Гравитация и относительность - Цзю Х.
Скачать (прямая ссылка):
Влияние переменной гравитации на Солнечную систему 263
зависит от температуры, и за счет этих процессов в законе изменения светимости прибавляются еще три или четыре единицы в показателе степени. Для звезды примерно солнечной массы светимость тогда ведет себя как
L-G7^8. (17)
Ho упрощающее предположение о неизменности радиуса звезды совершенно необосновано. Температура в центре звезды определяется той температурой, при которой происходят ядерные реакции. Эта температура не очень сильно зависит от G, так что в действительности должен изменяться радиус звезды, а не температура в ее центре. Более тщательный анализ показывает, однако, что зависимость светимости от гравитационной постоянной, полученная нами ранее, остается приблизительно правильной как при изменении температуры в центре звезды, таїк и .при изменении ее радиуса.
Таким образом, светимость звезды солнечной массы должна заметно зависеть от величины G. Изменение светимости примерно в восемь раз превышает изменение гравитационной постоянной. Если изменение G за год составляет 3-Ю"11, то изменение светимости должно быть равно
¦^«8-^-« 2,5-10_1° аиГ1. (18)
За 4 млрд. лет светимость должна измениться примерно на 100%. Изменение Gi протекающее с такой скоростью, весьма заметным образом сказалось бы на темпах звездной эволюции и могло бы привести к серьезным расхождениям в определенных в настоящее время эволюционных возрастах зівезд.
Я перейду теперь к истории Галактики в той форме, в какой она нам известна, и рассмотрю вопрос о том, как ускоренная эволюция звезд в прошлом должна сказываться на результатах наших наблюдений. Мы считаем, что наша Галактика первоначально представляла собой гигантскую массу водорода, которая через очень короткий промежуток времени после ее образования дала первичную популяцию звезд. Эти звезды носят название «популяция II» и находятся в шаровых скопле-
264
Глава 8
ниях, а также в форме поля звезд с высокими скоростями. О том, что звездная популяция II образовалась довольно быстро, говорят большие и беспорядочно направленные скорости звезд, в которых, по-видимому, отражается первоначальная турбулентность движения газа.
Если это так, то популяция II должна была образоваться за время порядка характеристического времени затухания турбулентности в Галактике, не превышающего, по-видимому, 200 млн. лет.
Могло быть и так, что первоначальная популяция отличалась большей яркостью и активностью и содержала очень большое количество массивных звезд, ультрафиолетовое излучение которых привело к появлению турбулентности, сохранявшейся затем 1 млрд. лет. Более 1 млрд. лет эта турбулентность не могла поддерживаться яркими звездами первоначальной популяции, так как время жизни звезд, обладающих подходящим для поддержания турбулентности ультрафиолетовым спектром, мало. Таким образом, срок образования основной части популяции II, вероятно, меньше 1 млрд. лет.
Эта шкала времени, по-видимомук довольно хорошо согласуется с предположением Салпитера о том, что скорость образова-ния звезд пропорциональна количеству имеющегося в Галактике газа. Отсюда следует, что период образования гало составляет 0,2 всего возраста Галактики. Он превышает 1 млрд. лет и имеет порядок 2 млрд. лет.
Характерной особенностью звезд популяции II является малое содержание тяжелых элементов. Видимо, они состоят из чистого водорода.
Что же касается звезд популяции I, то все они характеризуются значительным содержанием тяжелых элементов. Проведенные Арпом [7] и другими исследователями измерения показали, что относительное содержание тяжелых элементов увеличивается со временем примерно гак, как показано на фиг. 8.3. По оси абсцисс отложено время в условных единицах, а по оси ординат—логарифм отношения содержания металла к содержанию водорода. Содержание металла очень быстро достигает значения этой величины для Солнца. Для
Влияние переменной гравитации на Солнечную систему 265
чрезвычайно старого скопления NGC 188, отмеченного на оси времени сразу же после популяции II, характерно, по-видимому, такое же содержание тяжелых элементов, как и для Солнца.
Популяция II Популяция I
М2, M13 NGC188 M67 Солнце Гиады
Фиг. 8.3. Отношение содержаний металлов и водорода в звездах (по отношению к солнечному) как функция времени образования звездных скоплений [7].
Данные, приведенные на фиг. 8.3, не очень точны, так как весьма трудно измерить малые изменения в содержании тяжелых элементов. Все же они показывают, что тяжелые элементы образуются в основном в звездах, относящихся к гало. Это связывает между собой звезды, образующие гало, и популяцию II. После завершения образования популяции гало начали появляться звезды с малыми скоростями. Похоже, что они с самого начала содержали большую часть своих тяжелых элементов. В дальнейшем содержание этих элементов возросло лишь ненамного (на 20—40%).
В первоначальной популяции присутствовали звезды тадого типа, который уже це обнаруживается в Галак-
266
Глава 8
тике, а именно звезды больших масс популяции II. Мы уже не наблюдаем их и не имеем данных об их свойствах. Возможно, что это были «предки» сверхновых, и они могли бы послужить первичным источником тяжелых элементов. Если в прошлом гравитационное взаимодействие было более сильным, то это обстоятельство могло оказаться на устойчивости звезд так, что вероятность образования сверхновых увеличилась.
