За рахунок чого світять зірки

Глава IV. За рахунок чого світять зірки?

Вже досить довгий період часу люди знають, що Сонце випромінює гігантську енергію - сонячна постійна (потужність випромінювання, що припадає на одиницю площі, перпендикулярної світлового потоку Сонця) була виміряна прямими калориметричних вимірів. З урахуванням відстані від Землі до Сонця можна легко підрахувати повну випромінюється потужність. Але за рахунок яких процесів виділяється ця енергія?

За рахунок чого світять зірки

У 19 столітті міркували приблизно так: нехай Сонце складається тільки з вуглецю і кисню в необхідних пропорціях, маса Сонця відома, також відома потужність випромінювання і теплотворна здатність палива, залишається підрахувати максимально можливий термін життя світила. Була отримана відповідь

5000 років, що непогано узгоджувалося з біблійними уявленнями, але ніяк не влаштовувало вчених. - З геології вже в ті часи було відомо, що історія планети налічує, як мінімум, кілька навіть не мільйонів, а мільярдів років. Причому геологічні дані говорили про виняткову стабільність сонячної постійної протягом усього цей термін.

20 століття з його новою фізикою дозволив безліч астрономічних загадок, але для цього потрібні були знання з безлічі різних областей - термодинаміки і статистичної фізики, спектроскопії, квантової механіки, ядерної фізики, спеціальної та загальної теорії відносності.

Так, квантова механіка і статистична фізика (при використанні статистичного розподілу Планка) дає точний кількісний відповідь не тільки про інтегральної потужності випромінювання з одиниці площі нагрітого тіла (W = sT4 -закон Стефана-Больцмана), але і визначає спектральний розподіл (по кольорам) цього випромінювання. А це, в свою чергу, дозволяє, знаючи яскравість і відстань до зірки, обчислити її розміри, як правило, недоступні для прямих вимірювань.

Та ж квантова механіка дає недвозначні відповіді (через спектроскопію) про процентному складі хімічних елементів на поверхні зірок. Більш того, ми можемо зробити однозначний висновок про можливість застосування наших знань про закони природи не тільки на міжзоряних, але і на міжгалактичних відстанях, так як будь-яка зміна фундаментальних фізичних констант призведе до виключно різкої зміни спектральних ліній і їх інтенсивностей для всіх хімічних елементів (і це не буде простою зрушенням спектра!). Отже, у всій спостерігається всесвіту закони взаємодії матерії точно такі, як на Землі. (Більш того, є докази, що вони ті ж і у всьому всесвіті взагалі).

Питання про джерело енергії зірок розв'язався, хоча і не просто, після відкриття внутрішньоядерної енергії. З'ясувалося, що енергія зв'язку на нуклон (протон або нейтрон - частинки, з яких складається атомне ядро) зростає від легких хімічних елементів до важких, досягаючи максимуму у заліза, потім зменшується до більш важким. Це означає, ядерні процеси йтимуть з виділенням енергії як при розпаді дуже важких елементів, так і при синтезі легких в важкі. Енергетично вигідні процеси розпаду з успіхом використовуються людством для виробництва електроенергії в атомних електростанціях. Однак реакції синтезу, за рахунок яких і світять зірки, вдалося поки здійснити в енергетично вигідному варіанті тільки вибухового типу в самому жахливому зброю, яке коли-небудь існувало на Землі.

Відносно реакцій сістеза в надрах зірок справа йде зовсім не просто. Так, у вибухових пристроях використовується не водень, а його важкий і надважкий ізотопи - дейтерій і тритій (а також літій), але їх на зірках дуже мало і вони не можуть забезпечити необхідної енергетичної потужності. Головне паливо - водень. Звичайно, для того, щоб долати сили електростатичного відштовхування (чисто статистичними шляхом) потрібно, щоб в надрах зірок існували гігантські температури і тиску, що досягається при майже адіабатичному стисненні газу при утворенні зірки (втрати на випромінювання при утворенні незначні, так як зовнішні шари газу є хорошим теплоізолятором). Але цих умов для успішного протікання термоядерних реакцій недостатньо - потрібно, щоб при сильному (тобто ядерному) взаємодії протонів, була здійснена реакція слабкої взаємодії (на мові фізики, це коли в реакції беруть участь лептони) - яка реакція розпаду з випусканням позитрона (позитивного еоектрона ), або захоплення електрона. Такі реакції виключно рідкісні і ймовірність її одноразового здійснення для конкретного протона часто становить мільярди років. Існують, щоправда, і інші можливості - через значно більш ймовірні циклічні процеси за участю інших хімічних елементів, коли в результаті ланцюжків реакцій ситезу і бета-розпаду (слабка взаємодія - процес протікає з випусканням одного або декількох лептонів) виходить дейтерій або тритій, який і бере участь в подальших реакціях. Як приклад можна привести так званий вуглецевий цикл - ланцюжок з участю вуглецю, в результаті якого кількість вуглецю залишається постійним. До речі, имеено такі схеми процесів запобігають безліч можливих нестабільності функціонування зірок, запобігаючи негайного вибуху або колапсу. (Про вибухи зірок - так званих "нових" і "наднових" ми поговоримо пізніше).

Як виноски я зобов'язаний прояснити стосуються законів збереження абсолютно банальні для фахівців, але вкрай необхідні для правильного розуміння речі: наприклад, якщо покояться протон і електрон, що знаходяться на досить великій відстані, в результаті електромагнітної взаємодії (тяжіння) об'єднуються в пов'язану систему, то повна енергія такої системи менше, ніж була в їх вільному стані. Надлишок енергії випромінюється у вигляді квантів електромагнітної енергії - фотонів. Те ж саме відбувається при мимовільному переході електрона з більш високого Боровського рівня енергії на більш низький. (Боровские рівні енергії водню повністю і однозначно визначають місце розташування його спектральних ліній.). Отже, щоб зруйнувати таку пов'язану систему (відірвати електрон від протона, тобто іонізувати атом водню), необхідно затратити енергію. Більш того, згідно з висновками спеціальної теорії відносності, така пов'язана система має меншу масу, ніж мали члени її утворюють у вільному стані, дефект мас складе наступну величину: D m = D E / c2. де D E - втрата енергії, c2 - квадрат швидкості світла.

У разі гравітаційної взаємодії можливості прямого випромінювання надлишків енергії не існує, отже, не існує і можливості утворення зв'язаної системи в разі двох тіл. Якщо ж ми маємо справу з випадком багатьох тіл, а тим більше газу (статистичного ансамблю), то освіту гравітаційно пов'язаної системи цілком можливо, але з відповідним розігрівом (тобто надлишок гравітаційної енергії переходить у внутрішню). Але для того, щоб ця внутрішня енергія могла бути втрачена випромінюванням відповідно до закону Стефана-Больцмана, необхідна достатня площа поверхні випромінювання і значний час, що на практиці не може бути реалізовано в разі досить великих мас газу - таким чином досягаються необхідні умови для ініціації процесів термоядерного синтезу, тобто утворення зірки.

Залишки речовини, які не вдалося захопити в сформоване зоряне тіло (зовнішні шари), але які вже втратили тепловим випромінюванням значну енергію, тобто утворили гравітаційну пов'язану систему через деякий час можуть сконцентруватися в планетарну систему (на зразок сонячної) або утворити ще одну зірку, якщо маса перевищить критичну точку (так якби Юпітер був всього лише в три рази важче, то він став би зіркою). Астрономам відомо велика кількість систем подвійних зірок, їй є і найближча до Сонця система a-Центавра.

На щастя, в даний час люди мають можливість перевірити свої міркування на прикладі, в першу чергу Сонця, про процеси, що відбуваються в надрах зірок. Так при слабких взаємодіях одним з продуктів є дуже цікава частка - нейтрино ( "нейтралочка", як її назвав Е. Фермі). Ця частка, що рухається зі швидкістю світла, має дуже малу ймовірність взаємодії з будь-яким об'єктом (будь-який інший елементарною частинкою), настільки малу, що для неї практично прозора не тільки Земля, але і Сонце. Однак в спеціальних нейтронних обсерваторіях хоча і дуже рідко, але фіксуються сонячні нейтрино, по реакціях яких можна досить кваліфіковано судити про внутрісолнечних процесах.

Схожі статті