|
Ведь давление газа в окружающем космическом пространстве ничтожно, а внутри корабля велико. Вот газ и стремится выйти наружу. То же происходит, когда разгерметизируется кабина самолета. К счастью, это бывает редко. Но когда все же случается, жизни пассажиров угрожает опасность, так как они сразу вынуждены дышать воздухом на высоте большей, чем Эверест.
Так в чем секрет? Почему наш огромный раскаленный газовый шар не рассеялся в космическом пространстве? Ведь газ в недрах Солнца находится под чудовищным давлением, а вне Солнца — пустота, глубокий вакуум. Однако благодаря своей огромной массе Солнце сжато силами гравитации, и именно эти силы препятствуют тепловому разлету его вещества в космос. В наружных слоях Солнца тепловая скорость частиц газа порядка 10 километров в секунду. И не будь гравитации, уже за 10 дней радиус Солнца увеличился бы в 10 раз. И как на Земле каждый человек чувствует свой вес, так и на Солнце каждая частичка «знает», что ей никогда не вырваться из гравитационного плена нашей звезды. Вот причина равновесия Солнца. Высокие температуры газа препятствуют силам гравитации совершить катастрофу и заставить сжаться наше Солнце, а гравитация, со своей стороны, «дисциплинирует» Солнце, заставляя его находиться в определенных «рамках».
Кластер галактик в созвездии Тельца. Условие равновесия можно выразить чрезвычайно просто. Газовое давление в центре звезды должно быть равно весу столба с поперечным сечением 1 см<sup>2</sup> и высотой, равной радиусу нашего газового шара. Если сделать соответствующие оценки, то окажется, что давление в центре Солнца будет порядка 10<sup>10</sup> атмосфер! Столь большое давление может быть обеспечено достаточно высокой температурой. Здесь как раз, зная давление, мы можем использовать закон Клайперона и вычислить температуру: T = Pμ/Aρ, где P — давление, A — универсальная газовая постоянная, μ — молекулярный вес, ρ — плотность, а T — температура. Вводя некоторые простые допущения, путем несложных преобразований можно привести эту формулу к другому виду: T = μFM/AR, где M — масса звезды, R — ее радиус, a F — постоянная всемирного тяготения. Все здесь известно (по крайней мере для нашего Солнца), кроме μ — молекулярного веса. Как известно, молекулярный вес численно равен массе вещества, состоящей из числа частиц N (N = 6 · 10<sup>23</sup> — число Авогадро). Нам нужно найти молекулярный вес звездного вещества, состоящего из ядер атомов различных элементов и электронов. Оценки показывают, что он меняется от 0,5 до 1,3. У звезд середины главной последовательности, к которым, разумеется, относится и наше Солнце, μ = 0,6. Теперь мы можем записать крайне простое соотношение для температуры центральной части звезды: T<sub>с</sub> = 14(M/M)(R/R) миллионов градусов. Здесь M и R — масса и радиус любой звезды, M, R — масса и радиус Солнца. Ясно, что температура Солнца равна по этой формуле 14 миллионам градусов. Таким образом, довольно сложная задача определения температуры в центре звезд решена очень просто. Мы использовали сейчас лишь два хорошо известных физических закона: закон всемирного тяготения и газового состояния. Посмотрим теперь, каким образом тепловая энергия переходит из очень горячих, центральных частей звезды к более холодной поверхности, откуда она уходит в пространство. Насколько это важно для понимания строения звезды? Вопрос этот имеет принципиальное значение. Ведь светимость звезды — один из главных ее параметров — и есть поток энергии, достигший поверхности и уходящий потом в пространство. Этот поток во многом определяет структуру всей звезды. Различные формы переноса тепла хорошо известны в повседневной жизни. |
