Мир астрономии. Рассказы о Вселенной, звездах и галактиках

Мухин Лев Михайлович

К примеру, один кубический сантиметр вещества, «взятого» из центра Солнца, излучал бы за секунды энергию около 10²⁶ эрг. Такая энергия эквивалентна извержению крупного вулкана. Если бы излучение внутренних областей Солнца могло достичь напрямую земной поверхности, оно бы мгновенно испепелило ее. Но мы, к счастью, застрахованы от такой малоприятной возможности, и причиной тому — непрозрачность звездного вещества к световым квантам.

На первый взгляд это обстоятельство может показаться странным: ведь мы говорили о том, что звездное вещество представляет собой газ. Да, это так, звезда — газовый шар. Но газ в звезде в высшей степени непрозрачен. Это объясняется высокой

плотностью вещества в центре звезды. Непрозрачен уже 1 миллиметр звездного вещества — у поверхности звезды непрозрачность растет с ростом температуры.

Это нетрудно понять, поскольку здесь при большей температуре больше возбужденных атомов, способных поглощать свет в видимой области. Но в недрах звезды при росте температуры атомы все больше и больше «оголяются», теряя электронные оболочки, и поэтому там поглощение света несколько падает за счет увеличения температуры, но в то же время, поскольку T растет, общую непрозрачность можно считать постоянной.

Теперь нам осталось попытаться понять, как зависит светимость звезды от ее массы. Мы уже видели, что температура в центре звезды пропорциональна массе. С другой стороны, светимость L ~ T⁴ и L ~ 1/H, где — средняя плотность звездного вещества, а H — коэффициент поглощения, который, как говорилось, можно принять постоянным. Ясно, что по определению = 3M/4R³. И тогда мы находим, что L ~ M³. Мы таким образом получили путем простых рассуждений теоретическое соотношение между массой звезды и ее светимостью.

Более точно оно записывается в следующем виде:

L = K(⁴/H)M³,

где K — численный коэффициент, а — молекулярный вес. Эта формула в принципе верно отражает наблюдательные факты. Основной вывод состоит в том, что перенос энергии из недр звезды определяется излучением, а «пропускная способность» звезды ее массой. О конвекции мы с вами уже немного говорили, но дело в том, что на главной последовательности полностью конвективных звезд практически нет.

Все просто и хорошо: мы с вами выяснили, какие силы управляют Солнцем, как излучает звезда, причем все это было проделано «на пальцах», не выходя за рамки школьного курса физики. Наверное, у многих читателей сложилось впечатление, что Эддингтон был прав, когда говорил: «Нет ничего проще, чем звезда». Быть может, у некоторых появилось даже легкое чувство обманутых надежд: а где же обещанные тайны, проблемы, загадки? Будут и тайны, и загадки. Они впереди.

Источник энергии

Повнимательнее вглядимся в источник светимости Солнца — термоядерные реакции. Сначала решим простой вопрос. Ведь если идет термоядерная реакция (неважно, по какому конкретному механизму), она резко повышает температуру вещества. Это, в свою очередь, должно обязательно повысить скорость процессов, что чревато для звезды весьма опасной возможностью: уподобиться огромной водородной бомбе, в которой термоядерная реакция носит характер взрыва.

Но Солнце светит стабильно, внутри нашей звезды есть механизмы, регулирующие скорость термоядерного синтеза. Что же это за механизмы?

Да, в общем-то опять школьная физика, все так же формула Клайперона, действующая, правда, в условиях гравитации. По этой формуле, если повысить температуру объема газа, немедленно произойдет его расширение, отчего газ тут же охладится. Вот поэтому-то в Солнце и существует жесткий механизм обратной связи, и термоядерные реакции не могут идти в недрах нашего светила с произвольной скоростью. Их скорость полностью определяется самой структурой Солнца.

Вспомним, что такое ядерные реакции. Ядро атома любого элемента (за исключением водорода) состоит из протонов и нейтронов,

связанных между собою сильными взаимодействиями. Ясно, что, если протон или нейтрон сталкивается с ядром атома какого-либо элемента и «застревает» в нем, образуется ядро атома нового элемента и вдобавок высвобождается образовавшийся избыток энергии. Этот избыток уносится обычно какой-либо частицей — гамма-квантом, нейтрино и другими.

Процесс может быть и более сложным. Вновь образовавшееся ядро распадается на осколки (деление). Но все это и есть, собственно говоря, ядерные реакции.

Если мы начнем облучать какое-либо вещество нейтронами, то особых трудностей мы испытывать не будем, поскольку нейтрон не имеет заряда и ничто не мешает ему сколь угодно близко подойти к ядру. С протонами дело обстоит гораздо сложнее. Протон несет положительный заряд, и ему необходимо преодолеть электростатическое отталкивание других протонов в ядре. Сделать это довольно не просто, и поэтому в земных условиях для изучения реакций с этими частицами строят огромные ускорители, которые и сообщают протону необходимую начальную энергию для прохождения потенциального барьера. Если мы хотим заставить провзаимодействовать с каким-либо ядром -частицу — ядро атома гелия-4, ей необходимо будет сообщить еще большую энергию, чем отдельному протону, поскольку в ее составе их уже два.

Ядерные реакции с протонами для космоса — вещь обычная, так как водород — самый распространенный элемент во всей Вселенной. Таким образом, протоны не представляют дефицита, а роль ускорителей в космосе играют, в частности, недра звезд. Температура там столь велика, что часть протонов приобретает вполне достаточные для начала ядерных реакций скорости. Такие реакции, где для «активирования» протонов используется температура, называются термоядерными.

Каковы эти реакции? Главным образом те же, что вызывают взрыв водородной бомбы, — слияние четырех ядер водорода (протонов) через ряд промежуточных реакций в ядро атома гелия. Это так называемый протон-протонный цикл.

Ядро атома гелия весит чуть меньше, чем четыре протона, и в соответствии со знаменитой формулой Эйнштейна E = mc² эта разница в массе переходит в энергию, которая и идет на разогрев вещества.

Попробуем провести простые количественные оценки выхода энергии в этой реакции. Четыре протона в атомных единицах весят — 4,03252. Но хорошо известно, что ядро атома гелия в тех же единицах весит 4,00389. Именно эта разница в массах и переходит в энергию: mc² = E = 1,67x10^–24 · 0,02863 · (3 · 10¹⁰)² = 4,3 · 10^–5 эрг на одно ядро. Если весь водород Солнца превратится в гелий, то выделится чудовищное количество энергии ~ 10⁵² эрг. Так как Солнце излучает каждую секунду 4 · 10³³ эрг, то топлива в Солнце хватит примерно на 100 миллиардов лет.

Теперь о механизмах термоядерных реакций в звездах.

Протон-протонный цикл начинается с образования дейтерия:

¹H + ¹H -> ²D + e⁺ + + 1,44 МЭВ.

Вообще говоря, «выход» этой реакции очень мал. Даже в недрах звезд, где условия в общем-то благоприятствуют ее прохождению, лишь один из десятков миллиардов протонов имеет возможность превратиться в дейтерий.

Дополнительная трудность для начальной реакции состоит в том, что один из протонов во время акта столкновения должен успеть превратиться в нейтрон. Ведь ядро дейтерия состоит не из двух протонов, а из протона и нейтрона! Выручает то обстоятельство, что число протонов огромно, и поэтому все-таки необходимые условия для некоторых из них выполняются, и начальная реакция «запускает» протон-протонный цикл.