила не противодействовала гравитации, наружные слои звезды буквально рухнули бы, а звезда катастрофически бы сжалась за какую-нибудь долю часа!

Какая же сила, непрерывно действующая во всем объеме звезды, противодействует силе гравитации? Заметим, что в каждом элементарном объеме звезды направление этой силы должны быть противоположно, а величина равна силе притяжения. В противном случае происходили бы локальные, местные на­рушения равновесия, приводившие за очень короткое время, которое мы только что оценили, к большим изменениям в структуре звезды.

Силой, противодействующей гравитации, является давление газа. Последнее непрерывно стремится расширить звезду, «рассеять» ее на возможно больший объем. Выше мы уже оценили, как быстро «рассеялась» бы звезда, если бы отдельные ее части не сдерживались силой гравитации. Итак, из того про­стого факта, что звезды — газовые шары в практически неизмен­ном виде (т. е. не сжимаясь и не расширяясь) существуют по мень­шей мере миллионы лет, следует, что каждый элемент вещества звезды находится в равновесии под действием противо­положно направленных сил гравитации и газового давления. Такое равновесие называется «гидростатическим». Оно широко распро­странено в природе. В частности, земная атмосфера находится в гидростатическом равновесии под действием силы гравитационного притяжения Земли и давления находящихся в ней газов. |Если бы не было давления, земная атмосфер очень быстро, «упала" бы на поверхность нашей планеты. Следует подчеркнуть, что гидростатическое равновесие в звездных атмосферах осуществляется с огромной точностью. Малейшее его нарушение сразу же приво­дит к появлению сил, меняющих распределение вещества в звезде, после чего происходит такое его перераспределение, при котором равновесие восстанавливается. Здесь мы всегда говорим об обыч­ных «нормальных» звездах. В исключительных случаях, о которых в этой книге будет идти речь, нарушение равновесия между силой гравитации и давлением газа приведет к весьма серьезным, даже катастрофическим последствиям в жизни звезды. А сейчас мы можем только сказать, что история существования любой звезды — это поистине титаническая борьба между силой гравитации, стремя­щейся ее неограниченно сжать, и силой газового давления, стремя­щейся ее «распылить», рассеять в окружающем межзвездном прост­ранстве. Многие миллионы и миллиарды лет длится эта «борьба». В течение этих чудовищно больших сроков силы равны. Но в конце концов, как мы увидим дальше, победа будет за гравитацией. Та­кова драма эволюции любой звезды. Ниже мы будем довольно подробно останавливаться на отдельных этапах этой драмы, свя­занных с конечными стадиями эволюции звезд.

 


mylektsii.ru - Мои Лекции - 2015-2019 год. (0.006 сек.)Все материалы представленные на сайте исключительно с целью ознакомления читателями и не преследуют коммерческих целей или нарушение авторских прав Пожаловаться на материал