Так что же из чего возникает: звезды из туманностей или туманности из звезд? А может быть, идут, взаимно компенсируя друг друга, оба процесса?

Тут нужно сразу же заметить, что, с точки зрения наблюдателей, эти два процесса находятся в неравноправном положении: в то время как превращение вещества звезд в вещество туманностей и межзвездного газа подтверждается целым рядом реально наблюдаемых фактов (корпускулярное излучение Солнца, сброс оболочек новых и сверхновых, истечение вещества из звезд Вольфа—Райе и др.), никто никогда не наблюдал, по крайней мере до 1950г., каких-либо явлений, указывавших на возможность обратного перехода.

3. Звездные модели

Чтобы представить себе, как развивается звезда, надо было знать, как она устроена. Наблюдения за звездами могли дать радиус, массу, среднюю плотность звезды и температур на поверхности. Но как изменяются плотность и температура с глубиной по мере перехода от поверхности звезды к ее недрам? Ясно, что они должны расти, но по каким законам? И как переносится тепло внутри звезды: излучением или конвекцией? Эти вопросы тоже требовали ответа. И ученые давно уже пытались найти этот ответ.

Пока в 1862 году Анджело Секки прилаживал свой спектроскоп к телескопу Ватиканской обсерватории, в Далекой Англии Уильям Томсон (Кельвин), изучая термодинамику земной атмосферы, ввел понятие конвективного равновесия. Это был первый краеугольный камень, заложенный в теорию внутреннего строения звезд.

"Всякую сплошную среду, — писал Кельвин, подверженную влиянию гравитации, будем называть находящейся в конвективном равновесии, если плотность и температура распределены по всей среде таким образом, что поверхности равной плотности и равной температуры остаются неизменными" в случае действия на среду малых возмущений.

Сущность конвективного равновесия, поясняет далее Кельвин, состоит в следующем. Выделим в газовой среде какой-нибудь малый объем и изолируем его от теплообмена с окружающей средой. Если наш объем, расширяясь или сжимаясь, достигнет плотности среды, какую она имеет в некоторой другой точке, то и температура его будет равна температуре среды в этой точке.

Выводя уравнение адиабатического и политропического равновесия, Кельвин еще не предполагал, что его можно применить для изучения внутреннего строения Солнца и звезд. Это сделал спустя восемь лет американский физик Гомер Лейн.

Сначала Лейн интересовался лишь температурой поверхности Солнца, которая тогда еще не была известна. Как определить ее, зная количество лучистой энергии, испускаемой с единицы поверхности Солнца? Лейн вынужден был использовать данные экспериментов по излучению энергии нагретыми поверхностями и проэкстраполировать их в сторону больших энергий излучения.

Следующей задачей, которую поставил и решил Лейн, было определение плотности солнечного вещества у поверхности. Для этого он должен был рассмотреть равновесие Солнца как целого. Вот тут и пригодились условия конвективного равновесия, введенные Кельвином. Распределение температуры с расстоянием от центра Солнца выразилось довольно сложным дифференциальным уравнением.

Итак, распределение температуры Солнца с глубиной было построено. После этого не составляло труда, используя политропические соотношения, найти распределение плотности и давления.

Лейн стал не только первым исследователем физических условий в атмосфере Солнца, но и первым исследователем звездных недр, хотя сперва эта проблема его не интересовала. С именем Лейна связана одна очень важная теорема. Она позволяет от значений функции Лейна — Эмдена для данного относительного расстояния от центра газового шара перейти к значению этой функции для любого другого расстояния. Это — очень удобный закон подобия для распределения температуры, плотности и давления в звездах. Если звезда (или вообще газовый шар) расширяется или сжимается так, что все ее части изменяют свои размеры в одном и том же отношении (такое расширение — сжатие называется однородным), то, согласно теореме Лейна, температура, плотность и давление в каждой точке изменяются обратно пропорционально первой, третьей и четвертой степени этого отношения соответственно. Таким образом, теорема Лейна позволяла рассчитать изменение состояния звезды при ее расширении или сжатии.

Между тем в конце 70-х годов проблемой равновесия звезд заинтересовался немецкий физик А. Риттер. За шесть лет (1878 - 1883) он опубликовал в одном и том же журнале 18 коротких сообщений, в которых, совершенно независимо от Лейна (с работами которого он не был знаком), он выводил закон Лейна и вычислял функцию Лейна — Эмдева для различных значений показателя политропы. Но Риттер пошел дальше и вывел уравнения для внутренней и потенциальной энергии звезды, впервые рассмотрел вопрос о пульсациях газового шара и доказал, что период этих пульсаций обратно пропорционален квадратному корню из плотности звезды.

Работа еще одного известного астрофизика Карла Шварцшильда, опубликованная в 1906г., сыграла важную роль в разработке теории лучистого переноса энергии, теории строения звездных атмосфер и, теории внутреннего строения звезд. Вещество звезды могло находиться либо в лучистом, либо в конвективном равновесии. Условие лучистого равновесия заключается в том, что количество энергии излучения, поглощаемой объемом, равно количеству энергии, испускаемой им. Если это условие выполняется в данной зоне звезды, можно утверждать, что эта зона находится в состоянии лучистого равновесия.

Прежде всего, надо ясно представить себе, что в нагретом до нескольких тысяч градусов газе лучистый перенос тепла будет обязательно, а конвекция может возникнуть лишь при определенных условиях. Такие условия наступят, если градиент температуры (скорость ее изменения с высотой) окажется больше, чем при адиабатическом равновесии.

В этом случае нагретый объем газа, поднимаясь вверх, не успевает охладиться до температуры внешней среды и стремится подняться еще выше. Возникшие вертикальные токи газа не затухают, а, наоборот, непрерывно поддерживаются. Градиент температуры в ходе конвекции несколько снижается, но остается чуть выше адиабатического.

Немецкий астрофизик А. Унзольд в 1930г. отметил, что ионизация водорода уже на небольших глубинах (где температура достигает 10 000°) порождает мощную конвекцию. Действительно, с подъемом некоторого объема газа, содержащего ионизованный водород, в нем начинается рекомбинация ионов водорода с электронами — процесс, сопровождающийся выделением тепла. Это тепло задерживает охлаждение газа до температуры внешней среды, и объем будет продолжать подниматься. В опускающемся объеме, наоборот, начнется ионизация водорода, требующая затраты тепла, объем не сможет разогреться до "наружной" температуры и будет продолжать опускаться.

В 1935г. другой немецкий астрофизик, Л. Бирман применив к анализу конвекции в звездных недрах метод, - развитый гидродинамиком Прандтлем, показал, что глубина Конвективной зоны может быть гораздо больше, чем принимал Унзольд, и измеряться десятками тысяч километров. Тремя годами ранее Бирман установил, что в звезде с сильной концентрацией источников энергии к центру должно образоваться конвективное ядро, потому что один лучистый перенос не будет успевать "откачивать" энергию‚ вырабатываемую в этом ядре чересчур мощными источниками. На основе идей Бирмана англичанин Т. Каулинг разработал ставшую хорошо известной модель звезды с конвективным ядром и оболочкой, находящейся в лучистом равновесии.