Текст книги "100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд"
Автор книги: Рудольф Киппенхан
сообщить о нарушении
Текущая страница: 10 (всего у книги 21 страниц)
Термодинамическая модель для переменных звезд (цефеид)
Гравитационные силы удерживают звездное вещество от разлетания. В нормальной звезде давление газа и сила тяжести в точности уравновешивают друг друга. Простая модель позволяет рассмотреть некоторые особенности такого равновесия, о котором мы часто говорили выше. На рис. 6.5, а показан подвижный тяжелый поршень, который может перемещаться в цилиндре. В цилиндре под поршнем находится газ. Поршень сжимает этот газ и мешает молекулам газа разлететься. Сила тяжести прижимает поршень вниз, однако он не может опуститься до самого дна. Он находится на определенной высоте над дном цилиндра. Если поршень опустится ниже, то газ под ним дополнительно сожмется, его давление возрастет и вернет поршень обратно в положение равновесия. Когда поршень неподвижен, его вес в точности компенсируется давлением газа под ним. Такое состояние очень похоже на равновесие между силой тяжести и давлением газа в любой точке в недрах звезды.
Рис. 6.5. Сжатие газа поршнем в цилиндре позволяет смоделировать процессы в цефеидах, а-в цилиндре с поршнем (слева) и в недрах звезды (справа) сила тяжести и давление газа находятся в равновесии; б – если привести поршень в движение, то он будет колебаться, но силы трения скоро остановят его; в – через газ, находящийся в цилиндре, проходит излучение. Если в сжатом состоянии газ поглощает больше энергии, чем в разреженном, то давление газа будет действовать против сил трения и периодическое движение поршня не будет затухать.
Если же мы теперь специально выведем поршень из равновесия и немного прижмем его вниз, то поршень начнет колебаться. Если поршень опустится ниже положения равновесия, то давление сжавшегося газа превысит его вес и вытолкнет поршень обратно. Если же он поднимется выше положения равновесия, то давление газа упадет, и сила тяжести вновь вернет поршень вниз. Теперь поршень уже не будет оставаться в положении равновесия. Если он однажды придет в движение, то затем уже будет по инерции проскакивать положение равновесия и начнет колебаться вверх и вниз между двумя крайними точками. Газ при этом служит своего рода пружиной. При сжатии поршень передает газу часть своей энергии. Во время расширения газа эта энергия возвращается поршню. Потери энергии не происходит, поскольку в нашей модели трение пренебрежимо мало. При таких условиях поршень будет перемещаться в цилиндре бесконечно долго. Если трение отсутствует, то максимальное отклонение поршня от средней точки будет постоянным. Период движения поршня зависит от характеристик нашей модели, например от массы поршня и от средней температуры газа.
Поведение звезд в общих чертах напоминает нашу модель. Если сжать звезду равномерно со всех сторон, а затем «отпустить», то возросшее давление газа будет расталкивать звездное вещество во все стороны наружу, и диаметр звезды превысит равновесное значение. После этого сила тяжести окажется больше давления газа. Она будет возвращать газ в сторону центра звезды. Звезда начнет пульсировать. Если ее однажды вывести из равновесия, то затем эти пульсации будут продолжаться долго. Период пульсации звезды можно вычислить по аналогии с периодом пульсации нашего поршня, зная ее свойства: массу, распределение температуры по глубине, а также ее внутреннее строение.
Однако мы слишком упростили нашу модель – как для поршня, так и для звезды. На поршень, конечно же, действуют силы трения. Размах его колебаний будет постепенно уменьшаться под действием этих сил, и, наконец, колебания затухнут. Спустя некоторое время поршень остановится (см. рис. 6.5, б). В недрах звезды тоже происходят процессы, подобные трению, которые тормозят ее колебания. Можно рассчитать, что если искусственно вывести звезду из равновесия, то она совершит всего 5-10 тысяч колебаний. Чтобы вернуться в равновесие, звезде потребуется лишь около 100 лет. Однако наблюдения показывают, что звезда Дельта Цефея, открытая в 1784 г., пульсирует с неизменной силой. Что же служит мотором, который поддерживает пульсации этих звезд, хотя они, казалось бы, должны были затухнуть за относительно короткое время?
Эддингтон предложил в своей книге один из возможных способов объяснения такого процесса. Сквозь внешние слои каждой звезды проникает излучение, возникающее в ее центре. Чтобы имитировать этот процесс с помощью нашей модели, представим себе, что цилиндр изготовлен из прозрачного материала, а сквозь него проходит мощное световое излучение (см. рис. 6.5, в). Газ внутри цилиндра, как и звездное вещество, не совсем прозрачен. Он поглощает часть этого излучения.
При этом газ в цилиндре нагрет так сильно, что разница температур между газом и окружающей средой очень велика, и цилиндр излучает за каждую секунду точно столько же энергии, сколько получает газ за счет частичного поглощения световых лучей.
Теперь выведем поршень из равновесия и немного сожмем газ. При этом давление и температура газа возрастут. Тогда в принципе могут реализоваться два различных случая. Сжатый газ может поглощать излучение сильнее или слабее, чем разреженный. Рассмотрим вначале первый случай. Если поглощение возрастает при сжатии, то, когда поршень опустится, температура газа будет повышаться быстрее, чем в положении равновесия. При этом газ нагреется, и его давление возрастет больше, чем просто под воздействием поршня. Избыточное давление сильнее вытолкнет поршень наружу, чем в первом случае. После того, как поршень минует положение равновесия, газ станет разреженным, а его температура упадет. При этом он будет поглощать меньше энергии, чем в положении равновесия. Газ охладится, его давление уменьшится, и поршень быстро опустится, преодолевая силу трения.
То же самое справедливо и для звезд. Если звездное вещество в определенном слое звезды будет при сжатии поглощать больше энергии и разогреваться, то эта звезда сможет пульсировать, а пульсации будут поддерживаться излучением, которое возникает в ее недрах. Если такая звезда сожмется, то излучение, идущее из ее недр к поверхности, не будет так же легко, как прежде, проходить сквозь ее внешние слои. При этом газ разогреется и звезда расширится. Расширение наступает после фазы сжатия. Вещество становится более прозрачным, оно пропускает больше энергии в окружающее пространство, внутренние части звезды охлаждаются, и сила тяжести снова приведет к сжатию звезды. Звездное вещество служит своего рода вентилем для проникающего наружу излучения. Этот вентиль открывается и закрывается в ритме пульсаций звезды.
Такой механизм Эддингтон описал в своей книге уже в 1926 г. Но, к сожалению, во времена Эддингтона ученые еще очень мало знали о том, как излучение проходит через звездное вещество. Все известные факты говорили о том, что при сжатии звездное вещество должно становиться более прозрачным. Если это так, то все происходит совсем наоборот: поглощение излучения будет действовать в противоположном направлении и не только не будет усиливать колебаний, но еще больше затормозит их. Именно по этой причине сам Эддингтон отверг предложенный им механизм и до самой своей смерти пытался найти другое объяснение для пульсаций цефеид.
Новый подход Жевакина к старой идее
К началу 50-х годов характеристики прозрачности звездного вещества были уже довольно подробно изучены. Оказалось, что представления Эддингтона справедливы для глубоких слоев звезд. Во внешних слоях прозрачность вещества, наоборот, уменьшается с давлением. Такие свойства характерны для звезд как раз тогда, когда температура их поверхности составляет около 5300 градусов. Жевакин в 1953 г. показал в своей фундаментальной, но долго остававшейся неизвестной работе, что в цефеидах прозрачость внешних слоев меняется достаточно сильно для того, чтобы противодействовать «силам трения» и непрерывно поддерживать колебания яркости и размеров таких звезд. Таким образом, в цефеидах «вентильный механизм» Эддингтона не ускоряет затухания колебаний, а напротив поддерживает их.
В 1963 г. наша мюнхенская группа установила, что звезда с массой 7 масс Солнца во время своего развития 5 раз пересекает полосу цефеид. Тут пригодились старые расчеты, которые мы с Норманом Бейкером провели в Мюнхене еще в 1960 г. Полученные тогда решения позволили проверить, будет колебаться звезда или нет. Мы обнаружили, что каждый раз, когда путь развития звезды пересекает полосу цефеид, наша модель предсказывает возникновение колебаний, а период колебаний очень хорошо согласуется с данными наблюдений. Мы, таким образом, установили, что цефеиды с их переменными свойствами, несомненно, укладываются в нашу схему развития звезд, которая неплохо описывает их свойства. Всякий раз, когда звезда на своем пути по диаграмме Г-Р пересекает полосу цефеид, ее блеск и размеры будут периодически изменяться. Как только она покидает полосу звезд типа Дельты Цефея, свойства внешних слоев изменяются и механизм, поддерживающий колебания, перестает работать. Колебания прекращаются.
Мартин Шварцшильд сказал однажды: «Когда звезда находится в полосе цефеид, она напоминает человека, больного корью. Если человек болен, то это по нему видно с первого взгляда, однако после выздоровления уже нельзя сказать, болел он когда-нибудь корью или нет».
Глава 7
Звезды на поздних стадиях развития
Что произойдет с нашей звездой, масса которой в 7 раз больше солнечной, когда в ее центре выгорит весь гелий? Будет ли и дальше один источник ядерной энергии заменяться другим? Станет ли повышаться температура ядра, пока при 300 миллионах градусов не начнется ядерное горение углерода? К сожалению, сегодня пока еще очень трудно проследить за последующим развитием звезд с помощью вычислительной машины. После выгорания гелия в центре звезды температура и давление продолжают увеличиваться. Это ведет к горению углерода. Однако здесь возникают новые трудности.
Нейтринное охлаждение; периодическое изменение интенсивности ядерных реакций
Когда давление и температура в центре звезды становятся достаточно высокими, при встрече электрона и кванта света могут возникать две новые элементарные частицы (рис. 7.1). Одну из них мы уже знаем это нейтрино. Вторая частица очень похожа на нейтрино, ее называют антинейтрино. Свойства этой частицы очень похожи на свойства обычного нейтрино. Антинейтрино тоже свободно проникают через звездное вещество и вылетают наружу. Звезды прозрачны не только для нейтрино, но и для антинейтрино. При рождении пары таких частиц (нейтрино и антинейтрино) расходуется энергия их «родителей» – электронов и квантов света. Эта энергия принадлежит теперь родившимся «близнецам» и свободно уносится ими в космическое пространство. Когда центральная область звезды сжимается, там повышается температура и приближается начало ядерной реакции горения углерода. Одновременно возникает все больше пар нейтрино-антинейтрино. Они уносят энергию и охлаждают внутренние области звезды. При этом ядерное горение углерода прекращается или по крайней мере сводится к минимуму. Когда превращение углерода в другие элементы все же начинается, эта реакция происходит взрывообразно. Не исключено, что при таком взрыве может разрушиться вся звезда. Чтобы точно узнать последствия таких процессов, нужно провести модельные расчеты для этой фазы развития звезд. Однако это сопряжено с новыми трудностями.
Рис. 7.1. При температурах свыше 100 миллионов градусов при столкновении электрона (серый шарик) с квантом света (красная волнистая стрелка) может образоваться пара нейтрино антинейтрино.
На поздних стадиях развития звезд, когда энергия выделяется за счет горения водорода и гелия в двух сферических слоях, ядерные реакции протекают неравномерно. Выделение энергии возрастает и убывает с периодом в несколько сотен лет. Вначале светимость звезды определяется в основном ядерной реакцией горения водорода, затем основную роль начинает играть выделение энергии при горении гелия. Эти процессы чередуются друг с другом. Над «работающим» сферическим слоем возникают области конвективного перемешивания звездного вещества. Через некоторое время это конвективное перемешивание прекращается. Для точного моделирования этих процессов с помощью вычислительной машины нужно по отдельности исследовать зажигание и угасание каждого из сферических слоев, где происходит горение ядерного топлива. Чтобы смоделировать один период изменения яркости, нужно построить по меньшей мере около сотни моделей внутренней структуры звезды. Эти сто моделей соответствуют примерно ста годам реальной жизни звезды. Нам же нужно следить за развитием звезды на протяжении нескольких миллионов лет. Мы видим, что это практически неразрешимая задача. Все исследовательские группы, которые изучают развитие звезд с помощью компьютерных моделей, не смогли до настоящего времени преодолеть эти трудности.
Собственно говоря, даже если бы мы смогли решить задачу, то затем перед нами возникли бы новые проблемы. Ядерное горение стало бы еще более сложным. Когда два ядра атомов углерода сталкиваются и взаимодействуют друг с другом, результатом этой реакции могут служить разные продукты. Возникают ядра магния, кислорода, неона или натрия. Все эти ядра синтезируются с различной вероятностью. Химический состав звезды еще больше усложняется. Кроме того, ядерное горение многих более тяжелых элементов начинается при близких значениях температуры. Иными словами, в одном и том же месте звезды могут одновременно протекать различные ядерные реакции. Создатели компьютерных моделей вынуждены были отступить перед столь сложной задачей. На этом этапе развития звезд были исчерпаны возможности построения компьютерных моделей. Теперь мы уже не можем точно сказать, что происходит дальше со звездами. Тем не менее можно выдвинуть некоторые разумные предположения.
Белый карлик в недрах красного гиганта
Когда компьютерная модель уже не может предсказать последующее развитие звезды, мы можем попытаться взглянуть на негo и подумать, могут ли наблюдательные данные подсказать нам, что же будет дальше? Где мы должны искать ответ на этот вопрос? Что представляет собой структура звезды на последней стадии, которую удалось смоделировать с помощью ЭВМ?
Когда звезда с массой в 7 раз больше солнечной в ходе своего развития достигла стадии, на которой кончаются наши вычислительные возможности, ее центральная область сильно сжата, плотность вещества в этой области очень высока. Перед этим в центре звезды вначале полностью выгорел водород, а затем гелий. Когда наша звезда еще находилась на главной последовательности, плотность вещества в ее центре была меньше одной сотой плотности воды. Спустя некоторое время после выгорания водорода и гелия плотность в центре звезды возрастает до 10 тонн на кубический сантиметр. Мы знаем, что вещество с такой высокой плотностью наблюдается в белых карликах.
Таким образом, в недрах нашей звезды, которая находится на поздней стадии развития, имеется ядро с очень высокой плотностью. Масса этого ядра чуть больше массы Солнца. Его радиус близок к радиусу белого карлика с такой же массой. Все свойства такого ядра должны напоминать свойства белого карлика за исключением того, что вокруг него имеется огромная газовая оболочка, масса которой примерно в 6 раз больше массы Солнца. Это справедливо для всех красных гигантов и для еще более ярких сверхгигантов, в центре которых выгорел гелий. Во всех таких звездах есть тяжелое ядро, так же, как в рассматриваемой нами звезде с массой в 7 раз больше солнечной. В середине красного гиганта спрятан белый карлик! Если бы мы могли удалить газовую оболочку, окружающую плотное ядро, то осталась бы звезда, ничем не отличающаяся от обычного белого карлика. Может ли звезда, которая находится на последней стадии развития, сбросить свою газовую оболочку и превратиться в белый карлик, похожий на спутник Сириуса?
Прежде чем ответить на этот вопрос, мы еще раз вернемся от наших тяжелых звезд к звездам, масса которых близка к солнечной. Насколько далеко можно проследить за их эволюцией с помощью компьютерных моделей?
Дальнейшая судьба Солнца
Как мы уже видели, быстрое начало горения гелия в недрах звезд, подобных Солнцу, приводит к большим трудностям при моделировании их развития с помощью вычислительной машины. Однако с помощью метода Хенея Шварцшильд и его сотрудник Рихард Херм смогли в 1962 г. проследить за гелиевой вспышкой. Так называют резкое начало горения гелия в недрах звезды. Что же происходит там? Дальше я буду придерживаться результатов расчетов, которые выполнил Ханс-Христоф Томас в 1967 г. в своей диссертационной работе в Мюнхене.
Вспомним вначале: наша звезда с массой, близкой к солнечной, находится в правой верхней части диаграммы Г-Р (см. рис. 5.4), а в ее центре уже закончилось горение водорода. Там образовалась сферическая область, состоящая из гелия, на поверхности которой все еще идет горение водорода в богатом водородом сферическом слое. Этот слой очень разрежен, а сама звезда уже превратилась в красный гигант (см. рис. 5.2, г).
По мере того как на поверхности гелиевой сферы происходит дальнейшее превращение водорода в гелий, масса центральной гелиевой области все больше возрастает. При этом увеличиваются плотность и температура в центре звезды. Вскоре здесь начинается превращение квантов света и электронов в пары нейтрино-антинейтрино. Вместе с этими частицами уносится часть энергии из внутренней области звезды. Она постепенно охлаждается. Теперь в нашей звезде возникает необычная ситуация. Если в большинстве звезд наиболее высокая температура наблюдается в центре, то из-за нейтринного охлаждения область в самой середине нашей звезды имеет более низкую температуру, чем сферический слой, окружающий центр звезды. Этот сферический слой с самой высокой температурой лежит тем не менее в пределах гелиевой сферы. В этой наиболее горячей области начинается ядерное горение гелия. Поскольку горение гелия протекает при высокой плотности звездного вещества, эта ядерная реакция возникает внезапно. Такой процесс называют гелиевой вспышкой. Следовательно, гелий в недрах звезды загорается очень быстро, и трудно надеяться, что на этой стадии развития сильно изменится «внешний облик» нашего Солнца. Звезда, состоящая из огромного количества вещества, очень слабо отреагирует на временное увеличение выделения энергии в своих недрах. Интенсивное горение гелия происходит в звездных недрах примерно в течение двухсот лет. После этого начинается равномерная ядерная реакция превращения гелия в углерод.
Впоследствии у звезды с массой, близкой к массе Солнца, тоже начинаются уже знакомые нам «болезни пожилого возраста». Интенсивность ядерных реакций в слоях, где происходит горение водорода и гелия, периодически изменяется. Поэтому исследователь, который работает с компьютерной моделью, может проследить от силы 100 лет развития такой звезды. Провести вычисления для промежутков в несколько миллионов лет становится практически невозможно. В то же время заметные изменения в структуре звезд могут произойти лишь за миллионы лет.
Таким образом, наши возможности моделирования исчерпаны. Остается надеяться, что мы можем наблюдать в природе звезды, которые прошли эти фазы развития, и наблюдения подскажут нам, что происходит с такими звездами дальше. Здесь может помочь диаграмма Г-Р шарового скопления МЗ, приведенная на рис. 2.9. Вспомним, что на ней наблюдаются звезды, которые следуют по пути от главной последовательности в область красных гигантов. Мы уже знаем, что в недрах этих звезд еще не началось ядерное горение гелия. Расчеты показали, что, когда начинается горение гелия, звезда находится в правой верхней части диаграммы. Отсюда можно сделать вывод, что в недрах звезд, которые образуют на диаграмме Г-Р горизонтальную ветвь, уже началось превращение гелия в углерод. К сожалению, компьютерные модели, которые описывают структуру звезд после гелиевой вспышки, ничего не говорят о перемещении таких звезд влево, вдоль горизонтальной ветви на диаграмме Г-Р. В рамках нашей модели такие звезды остаются справа, в области красных гигантов. Как же попадают звезды в реальных условиях на горизонтальную ветвь?
Первые шаги к решению этой задачи сделал Джон Фолкнер, ученик Хойла, который сейчас работает в г. Санта-Крус (Калифорния). Можно теперь проделать небольшой эксперимент с компьютерной моделью звезды, похожей на Солнце, в недрах которой происходит горение гелия. Мы искусственно удалим с ее поверхности некоторое количество вещества, а затем заставим нашу вычислительную машину построить модель для такой «облегченной» звезды. Оказывается, что такие звезды лежат не в правой верхней части диаграммы Г-Р, а на горизонтальной ветви. При этом даже не нужно удалять всю оболочку из вещества, богатого водородом, которое окружает гелиевое ядро: достаточно лишь частично «облегчить» звезду. Какая доля истины содержится в такой модели? Быть может, звезды, подобные Солнцу, в то время когда они находятся в области красных гигантов, теряют часть вещества со своей поверхности? А затем эти частично облегченные звезды оказываются на горизонтальной ветви диаграммы Г-Р там, где наблюдаются звезды шарового скопления, в недрах которых уже идет ядерное горение гелия? Посмотрим на рис. 7.2. По всей видимости, на стадии красного гиганта Солнце потеряет так много массы, что заметная часть его газовой оболочки улетит в пространство. Затем оно долгое время будет находиться на горизонтальной ветви диаграммы Г – Р. Рано или поздно почти вся оставшаяся масса Солнца сосредоточится в его тяжелом ядре, похожем на белый карлик. И наконец, быть может, после еще одной фазы развития Солнце полностью сбросит свою газовую оболочку и само превратится в белый карлик.
Рис. 7.2. Диаграмма Г-Р, на которой схематически показан путь развития звезд, подобных нашему Солнцу. Вначале эти звезды долго находятся на главной последовательности. Затем они превращаются в красные гиганты (как показано на рис. 5.4). Там в их недрах начинается горение гелия (гелиевая вспышка). В состоянии красного гиганта звезда выбрасывает со своей поверхности так много вещества, что она постепенно начинает перемещаться по диаграмме вдоль горизонтальной ветви. Затем звезда, по всей видимости, превращается в белый карлик. Для сравнения на диаграмме показаны звезды из шарового звездного скопления МЗ, диаграмма Г-Р которого приведена на рис. 2.9.
Таким образом, компьютерная модель для звезд на поздней стадии развития подсказала нам, что эти звезды могут терять часть своего вещества. Зная это, мы можем поискать на небе подтверждение этой гипотезы. Оказывается, существует множество фактов, подтверждающих наше предположение, причем не только для звезд на поздних стадиях развития, но и для обычных звезд главной последовательности, похожих на наше сегодняшнее Солнце.
