Файл: Шама Д.В. Современная космология.pdf

Г Л А В А 11

П Р О Б Л Е М А Г Е Л И Я

Введение

П р о б л е ма гелия является частью более обширной проблемы истолкования обилия химических элементов по отношению к водороду во всех частях Вселенной. При­ чина, почему мы выделяем один гелий и рассматриваем его в книге по космологии, заключается в том, что в на­ стоящее время есть веские основания полагать, что ге­ лий, возможно, образовался на ранних плотных стадиях расширения Вселенной, тогда как более тяжелые эле­ менты, вероятно, возникли в звездах или в массивных объектах после образования галактик.

Эта проблема стоит на первом месте, потому что из­ мерения обилий элементов в нашей Галактике показали, что приблизительно 92% атомов приходится на долю водорода, 8% — н а долю гелия и только один атом из тысячи — это атом более тяжелого элемента. Такая ра­ зительная несоразмерность между обилием водорода и другими элементами наталкивает на гипотезу, что веще­ ство первоначально существовало в форме простейшего элемента — водорода, а происходившие затем ядерные реакции привели к превращению малой части этого ве­ щества в более тяжелые элементы. С этой точки зрения Земля, которая лишилась большей части своего водо­ рода, улетучившегося из ее слабого поля тяготения, есть просто частица примеси.

Есть две причины считать, что гелий и более тяжелые элементы имеют разное происхождение; обе они согла­

Об и л ие гелия

Кнастоящему времени развито три метода оценки отношения Не/Н для различных астрономических объек­ тов.

1.Спектроскопический метод, который заключается в измерении силы линий гелия в спектрах интересующих объектов.

2.Метод космических лучей, который пригоден толь­ ко для Солнца; он состоит в измерении относительного обилия различных элементов, включая а-частицы, в сол­ нечных космических лучах.

путем подгонки наблюдаемых характеристик к предска­ заниям теории внутреннего строения звезд. Рассмотрим каждый из этих методов по очереди.

внеатмосферным наблюдениям в ультрафиолете сильно мешает поглощение, вызванное межзвездным водородом. Чтобы существовали сильные линии в видимой области, гелий должен быть высоко возбужден, т. е. должен на­ ходиться в поверхностных слоях очень горячей звезды. Согласно нашим представлениям о звездной эволюции, это означает, что звезда должна быть либо очень моло­ дой, либо сильно проэволюционировавшей. Ни в одном из этих случаев нет гарантии, что мы имеем дело с первоначальным содержанием гелия в Галактике, не

у*

196 ГЛАВА 11

искаженным последующими ядерными процессами в звездах.

Линии гелия наблюдаются в различных типах объек­ тов: звездах спектральных классов О и В главной после­ довательности, сильно проэволюционировавших звездах

класса В, газовых и планетарных туманностях. Д о не­ давнего времени эти наблюдения указывали, что мини­ мальное обилие гелия везде, где его вообще можно на­ блюдать, составляет примерно один атом на каждые 11 атомов водорода. Поскольку, как мы увидим, такое количество слишком велико, чтобы его могли произвести звезды Галактики, есть искушение предположить, что минимальное отношение, Vu . представляет относитель­

наблюдателей сообщили, что существуют звезды с по­

сделано много попыток объяснить эти наблюдения осо­ быми условиями на поверхности таких звезд, однако эти попытки вызывают собственные трудности, и предмет находится сейчас в состоянии полной неясности. Мы предпочитаем избежать здесь рассмотрения данного во­ проса, поскольку оно затронуло бы сложные детали по­ ведения звездных атмосфер, увело бы нас из области

держании гелия могут быть ошибочны; поэтому в на­ дежде, что будет найдено некое адекватное решение, мы снова возвратимся к предварительной гипотезе, что ми­ нимальное отношение близко к '/и-

звездой) слишком слабы, чтобы использовать их для определения обилия. Вместо этого мы можем использо­ вать тот факт, что после сильной солнечной вспышки не­ которое время спустя сгусток космических лучей низкой

энергии (которые, как известно, имеют солнечное проис­ хождение) достигает Земли. Обилие а-частнц по отно­ шению к обычным изотопам углерода, азота и кислорода в этих космических лучах, вероятно, отражает их отно­

поэтому, вероятно, одинаковым образом ускорялись. На­

несколько меньше, согласно последнему определению,

звезд в настоящее время настолько развиты, что мы мо­ жем многое узнать о химическом составе звезды по ее светимости и температуре. В частности, если мы знаем содержание в ней тяжелых элементов (его часто легко можно оценить по спектру), то можно вывести отсюда содержание гелия. Преимущество этого метода состоит в том, что содержание гелия относится в этом случае ко всей массе звезды, а не только к поверхностным слоям, в которых возникают спектральные линии. Определенное таким образом обилие гелия на Солнце находится в хо­ рошем согласии со значением, полученным методом кос­ мических лучей.

Метод, основанный на теории внутреннего строения звезд, является особенно мощным, если исследовать не одиночные звезды, а звезды скоплений, которые, ве­ роятно, одного возраста и имеют четко выраженную главную последовательность. Однако этот метод не прост, поскольку д а ж е определение светимости и темпе­ ратуры поверхности связано с трудностями. Фактически все полученные до сих пор результаты согласуются с большинством спектроскопических определений, которые никогда не дают обилие гелия меньше '/и (даже для не­ которых аномальных спектроскопически звезд) . К .сожа­ лению, звездные скопления образовались довольно .не­ давно из межзвездного вещества и поэтому ничего.нельзя сказать непосредственно о первоначальном содержании гелия в Галактике.

198 ГЛАВА 11

В последнее время развито два варианта этого мето­ да. Один касается пути эволюции старых звезд от глав­ ной последовательности, когда использовано все горючее (водород). Фолкнер и И бен изучили этот вопрос и сно­ ва нашли, что наблюдения можно объяснить, только если

ному возникновению пульсаций, и если отношение Не/Н не равно примерно Ѵіь то расчетная кривая блеска очень сильно отличается от наблюдаемой.

из каких-либо иных соображений выбрать модель с содержанием гелия значительно меньше Ѵц. Таким об­ разом, мы снова, хотя все еще и предварительно, пришли к выводу, что необходимо найти объяснение современно­ му значению отношения Не/Н по крайней мере для на­ шей Галактики .

в звездах Галактики за время ее существования, т. е.

рые сравнительно недавно образовались из межзвездно­ го вещества. Нельзя ли объяснить все наблюдаемые оби­ лия процессами такого типа?

Ответ, видимо, будет отрицательный. Светимость Га­ лактики приблизительно 104 4 эрг/с и если она была по­ стоянной на протяжении 101 0 лет, то за это время выде­ лилось бы всего 3 - Ю 6 1 эрг. При самом благоприятном предположении, что вся эта энергия выделяется в ре­ зультате превращения водорода в гелий, должно было