Мир астрономии

Все мы знаем, что, прежде чем выйти из корабля в открытый космос, космонавту нужно пройти шлюзовую камеру. Это необходимо для предотвращения разгерметизации корабля. Если нарушена герметизация, в кабине корабля установится космический вакуум. Ведь давление газа в окружающем космическом пространстве ничтожно, а внутри корабля велико. Вот газ и стремится выйти наружу. То же происходит, когда разгерметизируется кабина самолета. К счастью, это бывает редко. Но когда все же случается, жизни пассажиров угрожает опасность, так как они сразу вынуждены дышать воздухом на высоте большей, чем Эверест.

Так в чем секрет? Почему наш огромный раскаленный газовый шар не рассеялся в космическом пространстве? Ведь газ в недрах Солнца находится под чудовищным давлением, а вне Солнца — пустота, глубокий вакуум. Однако благодаря своей огромной массе Солнце сжато силами гравитации, и именно эти силы препятствуют тепловому разлету его вещества в космос.

В наружных слоях Солнца тепловая скорость частиц газа порядка 10 километров в секунду. И не будь гравитации, уже за 10 дней радиус Солнца увеличился бы в 10 раз.

И как на Земле каждый человек чувствует свой вес, так и на Солнце каждая частичка «знает», что ей никогда не вырваться из гравитационного плена нашей звезды. Вот причина равновесия Солнца. Высокие температуры газа препятствуют силам гравитации совершить катастрофу и заставить сжаться наше Солнце, а гравитация, со своей стороны, «дисциплинирует» Солнце, заставляя его находиться в определенных «рамках».

Кластер галактик в созвездии Тельца.

Условие равновесия можно выразить чрезвычайно просто. Газовое давление в центре звезды должно быть равно весу столба с поперечным сечением 1 см² и высотой, равной радиусу нашего газового шара. Если сделать соответствующие оценки, то окажется, что давление в центре Солнца будет порядка 10¹⁰ атмосфер! Столь большое давление может быть обеспечено достаточно высокой температурой. Здесь как раз, зная давление, мы можем использовать закон Клайперона и вычислить температуру:

T = Pμ/Aρ,

где P — давление, A — универсальная газовая постоянная, μ — молекулярный вес, ρ — плотность, а T — температура. Вводя некоторые простые допущения, путем несложных преобразований можно привести эту формулу к другому виду:

T = μFM/AR,

где M — масса звезды, R — ее радиус, a F — постоянная всемирного тяготения. Все здесь известно (по крайней мере для нашего Солнца), кроме μ — молекулярного веса. Как известно, молекулярный вес численно равен массе вещества, состоящей из числа частиц N (N = 6 · 10²³ — число Авогадро). Нам нужно найти молекулярный вес звездного вещества, состоящего из ядер атомов различных элементов и электронов. Оценки показывают, что он меняется от 0,5 до 1,3. У звезд середины главной последовательности, к которым, разумеется, относится и наше Солнце, μ = 0,6.

Теперь мы можем записать крайне простое соотношение для температуры центральной части звезды: T_с = 14(M/M)(R/R) миллионов градусов.

Здесь M и R — масса и радиус любой звезды, M, R — масса и радиус Солнца. Ясно, что температура Солнца равна по этой формуле 14 миллионам градусов. Таким образом, довольно сложная задача определения температуры в центре звезд решена очень просто.

Мы использовали сейчас лишь два хорошо известных физических закона: закон всемирного тяготения и газового состояния. Посмотрим теперь, каким образом тепловая энергия переходит из очень горячих, центральных частей звезды к более холодной поверхности, откуда она уходит в пространство. Насколько это важно для понимания строения звезды?

Вопрос этот имеет принципиальное значение. Ведь светимость звезды — один из главных ее параметров — и есть поток энергии, достигший поверхности и уходящий потом в пространство. Этот поток во многом определяет структуру всей звезды.

Различные формы переноса тепла хорошо известны в повседневной жизни. Холодная металлическая ложка, опущенная в стакан с горячим чаем, быстро нагревается. Это перенос тепла посредством теплопроводности тела. В металле есть свободные электроны, которые переносят тепловую энергию. Этот вид переноса существен для белых карликов и не имеет практически никакого значения для обычных звезд. Конвекция, о которой мы уже говорили, также одна из возможных форм переноса. Наконец, существует наиболее важная (для нас) форма «лучистый перенос» — перенос тепла излучением.