В настоящее время возможно сконструировать модель звезды с помощью компьютера, а затем теоретически изучить процесс ее развития. ЭВМ печатает на больших листах бумаги значения температуры, плотности, давления газа и интенсивности потока энергии для различных слоев звезды. Информация на таких распечатках описывает строение звезд в определенный момент времени. При этом мы можем сказать, что вычислительная машина рассчитала для нас модель строения звезды.
Модель «молодого» Солнца
Представим себе, что у нас есть достаточно большая вычислительная машина и программа, которая моделирует внутреннее строение звезды. Мы хотим с их помощью построить модель звезды. Прежде всего необходимо задать химический состав звездного вещества. Выберем для начала смесь химических элементов, состав которой характерен для Солнца и большинства других звезд. Предположим, таким образом, что килограмм звездного вещества содержит около 700 граммов водорода и 270 граммов гелия. В остальных 30 граммах содержатся более тяжелые элементы, прежде всего углерод и кислород. Затем вычислительная машина должна будет определить свойства звездного вещества данного состава, и прежде всего его прозрачность. Теперь нужно определить еще количество вещества, которое содержится в нашей модельной звезде. Пусть масса этой звезды будет близка к массе Солнца. Тогда машина рассчитает параметры модели звезды с помощью заложенных в программу законов природы и известных свойств звездного вещества. В настоящее время вычислительные машины работают так быстро, что решение подобной задачи занимает меньше минуты. Модель звезды, в которую мы заложили данные для Солнца, получается немного меньше нашего Солнца: ее диаметр составляет около 92 % диаметра Солнца, она излучает несколько меньше энергии, чем мы ожидали. Ее светимость составляет лишь 75 % светимости настоящего Солнца. Температура поверхности близка к 5620 градусам, что на 180 градусов ниже реальной температуры солнечной поверхности. Однако мы не будем вначале обращать внимания на эти небольшие различия и рассмотрим более подробно звезду, которая получилась в нашей модели. Эта звезда лежит на диаграмме Г-Р на главной последовательности, немного ниже настоящего Солнца.
На рис. 4.2, а показано внутреннее строение Солнца, полученное в нашей модели. [9] В подписи к рисунку подробно объясняются обозначения. С этими обозначениями мы еще не раз встретимся в нашей книге.
Рис. 4.2. Внутреннее строение звезд разной массы, полученное с помощью компьютерной модели. Масса выражается в единицах массы Солнца М. Звезды в левой части рисунка (а, б, г) показаны в одинаковом масштабе. В этом же масштабе изображена и звезда на рис. в. Чтобы лучше показать внутреннее строение звезд, на рис. а и г изображения увеличены еще в 10 раз. На рис. б в 10 раз увеличена только внутренняя область, показанная на левом рисунке белым цветом. На трех плоскостях, образующих вырез, показан химический состав (внизу), выделение энергии (слева вверху) и характер переноса энергии (справа вверху). Точками на нижней плоскости показаны области с исходным химическим составом. Все изображенные на рисунке звезды образованы из исходной богатой водородом газовой смеси. Светлые области на левой верхней плоскости разреза показывают, где происходит выделение энергии за счет ядерной реакции. Волнистыми стрелками в правом верхнем секторе каждого рисунка обозначены области, где происходит перенос энергии с помощью излучения. «Облака» изображают области, где происходит конвективный перенос энергии из внутренних областей звезды к поверхности.
В центре звезды плотность вещества в нашей модели составляет около 100 граммов на один кубический сантиметр. Эта величина примерно в 13 раз выше плотности железа. Давление составляет 130 миллиардов атмосфер. Температура центральной области близка к 10 миллионам градусов. При этой температуре протекают ядерные реакции. Ядерная энергия выделяется в результате реакций протон-протонной цепочки! Таким образом, мы получили звезду, светимость которой объясняется превращением водорода в гелий! Энергия из внутренних областей звезды переносится наружу с помощью излучения. Однако во внешних слоях этот механизм переноса энергии работает недостаточно эффективно. Там энергия передается к поверхности с помощью конвекции. Массы газа поднимаются вверх и вновь опускаются вниз, точно как на поверхности Солнца, где эти потоки образуют так называемую грануляцию.
9
В этой книге я использую расчетные данные, полученные в диссертации Курта фон Сейнбуша, выполненной в Гёттингене в 1967 г., хотя аналогичные расчеты проводились как до, так и после этой работы. В следующей главе, где рассматривается история развития Солнца, также используются данные Сейнбуша.