После второй мировой войны данные о коэффициентах поглощения света неожиданно понадобились. При взрыве атомной бомбы возникает чрезвычайно интенсивное световое и тепловое излучение. Это излучение поглощается и затем переизлучается атомами окружающих воздушных масс. Чтобы предсказать эффект от взрыва атомной бомбы, специалистам в области атомной физики потребовалось точно знать коэффициенты прозрачности газов для светового и теплового излучения.

Несмотря на режим секретности, часть данных, необходимых для расчетов коэффициентов поглощения, можно было опубликовать. Этими данными воспользовались астрофизики. В центре атомных исследований США в Лос-Аламосе работала целая группа исследователей, которые занимались астрофизическими проблемами. Ученые как Востока, так и Запада дружно и успешно пользовались таблицами, рассчитанными в Лос-Аламосе. В этих таблицах были приведены значения прозрачности звездного вещества при различных давлениях и температурах. Успешное взаимодействие ученых Востока и Запада уже тогда проявилось в том, что часть своих таблиц исследователи из Лос-Аламоса опубликовали в журнале Академии наук СССР.

В определенных условиях поток излучения из внутренних областей звезды наружу становится таким сильным, а прозрачность звездного вещества настолько малой, что энергия начинает накапливаться в недрах звезды. В таких условиях срабатывает другой механизм передачи энергии от внутренних областей звезды к внешним. Аналогичный процесс мы можем найти и на Земле. Рассмотрим для примера раскаленную печь. Часть ее энергии передается в пространство за счет излучения. Однако существует и другой способ переноса энергии. Воздух над печью нагревается и за счет этого расширяется. Поскольку плотность нагретого воздуха уменьшилась, он поднимается вверх, а на его место поступают новые холодные массы воздуха. При этом теплый воздух переносит энергию от печи к другим участкам комнаты. В этом случае говорят о переносе энергии с помощью конвекции. Когда мы обогреваем комнату с помощью печи, энергия передается как за счет излучения, так и путем конвекции. Над открытым огнем и над поверхностью асфальта, нагретого солнцем, хорошо видны струящиеся вверх потоки нагретого газа. Более холодные массы газа опускаются сверху вниз, нагреваются и через некоторое время опять поднимаются вверх. Конвекция играет большую роль в энергетических процессах земной атмосферы. Поэтому она была хорошо изучена метеорологами задолго до того, как ею заинтересовались астрофизики.

Существует множество звезд, вещество которых находится в постоянном бурлящем движении. В этих звездах излучение не может полностью обеспечить перенос энергии; ведущая роль переходит к конвекции. Так, например через внешние слои Солнца энергия переносится не с помощью излучения, а за счет перемещения нагретых газовых струй. Кипящую газовую оболочку Солнца можно разглядеть даже в небольшой телескоп, если воспользоваться сильным фильтром, ослабляющим солнечный свет. Оказывается, что поверхность Солнца неодинаково яркая: мы видим поднимающиеся на поверхность горячие, светлые струи диаметром около тысячи километров, которые окружены холодными, более темными газовыми массами, опускающимися сверху вниз. На рис. 4.1 показан вид солнечной поверхности с постоянно меняющейся ячеистой структурой, которую астрономы называют грануляцией. Этот снимок показывает, что хорошо известная на Земле конвекция играет важную роль в мире звезд.

В этом разделе мы приведем лишь некоторые примеры известных физических законов и свойств вещества, которые помогают понять, как устроены звезды. На основе этих сведений, большинство из которых было известно уже перед второй мировой войной, можно вычислить характеристики внутреннего строения звезд просто за письменным столом. Первым, кто это сделал, был профессор термодинамики Мюнхенского высшего технического училища Роберт Эмден. Его книга «Газовые сферы», вышедшая в 1907 г., стала классической работой по теории строения звезд. Затем в Англии появились работы Артура Эддингтона, а позже — Томаса Каулинга и Субраманьяна Чандрасекара. Эти исследователи построили в 20-30-е годы модель внутренней структуры звезд. Уже эта модель позволила сделать основные выводы и получить грубые оценки для некоторых параметров звезд.

Развитие современных вычислительных средств позволило заново решить эту задачу и имитировать процессы в звездах с помощью вычислительных машин. Что имеется в виду? Нужно было «научить» электронно-вычислительные машины законам, которые определяю строение звезд. Нужно было заложить в них информацию о свойствах звездного вещества. Иначе говоря, следовало ввести в машину сведения о давлении звездного газа при всех необходимых для расчета значениях плотности и температуры. Следовало учесть в программе, в каких условиях водород превращается в гелий и какая энергия выделяется при этом процессе. Нужно было научить компьютер тому, как происходит передача энергии, освобождающейся в недрах звезд, через слои звездного вещества к поверхности. Иными словами, следовало предусмотреть случаи, когда происходит передача энергии с помощью излучения, а когда — путем конвекции. Все эти многочисленные сведения требовалось объединить в большой программе для вычислительной машины.

В настоящее время возможно сконструировать модель звезды с помощью компьютера, а затем теоретически изучить процесс ее развития. ЭВМ печатает на больших листах бумаги значения температуры, плотности, давления газа и интенсивности потока энергии для различных слоев звезды. Информация на таких распечатках описывает строение звезд в определенный момент времени. При этом мы можем сказать, что вычислительная машина рассчитала для нас модель строения звезды.

Представим себе, что у нас есть достаточно большая вычислительная машина и программа, которая моделирует внутреннее строение звезды. Мы хотим с их помощью построить модель звезды. Прежде всего необходимо задать химический состав звездного вещества. Выберем для начала смесь химических элементов, состав которой характерен для Солнца и большинства других звезд. Предположим, таким образом, что килограмм звездного вещества содержит около 700 граммов водорода и 270 граммов гелия. В остальных 30 граммах содержатся более тяжелые элементы, прежде всего углерод и кислород. Затем вычислительная машина должна будет определить свойства звездного вещества данного состава, и прежде всего его прозрачность. Теперь нужно определить еще количество вещества, которое содержится в нашей модельной звезде. Пусть масса этой звезды будет близка к массе Солнца. Тогда машина рассчитает параметры модели звезды с помощью заложенных в программу законов природы и известных свойств звездного вещества. В настоящее время вычислительные машины работают так быстро, что решение подобной задачи занимает меньше минуты. Модель звезды, в которую мы заложили данные для Солнца, получается немного меньше нашего Солнца: ее диаметр составляет около 92 % диаметра Солнца, она излучает несколько меньше энергии, чем мы ожидали. Ее светимость составляет лишь 75 % светимости настоящего Солнца. Температура поверхности близка к 5620 градусам, что на 180 градусов ниже реальной температуры солнечной поверхности. Однако мы не будем вначале обращать внимания на эти небольшие различия и рассмотрим более подробно звезду, которая получилась в нашей модели. Эта звезда лежит на диаграмме Г-Р на главной последовательности, немного ниже настоящего Солнца.