Валерий Демин - Тайны Вселенной

Физики-атомщики 1920-х годов возражали против гипотезы Эддингтона потому, что соединить четыре ядра водорода очень трудно. Поскольку протоны положительно заряжены, они отталкивают друг друга в соответствии с законом электростатики, который гласит, что одинаковые заряды отталкиваются. Как же соединить эти одинаковые заряды? В 1920-х годах эта проблема казалась неразрешимой, но в следующем десятилетии с открытием сильного ядерного взаимодействия трудности удалось преодолеть. В ядре гелия на рисунке 78-б имеются два протона. Но как они удерживаются вместе, если одинаковые заряды отталкиваются?

Ответ заключается в том, что внутри ядра действует какая-то сила, гораздо более мощная, чем сила электростатического отталкивания; она-то и связывает вместе четыре частицы (два нейтрона и два протона). Это сильное ядерное взаимодействие распространяется как на нейтроны, так и на протоны, но заметно лишь на очень малом расстоянии. Если протоны сталкиваются с достаточно большими скоростями, они могут сблизиться настолько, что сильное ядерное взаимодействие будет возможно. В газе из водорода с высокой температурой ядра движутся с большими случайными скоростями и, несмотря на электростатическое отталкивание, иногда подлетают друг к другу так близко, что сильное ядерное взаимодействие соединяет их. Температуры в центрах звезд, составляющие от 10 миллионов до 40 миллионов градусов Цельсия, достаточно высоки, чтобы ядра достигли скоростей, при которых возможно их слияние, как и утверждал Эддингтон.

В основе современной теории внутреннего строения звезд лежат четыре уравнения Эддингтона плюс еще одно уравнение, которое описывает скорость выделения энергии в термоядерных реакциях в центральных областях звезды. В 1938 году Ганс Бете решил пятое уравнение и построил полную модель звезды.

Трудно переоценить решающую роль гравитации в этих уравнениях. Чтобы уравновесить гравитационное притяжение и предотвратить катастрофический гравитационный коллапс Солнца, необходимы колоссальные силы давления. Эти силы давления обусловлены высокими температурами и плотностями. Сжимающееся облако межзвездного газа становится звездой в тот момент, когда температура в его центре достигает значения, достаточного для начала ядерных реакций. При попытках достичь высоких температур, подходящих для начала ядерных реакций в земном реакторе, гравитация никак не используется. В недрах Солнца она сдерживает газ, в котором происходит бурное выделение ядерной энергии. На Земле для удержания горячего газа приходится искать другие средства, например магнитное поле. Эти опыты еще далеки от успешного завершения.

Чтобы больше узнать о влиянии гравитации на звезды, проведем мысленный эксперимент. Предположим, мы связали горячую звезду с холодным проводником тепла. Мы знаем, что тепло переходит от горячего тела к холодному, поэтому и в нашем мысленном эксперименте поток тепла потечет от горячей звезды к холодной. Тем не менее нас ждет сюрприз! В обычных условиях, если тепло переходит от горячего тела к холодному, температура горячего тела понижается, а холодного растет. По мере утечки тепла из горячей звезды ее внутреннее давление будет падать и равновесие нарушится, так что звезда сожмется под действием сил гравитации. А при сжатии звезды газ разогревается и температура повышается! Что происходит с другой, холодной звездой? Она получает тепло, давление в ней растет, и ее равновесие также нарушается. Звезда расширяется, так как силы внутреннего давления преобладают над силами гравитации. Но с расширением звезды газ охлаждается, поэтому холодная звезда становится еще холоднее!

Как ни странно такое поведение, нечто подобное действительно происходит в ходе звездной эволюции. Мы уже видели, что в центральном ядре звезды, подобной Солнцу, температура достаточно высока для поддержания реакции синтеза гелия из водорода. Что произойдет, когда водород в ядре иссякнет? Из-за дефицита топлива термоядерный реактор на время «выключится». Это приведет к снижению выработки тепла и к падению давления в ядре, поэтому ядро сжимается и разогревается. Когда его температура повысится примерно до 100 миллионов градусов Цельсия, реактор снова оживет. Однако теперь топливом будет служить уже не водород, а гелий. При такой температуре три ядра гелия могут слиться и образовать ядро углерода. Тем временем для сохранения общего равновесия внешняя оболочка звезды расширится и звезда станет гигантом. Расширение оболочки ведет к охлаждению, так что поверхностная температура звезды упадет. Если температура на поверхности Солнца около 5500 °C, то поверхностная температура звезды-гиганта может понижаться до 3500 °C. Поэтому наше Солнце имеет желтоватый цвет, а цвет звезд-гигантов приближается к красному.