ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.04.2024
Просмотров: 111
Скачиваний: 0
10Г Л Л В Л 1
температурой поверхности. Астрономы изображают эту зависимость при помощи так называемой диаграммы
Герцшпрунга — Рессела (рис. 1). К счастью, наше Солнце т а к ж е принадлежит главной последовательности. Ко нечно, его можно изучить намного подробнее, чем любую другую звезду, и в таком случае физика Солнца есть, по существу, физика подавляющего большинства звезд Га
лактики, а возможно, и других |
галактик. |
Поэтому мы |
|||||||
начнем изучение звезд с подробного |
рассмотрения |
харак |
|||||||
теристик |
и внутреннего |
строения |
Солнца. |
Реже |
встре |
||||
чающиеся |
типы звезд представляют |
тем не |
менее |
ничуть |
|||||
не меньший интерес и играют |
важную |
роль |
при |
изуче |
|||||
нии звездной эволюции. |
|
|
|
|
|
|
|
||
Ф и з и к а С о л н ц а |
|
|
|
|
|
|
|
||
Основные |
параметры |
Солнца |
(округленные |
значе |
|||||
ния), полученные из наблюдений, |
приведены |
в табл. 1. |
|||||||
|
|
|
|
|
|
Таблица |
1 |
|
|
Наблюдаемые характеристики Солнца |
|
|
|
||||||
Расстояние |
|
1,5- |
І 0 К |
см |
|
|
|
||
Угловой |
диаметр |
|
0,5° |
|
|
|
|
|
|
Солнечная постоянная |
1,5- |
106 |
эрг/(с • см2 ) |
|
|||||
Температура поверхности |
5000 К |
с |
|
|
|
||||
Возраст |
|
|
>3- |
10'в |
|
|
|
||
Период |
обращения |
Земли |
3- 107 с |
|
|
|
|
Расстояние до Солнца наиболее точно определено пу тем радиолокационных измерений, т. е. по времени, ко торое необходимо радиоволнам, чтобы достичь Солнца и, отразившись, вернуться на Землю .
Солнечная постоянная — это количество солнечной лучистой энергии, которое падает на единичную пло щадку земной поверхности в единицу времени; ее можно измерить непосредственно. Напротив, температуру по верхности Солнца можно определить только косвенно, например по ее цвету (чем горячее нагретое тело, тем голубее его излучение). Наконец, нижнее предельное зна-
|
|
Ф И З И К А З В Е З Д |
Ц |
чешіе возраста |
Солнца найдено из геологических данных |
||
о температуре |
Земли в далеком |
прошлом. |
|
Мы включили в табл. 1 т а к ж е |
период обращения |
Зем |
ли вокруг Солнца, так как он используется при опреде
лении массы |
Солнца, — нужно только |
знать расстояние |
от Земли до |
Солнца и воспользоваться |
законом тяготе |
ния Ньютона. Некоторые другие параметры Солнца мож но получить путем простых геометрических расчетов и за кона обратной пропорциональности освещенности квад
рату расстояния |
(табл. |
2). |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Таблица |
2 |
Вычисленные |
характеристики |
Солнца |
|
|||
Радиус |
|
|
7- |
10'° |
см |
|
Масса |
|
|
2 - 1033 |
г |
|
|
Средняя |
плотность |
1,4 |
г/см3 |
|
||
Светимость |
|
4- |
1033 |
эрг/с |
|
Теперь мы можем, исходя из некоторых простых фи зических соображений, найти еще ряд характеристик Солнца. Наиболее очевидное следствие вытекает из того факта, что Солнце мало изменилось на протяжении по крайней мере 3 - Ю 1 6 с. Если бы Солнце не поддержива лось какими-то внутренними силами, которые уравнове шивают силы солнечного тяготения, то за очень корот кое время оно бы сжалось . Время сжатия можно оценить
либо из закона тяготения, либо из соображений |
раз |
||
мерности. Оно приблизительно равно (Gp) - '^ где |
G— |
||
постоянная тяготения, р — средняя |
плотность. |
Подстав |
|
ляя сюда значение G m 6 , 7 - Ю - 8 с м |
3 / ( г - с 2 ) , р да |
1,4 |
г/см3 , |
мы получим примерно 3000 с, или около 1 ч. Ясно, что сила гравитации и противодействующие ей силы должны быть в точности равны, чтобы Солнце оставалось неиз менным в течение 3 • 101 6 с, или 109 лет.
Отом, чтобы такими силами были силы, действующие
втвердом теле (которые, например, предотвращают
сжатие |
З е м л и ) , не может |
быть и речи. Ведь |
масса |
Солнца в 330 000 раз больше массы Земли, и его |
тяго |
||
тение |
легко превратило бы |
холодное вещество |
в так |
!2 Г Л А В А !
называемое «вещество белого карлика» (см. стр. 20). От сжатия Солнце удерживает тепловое движение частиц солнечного вещества, или, точнее, градиент теплового давления между центром и поверхностью Солнца.
Мы можем оценить среднюю по объему температуру Солнца, потребовав, чтобы его тепловая и гравитацион ная потенциальная энергии были равны. Последнюю
можно |
приближенно |
найти, |
приняв, что Солнце |
является |
||||
однородным |
шаром |
массы |
MQ |
и радиуса |
RQ. |
Тогда |
по |
|
тенциальная |
гравитационная |
энергия равна 2GM%jbR |
~ |
|||||
~ 104 S |
эрг, |
что соответствует |
энергии |
2GM0/5R, |
или |
|||
5 - 1 0 й |
эрг на 1 г солнечного |
вещества. Если ѵ — средняя |
скорость теплового движения атомов на Солнце, то сред
няя |
кинетическая энергия теплового |
движения 1 г |
будет |
|||||
ѵ2/2. |
Приравнивая |
эту |
величину энергии |
5- 1 0 й |
эрг/г, |
|||
найдем |
для ѵ значение |
300 |
км/с. Д л я водорода |
такая |
||||
скорость |
соответствует |
температуре |
5 • 106 |
К. Это |
очень |
|||
важный |
результат, |
так |
как |
водород |
при средней |
плот |
ности около 1 г/см3 и температуре 5 - Ю 6 К будет почти полностью ионизован, т. е. электроны оторвутся от про тонов в результате энергичных столкновений, происходя щих со скоростями 300 км/с. Это означает, что д а ж е при плотности 1,4 г/см3 солнечное вещество ведет себя как идеальный газ (расстояние между соседними частицами
около Ю - 8 см, что сравнимо с радиусом |
атома водорода, |
||
но значительно |
больше размеров протона или |
электро |
|
н а ) . Б л а г о д а р я |
этому изучение строения |
Солнца |
сильно |
упрощается. Будь вещество Солнца твердым или жид ким, Солнце обладало бы гораздо более сложной струк турой.
Итак, Солнце — это газовый шар с температурой в центре выше 5 - Ю 6 К и температурой поверхности 5000 К, а соответствующий средний температурный градиент со ставляет около Ю - 4 К/см. Излучение центральных горя чих частей нельзя наблюдать непосредственно, так как, прежде чем достичь нас, оно рассеивается и поглощается.
Наиболее |
простым |
из этих процессов является рассеяние |
|||
излучения |
свободными |
электронами |
солнечного |
веще |
|
с т в а — так |
называемый |
эффект Томсона. Средняя длина |
|||
свободного |
пробега |
фотона для этого |
процесса |
дается |
|
|
|
Ф И З И К А З В Е З Д |
13 |
|
выражением |
X ~ |
102 4 /я, |
где п — концентрация |
свободных |
|
электронов. |
На |
Солнце |
п ~ 102 4 с м - 3 , так что |
X ~ |
1 см, |
т. е. Солнце сильно непрозрачно. Более того, разность
температур |
в двух точках, отстоящих друг от |
друга |
||
на среднюю |
длину |
свободного |
пробега, вдоль |
ра |
диуса составляет всего |
Ю - 4 К, так |
что не возникает ни |
какой неопределенности, когда говорят о температуре в данной точке Солнца. Тем не менее о температурном градиенте забывать нельзя, так как он необходим, чтобы в непрозрачном солнечном веществе возник поток энер гии * ) .
Последнее обстоятельство позволяет нам сделать гру бую теоретическую оценку светимости Солнца. Плот
ность энергии |
поля |
излучения |
со |
средней |
температурой |
||
Г, согласно закону Стефана, равна |
аТА, где |
о — |
постоян |
||||
ная Стефана. |
Отсюда поток |
через квадратный |
санти |
||||
метр приблизительно |
равен |
|
|
|
|
|
|
|
|
Xcd |
(af4)/dr, |
|
|
|
где с — скорость света, г — радиальная координата. Примем, что Солнце находится в равновесии; тогда это выражение будет также представлять скорость потерь энергии единицей поверхности, т. е. по существу солнеч ную светимость. Из наших оценок X и температурного градиента получается довольно близкое к действитель ности значение светимости Солнца, однако точность та кой оценки, конечно, ограничена неопределенностью ве личины Г, так как последняя входит в наше выражение
вдовольно высокой степени.
До сих пор мы интересовались исключительно пара метрами Солнца; фактически мы выводили все его ха рактеристики только из значений массы и радиуса. Те перь возникает следующий вопрос: какова светимость
звезды, у которой масса M и радиус R отличны от сол-
*) При полном рассмотрении нужно учитывать также перенос энергии путем теплопроводности и конвекции, однако на Солнце почти везде преобладает перенос излучением.
14 |
Г Л А В А 1 |
нечных? На основе наших простых оценок имеем
Т ос MIR,
X ос 1/д ос ММ.
Отсюда поток энергии через единицу поверхности при близительно пропорционален величине
{WIM) (MVR5)
(так как clT/dr ivT/R), |
или |
Ms/R2.
Таким образом, светимость L всей поверхности звезды удовлетворяет соотношению
L ос М3.
Это простой пример известной эддингтоновской зави симости масса — светимость. В нашем выводе радиус со кратился, но более тщательное рассмотрение показывает, что светимость зависит и от радиуса, правда слабо. Эти расчеты довольно хорошо согласуются с полученными из наблюдений значениями масс и светимостей звезд глав ной последовательности (массы определяются из пара метров орбит двойных звезд) . Наиболее важное след ствие соотношения масса — светимость состоит в том, что звезды массивнее Солнца обладают гораздо большей све тимостью и, следовательно, намного быстрее истощают свои источники энергии.
Тут мы подошли к вопросу об источниках энергии типичной звезды. Вероятно, читатель весьма озадачен нашей способностью узнать столь много о звезде, не уста новив ни механизма, ни' скорости выделения энергии. Причина этого заключается в том, что наше предполо жение о стабильности Солнца на протяжении по край ней мере последних 109 лет накладывает на механизм генерации энергии ограничения, которым должен удов летворять реальный механизм. Эти ограничения опреде ляются следующими причинами. Тепловая энергия Солн
ца составляет 104 8 |
эрг; |
она |
излучается со скоростью |
4 - Ю 3 3 эрг/с, поэтому |
в |
любой |
момент времени Солнце |
Ф И З И К А З В Е З Д |
15 |
содержит достаточно тепла, чтобы излучать в течение 2,5-10м с, или 107 лет. Но Солнце более или менее неиз менно в течение по крайней мере 109 лет. Следовательно, должна непрерывно происходить генерация энергии с та кой ж е скоростью L , с какой она излучается.
Каков бы ни был механизм генерации энергии, ее ско
рость, вероятно, будет |
зависеть от |
средней плотности |
р |
||||
и средней температуры |
Т, |
которые |
определяются |
значе |
|||
ниями массы M и радиуса R звезды. На первый |
взгляд |
||||||
нет причины |
для того, |
чтобы скорость |
генерации |
энер |
|||
гии равнялась светимости звезды L , которая, как мы ви |
|||||||
дели, т а к ж е |
определяется |
значениями |
массы M |
и |
ра |
диуса R, но, по-видимому, связана с ними другим соот ношением. Предположим, что скорость генерации энергии стала слишком низкой. Тогда звезда охладилась бы и
больше не могла бы противостоять силам |
собственного |
|||
тяготения — она с ж а л а с ь бы. Сжатие в свою очередь |
при |
|||
вело бы к увеличению |
т е м п ф а т у р ы |
звезды |
и, вероятно, |
|
к увеличению скорости |
генерации |
энергии. |
Итак, |
ясно, |
что звезда стремится к устойчивому состоянию и дости гает его, если скорость генерации энергии сильно зависит от температуры. Поэтому в этом случае звезда сжима лась бы и нагревалась до тех пор, пока энергия, гене
рируемая в ее |
недрах, |
не начала бы выделяться с |
такой |
ж е скоростью, |
с какой |
происходит потеря энергии |
в ре |
зультате излучения поверхности. Итак, радиус звезды в
стационарном |
состоянии |
должен |
зависеть |
от |
ее |
массы |
||||||||
и механизма генерации энергии. |
|
|
|
|
|
|
||||||||
Что это за механизм? Скорость генерации энергии в |
||||||||||||||
Солнце |
равна |
2 |
э р г / ( с - г ) , |
так что за |
109 |
лет |
( 3 - Ю 1 6 с) |
|||||||
должно |
выделиться |
6• 101 6 |
эрг/г. |
Но |
потенциальная |
|||||||||
гравитационная |
энергия |
|
Солнца |
составляет |
|
всего |
||||||||
5 - Ю 1 4 |
эрг/г. Другими |
словами, |
потенциальная |
|
энергия, |
|||||||||
которая выделилась в течение первоначального |
сжатия |
|||||||||||||
Солнца |
после |
|
его |
образования |
(энергия |
Кельвина — |
||||||||
Томсона), смогла бы поддержать свечение |
Солнца |
толь |
||||||||||||
ко в |
течение |
примерно |
107 |
лет. Следовательно, |
должны |
существовать другие механизмы генерации энергии. Это не может быть химическая энергия, типичный выход ко торой составляет всего 101 3 эрг/г. Естественным является предположение о ядерной энергии. Как следует из