Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц - Рождение, жизнь и смерть звезд

Ниже мы коротко остановимся на том, как, опираясь на физические законы и некоторые известные свойства звездного вещества, можно получить представление о внутренней структуре звезд, как можно с помощью компьютера заглянуть в их недра. В случае простых звезд достаточно знать массу и химический состав звездного газа. Затем можно, даже не видя этой звезды на небе, решить за письменным столом уравнения, описывающие ее свойства, и полностью определить ее структуру. Таким способом можно узнать не только температуру поверхности звезды и ее светимость, а, следовательно, и положение звезды на диаграмме Г — Р, но и вычислить ее диаметр, а также, что интереснее всего, определить давление, температуру и плотность в любой точке звезды: не только на поверхности, но и в объеме. Читатель, который не слишком интересуется подробностями таких расчетов, может перейти сразу к разделу «Модель „молодого“ Солнца». В этом разделе мы исходим из того, что физические законы и свойства солнечного вещества, уже описанные нами раньше, заложены в большой программе для вычислительной машины. Затем мы будем только экспериментировать с этой программой.

Все звезды должны (за исключением коротких переходных периодов) находиться в равновесии. Вес звездного вещества, который давит на внутренние слои звезды, и давление звездного газа должны взаимно уравновешиваться. Не будь давления газа, все звездное вещество сжалось бы в точку в центре звезды. Не будь силы тяжести, давление газа распылило бы все звездное вещество в пространстве. Параметры звездного вещества — давление, температура и плотность — должны быть такими, чтобы в каждой точке звезды сила тяжести и давление уравновешивали друг друга. Это условие равновесия помогает определить давление газа в каждой точке объема звезды. Мы уже видели, как Эддингтон использовал это условие, чтобы найти давление в центре Солнца. Определив это давление, он пришел к выводу, что температура в центре Солнца составляет около 40 миллионов градусов. Чтобы определить величины давления и температуры, необходимо знать свойства газа, из которого состоят звезды.

Вещество, из которого построены звезды, не является чем-то необычным и удивительным. Звезды образованы из элементов, которые мы встречаем и на Земле. Свойства водорода и гелия, основных компонентов солнечного вещества, так же, как и свойства других химических элементов, уже давно изучены. Однако в земных условиях не удается довести вещество до таких высоких давлений и температур, какие существуют в недрах звезд. Тем не менее знание физических законов позволяет нам определить свойства вещества в таких экстремальных условиях. Этому способствует одно чрезвычайно счастливое обстоятельство. На Земле мы привыкли к тому, что газы имеют малую плотность. Если бы мы сжали воздух земной атмосферы или любой газ до плотности воды или еще сильнее, то давление газа в этом случае зависело бы от плотности достаточно сложным образом. Газ может перейти в жидкое или даже в твердое состояние. Законы, описывающие свойства конденсированных тел, сложнее физических законов для газа. Поэтому так плохо изучены свойства вещества в центре Земли и мы так мало знаем о земных недрах. Трудность состоит в том, что при больших давлениях атомы сильно сближаются и их электронные оболочки начинают перекрываться. Как описать такое взаимодействие электронных оболочек разных атомов, точно до сих пор неизвестно.

Другое дело звезды. В их недрах возникают чрезвычайно высокие температуры. В звездах вещество сжато до очень высоких давлений. Одновременно оно разогрето так сильно, что атомы полностью лишены своих электронных оболочек. Электроны уже не связаны с атомными ядрами. Ядра и электроны движутся независимо друг от друга. В таком виде частицы (электроны и ядра) занимают существенно меньше места, чем электрически нейтральный атом водорода. Поэтому горячее звездное вещество ведет себя как разреженный газ, хотя плотность этого вещества так велика, что один его кубический сантиметр может весить более ста граммов. Только этому обстоятельству мы обязаны тем, что о недрах Солнца нам известно больше, чем о земных. Даже если плотность звездного вещества будет еще больше, то и в этом случае-из-за еще более высоких температур — параметры звездного газа будут хорошо известны. Свойства звездного вещества усложняются только тогда, когда температура звезды понижается и ее вещество переходит в твердое кристаллическое состояние. Однако такие процессы важны лишь для небольшого числа звезд, прежде всего — для низкотемпературных белых карликов.