ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 10.04.2024
Просмотров: 136
Скачиваний: 0
П Р О Б Л Е МА ГЕЛИЯ |
199 |
бы образоваться около Ю 4 3 г гелия (энергия связи ядра гелия примерно 2 , 5 - Ю - 5 эрг) . Однако полная масса Га лактики 4-104 '1 г, и поэтому соответствующее отношение Не/Н было бы равно всего лишь 'До по массе, или Ѵіео по числу атомов, — более чем в 10 раз ниже наблюдае мого отношения, равного Ѵи (по числу атомов) .
Этот аргумент сильно зависит от предположения, что светимость Галактики в прошлом была не больше, чем в настоящее время. Однако некоторые астрономы пред положили, что, когда Галактика была молодой, шел бур ный процесс звездообразования и что звезды были до статочно массивны, чтобы быстро проэволюционировать, произведя при этом требуемое количество гелия. При подробном изучении это предположение встречается с серьезными трудностями. Главная проблема: каким об разом гелий переносится в межзвездное пространство до того, как ядерные реакции синтеза в массивных звездах превратят его в более тяжелые элементы? Детальные, расчеты надежно показывают, что гелий практически должен выгореть до того, как он будет выброшен из звезды.
В этих расчетах сделано допущение, что водород не поступает непрерывно в центральные области звезды из внешних слоев путем конвекции. Отсутствие конвекции общепринято как хорошо обоснованное, однако Л е д у поставил его под сомнение и показал, что будет иметь место значительное образование гелия, если звезды остаются хорошо перемешанными. Тем не менее в на стоящее время представляется, что перемешивание было для этих целей недостаточным.
Более вероятно, что конвекция могла происходить в сверхмассивных звездах 1 0 4 М о , а не в звездах с массой порядка солнечной, которые рассматривались нами до сих пор. Если такие сверхмассивные звезды образовались на ранних стадиях существования Галактики, то они могли бы произвести необходимое количество гелия и распасться к настоящему времени. Это остается серьез
ной |
возможностью, однако |
трудно оценить, насколько |
она |
вероятна. М ы пока так |
мало понимаем процессы об |
разования ныне существующих звезд, что о формирова нии звезд других типов пока не можем сказать ничего
200 ГЛАВА 11
определенного. Во всяком случае, в последние годы астрономы осознали, насколько мало они разбираются в том, какие макроскопические формы может принимать материя. Радногалактикп, квазары, рентгеновские источ ники, инфракрасные звезды и пульсары настолько экзо тичны, что невозможно было предсказать их существо вание до того, как они были открыты. Пройдет еще мно го времени, прежде чем мы как следует разберемся в образовании сверхмассивных звезд.
З а к л ю ч е н ие
Заканчивая эту главу столь неопределенным замеча нием, мы чувствует себя обязанными попытаться подве сти итог этим запутанным рассуждениям . Читатель за метит, что, как это ясно из тех или иных наблюдений, представляющих космологический интерес, измерения обилия гелия и их интерпретация вводят нас в область предельно запутанных и малопонятных астрофизических процессов. Все доводы существенным образом зависят от определенных деталей внутреннего строения звезд, их
эволюции, от атмосфер |
и д а ж е |
от их происхождения, и |
в то ж е время ни одна |
из этих |
деталей твердо не уста |
новлена. Такая ситуация типична для астрофизики. При
ходится прокладывать путь через лабиринт |
сомнитель |
||||||
ных построений, но каждый новый результат |
нарушает |
||||||
достигнутое на некоторое |
время неустойчивое равнове |
||||||
сие. По счастливой случайности один новый |
результат |
||||||
изменил |
баланс |
в |
пользу |
минимального |
отношения |
||
Не/Н |
= |
' / п . а т а к ж е |
космологического происхождения |
||||
этого |
обилия. Это — открытие |
космического реликтового |
|||||
излучения. Чтобы |
осознать |
значение этого открытия, мы |
д о л ж н ы сначала рассмотреть процессы, которые могли происходить на ранних плотных стадиях развития Все ленной. Этот вопрос мы рассмотрим в следующей главе.
Г Л А В А 12
Г О Р Я Ч А Я В С Е Л Е Н Н А Я
Введение
Мысль о том, что на ранних плотных стадиях Все ленная была достаточно горячей, чтобы в ней могли идти термоядерные реакции, впервые была высказана Гамовым в 1946 г. Он рассчитывал, что можно будет объяс нить наблюдаемое обилие гелия и, возможно, всех дру гих элементов. Такая концепция стала называться тео рией а — ß — у (после статьи Альфера, Бете и самого Гамова), или теорией «горячей Вселенной». В настоящее время почти с определенностью можно сказать, что эта
теория |
не |
объясняет |
существования |
элементов |
тяжелее |
|||
гелия |
(за |
исключением, быть может, лития-7), однако |
||||||
она |
может |
объяснить |
обилие |
гелия |
(1 |
атом |
гелия на |
|
12 |
атомов |
водорода), |
которое |
требуется |
для объяснения |
большинства наблюдений. Таким образом, поведение Вселенной в первые несколько минут ее жизни могло оставить след на все времена.
П о ж а л у й , наиболее поразительной особенностью яв ляется то, что тепло, которое необходимо для поддержа ния реакции синтеза гелия, т а к ж е может оставить свой собственный неизгладимый след во Вселенной в форме универсального поля излучения низкой, но не нулевой интенсивности. По причине, которую мы объясним поз же, чем ниже современная интенсивность этого поля из лучения (и, следовательно, чем труднее его обнару жить), тем выше обилие гелия. Таким образом, если скептически настроенный физик выгонит космологию в дверь, она снова войдет в окно.
Универсальное поле излучения обнаружено почти до стоверно, и его спектр и интенсивность очень хорошо согласуются с предсказанными теорией горячей Вселен ной (гл. 13). Мы должны поэтому принять эту теорию всерьез. Чтобы понять ее, необходимо рассмотреть
202 ГЛАВА 12
поведение поля излучения в расширяющейся Вселенной. Постановка этого вопроса приводит к идее о Вселенной, в которой доминирует излучение. Свойства такой Вселен ной мы рассмотрим в этой главе, а изучение протекаю
щих в |
ней ядерных |
реакций отложим до следующей |
главы. |
В частности, |
мы увидим, что излучение быстро |
достигает состояния термодинамического равновесия, и
его |
можно охарактеризовать |
просто |
температурой. |
В |
ходе расширения Вселенной |
эта температура умень |
шается. Термодинамические свойства такого «чернотельного» излучения играют существенную роль в рассмот рении. Читателю, не знакомому с этими свойствами, можно только порекомендовать принять на веру справед ливость приводимых ниже уравнений.
Излучение |
в р а с ш и р я ю щ е й с я |
Вселенной |
Сравним поведение вещества и излучения в расши |
||
ряющейся |
Вселенной. Плотность |
частиц вещества рв е щ, |
а следовательно, плотность энергии покоя вещества Р в е щ С 2 уменьшаются при расширении Вселенной пропор ционально увеличению элементарного объема (мы здесь принимаем, что вещество сохраняется) . Пользуясь по
нятием масштабного фактора |
R(t) |
(гл. 8), это можно |
записать в виде |
|
|
Р в е щ С 2 °<- |
щ • |
(1) |
Теперь предположим, что Вселенная заполнена одно родным и изотропным излучением. Это излучение, конеч но, движется относительно вещества со скоростью света, и с этим движением связано красное смещение, которое уменьшает энергию излучения еще в \jR(t) раз (стр. 160). Здесь полезно использовать представления о фотонах.
Число фотонов |
в |
единице объема уменьшается по |
тому |
||
ж е закону, |
что |
и |
число частиц вещества [ос \/R3(t)], |
но |
|
в то |
время |
как |
энергия покоя частицы остается постоян |
||
ной, |
энергия каждого фотона уменьшается в \/R(t) |
раз. |
|||
Следовательно, |
для плотности энергии излучения |
имеем |
а |
| _ |