Новости    Библиотека    Энциклопедия    Биографии    Ссылки    Карта сайта    О сайте


предыдущая главасодержаниеследующая глава

Глава пятнадцатая. Сколько лет Солнцу и звездам

"Звезды светят; этот самый простой 
наблюдательный факт немедленно 
приводит к заключению, что они должны эволюционировать".

Р. Л. Сирс, Р. Р. Браунли

Постановка задача

Можно ли определить возраст Солнца и других звезд? В состоянии ли мы узнать, старше Солнце, чем Земля, моложе ее или является ее сверстником? Всегда ли были Солнце и звезды такими же, как сейчас, всегда ли будут такими же? Были ли они горячее, станут ли холоднее? Меняются ли Солнце и звезды с течением времени? Развиваются ли они или всегда остаются неизменными?

Сколь долго излучают Солнце и другие звезды? Сколь долго они еще будут излучать?

Для ответа на все эти вопросы был использован энергетический подход. Очевидно, что если подсчитать запас энергии в Солнце и измерить скорость, с которой оно расходует энергию, то можно определить длительность его существования. Если определить, какую часть своего запаса энергии Солнце уже израсходовало, то можно сказать, сколь долго оно уже существует и сколько времени ему существовать осталось.

Сформулированную проблему можно уподобить такой задаче: в начальный момент в печке имеется А кг угля, который сгорает со скоростью v кг/час. Если в настоящий момент в печи осталось угля В кг, то сколько времени печь уже горит и сколько времени будет еще гореть? Легко видеть, что задача с печью не сложная.

Увы, в отношении Солнца и звезд решение оказывается далеко не столь простым. Во-первых, нужно определить начальные и современные запасы энергии Солнца и звезд. Во-вторых, найти соответствующие скорости расхода энергии. Кроме того, нужно учесть, что в звездах есть несколько различных источников энергии. В зависимости от начальной массы и начального состава звезд в них протекают различные процессы и с разной скоростью. Наконец, масса, состав и состояние звезд по мере их старения все время меняются. При этом изменяются протекающие в них процессы и скорость, с которой они расходуют энергию.

Таким образом, для того, чтобы ответить на поставленные в начале этой главы вопросы, нужно не только измерить ряд параметров небесных тел, но и понять, как I происходит эволюция звезд. В настоящее время в решении этих вопросов достигнуты значительные успехи.

Как велика энергия Солнца и звезд

Какими средствами мы располагаем для исследования Солнца и звезд?

Солнце посылает нам тепло и свет или, выражаясь в научном отношении более строго, излучение различных видов, в том числе гамма-лучи, рентгеновское излучение, видимый свет, радиоволны, а также нейтроны и нейтрино. Все заключения о строении Солнца, его возрасте, прошлом, настоящем и будущем нужно суметь сделать, исследуя это излучение.

Еще труднее определить возраст других звезд. Не вооруженный человеческий глаз видит на небе лишь несколько тысяч самых ярких из них. Мощный современный телескоп в соединении с чувствительной фотографической пластинкой увеличивает число доступных наблюдению звезд до миллионов. Ничтожное количество электромагнитного излучения-вот все, что доходит к нам от звезд.

Достаточно ли этого для суждения об их свойствах, в строении и возрасте? После того как были придуманы соответствующие методы исследования, оказалось возможным сказать: да, достаточно.

Самая близкая к нам звезда - это наше Солнце. "Энергия Солнца проявляется во всем, что нас окружает. Жизнь и развитие растений тесно связаны с деятельностью Солнца. "Человек вправе величать себя сыном Солнца", - писал К. А. Тимирязев. "Пища только потому и является источником силы в нашем организме,- добавляет он,- что она не что иное, как консерв солнечных лучей".

В отдельных местах земного шара и поныне сохранились исполинские деревья... Ширина одного из них такова, что 30 человек должны взяться за руки, чтобы суметь охватить его у основания. Как известно, возраст дерева можно определить, подсчитав число колец на его срезе. Возраст одного из таких гигантов, недавно поваленного бурей, согласно подсчету числа колец на его срезе оказался равным нескольким тысячам лет. Каждое одиннадцатое кольцо этого дерева имеет несколько иную ширину, что соответствует одиннадцатилетней периодичности пятен на Солнце. Кроме того, и это особенно интересно, на этом срезе можно видеть, что в продолжение тысячелетий кольца получались примерно одинаковые. Значит, за это время Солнце не изменилось и посылает на Землю одинаковое количество тепла и света.

Исследование развития жизни на Земле показывает, что уже около 2-3 миллионов лет на ней живет человек, а органическая жизнь насчитывает около одного миллиарда лет. Между тем органическая жизнь, связанная oс существованием сложных многоатомных молекулярных соединений, возможна только при определенных температурных условиях. Значит, уже по крайней мере миллиард лет Солнце излучает тепла и света приблизительно столько же, как и сейчас. Что касается имевших место на Земле периодов оледенения, то, по мнению ряда ученых, они объясняются не изменением интенсивности солнечного излучения, а изменением наклона земной оси или прохождением солнечной системы через холодную туманность.

Земля перехватывает лишь около миллиардной части колоссального количества тепла и света, испускаемого солнечной поверхностью во все стороны, и эта часть обусловливает возможность жизни на Земле. Если расценить попадающую на Землю энергию Солнца всего по одной копейке за киловатт-час, то окажется, что Земля получает ее ежесекундно на полмиллиарда рублей. Есть звезды, излучающие в тысячи раз больше энергии, чем наше Солнце. К нам от них доходит так мало энергии лишь потому, что они расположены от нас очень далеко.

Откуда берется энергия Солнца и звезд

Откуда же берется эта колоссальная энергия Солнца, способного расходовать ее в течение огромного времени столь расточительно? Может быть, Солнце горит?

Если бы Солнце состояло из самого лучшего донецкого угля и получало бы для горения в достаточном количестве кислород, то оно при таком расходовании энергии сгорело бы за несколько тысяч лет. Недостаточного для горения количества кислорода Солнцу взять неоткуда, да и к тому же Солнце слишком горячо для того, чтобы оно могло гореть. Горение есть химическая реакция соединения с кислородом, а при таких высоких температурах, которые имеют место на Солнце, не может быть химических соединений.

Такое огромное расходование энергии Солнцем уже давно обратило на себя внимание ученых. Первыми были предложены методы определения возраста Солнца, основанные на подсчете его энергетических ресурсов.

По предположениям Кельвина, первоначальный запас тепловой энергии Солнца был в 10-100 миллионов раз больше, чем то количество тепла, которое оно расходует ежегодно в настоящее время. Отсюда наибольший возраст Солнца получается равным 100-500 миллионам лет. Нужно отметить, что весь этот расчет имеет довольно приблизительный характер, а полученная величина по сравнению с современными данными дает значительно заниженное значение возраста Солнца.

По метеоритной гипотезе энергия Солнца поддерживается за счет падения на его поверхность метеоритов, энергия движения которых при ударе переходит в тепло. По расчету достаточное для этого количество метеоритов оказывается таким большим, что вследствие их падения масса Солнца должна была бы заметно увеличиться. Между тем на самом деле этого не наблюдается. Кроме того, если бы энергия Солнца черпалась за счет ударов метеоритов, то поверхность Солнца была бы горячее ?внутренних его частей. Это привело бы к бурному испарению вещества Солнца в пространство, разрушению Солнца, что также не соответствует действительности. Таким образом, метеоритная гипотеза поддержания энергии Солнца оказывается несостоятельной.

Вследствие действия сил притяжения происходит постепенное сжатие Солнца, а при сжатии тела, как известно, нагреваются. Гельмгольцем была высказана так называемая контракционная гипотеза, согласно которой энергия Солнца обязана его сжатию. Однако расчеты показали, что если бы Солнце некогда было бесконечно большим, а затем сжалось до современных размеров, то и в этом случае энергии от его сжатия могло бы хватить для поддержания его энергетического расхода всего лишь на 20 миллионов лет. Этот возраст для Солнца ничтожно мал. Таким образом, очевидно, что одного сжатия для поддержания энергии Солнца недостаточно.

При естественном радиоактивном распаде различных веществ, например урана или радия, выделяется весьма значительная энергия. Один грамм радия за время его превращения в свинец излучает энергию, способную поднять 1 тонну на высоту 685 км. Некоторые ученые предлагали для объяснения источника энергии Солнца использовать естественный радиоактивный распад урана.

Однако по расчетам оказалось, что если бы источником энергии Солнца служил радиоактивный распад, то для поддержания современного своего расхода энергии Солнце должно было бы целиком состоять из урана. Между тем доказано, что Солнце на одну треть по массе состоит из водорода, гелия содержит еще больше, а тяжелых элементов на Солнце относительно немного. Другие звезды тоже содержат относительно небольшое количество тяжелых элементов.

Естественный радиоактивный распад урана происходит медленно и независимо от внешних условий, между тем как интенсивность излучения звезд весьма сильно зависит от температуры в их недрах. Существуют очень горячие звезды, излучающие в десятки тысяч раз больше нашего Солнца.

Следовательно, ни баланс энергии звезд, ни зависимость их излучения от температуры не соответствуют предположению поддержании энергии за счет естественного радиоактивного распада. Поэтому предположение о том, что источником энергии Солнца и звезд является естественный радиоактивный распад урана или других радиоактивных веществ, также оказывается несостоятельным.

Итак, мы видим, что ни сжатие Солнца, ни падение на него метеоритов, ни одна из химических реакции (например, сгорание угля), ни естественный радиоактивный распад урана или других радиоактивных веществ не в состоянии объяснить происхождение энергетических ресурсов Солнца. Доказательство этого является определенным успехом, хотя и негативным. Ведь, если мы что-нибудь ищем, знание того, где не нужно искать, облегчает поиски.

В чем же разгадка происхождения энергетических ресурсов Солнца и звезд?

В течение последних десятилетий ученые открыли и изучили сначала теоретически, а затем и практически, совершенно новый класс источников энергии - ядерные реакции. Оказалось, что два типа этих реакций обладают огромной теплотворной способностью и являются "цепными", т. е. способными сами себя поддерживать. Одна из них основана на делении тяжелых элементов, например, урана. Другая реакция, так называемая термоядерная, основана на .синтезе легких элементов, например, гелия из водорода.

В технике качество горючего принято оценивать по его теплотворной способности. Теплотворной способностью топлива называется количество тепла (в больших калориях), которое получается при сгорании 1 килограмма данного вида топлива. Так, например, теплотворная способность пороха равна 5000 больших калорий на килограмм, теплотворная способность угля 7000-7500 больших калорий на килограмм.

Теплотворная способность ядерной реакции деления урана оказалась равной около 75 миллиардов больших калорий на килограмм прореагировавшего урана. Теплотворная способность термоядерной реакции синтеза г гелия из водорода составляет около 150 миллиардов больших калорий на килограмм прореагировавшего водорода, что в 20 миллионов раз больше теплотворной способности угля.

По своей теплотворной способности эти реакции могли бы служить для поддержания энергетических ресурсов звезд. Посмотрим, могут ли они иметь место в действительности.

Солнце и звезды в основном состоят из легких элементов - водорода, гелия и некоторых других, а так же - элементов в них очень мало. Таким образом, в отношении наличия "горючего" звездные условия соответствуют протеканию термоядерных реакций синтеза.

Процесс развития звезды в настоящее время представься следующим образом: вначале огромное темное газовое скопление медленно сжимается под действием сил тяготения. По мере сжатия скопления температура и давление в его недрах все более увеличиваются. Таким образом создаются условия для интенсивного протекания ядерных реакций. Когда разгораются ядерные реакции синтеза вещества, то выделяется огромное количество энергии и температура скопления резко увеличивается. При этом скопление становится самосветящимся, т. е. рождается как звезда. В этом процессе первоначальное сжатие небесного тела играет роль "запуска" ядерного источника энергии звезды.

В различных звездах имеют место различные ядерные реакции, а в одной и той же звезде в процессе ее развития одни ядерные реакции сменяют другие. Сначала идет реакция "сгорания" дейтерия. При этом температура звезды увеличивается, давление внутри нее повышается и сжатие звезды замедляется или приостанавливается вплоть до выгорания дейтерия. Следующим этапом эволюции звезды является развитие в ней ядерных реакций синтеза гелия из водорода. Именно эти ядерные реакции имеют основное энергетическое значение для нашего Солнца и многих других звезд. При их протекании четыре ядра атомов водорода путем ряда последовательных превращений образуют ядро атома гелия. Таким образом, в огромных и мощных "печах", работающих в недрах Солнца и звезд, "топливом" служит водород, а в результате его "сгорания" получается гелий.

После того как значительная часть водорода будет израсходована и, таким образом, этот источник энергии исчерпан, звезда снова сжимается, а температура вещества в ее недрах и его плотность еще более увеличиваются. Это еще один кардинальный этап в жизни звезды. Теперь в ней начинает протекать реакция синтеза гелия, приводящая к образованию еще более тяжелых элементов. Средний молекулярный вес вещества звезды увеличивается. Она становится менее прозрачной. Температура ее недр еще более повышается, а ее оболочка разбухает. При этом звезда превращается в красного гиганта.

На этом эволюция звезд не заканчивается. Так как па всех предыдущих этапах своей жизни они щедро разбрасывали частицы и излучение, то с течением времени масса их уменьшается, а состав изменяется. Большинство из них превращается в небольшие, очень плотные и слабо светящиеся космические тела - так называемые "карлики".

В нашем Солнце, как мы уже говорили, протекает реакция синтеза гелия из водорода, и оно находится где-то около середины этого этапа своего существования. Таким образом, для того, чтобы определить его возраст, нужно измерить относительное содержание в нем водорода и гелия.

Как это сделать?

Определение состава и возраста Солнца и звезд

На первый взгляд может показаться, что для определения состава Солнца или звезды необходимо добыть хотя бы немного их вещества. Однако это не так. Состав того или иного небесного тела можно определить, наблюдая с помощью специальных приборов приходящий к нам от него свет. Этот метод называется спектральным анализом и имеет большое значение в астрономии.

Суть этого метода можно уяснить следующим образом. Поставим перед электрической лампой непрозрачную преграду с узкой щелью, за щелью - стеклянную призму, а несколько поодаль - белый экран. В электрической лампе светится накаленная твердая металлическая нить. Вырезанный щелью узкий пучок белого света, пройдя сквозь призму, разлагается на составные цвета и дает на экране красивое цветное изображение, состоящее из участков различного цвета, непрерывно переходящих друг в друга, - это так называемый непрерывный световой вспектр, похожий на радугу. Вид спектра накаленного твердого тела не зависит от его состава, а только от температуры тела.

Иное положение имеет место при свечении веществ в газообразном состоянии. При свечении газов каждый из них светится особым, только ему одному свойственным светом. При разложении этого света с помощью призмы получается набор цветных линий, или линейчатый спектр, характерный для каждого данного газа (рис. 56). Таково, например, свечение неона, аргона и других веществ в газосветных трубках, или так называемых лампах холодного света.

Рис. 56. Линейчатые спектры, водорода и гелия
Рис. 56. Линейчатые спектры, водорода и гелия

Спектральный анализ основан на том, что каждое данное вещество можно отличить от всех остальных по спектру его излучения. При спектральном анализе смеси нескольких веществ по относительной яркости отдельных свойственных каждому веществу линий можно определить относительное содержание той или иной примеси. При этом точность измерений такова, что позволяет определить наличие малой примеси, даже если она составляет всего одну стотысячную долю от общего количества вещества. Таким образом, спектральный анализ является не только качественным, но и точным количественным методом исследования состава смеси.

Направляя на небо телескопы, астрономы исследуют характер движения звезд и состав излучаемого ими света. По характеру движения небесных тел определяют размеры звезд, их массу и т. д. По составу света, излучаемого небесными телами, с помощью спектрального анализа определяется химический состав звезд. Относительное содержание водорода и гелия в исследуемой звезде определяется путем сравнения яркости спектров этих веществ.

Поскольку развитие звезды сопровождается непрерывным превращением внутри нее водорода в гелий, то чем старше звезда, тем меньше в ее составе водорода и больше гелия. Знание их относительного содержания позволяет вычислить возраст звезды.

Однако этот расчет совсем не прост, потому что в процессе эволюции звезд их состав изменяется, а масса уменьшается. Между тем скорость, с которой в звезде идет превращение водорода в гелий, зависит от ее массы и состава. Более того, в зависимости от начальной массы и начального состава эти изменения протекают с разной скоростью и несколько различными путями. Таким образом, для того, чтобы правильно определить" возраст звезды по наблюдаемым величинам - светимости, массе и составу, нужно в некоторой мере восстановить историю звезды. Именно это делает все расчеты довольно сложными, а их результат не очень точным.

Тем не менее для многих звезд соответствующие измерения и расчеты были произведены. По данным А. Б. Северного в Солнце содержится водорода 38%, гелия 59%, остальных элементов 3%, в том числе углерода и азота около 1%. В 1960 г. Д. Ламбер на основании данных о массе, светимости и составе Солнца, а также детальных расчетов предполагаемой его эволюции получил значение возраста Солнца, равное 12*109 лет.

При изучении истории развития небесных тел нет ни необходимости, ни возможности следить за какой-нибудь одной звездой от ее рождения до ее старости. Вместо этого можно изучить много звезд, находящихся на различных этапах своего развития. В результате таких исследований удалось выяснить не только настоящее, но также прошлое и будущее звезд, и в частности нашего Солнца.

Вначале Солнце очень расточительно тратило свою массу и энергию и сравнительно быстро перешло к своему современному состоянию, характеризующемуся более спокойным и ровным существованием, при котором происходят лишь крайне медленные изменения его светимости, температуры и массы. В этом уже "зрелом" возрасте Солнце просуществует еще много миллиардов лет.

Затем вследствие накопления большого количества гелия прозрачность Солнца уменьшится и соответственно уменьшится его теплоотдача. Это приведет к еще большему разогреванию Солнца. К этому времени запасы водородного "горючего" в Солнце почти иссякнут, поэтому после сравнительно непродолжительного разгорания Солнца начнется относительно быстрое его угасание. Впрочем, все это случится с нашим Солнцем не скоро, не меньше чем через десяток миллиардов лет.

Встречаются такие звезды, в которых содержание водорода много больше, чем в нашем Солнце, а также и такие, в которых водорода очень мало. В. А. Амбарцумян, Б. А. Воронцов-Вельяминов и Б. В. Кукаркин показали, что в Галактике имеются молодые звезды, например, ряд сверхгигантов, возраст которых не превышает всего одного или десяти миллионов лет, а также и старые Звезды, возраст которых много больше возраста нашего Солнца.

В 1961 г. Г. Арп исследовал ряд наиболее старых звезд. Для старейшего рассеянного скопления NGC 188 он получил значение возраста, равное 16*109 лет, а у одного из старейших шаровых скоплений М5 возраст оказался равным 20*109 лет. По оценкам Хойла, Окса и Вильсона возраст некоторых близких к Солнцу звезд: δ Эридана и μ Геркулеса А, составляет 10-15 миллиардов лет. По-видимому, в нашей Галактике имеются и более старые звезды.

Наша Галактика представляет собой гигантское скопление звезд, связанных между собой силами притяжения и таким образом объединенных в общую систему. Эта система имеет форму очень плоского диска. В ней содержится около 1013 звезд. Наше Солнце - одна из них. Вся эта система медленно вращается, однако не как твердое тело, а скорее как тело полужидкое, вязкое. Угловая скорость вращения Галактики убывает от ее центра к периферии так, что в 8 килопарсеках от центра период обращения составляет около 212 миллионов лет, а в районе нашего Солнца, т. е. на расстоянии 10 килопарсеков от центра, - 275 миллионов лет. Именно этот период обычно называют галактическим годом.

Очевидно, что возраст Галактики следует определять по самым старым из входящих в нее звезд. Из изложенного ранее следует, что определенный таким образом возраст нашей Галактики составляет около 20 миллиардов лет. Впрочем, это заключение еще не категоричное. Более того, многочисленные исследования последних лет показывают, что в отношении заключений о длительности существования звезд нужна большая осторожность. При этом метод определения возраста звезд сомнений не вызывает. Он ясен и убедителен. Все дело в том, что ряд основных параметров звезд, например, масса, начальное содержание водорода и т. д., которые используются при расчете их возраста, в большинстве случаев известны нам недостаточно точно. Поэтому и возраст Галактики следует оценить более осторожно, например, в 15-20 миллиардов лет.

В настоящее время возраст Галактики удалось определить и другими методами, и при этом получились несколько иные результаты. Рассмотрение этих методов и сравнение полученных с их помощью результатов представляет большой интерес и приведено далее.

предыдущая главасодержаниеследующая глава










© Злыгостев Алексей Сергеевич, подборка материалов, оцифровка, статьи, оформление, разработка ПО 2001-2019
При копировании материалов проекта обязательно ставить ссылку на страницу источник:
http://physiclib.ru/ 'Библиотека по физике'

Рейтинг@Mail.ru