Концепции и принципы химического естествознания — страница 2

  • Просмотров 863
  • Скачиваний 16
  • Размер файла 42
    Кб

наблюдать огромное количество звезд на самых разных стадиях развития — от рождения до смерти, — в том числе множество так называемых «звездных ассоциаций» — групп звезд, родившихся почти одновременно. Помогла и сравнительная «простота» строения звезды, которое довольно успешно поддается теоретическому описанию и компьютерному моделированию. Звезды образуются из газовых облаков, которые, при определенных обстоятельствах,

распадаются на отдельные «сгустки», которые дальше сжимаются под действием собственного тяготения. Сжатию газа под действием собственного тяготения препятствует повышающееся давление. При адиабатическом сжатии должна повышаться и температура — в виде тепла выделяется гравитационная энергия связи. Пока облако разреженное, все тепло легко уходит с излучением, но в плотном ядре сгущения вынос тепла затруднен, и оно быстро

разогревается. Соответствующее повышение давления тормозит сжатие ядра, и оно продолжает происходить только за счет продолжающего падать на рождающуюся звезду газа. С ростом массы растет давление и температура в центре, пока наконец последняя не достигает величины 10 миллионов Кельвинов. В этот момент в центре звезды начинаются ядерные реакции, превращающие водород в гелий, которые поддерживают стационарное состояние вновь

образовавшейся звезды миллионы, миллиарды или десятки миллиардов лет, в зависимости от массы звезды. Звезда превращается в огромный термоядерный реактор, в котором устойчиво и стабильно протекает, в общем, та же реакция, которую человек пока научился осуществлять только в неуправляемом варианте — в водородной бомбе. Выделяемое при реакции тепло стабилизирует звезду, поддерживая внутреннее давление и препятствуя ее

дальнейшему сжатию. Небольшое случайное усиление реакции слегка «раздувает» звезду, и соответствующее уменьшение плотности приводит снова к ослаблению реакции и стабилизации процесса. Звезда «горит» с почти неизменной яркостью. Температура и мощность излучения звезды зависит от ее массы, причем зависит нелинейно. Грубо говоря, при увеличении массы звезды в 10 раз мощность ее излучения увеличивается в 100 раз. Поэтому более

массивные, более горячие звезды расходуют свои запасы топлива гораздо быстрее, чем менее массивные, и живут относительно недолго. Нижний предел массы звезды, при котором еще возможно достижение в центре температур, достаточных для начала термоядерных реакций, составляет примерно 0,06 солнечной. Верхний предел — около 70 солнечных масс. Соответственно, самые слабые звезды светят в несколько сот раз слабее Солнца и могут так