Рудольф Киппенхан - Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд

• Название: Рудольф Киппенхан 100 миллиардов солнц: Рождение, жизнь и смерть звезд
• Автор: Рудольф Киппенхан
• Издательство: Мир
• Жанр: Прочая научная литература
• Год: 1990
• ISBN: 5-03-001195-1 (русск) 3-492-10343-X (нем)

Книга астронома из ФРГ посвящена изложению современных взглядов на свойства, строение, происхождение и эволюцию звезд. Не применяя математики и сложной терминологии, автор просто и наглядно объясняет все основные результаты теории звезд, начиная с ее классических разделов и кончая самыми современными данными о пульсарах, рентгеновских звездах и черных дырах.

---

Преимущество измерений в радиодиапазоне состоит в том, что радиосигналы не искажаются поглощающими массами пыли. Лучшим примером такого участия на небе, где свечение межзвездного вещества возбуждается яркими массивными звездами, является опять же туманность Ориона (см. рис. 12.1). Есть ли здесь объекты, имеющие какое-либо отношение к процессам, рассчитанным Ларсоном? Львиную долю своего времени жизни протозвезда скрыта под пылевой оболочкой, которая медленно оседает на нее. Пыль поглощает излучение ядра; при этом она нагревается до нескольких сотен градусов и излучает в соответствии с этой температурой. Это тепловое излучение должно наблюдаться в ИК-диапазоне.

В 1967 г. Эрик Беклин и Джерри Нойгебауэр из Калифорнийского технологического института в Пасадене открыли в туманности Ориона инфракрасную звезду, светимость которой была примерно в 1000 раз выше светимости Солнца, а температура излучения составляла 700 градусов. Диаметр объекта составлял около 1000 диаметров Солнца. Именно так должна была бы выглядеть газопылевая оболочка протозвезды. В последнее время выяснилось, что в тех областях нашего Млечного Пути, где наиболее вероятно образование новых звезд, имеются компактные источники, излучающие не только в инфракрасном, но и в радиодиапазоне. В туманности Ориона боннский радиоастроном Петер Мецгер с коллегами обнаружил области высокой плотности водорода, откуда исходит особенно мощное радиоизлучение. В этих областях концентрация свободных электронов, отделенных от атомов водорода, в сотню раз выше, чем в окружающем пространстве. По сравнению с туманностью Ориона размеры излучающего объекта чрезвычайно малы: они оцениваются в 500000 диаметров Солнца, примерно вчетверо меньше, чем диаметр облака, падающего на ядро в модели Ларсона.

Кроме того, в туманности Ориона обнаружены объекты небольших размеров, откуда исходит молекулярное излучение, прежде всего излучение молекул воды. Молекулы излучают в радиодиапазоне, и это излучение может приниматься с помощью радиотелескопов. Оказывается, что пространственные размеры этих объектов составляют всего лишь 1000 диаметров Солнца. Вспомним, что у Ларсона исходный диаметр облака составлял несколько миллионов солнечных радиусов! Таким образом, молекулярное излучение должно, по-видимому, исходить от ядра протозвезды.

Конечно, следует быть осторожным в интерпретациях такого рода. С уверенностью можно лишь утверждать, что в туманности Ориона наблюдаются объекты, которые, ничем не выдавая себя в видимом свете, обладают весьма значительной концентрацией газа и пыли, что в точности соответствует облакам в модели Ларсона.

Есть, однако, и другие свидетельства в пользу того, что наблюдаемые источники ИК- и радиоизлучения действительно являются протозвездами. Недавно в нашем институте группа австрийского астронома Вернера Чарнутера повторила усовершенствованными методами расчеты модели Ларсона. Были рассчитаны, в частности, процессы, связанные с возникновением ИК-излучения. Совпадение с наблюдениями оказалось поразительным: все говорит о том, что мы действительно наблюдаем протозвезды, смоделированные на ЭВМ.

Коль скоро мы так вплотную приблизились к разгадке возникновения звезд, можно задать вопрос, удастся ли в рамках этой модели объяснить образование всех 100 миллиардов звезд нашей Галактики. На рис. 12.3 схематически представлена структура нашей звездной системы. Не все звезды лежат в одной плоскости: самые старые звезды распределены в почти сферической области пространства, которую называют гало. Звезды гало очень старые, как можно заключить из диаграммы Г — Р для имеющихся здесь шаровых скоплений. В сравнении с нашим Солнцем они по своему химическому составу беднее теми элементами, которые тяжелее гелия, часто больше чем в десять раз. Все молодые звезды находятся в плоскости Галактики и содержат в своем составе больше тяжелых элементов. Хотя и у них на элементы тяжелее гелия приходится лишь малый процент массы, они дают нам ключ к секрету возникновения нашей Галактики. Водород и гелий имелись здесь с начала мира — это, так сказать, богом данные элементы. Более тяжелые элементы должны были возникнуть позднее в недрах звезд и при взрывах сверхновых. Таким образом, химические различия между звездами галактического гало и звездами галактической плоскости связаны с ядерными реакциями, происходящими внутри звезд.

Рис. 12.3. Схема строения Млечного Пути. Большинство звезд находится в плоском диске (на рисунке мы смотрим на него сбоку). Стрелкой указано положение Солнца, светлая полоска посередине изображает поглощающие пылевые массы. Шаровые скопления (жирные точки) и очень старые звезды (мелкие точки) образуют гало Млечного Пути. Эти звезды существуют очень давно. Звезды, рождающиеся сегодня, находятся только в непосредственной близости к пылевым массам в центральной плоскости Галактики.

Можно считать, что сегодня уже выяснены основные закономерности строения нашей Галактики. Сейчас же нам придется вспомнить кое-какие сведения из школьного курса физики.

Момент импульса и коллапсирующие облака

Описание физического мира существенно упрощается с введением ряда «законов сохранения». В повседневной жизни мы то и дело пользуемся ими, порой не отдавая себе в этом отчета. Со школьной скамьи мы помним законы сохранения массы и энергии; с этими законами мы сталкиваемся каждый день. Менее очевиден, быть может, тот факт, что момент импульса (момент количества движения, кинетический момент) вращающегося тела, предоставленного самому себе, не может просто так исчезнуть. Однако наглядный пример действия этого закона сохранения всем хорошо знаком. Когда фигуристка делает пируэт на льду, она вначале вращается медленно, вытянув руки в стороны. Когда же она сгибает руки, вращение без всякого внешнего усилия ускоряется. Это происходит в силу закона сохранения момента импульса. То же самое, хотя и не столь завлекательное, наблюдается при вращении облака межзвездного газа. Пусть облако вначале делает один полный оборот за 10 миллионов лет. Когда оно сожмется до одной десятой своего первоначального диаметра, оно будет вращаться в сто раз быстрее, совершая полный оборот за сто тысяч лет. Когда облако еще уменьшится, оно будет вращаться еще быстрее. Грубо говоря, произведение числа оборотов облака за единицу времени на площадь его поверхности (которую приближенно можно считать сферической) в ходе коллапса остается постоянным. Таким образом, чем меньше облако, тем быстрее оно вращается.

При этом все значительнее становится центробежная сила, действующая вдоль экваториальной плоскости против силы тяжести. Коллапсирующее облако сплющивается. Это сказывается на образовании отдельных звезд; имеет это отношение и к образованию нашего Млечного Пути.

История Млечного Пути, восстановленная по следам

Мы не знаем, откуда оно взялось. Когда-то вещество, возникшее в начале мира и носящееся в пространстве, образовало облако в несколько миллиардов солнечных масс и стало уплотняться. Как и всякое вещество, этот газ, выделившийся из турбулентной массы, приобрел вращательное движение. Постепенно облако сжималось и становилось более плотным; в нем выделились отдельные области, превратившиеся в небольшие, самостоятельно уплотняющиеся газовые облака. Возникли первые звезды. Они состояли только из водорода и гелия, и в них происходило термоядерное горение водорода (реакция соединения двух протонов). Довольно скоро наиболее массивные звезды израсходовали свой запас водорода и взорвались, став сверхновыми. В результате этого межзвездный газ обогатился элементами тяжелее гелия. Это происходило повсюду, так как все галактическое облако имело еще шарообразную форму (рис. 12.4, а). Поэтому самые старые звезды и очень старые шаровые скопления находятся в галактическом гало. Звезды галактического гало возникли первыми, задолго до того как Млечный Путь принял форму диска, задолго до появления нашего Солнца. В них тяжелые элементы присутствуют в очень малых количествах: эти звезды возникли из вещества, которое было еще мало обогащено атомами, образовавшимися в результате ядерных реакций в других звездах.

Рис. 12.4. Схема образования Млечного Пути. Примерно 10 миллиардов лет назад из первичной материи образовалось облако, которое стало уплотняться благодаря собственной гравитации. С увеличением плотности образовались первые звезды (точки) и шаровые скопления (жирные точки) (а). Они и сегодня заполняют сферическую область, в которой они возникли, и движутся относительно центра по траекториям, показанным красными стрелками (б). Массивные звезды быстро прошли весь свой путь развития и отдали обратно в межзвездный газ вещество, обогащенное тяжелыми элементами. Стали образовываться звезды, уже богатые тяжелыми элементами. Благодаря вращению уплотненный газ образовал диск. Здесь и по сей день возникают звезды (в). Эта схема объясняет пространственную структуру нашей Галактики и химические различия между периферийными звездами и звездами в центре.