ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.04.2024
Просмотров: 109
Скачиваний: 0
16 Г Л А В А I
вычислений, оно достаточно разумно. Энергия связи на единицу массы в а-частице (ядре гелия) составляет около 6 - Ю ' 8 эрг/г. Таким образом, для объяснения све
тимости Солнца требуется, чтобы за |
109 лет преврати |
|||||||||
лось в гелий всего около |
1% солнечного водорода. Пола |
|||||||||
гают, |
что |
в действительности |
Солнце |
раз в пять |
старше, |
|||||
но и тогда запасов водорода |
вполне |
достаточно. |
|
|
||||||
З а д а ч а |
ядерной |
физики — решить, |
будут ли при |
тем |
||||||
пературе |
несколько |
выше |
5-106 |
К идти реакции |
превра |
|||||
щения |
водорода в |
гелий |
или, иначе говоря, протонов в |
|||||||
ос-частицы. Кинетическая |
энергия |
протонов при такой тем |
||||||||
пературе |
по стандартам |
современной |
ядерной |
физики |
||||||
очень |
низка — около 500 |
эВ |
(1 |
эВ |
« |
Ю - 1 2 эрг), |
но |
из |
вестно, что такие реакции могут осуществляться. Они впервые были исследованы Вейцзеккером и Бете в
1938—1939 гг. и |
впоследствии изучались |
многими физи |
к а м и * ) . Y-лучи, |
которые образуются при |
этих реакциях, |
преобразуются в рентгеновские лучи, а затем в видимый свет, прежде чем достичь нас, потому что, как мы видели, для у- и рентгеновского излучений Солнце непрозрачно. Однако эти реакции порождают т а к ж е частицы, назы ваемые нейтрино, которые, подобно у- и рентгеновским лучам, движутся со скоростью света, но взаимодействуют с обычным веществом очень слабо. Солнце почти пол ностью прозрачно для нейтрино. Американский физикядерщик Р . Дэвис предпринял очень смелую попытку об наружить солнечные нейтрино. Если бы этот эксперимент
оказался успешным, то это было |
равносильно тому, что |
||
мы заглянули бы |
прямо в центральные |
области Солнца, |
|
где температура |
наиболее высока |
и где |
происходит боль |
шинство термоядерных реакций. В настоящее время сло жилось весьма интригующее положение. Дэвису уже удалось установить верхний предел потока солнечных нейтрино на Земле, который оказался значительно ниже предсказанной величины. Этот результат, сильно взвол
новавший теоретиков, дает основание предполагать, |
что |
д а ж е строение звезд главной последовательности мы |
по |
нимаем хуже, чем думали. |
|
*) В 1967 г. за эти работы Бете был удостоен Нобелевской премии.
Ф И З И К А З В Е З Д |
17 |
Э в о л ю ц и я звезд
Что произойдет со звездой, если весь водород в цент ральной наиболее горячей области превратится в гелий? Этот вопрос особенно важен для звезд, более массивных, чем Солнце, так как они расходуют свое ядерное горю чее относительно более высокими темпами. Как мы ви дели, если скорость выделения энергии станет слишком низкой, звезда должна сначала охладиться, а затем сжаться и снова нагреться. Сжатие и нагрев продолжа лись бы неограниченно долго, если только не начнется новая цепочка ядерных реакции, сопровождающихся вы делением энергии. Такие реакции действительно суще ствуют. Когда температура в центре звезды достигнет сотен миллионов градусов, начинается бурное горение гелия; конечным продуктом в этом случае будет в основ ном углерод. Когда гелий будет израсходован, звезда снова сжимается; правда, эти поздние стадии звездной эволюции изучены гораздо хуже, чем более ранние. Повидимому, во многих случаях звезда не будет эволюцио
нировать в устойчивое состояние описанным |
выше |
пу |
тем и могут происходить взрывы. Наиболее мощным |
яв |
|
ляется взрыв сверхновой, в результате чего |
большая |
часть звезды взрывается и некоторое время может све тить ярче целой галактики, в которой она находится. Знаменитая Крабовидиая туманность (рис. 2) представ ляет собой остаток такого взрыва, который был отмечен
китайскими |
астрономами |
в |
1054 г. Н и ж е мы |
подробно |
расскажем |
о ней, так |
как |
это — наиболее |
изученный |
пример гигантского небесного взрыва. Теперь известно, что такие взрывы в масштабах, более грандиозных, не
жели звездные, происходят и в других |
частях |
Вселен |
ной; они составляют одну из главных тем |
этой |
книги. |
Конечные стадии звездной эволюции наступают тогда, когда в звезде не остается больше «легковоспламеняю щегося» ядерного горючего. Если звезда много массив ней Солнца, то она продолжает сжиматься. В отсутствие взрывных процессов сжатие будет продолжаться до тех пор, пока собственная гравитация звезды не станет на столько сильной, что ее поведение уже не будет описы ваться ньютоновской теорией тяготения. Большинство
Ф И З И К А З В Е З Д |
19 |
физиков считают, что в этом случае следует использовать общую теорию относительности Эйнштейна, хотя пред
сказания |
последней о поведении сильных гравитационных |
|
полей нужно еще |
подвергнуть экспериментальной про |
|
в е р к е * ) . |
Согласно |
этой теории, внешний наблюдатель |
нашел бы, что звезде требуется бесконечное время, чтобы сжаться до некоторого критического радиуса. Этот так
называемый радиус Шварцшильда равен 2GM/c2, |
где с — |
скорость света. Д л я звезды с массой в 10 раз |
больше |
массы Солнца радиус Шварцшильда будет 15 км, а плот
ность составит около |
101 5 г/см3 . Это |
плотность вещества |
в атомных ядрах, и |
звезда в таком |
необычном состоя |
нии называется нейтронной звездой. В действительности внешний наблюдатель никогда не увидел бы, как звезда достигла своего шварцшильдовского радиуса, потому что гравитационное поле на поверхности такой звезды столь интенсивно, что из-за гравитационного красного смеще ния **) ее излучение будет слишком слабым, чтобы его можно было обнаружить. Неудачник, угодивший на коллапсирующую звезду, увидел бы, как он пересек сферу Шварцшильда и попал внутрь области со столь высокой плотностью вещества, с какой современной физике, по-
видимому, |
|
не |
приходилось |
еще иметь |
дело. Коррект |
|||||||||
ная физическая теория таких областей |
пока |
совершенно |
||||||||||||
не разработана; ее |
создание — дело |
будущего. |
|
|
||||||||||
Если ж е звезда имеет массу меньше |
1,4 |
солнечных |
||||||||||||
масс |
(так |
|
называемый |
предел |
Ч а н д р а с е к а р а ) , |
то |
она |
|||||||
может |
противостоять |
силам |
собственной |
гравитации |
||||||||||
д а ж е |
будучи |
совсем |
холодной, |
так |
как |
свободные |
элек |
|||||||
троны |
в |
ее |
недрах |
могут |
создать |
достаточное |
давле |
|||||||
н и е * * * ) . Горячие звезды, пребывающие |
в |
таком |
состоя |
|||||||||||
нии, были |
обнаружены |
на |
небе; |
их |
назвали |
белыми |
||||||||
*) |
Элементарное рассмотрение |
теории Эйнштейна |
дается в |
|||||||||||
книге автора «The Physical Foundations ot General Relativity*. |
(Рус |
|||||||||||||
ский перевод: Д . Сиама, |
Физические |
принципы |
общей |
теории |
отно |
|||||||||
сительности, |
изд-во «Мир», М., 1971.) |
|
|
|
|
|
|
|
**) О гравитационном (эйнштейновском) красном смещении рассказано в гл. 5 книги «Физические принципы общей теории от носительности».
***) Это квантовомеханический эффект, который является след ствием принципа запрета Паули.
20 Г Л А В А I
к а р л и к а м и . Они имеют радиус всего около 0,01 солнеч ного, а массу порядка солнечной; следовательно, плот ность этих звезд составляет 106 г/см3 . Такая колоссаль ная плотность и является причиной того, что становится существенным принцип Паули . О веществе в таком со стоянии говорят, что оно в ы р о ж д е н о * ) .
Теоретически возможно состояние с еще более высо кой плотностью, при котором звезда в стационарном со
стоянии |
с массой порядка солнечной имеет радиус около |
|||
10 км. |
Это |
была |
бы уже упоминавшаяся |
нейтронная |
звезда, |
с тем |
лишь |
исключением, что она не |
коллапсиро- |
вала бы, если бы ее масса была меньше нескольких масс Солнца. В этом случае давление, противодействующее силе гравитации, определялось бы вырожденными нейт ронами, а не электронами, как в белом карлике. Если бы такие нейтронные звезды существовали, то из-за малой площади поверхности их оптическое излучение было бы слишком слабым, чтобы его можно было зарегистриро вать. Д о недавнего времени думали, что нейтронную звезду (если только она не является невидимой компо нентой двойной системы) можно обнаружить единствен ным способом — по ее рентгеновскому излучению, если температура поверхности достаточно высока (Т ~ 107 К ) , чтобы испускать заметный поток рентгеновских лучей. Однако, хотя к настоящему времени известно несколько
звезд, излучающих в рентгеновском диапазоне, |
ми |
одна |
||||
из них, |
по-видимому, |
не |
является нейтронной |
звез |
||
д о й * * ) . |
|
|
|
|
|
|
24 февраля 1968 г. в |
журнале |
Nature Белл, |
Хыоиш, |
|||
Пилкингтон, Скотт и Коллинз ***) |
(Кавендишская |
лабо |
||||
ратория, |
Кембридж) сообщили об |
открытии пульсаров |
||||
*) Вырождение — сильное |
квантовомехаиическое |
взаимодей |
ствие частиц, возникающее при очень больших плотностях или очень низких температурах. — Прим. ред.
**) Наблюдательные данные, полученные в самое последнее время (см. примечание на стр. 46), показывают, что рентгеновское излучение в некоторых случаях действительно связано с нейтронны ми звездами, причем как с одиночными, так и с находящимися в двойных системах; таким образом, обе указанные автором возмож ности реализуются в действительности. — Прим. ред.
***) Перевод этой статьи см. в сборнике «Пульсары», изд-во «Мир», М., 1971, стр. 27. — Прим. ред.