Происхождение жизни: маленький теплый водоем - Фолсом К.
Скачать (прямая ссылка):
глава 2 Возраст звезд и планет; периодическая система элементов
А Вид Солнца во время затмения в 19И0 г. Солн-
це, звезда средних размеров, по массе превосходит Землю примерно в 300 ООО раз. Оно состоит в основном из водорода, подвергшегося гравитационному сжатию, и температура в его центре вследствие реакции слияния ядер водорода составляет 15 млн. К. Солнце содержит количество водорода, достаточное для поддержания постоянного потока энергии по крайней мере в течение еще 5000 млн, лет.
Очевидное — это то, чего никогда не видишь, пока кто-нибудь не сформулирует это достаточно просто.
Калил Гибран. Песок и пена
Возраст (или время жизни) звезды можно в принципе определить, исходя из того, что звезда излучает энергию в космическое пространство с измеримой скоростью. Энергия, соответствующая ее массе, обусловлена ядерными реакциями, и, хотя масса звезды очень велика, она не бесконечна.
В качестве первого приближения рассмотрим звезду с массой пг, первоначально состоящую исключительно из водорода. Полное количество высвобождаемой ею энергии Е составляет
Е = 0,007 /пс2,
где 0,007 — дефект массы, проявляющийся в виде энергии в ходе слияния четырех водородных атомов в атом гелия, ас — скорость света.
Для звезды с массой, равной массе Солнца, ?' = 1052эрг. В настоящее время мощность излучения Солнца составляет 1041 эрг/год. Если бы Солнце излучало энергию с этой постоянной скоростью, то продолжительность его жизни была бы
—— = 100000 млн. лет.
10"
Однако этот приближенный результат дает завышенную продолжительность жизни, поскольку, по мере того как протекает слияние водородных атомов и звезда стареет, равновесие звезды сдвигается. Звезды представляют собой массивные газовые тела, в которых направленные внутрь силы гравитационного сжатия уравновешены силами гидростатического давления, направленными наружу. Если температура звезды падает, то давление внутри ее понижается и звезда сжимается.' Наоборот, если температура повышается, то давление возрастает и звезда расширяется. Процесс слияния водородных атомов зависит от температуры: с ростом температуры его скорость увеличивается.
Массивные звезды имеют более высокие температуры, чем звезды небольшого размера, и быстрее расходуют во-
дород. В первом приближении, сделанном нами, следует дополнительно учесть как изменения в равновесии звезды в ходе ее эволюции, так и зависимость между массой и температурой.
Один из способов построения картины эволюции звезды и вычисления ее возраста заключается в анализе большой случайной выборки звезд. При этом измеряют расстояния до звезд, их видимый блеск и цвет каждой звезды. Расстояние до близких звезд можно измерить методом параллакса.
Если известны видимый блеск и расстояние до звезды, то можно вычислить ее абсолютную звездную величину, поскольку видимый блеск звезды обратно пропорционален расстоянию до нее. Абсолютная звездная величина есть функция скорости высвобождения энергии независимо от ее расстояния до наблюдателя.
Цвет звезды определяется ее температурой: голубой
цвет соответствует очень горячим звездам, белый — горячим, а красный — относительно холодным.
На рис. 2.1 представлена диаграмма Герцшпрунга — Ресселла, отражающая зависимость между абсолютной звездной величиной и цветом для большого числа звезд. Поскольку эта классическая диаграмма включает звезды всевозможных размеров и возрастов, она соответствует «средней» звезде на различных стадиях ее эволюции.
Большинство звезд располагается на прямолинейной части диаграммы; они испытывают лишь постепенные изменения равновесия по мере выгорания содержащегося в них водорода. На этой части диаграммы, которая называется главной последовательностью, звезды с большей массой имеют более высокую температуру; в них быстрее протекает реакция слияния атомов водорода, и продолжительность их жизни меньше. Звезды с массой меньшей, чем солнечная, имеют более низкую температуру, слияние водородных атомов протекает в них медленнее, и продолжительность их жизни больше. Когда какая-либо звезда главной последовательности иврасходует около 10% своих исходных запасов водорода, ее температура снизится и произойдет расширение. Как предполагают, красные гиганты представляют собой «состарившиеся» звезды всех размеров, принадлежавшие ранее главной последовательности.
Рис. 2.1. Диаграмма Герцшпруога — Ресселла, отражающая зависимость между абсолютной звездной величиной и температурой для большого числа звезд в пределах нашей Галактики. На эту диаграмму нанесены данные дли множества звезд, люба и отдельная точка представляет собой звезду. Поскольку выборка звезд явлиет-ся случайной, эта диаграмма дает «усредненную» историю звезды.
При точном определении возраста звезды эти факторы следует принимать во внимание. Вычисления с их учетом показывают, что ни одна звезда в нашей Галактике не старше 11000 млн. лет. Некоторые маленькие звезды имеют этот возраст; многие более крупные звезды гораздо моложе. Самые массивные звезды могут находиться на главной последовательности не более 1 млн. лет. Солнце и звезды подобных размеров находятся на главной последовательности около 10000 млн. лет, прежде чем достигают стадии красных гигантов. Возраст, вычисленный таким способом, составляет всего 10% от результата, полученного в первом приближении, —100 000 млн. лет,
