Zračenje zvijezda održava se uglavnom zahvaljujući dvije vrste termonuklearnih reakcija. Kod masivnih zvijezda to su reakcije ciklusa ugljik-azot, a kod zvijezda male mase poput Sunca, to su reakcije proton-proton. U prvom, ugljik igra ulogu katalizatora: on se ne troši sam, već doprinosi transformaciji drugih elemenata, zbog čega se 4 jezgre vodika spajaju u jednu jezgru helija.

U principu, moguće je mnogo drugih termonuklearnih reakcija, ali proračuni pokazuju da se na temperaturama koje preovlađuju u jezgri zvijezda, reakcije ova dva ciklusa odvijaju najintenzivnije i daju izlaznu energiju upravo neophodnu za održavanje promatranog zračenja zvijezda. .

Kao što vidite, zvijezda je prirodno okruženje za kontrolirane termonuklearne reakcije. Ako se u zemaljskoj laboratoriji stvore ista temperatura i pritisak plazme, tada će u njoj početi iste nuklearne reakcije. Ali kako zadržati ovu plazmu u laboratoriji? Na kraju krajeva, mi nemamo materijal koji bi izdržao dodir tvari s temperaturom od 10-20 miliona K bez isparavanja. A zvijezdi to nije potrebno: njena moćna gravitacija uspješno se odupire gigantskom pritisku plazme.

Sve dok se u zvijezdi odvija proton-protonska reakcija ili ciklus ugljik-azot, ona je na glavnoj sekvenci, gdje provodi najveći dio svog života. Kasnije, kada se na zvijezdi formira helijumsko jezgro i temperatura u njemu poraste, dolazi do “helijumskog bljeska”, tj. počinju reakcije pretvaranja helijuma u teže elemente, što također dovodi do oslobađanja energije.

Turbina nuklearne elektrane je toplotni motor koji određuje ukupnu efikasnost postrojenja u skladu sa drugim zakonom termodinamike. U savremenim nuklearnim elektranama efikasnost je približno jednaka. Dakle, da bi se proizvela 1000 MW električne energije, toplotna snaga reaktora mora dostići 3000 MW. 2000 MW mora biti odneto vodom koja hladi kondenzator. To dovodi do lokalnog pregrijavanja prirodnih vodnih tijela i naknadne pojave ekoloških problema.

Međutim, glavni problem je osigurati potpunu radijacionu sigurnost ljudi koji rade u nuklearnim elektranama i spriječiti slučajno ispuštanje radioaktivnih tvari koje se akumuliraju u velikim količinama u jezgri reaktora. Ovom problemu se posvećuje velika pažnja u razvoju nuklearnih reaktora. Ipak, nakon nesreća u nekim nuklearnim elektranama, posebno u nuklearnoj elektrani u Pensilvaniji (SAD, 1979.) i u nuklearnoj elektrani Černobil (1986.), problem sigurnosti nuklearne energije postao je posebno akutan.

Moderna nuklearna energija temelji se na cijepanju atomskih jezgara na dva lakša uz oslobađanje energije proporcionalno gubitku mase. Izvor energije i produkti raspadanja su radioaktivni elementi. Oni su povezani sa glavnim ekološkim problemima nuklearne energije.

Još više energije oslobađa se u procesu nuklearne fuzije, u kojoj se dvije jezgre spajaju u jednu težu, ali i uz gubitak mase i oslobađanje energije. Vodik je početni element za sintezu, a helijum je završni element. Oba elementa nemaju negativan uticaj na životnu sredinu i praktično su neiscrpna.

Rezultat nuklearne fuzije je energija sunca. Ovaj proces modelira čovjek tokom eksplozija hidrogenskih bombi. Zadatak je da nuklearnu fuziju učinimo kontroliranom i da namjenski koristi njenu energiju. Glavna poteškoća leži u činjenici da je nuklearna fuzija moguća pri vrlo visokim pritiscima i temperaturama od oko 100 miliona °C. Ne postoje materijali od kojih je moguće izraditi reaktore za provođenje ultravisokih temperaturnih (termonuklearnih) reakcija. Bilo koji materijal se topi i isparava.

Naučnici su krenuli putem traženja mogućnosti izvođenja reakcija u okruženju koje nije sposobno za isparavanje. Trenutno postoje dva načina da se to uradi. Jedan od njih se zasniva na zadržavanju vodonika u jakom magnetnom polju.

Unatoč određenim pozitivnim rezultatima u implementaciji kontrolirane nuklearne fuzije, postoje mišljenja da je malo vjerovatno da će se ona kratkoročno koristiti za rješavanje energetskih problema. To je zbog neriješene prirode mnogih pitanja i potrebe za kolosalnim izdacima za dalji eksperimentalni, a još više industrijski razvoj.



Dakle, zbog specifične nestabilnosti opisane gore, u konvektivnim slojevima zvijezda dolazi do velikih kretanja plina. Toplije mase gasa se dižu odozdo prema gore, dok hladnije mase tonu. Postoji intenzivan proces miješanja tvari. Proračuni pokazuju, međutim, da je razlika u temperaturi pokretnih elemenata plina i okoline potpuno zanemarljiva, samo oko 1 K - i to na temperaturi tvari crijeva od reda deset miliona kelvina! To se objašnjava činjenicom da sama konvekcija teži izjednačavanju temperature slojeva. Prosječna brzina rastuće i padajuće plinovite mase je također neznatna - svega nekoliko desetina metara u sekundi. Korisno je uporediti ovu brzinu s toplinskim brzinama joniziranih atoma vodika u unutrašnjosti zvijezda, koje su reda veličine nekoliko stotina kilometara u sekundi. Budući da je brzina kretanja gasova koji učestvuju u konvekciji desetine hiljada puta manja od toplotnih brzina čestica zvezdane materije, pritisak izazvan konvektivnim strujanjima je skoro milijardu puta manji od pritiska običnog gasa. To znači da konvekcija nema apsolutno nikakav uticaj na hidrostatičku ravnotežu unutrašnje materije zvezde, koja je određena jednakošću sila pritiska gasa i gravitacije.

Ne treba razmišljati o konvekciji kao o nekoj vrsti uređenog procesa, gdje se područja dizanja plina redovno smjenjuju sa područjima njegovog spuštanja. Priroda konvektivnog kretanja nije "laminarna", već "turbulentna"; tj. krajnje je haotičan, nasumično se mijenja u vremenu i prostoru. Haotična priroda kretanja gasnih masa dovodi do potpunog mešanja materije. To znači da hemijski sastav oblasti zvezde koju pokrivaju konvektivna kretanja mora biti ujednačen. Ova posljednja okolnost je od velike važnosti za mnoge probleme zvjezdane evolucije. Na primjer, ako se kao rezultat nuklearnih reakcija u najtoplijem (centralnom) dijelu konvektivne zone promijeni kemijski sastav (na primjer, ima manje vodika, od kojih se dio pretvorio u helij), onda za kratko vrijeme ova promjena će se proširiti na cijelu konvektivnu zonu. Dakle, "svježa" nuklearna vrućina može kontinuirano ulaziti u "zonu nuklearne reakcije" - središnji dio zvijezde, što je, naravno, od presudne važnosti za evoluciju zvijezde. U isto vrijeme, mogu postojati situacije u kojima nema konvekcije u centralnim, najtoplijim dijelovima zvijezde, što u toku evolucije dovodi do radikalne promjene u hemijskom sastavu ovih područja. O tome će se detaljnije govoriti u Odjeljku 12.

U § 3 smo već rekli da su termonuklearne reakcije izvori energije za Sunce i zvijezde, koji osiguravaju njihov sjaj tokom gigantskih "kosmogonijskih" vremenskih perioda, izračunatih za zvijezde ne prevelike mase u milijardama godina. Sada ćemo se detaljnije zadržati na ovom važnom pitanju.

Osnove teorije unutrašnje strukture zvijezda postavio je Eddington čak i kada izvori njihove energije nisu bili poznati. Već znamo da bi niz važnih rezultata koji se tiču ​​stanja ravnoteže zvijezda, temperature i tlaka u njihovoj unutrašnjosti, te ovisnosti svjetline od mase, hemijskog sastava (koji određuje prosječnu molekulsku težinu) i neprozirnosti tvari, mogao biti dobijene bez poznavanja prirode izvora energije zvijezda. Ipak, razumijevanje suštine izvora energije je apsolutno neophodno da bi se objasnilo trajanje postojanja zvijezda u gotovo nepromijenjenom stanju. Još važnija je važnost prirode izvora energije zvijezda za problem evolucije zvijezda, odnosno pravilne promjene njihovih glavnih karakteristika (svjetlina, radijusa) tokom vremena. Tek nakon što je priroda izvora zvjezdane energije postala jasna, postalo je moguće razumjeti Hertzsprung-Russell dijagram, osnovnu pravilnost zvjezdane astronomije.

Pitanje izvora energije zvijezda pokrenuto je gotovo odmah nakon otkrića zakona održanja energije, kada je postalo jasno da je zračenje zvijezda posljedica neke vrste energetskih transformacija i da se ne može odvijati zauvijek. Nije slučajno da prva hipoteza o izvorima zvjezdane energije pripada Mayeru, čovjeku koji je otkrio zakon održanja energije. On je vjerovao da je izvor Sunčevog zračenja kontinuirani ispad meteoroida na njegovu površinu. Proračuni su, međutim, pokazali da je ovaj izvor očito nedovoljan da osigura posmatranu svjetlost Sunca. Helmholtz i Kelvin su pokušali da objasne produženo zračenje Sunca njegovim polaganim kontrakcijama, praćenim oslobađanjem gravitacijske energije. Ova hipoteza, koja je veoma važna čak (i ​​posebno!) za modernu astronomiju, pokazala se neodrživom za objašnjenje zračenja Sunca tokom milijardi godina. Također primjećujemo da u vrijeme Helmholtza i Kelvina nije bilo razumnih ideja o starosti Sunca. Tek nedavno je postalo jasno da je starost Sunca i čitavog planetarnog sistema oko 5 milijardi godina.

Na prelazu XIX i XX veka. napravljeno je jedno od najvećih otkrića u ljudskoj istoriji – otkriće radioaktivnosti. Tako se otvorio potpuno novi svijet atomskih jezgara. Međutim, trebalo je više od jedne decenije da fizika atomskog jezgra postane čvrsta naučna osnova. Već do 1920-ih postalo je jasno da izvor energije Sunca i zvijezda treba tražiti u nuklearnim transformacijama. Tako je mislio i sam Eddington, ali još nije bilo moguće naznačiti specifične nuklearne procese koji se odvijaju u stvarnim zvjezdanim unutrašnjostima i praćeni oslobađanjem potrebne količine energije. Koliko je znanje o prirodi izvora zvjezdane energije u to vrijeme bilo nesavršeno, može se vidjeti barem iz činjenice da je Jeans, najveći engleski fizičar i astronom s početka našeg stoljeća, vjerovao da bi takav izvor mogao biti ... radioaktivnost. Ovo je, naravno, i nuklearni proces, ali je lako pokazati da je potpuno neprikladan za objašnjenje zračenja Sunca i zvijezda. To se može vidjeti barem iz činjenice da je takav izvor energije potpuno neovisan o vanjskim uvjetima - uostalom, radioaktivnost je, kao što je poznato, proces spontano. Iz tog razloga, takav izvor se nikako nije mogao "prilagoditi" promjenjivoj strukturi zvijezde. Drugim riječima, ne bi bilo "podešavanja" zračenja zvijezde. Celokupna slika zvezdanog zračenja oštro bi bila u suprotnosti sa zapažanjima. Prvi je to shvatio izuzetni estonski astronom E. Epik, koji je neposredno prije Drugog svjetskog rata došao do zaključka da samo reakcije termonuklearne fuzije mogu biti izvor energije za Sunce i zvijezde.

Tek 1939. poznati američki fizičar Bethe dao je kvantitativnu teoriju nuklearnih izvora energije zvijezda. Kakve su to reakcije? U § 7 smo već spomenuli da u dubinama zvijezda treba biti termonuklearni reakcije. Hajde da se zadržimo na ovome malo detaljnije. Kao što je poznato, nuklearne reakcije, praćene transformacijom jezgri i oslobađanjem energije, nastaju kada se čestice sudaraju. Takve čestice mogu biti, prije svega, same jezgre. Osim toga, nuklearne reakcije se također mogu dogoditi kada se jezgra sudaraju neutroni. Međutim, slobodni (tj. nevezani u jezgrima) neutroni su nestabilne čestice. Stoga bi njihov broj u unutrašnjosti zvijezda trebao biti zanemariv. S druge strane, kako je vodonik najzastupljeniji element u unutrašnjosti zvijezda i potpuno je joniziran, sudari jezgara s protonima će se posebno često događati.

Da bi proton mogao da prodre u jezgro sa kojim se sudara prilikom takvog sudara, mora mu se približiti na udaljenosti od oko 10 -13 cm, sudarajući proton. Ali da bi se približio jezgru na tako maloj udaljenosti, proton mora savladati vrlo značajnu silu elektrostatičkog odbijanja („Kulonova barijera“). Uostalom, i jezgro je pozitivno nabijeno! Lako je izračunati da za savladavanje ove elektrostatičke sile proton mora imati kinetičku energiju koja premašuje potencijalnu energiju elektrostatičke interakcije

Zvijezda je nebesko tijelo u kojem se trenutno odvijaju termonuklearne reakcije. Zvijezde su masivne svjetleće plinovite (plazma) kugle. Nastaje iz okruženja plina i prašine kao rezultat gravitacijske kompresije. Temperatura materije u dubinama zvijezda mjeri se u milionima, a na njihovoj površini - u hiljadama kelvina. Energija velike većine zvijezda oslobađa se kao rezultat termonuklearnih reakcija pretvaranja vodonika u helijum, koje se odvijaju na visokim temperaturama u unutrašnjim područjima. Također je vrijedno napomenuti da zvijezde imaju negativan toplinski kapacitet.

Većina zvjezdanih karakteristika se obično izražava u SI. Masa, sjaj i poluprečnik se obično daju u odnosu na naše Sunce:

Star - vrela plinska kugla, a glavno svojstvo plina je želja da se proširi i zauzme bilo koju zapreminu koja mu se daje. Ova tendencija je uzrokovana pritiskom plina i određena je njegovom temperaturom i gustinom. U svakoj tački unutar zvijezde djeluje sila pritiska plina, koja pokušava da proširi zvijezdu. Ali u svakoj tački, njoj se suprotstavlja druga sila - gravitacija slojeva koji ih prekrivaju, pokušavajući da stisnu zvijezdu. Međutim, ne dolazi do širenja ni kontrakcije, zvijezda je stabilna. To znači da obe sile uravnotežuju jedna drugu. A pošto se težina slojeva iznad njih povećava sa dubinom, pritisak, a samim tim i temperatura raste prema centru zvezde.

Zvezda zrači energiju koja se stvara u njenim dubinama. Temperatura u zvijezdi je raspoređena na takav način da je u bilo kojem sloju u bilo kojem trenutku energija primljena od donjeg sloja jednaka energiji koja je data sloju iznad. Koliko energije se formira u centru zvijezde, istu količinu mora zračiti njena površina, inače će ravnoteža biti poremećena. Tako se pritisak zračenja dodaje pritisku gasa.

Zrake koje emituje zvijezda primaju svoju energiju u dubinama, gdje se nalazi njen izvor, i kreću se cijelom debljinom zvijezde prema van, vršeći pritisak na vanjske slojeve. Da je zvjezdana materija prozirna, tada bi se ovo napredovanje odvijalo gotovo trenutno, brzinom svjetlosti. Ali je neproziran i inhibira prolaz zračenja. Svjetlosne zrake apsorbiraju atomi i ponovno se emituju u drugim smjerovima. Putanja svake grede je složena i podsjeća na zamršenu cik-cak krivulju. Ponekad "luta" hiljadama godina pre nego što izađe na površinu i napusti zvezdu.

Zračenje koje napušta površinu zvijezde razlikuje se kvalitativno (ali ne kvantitativno) od zračenja generiranog u izvoru energije zvijezde. Kako putuje prema van, talasna dužina svetlosti se povećava. Površina Sunca, na primjer, emituje uglavnom svjetlosne i infracrvene zrake, dok se u njegovim dubinama javljaju rendgenski zraci kratkog talasa i gama zraci. Pritisak zračenja za Sunce i slične zvijezde je samo vrlo mali dio tlaka plina, ali je za zvijezde gigante značajan.

Procjene temperature i gustine u unutrašnjosti zvijezda dobivaju se teoretski, na osnovu poznate mase zvijezde i snage njenog zračenja, na osnovu zakona fizike plina i zakona univerzalne gravitacije. Tako određene temperature u centralnim oblastima zvezda kreću se od 10 miliona stepeni za zvezde lakše od Sunca do 30 miliona stepeni za zvezde džinove. Temperatura u centru Sunca je oko 15 miliona stepeni.

Na takvim temperaturama materija u unutrašnjosti zvijezde je gotovo potpuno ionizirana. Atomi hemijskih elemenata gube svoje elektronske ljuske. Materija se sastoji samo od atomskih jezgara i pojedinačnih elektrona. Pošto je prečnik atomskog jezgra desetine hiljada puta manji od prečnika celog atoma, onda u zapremini koja sadrži samo deset celih atoma, mnogo milijardi atomskih jezgara i pojedinačnih elektrona može slobodno da stane. U ovom slučaju, razmaci između čestica, uprkos velikoj gustoći, i dalje će biti veliki u odnosu na njihove veličine. Zato je materija, čija je gustina u centru Sunca 100 puta veća od vode, gušća od bilo kog čvrstog tela na Zemlji! - ipak, ima sva svojstva idealnog gasa.

Temperatura unutar zvijezde je niža, što je veća koncentracija čestica u plinu, odnosno manja je njegova prosječna molekularna težina. U zvjezdanoj materiji, svi kemijski elementi, osim vodonika i helijuma, imaju prosječnu molekulsku težinu od približno 2. Što je više vodonika i helijuma u poređenju sa težim elementima, to je niža temperatura u centru zvijezde. Čisto vodonično Sunce, na primjer, imalo bi temperaturu u centru od 10 miliona stepeni, helijum 26 miliona stepeni, a sastoji se u potpunosti od težih elemenata - 40 miliona stepeni.

Određivanje hemijskog sastava i fizičkih uslova u centralnim delovima zvezda omogućilo je rešavanje problema izvora energije zvezda. Na temperaturi od 10-30 miliona stepeni i prisustvu velikog broja jezgara vodika dolazi do termonuklearnih reakcija koje rezultiraju stvaranjem jezgara različitih hemijskih elemenata. Nisu sve moguće nuklearne reakcije prikladne za ulogu izvora zvjezdane energije, već samo one koje oslobađaju dovoljno veliku energiju i mogu se nastaviti nekoliko milijardi godina života zvijezde.

Nakon duge potrage, ustanovljeno je da zvijezde sijaju veći dio svog života zbog transformacija četiri jezgra vodika (protona) u jedno jezgro helijuma koje se dešavaju u njima. Masa četiri protona veća je od mase jezgra helijuma, a ovaj višak mase se pretvara u energiju u termonuklearnim reakcijama. Ova reakcija je spora i održava zvijezdu sjajnom milijardama godina.

Zvijezde 1 su kugle vrućeg, uglavnom joniziranog plina. Jonizacija zvezdane materije je posledica njene visoke temperature (od nekoliko hiljada do nekoliko desetina hiljada stepeni).

Kao rezultat proučavanja hemijskog sastava Sunca i drugih zvijezda, otkriveno je da one sadrže gotovo sve kemijske elemente prisutne na Zemlji i predstavljene u tabeli D. I. Mendelejeva. Takođe se pokazalo da je u većini slučajeva 70% mase zvezde vodonik, 28% - helijum i 2% - teži elementi.

Već znate da što je veća masa zvijezde, to je jače gravitacijsko polje koje stvara. Usljed djelovanja gravitacijskih sila koje sabijaju zvjezdanu materiju, njena temperatura, gustina, pritisak značajno rastu od vanjskih slojeva prema centru.

Tako je, na primjer, temperatura vanjskih slojeva Sunca približno jednaka 6 10 3 ° C, au centru - oko 14-15 miliona ° C, gustina materije u središtu Sunca je približno jednaka na 150 g / cm 3 (19 puta više od željeza), a pritisak od srednjih slojeva prema centru raste sa 7 10 8 na 3,4 10 11 atm. Pri takvim temperaturama i pritiscima u jezgru se mogu javiti termonuklearne reakcije, koje su izvor energije za zvijezde.

Snaga zračenja zvijezde (koja se naziva i luminoznost i označava se slovom L) proporcionalna je četvrtom stepenu njene mase:

Termonuklearne reakcije koje se dešavaju u unutrašnjosti zvijezda jedan su od procesa koji značajno razlikuju zvijezde od planeta, budući da je unutrašnji izvor planetarnog zagrijavanja radioaktivni raspad. Ova razlika je zbog činjenice da je masa bilo koje zvijezde očito veća od mase čak i najveće planete. To se može ilustrirati na primjeru Jupitera. Unatoč činjenici da je po mnogo čemu vrlo slična zvijezdi, ispostavilo se da je njena masa nedovoljna da bi se u njenim dubinama odvijali uvjeti potrebni za pojavu termonuklearnih reakcija.

Kao rezultat termonuklearnih reakcija, u utrobi Sunca se oslobađa ogromna energija koja održava njegov sjaj. Razmotrimo kako ova energija izlazi na površinu Sunca.

U zoni prijenosa energije zračenja (slika 188), toplina koja se oslobađa u jezgru širi se od centra do površine Sunca zračenjem, odnosno apsorpcijom i emisijom dijelova svjetlosti - kvanta - materijom. Pošto kvante emituju atomi u bilo kom pravcu, njihov put do površine traje hiljadama godina.

Rice. 188. Struktura Sunca

U zoni konvekcije energija se prenosi na površinu rastućim tokovima vrućeg plina. Došavši do površine, gas se, zračeći energiju, hladi, kondenzuje i tone u podnožje zone. U konvektivnoj zoni plin je neproziran. Stoga možete vidjeti samo one slojeve koji se nalaze iznad njega: fotosferu, hromosferu i koronu (nije naznačeno na slici). Ova tri sloja pripadaju solarnoj atmosferi.

Fotosfera ("svetlosna sfera") na fotografijama izgleda kao skup svetlih tačaka - granula (Sl. 189), odvojenih tankim tamnim linijama. Svetle tačke su tokovi vrućeg gasa koji plutaju na površinu konvektivne zone.

Rice. 189. Granule i tačka u solarnoj fotosferi

Hromosfera ("sfera boje") je tako nazvana zbog svoje crvenkasto-ljubičaste boje. Jedan od najzanimljivijih fenomena koji se može uočiti u hromosferi su prominencije 2 . Dužina hromosfere dostiže 10-15 hiljada km.

Najudaljeniji dio Sunčeve atmosfere je korona. Proteže se milionima kilometara (to jest, na udaljenosti od nekoliko solarnih radijusa), uprkos činjenici da je sila gravitacije na Suncu vrlo jaka. Velika dužina korone objašnjava se činjenicom da se kretanja atoma i elektrona u koroni, zagrijanoj na temperaturu od 1-2 miliona °C, odvijaju velikim brzinama. Solarna korona je jasno vidljiva tokom pomračenja Sunca (Sl. 190). Oblik i sjaj korone se menjaju u skladu sa ciklusom sunčeve aktivnosti, odnosno sa frekvencijom od 11 godina.

Rice. 190. Solarna korona (tokom potpunog pomračenja Sunca 1999.)

Indukcija magnetnog polja na Suncu je samo 2 puta veća nego na površini Zemlje. Ali s vremena na vrijeme, koncentrisana magnetna polja nastaju u malom području sunčeve atmosfere, nekoliko hiljada puta jače nego na Zemlji. One sprečavaju podizanje vrele plazme, usled čega se umesto svetlih granula formira tamno područje - sunčeva pjega (vidi sliku 189). Kada se pojave velike grupe mrlja, naglo se povećava snaga vidljivog, ultraljubičastog i rendgenskog zračenja, što može negativno utjecati na dobrobit ljudi.

Kretanje mrlja preko solarnog diska posljedica je njegove rotacije, koja se dešava u periodu od 25,4 dana u odnosu na zvijezde.

Završna faza procesa evolucije zvijezda uključuje nekoliko faza. Kada se sav vodonik u centru zvijezde pretvori u helijum, struktura zvijezde počinje primjetno da se mijenja. Povećava se njegov sjaj, površinska temperatura se smanjuje, vanjski slojevi se šire, a unutrašnji se skupljaju. Zvezda postaje crveni div, odnosno ogromna zvezda velike svetlosti i veoma niske gustine. U centru se formira gusto i vruće jezgro od helijuma. Kada temperatura u njemu dostigne 100 miliona ° C, počinje reakcija pretvaranja helija u ugljik, praćena oslobađanjem velike količine energije.

U sledećoj fazi, zvezde poput Sunca odbacuju deo svoje materije, smanjuju se na veličinu planeta, pretvarajući se u male, veoma guste zvezde - bele patuljke, i polako se hlade.

Pitanja

1. Na temperaturi u jezgru od 14-15 miliona °C i pritiscima od 7 10 8 do 3,4 10 11 atm, zvijezda bi se morala pretvoriti u oblak plina koji se širi. Ali to se ne dešava. Šta mislite koje se sile protive ekspanziji zvijezde?
2. Šta je izvor energije koju emituje zvezda?
3. Koji fizički proces je izvor unutrašnjeg zagrijavanja planete?
4. Šta uzrokuje nastanak sunčevih pjega?
5. Koji su slojevi sunčeve atmosfere?
6. Recite nam o glavnim fazama evolucije Sunca.

2 Prominence su ogromne, do stotine hiljada kilometara duge, plazma formacije u solarnoj koroni, koje imaju veću gustinu i nižu temperaturu od koronalne plazme koja ih okružuje.

Zvijezde: njihovo rođenje, život i smrt [Treće izdanje, revidirano] Shklovsky Iosif Samuilovich

Poglavlje 7 Kako zvijezde zrače?

Poglavlje 7 Kako zvijezde zrače?

Na temperaturi od oko deset miliona kelvina i dovoljno velikoj gustini materije, unutrašnjost zvezde treba da bude "ispunjena" ogromnom količinom zračenja. Kvanti ovog zračenja kontinuirano stupaju u interakciju sa materijom, apsorbujući ih i ponovo emitujući. Kao rezultat takvih procesa, polje zračenja postaje ravnoteža karakter (strogo govoreći, skoro karakter ravnoteže - vidi dolje), tj. opisuje se poznatom Planckovom formulom sa parametrom T, jednaka temperaturi okoline. Na primjer, gustina zračenja na frekvenciji

u jediničnom frekvencijskom intervalu je jednaka

Važna karakteristika polja zračenja je njegova intenzitet, obično označen simbolom I

Potonji se definira kao količina energije koja teče kroz površinu od jednog kvadratnog centimetra u jediničnom frekvencijskom intervalu u jednoj sekundi unutar solidnog kuta od jednog steradiana u nekom zadanom smjeru, a površina je okomita na ovaj smjer. Ako je intenzitet isti za sve smjerove, onda je povezan s gustinom zračenja jednostavnom relacijom

Konačno, od posebne važnosti za problem unutrašnje strukture zvijezda je fluks zračenja, označeno slovom H. Ovu važnu količinu možemo definirati u smislu ukupne količine energije koja teče prema van kroz neku zamišljenu sferu koja okružuje centar zvijezde:

(7.5)

Ako se energija "proizvodi" samo u najdubljim dijelovima zvijezde, onda je količina L ostaje konstantan, tj. ne zavisi od proizvoljno odabranog radijusa r. Pretpostavljam r = R, odnosno poluprečnika zvijezde, naći ćemo značenje L: očigledno je jednostavno luminoznost zvijezde. Što se tiče količine protoka H, tada se mijenja sa dubinom kao r -2 .

Kada bi intenzitet zračenja u svim smjerovima bio striktno isto(tj., kako kažu, polje zračenja bi bilo izotropna), zatim protok H bila bi jednaka nuli[18]. Ovo je lako razumjeti ako zamislimo da je u izotropnom polju količina zračenja koja teče kroz sferu proizvoljnog polumjera vani, jednako broju priliv unutar ove imaginarne sfere energije. U uslovima unutrašnjosti zvezda, polje zračenja skoro izotropno. To znači da je vrijednost I nadmoćno superioran H. To možemo direktno provjeriti. Prema (7.2) i (7.4) for T= 10 7 K I\u003d 10 23 erg / cm 2

izbrisani, a količina zračenja koja teče u bilo kojem smjeru (“gore” ili “dolje”) bit će nešto veća: F = I = 3

10 23 erg / cm 2

With. U međuvremenu, veličina toka sunčevog zračenja u njegovom centralnom dijelu,. negde u daljini

100 000 km od njegovog centra (ovo je sedam puta manje od sunčevog radijusa), biće jednako H = L/ 4r 2 = 4

10 33 / 10 21 = 4

10 12 erg / cm 2

s, tj. hiljadu milijardi puta manje. Ovo se objašnjava činjenicom da je u unutrašnjosti Sunca fluks zračenja prema van ("gore") gotovo potpuno jednak fluksu prema unutra ("dole"). Sve je oko "skoro". Zanemarljiva razlika u intenzitetu polja zračenja određuje cjelokupnu sliku zračenja zvijezde. Iz tog razloga smo napravili gornju rezervu da je polje zračenja skoro u ravnoteži. Sa striktno ravnotežnim poljem zračenja ne bi trebalo postojati nikakav fluks zračenja! Još jednom naglašavamo da su odstupanja realnog polja zračenja u unutrašnjosti zvijezda od Planckovog polja potpuno zanemarljiva, što se vidi iz malenosti omjera H/F

At T

10 7 K, maksimalna energija u Planckovom spektru je u rendgenskom području. Ovo proizilazi iz Wienovog zakona, dobro poznatog iz elementarne teorije zračenja:

(7.6)

m je talasna dužina na koju pada maksimum Planckove funkcije. At T= 10 7 K m = 3

10 -8 cm ili 3? - tipičan opseg rendgenskih zraka. Količina energije zračenja sadržana u unutrašnjosti Sunca (ili neke druge zvijezde) jako ovisi o raspodjeli temperature s dubinom, jer u Tčetiri . Tačna teorija unutrašnjosti zvijezda omogućava dobivanje takve ovisnosti, iz koje slijedi da naša svjetiljka ima rezervu energije zračenja od oko 10 45 erg. Da ništa nije obuzdalo kvante ovog tvrdog zračenja, oni bi napustili Sunce za par sekundi i ovaj monstruozni bljesak bi nesumnjivo spalio sav život na površini Zemlje. To se ne dešava jer je zračenje bukvalno "zaključano" unutar Sunca. Ogromna debljina Sunčeve materije služi kao pouzdan "tampon". Kvanti zračenja, koji se kontinuirano i vrlo često apsorbuju od strane atoma, jona i elektrona plazme sunčeve supstance, samo izuzetno sporo „cure“ napolje. U procesu takve "difuzije" značajno mijenjaju svoj glavni kvalitet - energiju. Ako u unutrašnjosti zvijezda, kao što smo vidjeli, njihova energija odgovara rasponu rendgenskih zraka, tada sa površine zvijezde kvanti izlaze već jako "mršavi" - njihova energija već odgovara uglavnom optičkom rasponu.

Postavlja se glavno pitanje: šta određuje sjaj zvijezde, odnosno snagu njenog zračenja? Zašto zvijezda, koja ima ogromne energetske resurse, troši ih tako "ekonomično", gubeći samo mali, iako sasvim određeni, dio ove "rezerve" za zračenje? Iznad smo procijenili rezervu energije zračenja u unutrašnjosti zvijezda. Treba imati na umu da se ova energija, u interakciji sa materijom, kontinuirano apsorbuje i obnavlja u istoj količini. “Rezervoar” za “dostupnu” energiju zračenja u unutrašnjosti zvijezda je termalni energija čestica materije. Nije teško procijeniti vrijednost toplotnu energiju pohranjeno u zvijezdi. Za određenost, razmotrite Sunce. Uz pretpostavku, radi jednostavnosti, da se sastoji samo od vodonika, i znajući njegovu masu, lako je pronaći da postoje otprilike 2

10 57 čestica - protoni i elektroni. Na temperaturi T

10 7 K prosječna energija po čestici će biti jednaka kT = 2

10 -9 erg, odakle sledi da je snabdevanje toplotnom energijom Sunca W T predstavlja veoma značajno

10 48 erg. Pri posmatranoj snazi ​​sunčevog zračenja L

10 33 erg/s ova rezerva je dovoljna za 10 15 sekundi ili

30 miliona godina. Pitanje je zašto Sunce ima upravo onu sjajnost koju mi ​​posmatramo? Ili, drugim riječima, zašto lopta plina mase jednake masi Sunca, koja je u stanju hidrostatičke ravnoteže, ima potpuno definiran polumjer i potpuno definiranu temperaturu površine sa koje dolazi zračenje van? Jer luminoznost bilo koje zvijezde, uključujući Sunce, može se predstaviti jednostavnim izrazom

(7.7)

gdje T e- temperatura sunčeve površine [19]. Na kraju krajeva, u principu, Sunce sa istom masom i poluprečnikom moglo bi imati temperaturu od, recimo, 20.000 K, i tada bi mu sjaj bio stotine puta veći. Međutim, to nije slučaj, što, naravno, nije slučajno.

Iznad smo govorili o skladištenju toplotne energije u zvijezdi. Uz toplotnu energiju, zvijezda ima i solidnu zalihu drugih vrsta energije. Prije svega, razmotrite gravitacioni energije. Potonje se definira kao energija gravitacijske privlačnosti svih čestica zvijezde jedna prema drugoj. ona je, naravno, potencijal energija zvijezde i ima znak minus. Numerički, to je jednako radu koji se mora uložiti da bi se svi dijelovi zvijezde "povukli" na beskonačno veliku udaljenost od njenog centra, savladavajući silu gravitacije. Procjena veličine ove energije može se napraviti ako pronađemo energiju gravitacijske interakcije zvijezde sa sobom:

Razmotrimo sada zvezdu ne u ravnotežnom, stacionarnom stanju, već u fazi sporog skupljanja (kao što je slučaj sa protozvezdom; videti § 5). U procesu kontrakcije, gravitaciona energija zvijezde polako smanjuje se(zapamtite da je negativan). Međutim, kao što se može vidjeti iz formule (7.9), samo pola Oslobođena gravitaciona energija će se pretvoriti u toplinu, odnosno potrošit će se na zagrijavanje tvari. Druga polovina oslobođene energije mora napusti zvijezda u obliku radijacije. Iz ovoga slijedi da ako je izvor energije zračenja zvijezde njezina kompresija, tada je količina energije koja se zrači tokom njene evolucije jednaka njenoj rezervi toplinske energije.

Ostavljajući za sada po strani veoma važno pitanje zašto zvezda ima vrlo definitivno luminoznosti, odmah naglašavamo da, ako posmatramo oslobađanje njene gravitacione energije u procesu kompresije kao izvor energije zvijezde (kako se vjerovalo krajem 19. stoljeća), onda ćemo naići na vrlo ozbiljne poteškoće. Poenta nije u tome da se radijus Sunca mora smanjivati ​​za oko 20 metara godišnje da bi se osigurala promatrana svjetlost - tako beznačajnu promjenu veličine Sunca moderna opservacijska astronomija ne može otkriti. Poteškoća je u tome što bi rezerva gravitacione energije Sunca bila dovoljna samo za 30 miliona godina zračenja našeg svetila, pod uslovom, naravno, da je u prošlosti zračila otprilike isto kao i sada. Ako je u 19. veku, kada je čuveni engleski fizičar Thompson (lord Kelvin) izneo ovu "gravitacionu" hipotezu o održavanju sunčevog zračenja, znanje o starosti Zemlje i Sunca bilo je veoma nejasno, sada to više nije slučaj. . Geološki podaci sa velikom pouzdanošću nam omogućavaju da tvrdimo da se starost Sunca izračunava najmanje nekoliko milijardi godina, što je sto puta više od "Kelvinove skale" za njegov život.

Iz ovoga proizilazi vrlo važan zaključak da ni toplotna ni gravitaciona energija ne mogu obezbijediti tako dugotrajno zračenje Sunca, kao i velike većine drugih zvijezda. Naše doba je odavno ukazalo na treći izvor energije iz zračenja sunca i zvijezda, koji je od presudne važnosti za cijeli naš problem. Ovo je otprilike Nuklearna energija(vidi § 3). U § 8 govorit ćemo detaljnije i posebno o onim nuklearnim reakcijama koje se odvijaju u unutrašnjosti zvijezde.

Količina zaliha nuklearne energije W i = 0 , 008Xc 2 M

10 52 erg premašuje zbir gravitacione i toplotne energije Sunca za više od 1000 puta. Isto važi i za veliku većinu drugih zvijezda. Ova rezerva je dovoljna da održi zračenje Sunca sto milijardi godina! Naravno, odavde ne proizlazi da će Sunce zračiti tako ogroman vremenski period na sadašnjem nivou. Ali u svakom slučaju, jasno je da Sunce i zvijezde imaju više nego dovoljno rezervi nuklearnog goriva.

Važno je naglasiti da su nuklearne reakcije koje se dešavaju u unutrašnjosti Sunca i zvijezda termonuklearni. To znači da, iako brze (i stoga prilično energične) nabijene čestice reagiraju, one i dalje termalni. Činjenica je da čestice plina zagrijane na određenu temperaturu imaju Maxwellova raspodjela brzine. Na temperaturi

10 7 K, prosječna energija toplotnog kretanja čestica je blizu 1000 eV. Ova energija je premala da bi savladala Kulonove odbojne sile prilikom sudara dvaju jezgara i ušla u drugo jezgro i time izazvala nuklearnu transformaciju. Potrebna energija mora biti najmanje deset puta veća. Bitno je, međutim, da će u slučaju Maxwellove raspodjele brzina uvijek postojati čestice čija će energija znatno premašiti prosjek. Istina, bit će ih malo, ali samo one, sudarajući se s drugim jezgrama, uzrokuju nuklearne transformacije i, posljedično, oslobađanje energije. Broj takvih nenormalno brzih, ali ipak "termalnih" jezgara vrlo osjetljivo ovisi o temperaturi tvari. Čini se da u takvoj situaciji nuklearne reakcije, praćene oslobađanjem energije, mogu brzo povećati temperaturu materije, što zauzvrat naglo povećava njihovu brzinu, a zvijezda bi mogla potrošiti svoje zalihe nuklearnog goriva u relativno kratko vrijeme povećanjem njegove svjetlosti. Na kraju krajeva, energija ne može akumulirati u zvijezdi - to bi dovelo do naglog povećanja tlaka plina i zvijezda bi jednostavno eksplodirala kao pregrijani parni kotao. Stoga, sva nuklearna energija oslobođena u unutrašnjosti zvijezda mora napustiti zvijezdu; ovaj proces određuje sjaj zvijezde. Ali činjenica je da kakve god da su termonuklearne reakcije, one se ne mogu odvijati u zvijezdi proizvoljnom brzinom. Čim, makar u neznatnom stepenu, dođe do lokalnog (tj. lokalnog) zagrevanja zvezdane materije, potonje usled povećanog pritiska će se proširiti, zašto će se, prema Clapeyron formuli, dogoditi hlađenje. U tom slučaju će brzina nuklearnih reakcija odmah pasti i supstanca će se tako vratiti u prvobitno stanje. Ovaj proces uspostavljanja hidrostatičke ravnoteže poremećene usled lokalnog zagrevanja, kao što smo ranije videli, odvija se veoma brzo.

Tako se brzina nuklearnih reakcija, takoreći, "prilagođava" distribuciji temperature unutar zvijezde. Koliko god paradoksalno zvučalo, sjaj zvijezde ne zavisi od nuklearnih reakcija koje se dešavaju u njegovim utrobama! Značaj nuklearnih reakcija je u tome što su one, takoreći, podrška stabilan temperaturni režim na nivou određenom strukturom zvijezde, osiguravajući sjaj zvijezda tokom "kosmogonijskih" vremenskih intervala. Dakle, "normalna" zvijezda (na primjer, Sunce) je vrhunski prilagođena mašina koja može raditi u stabilnom režimu dugo vremena.

Sada moramo pristupiti odgovoru na glavno pitanje koje je postavljeno na početku ovog odjeljka: ako sjaj zvijezde ne ovisi o izvorima energije u njoj, šta je onda određuje? Da bi se odgovorilo na ovo pitanje, potrebno je prije svega razumjeti kako se energija transportuje (prenosi) od centralnih dijelova do periferije u unutrašnjosti zvijezda. Poznate su tri glavne metode prenosa energije: a) toplotna provodljivost, b) konvekcija, c) zračenje. Kod većine zvijezda, uključujući i Sunce, mehanizam prijenosa energije provođenjem topline potpuno je neefikasan u odnosu na druge mehanizme. Izuzetak je podzemlje bijeli patuljci, o čemu će biti reči u § 10. Konvekcija nastaje kada se toplotna energija prenosi zajedno sa materijom. Na primjer, zagrijani plin u kontaktu s vrućom površinom se širi, a time i njegova gustina smanjuje se i odmiče se od grejnog tela - samo "iskoči". Na njegovo mjesto spušta se hladan plin, koji se opet zagrijava i diže itd. Takav proces može, pod određenim uvjetima, teći prilično brzo. Njegova uloga u najcentralnijim regijama relativno masivnih zvijezda, kao iu njihovim vanjskim, "subfotosferskim" slojevima, može biti vrlo značajna, o čemu će biti riječi u nastavku. Glavni proces prijenosa energije u unutrašnjosti zvijezda je još uvijek radijacije.

Već smo rekli iznad da je polje zračenja u unutrašnjosti zvijezde skoro izotropno. Ako zamislimo mali volumen zvjezdane materije negdje u unutrašnjosti zvijezde, tada će intenzitet zračenja koje dolazi "odozdo", odnosno u smjeru od središta zvijezde, biti nešto veći nego iz suprotnog smjera. . Iz tog razloga se unutar zvijezde nalazi protok zračenje. Šta određuje razliku između intenziteta zračenja koje dolazi "odozgo" i "odozdo", odnosno fluksa zračenja? Zamislite na trenutak da je supstanca unutrašnjosti zvijezde gotovo prozirna. Tada će kroz našu zapreminu "odozdo" proći zračenje koje je nastalo daleko od njega, negde u samom središnjem delu zvezde. Pošto je temperatura tamo visoka, intenzitet će biti veoma značajan. Naprotiv, intenzitet koji dolazi "odozgo" odgovaraće relativno niskoj temperaturi spoljnih slojeva zvezde. U ovom zamišljenom slučaju, razlika između intenziteta zračenja "odozdo" i "odozgo" biće veoma velika i odgovaraće ogromnoj protok zračenje.

Sada zamislite drugu krajnost: materija zvijezde je vrlo neprozirna. Tada je iz datog volumena moguće "vidjeti" samo na udaljenosti od reda l/

Koeficijent apsorpcije izračunat po jedinici mase [20]. U utrobi Sunca, vrijednost l/

Blizu jednog milimetra. Čak je na prvi pogled čudno da gas može biti tako neproziran. Uostalom, mi, u zemljinoj atmosferi, vidimo objekte udaljene desetinama kilometara! Ovako ogromna neprozirnost gasovite supstance unutrašnjosti zvezda objašnjava se njenom visokom gustinom, i što je najvažnije, visokom temperaturom, koja gas čini jonizovanim. Jasno je da razlika u temperaturi preko jednog milimetra mora biti apsolutno zanemarljiva. Može se grubo procijeniti uz pretpostavku da je temperaturna razlika od centra Sunca do njegove površine jednolična. Tada se ispostavlja da je temperaturna razlika na udaljenosti od 1 mm blizu stohiljaditim stepena. Shodno tome, razlika između intenziteta zračenja koje dolazi "odozgo" i "odozdo" takođe će biti zanemarljiva. Shodno tome, fluks zračenja će biti zanemarljivo mali u poređenju sa intenzitetom, kao što je gore diskutovano.

Dakle, dolazimo do važnog zaključka da neprozirnost zvjezdane materije određuje energiju koja prolazi kroz nju. protok zračenje, a samim tim i sjaj zvijezde. Što je veća neprozirnost zvjezdane materije, to je manji fluks zračenja. Osim toga, tok zračenja mora, naravno, i dalje ovisiti o tome koliko se brzo mijenja temperatura zvijezde s dubinom. Zamislimo zagrijanu kuglu plina, čija je temperatura striktno konstantna. Sasvim je očigledno da bi u ovom slučaju fluks zračenja bio jednak nuli, bez obzira da li je apsorpcija zračenja velika ili mala. Uostalom, za bilo koje

intenzitet zračenja "odozgo" biće jednak intenzitetu zračenja "odozdo", pošto su temperature striktno jednake.

Sada možemo u potpunosti razumjeti značenje tačne formule koja povezuje sjaj zvijezde s njenim glavnim karakteristikama:

(7.10)

gdje simbol

označava promjenu temperature pri pomicanju za jedan centimetar od centra zvijezde. Kada bi temperatura bila striktno konstantna, onda

bila bi nula. Formula (7.10) izražava ono o čemu je već bilo riječi. Tok zračenja iz zvijezde (a samim tim i njen luminozitet) je veći, što je manja neprozirnost zvjezdane materije i veći pad temperature u unutrašnjosti zvijezde.

Formula (7.10) omogućava, pre svega, dobijanje sjaja zvezde ako su poznate njene glavne karakteristike. Ali prije nego što pređemo na numeričke procjene, transformirat ćemo ovu formulu. Express T kroz M, koristeći formulu (6.2), i prihvati to

3M/ 4R 3 .

Onda, pod pretpostavkom

Imat će

(7.11)

Karakteristična karakteristika dobijene formule je da je iz nje ispala zavisnost luminoznosti o poluprečniku zvezde. Iako je ovisnost o prosječnoj molekularnoj težini tvari unutrašnjosti zvijezde prilično jaka, sama vrijednost

Za većinu zvijezda varira u beznačajnim granicama. Neprozirnost zvjezdane materije

zavisi prvenstveno od prisustva teških elemenata u njemu. Činjenica je da su vodonik i helijum u uslovima unutrašnjosti zvezda u potpunosti su jonizovani i u tom stanju gotovo da ne mogu apsorbovati zračenje. Zaista, da bi kvant zračenja bio apsorbovan, potrebno je da se njegova energija u potpunosti potroši na odvajanje elektrona od jezgra, odnosno na ionizaciju. Ako su atomi vodika i helijuma potpuno jonizirani, onda, pojednostavljeno rečeno, nema šta otkinuti [21]. Druga stvar su teški elementi. Oni, kao što smo vidjeli gore, zadržavaju još nešto svojih elektrona u svojim unutrašnjim školjkama i stoga mogu apsorbirati zračenje prilično efikasno. Otuda slijedi da iako je relativno obilje teških elemenata u unutrašnjosti zvijezda nisko, njihova uloga je nesrazmjerno velika, budući da su oni ti koji uglavnom određuju neprozirnost zvjezdane materije.

Teorija dovodi do jednostavne ovisnosti koeficijenta apsorpcije o karakteristikama tvari (Kramersova formula):

(7.12)

Međutim, imajte na umu da je ova formula prilično približna. Ipak, iz toga proizilazi da nećemo napraviti veliku grešku ako odredimo količinu

ne razlikuje se mnogo od zvezde do zvezde. Tačni proračuni to pokazuju za vruće masivne zvijezde

1, dok za crvene patuljke vrijednost

10 puta više. Dakle, iz formule (7.11) slijedi da sjaj "normalne" (tj. u ravnoteži na glavnom nizu) zvijezde prvenstveno zavisi od njene mase. Ako zamijenimo brojčanu vrijednost svih koeficijenata uključenih u formulu, onda se može prepisati u obliku

(7.13)

Ova formula omogućava određivanje apsolutno sjaj zvijezde ako je poznata njena masa. Na primjer, za Sunce možemo pretpostaviti da je koeficijent apsorpcije

20, i prosječna molekularna težina

0, 6 (vidi gore). Onda LL

5, 6. Ne treba da nas sramoti činjenica da LL

Nije ispalo da je jednako jedan. To je zbog ekstremne hrapavosti našeg modela. Tačni proračuni, uzimajući u obzir distribuciju temperature Sunca sa dubinom, daju vrijednost LL

blizu jedinstva.

Glavno značenje formule (7.13) je da daje zavisnost luminoznosti zvijezde glavnog niza od njenog mase. Stoga se formula (7.13) obično naziva "ovisnost masa - osvjetljenje". Obratimo još jednom pažnju na činjenicu da je tako važna karakteristika zvijezde kao što je ona radijus, nije uključen u ovu formulu. Nema nagoveštaja ovisnosti sjaja zvijezde o snazi ​​izvora energije u njenim dubinama. Poslednja okolnost je od fundamentalnog značaja. Kao što smo već naglasili gore, zvijezda određene mase, takoreći, reguliše snagu izvora energije, koji se "prilagođavaju" njenoj strukturi i "prozirnosti".

Odnos "masa - sjaj" prvi je izveo izuzetni engleski astronom Edington, osnivač modernih teorija unutrašnje strukture zvijezda. Ovu ovisnost je on pronašao teoretski i tek naknadno je potvrđen na opsežnom opservacijskom materijalu. Slaganje ove formule, dobijene, kao što smo gore vidjeli, iz najjednostavnijih pretpostavki, sa rezultatima opservacija je općenito dobro. Neka odstupanja se javljaju za vrlo velike i vrlo male zvjezdane mase (tj. za plave divove i crvene patuljke). Međutim, dalje unapređenje teorije omogućilo je da se ove neslaganja eliminišu...

Iznad smo prikazali odnos između toka zračenja i temperaturne razlike, na osnovu pretpostavke da se energija prenosi iz unutrašnjosti zvijezde prema van samo zračenjem (vidi formulu (7.10)). U unutrašnjosti zvijezda, stanje radiantna ravnoteža. To znači da svaki element zapremine zvezde apsorbuje tačno onoliko energije koliko zrači. Međutim, ova ravnoteža nije uvijek održivo. Objasnimo ovo jednostavnim primjerom. Izdvojimo mali element volumena unutar zvijezde i mentalno ga pomjerimo gore (tj. bliže površini) na kratku udaljenost. Budući da se udaljavanjem od središta zvijezde smanjuje i temperatura i tlak plina koji ga formira, naš volumen bi se trebao širiti takvim kretanjem. Možemo pretpostaviti da u procesu takvog kretanja između našeg volumena i okoline nema razmjene energije. Drugim riječima, proširenje volumena kako se kreće prema gore može se razmotriti adijabatski. Ovo širenje će se odvijati na takav način da će njegov unutrašnji pritisak uvijek biti jednak vanjskom pritisku okoline. Ako, nakon kretanja, zamislimo svoju zapreminu gasa "za sebe", onda će se on ili vratiti u prvobitni položaj, ili će nastaviti da se kreće prema gore. Šta određuje smjer kretanja volumena?

i P označavaju gustinu i pritisak. Nakon što se zapremina pomeri prema gore (ili, drugim rečima, "pretrpi poremećaj"), a njegov unutrašnji pritisak bude uravnotežen pritiskom okoline, njegova gustina mora da se razlikuje od gustine naznačenog medija. To se objašnjava činjenicom da se u procesu podizanja i širenja našeg volumena njegova gustina mijenjala prema posebnom, takozvanom "adijabatskom" zakonu. U ovom slučaju ćemo imati

(7.15)

= c str /c 3 - odnos specifičnih toplotnih kapaciteta pri konstantnom pritisku i konstantnoj zapremini. Za idealan gas koji čini materiju "normalnih" zvijezda, c str /c 3 = 5/ 3. A sada da vidimo šta imamo. Nakon pomjeranja volumena prema gore, ambijentalni pritisak koji na njega djeluje i dalje je jednak unutrašnjem, dok je gravitacijska sila koja djeluje na jediničnu zapreminu postala drugačija, jer se promijenila gustina. Sada je jasno da ako se ispostavi da je ova gustina više gustine sredine, volumen će početi potonuti dok se ne vrati u prvobitni položaj. Ako je ova gustina u procesu adijabatskog širenja postala manje gustine sredine, zapremina će biti nastaviti vaš pokret gore, "lebdeći" pod uticajem Arhimedove sile. U prvom slučaju će biti stanje životne sredine održivo. To znači da će svako nasumično kretanje plina u mediju biti takoreći „potisnuto“, a element materije koji je počeo da se kreće odmah će se vratiti na svoje prvobitno mjesto. U drugom slučaju, stanje životne sredine će biti nestabilno. I najmanja ogorčenost (od koje se nikad ne može "osigurati") biće sve jača. Nasumični pokreti gasa „gore“ i „dole“ će se pojaviti u medijumu. Pokretne mase gasa će sa sobom nositi toplotnu energiju sadržanu u njima. Doći će država konvekcija. Konvekcija se vrlo često opaža u kopnenim uslovima (prisjetite se, na primjer, kako se voda zagrijava u kotliću postavljenom na peć). Prijenos energije konvekcijom se kvalitativno razlikuje od prijenosa energije zračenjem o kojem se raspravljalo u prethodnom dijelu. U potonjem slučaju, kao što smo vidjeli, količina energije prenesena u fluksu zračenja ograničeno neprozirnost zvjezdane materije. Na primjer, ako je neprozirnost vrlo visoka, tada će za datu temperaturnu razliku količina prenesene energije biti proizvoljno mala. To nije slučaj sa prijenosom energije konvekcijom. Iz same suštine ovog mehanizma proizilazi da količina energije koja se prenosi konvekcijom nije ograničena nikakvim svojstvima medija.

U unutrašnjosti zvijezda, po pravilu, prijenos energije se vrši zračenjem. Ovo je objašnjeno održivost medija u odnosu na perturbacije njegove „nepokretnosti“ (vidi gore). Ali postoje takvi slojevi u unutrašnjosti niza zvijezda, pa čak i čitavih velikih područja, gdje uvjet stabilnosti, koji je gore dobiven, nije zadovoljen. U ovim slučajevima, najveći dio energije se prenosi konvekcijom. To se obično događa kada je prijenos energije zračenjem iz nekog razloga ograničen. To se može dogoditi, na primjer, s prevelikom neprozirnošću.

Iznad, osnovna relacija "masa - sjaj" dobijena je iz pretpostavke da se prijenos energije u zvijezdama vrši samo zračenjem. Postavlja se pitanje: ako se prijenos energije konvekcijom odvija i u zvijezdi, neće li ta zavisnost biti narušena? Ispostavilo se da nije! Činjenica je da "potpuno konvektivne zvijezde", odnosno takve zvijezde, kod kojih bi se svugdje, od centra do površine, prijenos energije vršio samo konvekcijom, u prirodi ne postoje. Prave zvijezde imaju ili samo manje ili više tanke slojeve, ili velike regije u centru gdje konvekcija igra dominantnu ulogu. Ali dovoljno je imati barem jedan sloj unutar zvijezde, gdje bi se prijenos energije vršio zračenjem, kako bi njena neprozirnost najradikalnije uticala na "propusnost" zvijezde u odnosu na energiju koja se oslobađa u njenim dubinama. Međutim, prisustvo konvektivnih područja u unutrašnjosti zvijezda će, naravno, promijeniti numeričku vrijednost koeficijenata u formuli (7.13). Ova okolnost je, posebno, jedan od razloga zašto je sunčeva svjetlost koju smo izračunali ovom formulom skoro pet puta veća od promatrane.

Dakle, zbog specifične nestabilnosti opisane gore, u konvektivnim slojevima zvijezda dolazi do velikih kretanja plina. Toplije mase gasa se dižu odozdo prema gore, dok hladnije mase tonu. Postoji intenzivan proces miješanja tvari. Proračuni pokazuju, međutim, da je razlika u temperaturi pokretnih elemenata plina i okoline potpuno zanemarljiva, samo oko 1 K - i to na temperaturi tvari crijeva od reda deset miliona kelvina! To se objašnjava činjenicom da sama konvekcija teži izjednačavanju temperature slojeva. Prosječna brzina rastuće i padajuće plinovite mase je također neznatna - svega nekoliko desetina metara u sekundi. Korisno je uporediti ovu brzinu s toplinskim brzinama joniziranih atoma vodika u unutrašnjosti zvijezda, koje su reda veličine nekoliko stotina kilometara u sekundi. Budući da je brzina kretanja gasova koji učestvuju u konvekciji desetine hiljada puta manja od toplotnih brzina čestica zvezdane materije, pritisak izazvan konvektivnim strujanjima je skoro milijardu puta manji od pritiska običnog gasa. To znači da konvekcija nema apsolutno nikakav uticaj na hidrostatičku ravnotežu unutrašnje materije zvezde, koja je određena jednakošću sila pritiska gasa i gravitacije.

Ne treba razmišljati o konvekciji kao o nekoj vrsti uređenog procesa, gdje se područja dizanja plina redovno smjenjuju sa područjima njegovog spuštanja. Priroda konvektivnog kretanja nije "laminarna", već "turbulentna"; tj. krajnje je haotičan, nasumično se mijenja u vremenu i prostoru. Haotična priroda kretanja gasnih masa dovodi do potpunog mešanja materije. To znači da hemijski sastav oblasti zvezde koju pokrivaju konvektivna kretanja mora biti ujednačen. Ova posljednja okolnost je od velike važnosti za mnoge probleme zvjezdane evolucije. Na primjer, ako se kao rezultat nuklearnih reakcija u najtoplijem (centralnom) dijelu konvektivne zone promijeni kemijski sastav (na primjer, ima manje vodika, od kojih se dio pretvorio u helij), onda za kratko vrijeme ova promjena će se proširiti na cijelu konvektivnu zonu. Dakle, "zona nuklearne reakcije" - središnji region zvijezde - može kontinuirano primati "svježu" nuklearnu vrućinu, što je, naravno, od presudne važnosti za evoluciju zvijezde [22]. U isto vrijeme, mogu postojati situacije u kojima nema konvekcije u centralnim, najtoplijim dijelovima zvijezde, što u toku evolucije dovodi do radikalne promjene u hemijskom sastavu ovih područja. O tome će se detaljnije govoriti u Odjeljku 12.

Iz knjige Teorija relativnosti - prevara dvadesetog veka autor Sekerin Vladimir Iljič

II Zvezde zrače... Tako sam nastavio da se krećem kroz vreme ogromnim koracima, svaki po hiljadu godina i više, nošen misterijom poslednjih dana Zemlje i posmatrajući u stanju neke vrste hipnoze, kako u na zapadnom delu neba Sunce postaje sve veće i slabije... Konačno,

Iz knjige Zanimljivo o kosmogoniji autor Tomilin Anatolij Nikolajevič

III Zvijezde eksplodiraju... Dvadeset drugog dana sedmog mjeseca prve godine Shi-Ho perioda, Yang Veite je rekao: „Plačim se na nidžu: Posmatrao sam pojavu gostujuće zvijezde u sazviježđu Twain- Kuan. Bila je blago preljevna. Po carevoj naredbi, I

Iz autorove knjige

19. POGLAVLJE Neutronske zvijezde i otkriće pulsara Kao što je objašnjeno u drugom dijelu ove knjige, konačna faza evolucije zvijezde, koja nastupa nakon što su resursi njenog nuklearnog vodikovog goriva u velikoj mjeri iscrpljeni, značajno ovisi o masi

Iz autorove knjige

23. POGLAVLJE Zvijezde X-zraka Kao što je već navedeno u uvodu ove knjige, brzi razvoj ekstraatmosferske astronomije, kao i radio astronomije, doveo je u poslijeratnim godinama do revolucije u našoj nauci. Možda najupečatljivija dostignuća ekstra-atmosfere

Iz knjige autor Iz autorove knjige

Zvezdice u asortimanu Asortiman u trgovini je skup različitih vrsta i varijanti robe. Naravno, nećemo menjati zvezde. Ali u ovim danima astronomskih takmičenja na trgovačkim univerzitetima, takvi termini su posebno popularni. I mi težimo tome

Iz autorove knjige

Zvijezde 66. Šta su zvijezde? Zvijezde su druga sunca smanjena na veličinu svjetlećeg uboda igle zbog svoje nezamislivo velike udaljenosti od Zemlje. 1600. godine, talijanski filozof Giordano Bruno je spaljen od strane Katoličke crkve na lomači zbog tvrdnje da

Iz autorove knjige

66. Šta su zvijezde? Zvijezde su druga sunca, smanjena na veličinu svjetlećeg uboda igle zbog svoje nezamislive udaljenosti od Zemlje. Godine 1600. katolička crkva je spalila talijanskog filozofa Giordana Bruna na lomači jer je tvrdio da su zvijezde

Iz autorove knjige

71. Kako rade zvijezde? Zvezda je ogromna lopta gasa. Nastaje kada međuzvezdani oblak, uglavnom vodonik i helijum, počne da se urušava pod sopstvenom težinom. Kompresija se nastavlja sve dok jezgro ne postane toliko komprimirano i vruće da se lansira

Iz autorove knjige

78. Jesu li zvijezde umjetne? Ovo je potpuno glupo pitanje, zar ne? Ali u stvarnosti, to je povezano s najvažnijim naučnim pitanjem: kako možemo prepoznati vanzemaljce (ET) U potrazi za vanzemaljskom inteligencijom, SETI (traga za vanzemaljskom inteligencijom) skenira nebo za