Исследование Солнца - ближайшей звезды

От молодого солнца к современному.

При конструировании модели для звёзд главной последовательности можно определить, какое количество энергии выделяется в каждой точке центральной области звезды за счёт сгорания водорода. Известно также, сколько атомов гелия возникает там в каждую секунду. В центре «молодого» Солнца на каждый килограмм вещества образуется за каждый год одна десятимиллионная для грамма гелия. Если вычислить для каждой точки в объёме звезды, сколько гелия образуется там за миллионы лет, то мы получим химический состав модели Солнца, который формируется через миллион лет после начала горения водорода.

Заложив в вычислительную машину новый состав центральных областей звезды, можно получить новое решение для модели. Но при увеличении концентрации гелия меняются и свойства звёздного вещества. Иной становится его прозрачность для излучения, а ядерные реакции превращения водорода в гелий идут не так полно как в «молодом» Солнце. Такая модель звезды описывает свойства Солнца через миллионы лет после начала ядерных реакций; она отличается от модели «молодого» Солнца чрезвычайно слабо, поскольку миллион лет – это очень малый промежуток времени по сравнению с миллиардами лет, в течение которых Солнце светит за счёт ядерных реакций. Поэтому температура поверхности в новой модели почти такая же, как у «молодого» Солнца, а светимость лишь не на много выше. Поскольку в центре звезды становится меньше водорода, температура центральных областей Солнца в новой модели слегка повышается. Это означает, что теперь там образуется чуть больше энергии, чем прежде.

Новая модель Солнца тоже показывает нам, где освобождается энергия ядерных реакций и сколько водорода превращается в гелий за каждую секунду. И снова мы можем определить химический состав звезды ещё через один миллион лет. Для этого нового химического состава вновь можно построить модель внутренней структуры Солнца.

Так мы можем последовательно переходить от одной модели Солнца к целому ряду других. Поскольку в результате каждого расчёта мы можем определить температуру поверхности и светимость, то каждую из этих моделей можно изобразить точкой на диаграмме Г – Р (Герцшпрунга и Рессепа). На этой диаграмме появляется цепочка точек, начало которой совпадает с «молодым» Солнцем. Эта последовательность точек описывает, как перемещается Солнце по диаграмме Г – Р в ходе своего развития.

2

Мы определили, таким образом, путь развития Солнца. Он показан на рис.1. на некоторых участках этой траектории отмечено время, прошедшее с момента зажигания водорода в недрах Солнца

Рис.1. Путь развития Солнца на диаграмме Г – Р. он начинается от «молодого» Солнца, проходит через точку, которая

соответствует современному Солнцу, а затем уходит в сторону от «молодой» главной последовательности в область красных гигантов. На рисунке обозначено время, прошедшее с момента начала ядерной реакции превращения водорода в гелий в недрах «молодого» Солнца.

Путь развития нашего модельного Солнца проходит через точку на диаграмме, которая соответствует нынешнему

времени. Теперь мы хорошо видим, что различия в свойствах между молодым Солнцем и современным Солнцем связано с постепенной временной эволюцией нашей звезды.

Расчёты позволили нам определить и возраст нашего Солнца. Между «молодым» Солнцем на диаграмме и Солнцем в настоящем времени прошло 4,5 млрд. лет. Таков возраст нашего Солнца.

Структуры «молодого» Солнца и современного Солнца не слишком отличаются друг от друга. Здесь и там мы наблюдаем конвективный внешний слой, в то время как в более глубокой области энергия переносится от внутренних слоёв к внешним с помощью излучения. Превращения водорода в гелий происходит в реакциях протон – протонной цепочки. Современное Солнце отличается от молодого только тем, что в его центральной области содержится некоторое количество гелия, возникшего в результате ядерных реакций. В то время как во внешних слоях на килограмм вещества приходится 270 граммов гелия, в центральных областях содержание достигает 590 граммов. Примерно 300 граммов на килограмм массы образовалось

3

в результате сгорания водорода. Во внешнем слое солнечное вещество постоянно перемешивается. Каждый грамм вещества, достигший внешней поверхности, за некоторое время до этого находится в нижней части конвективного слоя, где температура вещества составляет около одного миллиона градусов. Это примерно в 170 раз выше температуры поверхности Солнца.

4