Астрономия. Популярные лекции - Владимир Георгиевич Сурдин
Шрифт:
Интервал:
Закладка:
Но и внутри этого ровного тренда есть особенности. Во-первых, резко выделяется пик железа. В природе, в том числе и в звездах, железа, никеля и близких к ним элементов по сравнению с их соседями необычайно много. Дело в том, что железо — необычный химический элемент: это самый конечный продукт термоядерных реакций, идущих в равновесных условиях, т. е. без всяких взрывов. В термоядерных реакциях звезды синтезируют из водорода все более и более тяжелые элементы, но доходит дело до железа — и всё останавливается. Дальше, если мы попытаемся сделать что-то новое из железа в термоядерной реакции, добавляя к нему нейтроны, протоны, другие ядра, то никакого выделения тепла не будет: когда костер догорел, из золы уже ничего не получишь. Наоборот, для осуществления реакции пришлось бы подводить энергию извне, а сама по себе никакая реакция с железом в обычных условиях не пойдет. Поэтому железа в природе накопилось много.
Другой важный момент, на который стоит обратить внимание: линия, соединяющая на графике точки, имеет пилообразный вид. Так получается потому, что ядра с четным количеством нуклонов (протонов и нейтронов) гораздо более стабильны, чем с нечетным. Поскольку стабильные ядра легче создать, чем разрушить, этих ядер по сравнению с соседними элементами нарабатывается всегда больше на целый порядок, а то и на полтора.
В отличие от Солнца, в составе земного шара и землеподобных планет содержится очень мало водорода и гелия, но начиная с углерода «звездное» распределение химических элементов характерно и для них. Поэтому у каждой планеты, не только у Земли, есть крупное железное ядро.
Рис. 11.23. Звезды неоднородны, и вещество в них перемешивается плохо, поэтому химический состав поверхности звезды не отражает состава ее недр и особенно ядра.
К сожалению, спектры показывают нам состав только поверхности звезд. Наблюдая свет звезды, мы почти ничего не можем сказать о том, что у нее внутри, а внутренняя жизнь звезд разной массы различается. Перенос энергии в звезде может происходить несколькими способами, преимущественно лучеиспусканием и конвекцией (рис. 11.23). Например, у звезд типа Солнца в центральной части, где идут термоядерные реакции, энергию переносит в основном излучение, и вещество ядра не перемешивается с вышележащими слоями. На периферии перемешивание идет, но оно не достигает тех внутренних областей, в которых постепенно меняется химический состав за счет термоядерных реакций. Поэтому продукты термоядерной реакции не выносятся на поверхность, где циркулирует исходное вещество, из которого Солнце когда-то родилось. У более массивных звезд внутри идет конвективное перемешивание, но дальше оно не распространяется. «Выпрыгнуть» на поверхность звезды наработанные химические элементы тоже не могут.
Наконец, маломассивные — это самые «правильные» звезды: конвекция у них — главный механизм переноса тепла, внутри них происходит полное перемешивание вещества. Значит, казалось бы, на их поверхность должно всплывать то, что наработалось в центре в термоядерных реакциях. Однако в этих маленьких звездах термоядерные реакции идут очень медленно, они очень экономно расходуют свою энергию и медленно эволюционируют. Продолжительность их жизни в сотни и тысячи раз больше, чем у звезд типа Солнца, т. е. триллионы лет. А за те 14 млрд лет, что прошли с момента рождения Вселенной, в их составе практически ничего не изменилось. Они еще «младенцы», многие из них еще недоформировались и не запустили нормальный термоядерный цикл.
Таким образом, о том, что находится внутри звезд, какой там химический состав вещества, мы не знаем до сих пор, натурных данных у нас нет. Только моделирование может нам что-то об этом сказать.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Видимый блеск звезд измеряют в обратной логарифмической шкале звездных величин, но для физика это неинтересно. Ему важна полная мощность излучения звезды, а ее мы не можем просто так угадать по фотографии. Например, Альфа Кентавра среди других звезд имеет потрясающую яркость (см. рис. 11.24), но это вовсе не значит, что она самая мощная, ничего подобного. Это совершенно обычная звезда типа Солнца, просто случайно она оказалась к нам намного ближе остальных и поэтому, как фонарь, заливает своим светом окрестный кусочек неба; хотя большинство соседних с ней на этом фото звезд — гораздо более мощные источники излучения, они расположены дальше.
Рис. 11.24. Видимый блеск звезд не отражает истинную мощность их излучения, т. е. светимость, а чаще определяется расстоянием до них. На фото α Кентавра. Фото: Marco Lorenzi.
Рис. 11.25. Схема эволюции звезд разной массы.
Итак, надо оценить мощность звезды как можно более точно. Для этого мы используем фотометрический закон обратных квадратов: измеряя видимую яркость звезды (плотность светового потока, достигающего Земли) и расстояние до нее, вычисляем полную мощность ее излучения в ваттах. Теперь можно представить общую физическую картину, изобразив все звезды на двумерной диаграмме, на осях которой откладывают две выведенные из наблюдений величины — температуру поверхности звезды и относительную мощность ее излучения (астрономы, принимая во внимание только оптический диапазон, называют эту мощность светимостью и измеряют в единицах мощности Солнца). В начале XX в. такую картинку впервые построили два астронома: датчанин Эйнар Герцшпрунг и американец Генри Норрис Рассел, по именам которых она называется диаграммой Герцшпрунга — Рассела.
Рис. 11.26. Диапазон видимых звездных величин и положение в нем некоторых наблюдаемых объектов.
Рис. 11.27. Генри Норрис Рассел (слева) и Эйнар Герцшпрунг.
Солнце, звезда с температурой около 6000 K и с единичной мощностью, располагается почти посередине этой диаграммы. Вдоль диапазона изменения обоих параметров звезды распределены практически непрерывно, но по плоскости диаграммы они не разбросаны как попало, а группируются в компактные области.
Рис. 11.28. Диаграмма Герцшпрунга — Рассела и положение на ней
