Навигация
3. Звездные модели
Чтобы представить себе, как развивается звезда, надо было знать, как она устроена. Наблюдения за звездами могли дать радиус, массу, среднюю плотность звезды и температур на поверхности. Но как изменяются плотность и температура с глубиной по мере перехода от поверхности звезды к ее недрам? Ясно, что они должны расти, но по каким законам? И как переносится тепло внутри звезды: излучением или конвекцией? Эти вопросы тоже требовали ответа. И ученые давно уже пытались найти этот ответ.
Пока в 1862 году Анджело Секки прилаживал свой спектроскоп к телескопу Ватиканской обсерватории, в Далекой Англии Уильям Томсон (Кельвин), изучая термодинамику земной атмосферы, ввел понятие конвективного равновесия. Это был первый краеугольный камень, заложенный в теорию внутреннего строения звезд.
"Всякую сплошную среду, — писал Кельвин, подверженную влиянию гравитации, будем называть находящейся в конвективном равновесии, если плотность и температура распределены по всей среде таким образом, что поверхности равной плотности и равной температуры остаются неизменными" в случае действия на среду малых возмущений.
Сущность конвективного равновесия, поясняет далее Кельвин, состоит в следующем. Выделим в газовой среде какой-нибудь малый объем и изолируем его от теплообмена с окружающей средой. Если наш объем, расширяясь или сжимаясь, достигнет плотности среды, какую она имеет в некоторой другой точке, то и температура его будет равна температуре среды в этой точке.
Выводя уравнение адиабатического и политропического равновесия, Кельвин еще не предполагал, что его можно применить для изучения внутреннего строения Солнца и звезд. Это сделал спустя восемь лет американский физик Гомер Лейн.
Сначала Лейн интересовался лишь температурой поверхности Солнца, которая тогда еще не была известна. Как определить ее, зная количество лучистой энергии, испускаемой с единицы поверхности Солнца? Лейн вынужден был использовать данные экспериментов по излучению энергии нагретыми поверхностями и проэкстраполировать их в сторону больших энергий излучения.
Следующей задачей, которую поставил и решил Лейн, было определение плотности солнечного вещества у поверхности. Для этого он должен был рассмотреть равновесие Солнца как целого. Вот тут и пригодились условия конвективного равновесия, введенные Кельвином. Распределение температуры с расстоянием от центра Солнца выразилось довольно сложным дифференциальным уравнением.
Итак, распределение температуры Солнца с глубиной было построено. После этого не составляло труда, используя политропические соотношения, найти распределение плотности и давления.
Лейн стал не только первым исследователем физических условий в атмосфере Солнца, но и первым исследователем звездных недр, хотя сперва эта проблема его не интересовала. С именем Лейна связана одна очень важная теорема. Она позволяет от значений функции Лейна — Эмдена для данного относительного расстояния от центра газового шара перейти к значению этой функции для любого другого расстояния. Это — очень удобный закон подобия для распределения температуры, плотности и давления в звездах. Если звезда (или вообще газовый шар) расширяется или сжимается так, что все ее части изменяют свои размеры в одном и том же отношении (такое расширение — сжатие называется однородным), то, согласно теореме Лейна, температура, плотность и давление в каждой точке изменяются обратно пропорционально первой, третьей и четвертой степени этого отношения соответственно. Таким образом, теорема Лейна позволяла рассчитать изменение состояния звезды при ее расширении или сжатии.
Между тем в конце 70-х годов проблемой равновесия звезд заинтересовался немецкий физик А. Риттер. За шесть лет (1878 - 1883) он опубликовал в одном и том же журнале 18 коротких сообщений, в которых, совершенно независимо от Лейна (с работами которого он не был знаком), он выводил закон Лейна и вычислял функцию Лейна — Эмдева для различных значений показателя политропы. Но Риттер пошел дальше и вывел уравнения для внутренней и потенциальной энергии звезды, впервые рассмотрел вопрос о пульсациях газового шара и доказал, что период этих пульсаций обратно пропорционален квадратному корню из плотности звезды.
Работа еще одного известного астрофизика Карла Шварцшильда, опубликованная в 1906г., сыграла важную роль в разработке теории лучистого переноса энергии, теории строения звездных атмосфер и, теории внутреннего строения звезд. Вещество звезды могло находиться либо в лучистом, либо в конвективном равновесии. Условие лучистого равновесия заключается в том, что количество энергии излучения, поглощаемой объемом, равно количеству энергии, испускаемой им. Если это условие выполняется в данной зоне звезды, можно утверждать, что эта зона находится в состоянии лучистого равновесия.
Прежде всего, надо ясно представить себе, что в нагретом до нескольких тысяч градусов газе лучистый перенос тепла будет обязательно, а конвекция может возникнуть лишь при определенных условиях. Такие условия наступят, если градиент температуры (скорость ее изменения с высотой) окажется больше, чем при адиабатическом равновесии.
В этом случае нагретый объем газа, поднимаясь вверх, не успевает охладиться до температуры внешней среды и стремится подняться еще выше. Возникшие вертикальные токи газа не затухают, а, наоборот, непрерывно поддерживаются. Градиент температуры в ходе конвекции несколько снижается, но остается чуть выше адиабатического.
Немецкий астрофизик А. Унзольд в 1930г. отметил, что ионизация водорода уже на небольших глубинах (где температура достигает 10 000°) порождает мощную конвекцию. Действительно, с подъемом некоторого объема газа, содержащего ионизованный водород, в нем начинается рекомбинация ионов водорода с электронами — процесс, сопровождающийся выделением тепла. Это тепло задерживает охлаждение газа до температуры внешней среды, и объем будет продолжать подниматься. В опускающемся объеме, наоборот, начнется ионизация водорода, требующая затраты тепла, объем не сможет разогреться до "наружной" температуры и будет продолжать опускаться.
В 1935г. другой немецкий астрофизик, Л. Бирман применив к анализу конвекции в звездных недрах метод, - развитый гидродинамиком Прандтлем, показал, что глубина Конвективной зоны может быть гораздо больше, чем принимал Унзольд, и измеряться десятками тысяч километров. Тремя годами ранее Бирман установил, что в звезде с сильной концентрацией источников энергии к центру должно образоваться конвективное ядро, потому что один лучистый перенос не будет успевать "откачивать" энергию‚ вырабатываемую в этом ядре чересчур мощными источниками. На основе идей Бирмана англичанин Т. Каулинг разработал ставшую хорошо известной модель звезды с конвективным ядром и оболочкой, находящейся в лучистом равновесии.
Источники звездной энергии были все еще неизвестны, но их мощность и распредёление по глубине использовались астрофизиками для расчета моделей звезд. Таково было положение на этом участке общего фронта наступления на проблему.
Похожие работы
... , где притяжение Юпитера препятствовало формированию крупной планеты. Основная идея современной планетной космогонии – это то, что планеты и их спутники образовались из холодных твердых тел и частиц. Строение, происхождение и эволюция Вселенной с точки зрения современной науки. Вселенная бесконечна во времени и пространстве. Каждая частичка вселенной имеет свое начало и конец, как во времени, ...
... был «развить плодотворные выводы» на чисто механической основе, отрицая равно и начальный божественный толчок, допускавшийся Ньютоном. Существенный вклад в формирование современной нам астрономической картины мира внес в средние XVIII века первый русский ученый-энциклопедист Михаил Васильевич Ломоносов(1711-1765).Значение вклада Ломоносова в развитии естествознания состояло прежде всего в ...
... в недрах темных облаков, так что этот процесс практически недоступен прямому наблюдению. Астрофизики пытаются исследовать его теоретически, с помощью компьютерного моделирования. Превращение фрагмента облака в звезду сопровождается гигантским изменением физических условий: температура вещества возрастает примерно в 10 в 6 степени раз, а плотность - в 10 в 20 степени раз. Колоссальные изменения ...
... в телескоп визуально, но большая часть их излучения сосредоточена в далекой инфракрасной области спектра, начиная с 9500 ангстрем (А). Они несколько похожи по спектру на очень красные звезды, но представляют собой какой-то новый класс объектов с очень низкой температурой: 1000° и, может быть, даже 700°. Это приближает нас к допущению существования совсем темных звезд, но число их должно быть очень ...
0 комментариев